Η έννοια της μαύρης τρύπας είναι γνωστή σε όλους - από μαθητές μέχρι ηλικιωμένους, χρησιμοποιείται στη λογοτεχνία επιστημονικής και φαντασίας, στα κίτρινα μέσα ενημέρωσης και σε επιστημονικά συνέδρια. Αλλά δεν γνωρίζουν όλοι τι ακριβώς είναι αυτές οι τρύπες.
Από την ιστορία των μαύρων τρυπών
1783Η πρώτη υπόθεση για την ύπαρξη ενός τέτοιου φαινομένου όπως μαύρη τρύπα, προτάθηκε το 1783 από τον Άγγλο επιστήμονα John Michell. Στη θεωρία του, συνδύασε δύο δημιουργίες του Νεύτωνα - οπτική και μηχανική. Η ιδέα του Μισέλ ήταν η εξής: αν το φως είναι ρεύμα μικρότερα σωματίδια, τότε, όπως όλα τα άλλα σώματα, τα σωματίδια πρέπει να βιώσουν την έλξη του βαρυτικού πεδίου. Αποδεικνύεται ότι όσο πιο μαζικό είναι το αστέρι, τόσο πιο δύσκολο είναι για το φως να αντισταθεί στην έλξη του. 13 χρόνια μετά τον Μισέλ, ο Γάλλος αστρονόμος και μαθηματικός Laplace πρότεινε (πιθανότατα ανεξάρτητα από τον Βρετανό ομόλογό του) μια παρόμοια θεωρία.
1915Ωστόσο, όλα τα έργα τους έμειναν στα αζήτητα μέχρι τις αρχές του 20ου αιώνα. Το 1915, ο Albert Einstein δημοσίευσε τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας και έδειξε ότι η βαρύτητα είναι μια καμπυλότητα του χωροχρόνου που προκαλείται από την ύλη, και λίγους μήνες αργότερα, ο Γερμανός αστρονόμος και θεωρητικός φυσικός Karl Schwarzschild τη χρησιμοποίησε για να λύσει ένα συγκεκριμένο αστρονομικό πρόβλημα. Ερεύνησε τη δομή του καμπυλωμένου χωροχρόνου γύρω από τον Ήλιο και ανακάλυψε ξανά το φαινόμενο των μαύρων τρυπών.
(Ο John Wheeler επινόησε τον όρο «μαύρες τρύπες»)
1967Ο Αμερικανός φυσικός John Wheeler περιέγραψε ένα χώρο που μπορεί να τσαλακωθεί, σαν ένα κομμάτι χαρτί, σε ένα απειροελάχιστο σημείο και όρισε τον όρο «Μαύρη Τρύπα».
1974Ο Βρετανός φυσικός Stephen Hawking απέδειξε ότι οι μαύρες τρύπες, αν και καταπίνουν ύλη χωρίς επιστροφή, μπορούν να εκπέμπουν ακτινοβολία και τελικά να εξατμιστούν. Το φαινόμενο αυτό ονομάζεται «ακτινοβολία Χόκινγκ».
2013Η τελευταία έρευνα για τα πάλσαρ και τα κβάζαρ, καθώς και η ανακάλυψη της κοσμικής ακτινοβολίας μικροκυμάτων υποβάθρου, κατέστησαν επιτέλους δυνατή την περιγραφή της ίδιας της έννοιας των μαύρων τρυπών. Το 2013, το νέφος αερίου G2 έφτασε πολύ κοντά στη μαύρη τρύπα και είναι πιθανό να απορροφηθεί από αυτήν, η παρατήρηση της μοναδικής διαδικασίας παρέχει μεγάλες ευκαιρίες για νέες ανακαλύψεις χαρακτηριστικών της μαύρης τρύπας.
(Ένα ογκώδες αντικείμενο Τοξότης Α*, η μάζα του είναι 4 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από τον Ήλιο, που υποδηλώνει ένα σμήνος αστεριών και το σχηματισμό μιας μαύρης τρύπας)
2017. Μια ομάδα επιστημόνων από τη συνεργασία πολλών χωρών του Event Horizon Telescope, που συνδέει οκτώ τηλεσκόπια από διαφορετικά σημεία των ηπείρων της Γης, πραγματοποίησε παρατηρήσεις μιας μαύρης τρύπας, η οποία είναι ένα υπερμεγέθη αντικείμενο και βρίσκεται στον γαλαξία M87, τον αστερισμό της Παρθένου. Η μάζα του αντικειμένου είναι 6,5 δισεκατομμύρια (!) ηλιακές μάζες, γιγαντιαίες φορές μεγαλύτερη από το τεράστιο αντικείμενο Τοξότης A *, για σύγκριση, η διάμετρος είναι ελαφρώς μικρότερη από την απόσταση από τον Ήλιο στον Πλούτωνα.
Οι παρατηρήσεις πραγματοποιήθηκαν σε διάφορα στάδια, ξεκινώντας από την άνοιξη του 2017 και κατά τις περιόδους του 2018. Η ποσότητα των πληροφοριών υπολογίστηκε σε petabyte, τα οποία στη συνέχεια έπρεπε να αποκρυπτογραφηθούν και να ληφθεί μια γνήσια εικόνα ενός εξαιρετικά απομακρυσμένου αντικειμένου. Ως εκ τούτου, χρειάστηκαν άλλα δύο ολόκληρα χρόνια για να προ-σαρώσει όλα τα δεδομένα και να τα συνδυάσει σε ένα σύνολο.
2019Τα δεδομένα αποκωδικοποιήθηκαν με επιτυχία και εμφανίστηκαν, δημιουργώντας την πρώτη εικόνα μιας μαύρης τρύπας.
(Η πρώτη εικόνα μιας μαύρης τρύπας στον γαλαξία M87 στον αστερισμό της Παρθένου)
Η ανάλυση εικόνας σάς επιτρέπει να βλέπετε τη σκιά του σημείου χωρίς επιστροφή στο κέντρο του αντικειμένου. Η εικόνα λήφθηκε ως αποτέλεσμα παρεμβολομετρικών παρατηρήσεων με μια πολύ μεγάλη γραμμή βάσης. Αυτές είναι οι λεγόμενες σύγχρονες παρατηρήσεις ενός αντικειμένου από πολλά ραδιοτηλεσκόπια, που διασυνδέονται από ένα δίκτυο και βρίσκονται σε διαφορετικά μέρη. την υδρόγειοκατευθύνεται προς μία κατεύθυνση.
