Црна дупка
Во општата релативност, а Црна дупка се дефинира како вселенски регион со гравитационо поле толку интензивно што ништо во него не може да избега надвор, дури ни во светлината. [1] Брзината со која црната дупка бега е поголема од брзината на светлината, и бидејќи брзината на светлината е несовладлива граница, ниту една честичка на материјата или кој било вид на енергија не може да достигне далеку од тој регион.
Терминот „црна дупка“ е измислен од физичарот Johnон Арчибалд Вилер; Претходно, тој зборуваше за „темната starвезда“ или „црната везда“. Придавката „црна“ потекнува од фактот што не може да емитува светлина. Фактот што никакво зафаќање на честички не може да стане повторно појавување (дури ни фотони) е причината зошто се создала „дупката“.
Во класичната физика, можноста за тело со толкава маса што неговата брзина на бегство би била поголема од брзината на светлината, била теоретизирана во XVIII век, под услов таков објект да биде невидлив.
Од гледна точка на релативноста Наместо тоа, концептот на црна дупка беше теоретизиран од физичарот Карл Шварцшилд во 1916 година, само една година по објавувањето на општата теорија на релативитет. Во принцип на релативност, гравитационото поле е опишано како просторно-временска деформација предизвикана од многу масивен објект, а брзината на светлината е постојана граница [тогаш? нејасно]. Истражувајќи некои решенија за равенките на теоријата, Шварцшилд пресметал дека хипотетички организам со висока густина ќе произведе деформација во неговата близина, така што светлината далеку од него има тенденција да страда од бесконечно гравитационо преместување. Концептот теоретизиран од Шварцшилд зависи од густината на објектот, во апстрактна смисла може да се примени на кој било предмет чиј волумен беше исклучително мал во однос на неговата маса - иако во реалноста не постојат познати средства за обезбедување на објект со мала маса, енергија потребно е да се фокусира проблемот на таква точка: единствената позната сила во универзумот што може да развие таков интензитет е силата на гравитацијата во присуство на голем дел од материјата.
Затворената сферична површина - геометриска и чисто имагинарна - содржи цврст предмет и кој го ограничува регионот на просторот над кој овие услови „немаат враќање“, се нарекува хоризонт на настанот. За цврст објект во центарот на регионот, што доведува до гравитационо поле, е теоретизирана состојба на материја дефинирана еднина, т.е. со непознати карактеристики и странска за законите на квантната механика што го опишува однесувањето на материјата во универзумот познати за нас, и под претпоставка дека нејзината густина може да биде бесконечно.
Небесно тело со овој имот не може да се набудува директно. Неговото присуство може да се открие само индиректно, со откривање на ефектите врз околните материи, како што се гравитационите интеракции со другите небесни тела, или ефектите врз материјалот што таложи таму или феноменот на гравитационите леќи. Постоењето на црни дупки е сега потврдено, тие се идентификувани предмети од овој тип, со многу променливи маси, од минимум 5 сончеви маси, црни дупки што се детектираат на галактичка скала со маса еднаква на милијарда соларни маси. Собрани се многу набудувања дека астрофизиката може да се толкува (иако не единствено) како индиции за вистинското постоење на црни дупки во универзумот - разни феномени како што се активни галаксии или бинари на Х-зраци. .
Елементите чии гравитациони полиња се премногу силни за да избегаат светлина беа теоретизирани во XVIII век од Johnон Мишел и Пјер-Симон Лаплас. Првото модерно решение за општата релативност, кое би се карактеризирало со црна дупка, го пронашол Карл Шварцшилд во 1916 година, иако неговата релативна изведба во регионот на просторот од кој ништо не може да избега го објави Дејвид Финкелштајн во 1958 година. сметана за математичка iosубопитност, датира од 60-тите години на минатиот век, теоретската демонстрација дека црните дупки се генеричко предвидување на општата релативност. Следното откритие на неутронските starsвезди привлече интерес за компактни објекти кои се срушија поради нивната гравитациона сила како можна астрофизичка реалност.
