Черные дыры

Оглавление

Введение 2

Черные дыры 4

Заключение 16

Список используемой литературы 18

Введение

Чёрная дыра́ —  область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой  настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света.

Граница этой области  называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен  радиусу Шварцшильда:

где c — скорость света, M — масса тела, G — гравитационная постоянная.

Теоретически возможность  существования таких областей пространства-времени  следует из некоторых точных решений  уравнений Эйнштейна, первое[1] из которых  было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году. Точный изобретатель термина  неизвестен[2], но само обозначение было популяризовано Джоном Арчибальдом Уилером и впервые публично употреблено в популярной лекции «Наша Вселенная: известное и неизвестное (Our Universe: the Known and Unknown)» 29 декабря 1967 года[3]. Ранее подобные астрофизические объекты называли «сколлапсировавшие звёзды» или «коллапсары» (от англ. collapsed stars), а также «застывшие звёзды» (англ. frozen stars)[4].

Изображение, полученное с помощью телескопа «Хаббл»: Активная галактика M87. В ядре галактики, предположительно, находится чёрная дыра. На снимке видна релятивистская струя длиной около 5 тысяч световых лет

Вопрос о реальном существовании чёрных дыр тесно  связан с тем, насколько верна  теория гравитации, из которой их существование  следует. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтверждённой экспериментально, является общая теория относительности (ОТО), уверенно предсказывающая возможность образования чёрных дыр, но их существование возможно и в рамках других (не всех) моделей (см.: Альтернативные теории гравитации). Поэтому наблюдательные данные анализируются и интерпретируются, прежде всего, в контексте ОТО, хотя, строго говоря, эта теория не является экспериментально подтверждённой для условий, соответствующих области пространства-времени в непосредственной близости от чёрных дыр звёздных масс[5]. Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, в том числе и в этой статье ниже, строго говоря, следует понимать в смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и массивных[5], а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно интерпретировать как чёрные дыры общей теории относительности.

Кроме того, чёрными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие данному выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам к такой чёрной дыре — например, это могут быть коллапсирующие звёзды на поздних стадиях коллапса. В современной астрофизике этому различию не придаётся большого значения[6], так как наблюдательные проявления «почти сколлапсировавшей» («замороженной») звезды и «настоящей» («извечной») чёрной дыры практически одинаковы. Это происходит потому, что отличия физических полей вокруг коллапсара от таковых для «извечной» чёрной дыры уменьшаются по степенным законам с характерным временем порядка гравитационного радиуса, делённого на скорость света[1].

Черные  дыры

Термин «черная  дыра»  появился  совсем  недавно.  Его  ввел  в  обиход  в 1969  г. американский  ученый  Джон  Уилер  как  метафорическое  выражение  представления, возникшего по крайней мере 200 лет назад, когда существовали две теории света: в первой, которой придерживался Ньютон, считалось, что свет состоит из частиц; согласно же второй теории, свет – это волны. Сейчас мы знаем, что на самом деле обе они правильны. В силу принципа частично-волнового дуализма квантовой механики свет может рассматриваться и как частицы, и как волны. В теории, в которой свет – волны, было непонятно, как будет действовать  на  него  гравитация.  Если  же  свет –  поток  частиц,  то  можно  считать,  что гравитация действует на них так же, как на пушечные ядра, ракеты и планеты. Сначала ученые  думали,  что  частицы  света  перемешаются  с  бесконечной  скоростью  и  поэтому гравитация не может их замедлить, по когда Рёмер установил, что скорость света конечна, стало ясно, что влияние гравитации может оказаться существенным.

