Содержание:  

Общие сведения 3

Образование черных дыр 4

Свойства  черных дыр 7

Поиск черных дыр 9

Источники 12

Общие сведения

     Чёрная  дыра - область в пространстве, возникшая в результате полного гравитационного коллапса вещества, в которой гравитационное притяжение так велико, что ни вещество, ни свет, ни другие носители информации не могут ее покинуть. Поэтому внутренняя часть черной дыры причинно не связана с остальной Вселенной; происходящие внутри черной дыры физические процессы не могут влиять на процессы вне ее. Черная дыра окружена поверхностью со свойством однонаправленной мембраны: вещество и излучение свободно падает сквозь нее в черную дыру, но оттуда ничто не может выйти. Эту поверхность называют «горизонтом событий». Поскольку до сих пор имеются лишь косвенные указания на существование черных дыр на расстояниях в тысячи световых лет от Земли, дальнейшее изложение основывается главным образом на теоретических результатах.

     Черные  дыры, предсказанные общей теорией  относительности (теорией гравитации, предложенной Эйнштейном в 1915) и другими, более современными теориями тяготения, были математически обоснованы Р.Оппенгеймером  и Х. Снайдером в 1939. Но свойства пространства и времени в окрестности этих объектов оказались столь необычными, что астрономы и физики в течение 25 лет не относились к ним серьезно. Однако астрономические открытия в середине 1960-х годов заставили взглянуть на черные дыры как на возможную физическую реальность. Их открытие и изучение может принципиально изменить наши представления о пространстве и времени.

Образование черных дыр.

     Пока  в недрах звезды происходят термоядерные реакции, они поддерживают высокую  температуру и давление, препятствуя  сжатию звезды под действием собственной  гравитации. Однако со временем ядерное  топливо истощается, и звезда начинает сжиматься. Расчеты показывают, что  если масса звезды не превосходит  трех масс Солнца, то она выиграет «битву с гравитацией»: ее гравитационный коллапс будет остановлен давлением  «вырожденного» вещества, и звезда навсегда превратится в белый  карлик или нейтронную звезду. Но если масса звезды более трех солнечных, то уже ничто не сможет остановить ее катастрофического коллапса и  она быстро уйдет под горизонт событий, став черной дырой. У сферической  черной дыры массы M горизонт событий образует сферу с окружностью по экватору в 2p раз большей «гравитационного радиуса» черной дыры R_G = 2GM/c², где c – скорость света, а G – постоянная тяготения. Черная дыра с массой 3 солнечных имеет гравитационный радиус 8,8 км.

     Если  астроном будет наблюдать звезду в момент ее превращения в черную дыру, то сначала он увидит, как звезда все быстрее и быстрее сжимается, но по мере приближения ее поверхности  к гравитационному радиусу сжатие начнет замедляться, пока не остановится  совсем. При этом приходящий от звезды свет будет слабеть и краснеть, пока не потухнет совсем. Это происходит потому, что в борьбе с гигантской силой тяжести свет теряет энергию и ему требуется все больше времени, чтобы достичь наблюдателя. Когда поверхность звезды достигнет гравитационного радиуса, покинувшему ее свету потребуется бесконечное время, чтобы достичь наблюдателя (и при этом фотоны полностью потеряют свою энергию). Следовательно, астроном никогда не дождется этого момента и тем более не увидит того, что происходит со звездой под горизонтом событий. Но теоретически этот процесс исследовать можно.

     Расчет  идеализированного сферического коллапса показывает, что за короткое время  звезда сжимается в точку, где  достигаются бесконечно большие  значения плотности и тяготения. Такую точку называют «сингулярностью». Более того, общий математический анализ показывает, что если возник горизонт событий, то даже несферический  коллапс приводит к сингулярности. Однако все это верно лишь в  том случае, если общая теория относительности  применима вплоть до очень маленьких  пространственных масштабов, в чем  мы пока не уверены. В микромире действуют  квантовые законы, а квантовая  теория гравитации пока не создана. Ясно, что квантовые эффекты не могут  остановить сжатие звезды в черную дыру, а вот предотвратить появление  сингулярности они могли бы.

