Большие черные титяндры
Большие черные титяндры
Photograph your local culture, help Wikipedia and win!
Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Это стабильная версия , проверенная 9 января 2023.
8 правок ожидают проверки.
У этого термина существуют и другие значения, см. Чёрная дыра (значения) .
Рис. 1. Сечение
θ
=
c
o
n
s
t
,
φ
=
c
o
n
s
t
{\displaystyle \theta =\mathrm {const} ,\ \varphi =\mathrm {const} }
пространства Шварцшильда. Каждой точке на рисунке соответствует сфера площадью
4
π
r
2
(
u
,
v
)
.
{\displaystyle 4\pi r^{2}(u,\,v).}
Радиальные светоподобные геодезические (то есть мировые линии фотонов) — это прямые под углом 45° к вертикали, иначе говоря — это прямые
u
=
c
o
n
s
t
{\displaystyle u=\mathrm {const} }
или
v
=
c
o
n
s
t
.
{\displaystyle v=\mathrm {const} .}
Рис. 2. Сечения пространства Шварцшильда в разные моменты времени (одно измерение опущено).
Моделирование гравитационного линзирования чёрной дырой, которая искажает изображение галактики , перед которой она проходит. ( Щёлкните, чтобы увидеть полноразмерную анимацию. )
↑ Текст лекции был опубликован в журнале студенческого общества «Phi Beta Kappa» The American Scholar (Vol. 37, no 2, Spring 1968) и общества «Sigma Xi» American Scientist, 1968, Vol. 56, No. 1, Pp. 1—20. Страница из этой работы воспроизведена в книге V. P. Frolov and I. D. Novikov, Black Hole Physics: Basic Concepts and New Developments, (Kluwer, Dordrecht, 1998), p. 5.
↑ Это условное понятие, не имеющее действительного смысла такого объёма, а просто по соглашению равное
4
3
π
r
s
3
.
{\displaystyle {\frac {4}{3}}\pi r_{s}^{3}.}
↑ Изометричность в данной ситуации обозначает, что все точки этой сферы не различаются по своим свойствам, то есть, например, кривизна пространства-времени и скорость хода неподвижных часов во всех них одинакова.
↑ История этого направления для решения Керра — Ньюмена излагается в работе Alexander Burinskii. Superconducting Source of the Kerr-Newman Electron // Proc. of the XIII Adv. Res.Workshop on HEP (DSPIN-09). — Dubna, 2009. — С. 439 . Архивировано 2 августа 2016 года.
↑ Пока ничего не сказано о геометрии пространства-времени в будущем, мы не знаем, все ли причинные кривые остаются в
O
{\displaystyle O}
и, следовательно, не можем сказать является ли она чёрной дырой, а поверхность
r
=
r
s
{\displaystyle r=r_{s}}
— горизонтом событий. Поскольку, однако, ни на чём происходящем в области, показанной на рис., это не сказывается, эту тонкость обычно можно игнорировать
↑ Известный астрофизик Брайан Грин в качестве примера коллапса звезды приводит Солнце: при сжатии до плотности чёрной дыры размер Солнца в поперечнике не превысил бы 1 м [54] .
Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация. — Мир, 1977. — Т. 3. — 512 с.
И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр. — М. : Наука, 1986. — 328 с.
Чёрные дыры: Мембранный подход = Black Holes: The membrane paradigm / Под ред. К. Торна , Р. Прайса и Д. Макдональда. — Пер. с англ. — М. : Мир, 1988. — 428 с. — ISBN 5030010513 .
Robert M. Wald . General Relativity . — University of Chicago Press, 1984. — ISBN 978-0-226-87033-5 .
А. М. Черепащук. Чёрные дыры во Вселенной. — Век 2, 2005. — 64 с. — (Наука сегодня). — 2500 экз. — ISBN 5-85099-149-2 .
К. Торн . Чёрные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна. — М.: Государственное издательство физико-математической литературы, 2009.
И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Чёрные дыры во Вселенной (рус.) // Успехи физических наук . — Российская академия наук , 2001. — Т. 131 , № 3 . — С. 307—324 . Архивировано 31 марта 2007 года.
Уильям Дж. Кауфман. Космические рубежи теории относительности . — М. : Мир, 1981. — 352 с.
Ю. И. Коптев и С. А. Никитин. Космос: Сборник. Научно - популярная литература. — М. : Дет. лит, 1976. — 223 с.
