Меню Главная Случайная статья Настройки Участник:Melirius/Чёрная дыра (Eng) Материал из https://ru.wikipedia.org В ОТО, чёрная дыра — это область пространства, в которой гравитационная потенциальная яма настолько глубока, что гравитационное замедление времени полностью останавливает время, формируя горизонт событий — проницаемую лишь в одну сторону поверхность, внутрь которой объекты могут падать, но из которой ничто не может выйти наружу. Она называется "чёрной" потому, что она поглощает всё направленное на неё излучение, ничего не отражая, подобно идеально чёрному телу термодинамики[1]. Квантовый анализ показывает, что чёрные дыры обладают определённой температурой и являются источниками излучения Хокинга. Несмотря на невидимость чёрной дыры самой по себе, она может проявлять своё присутствие через взаимодействие с внешней материей. Чёрную дыру можно выявить по характеру движения группы звёзд, обращающихся в области пространства, которое кажется пустым. В другом варианте можно зафиксировать падение газа, теряемого звездой-компаньоном, на относительно маленькую чёрную дыру. Этот газ течёт по спирали к дыре, разогреваясь до очень высоких температур и сильно излучая, что можно увидеть с помощью наземных и орбитальных телескопов. Такие наблюдения привели к научному консенсусу, что если наше понимание Природы не полностью ошибочно, то чёрные дыры в нашей Вселенной действительно есть. Содержание 1 Введение и терминология 2 History 3 Properties and features 3.1 Classification 3.1.1 По физическим свойствам 3.1.2 By mass 3.2 Event horizon 3.3 Singularity 3.4 Photon sphere 3.5 Ergosphere 4 Formation and evolution 4.1 Gravitational collapse 4.1.1 Primordial black holes in The Big Bang 4.2 High energy collisions 4.3 Growth 4.4 Evaporation 5 Observation 5.1 Аккреционные диски и релятивистские струи 5.2 Strong radiation emissions 5.3 Гравитационное линзирование 5.4 Orbiting objects 5.5 Determining the mass of black holes 6 Black hole candidates 6.1 Supermassive 6.2 Intermediate-mass 6.3 Stellar-mass 6.4 Micro 7 Advanced topics 7.1 Worm holes 7.2 Entropy and Hawking radiation 7.3 Black hole unitarity 7.4 Holographic world 7.5 Fuzzballs 8 See also 9 References 10 Further reading 10.1 Popular reading 10.2 University textbooks and monographs 10.3 Research papers 11 External links Введение и терминология Чёрную дыру часто определяют как объект, вторая космическая скорость которого превышает скорость света. Эта картина качественно неверна, но может дать оценку порядка характерного размера чёрной дыры. Вторая космическая скорость представляет собой минимальную скорость, с которой должно двигаться тело от поверхности гравитирующего объекта для того, чтобы уйти на бесконечность вместо того, чтобы упасть обратно или перейти на орбиту вокруг него. На Земле эта скорость равна 11,2 км/с. Чтобы вычислить вторую космическую скорость в Ньютоновой механике, рассмотрим тяжёлый объект массы ${\displaystyle M}$ и поместим его в центр координат. Второй объект массой ${\displaystyle m}$, стартующий с расстояния ${\displaystyle r}$ от центра со скоростью ${\displaystyle v}$, для того, чтобы уйти, должен иметь достаточный запас кинетической энергии для преодоления гравитационного потенциала, то есть как минимум ${\displaystyle {mv^{2} \over 2}={GMm \over r},}$ (где ${\displaystyle G}$ — гравитационная постоянная). При этом тело по мере удаления полностью исчерпает кинетическую энергию и прибудет к ${\displaystyle r=\infty }$ с нулевой скоростью. Полученное выражение позволяет выразить вторую космическую скорость ${\displaystyle v}$ через ${\displaystyle M}$ и ${\displaystyle r}$. Одновременно оно говорит нам, что для любых значений ${\displaystyle v}$ и ${\displaystyle M}$ существует граничное значение ${\displaystyle r_{c}}$ такое, что частица со скоростью ${\displaystyle v}$ ещё может уйти: ${\displaystyle r_{c}={2GM \over v^{2}}.}$ Если заданная скорость равна скорости света, то это определение даёт радиус гипотетической ньютоновой тёмной зведы — тела, с которого согласно ньютоновой физике не может улететь никакая частица, движущаяся со скоростью света. Это наиболее часто встречающееся соглашение для определения "радиуса" чёрной дыры, её горизонта событий — гравитационный радиус или радиус Шварцшильда: ${\displaystyle r_{\rm {Schwarzschild}}={2GM \over c^{2}}.