Τι είναι πραγματικά οι μαύρες τρύπες;
Μια λακωνική εξήγηση του φαινομένου ακούγεται κάπως έτσι.
Μια μαύρη τρύπα είναι μια χωροχρονική περιοχή της οποίας η βαρυτική έλξη είναι τόσο ισχυρή που κανένα αντικείμενο, συμπεριλαμβανομένων των ελαφρών κβάντων, δεν μπορεί να φύγει από αυτήν.
Μια μαύρη τρύπα ήταν κάποτε ένα τεράστιο αστέρι. Ενώ οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις διατηρούνται στα έντερά του υψηλή πίεσηόλα παραμένουν φυσιολογικά. Όμως με την πάροδο του χρόνου, η παροχή ενέργειας εξαντλείται και το ουράνιο σώμα, υπό την επίδραση της δικής του βαρύτητας, αρχίζει να συρρικνώνεται. Το τελικό στάδιο αυτής της διαδικασίας είναι η κατάρρευση του αστρικού πυρήνα και ο σχηματισμός μιας μαύρης τρύπας.
- 1. Εκτόξευση πίδακα μαύρης τρύπας με υψηλή ταχύτητα
- 2. Ένας δίσκος ύλης μεγαλώνει σε μαύρη τρύπα
- 3. Μαύρη τρύπα
- 4. Λεπτομερές σχήμα της περιοχής της μαύρης τρύπας
- 5. Μέγεθος των νέων παρατηρήσεων που βρέθηκαν
Η πιο κοινή θεωρία λέει ότι υπάρχουν παρόμοια φαινόμενα σε κάθε γαλαξία, συμπεριλαμβανομένου του κέντρου του Γαλαξία μας. Η τεράστια βαρύτητα της τρύπας είναι ικανή να συγκρατήσει πολλούς γαλαξίες γύρω της, εμποδίζοντάς τους να απομακρυνθούν ο ένας από τον άλλο. Η «περιοχή κάλυψης» μπορεί να είναι διαφορετική, όλα εξαρτώνται από τη μάζα του άστρου που έχει μετατραπεί σε μαύρη τρύπα και μπορεί να είναι χιλιάδες έτη φωτός.
Ακτίνα Schwarzschild
Η κύρια ιδιότητα μιας μαύρης τρύπας είναι ότι οποιαδήποτε ύλη εισέρχεται σε αυτήν δεν μπορεί ποτέ να επιστρέψει. Το ίδιο ισχύει και για το φως. Στον πυρήνα τους, οι τρύπες είναι σώματα που απορροφούν πλήρως όλο το φως που πέφτει πάνω τους και δεν εκπέμπουν το δικό τους. Τέτοια αντικείμενα μπορούν οπτικά να εμφανίζονται ως θρόμβοι απόλυτου σκότους.
- 1. Κινούμενη ύλη με τη μισή ταχύτητα του φωτός
- 2. Δακτύλιος φωτονίων
- 3. Εσωτερικός δακτύλιος φωτονίων
- 4. Ο ορίζοντας γεγονότων σε μια μαύρη τρύπα
Με βάση τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας του Αϊνστάιν, εάν ένα σώμα πλησιάσει μια κρίσιμη απόσταση από το κέντρο της τρύπας, δεν μπορεί πλέον να επιστρέψει. Αυτή η απόσταση ονομάζεται ακτίνα Schwarzschild. Το τι ακριβώς συμβαίνει σε αυτή την ακτίνα δεν είναι γνωστό με βεβαιότητα, αλλά υπάρχει η πιο κοινή θεωρία. Πιστεύεται ότι όλη η ύλη μιας μαύρης τρύπας συγκεντρώνεται σε ένα απείρως μικρό σημείο και στο κέντρο της υπάρχει ένα αντικείμενο με άπειρη πυκνότητα, το οποίο οι επιστήμονες ονομάζουν μοναδική διαταραχή.
Πώς πέφτει σε μια μαύρη τρύπα
(Στην εικόνα, η μαύρη τρύπα του Τοξότη Α* μοιάζει με ένα εξαιρετικά φωτεινό σύμπλεγμα φωτός)
Όχι πολύ καιρό πριν, το 2011, οι επιστήμονες ανακάλυψαν ένα νέφος αερίου, δίνοντάς του το απλό όνομα G2, το οποίο εκπέμπει ασυνήθιστο φως. Μια τέτοια λάμψη μπορεί να δώσει τριβή σε αέριο και σκόνη, που προκαλείται από τη δράση της μαύρης τρύπας Τοξότης Α* και η οποία περιστρέφεται γύρω της με τη μορφή ενός δίσκου προσαύξησης. Έτσι, γινόμαστε παρατηρητές του εκπληκτικού φαινομένου της απορρόφησης ενός νέφους αερίου από μια υπερμεγέθη μαύρη τρύπα.
Σύμφωνα με πρόσφατες μελέτες, η πλησιέστερη προσέγγιση σε μια μαύρη τρύπα θα συμβεί τον Μάρτιο του 2014. Μπορούμε να αναδημιουργήσουμε μια εικόνα για το πώς θα διαδραματιστεί αυτό το συναρπαστικό θέαμα.
- 1. Όταν εμφανίζεται για πρώτη φορά στα δεδομένα, ένα σύννεφο αερίου μοιάζει με μια τεράστια μπάλα αερίου και σκόνης.
- 2. Τώρα, από τον Ιούνιο του 2013, το σύννεφο απέχει δεκάδες δισεκατομμύρια χιλιόμετρα από τη μαύρη τρύπα. Πέφτει σε αυτό με ταχύτητα 2500 km / s.
- 3. Το σύννεφο αναμένεται να περάσει τη μαύρη τρύπα, αλλά οι παλιρροϊκές δυνάμεις που προκαλούνται από τη διαφορά στην έλξη που επενεργούν στις μπροστινές και τις πίσω άκρες του νέφους θα το κάνουν να επιμηκύνεται όλο και περισσότερο.