     Современная теория звездной эволюции и наши знания о звездном населении Галактики  указывают, что среди 100 млрд. ее звезд должно быть порядка 100 млн. черных дыр, образовавшихся при коллапсе самых массивных звезд. К тому же черные дыры очень большой массы могут находиться в ядрах крупных галактик, в том числе и нашей.

     Как уже отмечалось, в нашу эпоху черной дырой может стать лишь масса, более чем втрое превышающая  солнечную. Однако сразу после Большого взрыва, с которого ок. 15 млрд. лет  назад началось расширение Вселенной, могли рождаться черные дыры любой  массы. Самые маленькие из них  в силу квантовых эффектов должны были испариться, потеряв свою массу  в виде излучения и потоков  частиц. Но «первичные черные дыры»  с массой более 10¹⁵ г могли сохраниться до наших дней.

     Все расчеты коллапса звезд делаются в предположении слабого отклонения от сферической симметрии и показывают, что горизонт событий формируется  всегда. Однако при сильном отклонении от сферической симметрии коллапс  звезды может привести к образованию  области с бесконечно сильной  гравитацией, но не окруженной горизонтом событий; ее называют «голой сингулярностью». Это уже не черная дыра в том  смысле, как мы обсуждали выше. Физические законы вблизи голой сингулярности  могут иметь весьма неожиданный  вид. В настоящее время голая  сингулярность рассматривается  как маловероятный объект, тогда  как в существование черных дыр  верит большинство астрофизиков.

Свойства  черных дыр.

     Для стороннего наблюдателя структура  черной дыры выглядит чрезвычайно простой. В процессе коллапса звезды в черную дыру за малую долю секунды (по часам  удаленного наблюдателя) все ее внешние  особенности, связанные с неоднородностью  исходной звезды, излучаются в виде гравитационных и электромагнитных волн. Образовавшаяся стационарная черная дыра «забывает» всю информацию об исходной звезде, кроме трех величин: полной массы, момента импульса (связанного с вращением) и электрического заряда. Изучая черную дыру, уже невозможно узнать, состояла ли исходная звезда из вещества или антивещества, имела  ли она форму сигары или блина  и т.п. В реальных астрофизических  условиях заряженная черная дыра будет  притягивать к себе из межзвездной  среды частицы противоположного знака, и ее заряд быстро станет нулевым. Оставшийся стационарный объект либо будет не вращающейся «шварцшильдовой  черной дырой», которая характеризуется  только массой, либо вращающейся «керровской  черной дырой», которая характеризуется  массой и моментом импульса. Единственность указанных выше типов стационарных черных дыр была доказана в рамках общей теории относительности В. Израэлем, Б.Картером, С. Хокингом и  Д.Робинсоном.

     Согласно  общей теории относительности, пространство и время искривляются гравитационным полем массивных тел, причем наибольшее искривление происходит вблизи черных дыр. Когда физики говорят об интервалах времени и пространства, они имеют в виду числа, считанные с каких-либо физических часов и линеек. Например, роль часов может играть молекула с определенной частотой колебаний, количество которых между двумя событиями можно назвать «интервалом времени». Замечательно, что гравитация действует на все физические системы одинаково: все часы показывают, что время замедляется, а все линейки – что пространство растягивается вблизи черной дыры. Это означает, что черная дыра искривляет вокруг себя геометрию пространства и времени. Вдали от черной дыры это искривление мало, а вблизи так велико, что лучи света могут двигаться вокруг нее по окружности. Вдали от черной дыры ее поле тяготения в точности описывается теорией Ньютона для тела такой же массы, но вблизи гравитация становится значительно сильнее, чем предсказывает ньютонова теория. Любое тело, падающее на черную дыру, задолго до пересечения горизонта событий будет разорвано на части мощными приливными гравитационными силами, возникающими из-за разницы притяжения на разных расстояниях от центра.

     Черная  дыра всегда готова поглотить вещество или излучение, увеличив этим свою массу. Ее взаимодействие с окружающим миром  определяется простым принципом  Хокинга: площадь горизонта событий  черной дыры никогда не уменьшается, если не учитывать квантового рождения частиц.

