Черные дыры

Содержание Введение 1. Структура черной дыры 2. Излучение черной дыры 3. Эволюция звезд Заключение Список используемой литературы Введение В наше время трудно найти чело века, который не слышал бы о черных дырах. Вместе с тем, пожалуй, не менее тр удно отыскать того, кто смог бы объяснить, такое. Впрочем, для спец иалистов черные дыры уже перестали быть фантастикой — астрономически е наблюдения давно доказали существование как «малых» черных дыр (с масс ой порядка солнечной), которые образовались в результате гравитационно го сжатия звезд, так и сверхмассивных (до 10 9 масс Солнца), которые породил коллапс целых звездных скопл ений в центрах многих галактик, включая нашу. В настоящее время микроско пические черные дыры ищут в потоках космических лучей сверхвысоких эне ргий (международная лаборатория Pierre Auger , Арге нтина) и даже предполагают «наладить их производство» на Большом адронном коллайдере ( LHC ) . Однако п одлинная роль черных дыр, их «предназначение» для Вселенной, находится д алеко за рамками астрономии и физики элементарных частиц. При их изучени и исследователи глубоко продвинулись в научном понимании прежде сугуб о философских вопросов — что есть пространство и время, существуют ли г раницы познания Природы, како ва связь между материей и информацией. Термин «черная дыра» был пред ложен Дж. Уилером в 1967 году, однако первые предсказания существования тел столь массивных, что даже свет не может их покинуть, датируются XVIII веком и принадлежат Дж. Мит челлу и П. Лапласу. Их расчеты основывались на теории тяготения Ньютона и корпускулярной природе света. 1. Структура черной дыры Вдалеке от черной дыры пространство-время почти пл оское, и там световые лучи распрост раняются прямолинейно. Это — важный факт. Лучи света, проходящие ближе к черной дыре, отклоняются на более значительные углы. Когда свет распрост раняется через область пространства-времени с большей кривизной, его ми ровая линия становится все более искривленной. Можно даже направить луч света точно в таком направлении относительно черной дыры, чтобы этот све т оказался пойман на круговую орбиту вокруг дыры. Эта сфера вокруг черной дыры иногда называется «ф отонной сферой» или - фотонной окру жностью»; она образована светом, обегающим вокруг черной дыры по всевозм ожным круговым орбитам. Каждая звезда во Вселенной посылает хоть немног о света именно на такое расстояние от черной дыры, что этот свет захватыв ается на фотонную сферу. Следует помнить, что эти круговые орбиты на фотонной сфере чрезвычайно неустойчивы. Чтобы понять смы сл этого утверждения, представим себе почти круговую орбиту Земли вокру г Солнца. Орбита Земли устойчива. Если Землю слегка толкнуть, то не случит ся ничего особенного. Однако если луч света хоть немного отклонится от с воего идеального кругового пути на фотонной сфере, то он очень быстро уй дет по спирали либо внутрь черной дыры, либо обратно в космическое прост ранство. Самое ничтожное возмущение, куда бы оно ни было направлено - внутрь или наружу, уводит свет с фотонн ой сферы. Именно в этом смысле говорят о неустойчивости всех круговых ор бит на фотонной сфере. Наконец, те лучи света, которые нацелены почти прямо на черную дыру, «всас ываются» в нее. Такие лучи навсегда уходят из внешнего мира черная дыра их буквально поглощает. Представленный здесь сценарий описывает поведение самого простого из возможных типов черных дыр. В 1916 г., вс его через несколько месяцев после того как Эйнштейн опубликовал свои ур авнения гравитационного поля, немецкий астроном Карл Шварцшильд нашел их точное решение, которое, как оказалось впоследствии, описывает геомет рию пространства-времени вблизи идеальной черной дыры. Это решение Шварцшильда описывает сферичес ки симметричную черную дыру, характеризующуюся то лько массой. Породившая эту черную дыру гипотетиче ская умирающая звезда должна не вращаться и быть лишенной как электриче ского заряда, так и магнитного поля. Вещество такой умирающей звезды пад ает по радиусу «вниз» к центру звезды, и говорят, что получившаяся черная дыра обладает сферической симметрией. Если бы черная дыра возникала при коллапсе вращающейся звезды, то у нее было бы некое «привилегированное» направление, а именно дыра обладала бы осью вращения. Решение Шварцшильд а свободно от подобных усложнений. Такая шварцшил ьдовская черная дыра представляет собою самый