- 4. Αφού σπάσει το σύννεφο, το μεγαλύτερο μέρος του πιθανότατα θα ενωθεί με τον δίσκο προσαύξησης γύρω από τον Τοξότη Α*, δημιουργώντας ωστικά κύματα σε αυτόν. Η θερμοκρασία θα ανέλθει σε αρκετά εκατομμύρια βαθμούς.
- 5. Μέρος του σύννεφου θα πέσει κατευθείαν στη μαύρη τρύπα. Κανείς δεν γνωρίζει τι ακριβώς θα συμβεί με αυτήν την ουσία, αλλά αναμένεται ότι κατά τη διαδικασία της πτώσης θα εκπέμψει ισχυρά ρεύματα ακτίνων Χ και κανείς άλλος δεν θα τη δει.
Βίντεο: μαύρη τρύπα καταπίνει ένα σύννεφο αερίου
(Προομοίωση υπολογιστή για το πόσο από το νέφος αερίου G2 θα καταστραφεί και θα καταναλωθεί από τη μαύρη τρύπα Τοξότης Α*)
Τι υπάρχει μέσα σε μια μαύρη τρύπα
Υπάρχει μια θεωρία που υποστηρίζει ότι μια μαύρη τρύπα μέσα είναι πρακτικά άδεια και όλη η μάζα της είναι συγκεντρωμένη σε ένα απίστευτα μικρό σημείο που βρίσκεται στο κέντρο της - μια μοναδικότητα.
Σύμφωνα με μια άλλη θεωρία που υπάρχει εδώ και μισό αιώνα, ό,τι πέφτει σε μια μαύρη τρύπα πηγαίνει σε ένα άλλο σύμπαν που βρίσκεται στην ίδια τη μαύρη τρύπα. Τώρα αυτή η θεωρία δεν είναι η κύρια.
Και υπάρχει μια τρίτη, πιο σύγχρονη και επίμονη θεωρία, σύμφωνα με την οποία ό,τι πέφτει σε μια μαύρη τρύπα διαλύεται στις δονήσεις των χορδών στην επιφάνειά της, η οποία ορίζεται ως ο ορίζοντας γεγονότων.
Ποιος είναι λοιπόν ο ορίζοντας γεγονότων; Είναι αδύνατο να κοιτάξουμε μέσα σε μια μαύρη τρύπα ακόμη και με ένα υπερισχυρό τηλεσκόπιο, αφού ακόμη και το φως, που μπαίνει μέσα σε μια γιγάντια κοσμική χοάνη, δεν έχει καμία πιθανότητα να αναδυθεί πίσω. Ό,τι μπορεί με κάποιο τρόπο να θεωρηθεί βρίσκεται σε άμεση γειτνίαση.
Ο ορίζοντας γεγονότων είναι μια υπό όρους γραμμή της επιφάνειας, από την οποία τίποτα (ούτε αέριο, ούτε σκόνη, ούτε αστέρια, ούτε φως) μπορεί να διαφύγει. Και αυτό είναι το πολύ μυστηριώδες σημείο χωρίς επιστροφή στις μαύρες τρύπες του Σύμπαντος.
Μια μαύρη τρύπα είναι μια περιοχή του διαστήματος στην οποία η βαρυτική έλξη είναι τόσο ισχυρή που ούτε η ύλη ούτε η ακτινοβολία μπορούν να φύγουν από αυτήν την περιοχή. Για σώματα που βρίσκονται εκεί, η δεύτερη κοσμική ταχύτητα (ταχύτητα διαφυγής) θα έπρεπε να υπερβαίνει την ταχύτητα του φωτός, κάτι που είναι αδύνατο, αφού ούτε η ύλη ούτε η ακτινοβολία μπορούν να κινηθούν ταχύτερα από το φως. Επομένως, τίποτα δεν μπορεί να ξεφύγει από μια μαύρη τρύπα. Το όριο της περιοχής πέρα από την οποία δεν διαφεύγει φως ονομάζεται «ορίζοντας γεγονότων», ή απλώς «ορίζοντας» μιας μαύρης τρύπας.
Η ουσία της υπόθεσης του σχηματισμού μαύρων οπών είναι η εξής: εάν μια ορισμένη μάζα ύλης βρεθεί σε έναν σχετικά μικρό όγκο, κρίσιμο για αυτήν, τότε υπό την επίδραση των δικών της βαρυτικών δυνάμεων, μια τέτοια ύλη αρχίζει να συρρικνώνεται ανεξέλεγκτα. Έρχεται ένα είδος βαρυτικής καταστροφής - βαρυτική κατάρρευση. Ως αποτέλεσμα της συμπίεσης, η συγκέντρωση της ουσίας αυξάνεται. Τέλος, έρχεται μια στιγμή που η βαρυτική δύναμη στην επιφάνειά του γίνεται τόσο μεγάλη που για να την ξεπεράσουμε είναι απαραίτητο να αναπτύξουμε ταχύτητα που να υπερβαίνει την ταχύτητα του φωτός. Τέτοιες ταχύτητες είναι πρακτικά ανέφικτες και ούτε ακτίνες φωτός ούτε σωματίδια ύλης μπορούν να ξεφύγουν από τον κλειστό χώρο μιας μαύρης τρύπας. Η ακτινοβολία μιας μαύρης τρύπας «κλειδώνεται» από τη βαρύτητα. Οι μαύρες τρύπες μπορούν να απορροφήσουν μόνο ακτινοβολία
Για να μπορέσει το βαρυτικό πεδίο να «κλειδώσει» την ακτινοβολία που δημιουργεί αυτό το πεδίο, η μάζα (Μ) πρέπει να συρρικνωθεί σε όγκο με ακτίνα μικρότερη από την «ακτίνα βαρύτητας» r g = 2GM/c 2 . Για το λόγο αυτό, είναι σχεδόν αδύνατο να δημιουργηθεί και να μελετηθεί μια μαύρη τρύπα στο εργαστήριο: για να γίνει μαύρη τρύπα ένα σώμα οποιασδήποτε λογικής μάζας (ακόμη και εκατομμυρίων τόνων), πρέπει να συμπιεστεί σε μέγεθος μικρότερο από το μέγεθος πρωτονίου ή νετρονίου, επομένως οι ιδιότητες των μαύρων οπών εξακολουθούν να μελετώνται μόνο θεωρητικά.