     Дж. Бекенстейн в 1973 предположил, что черные дыры подчиняются тем же физическим законам, что и физические тела, испускающие и поглощающие излучение (модель «абсолютно черного тела»). Под влиянием этой идеи Хокинг в 1974 показал, что черные дыры могут испускать вещество и излучение, но заметно это будет лишь в том случае, если масса самой черной дыры относительно невелика. Такие черные дыры могли рождаться сразу после Большого взрыва, с которого началось расширение Вселенной. Массы этих первичных черных дыр должны быть не более 10¹⁵ г (как у небольшого астероида), а размер 10¹⁵ м (как у протона или нейтрона). Мощное гравитационное поле вблизи черной дыры рождает пары частица–античастица; одна из частиц каждой пары поглощается дырой, а вторая испускается наружу. Черная дыра с массой 10¹⁵ г должно вести себя как тело с температурой 10¹¹ К. Идея об «испарении» черных дыр полностью противоречит классическому представлению о них как о телах, не способных излучать.

Поиск черных дыр.

       Расчеты в рамках общей теории относительности Эйнштейна указывают лишь на возможность существования черных дыр, но отнюдь не доказывают их наличия в реальном мире; открытие настоящей черной дыры стало бы важным шагом в развитии физики. Поиск изолированных черных дыр в космосе безнадежно труден: мы не сможем заметить маленький темный объект на фоне космической черноты. Но есть надежда обнаружить черную дыру по ее взаимодействию с окружающими астрономическими телами, по ее характерному влиянию на них.

     Сверхмассивные  черные дыры могут находиться в центрах  галактик, непрерывно пожирая там  звезды. Сконцентрировавшись вокруг черной дыры, звезды должны образовать центральные пики яркости в ядрах  галактик; их поиски сейчас активно  ведутся. Другой метод поиска состоит  в измерении скорости движения звезд  и газа вокруг центрального объекта  в галактике. Если известно их расстояние от центрального объекта, то можно вычислить  его массу и среднюю плотность. Если она существенно превосходит  плотность, возможную для звездных скоплений, то полагают, что это черная дыра. Этим способом в 1996 Дж. Моран с  коллегами определили, что в центре галактики NGC 4258, вероятно, находится черная дыра с массой 40 млн. солнечных.

     Наиболее  перспективным является поиск черной дыры в двойных системах, где она  в паре с нормальной звездой может  обращаться вокруг общего центра масс. По периодическому доплеровскому смещению линий в спектре звезды можно  понять, что она обращается в паре с неким телом и даже оценить  массу последнего. Если эта масса  превышает 3 массы Солнца, а заметить излучение самого тела не удается, то очень возможно, что это черная дыра.

     В компактной двойной системе черная дыра может захватывать газ с  поверхности нормальной звезды. Двигаясь по орбите вокруг черной дыры, этот газ образует диск и, приближаясь по спирали к черной дыре, сильно нагревается и становится источником мощного рентгеновского излучения. Быстрые флуктуации этого излучения должны указывать, что газ стремительно движется по орбите небольшого радиуса вокруг крохотного массивного объекта.

     С 1970-х годов обнаружено несколько  рентгеновских источников в двойных  системах с явными признаками присутствия  черных дыр. Самой перспективной  считается рентгеновская двойная  V 404 Лебедя, масса невидимого компонента которой оценивается не менее чем в 6 масс Солнца. Другие замечательные кандидаты в черные дыры находятся в двойных рентгеновских системах Лебедь X-1, LMCX-3, V 616 Единорога, QZ Лисички, а также в рентгеновских новых Змееносец 1977, Муха 1981 и Скорпион 1994. За исключением LMCX-3, расположенной в Большом Магеллановом Облаке, все они находятся в нашей Галактике на расстояниях порядка 8000 св. лет от Земли.

Источники:

1. Физика  космоса. Соловьёв А.П. «Наука» 2001 г.
2. Астрономия. «Аванта +» 2003 г.