Черна дупка
Като цяло относителността, a Черна дупка той се определя като космическа област с гравитационно поле, толкова интензивно, че нищо вътре в него не може да излезе навън, дори на светлина. [1] Скоростта, с която избягва черна дупка, е по-бърза от скоростта на светлината и тъй като скоростта на светлината е непреодолима граница, никоя частица материя или някакъв вид енергия не може да достигне далеч от този регион.
Терминът "черна дупка" е измислен от физика Джон Арчибалд Уилър; По-рано той говори за „тъмната звезда“ или „черната звезда“. Прилагателното „черен“ идва от факта, че не може да излъчва светлина. Фактът, че никакво улавяне на частици не може да се превърне в повторна поява (дори фотони) е причината, поради която се прави "дупката".
В класическата физика възможността за тяло с такава маса, че неговата скорост на бягство да бъде по-голяма от скоростта на светлината беше теоретизирана през осемнадесети век, при условие че такъв обект би бил невидим.
От гледна точка на относителността Вместо това концепцията за черна дупка е теоретизирана от физика Карл Шварцшилд през 1916 г., само година след публикуването на общата теория на относителността. Като цяло гравитационното поле се описва като деформация пространство-време, причинена от много масивен обект, а скоростта на светлината е постоянна граница [тогава? неясен]. Изследвайки някои решения на уравненията на теорията, Шварцшилд изчислява, че хипотетично организмът с висока плътност ще предизвика деформация в близост, така че светлината далеч от него да страда от безкрайно гравитационно червено изместване. Концепцията, теоретизирана от Schwarzchild, зависи от плътността на обекта, като абстрактно може да се приложи към всеки обект, чийто обем е бил изключително малък спрямо неговата маса - въпреки че в действителност не са известни средства за осигуряване на обект с малка маса, енергия необходимо да се съсредоточи проблема върху такава точка: единствената известна сила във Вселената, която може да развие такава интензивност, е силата на гравитацията в присъствието на голяма част от материята.
Затворената сферична повърхност - геометрична и чисто въображаема - съдържа твърдия обект и която ограничава областта на пространството, отвъд която тези условия не се връщат, се нарича хоризонт на събитията. За твърд обект в центъра на региона, който поражда гравитационното поле, състоянието на материята се дефинира като сингулярност, т.е. с неизвестни и чужди характеристики със законите на квантовата механика, които описват поведението на материята във Вселената, позната ни, и приемайки, че нейната плътност може да е безкрайно.
Небесно тяло с това свойство не може да се наблюдава директно. Неговото присъствие може да бъде открито само косвено, чрез откриване на ефектите върху околната материя, като гравитационни взаимодействия с други небесни тела, или ефекти върху материала, който се утаява там, или феномена на гравитационната леща. Съществуването на черни дупки вече е удостоверено, те са идентифицирани обекти от този тип, с много променливи маси, от минимум 5 слънчеви маси, черни дупки, откриваеми в галактически мащаб с маса, равна на милиард слънчеви маси. Събрани са много наблюдения, че астрофизиката може да се тълкува (макар и не еднозначно) като улики за действителното съществуване на черни дупки във Вселената - различни явления като активни галактики или рентгенови двоични файлове. .
Елементи, чиито гравитационни полета са твърде силни, за да позволят светлината да избяга, са теоретизирани през осемнадесети век от Джон Мишел и Пиер-Симон Лаплас. Първото модерно решение за общата теория на относителността, което би характеризирало черна дупка, е намерено от Карл Шварцшилд през 1916 г., въпреки че относителното му представяне в регион на космоса, от който нищо не може да избяга, е публикувано от Дейвид Финкелщайн през 1958 г. считано за математическо любопитство, датира от 60-те години на миналия век теоретичната демонстрация, че черните дупки са родово предсказание за общата теория на относителността. Следващото откритие на неутронни звезди привлече интерес към компактни обекти, които се срутиха поради тяхната гравитационна сила като възможна астрофизична реалност.