Ωστόσο, οι υπολογισμοί δείχνουν ότι σώματα αστρονομικής κλίμακας (για παράδειγμα, τεράστια αστέρια) μετά την εξάντληση του θερμοπυρηνικού καυσίμου σε αυτά μπορούν, υπό την επίδραση της δικής τους βαρύτητας, να συρρικνωθούν στο μέγεθος της βαρυτικής τους ακτίνας. Η αναζήτηση τέτοιων αντικειμένων συνεχίζεται για περισσότερα από 40 χρόνια και τώρα είναι δυνατό να υποδειχθούν με μεγάλη βεβαιότητα αρκετοί πολύ πιθανοί υποψήφιοι για μαύρες τρύπες με μάζες από μονάδες έως δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες. Ωστόσο, η μελέτη τους παρεμποδίζεται από τεράστιες αποστάσεις από τη Γη. Και παρόλο που το ίδιο το γεγονός της ύπαρξης μαύρων οπών είναι ήδη δύσκολο να αμφισβητηθεί, η πρακτική μελέτη των ιδιοτήτων τους είναι ακόμη μπροστά.
1. Ιστορία της ιδέας των μαύρων τρυπών.
Ο Άγγλος γεωφυσικός και αστρονόμος John Michell πρότεινε ότι τέτοια τεράστια αστέρια μπορούν να υπάρχουν στη φύση που ακόμη και μια δέσμη φωτός δεν μπορεί να φύγει από την επιφάνειά τους. Χρησιμοποιώντας τους νόμους του Νεύτωνα, ο Michell υπολόγισε ότι αν ένα αστέρι με μάζα του Ήλιου είχε ακτίνα όχι μεγαλύτερη από 3 km, τότε ακόμη και τα σωματίδια φωτός (τα οποία, ακολουθώντας τον Newton, θεωρούσε σωματίδια) δεν θα μπορούσαν να πετάξουν μακριά από ένα τέτοιο αστέρι. Επομένως, ένα τέτοιο αστέρι θα φαινόταν απολύτως σκοτεινό από μακριά. Ο Μισέλ παρουσίασε αυτή την ιδέα σε μια συνάντηση της Βασιλικής Εταιρείας του Λονδίνου στις 27 Νοεμβρίου 1783. Κάπως έτσι γεννήθηκε η έννοια της «νευτώνειας» μαύρης τρύπας.
Την ίδια ιδέα εξέφρασε στο βιβλίο του The System of the World (1796) ο Γάλλος μαθηματικός και αστρονόμος Pierre Simon Laplace. Ένας απλός υπολογισμός του επέτρεψε να γράψει: «Ένα φωτεινό αστέρι με πυκνότητα ίση με την πυκνότητα της Γης, και διάμετρο 250 φορές μεγαλύτερη από τη διάμετρο του Ήλιου, δεν επιτρέπει ούτε μια δέσμη φωτός να φτάσει σε εμάς λόγω της βαρύτητάς του. Επομένως, είναι πιθανό τα φωτεινότερα ουράνια σώματα στο Σύμπαν να είναι αόρατα». Ωστόσο, η μάζα ενός τέτοιου αστεριού θα έπρεπε να είναι δεκάδες εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από αυτή του ήλιου. Και αφού περαιτέρω αστρονομικές μετρήσεις έδειξαν ότι οι μάζες αληθινά αστέριαόχι πολύ διαφορετική από τον ήλιο, η ιδέα των Μίτσελ και Λαπλάς για τις μαύρες τρύπες ξεχάστηκε.
Κατά τον 19ο αιώνα, η ιδέα των αόρατων σωμάτων λόγω της μαζικότητάς τους δεν προκάλεσε μεγάλο ενδιαφέρον στους επιστήμονες. Αυτό οφειλόταν στο γεγονός ότι εντός κλασική φυσικήη ταχύτητα του φωτός δεν είναι θεμελιώδης. Ωστόσο, σε τέλη XIX- στις αρχές του 20ου αιώνα, διαπιστώθηκε ότι οι νόμοι της ηλεκτροδυναμικής που διατυπώθηκαν από τον J. Maxwell, αφενός, ισχύουν σε όλα τα αδρανειακά συστήματα αναφοράς και, αφετέρου, δεν έχουν αμετάβλητο σε σχέση με Μεταμορφώσεις του Γαλιλαίου. Αυτό σήμαινε ότι οι ιδέες που αναπτύχθηκαν στη φυσική σχετικά με τη φύση της μετάβασης από το ένα αδρανειακό πλαίσιο αναφοράς στο άλλο πρέπει να προσαρμοστούν σημαντικά.
Στην πορεία περαιτέρω ανάπτυξης της ηλεκτροδυναμικής, ο G. Lorenz πρότεινε νέο σύστημαμετασχηματισμοί χωροχρονικών συντεταγμένων (γνωστοί σήμερα ως μετασχηματισμοί Lorentz), σύμφωνα με τους οποίους οι εξισώσεις του Maxwell παρέμειναν αμετάβλητες. Αναπτύσσοντας τις ιδέες του Lorentz, ο A. Poincaré πρότεινε ότι όλα τα άλλα φυσικούς νόμουςείναι επίσης αμετάβλητες κάτω από αυτούς τους μετασχηματισμούς.
Το 1905, ο Α. Αϊνστάιν χρησιμοποίησε τις έννοιες Lorentz και Poincare στο ειδική θεωρίασχετικότητα (SRT), στην οποία ο ρόλος του νόμου του μετασχηματισμού των αδρανειακών πλαισίων αναφοράς πέρασε τελικά από τους μετασχηματισμούς του Galileo στους μετασχηματισμούς του Lorentz. Η κλασική (αμετάβλητη Γαλιλαία) μηχανική αντικαταστάθηκε από μια νέα, αμετάβλητη σχετικιστική μηχανική του Λόρεντς. Στο πλαίσιο του τελευταίου, η ταχύτητα του φωτός αποδείχθηκε ότι ήταν η περιοριστική ταχύτητα που φυσικό σώμα, που άλλαξε ριζικά την έννοια των μαύρων τρυπών στη θεωρητική φυσική.
