План

Введение 2

1. История идеи о черных дырах. 4

2. Формирование черных дыр 7

3. Свойства черных дыр 9

4. Поиски черных дыр 13

5. Термодинамика и испарение чёрных дыр 15

6. Падение в чёрную дыру 17

7. Виды черных дыр 19

Заключение 20

Список  литературы 21 
 

Введение

Черная  дыра - область пространства, в которой гравитационное притяжение настолько сильно, что ни вещество, ни излучение не могут эту область покинуть. 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.

Сущность  гипотезы образования черных дыр  заключается в следующем: если некоторая  масса вещества оказывается в  сравнительно небольшом объеме, критическом  для нее, то под действием сил  собственного тяготения такое вещество начинает неудержимо сжиматься. Наступает  своеобразная гравитационная катастрофа - гравитационный коллапс. В результате сжатия растет концентрация вещества. Наконец, наступает момент, когда сила тяготения на ее поверхности становится столь велика, что для ее преодоления надо развить скорость, превосходящую скорость света. Такие скорости практически недостижимы, и из замкнутого пространства черной дыры не могут вырваться ни лучи света, ни частицы материи. Излучение черной дыры оказывается "запертым" гравитацией. Черные дыры способны только поглощать излучение.

Чтобы поле тяготения смогло "запереть" излучение, создающая это поле, масса (M) должна сжаться до объема с радиусом, меньшим "гравитационного радиуса" r_g = 2GM/c² . По этой причине создать и исследовать черную дыру в лаборатории практически невозможно: чтобы тело любой разумной массы (даже в миллионы тонн) стало черной дырой, его нужно сжать до размера, меньшего, чем размер протона или нейтрона, поэтому свойства черных дыр пока изучаются только теоретически.

Однако  расчеты показывают, что тела астрономического масштаба (например, массивные звезды) после истощения в них термоядерного  топлива могут под действием  собственного тяготения сжиматься  до размера своего гравитационного  радиуса. Поиск таких объектов ведется  уже более 40 лет, и сейчас можно  с большой уверенностью указать  несколько весьма вероятных кандидатов в черные дыры с массами от единиц до миллиардов масс Солнца. Однако их изучение затруднено огромными расстояниями от Земли. И хотя сам факт существования  черных дыр уже трудно подвергать сомнению, практическое изучение их свойств  еще впереди.

1. История идеи о  черных дырах.

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. А поскольку дальнейшие астрономические измерения показали, что массы реальных звезд не очень  сильно отличаются от солнечной, идея Митчела и Лапласа о черных дырах была забыта.

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 r_g от нее; именно поэтому величину r_g 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.

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.

2. Формирование черных  дыр

Самый очевидный путь образования черной дыры - коллапс ядра массивной звезды. Пока в недрах звезды не истощился  запас ядерного топлива, ее равновесие поддерживается за счет термоядерных реакций (превращение водорода в  гелий, затем в углерод, и т.д., вплоть до железа у наиболее массивных  звезд). Выделяющееся при этом тепло  компенсирует потерю энергии, уходящей от звезды с ее излучением и звездным ветром. Термоядерные реакции поддерживают высокое давление в недрах звезды, препятствуя ее сжатию под действием  собственной гравитации. Однако со временем ядерное топливо истощается и звезда начинает сжиматься.

Наиболее  быстро сжимается ядро звезды, при  этом оно сильно разогревается (его  гравитационная энергия переходит  в тепло) и нагревает окружающую его оболочку. В итоге звезда теряет свои наружные слои в виде медленно расширяющейся планетарной туманности или катастрофически сброшенной оболочки сверхновой. А судьба сжимающегося ядра зависит от его массы. Расчеты  показывают, что если масса ядра звезды не превосходит трех масс Солнца, то она "выигрывает битву с гравитацией": его сжатие будет остановлено  давлением вырожденного вещества, и  звезда превратится в белый карлик или нейтронную звезду. Но если масса  ядра звезды более трех солнечных, то уже ничто не сможет остановить его  катастрофический коллапс, и оно  быстро уйдет под горизонт событий, став черной дырой. Как следует из формулы для r_g, черная дыра с массой 3 солнечных имеет гравитационный радиус 8,8 км.

Астрономические наблюдения хорошо согласуются с  этими расчетами: все компоненты двойных звездных систем, проявляющие  свойства черных дыр (в 2005 их известно около 20), имеют массы от 4 до 16 масс Солнца. Теория звездной эволюции указывает, что за 12 млрд. лет существования  нашей Галактики, содержащей порядка 100 млрд. звезд, в результате коллапса наиболее массивных из них должно было образоваться несколько десятков миллионов черных дыр. К тому же, черные дыры очень большой массы (от миллионов до миллиардов масс Солнца)могут  находиться в ядрах крупных галактик, в том числе, и нашей. Об этом свидетельствуют  астрономические наблюдения, хотя пути формирования этих гигантских черных дыр не вполне ясны.

Если  в нашу эпоху высокая плотность  вещества, необходимая для рождения черной дыры, может возникнуть лишь в сжимающихся ядрах массивных  звезд, то в далеком прошлом, сразу после Большого взрыва, с которого около 14 млрд. лет назад началось расширение Вселенной, высокая плотность материи была повсюду. Поэтому небольшие флуктуации плотности в ту эпоху могли приводить к рождению черных дыр любой массы, в том числе и малой. Но самые маленькие из них в силу квантовых эффектов должны были испариться, потеряв свою массу в виде излучения и потоков частиц. "Первичные черные дыры" с массой более 10¹² кг могли сохраниться до наших дней. Самые мелкие из них, массой 10¹² кг (как у небольшого астероида), должны иметь размер порядка 10-¹⁵ м (как у протона или нейтрона).