Черные дыры в космосе

Министерство образования и науки Российской Федерации

Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образования  
«Южно-Уральский государственный университет» (НИУ) 
Факультет «Высшая школа экономики и управления» 
Кафедра: «Экономика, управление и инвестиции»

 

 

 

Черные дыры  
РЕФЕРАТ 
по дисциплине «Концепция современного естествознания»

Проверил,  (доцент): 
______________/Тепляков Ю.Н./ 
_______________2017г. 
Автор  работы: 
студент 203 группы   
___________/Сенькина Д.И. / 
_______________2017г. 
Реферат  защищён: 
с оценкой (прописью, цифрой) 
_____________________ 
_______________ 2017 г.

 

АННОТАЦИЯ

Сенькина Д.И. Черные дыры . – Челябинск: ЮУрГУ, Э-203, 2017. -23 с., библиографический список – 5 наим.

В реферате приведен анализ информации теме «Черные дыры в космосе». Раскрыты понятия: «Черная дыра», «Гравитационный коллапс», «Аккреция», «Термодинамика черных дыр», «Энтропия черной дыры». Рассмотрена проблема образования черных дыр и их свойств.

 

Оглавление

 

 

 

 

ВВЕДЕНИЕ

И звезды умирают во Вселенной.. 
Звезда уходит словно в глубь себя,  
В последнем крике выплеснув все чувства.. . 
Уходит внутрь, во тьму, в ничто,  
Оставив бездну времени-пространства,  
Воронку мрака среди звездной пыли,  
Голодный зев уже иных миров.. .  
Что Дантов ад в сравненье с этим адом!  
Безмолвной бездной, заключенной в сферу,  
Где время перепуталось с пространством, 
И все пути ведут к уничтоженью.  
И только черный ветер во Вселенной,  
Застывший ветер, смерч во звездной пыли  
Стоит на страже на краю воронки.. . 
М. Катыс

Черные дыры, несомненно, самые странные и загадочные объекты в космосе.  Их причудливые свойства могут бросить вызов законам физики Вселенной и даже природе существующей действительности.

Черная дыра – это область пространства во Вселенной, в которой гравитационное притяжение настолько сильно, что ни вещество, ни излучение не могут эту область покинуть. Даже самая быстрая частица – фотон не может вырваться из черной дыры. Для находящихся там тел вторая космическая скорость (скорость убегания) должна была бы превышать скорость света, что невозможно, поскольку ни вещество, ни излучение не могут двигаться быстрее света. Поэтому из черной дыры ничто не может вылететь. Границу области, за которую не выходит свет, называют "горизонтом событий", или просто "горизонтом" черной дыры.

Черная дыра является порождением тяготения. Поэтому предысторию открытия черных дыр можно начать со времен И. Ньютона, открывшего закон всемирного тяготения — закон, управляющий силой, действию которой подвержено абсолютно все. Ни во времена И. Ньютона, ни сегодня, спустя века, не обнаружена иная столь универсальная сила. Все другие виды физического взаимодействия связаны с конкретными свойствами материи. Например, электрическое поле действует только на заряженные тела, а тела нейтральные совершенно к нему безразличны. И только тяготение абсолютно царствует в природе. Поле тяготения действует на все: на легкие частицы и тяжелые (причем при одинаковых начальных условиях совершенно одинаково), даже на свет. То, что свет притягивается массивными телами, предполагал еще И. Ньютон. С этого факта, с понимания того, что свет также подчинен силам тяготения, и начинается предыстория черных дыр, история предсказаний их поразительных свойств.

 

 

1. История представлений о чёрных дырах

1.  «Чёрная звезда» Мичелла (1784—1796)

Английский геофизик и астроном Джон Мичелл предположил, что в природе могут существовать столь массивные звезды, что даже луч света не способен покинуть их поверхность. Используя законы Ньютона, Мичелл рассчитал, что если бы звезда с массой Солнца имела радиус не более 3 км, то даже частицы света (которые он, вслед за Ньютоном, считал корпускулами) не могли бы улететь далеко от такой звезды. Поэтому такая звезда казалась бы издалека абсолютно темной. Эту идею Мичелл представил на заседании Лондонского Королевского общества 27 ноября 1783. Так родилась концепция "ньютоновской" черной дыры.

Такую же идею высказал в своей книге Система мира (1796) французский математик и астроном Пьер Симон Лаплас. Простой расчет позволил ему написать: "Светящаяся звезда с плотностью, равной плотности Земли, и диаметром, в 250 раз большим диаметра Солнца, не дает ни одному световому лучу достичь нас из-за своего тяготения; поэтому возможно, что самые яркие небесные тела во Вселенной оказываются по этой причине невидимыми". Однако масса такой звезды должна была бы в десятки миллионов раз превосходить солнечную, но поскольку дальнейшие астрономические измерения показали, что массы реальных звезд почти не отличаются от солнечной, идея Мичела и Лапласа о черных дырах была забыта.