Ωστόσο, η θεωρία της βαρύτητας του Νεύτωνα (στην οποία βασίστηκε η αρχική θεωρία των μαύρων οπών) δεν είναι αμετάβλητη του Λόρεντς. Επομένως, δεν μπορεί να εφαρμοστεί σε σώματα που κινούνται με ταχύτητες σχεδόν φωτός και φωτός. Στερημένη από αυτό το μειονέκτημα, η σχετικιστική θεωρία της βαρύτητας δημιουργήθηκε κυρίως από τον Αϊνστάιν (ο οποίος τελικά τη διατύπωσε στα τέλη του 1915) και ονομάστηκε γενική θεωρία της σχετικότητας (GR).
Η δεύτερη φορά που επιστήμονες «συγκρούθηκαν» με μαύρες τρύπες ήταν το 1916, όταν ο Γερμανός αστρονόμος Karl Schwarzschild έλαβε την πρώτη ακριβή λύση των εξισώσεων GR. Αποδείχθηκε ότι ο κενός χώρος γύρω από ένα τεράστιο σημείο έχει μια ιδιομορφία σε απόσταση r g από αυτό. γι' αυτό η ποσότητα r g ονομάζεται συχνά «ακτίνα Schwarzschild», και η αντίστοιχη επιφάνεια (ορίζοντας γεγονότων) ονομάζεται επιφάνεια Schwarzschild. Τον επόμενο μισό αιώνα, οι προσπάθειες των θεωρητικών αποκάλυψαν πολλά εκπληκτικά χαρακτηριστικά της λύσης Schwarzschild, αλλά οι μαύρες τρύπες δεν θεωρούνταν ακόμη ως πραγματικό αντικείμενο μελέτης.
Αλήθεια, τη δεκαετία του 1930, μετά τη δημιουργία κβαντική μηχανικήκαι την ανακάλυψη του νετρονίου, οι φυσικοί διερεύνησαν τη δυνατότητα σχηματισμού συμπαγών αντικειμένων (λευκοί νάνοι και αστέρια νετρονίων) ως προϊόντα της εξέλιξης των κανονικών αστεριών. Οι εκτιμήσεις έχουν δείξει ότι μετά την εξάντληση του πυρηνικού καυσίμου στα έντερα ενός άστρου, ο πυρήνας του μπορεί να συρρικνωθεί και να μετατραπεί σε έναν μικρό και πολύ πυκνό λευκό νάνο ή σε ένα ακόμη πιο πυκνό και πολύ μικροσκοπικό αστέρι νετρονίων.
Το 1934, οι Ευρωπαίοι αστρονόμοι Fritz Zwicky και Walter Baade, που εργάστηκαν στις Ηνωμένες Πολιτείες, υπέβαλαν μια υπόθεση - οι εκρήξεις σουπερνόβα είναι ένας πολύ ειδικός τύπος αστρικών εκρήξεων που προκαλούνται από καταστροφική συμπίεση του πυρήνα του άστρου. Έτσι, για πρώτη φορά γεννήθηκε η ιδέα της δυνατότητας παρατήρησης της κατάρρευσης ενός άστρου. Οι Baade και Zwicky πρότειναν ότι ένα υπερπυκνό εκφυλισμένο αστέρι που αποτελείται από νετρόνια σχηματίστηκε ως αποτέλεσμα μιας έκρηξης σουπερνόβα. Οι υπολογισμοί έχουν δείξει ότι τέτοια αντικείμενα μπορούν πράγματι να γεννηθούν και να είναι σταθερά, αλλά μόνο με μια μέτρια αρχική μάζα του άστρου. Αν όμως η μάζα ενός άστρου υπερβαίνει τις τρεις ηλιακές μάζες, τότε τίποτα δεν μπορεί να σταματήσει την καταστροφική του κατάρρευση.
Το 1939, οι Αμερικανοί φυσικοί Robert Oppenheimer και Hartland Snyder τεκμηρίωσαν το συμπέρασμα ότι ο πυρήνας ενός τεράστιου άστρου πρέπει να καταρρέει ασταμάτητα σε ένα εξαιρετικά μικρό αντικείμενο, οι ιδιότητες του χώρου γύρω από το οποίο (αν δεν περιστρέφεται) περιγράφονται από τη λύση Schwarzschild. . Με άλλα λόγια, ο πυρήνας ενός τεράστιου αστεριού στο τέλος της εξέλιξής του θα πρέπει να συρρικνωθεί γρήγορα και να περάσει κάτω από τον ορίζοντα γεγονότων, μετατρέποντας σε μια μαύρη τρύπα. Αλλά δεδομένου ότι ένα τέτοιο αντικείμενο (όπως έλεγαν τότε, ένα "collapsar" ή "παγωμένο αστέρι") δεν εκπέμπει ηλεκτρομαγνητικά κύματα, οι αστρονόμοι κατάλαβαν ότι θα ήταν απίστευτα δύσκολο να το ανιχνεύσουν στο διάστημα και επομένως δεν άρχισαν να ψάχνουν για μεγάλο χρονικό διάστημα χρόνος.
Δεδομένου ότι κανένας φορέας πληροφοριών δεν είναι σε θέση να ξεφύγει από τον ορίζοντα γεγονότων, το εσωτερικό μιας μαύρης τρύπας δεν σχετίζεται αιτιακά με το υπόλοιπο σύμπαν που λαμβάνει χώρα μέσα σε μια μαύρη τρύπα. φυσικές διεργασίεςδεν μπορεί να επηρεάσει διαδικασίες εκτός αυτού. Ταυτόχρονα, η ύλη και η ακτινοβολία που πέφτουν από το εξωτερικό στη μαύρη τρύπα διεισδύουν ελεύθερα στο εσωτερικό μέσω του ορίζοντα. Μπορούμε να πούμε ότι μια μαύρη τρύπα απορροφά τα πάντα και δεν απελευθερώνει τίποτα. Για το λόγο αυτό γεννήθηκε ο όρος «μαύρη τρύπα» που προτάθηκε το 1967 από τον Αμερικανό φυσικό John Archibald Wheeler.
