Чорна діра
Загалом відносність, a Чорна діра він визначається як космічна область з гравітаційним полем настільки інтенсивним, що всередині нього не може вийти назовні, навіть на світло. [1] Швидкість, з якою виривається чорна діра, швидша, ніж швидкість світла, а оскільки швидкість світла є нездоланною межею, жодна частинка речовини або будь-який вид енергії не може досягти далеко від цього регіону.
Термін "чорна діра" придумав фізик Джон Арчібальд Вілер; Раніше він говорив про "темну зірку" або "чорну зірку". Прикметник «чорний» походить від того, що він не може випромінювати світло. Той факт, що жодне захоплення частинок не може стати повторною появою (навіть фотонів), є причиною того, чому робиться "діра".
У класичній фізиці можливість тіла з такою масою, що швидкість його виходу була б більшою, ніж швидкість світла, була теоретизована у вісімнадцятому столітті за умови, що такий об'єкт буде невидимим.
З точки зору відносності Натомість концепція чорної діри була теоретизована фізиком Карлом Шварцшильдом у 1916 році, лише через рік після публікації загальної теорії відносності. У загальній теорії відносності гравітаційне поле описується як просторово-часова деформація, спричинена дуже масивним об'єктом, і швидкість світла є постійною межею [тоді? незрозуміло]. Досліджуючи деякі рішення рівнянь теорії, Шварцшильд підрахував, що гіпотетично організм з високою щільністю буде виробляти деформацію в своєму оточенні, так що віддалене від нього світло, як правило, страждає від нескінченного гравітаційного червоного зміщення. Теорія, яку теоретизував Шварцшильд, залежить від щільності об'єкта, абстрактно кажучи, його можна застосувати до будь-якого об'єкта, обсяг якого був надзвичайно малий по відношенню до його маси - хоча насправді невідомо жодних засобів забезпечення об'єкта невеликою масою, енергією необхідно зосередити проблему на такій точці: єдиною відомою силою у Всесвіті, яка може розвинути таку інтенсивність, є сила тяжіння у присутності значної частини речовини.
Закрита сферична поверхня - геометрична і суто уявна - містить твердий об’єкт, і який обмежує область простору, поза якою ці умови «не повертаються», називається горизонтом подій. Для твердого об’єкта в центрі області, що породжує поле тяжіння, стан речовини визначається як особливість, тобто з невідомими та чужими характеристиками із законами квантової механіки, що описують поведінку речовини у Всесвіті, відомим нам, і припускаючи, що її щільність це може бути нескінченно.
Небесне тіло з цією властивістю не можна спостерігати безпосередньо. Його присутність можна виявити лише побічно, виявивши вплив на навколишню речовину, наприклад, гравітаційну взаємодію з іншими небесними тілами, або вплив на матеріал, що там осідає, або явище гравітаційної лінзи. Зараз існування чорних дір підтверджено, їм було визначено об'єкти цього типу з дуже змінними масами, принаймні від 5 мас Сонця, чорні діри виявляються в галактичному масштабі масою, рівною мільярду мас Сонця. Було зібрано багато спостережень астрофізики, які можна трактувати (хоча і не однозначно) як підказки про фактичне існування чорних дір у Всесвіті "різних явищ, таких як активні галактики або рентгенівські бінари .
Елементи, гравітаційні поля яких занадто сильні, щоб пропускати світло, були теоретизовані у вісімнадцятому столітті Джоном Мікеллом та П'єром-Саймоном Лапласом. Перше сучасне рішення загальної теорії відносності, яке характеризувало б чорну діру, було знайдено Карлом Шварцшильдом у 1916 р., Хоча його відносна ефективність у регіоні космосу, з якого нічого не втече, була опублікована Девідом Фінкельштейном у 1958 р. вважається математичною цікавістю, бере свій початок з 1960-х років теоретична демонстрація того, що чорні діри є загальним передбаченням загальної теорії відносності. Наступне відкриття нейтронних зірок привернуло інтерес до компактних об'єктів, які руйнувалися через їх гравітаційну силу як можливу астрофізичну реальність.
