Чорна діра

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Гравітаційні викривлення, спричинені чорною дірою перед Великою Магелановою Хмарою (художнє зображення)

Чорна діра — астрофізичний об'єкт, який створює настільки велику силу тяжіння, що жодні, як завгодно швидкі частинки, не можуть покинути його поверхню, в тому числі світло.

Концепція[ред.ред. код]

Сам термін був придуманий Джоном Арчибальдом Вілером в кінці 1967 року і вперше застосований в публічній лекції «Наш Всесвіт: відоме і невідоме (Our Universe: the Known and Unknown)» 29 грудня 1967 року[1].

Загальна теорія відносності передбачає, що достатньо компактна маса буде деформувати простір-час, утворюючи чорну діру. Навколо чорної діри існує математично визначена поверхня, що називається горизонтом подій, яка визначає точку, з якої вже немає повернення. Вона називається «чорною», тому що поглинає все світло, що потрапляє на горизонт, нічого не відбиваючи, подібно абсолютно чорному тілу в термодинаміці. Квантова механіка передбачає, що чорні діри випромінюють подібно чорному тілу зі скінченною температурою. Ця температура обернено пропорційна до маси чорної діри, роблячи важкими спостереження цього випромінювання для чорних дір зоряних мас та вище.

Об'єкти, поле гравітації яких настільки сильне для світла, що воно не здатне вирватися, були вперше розглянуті у 18 столітті Джоном Мічеллом та П'єром-Симоном Лапласом. Карл Шварцшильд, видатний німецький фізик, був першим, хто запропонував розв'язок рівнянь загальної теорії відносності, що може характеризувати чорну діру, у 1916 році. Його розв'язок базувався на інтерпретації чорної діри як області простору, з якої ніщо не може втекти. Ця пропозиція настільки випередила свій час, що вона не була повністю оцінена впродовж наступних чотирьох десятиліть. Компактні об'єкти, що утворилися внаслідок гравітаційного колапсу, стали нарешті достовірною астрофізичною реальністю після відкриття нейтронних зір у середині 60-х. Представляючи собою математичний інтерес, теоретичні роботи численних відомих астрофізиків впродовж цієї ери показали, що чорні діри є передбаченням загальної теорії відносності, що з необхідністю слідує з неї.

Очікується, що чорні діри зоряних мас утворюються, коли у зорі масою більше 10 мас Сонця закінчується паливо. Це призводить до скидання зовнішніх шарів газу при вибуху наднової. Ядро зорі колапсує і стає надгустим, так що навіть атомні ядра стискаються разом. Густина енергії у ядрі при цьому прямує до нескінченності. Після того, як чорна діра утворилася, вона може продовжувати рости, абсорбуючи масу зі свого оточення. Абсорбуючи інші зорі та зливаючись з іншими чорними дірами, можуть утворитися надмасивні чорні діри з масами порядку мільйонів мас Сонця. Загальноприйнято, що надмасивні чорні діри існують в центрах більшості галактик. Зокрема, є беззаперечний доказ існування чорної діри масою більше 4 мільйонів мас Сонця у центрі нашої Галактики.

Незважаючи на невидимість структури, присутність чорної діри може бути виявлена через її взаємодію з іншою матерією, світлом або іншим електромагнітним випромінюванням. Із зоряних рухів може бути обчислена маса та положення невидимого компонента. Було відкрито близько шести подвійних зоряних систем, в яких одна з зір невидима, але має існувати, тому що вона змушує своєю гравітаційною силою іншу, видиму зорю обертатися навколо їх спільного центру мас. Таким чином, ці невидимі зорі є добрими кандидатами у чорні діри. Астрономи ідентифікували численні кандидати у чорні діри зоряних мас у подвійних системах, вивчаючи рух їх компаньйонів таким чином.

Історія[ред.ред. код]

Малюнок художника: акреційний диск гарячої плазми, який обертається навколо чорної діри.

Лаплас 1787 року вперше розрахував розмір тіла з густиною води, на поверхні якого друга космічна швидкість дорівнює швидкості світла. Таке тіло для зовнішнього спостерігача було б абсолютно чорним.