2. Σχηματισμός μαύρων τρυπών
Ο πιο προφανής τρόπος για να σχηματιστεί μια μαύρη τρύπα είναι μέσω της κατάρρευσης του πυρήνα ενός τεράστιου αστεριού. Μέχρι να εξαντληθεί η παροχή πυρηνικού καυσίμου στα έγκατα του άστρου, η ισορροπία του διατηρείται με θερμοπυρηνικές αντιδράσεις (μετατροπή υδρογόνου σε ήλιο, μετά σε άνθρακα κ.λπ., μέχρι σίδηρο στα πιο ογκώδη αστέρια). Η θερμότητα που απελευθερώνεται σε αυτή την περίπτωση αντισταθμίζει την απώλεια ενέργειας που αφήνει το αστέρι με την ακτινοβολία και τον αστρικό του άνεμο. Οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις διατηρούν υψηλή πίεση στο εσωτερικό ενός άστρου, εμποδίζοντάς το να καταρρεύσει υπό την επίδραση της δικής του βαρύτητας. Ωστόσο, με την πάροδο του χρόνου, το πυρηνικό καύσιμο εξαντλείται και το αστέρι αρχίζει να συρρικνώνεται.
Ο πυρήνας του άστρου συστέλλεται πιο γρήγορα, ενώ θερμαίνεται έντονα (η βαρυτική του ενέργεια μετατρέπεται σε θερμότητα) και θερμαίνει το κέλυφος που το περιβάλλει. Ως αποτέλεσμα, το αστέρι χάνει τα εξωτερικά του στρώματα με τη μορφή ενός αργά διαστελλόμενου πλανητικού νεφελώματος ή ενός κελύφους σουπερνόβα που εκτινάσσεται καταστροφικά. Και η μοίρα του συρρικνούμενου πυρήνα εξαρτάται από τη μάζα του. Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι εάν η μάζα του πυρήνα του άστρου δεν υπερβαίνει τις τρεις ηλιακές μάζες, τότε «κερδίζει τη μάχη με τη βαρύτητα»: η συμπίεσή του θα σταματήσει από την πίεση της εκφυλισμένης ύλης και το αστέρι θα μετατραπεί σε λευκό νάνο ή αστέρι νετρονίων. Αλλά αν η μάζα του πυρήνα του άστρου είναι μεγαλύτερη από τρεις ηλιακές, τότε τίποτα δεν μπορεί να σταματήσει την καταστροφική του κατάρρευση και γρήγορα θα περάσει κάτω από τον ορίζοντα γεγονότων, μετατρέποντας σε μαύρη τρύπα. Όπως προκύπτει από τον τύπο για το r g, μια μαύρη τρύπα με μάζα 3 ηλιακών μαζών έχει ακτίνα βαρύτητας 8,8 km.
Οι αστρονομικές παρατηρήσεις συμφωνούν καλά με αυτούς τους υπολογισμούς: όλα τα συστατικά των δυαδικών αστρικών συστημάτων που παρουσιάζουν τις ιδιότητες των μαύρων οπών (περίπου 20 από αυτά είναι γνωστά το 2005) έχουν μάζες από 4 έως 16 ηλιακές μάζες. Η θεωρία της αστρικής εξέλιξης δείχνει ότι κατά τη διάρκεια των 12 δισεκατομμυρίων χρόνων ύπαρξης του Γαλαξία μας, ο οποίος περιέχει περίπου 100 δισεκατομμύρια αστέρια, αρκετές δεκάδες εκατομμύρια μαύρες τρύπες θα έπρεπε να έχουν σχηματιστεί ως αποτέλεσμα της κατάρρευσης της πιο τεράστιας από αυτές. Επιπλέον, μαύρες τρύπες πολύ μεγάλης μάζας (από εκατομμύρια έως δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες) μπορούν να βρίσκονται στους πυρήνες μεγάλων γαλαξιών, συμπεριλαμβανομένου του δικού μας. Αυτό αποδεικνύεται από αστρονομικές παρατηρήσεις, αν και ο σχηματισμός αυτών των γιγάντιων μαύρων τρυπών δεν είναι απολύτως σαφής.
Εάν στην εποχή μας η υψηλή πυκνότητα της ύλης που είναι απαραίτητη για τη γέννηση μιας μαύρης τρύπας μπορεί να προκύψει μόνο στους πυρήνες που καταρρέουν τεράστια αστέρια, τότε στο μακρινό παρελθόν, αμέσως μετά μεγάλη έκρηξη, από την οποία ξεκίνησε η διαστολή του Σύμπαντος πριν από περίπου 14 δισεκατομμύρια χρόνια, μια υψηλή πυκνότητα ύλης ήταν παντού. Ως εκ τούτου, οι μικρές διακυμάνσεις της πυκνότητας εκείνης της εποχής θα μπορούσαν να οδηγήσουν στη γέννηση μαύρων οπών οποιασδήποτε μάζας, συμπεριλαμβανομένων των μικρών. Αλλά το μικρότερο από αυτά, λόγω των κβαντικών επιδράσεων, θα έπρεπε να έχει εξατμιστεί, χάνοντας τη μάζα τους με τη μορφή ακτινοβολίας και ροών σωματιδίων. Οι «πρωτογενείς μαύρες τρύπες» με μάζα μεγαλύτερη από 10 12 κιλά θα μπορούσαν να επιβιώσουν μέχρι σήμερα. Το μικρότερο από αυτά, που ζυγίζει 10 12 κιλά (όπως ένας μικρός αστεροειδής), θα πρέπει να έχει μέγεθος της τάξης των 10-15 m (όπως ένα πρωτόνιο ή ένα νετρόνιο).
Τέλος, υπάρχει μια υποθετική πιθανότητα γέννησης μικροσκοπικών μαύρων οπών σε αμοιβαίες συγκρούσεις γρήγορων στοιχειωδών σωματιδίων. Αυτή είναι μια από τις προβλέψεις της θεωρίας χορδών - μια από τις επί του παρόντος ανταγωνιστικές φυσικές θεωρίες για τη δομή της ύλης. Η θεωρία χορδών προβλέπει ότι ο χώρος έχει περισσότερες από τρεις διαστάσεις. Η βαρύτητα, σε αντίθεση με άλλες δυνάμεις, πρέπει να διαδίδεται σε όλες αυτές τις διαστάσεις και επομένως να αυξάνεται σημαντικά σε μικρές αποστάσεις. Όταν δύο σωματίδια (πρωτόνια, για παράδειγμα) συγκρούονται βίαια, μπορούν να συμπιεστούν αρκετά ώστε να σχηματίσουν μια μικροσκοπική μαύρη τρύπα. Μετά από αυτό, θα καταρρεύσει σχεδόν αμέσως ("εξατμιστεί"), αλλά η παρατήρηση αυτής της διαδικασίας έχει μεγάλο ενδιαφέρον για τη φυσική, καθώς, εξατμίζοντας, η τρύπα θα εκπέμπει όλους τους τύπους σωματιδίων που υπάρχουν στη φύση. Εάν η υπόθεση της θεωρίας χορδών είναι σωστή, τότε η γέννηση τέτοιων μαύρων οπών μπορεί να συμβεί όταν ενεργητικά σωματίδια των κοσμικών ακτίνων συγκρούονται με άτομα ατμόσφαιρα της γης, καθώς και στους πιο ισχυρούς επιταχυντές σωματιδίων.