Історичний
Оскільки навіть у гравітаційній теорії швидкість виходу Ньютона залежить від рухомої маси тіла в діапазоні ваги та рухів зірок, які присутні в галактиці, в якій знаходиться чорна діра, з 1783 р. Англійський учений Джон Мішелл запропонував у листі до Генрі Кавендіш (пізніше опублікований у заявах Королівського товариства) [2], що швидкість втечі з небесного тіла може бути більшою, ніж швидкість світла, в результаті чого він отримав назву "темна зірка" (темна зірка). У 1795 році П'єр-Симон де Лаплас повідомив про цю ідею в першому виданні свого трактату. .
Загальна теорія відносності
У 1915 році Альберт Ейнштейн розробив свою теорію загальної теорії відносності, попередньо довівши, що гравітаційна сила впливає на світло. Лише кілька місяців потому Карл Шварцшильд знайшов рішення рівнянь поля Ейнштейна, описуючи поле тяжіння матеріальної точки та сферичну масу. Через кілька місяців Шварцшильд помер, а Йоганнес Дросте, учень Гендріка Лоренца, Індіпендент, дав те саме рішення, поглибивши його власність. Це рішення мало дивний вплив на те, що зараз називають радіусом Шварцшильда, що стало особливістю, в тому сенсі, що деякі рівняння Ейнштейна стали нескінченними. Природа цієї місцевості на той час була не до кінця зрозумілою. У 1924 р. Артур Еддінгтон показав, що сингулярність перестала бути зміною координат (див. Координати Еддінгтона-Фінкельштейна), але лише в 1933 р. Жорж Леметр зрозумів, що сингулярність радіуса Шварцшильда є нефізичною особливістю координат. . [3]
Невдовзі після формулювання Альбертом Ейнштейном загальної теорії відносності виявилось рішення рівнянь Ейнштейна (за відсутності речовини), яке представляє статичне гравітаційне поле та сферичну симетрію (рішення Карла Шварцшильда, яке симетрично відповідає центральному гравітаційному полю ньютонівської гравітації). ідеальна межа, яка називається горизонтом подій, що характеризується тим, що все, що за її межами, залучене гравітаційним полем, не зможе повернутися. Оскільки світло насправді не перетинає горизонт подій зсередини назовні, область горизонту поводиться у всіх відношеннях як чорна діра.
Оскільки рішення Шварцшильда описує гравітаційне поле у вакуумі, воно точно представляє гравітаційне поле поза розподілом маси зі сферичною симетрією: теоретично чорна діра може бути утворена масивним небесним тілом, лише якщо вона має таку щільність, що повністю міститися в горизонті подій (якщо, тобто, небесне тіло мало радіус, менший за радіус Шварцшильда, що відповідає його загальній масі). Потім виникає питання, чи можна отримати таку щільність в результаті гравітаційного колапсу даного розподілу речовини. Той самий Ейнштейн (якому «сингулярність», виявлена Шварцшильдом у його рішенні, виглядала як небезпечна невідповідність у теорії загальної теорії відносності) обговорював цей момент у роботі 1939 року, роблячи висновок, що для досягнення подібної щільності матеріальних частинок перевищувати швидкість світла, на відміну від обмеженої теорії відносності:
Насправді Ейнштейн базував свої розрахунки на припущенні, що тіла руйнуються навколо центру мас системи, але в тому ж році Роберт Оппенгеймер і Х. Снайдер [10] показали, що критична щільність може бути досягнута при руйнуванні частинок. радіальний. Згодом індійський фізик А. Райчаудхурі показав, що ситуація, яку Ейнштейн вважає фізично недоцільною, насправді цілком сумісна із загальною теорією відносності:
Іншими словами, горизонт подій не є реальною просторово-часовою особливістю (у рішенні Шварцшильда єдина справжня геометрична сингулярність розміщується біля початку координат), але вона все ще має фізичну характеристику можливості пройти лише ззовні. Відповідно до цих теоретичних міркувань проводились численні астрофізичні спостереження в присутності чорних дір, які приваблюють навколишнє речовина. [12] Згідно з деякими моделями, можуть бути чорні діри без особливих особливостей через більш щільне поле нейтронної зірки, але не до точки створення особливості.