2.   Представления о черных дырах после Мичелла до Шварцшильда (1796—1915)

На протяжении XIX века идея тел, невидимых вследствие своей массивности, не вызывала большого интереса у учёных. Это было связано с тем, что в рамках классической физики скорость света не имеет фундаментального значения. Однако в конце XIX — начале XX века было установлено, что сформулированные Дж.Максвеллом законы электродинамики, с одной стороны, выполняются во всех инерциальных системах отсчёта, а с другой стороны, не обладают инвариантностью относительно преобразований Галилея. Это означало, что сложившиеся в физике представления о характере перехода от одной инерциальной системы отсчёта к другой нуждаются в значительной корректировке.

В ходе дальнейшей разработки электродинамики Г.Лоренцем была предложена новая система преобразований пространственно-временных координат (известных сегодня как преобразования Лоренца), относительно которых уравнения Максвелла оставались инвариантными. Развивая идеи Лоренца, А.Пуанкаре предположил, что все прочие физические законы также инвариантны относительно этих преобразований.

В 1905 году А.Эйнштейн использовал концепции Лоренца и Пуанкаре в своей специальной теории относительности (СТО), в которой роль закона преобразования инерциальных систем отсчёта окончательно перешла от преобразований Галилея к преобразованиям Лоренца. Классическая (галилеевски-инвариантная) механика была при этом заменена на новую, лоренц-инвариантную релятивистскую механику. В рамках последней скорость света оказалась предельной скоростью, которую может развить физическое тело, что радикально изменило значение чёрных дыр в теоретической физике.

Однако ньютоновская теория тяготения (на которой базировалась первоначальная теория чёрных дыр) не является лоренц-инвариантной. Поэтому она не может быть применена к телам, движущимся с околосветовыми и световыми скоростями. Лишённая этого недостатка релятивистская теория тяготения была создана, в основном, Эйнштейном (сформулировавшим её окончательно к концу 1915 года) и получила название общей теории относительности (ОТО).

Во второй раз ученые "столкнулись" с черными дырами в 1916, когда немецкий астроном Карл Шварцшильд получил первое точное решение уравнений ОТО. Оказалось, что пустое пространство вокруг массивной точки обладает особенностью на расстоянии rg от нее; именно поэтому величину rg часто называют "шварцшильдовским радиусом", а соответствующую поверхность (горизонт событий) – шварцшильдовской поверхностью. В следующие полвека усилиями теоретиков были выяснены многие удивительные особенности решения Шварцшильда, но как реальный объект исследования черные дыры еще не рассматривались.

Правда, в 1930-е, после создания квантовой механики и открытия нейтрона, физики исследовали возможность формирования компактных объектов (белых карликов и нейтронных звезд)как продуктов эволюции нормальных звезд. Оценки показали, что после истощения в недрах звезды ядерного топлива, ее ядро может сжаться превратиться в маленький и очень плотный белый карлик или же в еще более плотную и совсем крохотную нейтронную звезду.

В 1934 работавшие в США европейские астрономы Фриц Цвикки и Вальтер Бааде выдвинули гипотезу – вспышки сверхновых представляют собой совершенно особый тип звездных взрывов, вызванных катастрофическим сжатием ядра звезды. Так впервые родилась идея о возможности наблюдать коллапс звезды. Бааде и Цвикки высказали предположение, что в результате взрыва сверхновой образуется сверхплотная вырожденная звезда, состоящая из нейтронов. Расчеты показали, что такие объекты действительно могут рождаться и быть устойчивыми, но лишь при умеренной начальной массе звезды. Но если масса звезды превышает три массы Солнца, то уже ничто не сможет остановить ее катастрофического коллапса.

В 1939 американские физики Роберт Оппенгеймер и Хартланд Снайдер обосновали вывод, что ядро массивной звезды должно безостановочно коллапсировать в предельно малый объект, свойства пространства вокруг которого (если он не вращается) описываются решением Шварцшильда. Иными словами, ядро массивной звезды в конце ее эволюции должно стремительно сжиматься и уходить под горизонт событий, становясь черной дырой. Но поскольку такой объект (как говорили тогда, "коллапсар", или "застывшая звезда") не излучает электромагнитные волны, то астрономы понимали, что обнаружить его в космосе будет невероятно трудно и поэтому долго не приступали к поиску.

2. Поскольку никакой носитель информации не способен выйти из-под горизонта событий, внутренняя часть черной дыры причинно не связана с остальной Вселенной, происходящие внутри черной дыры физические процессы не могут влиять на процессы вне ее. В то же время, вещество и излучение, падающие снаружи на черную дыру, свободно проникают внутрь через горизонт. Можно сказать, что черная дыра все поглощает и ничего не выпускает. По этой причине и родился термин "черная дыра", предложенный в 1967 американским физиком Джоном Арчибальдом Уилером. 
   Варианты образования черных дыр

Ученые установили, что черные дыры должны возникать в результате очень сильного сжатия какой-либо массы, при котором поле тяготения возрастает настолько сильно, что не выпускает ни свет, ни какое-либо другое излучение, сигналы или тела.