Протягом XIX століття ідея тіл, невидимих внаслідок своєї масивності, не викликала великого інтересу у вчених. Це було пов'язано з тим, що в рамках класичної фізики швидкість світла не має фундаментального значення. Проте в кінці XIX — початку XX століття було встановлено, що сформульовані Дж. Максвеллом закони електродинаміки, з одного боку, виконуються у всіх інерціальних системах відліку, а з іншого боку, не володіють інваріантністю щодо перетворень Галілея. Це означало, що існуючі у фізиці уявлення про характер переходу від однієї інерціальної системи відліку до іншої потребують значного коректування.

В ході подальшої розробки електродинаміки Г. Лоренцем була запропонована нова система перетворень просторово-часових координат (відомих сьогодні як перетворення Лоренца), щодо яких рівняння Максвелла залишалися інваріантними. Розвиваючи ідеї Лоренца, А. Пуанкаре припустив, що всі інші фізичні закони також інваріантні щодо цих перетворень.

У 1905 році А. Ейнштейн використав концепції Лоренца і Пуанкаре у своїй спеціальній теорії відносності (СТВ), в якій роль закону перетворення інерційних систем відліку остаточно перейшла від перетворень Галілея до перетворень Лоренца. Класична (галілеївсько-інваріантна) механіка була при цьому замінена на нову, Лоренц-інваріантну релятивістську механіку. В рамках останньої швидкість світла виявилася граничною швидкістю, яку може розвинути фізичне тіло, що радикально змінило значення чорних дір у теоретичній фізиці.

Однак ньютонівська теорія тяжіння (на якій базувалася первісна теорія чорних дір) не є Лоренц-інваріантною. Тому вона не може бути застосована до тіл, що рухаються з наближеною до світлової і світловими швидкостями.

Позбавлена цього недоліку релятивістська теорія тяжіння була створена, в основному, Ейнштейном (сформулював її остаточно до кінця 1915 року) і отримала назву загальної теорії відносності (ЗТВ). Саме на ній і грунтується сучасна теорія чорних дір.

За своїм характером ЗТВ є геометричною теорією. Вона припускає, що гравітаційне поле являє собою прояв викривлення простору-часу (яке, таким чином, виявляється псевдоріманове, а не псевдоевклідове, як в спеціальній теорії відносності). Зв'язок викривлення простору-часу з характером розподілу і руху полягають в ньому мас дається основними рівняннями теорії — рівняннями Ейнштейна.

1916 року Карл Шварцшильд знайшов розв'язок рівнянь загальної теорії відносності Ейнштейна для сферичносиметричного тіла. За ЗТВ, якщо розмір тіла не перевищує гравітаційного радіуса R_g={2GM \over c^2}, тіло своїм тяжінням буде захоплювати світло і будь-яку іншу матерію. Гравітаційний радіус для Сонця становить 3 км, а для масивних зір — до 200 км.

В 1930-х при побудові теорії еволюції зір було доведено, що зорі з масою понад 3 маси Сонця на кінцевій стадії своєї еволюції неодмінно повинні колапсувати (стискатися) до гравітаційного радіуса. 1967 року Джон Вілер назвав такі колапсари «чорними дірами».

В 1960-х було відкрито галактики з активними ядрами — квазари, радіогалактики та інші. Для пояснення їхнього випромінювання було побудовано модель акреції (падіння) речовини на велетенську (розміром більше мільйона кілометрів) чорну діру в центрі галактики.

В 1970-х Стівен Хокінг теоретично передбачив квантове випромінювання мікроскопічних чорних дір (розміром менших за атомне ядро). Такі чорні діри могли утворитися в момент Великого Вибуху і залишитися донині. Первинні чорні діри спостерігати неможливо, тому вони залишаються гіпотетичними.

У 2000-х роках встановлено, що в центрі практично кожної галактики розташована надмасивна чорна діра, а також ту особливу роль, яку відіграють чорні діри в утворенні галактик.

Будова[ред.ред. код]

Ергосфера являє собою еліпсоїд поза межами горизонту подій, об'єкти в ньому не можуть знаходитись в стані спокою.