Відповідно до розглянутих в даний час теорій, чорну діру може утворити лише зірка, яка має масу, приблизно в 2,5 рази більшу, ніж маса Сонця, через межу Толмана-Оппенгеймера-Волкоффа, хоча через різні процеси втрата маса, яку зірки зазнали в кінці свого життя, повинна полягати в тому, що вихідна зірка має принаймні в десять разів більше маси, ніж Сонце. наведені цифри є лише орієнтовними, оскільки вони залежать від деталей моделей, що використовуються для прогнозування "еволюції зірок і, зокрема, початкового хімічного складу газоподібної хмари, яка породила цю зірку. Не виключено, що чорна діра могла мати схоже зіркоподібне походження, про що свідчать так звані споконвічні чорні діри. .
Властивості та структура
В астрофізиці його теорема есенціалізації [13] (англійською мовою без теореми про волосся) постулює, що всі рішення чорних дір у рівняннях Ейнштейна-Максвелла та тяжкість електромагнетизму в загальній теорії відносності можуть бути повністю охарактеризовані лише трьома класичними зовнішніми параметрами: електричний та кутовий моменти [14]. Вся інша інформація про речовину, з якої вона утворила чорну діру або матерія, що потрапляє, "зникає" за своїм горизонтом і тому постійно недоступна зовнішнім спостерігачам (див. Також парадоксальну інформацію про діри чорний). За класичною механікою дві чорні діри, що мають однакові властивості або параметри, неможливо розрізнити.
Ці властивості особливі тим, що їх видно зовні чорної діри. Наприклад, чорний завантажувальний отвір відкидає інший із таким самим навантаженням, як і будь-який інший завантажений об'єкт. Крім того, загальну масу в кулі, що містить чорну діру, можна знайти за допомогою гравітаційного аналога закону Гаусса, маси ADM, подалі від чорної діри. [15] Подібним чином кутовий момент можна виміряти ззовні, використовуючи тяговий ефект гравітатомагнітного поля. .
Коли об’єкт потрапляє в чорну діру, будь-яка інформація про форму об’єкта або розподіл навантаження на нього рівномірно розподіляється по горизонту чорної діри і безповоротно втрачається зовнішнім спостерігачем. Поведінка горизонту в цій ситуації є дисипативною системою, яка майже аналогічна системі провідної еластичної мембрани з тертям та електричним опором - мембранної парадигми. [16] Це припущення відрізняється від інших теорій поля, таких як електромагнетизм, який не має мікроскопічного тертя та опору, оскільки вони зворотні з часом. Оскільки чорна діра врешті-решт досягає стабільності лише з трьома параметрами, неможливо уникнути втрати інформації про початкові умови: гравітаційне та електричне поля чорної діри дають дуже мало інформації про те, що було аспіровано.
Втрачена інформація включає будь-яку величину, яку неможливо виміряти від горизонту чорної діри, включаючи приблизно збережені квантові числа, такі як загальна кількість баріонів і лептонів. Ця поведінка настільки заплутана, що її назвали парадоксом інформації про чорні діри. [17] [18]
Фізичні властивості
для чорної чорної діри М. Чорні діри, які задовольняють цю нерівність, називаються крайнощами. Є рішення рівнянь Ейнштейна, які порушують цю нерівність, але не мають горизонту подій. Ці рішення є так званими оголеними особливостями, які можна побачити ззовні і тому вважаються нефізичними. Гіпотеза космічної цензури виключає формування таких особливостей, коли вони створюються гравітаційним колапсом реалістичної матерії. [23] Ця гіпотеза підтверджується чисельним моделюванням. [24] Через відносно високу електромагнітну силу, як очікується, чорні діри, утворені внаслідок колапсу зірок, залишать свій зірковий заряд майже нейтральним. Однак обертання повинно бути загальною рисою компактних об'єктів. Чорний рентгенівський отвір GRS 1915 105 [25], здається, має кутовий імпульс поблизу гранично допустимого значення.
Чорні діри зазвичай класифікуються відповідно до їх маси, незалежно від моменту імпульсу J або електричного заряду Q. Розмір чорної діри, що визначається горизонтом подій або радіусом Шварцшильда, приблизно пропорційний масі
де r sh - радіус Шварцшильда, а M Сонце - маса Сонця. [26] Це співвідношення є правильним лише для чорних дір з нульовим зарядом і кінетичним крутним моментом, тоді як більш загальні чорні діри можуть змінюватися до коефіцієнта 2.