3. Ιδιότητες μαύρων τρυπών
Κοντά σε μια μαύρη τρύπα, η ένταση του βαρυτικού πεδίου είναι τόσο μεγάλη που οι φυσικές διεργασίες εκεί μπορούν να περιγραφούν μόνο χρησιμοποιώντας τη σχετικιστική θεωρία της βαρύτητας. Σύμφωνα με τη γενική σχετικότητα, ο χώρος και ο χρόνος καμπυλώνονται από το βαρυτικό πεδίο μεγάλων σωμάτων, με τη μεγαλύτερη καμπυλότητα να εμφανίζεται κοντά στις μαύρες τρύπες. Όταν οι φυσικοί μιλούν για διαστήματα χρόνου και χώρου, εννοούν αριθμούς που διαβάζονται από οποιοδήποτε φυσικό ρολόι ή χάρακα. Για παράδειγμα, τον ρόλο ενός ρολογιού μπορεί να παίξει ένα μόριο με μια ορισμένη συχνότητα ταλαντώσεων, ο αριθμός των οποίων μεταξύ δύο γεγονότων μπορεί να ονομαστεί «χρονικό διάστημα».
Είναι σημαντικό η βαρύτητα να ενεργεί σε όλα τα φυσικά συστήματα με τον ίδιο τρόπο: όλα τα ρολόγια δείχνουν ότι ο χρόνος επιβραδύνεται και όλοι κυβερνούν ότι το διάστημα είναι τεντωμένο κοντά σε μια μαύρη τρύπα. Αυτό σημαίνει ότι μια μαύρη τρύπα κάμπτει τη γεωμετρία του χώρου και του χρόνου γύρω από τον εαυτό της. Μακριά από τη μαύρη τρύπα, αυτή η καμπυλότητα είναι μικρή, αλλά κοντά της είναι τόσο μεγάλη που οι ακτίνες φωτός μπορούν να κινηθούν γύρω της σε κύκλο. Μακριά από μια μαύρη τρύπα, το βαρυτικό της πεδίο περιγράφεται ακριβώς από τη θεωρία του Νεύτωνα για ένα σώμα της ίδιας μάζας, αλλά κοντά σε αυτό, η βαρύτητα γίνεται πολύ ισχυρότερη από ό,τι προβλέπει η θεωρία του Νεύτωνα.
Εάν ήταν δυνατό να παρατηρήσουμε ένα αστέρι μέσω ενός τηλεσκοπίου τη στιγμή της μετατροπής του σε μαύρη τρύπα, τότε στην αρχή θα φαινόταν πώς το αστέρι συστέλλεται όλο και πιο γρήγορα, αλλά καθώς η επιφάνειά του πλησιάζει την ακτίνα βαρύτητας, η συμπίεση θα επιβραδυνθεί κάτω μέχρι να σταματήσει τελείως. Ταυτόχρονα, το φως που προέρχεται από το αστέρι θα εξασθενήσει και θα γίνει κόκκινο μέχρι να σβήσει τελικά. Αυτό συμβαίνει γιατί, υπερνικώντας τη δύναμη της βαρύτητας, τα φωτόνια χάνουν ενέργεια και τους παίρνει όλο και περισσότερο χρόνο για να φτάσουν σε εμάς. Όταν η επιφάνεια ενός άστρου φτάσει στην ακτίνα βαρύτητας, θα χρειαστεί άπειρος χρόνος για το φως που το αφήνει να φτάσει σε οποιονδήποτε παρατηρητή, ακόμη και σε αυτούς που είναι σχετικά κοντά στο αστέρι (και με αυτόν τον τρόπο, τα φωτόνια θα χάσουν εντελώς την ενέργειά τους). Επομένως, δεν θα περιμένουμε ποτέ αυτή τη στιγμή και, επιπλέον, δεν θα δούμε τι συμβαίνει με το αστέρι κάτω από τον ορίζοντα γεγονότων, αλλά θεωρητικά αυτή η διαδικασία μπορεί να μελετηθεί.
Ο υπολογισμός μιας εξιδανικευμένης σφαιρικής κατάρρευσης δείχνει ότι σε σύντομο χρονικό διάστημα η ύλη κάτω από τον ορίζοντα γεγονότων συμπιέζεται σε ένα σημείο όπου επιτυγχάνονται απείρως υψηλές τιμές πυκνότητας και βαρύτητας. Ένα τέτοιο σημείο ονομάζεται «μοναδικότητα». Επί πλέον, μαθηματική ανάλυσηδείχνει ότι εάν έχει προκύψει ένας ορίζοντας γεγονότων, τότε ακόμη και μια μη σφαιρική κατάρρευση οδηγεί σε μια μοναδικότητα. Ωστόσο, αυτό ισχύει μόνο εάν γενική θεωρίαΗ σχετικότητα είναι εφαρμόσιμη σε πολύ μικρές χωρικές κλίμακες, κάτι που δεν είναι ακόμη σίγουρο. Οι κβαντικοί νόμοι λειτουργούν στον μικρόκοσμο και η κβαντική θεωρία της βαρύτητας δεν έχει ακόμη δημιουργηθεί. Είναι σαφές ότι τα κβαντικά φαινόμενα δεν μπορούν να σταματήσουν ένα αστέρι από την κατάρρευση σε μια μαύρη τρύπα, αλλά θα μπορούσαν να αποτρέψουν την εμφάνιση μιας μοναδικότητας.