Чорна діра може мати три фізичні параметри: масу, електричний заряд і момент імпульсу. Навколо чорної діри можна побудувати уявну поверхню, з-під якої не може виходити випромінювання, така поверхня називається горизонтом подій.

Область простору-часу поблизу чорної діри, розташована між горизонтом подій і межею статичності називається ергосферою. Об'єкти, що знаходяться в межах ергосфери, неминуче обертаються разом з чорною дірою за рахунок ефекту Ленза — Тіррінга. Ергосфера має форму сфероїда, менша піввісь якого рівна радіусу горизонту подій, більша — подвоєному радіусу.

В надрах чорної діри кривина сили гравітації сягає нескінченності в області, яка називається сингулярністю[2]. Для чорних дір, які не обертаються, сингулярність має форму точки. Сингулярність чорної діри, яка обертається, має форму кільця[3].

Шварцшильдовская чорна діра
Моделювання гравітаційного лінзування чорною дірою, яка викривляє зображення галактики перед якою вона проходить.

Спостереження[ред.ред. код]

Чорні діри зоряних мас спостерігаються у складі тісних подвійних систем. Речовина зорі-супутника перетікає на чорну діру по спіралі. При цьому утворюється акреційний диск, який випромінює в рентгенівському і гамма-діапазонах. Перша чорна діра була відкрита в 1967 в сузір'ї Лебедя. До 2004 р. рентгенівський космічний телескоп RXTE достовірно виявив 15 чорних дір в подвійних зоряних системах в нашій галактиці.

Маси гігантських чорних дір визначають по швидкостях зір в ядрах галактик. На 2004 р. таким чином визначені маси центральних чорних дір в 30 галактиках, в тому числі і в нашій.

Також чорні діри можуть бути виявлені завдяки явищу гравітаційного лінзування (при проходженні чорної діри між звичайною зорею і спостерігачем, відбувається візуальне збільшення яскравості зорі, оскільки гравітаційне поле чорної діри викривляє світлові промені). Це явище також називають кільцями Ейнштейна.

Наймасивніша з відомих чорних дір має масу 6.6 млрд сонячних мас. Вона є центральною чорною діркою у галактиці Мессьє 87[4]

Чорні діри проміжних мас[ред.ред. код]

Оскільки спостерігаються чорні діри зоряних мас до 20 мас сонця і надмасивні чорні діри у ядрах галактик з масою більше 2 мільйонів мас сонця, постає питання, чи є у всесвіті чорні діри проміжних мас, з масою кілька тисяч мас сонця? Найкращим спостережним свідченням про існування таких чорних дір є ультраяскраві рентгенівські джерела, що спостерігаються у багатьох галактиках як близьких до нас так і в віддалених. Якщо пояснювати ці джерела, як результат акреції речовини на чорну діру, то з характеру акреції можна зробити припущення про масу чорної діри.

Чорні діри проміжних мас можуть утворюватись у центрі кулястого скупчення, крім того вони можуть бути у гало галактики. Такі об'єкти можуть спостерігатися завдяки гравітаційному мікролінзуванню: якщо чорна діра проміжної маси з гало галактики опиниться на промені зору до якоїсь зорі, то буде спостерігатися спалах зорі, за характером якого можна визначити масу чорної діри. Зараз проводять такі спостереження, але чорні діри проміжних мас поки не виявлено.

Механізми утворення чорних дір проміжних мас:

1)Утворення чорної діри під час Великого вибуху у ранньому всесвіті. Під час Великого вибуху могли утворитися первинні чорні діри будь-яких мас, у тому числі і багато тисяч мас сонця.

2)Залишки зірок третього типу населення. Зорі третього типу населення — це перші зорі у всесвіті, які виникли у перші сотні мільйонів років його існування. Вони мали великі маси що могло призвести до утворення досить масивних чорних дір.

3)Зіткнення зірок і чорних дір у кулястому зоряному скупчені. Також чорні діри проміжних мас можуть існувати у ядрах галактик. При утворення галактики речовина колапсує і в її центрі можуть утворюватися чорні діри проміжних мас, з яких з часом утворюється гігантська надмасивна чорна діра.

