Super dupka

🛑 KLIKNIJ TUTAJ, ABY UZYSKAĆ WIĘCEJ INFORMACJI 👈🏻👈🏻👈🏻

Super dupka
From Wikipedia, the free encyclopedia
Wikimedia Commons has media related to Saeva Dupka .

Добре дошли в Уикипедия! Можете не само да четете тази статия, но също така и да я редактирате и подобрите .
от Уикипедия, свободната енциклопедия

↑ Oldham, L. J.. Galaxy structure from multiple tracers – II. M87 from parsec to megaparsec scales. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 457 (1). март 2016. DOI: 10.1093/mnras/stv2982 . с. 421 – 439.

↑ Overbye, Dennis. Black Hole Picture Revealed for the First Time – Astronomers at last have captured an image of the darkest entities in the cosmos – Comments . // The New York Times. 10 април 2019. Посетен на 10 април 2019.

↑ Wald 1984 , с. 299 – 300.

↑ Davies 1978 , с. 1313 – 1355.

↑ Michell 1784 , с. 35 – 57.

↑ Gillispie 2000 , с. 175.

↑ Israel 1989 , с. 199.

↑ Thorne 1994 , с. 123 – 124.

↑ Schwarzschild 1916a , с. 189 – 196.

↑ Schwarzschild 1916b , с. 189 – 196.

↑ Droste 1915 , с. 998 – 1011.

↑ 't Hooft 2009 , с. 47 – 48.

↑ hyperphysics.phy-astr.gsu.edu

↑ Фотев, Светослав. Смъртоносният танц на две свръх-масивни черни дупки . // nauteka.bg. nauteka.bg, 2013. Посетен на 5 декември 2013.

↑ Second black hole found at the centre of our Galaxy . // Nature, journal of science. Mark Peplow, 8 ноември 2004.



Davies, P. C. W. Thermodynamics of Black Holes . // Reports on Progress in Physics 41 (8). 1978. DOI: 10.1088/0034-4885/41/8/004 . Архивиран от оригинала на 2013-05-10. Посетен на 2012-02-17. (на английски)
Droste, J. On the field of a single centre in Einstein's theory of gravitation. // Koninklijke Nederlandsche Akademie van Wetenschappen Proceedings 17 (3). 1915. p. 998 – 1011. (на английски)
Gillispie, C. C. Pierre-Simon Laplace, 1749 – 1827: a life in exact science . Princeton University Press, 2000. ISBN 0691050279 . (на английски)
Israel, W. Dark stars: the evolution of an idea. // 300 Years of Gravitation . Cambridge University Press, 1989. ISBN 9780521379762 . (на английски)
Michell, J. On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose. // Philosophical Transactions of the Royal Society 74 (0). 1784. DOI: 10.1098/rstl.1784.0008 . p. 35 – 57. (на английски)
Schwarzschild, K. Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie . // Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften 7. 1916a. S. 189 – 196. (на немски)
Schwarzschild, K. Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie . // Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften 18. 1916. S. 424 – 434. (на немски)
't Hooft, G. Introduction to the Theory of Black Holes . // Institute for Theoretical Physics / Spinoza Insitute, 2009. Посетен на 17 февруари 2012. (на английски)
Thorne, Kip S. Black Holes and Time Warps. Norton, W. W. & Company, Inc, 1994. ISBN 0-393-31276-3 . (на английски)
Wald, Robert M.. General Relativity . University of Chicago Press, 1984. ISBN 978-0-226-87033-5 . (на английски)

Черната дупка е област в пространство-времето , която не може да бъде напусната от нищо, дори от светлината . [3] Общата теория на относителността предвижда, че достатъчно компактна маса би могла да деформира пространство-времето до такава степен, че да се образува черна дупка. Около черната дупка се образува математически определима повърхнина, наречена хоризонт на събитията , която маркира мястото, от което връщането е невъзможно. Наименованието „черна дупка“ отразява свойството на този обект да поглъща цялата светлина, която достига до хоризонта, без да отразява част от нея, точно като абсолютно черното тяло от термодинамиката . [4] Съгласно квантовата механика черната дупка все пак излъчва като черно тяло с крайна температура . Тази температура е обратно пропорционална на масата на черната дупка, което затруднява наблюдаването на излъчването при черни дупки със звездна или по-голяма маса.

Идеята за обекти, чието гравитационно поле е прекалено силно, за да бъдат напуснати от светлината, е обмисляна за пръв път през 18 век от Джон Мичъл и Пиер-Симон Лаплас . Първото съвременно приложение на общата теория на относителността, което характеризира черните дупки, е разработено от Карл Шварцшилд през 1916 г., макар че интерпретацията на неговото решение като област от пространството, която не може да бъде напусната от нищо, е оценена напълно едва четири десетилетия по-късно. Теоретичните изследвания през 60-те години на 20 век показват, че черните дупки, разглеждани дълго време като чисто математическа чудатост, са съществено следствие на общата теория на относителността, а откриването на неутронните звезди предизвикват интерес към гравитационно колабиралите компактни обекти като към възможна астрофизическа реалност.