Исторически
Тъй като дори в гравитационната теория на Нютонова скорост на бягство зависи от масата на движещото се тяло в диапазона на тежестта и движенията на звездите, които присъстват в галактиката, в която е черната дупка, от 1783 г. английският учен Джон Мишел предлага в писмо до Хенри Кавендиш (публикуван по-късно в изявленията на Кралското общество) [2], че скоростта на бягство от небесно тяло може да бъде по-голяма от скоростта на светлината, което води до това, което той нарича „тъмна звезда“ (тъмна звезда). През 1795 г. Пиер-Симон де Лаплас съобщава за тази идея в първото издание на своя трактат. .
Обща теория на относителността
През 1915 г. Алберт Айнщайн разработва теорията си за общата теория на относителността, като преди това доказва, че гравитационната сила влияе върху светлината. Само няколко месеца по-късно Карл Шварцшилд намери решение на уравненията на полето на Айнщайн, описвайки гравитационното поле на материална точка и сферична маса. Няколко месеца по-късно Шварцшилд умира и Йоханес Дросте, ученик на Хендрик Лоренц, Индипендънт, дава същото решение, задълбочавайки собствеността си. Това решение имаше странно влияние върху това, което сега се нарича радиус на Шварцшилд, който се превърна в сингулярност, в смисъл, че някои от уравненията на Айнщайн станаха безкрайни. По това време естеството на тази област не беше напълно разбрано. През 1924 г. Артър Едингтън показва, че сингулярността престава да бъде промяна на координатите (вж. Координатите на Едингтън-Финкелщайн), но едва през 1933 г. Жорж Леметър осъзнава, че сингулярността на радиуса на Шварцшилд е нефизична координатна особеност. . [3]
Малко след формулирането на общата теория на относителността на Алберт Айнщайн, решението на уравненията на Айнщайн (при липса на материя), което представлява статично гравитационно поле и сферична симетрия (решението на Карл Шварцшилд, което отговаря симетрично на централното гравитационно поле на Нютонова гравитация), се оказва, че съществува. идеална граница, наречена хоризонт на събитията, характеризираща се с това, че всичко отвъд него, привлечено от гравитационното поле, няма да може да се върне. Тъй като светлината всъщност не пресича хоризонта на събитията отвътре навън, регионът в хоризонта се държи във всички отношения като черна дупка.
Тъй като решението на Шварцшилд описва гравитационното поле във вакуум, то представлява точно гравитационното поле извън разпределението на масата със сферична симетрия: черна дупка на теория може да бъде получена от масивно небесно тяло само ако има такава плътност, че да се съдържа изцяло в хоризонта на събитията (ако т.е. небесното тяло е имало радиус по-малък от радиуса на Шварцшилд, съответстващ на общата му маса). Тогава възниква въпросът дали такава плътност може да се получи в резултат на гравитационния колапс на дадено разпределение на материята. Същият Айнщайн (на когото „сингулярността“, открита от Шварцшилд в неговото решение, се очертава като опасно несъответствие в теорията на общата теория на относителността), обсъжда тази точка в доклад от 1939 г., заключавайки, че за да се постигне подобна плътност на материалните частици надвишава скоростта на светлината, за разлика от ограничената теория на относителността:
Всъщност Айнщайн основава своите изчисления на предположението, че телата са се срутили в орбита около центъра на масата на системата, но през същата година Робърт Опенхаймер и Х. Снайдер [10] показват, че критичната плътност може да бъде достигната, когато частиците се срутят. радиална. Впоследствие индийският физик А. Рейчаудхури показа, че ситуацията, считана от Айнщайн за невъзможна физически, всъщност е напълно съвместима с общата теория на относителността:
С други думи, хоризонтът на събитието не е реална сингулярност на пространство-времето (в решението на Шварцшилд единствената истинска геометрична сингулярност е поставена в началото на координатите), но все пак има физическата характеристика, че може да се премине само от „отвън“. В съответствие с тези теоретични съображения бяха проследени множество астрофизични наблюдения в присъствието на черни дупки, които привличат околната материя. [12] Според някои модели може да има черни дупки без особености, поради по-плътното поле на неутронна звезда, но не до точката на генериране на сингулярност.