про стой из всех возможных тип ов черно й дыры. М ы ограничимся рассмотрени ем лишь этого простого случая. Последующие главы будут посвящены электр ически заряженным и вращающимся черным дырам. Понять природу шварцшильдовской черной дыры можно, рассматривая масси вную (но не вращающуюся и не имеющую заряда) умирающую звезду в процессе г равитационного коллапса. Пусть некто стоит на поверхности такой умираю щей звезды, у которой только что иссякло ядерное топливо. Непосредственн о перед началом коллапса наш наблюдатель берет мощный прожектор и напра вляет его лучи в разные стороны. Так как вещество звезды пока распределе но в достаточно большом объеме пространства, гравитационное поле у пове рхности звезды остается довольно слабым. Поэтому луч прожектора распро страняется прямолинейно или почти прямолинейно. Однако после начала ко ллапса вещество звезды сжимается во все меньшем и меньшем объеме. По мер е уменьшения размеров звезды тяготение у ее поверхности возрастает все больше и больше. Увеличение кривизны пространства-времени приводит к от клонению светового луча от прежнего прямолинейного распространения. С начала лучи, исходящие из прожектора под малым углом к горизонту, отклон яются вниз к поверхности звезды. Но в дальнейшем, по мере развития коллап са, нашему исследователю приходится направлять лучи вверх все ближе к ве ртикали, чтобы они могли навсегда уйти от звезды. В конце концов, на некоторой критической стадии коллапса исследователь обнаружит, что уже никакой луч не в состоянии уйти от звезды. Как бы наш и сследователь ни направлял свой прожектор, его луч все равно изменяет сво е направление так, что снова падает вниз, на звезду. Тогда говорят, что зве зда прошла свой горизонт событий. Ничто, очутившееся за горизонтом событий, не может выйти наруж у, даже свет. Исследователь включает свой радиопередатчик и обнаруживае т, что он ничего не может передать оставшимся снаружи, поскольку радиово лны не способны вырваться за горизонт событий. Наш исследователь буквал ьно исчезает из внешней Вселенной. Термин «горизонт событий» - очень удачное название для той поверхности в пространстве-времени, из которой ничто не может выбраться. Это действит ельно «горизонт», за которым все «события» пропадают из виду. Иногда гор изонт событий, окружающий черную дыру, называют ее поверхностью. Зная решение Шварцшильда, можно рассчитать положение горизонта событи й, окружающего чёрную дыру. Например, поперечник сферы горизонта событий черной дыры с массой, равной 10 солнечным массам, составляет около 60 км. Как только умирающая звезда с массой в 10 солнечных масс сожмется до поперечника в 60 км, пространство-время столь сильно искривится , что вокруг звезды возникнет горизонт событий. В результате звезда исче знет. В момент, когда умирающая звезда уй дет за свой горизонт событий, ее размеры еще довольно велики, но никакие ф изические силы уже не смогут остановить ее дальнейшее сжатие. И звезда в целом продолжает сжиматься, пока, наконец, не прекратит свое существован ие в точке в центре черной дыры. В этой точке бесконечно давление, бесконе чна плотность и бесконечна кривизна пространства-времени. Это «место» в пространстве-времени именуется сингулярностью. Прежде всего , черную дыру окружает фотонная сфера, состоящая из лучей света, движущихся по неустойчивым кру говым орбитам. Внутри фотонной сферы находится горизонт событий - односторонне пропускающая поверхн ость в пространстве-времени, из которой ничто не может вырваться. Наконе ц, в центре черной дыры находится сингулярность. Все то, что проваливаетс я сквозь горизонт событий, засасывается в сингулярность, где оно под дей ствием бесконечно сильно искривленного пространства-времени прекращает свое существование. После того как умирающая звезда заходит за свою фотонную сфер у и приближается к горизонту событий, от нее в окружающую Вселенную може т вырваться все меньше и меньше световых лучей. По мере приближения ката строфического коллапса массивной звезды к его неизбежному концу, лучам света с поверхности звезды ст ановится все труднее и труднее уйти навсегда от звезды. С приближением поверхности звезды к горизонту событий ее яркость убыва ет с невероятной быстротой. Спустя всего 1/1000 с после начала гравитационно го коллапса конус выхода становится настолько узким, что лишь одна квадр ильонная (10 ~ 15 !) света звезды мо жет ускользнуть во