Очаква се черни дупки със звездна маса да се формират при колапса на много масивни звезди в края на техния жизнен цикъл. След образуването на черна дупка тя може да продължи да расте, поглъщайки маса от заобикалящото я пространство. Чрез поглъщане на други звезди и сливане с други черни дупки, може да се формират свръхмасивни черни дупки с милиони пъти по-голяма маса от тази на Слънцето . Според общото разбиране свръхмасивни черни дупки съществуват в центровете на повечето галактики . Има съществени данни за наличието на черна дупка с повече от 4 милиона слънчеви маси в центъра на нашата галактика, Млечния път .

Въпреки невидимата им вътрешност, присъствието на черните дупки може да бъде установено чрез тяхното взаимодействие с друга материя , както и със светлината и с друго електромагнитно излъчване . По движението на звездите може да бъдат изчислени масата и местоположението на техен невидим съседен обект, като в някои случаи единственият известен обект, отговарящ на данните, е черна дупка. По този начин са идентифицирани множество кандидати за звездни черни дупки в двойни системи .

Идеята за тяло, толкова масивно, че дори светлината да не може да го напусне, е предложена за пръв път от английския геолог Джон Мичъл през 1783 г. в писмо до Хенри Кавендиш от Британското кралско дружество . По това време Нютоновата теория за гравитацията и идеята за втора космическа скорост са добре известни. Мичъл изчислява, че тяло с радиус, 500 пъти по-голям от този на Слънцето , и със същата плътност би имало на повърхността си втора космическа скорост, равна на скоростта на светлината и следователно би било невидимо. Както казва той:

През 1796 г. френският математик Пиер-Симон Лаплас предлага същата идея в първото и второто издание на книгата си „Изложение на системата на света“ ( „Exposition du système du monde“ ), като тя изчезва от следващите издания на книгата. [6] [7] Идеята за черни дупки не привлича голямо внимание през 19 век, тъй като светлината се счита за безмасова вълна, която не се влияе от гравитацията. [8]

През 1915 г. Алберт Айнщайн разработва общата теория на относителността , след като по-рано е показал, че гравитацията влияе на движението на светлината. Няколко месеца по-късно Карл Шварцшилд дава решение на уравненията на Айнщайн , което описва гравитационното поле на точкова и сферична маса. [9] [10] Няколко месеца след Шварцшилд Йоханес Дросте, студент на Хендрик Лоренц , самостоятелно стига до същото решение за точкова маса и описва по-подробно неговите свойства. [11] Това решение има особеност, наричана днес радиус на Шварцшилд , където то става сингулярно , т.е. някои от параметрите на уравненията на Айнщайн стават безкрайни. Характерът на тази повърхнина не е напълно разбран по това време. Въпреки това, Айнщайн отхвърля тази идея като грешка в част от собствената си теория. През 1924 г. Артър Едингтън демонстрира, че сингулярността изчезва при промяна на координатната система, но едва през 1933 г. Жорж Льометр установява, че това прави сингулярността на радиуса на Шварцшилд нефизическа координатна сингулярност . [12]

През 20-те години на XX век Субраманиан Чандрасекар твърди, че според специалната теория на относителността неизлъчващо тяло над определена маса, известна днес като граница на Чандрасекар , би колабирало. Известният по това време астроном Артър Едингтън се противопоставя на това твърдение, смятайки, че нещо неизбежно би предотвратило такъв колапс.

През 1939 Робърт Опенхаймер и Снайдер предвиждат, че масивни звезди могат да претърпят драматичен гравитационен колапс . Известно време тези обекти са наричани замръзнали звезди , тъй като колапсът би се наблюдавал като бързо забавяне и силно почервеняване около радиуса на Шварцшилд. Въпреки това тези хипотетични обекти не са предмет на голям теоретичен интерес до края на 60-те години на ХХ век.

Интересът към обекти, претърпели гравитационен колапс, оживява през 1967 с откритието на пулсарите . За пръв път изразът „черна дупка“ се употребява от физика-теоретик Джон Уилър . До този момент понякога се използва термина черна звезда . Черна звезда се появява и в първите епизоди на Стар Трек .

Тъй като нищо не може да напусне черната дупка, то не е възможно наблюдател извън нея да добие информация за процеси, ставащи във вътрешността ѝ. Черните дупки нямат наблюдаеми външни свойства, които да могат да бъдат използвани, за да се определи какво става във вътрешността им. Според класическата обща теория на относителността черните дупки могат да бъдат характеризирани изцяло с три параметъра: маса , момент на импулса и електрически заряд .