}$ В ОТО в искривлённом пространстве-времени определение радиуса r, однако, можно выбрать по-разному. Такой радиус горизонта будет соответствовать выбору координат, при котором площадь поверхности A сферы радиуса r в этом пространстве даётся обычной формулой ${\displaystyle A=4\pi r^{2}}$. Предложенное определение r имеет смысл только для сферически-симметричного гравитационного поля, когда существуют концентрические сферы, на которых гравитационное поле является постоянным. Скорость, необходимая для убегания из гравитационного поля объекта (называемая второй космической скоростью) зависит от плотности вещества объекта. Чёрная дыра формируется тогда, когда объект столь плотен, что на некотором расстоянии от него даже свет не достаточно быстр для убегания, так как скорость света становится меньше второй космической. В противоположность картине ньютоновой гравитации, когда частица поднимается и падает обратно, в ОТО свет, распространяющийся от чёрной дыры, не замедляется и падает обратно, а просто стоит на горизонте относительно удалённого наблюдателя, распространяясь, тем не менее, со скоростью света от чёрной дыры относительно локально инерциальной системы отсчёта. Внутри чёрной дыры даже объект, движущийся со скоростью света относительно локально инерциальной системы отсчёта, не может уйти дальше, он просто падает всё глубже с течением времени. В общей теории относительности массу чёрной дыры и её другие характеристики можно считать определяющимися сингулярностью, которая в пространственном сечении может быть точкой, кольцом, лучом или сферой (точные детали её строения до сих пор непонятны). Окружает сингулярность каплеобразная поверхность, называемая горизонтом событий. Горизонт событий состоит из точек "последнего решения" ('point of no return,') и представляет собой границу, за которой материя и излучение неизбежно падают в чёрную дыру. Размер горизонта — понятие сложно определимое, так как внутри него присутствуют сингулярности, а пространство вокруг сильно искривлено, поэтому в общей теории относительности предпочитают говорить о площади горизонта, которая определима лучше и имеет непосредственные приложения в механике и термодинамике чёрных дыр. Из площади горизонта A можно, как это обычно делается, вывести характерный размер чёрной дыры: гравитационный радиус или радиус Шварцшильда ${\displaystyle A=4\pi r_{g}^{2}}$. Для невращающейся и незаряженной чёрной дыры Шварцшильда этот радиус равен её удвоенной массе в естественных единицах, где гравитационная постоянная Ньютона G и скорость света c равны 1. Для невращающейся чёрной дыры с массой, равной массе Солнца, этот радиус составляет около 3 км. At distances much larger than this, the black hole has the exact same total gravitational attraction as any other body of the same mass, just like the sun. So if the sun were replaced by a black hole of the same mass, the orbits of the planets would remain unchanged. There are several types of black holes, characterized by their typical size. When they form as a result of the gravitational collapse of a star, they are called stellar black holes. Black holes found at the center of galaxies have a mass up to several billion solar masses and are called supermassive black holes. Between these two scales, it has been hypothesized intermediate black holes with a mass of several thousand solar masses. Black holes with very small masses, hypthesized to have formed early in the history of the Universe, during the Big Bang, might also exist, and are referred to as primordial black holes. Their existence is, at present, not confirmed. It is impossible to directly observe a black hole. However, it is possible to infer its presence by its gravitational action on the surrounding environment, particularly with microquasars and active galactic nuclei, where material falling into a nearby black hole is significantly heated and emits a large amount of X-ray radiation. This observation method allows astronomers to detect their existence. The only objects that agree with these observations and are consistent within the framework of general relativity are black holes. History The idea of a body so massive that even light could not escape was put forward by geologist John Michell in a letter written to Henry Cavendish in 1783 to the Royal Society: If the semi-diameter of a sphere of the same density as the Sun were to exceed that of the Sun in the proportion of 500 to 1, a body falling from an infinite height towards it would have acquired at its surface greater velocity than that of light, and consequently supposing light to be attracted by the same force in proportion to its vis inertiae, with other bodies, all light emitted from such a body would be made to return towards it by its own proper gravity. John Michell[2] In 1796, mathematician Pierre-Simon Laplace promoted the same idea in the first and second editions of his book Exposition du systme du Monde (it was removed from later editions).