Исходя из этого, Джон Мичел, преподаватель из Кембриджа, в 1783 г. представил в журнал «Философские  труды  Лондонского  Королевского  общества» (Philosophical Transactions of the Royal Society of London) свою работу, в которой он указывал на то, что достаточно  массивная  и  компактная  звезда должна  иметь  столь  сильное  гравитационное ноле, что свет не сможет выйти за его пределы: любой луч света, испущенный поверхностью такой  звезды,  не  успев  отойти  от  нее,  будет  втянут  обратно  ее  гравитационным притяжением. Мичел считал, что таких звезд может быть очень много. Несмотря на то что их нельзя увидеть, так как их свет не может до нас дойти, мы тем не менее должны ощущать их гравитационное притяжение. Подобные объекты называют сейчас черными дырами, и этот термин отражает их суть: темные бездны в космическом пространстве. Через несколько лет после Мичела и французский ученый Лаплас высказал, по-видимому, независимо от него аналогичное предположение. Небезынтересно, что Лаплас включил его лишь в первое и второе издания своей книги «Система мира», но исключил из более поздних изданий, сочтя, наверное, черные дыры бредовой идеей. (К тому же в XIX в. корпускулярная теория света потеряла  популярность.  Стало казаться,  что все явления можно объяснить с помощью волновой  теории,  а в ней воздействие гравитационных  сил на  свет  вовсе не  было очевидным).

На  самом  деле свет  нельзя  рассматривать как пушечные  ядра  в теории  тяготения Ньютона, потому что скорость света фиксирована. (Пушечное ядро, вылетевшее вверх с поверхности Земли, из-за гравитации будет замедлять полет и в конце концов остановится, а потом начнет  падать.  Фотон  же  должен  продолжать  движение  вверх  с  постоянной скоростью.  Как  же  тогда  ньютоновская  гравитация  может  воздействовать  на  свет?) Последовательная теория взаимодействия света и гравитации отсутствовала до 1915 г., когда Эйнштейн предложил общую теорию относительности. Но даже после этого прошло немало времени,  пока  стало  наконец  ясно,  какие  выводы  следуют  из  теории  Эйнштейна относительно массивных звезд.

Чтобы понять, как возникает черная дыра, надо вспомнить о том, каков жизненный цикл  звезды.  Звезда  образуется,  когда  большое  количество  газа (в  основном  водорода) начинает сжиматься силами собственного гравитационного притяжения. В процессе сжатия атомы  газа  все  чаще и  чаще сталкиваются  друг  с  другом,  двигаясь  со  все  большими  и большими скоростями. В результате газ разогревается и в конце концов становится таким горячим, что атомы водорода, вместо того чтобы отскакивать друг от друга, будут сливаться, образуя  гелий.  Тепло,  выделяющееся  в  этой  реакции,  которая  напоминает  управляемый взрыв  водородной  бомбы,  и  вызывает  свечение  звезды.  Из-за  дополнительного  тепла давление газа возрастает до тех пор, пока не уравновесит гравитационное притяжение, после чего  газ  перестает  сжиматься.  Это  немного  напоминает  надутый  резиновый  шарик,  в котором  устанавливается  равновесие  между  давлением  воздуха  внутри,  заставляющим шарик  раздуваться,  и  натяжением  резины,  под  действием  которого  шарик  сжимается. Подобно  шарику,  звезды  будут  долго  оставаться  в  стабильном  состоянии,  в  котором выделяющимся в ядерных реакциях теплом уравновешивается гравитационное притяжение. Но в конце концов у звезды кончится водород и другие виды ядерного топлива. Как ни парадоксально,  но  чем  больше  начальный  запас  топлива  у  звезды,  тем  быстрее  оно истощается,  потому  что  для  компенсации  гравитационного  притяжения  звезде  надо  тем сильнее разогреться, чем больше ее масса. А чем горячее звезда, тем быстрее расходуется ее топливо. Запаса топлива на Солнце хватит примерно на пять тысяч миллионов лет, но более тяжелые звезды израсходуют свое топливо всего за сто миллионов лет, т. е. за время, гораздо меньшее  возраста  Вселенной.  Израсходовав  топливо,  звезда  начинает  охлаждаться  и сжиматься, а вот что с ней происходит потом, стало понятно только в конце 20-х годов нашего века.