Альтернативні пояснення ультраяскравих рентгенівських джерел. Замість чорних дір проміжних мас ультраяскраві рентгенівські джерела можуть пояснюватись за допомогою явища мікроблазара. Мікроблазар- це подвійна система з чорною дірою зоряної маси в якій є акреаційний диск і джет (струмінь речовини вздовж осі обертання чорної діри) причому цей джет спрямований на спостерігача (на нашу галактику, на сонячну систему). Також ультраяскраві рентгенівські джерела можуть пояснюватись супер-Едингтонівським випромінюванням, в результаті акреції речовини на чорну діру зоряної маси, але ці моделі недостатньо розвинені.

Місце чорних дір проміжних мас:

1)Утворення надмасивних чорних дір у ядрах галактик.

2)Чорні діри проміжних мас можуть бути джерелами гравітаційних хвиль. Якщо будуть зареєстровані гравітаційні хвилі, то за допомогою них можна буде безпосередньо відкрити чорні діри проміжних мас.

Падіння в чорну діру[ред.ред. код]

Тіло, яке вільно падає під дією сил гравітації, перебуває в стані невагомості. Воно відчуватиме дію приливних сил, котрі його розтягують в радіальному напрямку і стискають — в тангенціальному. Величина цих сил зростає і прямує до нескінченності при ~r\to 0. У певний момент власного часу тіло перетне горизонт подій. З точки зору спостерігача, котрий падає разом із тілом, цей момент нічим не відзначений, однак повернення назад тепер вже немає. Тіло опиняється в горловині (її радіус у точці, де знаходиться тіло, і є ~r), де стискається настільки швидко, що вилетіти з неї до моменту остаточного схлопування (це і є сингулярність) вже не можна, навіть рухаючись зі швидкістю світла.

З точки зору віддаленого спостерігача, падіння в чорну діру буде виглядати інакше. Нехай, наприклад, тіло світитиметься і, крім того, посилатиме сигнали назад з певною частотою. Спочатку віддалений спостерігач бачитиме, що тіло, перебуваючи в процесі вільного падіння, поступово розганяється під дією сил тяжіння у напрямку до центру. Колір тіла не змінюється, частота фіксованих сигналів практично постійна. Однак, коли тіло почне наближатися до горизонту подій, фотони, що йдуть від тіла, будуть зазнавати все більшого і більшого гравітаційного червоного зміщення.

Крім того, через дію гравітаційного поля всі фізичні процеси з точки зору віддаленого спостерігача уповільнюватимуться через гравітаційне уповільнення часу: годинник, закріплений на радіальній координаті r без обертання ( r=const, \theta=const, \varphi=const ) йтиме повільніше нескінченно віддалених в  1/\sqrt{1-r_s/r} раз. Здаватиметься, що тіло — в надзвичайно сплющеному вигляді — буде сповільнюватися, наближаючись до горизонту подій, і, врешті-решт, практично зупиниться. Частота сигналу різко падатиме. Довжина хвиль, що їх виппромінюватиме тіло, стрімко зростатиме, так, що світло швидко перетвориться на радіохвилі, і далі — в низькочастотні електромагнітні коливання, зафіксувати які буде вже неможливо. Перетинання тілом горизонту подій спостерігач не побачить ніколи, і в цьому сенсі падіння в чорну діру триватиме нескінченно довго. Є, однак, момент, починаючи з якого вплинути на падаюче тіло віддалений спостерігач уже не зможе. Промінь світла, посланий слідом за цим тілом, його або взагалі ніколи не наздожене, або наздожене вже за горизонтом подій. Крім того, відстань між тілом і горизонтом подій, а також «товщина» сплющенного (з точки зору стороннього спостерігача) тіла досить швидко досягнуть планківської довжини і (з математичної точки зору) зменшуватимуться і далі. Для реального фізичного спостерігача (який здійснює вимірювання з планківською похибкою) це рівнозначно тому, що маса чорної діри збільшиться на масу падаючого тіла, а, значить, радіус горизонту подій зросте, і падаюче тіло виявиться «всередині» горизонту подій за кінечний час.