Историски
Бидејќи дури и во гравитационата теорија брзината на бегството на tonутн зависи од движечката телесна маса во опсегот на тежината и движењата на starвездите, кои се присутни во галаксијата во која се наоѓа црната дупка, уште од 1783 година, англискиот научник Micон Мишел сугерирал во писмото до Хенри Кавендиш (подоцна објавено во изјавите на Кралското друштво) [2] дека брзината на бегството од небесно тело може да биде поголема од брзината на светлината, што резултира во, како што рече, „темна starвезда“ (темна starвезда). Во 1795 година Пјер-Симон де Лаплас ја пријавил оваа идеја во првото издание на неговиот трактат. .
Општа релативност
Во 1915 година, Алберт Ајнштајн ја разви својата теорија за општа релативност, претходно докажувајќи дека гравитационата сила влијае на светлината. Само неколку месеци подоцна, Карл Шварцшилд најде решение за равенките на Ајнштајн, опишувајќи го гравитационото поле на материјална точка и сферична маса. Неколку месеци подоцна, Шварцшилд почина, а Јоханес Дросте, студент на Хендрик Лоренц, Индипендент го даде истото решение, продлабочувајќи ги неговите својства. Ова решение имаше чудно влијание врз она што сега се нарекува радиус Шварцшилд, кое стана единственост, во смисла дека некои од равенката на Ајнштајн станаа бесконечни. Природата на оваа област не беше целосно разбрана во тоа време. Во 1924 година, Артур Едингтон покажа дека сингуларноста престана да биде промена на координатите (види координати на Едингтон-Финкелштајн), но дури во 1933 година orорж Лематре сфати дека единственоста на радиусот на Шварцшилд е нефизичка единственост на координата. . [3]
Набргу по формулацијата на општа релативност на Алберт Ајнштајн, докажано е дека постои решението на равенките на Ајнштајн (во отсуство на материја), што претставува статичко гравитационо поле и сферична симетрија (решение на Карл Шварцшилд, кое симетрично одговара на централното гравитационо поле на tonутновата гравитација). идеална граница, наречена хоризонт на настаните, која се карактеризира со фактот дека што било што е надвор од него, привлечено од гравитационото поле, нема да може да се врати. Бидејќи светлината навистина не го преминува хоризонтот на настаните одвнатре кон надвор, регионот во хоризонтот се однесува во сите погледи како црна дупка.
Бидејќи растворот Шварцшилд го опишува гравитационото поле во вакуум, тој претставува точно гравитационо поле надвор од масовна дистрибуција со сферична симетрија: црна дупка може, во теорија, да се произведе од масивно небесно тело само ако има густина таква што да биде целосно содржан во хоризонтот на настанот (ако, т.е. небесното тело има радиус помал од радиусот на Шварцшилд што одговара на неговата вкупна маса). Потоа се поставува прашањето дали може да се добие таква густина како резултат на гравитациониот колапс на дадена дистрибуција на материјата. Истиот Ајнштајн (на кого „единственоста“ пронајден од Шварцшилд во неговото решение му се појави како опасна недоследност во теоријата на општата релативност) ја дискутираше оваа точка во еден труд од 1939 година, заклучувајќи дека за да се постигне слична густина на материјалните честички ја надминуваат брзината на светлината, за разлика од ограничената релативност:
Всушност, Ајнштајн ги засновал своите пресметки врз претпоставката дека телата се срушиле орбитираат околу центарот на масата на системот, но во истата година, Роберт Опенхајмер и Х. Снајдер [10] покажале дека може да се достигне критична густина кога честичките ќе се срушат. радијална Последователно, индискиот физичар А.Рејхудури покажа дека ситуацијата што ја смета Ајнштајн не е физички изводлива, всушност е совршено компатибилна со општата релативност:
Со други зборови, хоризонтот на настанот не е вистинска временско-временска единственост (во решението на Шварцшилд единствената вистинска геометриска еднина е поставена на потеклото на координатите), но сепак има физичка карактеристика да може да се поминува само од „надвор“. Во согласност со овие теоретски размислувања, беа следени бројни астрофизички набудувања во присуство на црни дупки кои ја привлекуваат околната материја. [12] Според некои модели, може да има црни дупки без единственост, поради погустото поле на неутронска starвезда, но не до степен да се генерира единственост.