В 1928  г.  Субраманьян  Чандрасекар,  аспирант  из  Индии,  отправился  по  морю  в Англию,  в  Кембридж,  чтобы  пройти  там  курс  обучения  у  крупнейшего  специалиста  в области общей теории относительности Артура Эддингтона. (Говорят, в начале 20-х годов один  журналист  сказал  Эддингтону,  что  он  слышал,  будто  в  мире  всего  три  человека понимают общую теорию относительности. Эддингтон, помолчав, сказал: «Я думаю – кто же третий?»). Во время своего путешествия из Индии Чандрасекар вычислил, какой величины должна  быть  звезда,  чтобы,  израсходовав  целиком  свое  топливо,  она  все  же  могла  бы противостоять воздействию собственных гравитационных сил. Чандрасекар рассуждал так. Когда звезда уменьшается, частицы вещества очень сильно сближаются друг с другом, и в силу принципа запрета (исключения) Паули их скорости должны все больше различаться. Следовательно, частицы стремятся разойтись и звезда расширяется. Таким образом, радиус звезды  может  удерживаться  постоянным  благодаря  равновесию  между  гравитационным притяжением и возникающим в силу принципа Паули отталкиванием, точь-в-точь как на более ранней стадии развития звезды гравитационные силы уравновешивались ее тепловым расширением.

Однако Чандрасекар понимал, что  отталкивание, обусловленное принципом  Паули, не беспредельно. Согласно теории относительности, максимальная разница  скоростей частиц вещества в звезде равна скорости света. Это значит, что, когда звезда становится достаточно плотной,  отталкивание,  обусловленное  принципом  Паули,  должно  стать  меньше,  чем гравитационное притяжение. Чандрасекар рассчитал, что если масса холодной звезды более чем  в  полтора  раза  превышает  массу  Солнца,  то  эта  звезда  не  сможет  противостоять собственной гравитации. (Данное значение массы сейчас называют пределом Чандрасекара). Приблизительно в то же время аналогичное открытие сделал советский физик Л. Д. Ландау.

Выводы Чандрасекара и Ландау имели важные следствия относительно судьбы звезд с большой массой. Если масса звезды меньше предела Чандрасекара, то она в конце концов может  перестать  сокращаться,  превратившись  в  белого  карлика –  одно  из  возможных конечных состояний звезды. Белый карлик имеет в радиусе несколько тысяч километров, плотность – сотни тонн на кубический сантиметр и удерживается в равновесии благодаря отталкиванию электронов в его веществе, отталкиванию, которое возникает из-за принципа Паули. На небе видно немало белых карликов. Одним из первых был открыт белый карлик, вращающийся вокруг Сириуса – самой яркой звезды на ночном небе.

Ландау  показал,  что  звезда  может  оказаться  и  в  другом  конечном  состоянии, предельная масса  которого равна одной-двум массам Солнца, а размеры даже меньше, чем у белого  карлика.  Эти  звезды  тоже  должны  существовать  благодаря  возникающему  из-за принципа Паули отталкиванию, но не между электронами, а между протонами и нейтронами. Поэтому  такие  звезды  получили  название  нейтронных  звезд.  Их  радиус  не  больше нескольких  десятков  километров,  а  плотность –  сотни  миллионов  тонн  на  кубический сантиметр. Когда Ландау предсказал нейтронные звезды, наблюдать их никто не умел, а реальная возможность их наблюдения появилась значительно позже.

Если масса звезды превышает  предел Чандрасекара, то, когда ее топливо  кончается, возникают  большие  сложности.  Чтобы  избежать  катастрофического  гравитационного коллапса, звезда может взорваться или каким-то образом выбросить из себя часть вещества, чтобы масса стала меньше предельной. Трудно, однако, поверить, что так происходит со всеми звездами независимо от их размеров. Как звезда узнает, что ей пора терять вес? А даже если бы каждой звезде удалось потерять в весе настолько, чтобы избежать коллапса, то что произошло бы, если бы мы увеличили массу белого карлика или нейтронной звезды так, чтобы она превысила бы предел? Может быть, тогда произошел бы коллапс и плотность звезды  стала  бесконечной?  Эддингтон  был  так этим  поражен,  что отказался верить результату Чандрасекара. Он считал просто невозможным, чтобы звезда сколлапсировала в точку. Такой позиции придерживалось большинство ученых: сам Эйнштейн заявил в своей статье, что звезды не могут сжиматься до нулевых размеров. Враждебное отношение ученых, в особенности Эддингтона,  который был первым  учителем  Чандрасекара  и главным авторитетом в исследовании  строения  звезд,  вынудили  Чандрасекара  оставить  работу  в прежнем направлении и переключиться на другие задачи астрономии, такие, как движение звездных скоплений. Однако Нобелевская премия 1983 г. была, по крайней мере частично, присуждена Чандрасекару за ранние работы, связанные с предельной массой холодных звезд.

Он  показал,  что  если  масса  звезды  превышает  предел  Чандрасекара,  то  принцип запрета не может остановить ее коллапс, а задачу о том, что должно произойти с такой звездой  согласно  общей  теории  относительности,  первым  решил  в 1939  г.  молодой американский физик Роберт Оппенгеймер. Но из результатов Оппенгеймера следовало, что с помощью существовавших тогда телескопов нельзя наблюдать ни один из предсказанных эффектов. Потом началась Вторая мировая война, и сам Оппенгеймер вплотную занялся разработкой атомной бомбы. После войны о гравитационном коллапсе совершенно забыли, потому что большинство ученых было увлечено изучением явлений атомных и ядерных масштабов. Но в шестидесятых годах, благодаря новейшей технике, число астрономических. В  итоге,  благодаря  Оппенгеймеру,  мы  имеем сейчас  следующую картину.  Из-за гравитационного поля  звезды  лучи  света в пространстве-времени отклоняются от  тех траекторий, по которым они перемещались бы в отсутствие звезды. Световые конусы, вдоль поверхности которых распространяются испущенные из их вершин световые лучи, около поверхности звезды немного наклоняются внутрь. Это проявляется в наблюдаемом во время солнечного затмения искривлении световых лучей, идущих от удаленных звезд. По мере сжатия звезды увеличивается гравитационное поле на ее поверхности и световые конусы наклоняются еще сильнее. Поэтому световым лучам, испущенным звездой, становится все труднее выйти за пределы гравитационного поля звезды, и удаленному наблюдателю ее свечение будет казаться тусклым и более красным. В конце концов, когда в ходе сжатия радиус  звезды  достигнет  некоторого  критического  значения,  гравитационное  поле  у  ее поверхности станет очень сильным, и тогда световые конусы настолько повернутся внутрь, что свет не сможет больше выйти наружу (рис. 6.1). По теории относительности ничто не может двигаться быстрее света; а раз свет не может выйти наружу, то и никакой другой объект  не  сможет  выйти,  т.  е.  все  будет  втягиваться  назад  гравитационным  полем.  Это значит, что существует некое множество событий, т. е. некая область пространства-времени, из которой невозможно выйти наружу и достичь удаленного наблюдателя. Такая область называется сейчас черной дырой. Границу черной дыры называют горизонтом событий. Она совпадает с путями  тех световых  лучей,  которые первыми из  всех  теряют  возможность выйти за пределы черной дыры. Чтобы понять, что вы увидели бы, если бы наблюдали за образованием черной дыры при коллапсе звезды, надо вспомнить, что в теории относительности отсутствует абсолютное время  и  у  каждого  наблюдателя  своя  мера  времени.  Из-за  того  что  звезда  имеет гравитационное поле, для наблюдателя на звезде время будет не таким, как для удаленного наблюдателя.  Предположим,  что  какой-нибудь  отважный  астронавт  находится  на поверхности коллапсирующей звезды и коллапсирует внутрь вместе с ней.