внешнюю Вселенную. Всего миг и бывшая яркая звезда становится почти совершенно черной. Одновременно с быстрым ослаблением яркости умирающей звезды вступает в игру и другой важный эффект. Тяготение вызывает замедление течения вре мени. Этот эффект именуется гравитационным красны м смещением ибо свет, испускаемый атомами, погружен ными в гравитационное поле, «смещается» в сторону более длинных волн. По этому в ходе усиления гравитационного поля вблизи звезды в процессе ее к оллапса свет, испускаемый атомами на поверхности этой звезды, испытывае т все большее и большее красное смещение. Поэтому для наблюдающего ее со стороны астронома коллапсирующая звезда становится одновременно и сла бой, и излучающей свет все более длинных (более «красных») волн. 2.Излучение черной дыры Черная дыра рождает частицы. Сравнительно большие черные дыры массой в несколько солнечных обладают столь низкой темпера турой, что могут производить только «безмассовые» частицы — частицы, вс егда летящие со скоростью света и не имеющие собственной массы покоя. К н им, относятся фотоны, электронные и мюонные нейтрино, их античастицы и, на конец, еще гравитоны — кванты гравитационных волн. Черная дыра массой, т ипичной для звезд, рождает особенно много нейтрино (81% всего потока) всех с ортов, затем фотонов (17%) и гравитонов (2%) (рис. 8). Тот факт, что разные частицы из лучаются в разных количествах, объясняется различием их свойств. Нейтри но испускается больше всего, потому что их внутренний угловой момент (сп ин) минимален ( 1 /г), а гравитоно в меньше всего, так как их спин максимален (2). Черные дыры малой массы имеют большую температуру. Так, температура черн ых дыр массой, меньшей; 10 17 — 10 16 г, выше 10 9 — 10 10 К. Эти черные дыры порождают, помимо перечисленных частиц, эле ктронно-позитронные пары. Заметим, что размеры таких черных дыр составля ют всего 10 11 см (в 1000 раз меньше р азмера атома). Еще меньшие черные дыры массой < 5 • 10 14 г способны излучать мюо ны и более тяжелые элементарные частицы. Черная дыра массой 10 14 г излучает 12% тяжелых частиц и античастиц, 28% электронов и позитронов,. 48% н ейтрино всех сортов, 11% фотонов и 1% гравитонов (размер этих черных дыр меньш е атомного ядра). Особую важность квантовые процессы приобретают для первичных черных д ыр. Если в начале расширения Вселенной, когда вещество было плотным, обра зовались черные дыры массой, меньшей 10 15 г, то все они должны к нашему времени испариться. По этой причин е процесс, открытый Хоукингом, имеет очень важ ное з начение для космологии. Процесс испарения первичн ых черных дыр ведет к излучению высокочастотных фотонов — гамма-излуче ния. Так, черные дыры массой около 10 15 г должны излучать кванты с э нергией около 100 МэВ. Наблюдение таких квантов, приходящих из космоса, в принципе могло бы пом очь обнаружению первичных черных дыр. Пока же они не обнаружены, и можно т олько сказать, что количество черных дыр массой около 10 15 г в о Вселенной должно быть в сре днем не больше, чем десять тысяч на каждый кубический парсек. Если бы их бы ло больше, то общее количество гамма-квантов , с энергией около 100 МэВ было бы больше наблюдаемого сейч ас п отока гамма-квантов из космоса. 3 . Эволюц ия звезд Звездные останки могут быть трех разновидностей: э то белые карлики, н ейтронные звезды и черные дыры. Природа белых карликов как «мертвых» звезд стала д остаточно ясна после пионерской работы С. Чандрасекара в начале 1930-х годо в. Та термоядерная «печь», которая поддерживает структуру обычных звезд , не может быть причиной устойчивости внешних слоев в белых карликах про сто потому, что в них уже исчерпано все горючее. Для понимания того, что же поддерживает структуру белого карлика, рассмотрим вещество в сердцеви не коллапсирующей, умирающей звезды. По мере сжатия звезды давления и пл отности становятся столь велики, что все атомы полностью «раздавливают ся». В результате получается море свободных электронов, в котором как бы «плавают» ядра. Электроны обладают спином, или собственным «вращением», вследствие чего их поведени е подчиняется важному закону природы, называемому в физике принципом запрета Паули. Согласно этому запрету, два электрона одновременно не могут занимать одно и то же место, если их скорости и спины одинаковы. По мере сжатия умирающей звезды элек троны подвергаются давлению до такой степени, что в конце концов оказыва