Д. А. Киржниц , В. П. Фролов. Прошлое и будущее Вселенной. — М. : Наука, 1986. — 61 с.
Л. Бриллюен. Наука и теория информации. — М. : ГИФМЛ, 1960.
С. Х. Карпенков. Концепции современного естествознания. — М. : Высш. школа, 2003.
Leonard Susskind. The black hole war: my battle with Stephen Hawking to make the world safe for quantum mechanics. — Back Bay Books, 2008. — VIII + 472 p.
Брайан Грин. До конца времён. Сознание, материя и поиски смысла в меняющейся Вселенной = Brian Greene. Until the End of Time: Mind, Matter, and Our Search for Meaning in an Evolving Universe.. — М. : Альпина нон-фикшн, 2021. — 548 с. — ISBN 978-5-00139-343-6 .
Эта статья входит в число хороших статей русскоязычного раздела Википедии.
Чёрная дыра́ — область пространства-времени [1] , гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света , в том числе кванты самого света . Граница этой области называется горизонтом событий . В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он представляет собой сферу с радиусом Шварцшильда , который считается характерным размером чёрной дыры.
Теоретическая возможность существования данных областей пространства-времени следует из некоторых точных решений уравнений Эйнштейна , первое [2] из которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году . Изобретатель термина достоверно неизвестен [3] , но само обозначение было популяризовано Джоном Арчибальдом Уилером и впервые публично употреблено в популярной лекции «Наша Вселенная: известное и неизвестное» ( англ. Our Universe: the Known and Unknown ) 29 декабря 1967 года [Комм 1] . Ранее подобные астрофизические объекты называли «сколлапсировавшие звёзды» или « коллапсары » (от англ. collapsed stars ), а также «застывшие звёзды» ( англ. frozen stars ) [4] .
Вопрос о реальном существовании чёрных дыр тесно связан с тем, насколько верна теория гравитации , из которой следует их существование. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтверждённой экспериментально, является общая теория относительности (ОТО), уверенно предсказывающая возможность образования чёрных дыр (но их существование возможно и в рамках других (не всех) моделей, см. Альтернативные теории гравитации ). Поэтому наблюдаемые данные анализируются и интерпретируются, прежде всего, в контексте ОТО, хотя, строго говоря, эта теория пока не является интенсивно экспериментально протестированной для условий, соответствующих области пространства-времени в непосредственной близости от горизонта чёрных дыр звёздных масс (однако хорошо подтверждена в условиях, соответствующих сверхмассивным чёрным дырам [5] , и с точностью до 94 % согласуется с первым гравитационно-волновым сигналом ). Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, в том числе и в этой статье ниже, строго говоря, следует понимать в смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и массивных, а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно интерпретировать как чёрные дыры общей теории относительности [5] .
Кроме того, чёрными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие данному выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам к такой чёрной дыре — например, это могут быть коллапсирующие звёзды на поздних стадиях коллапса. В современной астрофизике этому различию не придаётся большого значения [6] , так как наблюдаемые проявления «почти сколлапсировавшей» («замороженной») звезды и «настоящей» («извечной») чёрной дыры практически одинаковы. Это происходит потому, что отличия физических полей вокруг коллапсара от таковых для «извечной» чёрной дыры уменьшаются по степенным законам с характерным временем порядка гравитационного радиуса, делённого на скорость света — то есть за доли секунды для чёрных дыр звёздных масс и часы для сверхмассивных чёрных дыр [7] .
10 апреля 2019 года впервые была «сфотографирована» сверхмассивная чёрная дыра в центре галактики Messier 87 , расположенной на расстоянии 54 миллионов световых лет от Земли.
Различают четыре сценария образования чёрных дыр:
В ньютоновском поле тяготения для частиц, покоящихся на бесконечности, с учётом закона сохранения энергии:
Пусть гравитационный радиус
r
g
{\displaystyle r_{g}}
— расстояние от тяготеющей массы, на котором скорость частицы становится равной скорости света
v
=
c
{\displaystyle v=c}
. Тогда
r
g
=
2
G
M
c
2
.