Обичайното разбиране за черните дупки се базира на идеята за пространство-време от общата теория на относителността , тъй като най-важните им свойства са свързани с изкривяване на геометрията на окръжаващото ги време-пространство. Идеята за липса на индивидуални отличителни белези на черните дупки се заражда първоначално като предположение направено от Бакенщайн, по-късно потвърдено от Картър, Вернер Израел , Робинсън и Хокинг и придобива известност като „теорема за липса на коса“ . Нейно следствие е може би безвъзвратното загубване на информация зад непреодолимата граница на хоризонта на събитията. Запазването на изобщо някакви характеристики се обяснява с определянето им чрез далекодействащи полета, а именно – гравитационно (маса, момент на импулса) и електромагнитно (електричен заряд).

Въображаемата сферична повърхнина , ограждаща цялата маса на черната дупка, се нарича хоризонт на събитията . На хоризонта на събитията втора космическа скорост е равна на скоростта на светлината . По този начин нищо от вътрешната страна на хоризонта на събитията, включително фотоните , не може да преодолее хоризонта на събитията поради извънредно силното гравитационно поле . Частици извън тази област могат да падат вътре, пресичайки хоризонта на събитията, без да могат отново да го напуснат.

Изкривяването на време-пространството в силни гравитационни полета води до забавяне на времето . Това явление е установено експериментално през 1976 . [13] В близост до черна дупка, забавянето на времето се увеличава силно. От гледна точка на външен наблюдател изглежда, че е необходимо безкрайно дълго време за приближаване на обект до хоризонта на събитията, в който момент светлината, идваща от него е безкрайно червено-отместена . За отдалечен наблюдател изглежда, че обектът, падайки все по-бавно, доближава, но никога не достига, хоризонта на събитията. От гледна точка на самия падащ обект, обаче, времето за достигане на хоризонта на събитията и достигане на сингулярността е крайно.

Широко разпространена заблуда е, че обекти извън хоризонта на събитията се „засмукват“. Тяло, извън хоризонта на събитията, ще изпитва същото гравитационно въздействие от черната дупка, като от кое да е тяло с такава маса (съществуват звезди, по-масивни от някои черни дупки). При превръщането си в черна дупка, звездата не печели маса – т.е. масата на черната дупка е равна на тази на прогенитора ѝ.

В центъра на хоризонта на събитията съществува сингулярност , място, където според общата теория на относителността, пространство-времето има безкрайна кривина (т.е. гравитацията става безкрайно силна). Пространството във вътрешността на хоризонта на събитията е особено с това, че сингулярността е буквално единственото възможно бъдеще, така че всички частици трябва да се движат към нея. Това означава, че има концептуална неточност в нерелативистичната идея за черна дупка, предложена първоначално от Джон Мичъл през 1783. Според него втора космическа скорост е равна на скоростта на светлината, но все пак е теоретично възможно от черната дупка да бъде изваден обект (например като се изтегли с въже). Общата теория на относителността елиминира тази възможност, защото след влизането му отвъд хоризонта на събитията, времевата линия на обекта съдържа крайна точка на самото време и никоя възможна мирова линия не пресича хоризонта на събитията.

Очаква се, че бъдещи уточнения или заместители на общата теория на относителността (особено квантова теория на гравитацията ) ще променят сегашните възгледи за същността на черните дупки. Повечето теоретици интерпретират математическата сингулярност на уравненията като признак за непълнотата на сегашната теория и смятат, че в близост до сингулярността се появяват нови неизвестни явления.

Да си представим, че злощастен космонавт пада радиално към центъра на проста невъртяща се черна дупка. Колкото повече се приближава към хоризонта на събитията, толкова по-дълго е нужно на излъчваните от него фотони да излязат от гравитационното поле на черната дупка. Далечен наблюдател би видял как спускането на космонавта се забавя, докато приближава хоризонта на събитията, като че ли никога не го достига.

Въпреки това в собствената си отправна система космонавтът ще пресече хоризонта на събитията и ще достигне сингулярността в краен период от време. След пресичането на хоризонта, той вече няма да може да бъде наблюдаван от външната вселена. Докато пада, той ще забележи как краката му постепенно стават все повече червено-отместени, докато станат невидими. При доближаване до сингулярността, градиентът на гравитационното поле от главата до краката му ще стане значителен и той ще се чувства разтегнат и, в крайна сметка, разкъсан. Този процес е известен като спагетификация . В близост до сингулярността градиентът става достатъчно голям, за да разкъсва атоми . Точката, в която тези приливни сили стават фатални, зависи от размера на черната дупка. За много голяма черна дупка, като предполагаемо намиращите се в центъра на галактиките , точката се намира доста навътре от хоризонта на събитията, така че космонавтът може да го премине безболезнено. Обратно, при малка черна дупка тези приливни ефекти могат да станат фатални дълго преди достигането на хоризонта на събитията.