Аналогічно буде виглядати для віддаленого спостерігача і процес гравітаційного колапсу. Спочатку речовина кинеться до центру, але поблизу горизонту подій воно стане різко сповільнюватися, його випромінювання піде в радіодіапазон, і в результаті віддалений спостерігач побачить, що зірка згасла[5].

Модель на базі теорії струн[ред.ред. код]

Теорія струн дозволяє вибудовування виключно щільних і дрібномасштабних структур з самих струн та інших описуваних теорією об'єктів, частина з яких мають більше трьох вимірів. Кількість способів організації струн всередині чорних дір величезне. І, що характерно, ця величина збігається з величиною ентропії чорної діри, яку Хокінг і його колега Бекенштейн прогнозували в 1970-і роки.

У 1996 р. струнні теоретики Ендрю Стромінджер і Кумрун Вафа, спираючись на більш ранні результати Сасскінд і Сена, опублікували роботу «Мікроскопічна природа ентропії Бекенштейна і Хокінга». У цій роботі Стромінджеру і Вафе вдалося використати теорію струн для знаходження мікроскопічних компонентів певного класу чорних дір, а також для точного обчислення вкладів цих компонентів в ентропію. Робота була заснована на застосуванні нового методу, частково виходить за рамки теорії збурень, яку використовували в 1980-х і на початку 1990-х рр.. Результат роботи в точності збігався з прогнозами Бекенштейна і Гокінга, зробленими більш ніж за двадцять років до цього.

Реальним процесам утворення чорних дір Стромінджер і Вафа протиставили конструктивний підхід. Суть в тому, що вони змінили точку зору на утворення чорних дір, показавши, що їх можна конструювати шляхом копіткої збірки в один механізм точного набору бран, відкритих під час другої суперструнної революції[6].

Стромінджер і Вафа змогли обчислити число перестановок мікроскопічних компонентів чорної діри, при яких загальні спостережувані характеристики, наприклад маса і заряд, залишаються незмінними. Тоді ентропія цього стану за визначенням дорівнює логарифму отриманого числа — числа можливих мікростанів термодинамічної системи. Потім вони порівняли результат з площею горизонту подій чорної діри — ця площа пропорційна ентропії чорної діри, як передбачено Бекенштейном і Хокінгом на основі класичного розуміння, — і отримали ідеальне згоду. Принаймні для класу екстремальних чорних дір Стромінджеру і Вафе вдалося знайти додаток теорії струн для аналізу мікроскопічних компонентів і точного обчислення відповідної ентропії.

У 2004 році команда Саміра Матура з університету Огайо взялася за прояснення питання можливого розташування струн всередині чорної діри[7]. З'ясувалося, що майже завжди струни з'єднуються так, що утворюють єдину — велику і дуже гнучку — струну, але куди більшого розміру, ніж точкова сингулярність.

Група Саміра Матура розрахувала розміри декількох моделей чорних дір за своєю методикою. Отримані результати збігалися з розмірами «горизонту подій» у традиційній теорії.

У зв'язку з цим матур припустив, що горизонт подій насправді являє собою пінливу масу струн, а не жорстко окреслену межу. Отже, відповідно до цієї моделі, чорна діра насправді не знищує інформацію, тому що ніякої сингулярності в чорних дірах немає. Маса струн розподіляється по всьому об'єму до горизонту подій, і інформація може зберігатися в струнах і передаватися виходить випромінюванням Хокінга (а отже виходити за горизонт подій).

Проте, автори визнають, що ця картина носить досить попередній характер. Їм ще належить перевірити, як модель підходить до великих чорних дірок, або зрозуміти, як чорні діри еволюціонують.

Ще один варіант запропонували Гері Горовиць з Університету Каліфорнії в Санта-Барбарі і Хуан Малдасена з Принстонського Інституту передових досліджень. На думку цих дослідників, сингулярність в центрі чорної діри існує, проте інформація в неї просто не потрапляє: матерія йде в сингулярність, а інформація — шляхом квантової телепортації — друкується на випромінюванні Гокінга.