Според моментално разгледаните теории, црна дупка може да формира само byвезда која има маса околу 2,5 пати поголема од онаа на Сонцето, поради границата Толман-Опенхајмер-Волкоф, иако поради различни процеси загубата масата што ја претрпеле starsвездите на крајот од нивниот живот мора да биде дека првобитната starвезда е најмалку десет пати помасивна од сонцето. цитираните бројки се само индикативни, бидејќи тие зависат од деталите на моделите што се користат за да се предвиди „elвездената еволуција и, особено, првичниот хемиски состав на гасовитиот облак што ја роди таа starвезда. Не е исклучено црната дупка да има потекло слично на starвезди, за што е прикажано т.н. исконски црни дупки. .
Својства и структура
Во астрофизиката, неговата теорема на есенцијализација [13] (на англиски јазик без теорема за коса) претпоставува дека сите решенија за црна дупка во равенките на Ајнштајн-Максвел и гравитацијата на електромагнетизмот во општата релативност можат целосно да се карактеризираат со само три класични надворешно набудувачки параметри: маса, полнеж електричен и аголен моментум [14]. Сите други информации за материјата од која формирала црна дупка или материјата што паѓа „исчезнува“ зад нејзиниот хоризонт и затоа се трајно недостапни за надворешните набудувачи (видете исто така информации за парадоксални дупки црно). Две црни дупки кои имаат исти карактеристики или параметри не се разликуваат според класичната механика.
Овие својства се посебни затоа што се видливи однадвор од црна дупка. На пример, црна дупка за товарење отфрла друга со ист товар, исто како и секој друг натоварен предмет. Исто така, вкупната маса во сфера што содржи црна дупка може да се најде со помош на гравитациониот аналог на Гаусовиот закон, масата АДМ, далеку од црната дупка. [15] Слично на тоа, аголниот импулс може да се измери однадвор со употреба на ефект на влечење на гравитомагнетното поле. .
Кога некој предмет паѓа во црна дупка, секоја информација за обликот на објектот или распределбата на товарот врз него се рамномерно распоредени на хоризонтот на црната дупка и неповратно се губи од надворешниот набудувач. Однесувањето на хоризонтот во оваа ситуација е дисипативен систем кој е скоро аналоген на оној на спроводливата еластична мембрана со триење и електричен отпор - парадигмата на мембраната. [16] Оваа претпоставка е различна од другите теории на полето, како што е електромагнетизмот, кој нема микроскопско триење или отпорност, бидејќи тие се реверзибилни со текот на времето. Бидејќи црната дупка на крајот достигнува стабилност со само три параметри, не постои начин да се избегне губење на информации за првичните услови: гравитационите и електричните полиња на црната дупка даваат многу малку информации за тоа што се аспирира.
Изгубената информација вклучува која било количина што не може да се измери подалеку од хоризонтот на црната дупка, вклучувајќи приближно зачувани квантни броеви, како што е вкупниот број на бариони и лептони. Ова однесување е толку збунувачко што е наречено парадокс на информациите за црните дупки. [17] [18]
Физички својства
за црна црна дупка M. Црните дупки што ја задоволуваат оваа нееднаквост се нарекуваат крајности. Постојат решенија за равенките на Ајнштајн кои ја нарушуваат оваа нееднаквост, но немаат хоризонт на настани. Овие решенија се таканаречените голи посебности што можат да се видат однадвор и затоа се сметаат за нефизички. Хипотезата за космичка цензура исклучува формирање на такви посебности кога тие се создадени од гравитациониот колапс на реалистичката материја. [23] Оваа хипотеза е поддржана од нумерички симулации. [24] Поради релативно високата електромагнетна сила, црните дупки формирани од колапс на starвездите се очекува да го одржат полнењето на starвездите скоро неутрално. Ротацијата, сепак, треба да биде заедничка карактеристика на компактните објекти. Црната рендгенска дупка GRS 1915 105 [25] се чини дека има аголен моментум близу до максимално дозволената вредност.
Црните дупки обично се класифицираат според нивната маса, без оглед на аголниот импулс J или електричниот полнеж Q. Големината на црната дупка одредена од хоризонтот на настанот или радиусот на Шварцшилд е приближно пропорционална на масата M
каде што r sh е радиус на Шварцшилд и М Сонце е маса на сонцето. [26] Овој сооднос е точен само за црни дупки со нула полнење и кинетички вртежен момент, додека поопштите црни дупки може да варираат до фактор 2.