ются заполненными все вакансии возможного расположения и скоростей эл ектронов. Как только это произошло, электроны начинают с большой силой д ействовать друг на друга, сопротивляясь дальнейшему сжатию умирающей з везды. Таким образом, возникае т давление вырожденных электронов, предотвращающее неограниченное сжатие (коллапс) белого карл ика. Белые карлики известны астрономам уже на протяжении многих лет. Эти звез ды настолько обычны, что до недавних пор все считали их конечным состоян ием всех умирающих звезд. Выполнив подробные расчеты структуры белых карликов, Чандрасекар приш ел к интересному открытию: для массы белого карлика существует строгая в ерхняя граница. Давление вырожденных электронов способно поддерживать вещество мертвой звезды лишь в том случае, если ее масса не превышает пример но 1,25 массы Солнца. Если же масса умирающей звезды существенно больше 1,25 со лнечной, то даже мощных сил между вырожденными электронами недостаточн о для того, чтобы противостоять всесокрушающему давлению вышележащих с лоев звезды. Этот критический предел массы - около 1,25 массы Солнц а— называется пределом Чандрасекара. Так как белые карлики весьма обычны и так как не было известно других тип ов «мертвых» звезд, то астрономы полагали, что все умирающие звезды ухит ряются так или иначе сбросить достаточное количество вещества, чтобы их массы оказались в пределах массы Чандрасекара и да ли нейтроны. Когда, наконец, вся звезда почти целиком превратится в нейтроны, снова начнет играть важную роль принцип запрета Паули. Силы между нейтронами вызовут появление давления вырожденных нейтронов. Это новое, еще более могучее давление способно остановить сжа тие и ведет к появлению звездного тела нового типа - нейтронной звезды. Ещ е через пять лет, в 1939 г ., Ю. Р. Оппенгеймер и Г. Волков опубликовали обшир ные вычисления, доказывающие плодотворность этих соображений. Но так ка к никто никогда не наблюдал нейтронных звезд, эти пророческие идеи не на шли подходящей почвы. По сути дела астрономы просто не знали, где и как им искать нейтронные звезды. В 1054 г. н. э. астрономы Древнего Китая о тметили появление на небе «звезды-гостьи» в созвездии Тельца. Яркость эт ой новой звезды была столь велика, что ее можно было видеть без труда в сол нечный день, Затем она стала ослабевать и вскоре совершенно пропала из в иду. Когда современные астрономы направили свои телескопы на то место неба, г де, согласно древним записям, появилась «звезда-гостья», они обнаружили великолепную Крабовидную туман ность . Крабовидная туманность является прекрасным примером остат ка взрыва сверхновой, а древнекитайским астрономам настолько повезло, ч то они увидели умирающую звезду, когда она сбрасывала свою атмосферу. В конце 1968 г. астрономов ждала новая радость: был обнаружен пульсар, расположенный точно посередине Крабови дной туманности. Этот пульсар, известный как NP 0532, - самый быстро пульсирую щий из всех пульсаров. Импульсы радиоизлучения приходят от него по 30 раз з а секунду. Это открытие дало астрономам повод для подозрений, что умираю щие звезды могут иметь какое-то отношение к пульсарам. Непосредственные расчеты показали, что белые карлики не способны давать тридцать импульсов радиошума в секунду. Приш ла пора воскресить идеи Бааде, Цвикки, Оппенгеймера и Волкова. Все звезды вращаются и все они , вероятно, обладают магнитными полями. В обычных условиях оба этих свойс тва довольно несущественны. Например, Солнце делает один оборот вокруг с воей оси примерно за месяц. Его магнитное поле к тому же довольно слабое. В среднем у Солнца магнитное поле имеет приблизительно такую же напряжен ность, как и у Земли. Однако если Солнце или подобная ему звезда станет сжи маться до размеров нейтронной звезды, то оба указанных свойства приобре тут исключительно важное значение. Чтобы понять причины этого, представ им себе фигуристку, делающую пируэт на льду. Это - прямое следствие фундам ентального закона физики, известного как закон со хранения момента количества движения. Подобным же образом если большая звезда, размером с Солнце, сжимается до малого объе ма, т о скорость ее вращения ст ремительно возрастает. Поэтому ас т рономы считают, что нейтронные звезды очень быстр о вращаются, вероятно, быстрее, чем оборот за секунду. Когда звезда очень велика, ее магнитное поле распределено по многим миллионам квадратных километ ров ее