Чорні діри у Всесвіті[ред.ред. код]

З часу теоретичного передбачення чорних дір залишалося відкритим питання про їх існування, тому що наявність рішення типу «чорна діра» ще не гарантує, що існують механізми утворення подібних об'єктів у Всесвіті. З математичної точки зору відомо, що як мінімум колапс гравітаційних хвиль в загальній теорії відносності стійко веде до формування пасткових поверхонь, а отже, і чорної діри, як доведено Деметріосом Крістодулу в 2000-х роках (Премія Шоу за 2011 рік).

З фізичної точки зору відомі механізми, які можуть призводити до того, що деяка область простору-часу буде мати ті ж властивості (ту ж геометрію), що і відповідна область у чорної діри.

В реальності через аккреції речовини, з одного боку, і (можливо) випромінювання Хокінга, з іншого, простір-час навколо колапсара відхиляється від наведених вище точних розв'язків рівнянь Ейнштейна. І хоча в будь-якій невеликій області (крім околиць сингулярності) метрика спотворена не надто сильно, глобальна причинна структура простору-часу може відрізнятися кардинально. Зокрема, даний простір-час може, за деякими теоріями, вже й не мати горизонту подій. Це пов'язано з тим, що наявність або відсутність горизонту подій визначається, серед іншого, і подіями, що відбуваються в нескінченно віддаленому майбутньому спостерігача[8].

Чорні діри зоряних мас[ред.ред. код]

Чорні діри зоряних мас утворюються як кінцевий етап життя зірки, після повного вигоряння термоядерного палива та припинення реакції зірка теоретично повинна почати охолоджуватися, що призведе до зменшення внутрішнього тиску і стиснення зірки під дією гравітації. Стиснення може зупинитися на певному етапі, а може перейти в стрімкий гравітаційний колапс.

Залежно від маси зірки і обертального моменту можливі наступні кінцеві стани:

  • Згасла дуже щільна зірка, що складається в основному, залежно від маси, з гелію, вуглецю, кисню, неону, магнію, кремнію або заліза (основні елементи перераховані в порядку зростання маси залишку зірки). Такі залишки називають білими карликами, маса їх обмежується зверху межею Чандрасекара.
  • Нейтронна зірка, маса якої обмежена межею Оппенгеймера — Волкова.
  • Чорна діра.

У міру збільшення маси залишку зірки відбувається рух рівноважної конфігурації вниз по викладеній послідовності. Обертальний момент збільшує граничні маси на кожному ступені, але не якісно, ​​а кількісно (максимум в 2-3 рази).

Умови (головним чином, маса), при яких кінцевим станом еволюції зірки є чорна діра, вивчені недостатньо добре, так як для цього необхідно знати поведінку і стан речовини при надзвичайно високих щільності, недоступних експериментальному вивченню. Додаткові труднощі становить моделювання зірок на пізніх етапах їх еволюції через складність виникає хімічного складу і різкого зменшення характерного часу протікання процесів. Досить згадати, що одні з найбільших космічних катастроф, спалахи найновіших, виникають саме на цих етапах еволюції зірок. Різні моделі дають нижню оцінку маси чорної діри, що виходить в результаті гравітаційного колапсу, від 2,5 до 5,6 мас Сонця. Радіус чорної діри при цьому дуже малий — кілька десятків кілометрів.