[3][4] Such "dark stars" were largely ignored in the nineteenth century, since light was then thought to be a massless wave and therefore not influenced by gravity. Unlike the modern black hole concept, the object behind the horizon is assumed to be stable against collapse. In 1915, Albert Einstein developed his general theory of relativity, having earlier shown that gravity does in fact influence light's motion. A few months later, Karl Schwarzschild gave the solution for the gravitational field of a point mass and a spherical mass,[5] showing that a black hole could theoretically exist. The Schwarzschild radius is now known to be the radius of the event horizon of a non-rotating black hole, but this was not well understood at that time, for example Schwarzschild himself thought it was not physical. Johannes Droste, a student of Hendrik Lorentz, independently gave the same solution for the point mass a few months after Schwarzschild and wrote more extensively about its properties. In 1930, astrophysicist Subrahmanyan Chandrasekhar calculated, using general relativity, that a non-rotating body of electron-degenerate matter above 1.44 solar masses (the Chandrasekhar limit) would collapse. His arguments were opposed by Arthur Eddington, who believed that something would inevitably stop the collapse. Eddington was partly correct: a white dwarf slightly more massive than the Chandrasekhar limit will collapse into a neutron star. But in 1939, Robert Oppenheimer and others predicted that stars above approximately three solar masses (the Tolman-Oppenheimer-Volkoff limit) would collapse into black holes for the reasons presented by Chandrasekhar.[6] Oppenheimer and his co-authors used Schwarzschild's system of coordinates (the only coordinates available in 1939), which produced mathematical singularities at the Schwarzschild radius, in other words some of the terms in the equations became infinite at the Schwarzschild radius. This was interpreted as indicating that the Schwarzschild radius was the boundary of a bubble in which time stopped. This is a valid point of view for external observers, but not for infalling observers. Because of this property, the collapsed stars were briefly known as "frozen stars," because an outside observer would see the surface of the star frozen in time at the instant where its collapse takes it inside the Schwarzschild radius. This is a known property of modern black holes, but it must be emphasized that the light from the surface of the frozen star becomes redshifted very fast, turning the black hole black very quickly. Many physicists could not accept the idea of time standing still at the Schwarzschild radius, and there was little interest in the subject for over 20 years. In 1958, David Finkelstein introduced the concept of the event horizon by presenting Eddington-Finkelstein coordinates, which enabled him to show that "The Schwarzschild surface r = 2 m is not a singularity, but that it acts as a perfect unidirectional membrane: causal influences can cross it in only one direction".[7] This did not strictly contradict Oppenheimer's results, but extended them to include the point of view of infalling observers. All theories up to this point, including Finkelstein's, covered only non-rotating black holes. In 1963, Roy Kerr found the exact solution for a rotating black hole. The rotating singularity of this solution was a ring, and not a point. A short while later, Roger Penrose was able to prove that singularities occur inside any black hole. In 1967, astronomers discovered pulsars,[8][9] and within a few years could show that the known pulsars were rapidly rotating neutron stars. Until that time, neutron stars were also regarded as just theoretical curiosities. So the discovery of pulsars awakened interest in all types of ultra-dense objects that might be formed by gravitational collapse. Physicist John Wheeler is widely credited with coining the term black hole in his 1967 public lecture Our Universe: the Known and Unknown, as an alternative to the more cumbersome "gravitationally completely collapsed star." However, Wheeler insisted that someone else at the conference had coined the term and he had merely adopted it as useful shorthand. The term was also cited in a 1964 letter by Anne Ewing to the AAAS: