Čierna diera
Všeobecne relativita, a čierna diera je definovaná ako vesmírna oblasť s gravitačným poľom tak intenzívnym, že nič vo vnútri nemôže uniknúť von, dokonca ani na svetlo. [1] Rýchlosť, pri ktorej uniká čierna diera, je rýchlejšia ako rýchlosť svetla, a keďže rýchlosť svetla je neprekonateľným limitom, z tohto regiónu nemôžu dosiahnuť žiadne častice ani žiadny druh energie ďaleko.
Pojem „čierna diera“ vytvoril fyzik John Archibald Wheeler; Predtým hovoril o „temnej hviezde“ alebo „čiernej hviezde“. Prívlastok „čierna“ pochádza zo skutočnosti, že nemôže vyžarovať svetlo. Skutočnosť, že sa nemohol znovu objaviť žiadny záchyt častíc (ani fotóny), je dôvodom, prečo je „diera“ vyrobená.
V klasickej fyzike sa o možnosti telesa s takou hmotou, že by jeho úniková rýchlosť bola vyššia ako rýchlosť svetla, teoretizovalo v osemnástom storočí za predpokladu, že by bol takýto objekt neviditeľný.
Z pohľadu relativity Namiesto toho koncept čiernej diery teoretizoval fyzik Karl Schwarzschild v roku 1916, iba rok po zverejnení všeobecnej teórie relativity. Vo všeobecnej teórii relativity je gravitačné pole opísané ako časopriestorová deformácia spôsobená veľmi hmotným objektom a rýchlosť svetla je konštantnou hranicou [potom? nejasný]. Pri skúmaní riešení rovníc teórie Schwarzschild vypočítal, že hypoteticky organizmus s vysokou hustotou spôsobí v jeho okolí deformáciu, takže svetlo od neho bude trpieť nekonečným gravitačným červeným posunom. Koncept teoretizovaný Schwarzchildom závisí od hustoty objektu, abstraktne by sa dal použiť na akýkoľvek objekt, ktorého objem bol v porovnaní s jeho hmotou extrémne malý - hoci v skutočnosti nie sú známe žiadne spôsoby poskytnutia objektu s malou hmotou, energiou je potrebné zamerať problém na taký bod: jedinou známou silou vo vesmíre, ktorá dokáže vyvinúť takúto intenzitu, je gravitačná sila v prítomnosti veľkej časti hmoty.
Uzavretá sférická plocha - geometrická a čisto imaginárna - obsahuje pevný objekt a ktorá ohraničuje oblasť vesmíru, za ktorú tieto podmienky „nemajú návrat“, sa nazýva horizont udalostí. Pre pevný objekt v strede oblasti, ktorý vedie k gravitačnému poľu, je stav hmoty definovaný ako singularita, tj. S neznámymi a cudzími charakteristikami so zákonmi kvantovej mechaniky, ktoré popisujú správanie hmoty vo vesmíre, ktoré je nám známe, a za predpokladu, že jej hustota mohlo by to byť nekonečné.
Nebeské teleso s touto vlastnosťou nemožno priamo pozorovať. Jeho prítomnosť je možné zistiť iba nepriamo detekciou účinkov na okolitú hmotu, ako sú napríklad gravitačné interakcie s inými nebeskými telesami, alebo účinky na materiál, ktorý sa tam zráža, alebo jav gravitačnej šošovky. Existencia čiernych dier je teraz potvrdená, boli to identifikované objekty tohto typu s veľmi premenlivými hmotnosťami od minimálne 5 solárnych hmôt, čierne diery detekovateľné v galaktickom meradle s hmotnosťou rovnajúcou sa miliarde slnečných hmôt. Zhromaždilo sa veľa pozorovaní, že astrofyziku možno interpretovať (aj keď nie jednoznačne) ako indície pre skutočnú existenciu čiernych dier vo vesmíre - rôzne javy, ako napríklad aktívne galaxie alebo röntgenové dvojhviezdy. .
Prvky, ktorých gravitačné polia sú príliš silné na to, aby umožnili únik svetla, boli teoretizované v osemnástom storočí John Michell a Pierre-Simon Laplace. Prvé moderné riešenie všeobecnej teórie relativity, ktoré by charakterizovalo čiernu dieru, našiel Karl Schwarzschild v roku 1916, hoci jeho relatívny výkon v oblasti vesmíru, z ktorej nemôže nič uniknúť, publikoval David Finkelstein v roku 1958. považovaná za matematickú kuriozitu, sa datuje od 60. rokov 20. storočia teoretickou ukážkou, že čierne diery sú všeobecnou predikciou všeobecnej relativity. Ďalší objav neutrónových hviezd priťahoval záujem o kompaktné objekty, ktoré sa zrútili kvôli ich gravitačnej sile ako možnej astrofyzikálnej realite.
Historické
Pretože aj v gravitačnej teórii newtonovskej únikovej rýchlosti závisí od pohybujúcej sa telesnej hmotnosti v hmotnostnom rozmedzí a pohybov hviezd, ktoré sú prítomné v galaxii, v ktorej je čierna diera, od roku 1783 anglický vedec John Michell navrhol v liste Henrymu Cavendish (neskôr publikovaný vo vyhláseniach Kráľovskej spoločnosti) [2], že rýchlosť úniku z nebeského telesa môže byť vyššia ako rýchlosť svetla, čo má za následok to, čo on nazýva „tmavá hviezda“ (tmavá hviezda). V roku 1795 Pierre-Simon de Laplace uviedol túto myšlienku v prvom vydaní svojho traktátu. .
Všeobecná teória relativity
V roku 1915 Albert Einstein rozvinul svoju teóriu všeobecnej relativity, predtým dokázal, že gravitačná sila ovplyvňuje svetlo. Iba o niekoľko mesiacov neskôr našiel Karl Schwarzschild riešenie Einsteinových poľných rovníc popisujúcich gravitačné pole hmotného bodu a sférickej hmoty. O niekoľko mesiacov neskôr Schwarzschild zomrel a rovnaké riešenie poskytol Johannes Droste, študent Hendrika Lorentza, Independent, čím prehĺbil svoj majetok. Toto riešenie malo zvláštny vplyv na to, čo sa dnes nazýva Schwarzschildov polomer, ktorý sa stal singularitou, v tom zmysle, že niektoré Einsteinove rovnice sa stali nekonečnými. Charakter tejto oblasti nebol v tom čase úplne pochopený. V roku 1924 Arthur Eddington ukázal, že singularita prestala byť zmenou súradníc (pozri súradnice Eddington-Finkelstein), ale až v roku 1933 si Georges Lemaître uvedomil, že singularita polomeru Schwarzschildovcov bola súradnica singularity nie fyzická. . [3]
Krátko po formulácii všeobecnej relativity Alberta Einsteina sa dokázalo, že riešenie Einsteinových rovníc (pri absencii hmoty), ktoré predstavuje statické gravitačné pole a sférickú symetriu (riešenie Karla Schwarzschilda, ktoré symetricky zodpovedá centrálnemu gravitačnému poľu newtonovskej gravitácie), naznačuje existenciu ideálna hranica nazývaná horizont udalostí, charakterizovaná skutočnosťou, že čokoľvek za ňou, priťahované gravitačným poľom, sa nebude môcť vrátiť. Pretože svetlo skutočne neprekračuje horizont udalostí zvnútra von, správa sa oblasť na obzore vo všetkých ohľadoch ako čierna diera.
Pretože Schwarzschildovo riešenie popisuje gravitačné pole vo vákuu, predstavuje presne gravitačné pole mimo distribúcie hmoty so sférickou symetriou: čiernu dieru by teoreticky mohlo vytvoriť masívne nebeské teleso, iba keby malo takú hustotu, že byť úplne obsiahnuté v horizonte udalostí (ak, t. j. nebeské teleso malo polomer menší ako polomer Schwarzschildov zodpovedajúci jeho celkovej hmotnosti). Potom vyvstáva otázka, či je možné takúto hustotu získať v dôsledku gravitačného kolapsu daného rozloženia hmoty. Ten istý Einstein (ktorému „singularita“, ktorú Schwarzschild vo svojom riešení zistil ako nebezpečný nesúlad v teórii všeobecnej relativity) prediskutoval tento bod v dokumente z roku 1939 a dospel k záveru, že na dosiahnutie podobnej hustoty častíc materiálu prekročiť rýchlosť svetla, na rozdiel od obmedzenej relativity:
Einstein v skutočnosti založil svoje výpočty na predpoklade, že sa telá zrútili okolo centra hmoty systému, ale v tom istom roku Robert Oppenheimer a H. Snyder [10] preukázali, že pri rozpade častíc je možné dosiahnuť kritickú hustotu. radiálny. Následne indický fyzik A. Raychaudhuri ukázal, že situácia, ktorú Einstein považoval za fyzicky nerealizovateľnú, je v skutočnosti úplne kompatibilná so všeobecnou relativitou:
Inými slovami, horizont udalostí nie je skutočnou časopriestorovou singularitou (v Schwarzschildovom riešení je jediná skutočná geometrická singularita umiestnená na začiatku súradníc), ale stále má fyzikálnu charakteristiku možnosti prechádzať ju iba „zvonka“. V súlade s týmito teoretickými úvahami sa sledovali početné astrofyzikálne pozorovania za prítomnosti čiernych dier, ktoré lákajú okolitú hmotu. [12] Podľa niektorých modelov môžu existovať čierne diery bez singularít z dôvodu hustejšieho poľa neutrónovej hviezdy, ale nie z dôvodu generovania singularity.
Podľa v súčasnosti zvažovaných teórií môže byť čierna diera vytvorená iba hviezdou, ktorá má asi 2,5-krát väčšiu hmotnosť ako Slnko, a to kvôli hranici Tolman-Oppenheimer-Volkoff, aj keď kvôli rôznym procesom stratu hmota, ktorú hviezdy utrpeli na konci svojho života, musí spočívať v tom, že pôvodná hviezda je najmenej desaťkrát hmotnejšia ako slnko. uvedené údaje sú iba orientačné, pretože závisia od podrobností modelov použitých na predpovedanie „hviezdneho vývoja a najmä od počiatočného chemického zloženia plynného mraku, z ktorého vznikla táto hviezda. Nie je vylúčené, že čierna diera môže mať pôvod ako hviezda, čoho príkladom sú takzvané prvotné čierne diery. .
Vlastnosti a štruktúra
V astrofyzike jeho esencializačná veta [13] (anglicky bez vlasovej vety) predpokladá, že všetky riešenia čiernych dier v Einstein-Maxwellových rovniciach a gravitáciu elektromagnetizmu vo všeobecnej teórii relativity možno úplne charakterizovať iba tromi externe pozorovateľnými parametrami: hmotou, nábojom elektrický a moment hybnosti [14]. Všetky ďalšie informácie o hmote, z ktorej vytvorila čiernu dieru alebo hmota padajúca „miznú“ za jej horizontom, a preto sú pre externých pozorovateľov trvalo neprístupné (pozri tiež paradoxné informácie o dierach čierna). Dve čierne diery, ktoré majú rovnaké vlastnosti alebo parametre, sú podľa klasickej mechaniky nerozoznateľné.
Tieto vlastnosti sú zvláštne, pretože sú viditeľné z vonkajšej strany čiernej diery. Napríklad čierna nakladacia diera odmieta inú s rovnakým zaťažením, rovnako ako akýkoľvek iný načítaný objekt. Celkovú hmotnosť vo sfére obsahujúcej čiernu dieru tiež môžeme zistiť pomocou gravitačného analógu Gaussovho zákona, hmotnosti ADM, ďaleko od čiernej diery. [15] Podobne možno hybný moment zmerať zvonka pomocou trakčného účinku gravitomagnetického poľa. .
Keď objekt spadne do čiernej diery, všetky informácie o jeho tvare alebo rozložení zaťaženia sú rovnomerne rozložené na obzore čiernej diery a pre externého pozorovateľa sa nenávratne stratia. Chovanie horizontu v tejto situácii je disipatívny systém, ktorý je takmer obdobný ako vodivá elastická membrána s trením a elektrickým odporom - paradigma membrány. [16] Tento predpoklad sa líši od iných teórií poľa, ako je elektromagnetizmus, ktorý nemá mikroskopické trenie ani rezistivitu, pretože sú časom reverzibilné. Pretože čierna diera nakoniec dosiahne stabilitu iba s tromi parametrami, neexistuje spôsob, ako sa vyhnúť strate informácií o počiatočných podmienkach: gravitačné a elektrické polia čiernej diery poskytujú veľmi málo informácií o tom, čo sa aspirovalo.
Stratená informácia zahŕňa akékoľvek množstvo, ktoré sa nedá zmerať od horizontu čiernej diery, vrátane približne zachovaných kvantových čísel, ako je napríklad celkový počet baryónov a leptónov. Toto správanie je tak mätúce, že sa nazývalo paradoxom informácií o čiernych dierach. [17] [18]
Fyzikálne vlastnosti
pre čiernu dieru M. Čierne diery, ktoré uspokojujú túto nerovnosť, sa nazývajú extrémy. Existujú riešenia Einsteinových rovníc, ktoré túto nerovnosť porušujú, ale nemajú horizont udalostí. Tieto riešenia sú takzvané nahé singularity, ktoré sú viditeľné zvonka, a preto sa považujú za nefyzické. Hypotéza kozmickej cenzúry vylučuje formovanie takýchto singularít, keď sú vytvárané gravitačným kolapsom realistickej hmoty. [23] Túto hypotézu podporujú numerické simulácie. [24] Kvôli relatívne vysokej elektromagnetickej sile sa očakáva, že čierne diery vytvorené zrútením hviezd udržia svoj hviezdny náboj takmer neutrálny. Rotácia by však mala byť spoločnou vlastnosťou kompaktných objektov. Zdá sa, že čierna röntgenová diera GRS 1915 105 [25] má moment hybnosti blízky maximálnej prípustnej hodnote.
Čierne diery sa zvyčajne klasifikujú podľa ich hmotnosti bez ohľadu na moment hybnosti J alebo elektrický náboj Q. Veľkosť čiernej diery určená horizontom udalostí alebo polomerom Schwarzschilda je približne úmerná hmotnosti M
kde r sh je Schwarzschildov polomer a M Slnko je hmota slnka. [26] Tento pomer je správny iba pre čierne diery s nulovým nábojom a kinetickým krútiacim momentom, zatiaľ čo všeobecnejšie čierne diery sa môžu líšiť až o faktor 2.