Еще в 1798 г. П. Лаплас, исследуя распространение света в поле тяготения объекта, большая масса которого сосредоточена внутри малой области пространства, пришел к заключению, что в природе могут встречаться тела абсолютно черные для внешнего наблюдателя. Поле тяготения таких тел настолько велико, что не выпускает наружу лучей света (на языке космонавтики это означает, что вторая космическая скорость была бы больше скорости света с). Для этого необходимо лишь, чтобы масса объекта М была сосредоточена в области с радиусом, меньшим так называемого гравитационного радиуса тела Rg.

1.  Гравитационный коллапс (сжатие) достаточно массивной звезды (Чёрные дыры звёздных масс)

Чёрные дыры звёздных масс образуются как конечный этап жизни звезды, после полного выгорания термоядерного топлива и прекращения реакции звезда теоретически должна начать остывать, что приведёт к уменьшению внутреннего давления и сжатию звезды под действием гравитации. Сжатие может остановиться на определённом этапе, а может перейти в стремительный гравитационный коллапс. В зависимости от массы звезды и вращательного момента возможны следующие конечные состояния:

• Погасшая очень плотная звезда, состоящая в основном, в зависимости от массы, из гелия, углерода, кислорода, неона, магния, кремния или железа (основные элементы перечислены в порядке возрастания массы остатка звезды). Такие остатки называют белыми карликами, масса их ограничивается сверху пределом Чандрасекара – около 1,4 солнечных масс;
• Нейтронная звезда, масса которой ограничена пределом Оппенгеймера-Волкова – 2–3 солнечные массы;
• Чёрная дыра;

По мере увеличения массы остатка звезды происходит движение равновесной конфигурации вниз по изложенной последовательности. Вращательный момент увеличивает предельные массы на каждой ступени, но не качественно, а количественно (максимум в 2–3 раза).

Условия (главным образом, масса), при которых конечным состоянием эволюции звезды является чёрная дыра, изучены недостаточно хорошо, так как для этого необходимо знать поведение и состояния вещества при чрезвычайно высоких плотностях, недоступных экспериментальному изучению. Дополнительные сложности представляет моделирование звёзд на поздних этапах их эволюции из-за сложности возникающего химического состава и резкого уменьшения характерного времени протекания процессов. Достаточно упомянуть, что часть крупнейших космических катастроф, вспышки сверхновых, возникает именно на этих этапах эволюции звёзд. Различные модели дают нижнюю оценку массы чёрной дыры, получающейся в результате гравитационного коллапса, от 2,5 до 5,6 масс Солнца. Характерный размер чёрной дыры при этом очень мал – до нескольких десятков километров.

Впоследствии чёрная дыра может разрастись за счёт поглощения вещества - как правило, это газ соседней звезды в двойных звёздных системах (столкновение чёрной дыры с любым другим астрономическим объектом очень маловероятно из-за её малого диаметра). Процесс падения газа на любой компактный астрофизический объект, в том числе и на чёрную дыру, называется аккрецией. При этом из-за вращения газа формируется аккреционный диск, в котором вещество разгоняется до релятивистских скоростей, нагревается и в результате сильно излучает, в том числе и в рентгеновском диапазоне, что даёт принципиальную возможность обнаруживать такие аккреционные диски (и, следовательно, чёрные дыры) при помощи ультрафиолетовых и рентгеновских телескопов. Основной проблемой является малая величина и трудность регистрации отличий аккреционных дисков нейтронных звёзд и чёрных дыр, что приводит к неуверенности в идентификации астрономических объектов с чёрными дырами. Основное отличие состоит в том, что газ, падающий на все объекты, рано или поздно встречает твёрдую поверхность, что приводит к интенсивному излучению при торможении, но облако газа, падающее на чёрную дыру, из-за неограниченно растущего гравитационного замедления времени (красного смещения) просто быстро меркнет при приближении к горизонту событий, что наблюдалось телескопом Хаббла в случае источника Лебедь X-1.

Столкновение чёрных дыр с другими звёздами, а также столкновение нейтронных звёзд, вызывающее образование чёрной дыры, приводит к мощнейшему гравитационному излучению, которое, как ожидается, можно будет обнаруживать в ближайшие годы при помощи гравитационных телескопов. В настоящее время есть сообщения о наблюдении столкновений в рентгеновском диапазоне[49]. 25 августа 2011 года появилось сообщение о том, что впервые в истории науки группа японских и американских специалистов смогла в марте 2011 года зафиксировать момент гибели звезды, которую поглощает чёрная дыра[50][51].