Згодом чорна діра може розростися за рахунок поглинання речовини — як правило, це газ сусідньої зірки в подвійних зоряних системах (зіткнення чорної діри з будь-яким іншим астрономічним об'єктом дуже малоймовірне через її малий діаметр). Процес падіння газу на компактний астрофізичний об'єкт, у тому числі і на чорну діру, називається акрецією. При цьому через обертання газу формується акреційний диск, в якому речовина розганяється до релятивістських швидкостей, нагрівається і в результаті сильно випромінює, в тому числі і в рентгенівському діапазоні, що дає принципову можливість виявляти такі аккреційні диски (і, отже, чорні діри) за допомогою ультрафіолетових і рентгенівських телескопів. Основною проблемою є мала величина і труднощі реєстрації відмінностей аккреційних дисків нейтронних зірок і чорних дір, що призводить до невпевненості в ідентифікації астрономічних об'єктів з чорними дірами. Основна відмінність полягає в тому, що газ, що падає на всі об'єкти, рано чи пізно зустрічає тверду поверхню, що призводить до інтенсивного випромінювання при гальмуванні, але хмара газу, що падає на чорну діру, через необмежено зростаюче гравітаційне уповільнення часу (червоного зсуву) просто швидко меркне при наближенні до горизонту подій, що спостерігалося телескопом Хаббла в джерелі Лебідь X-1.

Зіткнення чорних дір з іншими зірками, а також зіткнення нейтронних зірок, що викликає утворення чорної діри, призводить до наймогутнішого гравітаційного випромінювання, яке, як очікується, можна буде виявляти в найближчі роки за допомогою гравітаційних телескопів. В даний час є повідомлення про спостереження зіткнень в рентгенівському діапазоні. 25 серпня 2011 з'явилося повідомлення про те, що вперше в історії науки група японських і американських фахівців змогла в березні 2011 року зафіксувати момент загибелі зірки, яку поглинає чорна діра.

Надмасивні чорні діри[ред.ред. код]

Дуже великі чорні діри, що розрослися за сучасними уявленнями, утворюють ядра більшості галактик. У їх число входить і масивна чорна діра в ядрі нашої галактики — Стрілець A*.

В даний час існування чорних дір зоряних і галактичних масштабів вважається більшістю вчених надійно доведеним астрономічними спостереженнями.

Американські астрономи встановили, що маси надмасивних чорних дір можуть бути значно недооцінені. Дослідники встановили, що для того, щоб зірки рухалися в галактиці М87 (яка розташована на відстані 50 мільйонів світлових років від Землі) так, як це спостерігається зараз, маса центральної чорної діри повинна бути як мінімум 6,4 мільярда сонячних мас, тобто в два рази більше нинішніх оцінок ядра М87, які становлять 3 млрд сонячних мас.

Для чорної діри в ядрі галактики гравітаційний радіус дорівнює 3•1015 см = 200 а.о., що в п'ять разів більше відстані від Сонця до Плутона. Критична щільність при цьому дорівнює 0,2•10−3 г/см³, що в кілька разів менше щільності повітря.

Первинні чорні діри[ред.ред. код]

Первинні чорні діри в даний час носять статус гіпотези. Якщо в початкові моменти життя Всесвіту існували достатньої величини відхилення від однорідності гравітаційного поля і щільності матерії, то з них шляхом колапсу могли утворюватися чорні діри. При цьому їх маса не обмежена знизу, як при зірковому колапсі — їх маса, ймовірно, могла б бути досить малою. Виявлення первинних чорних дір представляє особливий інтерес у зв'язку з можливостями вивчення явища випаровування чорних дір.

Квантові чорні діри[ред.ред. код]

Передбачається, що в результаті ядерних реакцій можуть виникати стійкі мікроскопічні чорні діри, так звані квантові чорні діри. Для математичного опису таких об'єктів необхідна квантова теорія гравітації. Однак із загальних міркувань досить імовірно, що спектр мас чорних дірок дискретний і існує мінімальна чорна діра — Планковська чорна діра. Її маса — близько 10−5 г, радіус — 10−35 м. Комптонівська довжина хвилі планковської чорної діри по порядку величини дорівнює її гравітаційного радіусу.

Таким чином, всі «елементарні об'єкти» можна розділити на елементарні частинки (їх довжина хвилі більше їх гравітаційного радіуса) і чорні діри (довжина хвилі менше гравітаційного радіуса). Планковська чорна діра є прикордонним об'єктом, для неї можна зустріти назву максимон, яке вказує на те, що це найважча з можливих елементарних частинок. Інший іноді вживається для її позначення термін — планкеон.