Според теорията хоризонтът на събитията на черна дупка, която не се върти, е сферичен , а сингулярността ѝ (казано неформално) е точка. Ако черната дупка има момент на импулса , наследен от звезда , въртяща се в момента на колапса си, тя започва да увлича пространство-времето около хоризонта на събитията в ефект, известен като гравитомагнетизъм (англ. Frame-Dragging). Въртящата се област около хоризонта на събитията се нарича ергосфера и има елипсоидна форма. Тъй като ергосферата се намира извън хоризонта на събитията, е възможно съществуването на обекти в нея, без задължително да падат в дупката. Въпреки това, поради движението на самото пространство-време в ергосферата, за тези обекти е невъзможно да остават на постоянно място. Обектите в ергосферата могат при определени обстоятелства да бъдат изхвърлени навън с голяма скорост, извличайки енергия (и ъглов момент) от дупката, откъдето идва и наименованието ергосфера („сфера на работа“).

Предполага се че има свръхмасивни черни дупки в центъра на големите галактики, с размери, равни на 1% от големината на типична галактика, наричани още квазари. С голямата си маса, те привличат останалата част от галактиката чрез гравитация. При редки случаи на сблъсъци на галактики свръхмасивните черни дупки се привличат една друга и се сливат. Макар и рядко, това е достатъчно голямо събитие, за да бъде засечено и има няколко кандидата. [14]

През 1971 Стивън Хокинг показва, че общата площ на хоризонта на събитията на произволна група класически черни дупки не може да намалява. Това звучи много подобно на Втория принцип на термодинамиката , като площта играе ролята на ентропия . Якоб Бекенщайн предполага, че ентропията на черната дупка наистина е пропорционална на площта на нейния хоризонт на събитията. През 1974 Хокинг прилага квантовата теория на полето към полукласическо изкривено пространство-време и установява, че черните дупки могат да излъчват топлинни лъчи, известни като лъчение на Хокинг . Това му дава възможност да изчисли ентропията, която наистина е пропорционална на площта, потвърждавайки хипотезата на Бекенщайн. По-късно е установено, че черните дупки са обекти с максимална ентропия, което означава, че максималната ентропия на част от пространството е ентропията на най-голямата черна дупка, която може да се събере в него. Това довежда до хипотезата за холографския принцип .

Лъчението на Хокинг се генерира точно извън хоризонта на събитията и не носи информация за вътрешността ѝ. Все пак това означава, че черните дупки не са напълно черни. Нещо повече, от ефекта следва, че черните дупки бавно се изпаряват с времето. Въпреки че тези ефекти са пренебрежими за обекти с астрономически размери, те са значителни за хипотетично много малки черни дупки , където преобладават квантовите ефекти. Очаква се малките черни дупки да претърпят бързо изпарение и да изчезнат в експлозия на радиация. Следователно всяка черна дупка, която не може да консумира нова маса, има крайно време на живот, което е функция от масата ѝ.

На 21 юли 2004 Стивън Хокинг представя нов довод за това, че черните дупки евентуално излъчват информация за това, което са погълнали, обръщайки предишната си позиция за загубата на информация. Той предполага, че квантовите пертурбации на хоризонта на събитията могат да позволят на информация да излезе от черната дупка, което да повлияе на радиацията на Хокинг. Теорията все още се обсъжда и, ако бъде приета, вероятно би разрешила информационния парадокс на черните дупки . Междувременно съобщението предизвиква силно внимание сред медиите.

Общата теория на относителността , както и повечето други метрични теории за гравитацията, не само твърди, че черни дупки могат да съществуват, но всъщност предвижда, че те ще се образуват в природата, стига достатъчно маса да се натрупа в дадена област от пространството , чрез процес, наречен гравитационен колапс . С натрупването на маса в определена област от време-пространството, гравитацията ѝ става все по-силна или, в релативистична терминология, пространството около нея все по-силно се деформира. Когато втора космическа скорост на дадено разстояние от центъра достигне скоростта на светлината, там се образува хоризонт на събитията , вътре в който масата неизбежно пада към една точка, образувайки сингулярност.

Количественият анализ на тази идея довежда до предвиждането, че звезда с маса, около три пъти по-голяма от тази на Слънцето , почти неизбежно би достигнала момент в своята еволюция , когато, изразходвала всичкото си ядрено гориво, би се свила до критичния размер, необходим за гравитационен колапс. След като той започне, колапсът не може да бъде спрян от никаква физическа сила и възниква черна дупка.

Звездният колапс би генерирал черни дупки
Trzy zgrabne panie pieszczą się na kanapie
Trzy ślicznotki ciągną fiuta
Toples cipcie na jachcie