{\displaystyle r_{g}={\frac {2GM}{c^{2}}}.}
Концепция массивного тела, гравитационное притяжение которого настолько велико, что скорость, необходимая для преодоления этого притяжения ( вторая космическая скорость ), равна или превышает скорость света , впервые была высказана в 1784 году Джоном Мичеллом в письме [8] , которое он послал в Королевское общество . Письмо содержало расчёт, из которого следовало, что для тела с радиусом в 500 солнечных радиусов и с плотностью Солнца вторая космическая скорость на его поверхности будет равна скорости света [9] . Таким образом, свет не сможет покинуть это тело, и оно будет невидимым [10] . Мичелл предположил, что в космосе может существовать множество таких недоступных наблюдению объектов. В 1796 году Лаплас включил обсуждение этой идеи в свой труд « Exposition du Systeme du Monde », однако в последующих изданиях этот раздел был опущен. Тем не менее, именно благодаря Лапласу эта мысль получила некоторую известность [10] .
На протяжении XIX века идея тел, невидимых вследствие своей массивности, не вызывала большого интереса у учёных. Это было связано с тем, что в рамках классической физики скорость света не имеет фундаментального значения. Однако в конце XIX — начале XX века было установлено, что сформулированные Дж. Максвеллом законы электродинамики , с одной стороны, выполняются во всех инерциальных системах отсчёта , а с другой стороны, не обладают инвариантностью относительно преобразований Галилея . Это означало, что сложившиеся в физике представления о характере перехода от одной инерциальной системы отсчёта к другой нуждаются в значительной корректировке.
В ходе дальнейшей разработки электродинамики Г. Лоренцем была предложена новая система преобразований пространственно-временных координат (известных сегодня как преобразования Лоренца ), относительно которых уравнения Максвелла оставались инвариантными. Развивая идеи Лоренца, А. Пуанкаре предположил, что все прочие физические законы также инвариантны относительно этих преобразований.
В 1905 году А. Эйнштейн использовал концепции Лоренца и Пуанкаре в своей специальной теории относительности (СТО), в которой роль закона преобразования инерциальных систем отсчёта окончательно перешла от преобразований Галилея к преобразованиям Лоренца. Классическая (галилеевски-инвариантная) механика была при этом заменена на новую, Лоренц-инвариантную релятивистскую механику. В рамках последней скорость света оказалась предельной скоростью, которую может развить физическое тело, что радикально изменило значение чёрных дыр в теоретической физике.
Однако ньютоновская теория тяготения (на которой базировалась первоначальная теория чёрных дыр) не является лоренц-инвариантной. Поэтому она не может быть применена к телам, движущимся с околосветовыми и световой скоростями. Лишённая этого недостатка релятивистская теория тяготения была создана, в основном, Эйнштейном (сформулировавшим её окончательно к концу 1915 года ) и получила название общей теории относительности (ОТО) [10] . Именно на ней и основывается современная теория астрофизических чёрных дыр [6] .
По своему характеру ОТО является геометрической теорией. Она предполагает, что гравитационное поле представляет собой проявление искривления пространства-времени (которое, таким образом, оказывается псевдоримановым, а не псевдоевклидовым, как в специальной теории относительности). Связь искривления пространства-времени с характером распределения и движения заключающихся в нём масс даётся основными уравнениями теории — уравнениями Эйнштейна .
(Псевдо)римановыми называются пространства, которые в малых масштабах ведут себя «почти» как обычные (псевдо)евклидовы. Так, на небольших участках сферы теорема Пифагора и другие факты евклидовой геометрии выполняются с очень большой точностью. В своё время это обстоятельство и позволило построить евклидову геометрию на основе наблюдений над поверхностью Земли (которая в действительности не является плоской, а близка к сферической). Это же обстоятельство обусловило и выбор именно псевдоримановых (а не каких-либо ещё) пространств в качестве основного объекта рассмотрения в ОТО: свойства небольших участков пространства-времени не должны сильно отличаться от известных из СТО.
Однако в больших масштабах римановы пространства могут сильно отличаться от евклидовых. Одной из основных характеристик такого отличия является понятие кривизны . Суть его состоит в следующем: евклидовы пространства обладают свойством абсолютного параллелизма : вектор
X
′
,
{\displaystyle X',}
получаемый в результате параллельного перенесения вектора
X
{\displaystyle X}
вдоль любого замкнутого пути, совпадает с исходным вектором
X
.