поверхности. Н апряженн ость магнитного поля во всех точках поверх ности довольно невелика. Одн ако, уми рая, звезда уменьшается в размерах. То магнитное по ле, которое первоначально было распределено на большой площади, сосредо точивается на не скольких сот нях квадратных километров. При сокращении площади, занимаемой магнитны м полем, его напряженность тоже ст ремительно возрастает. Если бы звезда вроде Солнца сжалась до размеров нейтронной звезды , то напряженность ее магнитно го поля у в еличилась бы при мерно в миллиард раз! У астрономов, занимающими про блемами нейтронных звезд, имеются веские основания считать , что эти звезды быстро вращаются вокруг оси и обла дают мощными магнитными п олями. Н е может существовать нейтронных звезд с массой бо лее примерно 2,25 солнечной! Выше этого критического предела давление выро жденных нейтронов в свою очередь оказывается недостаточным, чтобы подд ержать умирающую звезду. Наблюдения двойных звезд свидетельствуют о том, что во Вселенной сущест вуют звезды с массами до 40 или 50 солнечных. Р асчеты процессов эволюции звезд говорят о том, что массивн ые звезды стареют очень быстро. П редположим , что умирающая массивная звезда не выбросит все ли шнее вещество в космическое простран ство вспыхнув как сверхновая , пуст ь поэтому оставшаяся от звезды мертвая сердцевина обладает массой боле е 3 солнечных масс. Т акая звезд а не может стать белым карликом, так как ее масса значительно превышает п редел Чандрасекара. Т акая звезда не может стать и пульсаром , ибо ее масса слишком велика, чтобы ее могло в ыдержать давление вырожденного нейтронного газа. У мирающая звезда, мертвая сердцевина к оторой содержит вещества более 3 солнечных масс просто становится меньш е и меньше. Н аправленная внутрь вс есокрушающая сила веса миллиардов тонн вещества не может встретить дос тойного сопротивления. П о мере сж атия звезды напряженность гравитационного поля вокруг нее становится все больше. В ходе продолжаю щегося сжатия нарастает искривление пространств а-времени. Н аконец, когда зве зда сожмется до поперечника в несколько километров, пространство-время «свернется» и звезда исчезнет, а то , что останется , называ ется черной дырой. Заключен ие В последние годы наши представления о черных дырах заметно изменились. Еще недавно эти объекты считались экзотическими. Те перь астрономы уверены, что Вселенная изобилует черными дырами. По расче там ученых, их не менее 400 миллионов. Парадоксально, но факт: почти половина всего света во Вселенной порождена самыми мрачными космическими объек тами — черными дырами. Они преобразуют вещество в энергию света эффекти внее, чем любая звезда. Однако механизм коллапса поразительно напоминает схему формирования ч ерной дыры. Когда звезда «выгорает», ее руины под действием собственной тяжести сжимаются. На месте звезды образуется невероятно плотный объек т — черная дыра. Даже свет не должен вырваться из ее недр. В то же время лиш ь на ее примере можно изучать процессы, которые предшествовали Большому Взрыву и привели к рождению новой Вселенной. Черная дыра — их живая моде ль, заменяющая космологам сложнейшие математические формулы, которыми они описывают Большой Взрыв. Сложнее становится и представление о черных дырах. Астрономы научились различать в этих сгустках мрака несколько разновидностей: * миниатюрные черные дыры диаметр ом несколько километров; они образуются при коллапсе звезды, и их масса н езначительно превышает массу Солнца; * черные дыры средних размеров; они образуются при слиянии миниатюрных черных дыр, и их масса в10 — 100 тысяч раз превышает массу Солнца; *сверхмассивные черные дыры; они в миллионы, а то и в миллиарды раз тяжелее Солнца; подобны е пропасти разверзаются в центре галактик. Любая черная дыра кажется настолько странным объектом, что даже воображение отказывает н ам, когда мы пытаемся мысленно заглянуть в ее недра, ведь она ни на что не п охожа — ни на звезды, ни на кометы. Список используемой литературы 1. Вайнсберг С. Первые три минут ы. М.: Энергоиздат. 1981 2. Кауфман У. Ко смические рубежи теории относительности. М.: Мир.1981 3. Новиков И.Д. Черные дыры во Вселенн ой. М.: Знание. 1977 4. Новиков И.Д. Энергетика черных дыр . М.: Знание. 1986 5. Знание – сила//Волков А. Направляя сь в черную дыру. Б.м. – 2005 . - №4 С.19 – 25 6. Наука и жизнь// Злосчастьев К. Черные дыры Б.м. - 2005 - 2 №12 С.2 - 9