Според разглежданите в момента теории, черна дупка може да се образува само от звезда, която има маса около 2,5 пъти по-голяма от тази на Слънцето, поради границата Толман-Опенхаймер-Волкоф, въпреки че поради различни процеси загубата масата, понесена от звездите в края на живота им, трябва да бъде, че първоначалната звезда е поне десет пъти по-масивна от слънцето. цитираните цифри са само ориентировъчни, тъй като те зависят от детайлите на моделите, използвани за прогнозиране на звездната еволюция, и по-специално от първоначалния химичен състав на газообразния облак, породил тази звезда. Не е изключено черна дупка да има произход, подобен на звезда, както е илюстрирано от така наречените първични черни дупки. .
Свойства и структура
В астрофизиката неговата теорема за есенциализация [13] (на английски без теоремата за косата) постулира, че всички решения на черните дупки в уравненията на Айнщайн-Максуел и тежестта на електромагнетизма в общата теория на относителността могат да бъдат напълно характеризирани само от три класически външно наблюдаеми параметъра: маса, заряд електрически и ъглов момент [14]. Цялата друга информация за материята, от която е образувала черна дупка или материята, която пада, „изчезва“ зад хоризонта си и следователно е трайно недостъпна за външни наблюдатели (виж също парадоксалната информация за дупката черен). Две черни дупки, които споделят едни и същи свойства или параметри, са неразличими според класическата механика.
Тези свойства са специални, защото се виждат от външната страна на черна дупка. Например, черен отвор за зареждане отхвърля друг със същия товар, точно както всеки друг зареден обект. Също така, общата маса в сфера, съдържаща черна дупка, може да бъде намерена с помощта на гравитационния аналог на закона на Гаус, масата на ADM, далеч от черната дупка. [15] По същия начин ъгловият момент може да бъде измерен отвън, като се използва тяговият ефект на гравитомагнитното поле. .
Когато даден обект попадне в черна дупка, всяка информация за формата на обекта или разпределението на натоварването върху него се разпределя равномерно по хоризонта на черната дупка и безвъзвратно се губи от външния наблюдател. Поведението на хоризонта в тази ситуация е дисипативна система, която е почти аналогична на тази на проводима еластична мембрана с триене и електрическо съпротивление - мембранната парадигма. [16] Това предположение се различава от другите теории на полето, като електромагнетизма, който няма микроскопично триене или съпротивление, тъй като те са обратими с течение на времето. Тъй като черната дупка в крайна сметка достига стабилност само с три параметъра, няма начин да се избегне загуба на информация за първоначалните условия: гравитационното и електрическото поле на черната дупка предоставят много малко информация за това, което е аспирирано.
Изгубената информация включва всяко количество, което не може да бъде измерено далеч от хоризонта на черната дупка, включително приблизително запазени квантови числа, като общия брой бариони и лептони. Това поведение е толкова объркващо, че е наречено парадокс на информацията за черната дупка. [17] [18]
Физически свойства
за черна черна дупка М. Черните дупки, които задоволяват това неравенство, се наричат крайности. Има решения за уравненията на Айнщайн, които нарушават това неравенство, но нямат хоризонт на събитията. Тези решения са така наречените голи сингулярности, които могат да се видят отвън и поради това се считат за нефизически. Хипотезата за космическата цензура изключва формирането на такива сингулярности, когато те са създадени от гравитационния колапс на реалистичната материя. [23] Тази хипотеза се подкрепя от числени симулации. [24] Поради относително високата електромагнитна сила се очаква черните дупки, образувани от звезден колапс, да поддържат своя звезден заряд почти неутрален. Въртенето обаче трябва да е обща характеристика на компактните обекти. Изглежда, че черният рентгенов отвор GRS 1915 105 [25] има ъглов момент в близост до максимално допустимата стойност.
Черните дупки обикновено се класифицират според тяхната маса, независимо от ъгловия момент J или електрическия заряд Q. Размерът на черна дупка, определен от хоризонта на събитията или радиуса на Шварцшилд, е приблизително пропорционален на масата M
където r sh е радиусът на Шварцшилд, а M Sun е масата на слънцето. [26] Това съотношение е правилно само за черни дупки с нулев заряд и кинетичен въртящ момент, докато по-общите черни дупки могат да варират до коефициент 2.