Навіть якщо квантові чорні діри існують, час їх існування вкрай малий, що робить їх безпосереднє виявлення дуже проблематичним. Останнім часом запропоновано експерименти з метою виявлення ознак появи чорних дір в ядерних реакціях. Однак для безпосереднього синтезу чорної діри у прискорювачі необхідна недосяжна на сьогодні енергія 1026 еВ. Мабуть, в реакціях надвисоких енергій можуть виникати віртуальні проміжні чорні діри.

Експерименти протон-протонних зіткнень з повною енергією 7 ТеВ на Великому адронному колайдері показали, що цієї енергії недостатньо для утворення мікроскопічних чорних дір. На підставі цих даних робиться висновок, що мікроскопічні чорні діри повинні бути важче 3,5-4,5 ТеВ в залежності від конкретної реалізації.

Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

  1. Текст лекції був опублікований в журналі студенського товариства «Phi Beta Kappa» The American Scholar (Vol. 37, no 2, Spring 1968) і товариства «Sigma Xi» American Scientist, 1968, Vol. 56, No. 1, Pp. 1—20. Сторінка з цієї роботи відтворена в книзі V. P. Frolov and I. D. Novikov, Black Hole Physics: Basic Concepts and New Developments, (Kluwer, Dordrecht, 1998), p. 5.
  2. Carroll 2004, p. 205
  3. Carroll 2004, pp. 264–265
  4. Алєксєй Лєвін (2011-02-03). «Галактичні новини» ((рос.)). Сайт elementy.ru. Архів оригіналу за 2013-06-25. Процитовано 2011-07-22. 
  5. http://www.o8ode.ru/article/timy/coza/black/vnutri_4ernoi_dyry.htm
  6. http://elementy.ru/lib/430177
  7. http://www.computerra.ru/xterra/37506/
  8. http://ufn.ru/ufn01/ufn01_3/Russian/r013d.pdf

Література[ред.ред. код]

  • Загальна теорія відносності: випробування часом. — К.: ГАО НАН України, 2005. — 288 с. — ISBN 966-02-3728-6
  • Жданов В. І. Вступ до теорії відносності. — К.: ВПЦ "Київський університет", 2008. — 290 с.
  • Чёрные дыры // Новости фундаментальной физики. — М.: Мир, 1978. — 324 с.
  • Бриллюэн Л. Наука и теория информации. — М.: ГИФМЛ, 1960. — 392 с.
  • Кауфман У. Дж. Космические рубежи теории относительности. — М.: Мир, 1981. — 352 с.
  • Мизнер Ч., Торн К., Уилер Дж. Гравитация. — М.: Мир, 1977. — Т. 3. — 509 с.
  • Новиков И. Д. Чёрные дыры и Вселенная. — М.: Наука, 1985. — 192 с.
  • Новиков И. Д., Фролов В. П. Физика чёрных дыр. — М.: Наука, 1986. — 328
  • Майкл Фінкел Пожирач зірок // National Geographic. — 144 (2014) (№ 3 (12)) С. 34-45. с.
  • Новиков И. Д., Фролов В. П. Чёрные дыры во Вселенной // УФН. — 171 (2001) (3) С. 307-324.
  • Торн К. Чёрные дыры и складки времени: Дерзкое наследие Эйнштейна. — М.: Физматлит, 2009. — 616 с.
  • Хокинг С. Краткая история времени: От большого взрыва до чёрных дыр. — М.: Мир, 1990. — 168 с.
  • Чандрасекар С. Математическая теория чёрных дыр. — М.: Мир, 1986. — 276+355 с.
  • Черепащук А. М. Поиски чёрных дыр // УФН. — 173 (2003) (4) С. 345-384.
  • Черепащук А. М. Чёрные дыры во Вселенной. — Фрязино: Век 2, 2005. — 64 с. — ISBN 5-85099-149-2
  • Черепащук А. М., Чернин А. Д. Вселенная, жизнь, чёрные дыры. — Фрязино: Век 2, 2007. — 320 с.
  • Шапиро С., Тьюколски С. Чёрные дыры, белые карлики и нейтронные звезды. — М.: Мир, 1985. — 254+655 с.

Посилання[ред.ред. код]