{\displaystyle X.}
Для римановых пространств это уже не всегда так, что может быть легко показано на следующем примере. Предположим, что наблюдатель встал на пересечении экватора с нулевым меридианом лицом на восток и начал двигаться вдоль экватора. Дойдя до точки с долготой 180°, он изменил направление движения и начал двигаться по меридиану к северу, не меняя направления взгляда (то есть теперь он смотрит вправо по ходу). Когда он таким образом перейдёт через северный полюс и вернётся в исходную точку, то окажется, что он стоит лицом к западу (а не к востоку, как изначально). Иначе говоря, вектор, параллельно перенесённый вдоль маршрута следования наблюдателя, «прокрутился» относительно исходного вектора. Характеристикой величины такого «прокручивания» и является кривизна [11] .
Так как чёрные дыры являются локальными и относительно компактными образованиями, то при построении их теории обычно пренебрегают наличием космологической постоянной , так как её эффекты для таких характерных размеров задачи неизмеримо малы. Тогда стационарные решения для чёрных дыр в рамках ОТО, дополненной известными материальными полями, характеризуются только тремя параметрами: массой (
M
{\displaystyle M}
), моментом импульса (
L
{\displaystyle L}
) и электрическим зарядом (
Q
{\displaystyle Q}
), которые складываются из соответствующих характеристик, вошедших в чёрную дыру при коллапсе и упавших в неё позднее тел и излучений (если в природе существуют магнитные монополи , то чёрные дыры могут иметь также магнитный заряд (
G
{\displaystyle G}
) [12] , но пока подобные частицы не обнаружены). Любая чёрная дыра стремится в отсутствие внешних воздействий стать стационарной, что было доказано усилиями многих физиков-теоретиков, из которых особо следует отметить вклад нобелевского лауреата Субраманьяна Чандрасекара , перу которого принадлежит фундаментальная для этого направления монография «Математическая теория чёрных дыр» [13] . Более того, представляется, что никаких других характеристик, кроме этих трёх, у не возмущаемой снаружи чёрной дыры быть не может, что формулируется в образной фразе Уилера: «Чёрные дыры не имеют волос» [12] .
Решения уравнений Эйнштейна для чёрных дыр с соответствующими характеристиками:
Решение для вращающейся чёрной дыры чрезвычайно сложно. Его вывод был описан Керром в 1963 году очень кратко [15] , и лишь спустя год детали были опубликованы Керром и Шильдом в малоизвестных трудах конференции. Подробное изложение вывода решений Керра и Керра — Ньюмена было опубликовано в 1969 году в известной работе Дебнея, Керра и Шильда [16] . Последовательный вывод решения Керра был также проделан Чандрасекаром более чем на пятнадцать лет позже [13] .
Считается [ кем? ] , что наибольшее значение для астрофизики имеет решение Керра, так как заряженные чёрные дыры должны быстро терять заряд, притягивая и поглощая противоположно заряженные ионы и пыль из космического пространства. Существует также гипотеза [17] , связывающая гамма-всплески с процессом взрывной нейтрализации заряженных чёрных дыр путём рождения из вакуума электрон-позитронных пар ( Р. Руффини с сотрудниками), но она оспаривается рядом учёных [18] .
Теоремы об «отсутствии волос» у чёрной дыры ( англ. No hair theorem ) говорят о том, что у стационарной чёрной дыры внешних характеристик, помимо массы, момента импульса и определённых зарядов (специфических для различных материальных полей), быть не может (в том числе и радиуса), и детальная информация о материи будет потеряна (и частично излучена вовне) при коллапсе . Большой вклад в доказательство подобных теорем для различных систем физических полей внесли Брэндон Картер , Вернер Израэль , Роджер Пенроуз , Пётр Хрусьцель (Chruściel), Маркус Хойслер .
Сейчас представляется, что данная теорема верна для известных в настоящее время полей, хотя в некоторых экзотических случаях, аналогов которых в природе не обнаружено, она нарушается [19] .
Согласно теореме Биркгофа [en] , гравитационное поле любого сферически симметричного распределения материи вне её даётся решением Шварцшильда. Поэтому слабо вращающиеся чёрные дыры, как и пространство-время вблизи Солнца и Земли, в первом приближении тоже описываются этим решением.
Две важнейшие черты, присущие чёрным дырам в модели Шварцшильда — это наличие горизонта событий (он по определению есть у любой чёрной дыры) и сингулярности , которая отделена этим горизонтом от остальной Вселенн
Строгая зрелая дама из Норвегии (не голая)
Галерея 2425876
Жаркая сучка из Орегона