Μελετώντας τις θεμελιώδεις ιδιότητες της ύλης και του χωροχρόνου, οι φυσικοί θεωρούν τη μελέτη των μαύρων τρυπών μία από τις πιο σημαντικές περιοχές, αφού οι κρυφές ιδιότητες της βαρύτητας εμφανίζονται κοντά σε μαύρες τρύπες. Για τη συμπεριφορά της ύλης και της ακτινοβολίας σε ασθενή βαρυτικά πεδία, διάφορες θεωρίες βαρύτητας δίνουν σχεδόν δυσδιάκριτες προβλέψεις, ωστόσο, δυνατά χωράφιαχαρακτηριστικό των μαύρων τρυπών, οι προβλέψεις των διαφόρων θεωριών διαφέρουν σημαντικά, γεγονός που δίνει το κλειδί για τον εντοπισμό των καλύτερων μεταξύ τους. Στο πλαίσιο της πιο δημοφιλής σήμερα θεωρίας της βαρύτητας - της γενικής σχετικότητας του Αϊνστάιν - οι ιδιότητες των μαύρων οπών έχουν μελετηθεί με μεγάλη λεπτομέρεια. Εδώ είναι μερικά από τα πιο σημαντικά:
1) Κοντά σε μια μαύρη τρύπα, ο χρόνος κυλά πιο αργά παρά μακριά από αυτήν. Εάν ένας μακρινός παρατηρητής ρίξει ένα αναμμένο φανάρι προς τη μαύρη τρύπα, θα δει πώς το φανάρι θα πέφτει όλο και πιο γρήγορα, αλλά στη συνέχεια, πλησιάζοντας την επιφάνεια του Schwarzschild, θα αρχίσει να επιβραδύνεται και το φως του θα χαμηλώσει και θα κοκκινίσει (από ρυθμός ταλάντωσης όλων των ατόμων και των μορίων του). Από τη σκοπιά ενός μακρινού παρατηρητή, το φανάρι πρακτικά θα σταματήσει και θα γίνει αόρατο, αποτυγχάνοντας να διασχίσει την επιφάνεια της μαύρης τρύπας. Αλλά αν ο ίδιος ο παρατηρητής πηδούσε εκεί μαζί με το φανάρι, τότε σε σύντομο χρονικό διάστημα θα διέσχιζε την επιφάνεια του Schwarzschild και θα έπεφτε στο κέντρο της μαύρης τρύπας, ενώ θα σχιζόταν από τις ισχυρές παλιρροϊκές βαρυτικές δυνάμεις της που προκύπτουν από τη διαφορά στην έλξη στο διαφορετικές αποστάσεις από το κέντρο.
2) Ανεξάρτητα από το πόσο πολύπλοκο είναι το αρχικό σώμα, αφού συμπιεστεί σε μια μαύρη τρύπα, ένας εξωτερικός παρατηρητής μπορεί να προσδιορίσει μόνο τρεις από τις παραμέτρους του: συνολική μάζα, γωνιακή ορμή (που σχετίζεται με την περιστροφή) και ηλεκτρικό φορτίο. Όλα τα άλλα χαρακτηριστικά του σώματος (σχήμα, κατανομή πυκνότητας, χημική σύνθεσηκ.λπ.) «σβήνονται» κατά την κατάρρευση. Ότι, σε έναν εξωτερικό παρατηρητή, η δομή μιας μαύρης τρύπας φαίνεται εξαιρετικά απλή, ο John Wheeler το είπε χαριτολογώντας: «Μια μαύρη τρύπα δεν έχει τρίχες».
Κατά τη διαδικασία της κατάρρευσης ενός αστεριού σε μια μαύρη τρύπα σε ένα μικρό κλάσμα του δευτερολέπτου (σύμφωνα με το ρολόι ενός μακρινού παρατηρητή), όλα τα εξωτερικά χαρακτηριστικά του που σχετίζονται με την αρχική ανομοιογένεια εκπέμπονται με τη μορφή βαρυτικών και ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων. Η προκύπτουσα ακίνητη μαύρη τρύπα «ξεχνάει» όλες τις πληροφορίες για το αρχικό αστέρι, εκτός από τρεις ποσότητες: συνολική μάζα, γωνιακή ορμή (που σχετίζεται με την περιστροφή) και ηλεκτρικό φορτίο. Μελετώντας μια μαύρη τρύπα, δεν είναι πλέον δυνατό να γνωρίζουμε αν το αρχικό αστέρι αποτελούνταν από ύλη ή αντιύλη, αν ήταν επιμήκη ή πεπλατυσμένο κ.λπ. Κάτω από πραγματικές αστροφυσικές συνθήκες, μια φορτισμένη μαύρη τρύπα θα προσελκύσει σωματίδια του αντίθετου σημείου από το διαστρικό μέσο και το φορτίο της θα γίνει γρήγορα μηδενικό. Το εναπομείναν ακίνητο αντικείμενο θα είναι είτε μια μη περιστρεφόμενη "μαύρη τρύπα Schwarzschild", η οποία χαρακτηρίζεται μόνο από μάζα, είτε μια περιστρεφόμενη "μαύρη τρύπα Kerr", η οποία χαρακτηρίζεται από μάζα και γωνιακή ορμή.
3) Εάν το αρχικό σώμα περιστράφηκε, τότε ένα βαρυτικό πεδίο «δίνης» διατηρείται γύρω από τη μαύρη τρύπα, παρασύροντας όλα τα γειτονικά σώματα σε μια περιστροφική κίνηση γύρω από αυτήν. Το βαρυτικό πεδίο μιας περιστρεφόμενης μαύρης τρύπας ονομάζεται πεδίο Kerr (ο μαθηματικός Roy Kerr βρήκε μια λύση στις αντίστοιχες εξισώσεις το 1963). Αυτό το φαινόμενο είναι χαρακτηριστικό όχι μόνο για μια μαύρη τρύπα, αλλά για κάθε περιστρεφόμενο σώμα, ακόμα και για τη Γη. Για το λόγο αυτό, ένα ελεύθερα περιστρεφόμενο γυροσκόπιο τοποθετημένο σε έναν τεχνητό δορυφόρο της Γης βιώνει αργή μετάπτωση σε σχέση με μακρινά αστέρια. Κοντά στη Γη, αυτό το φαινόμενο είναι ελάχιστα αισθητό, αλλά κοντά σε μια μαύρη τρύπα, είναι πολύ πιο έντονο: η ταχύτητα της μετάπτωσης ενός γυροσκόπιου μπορεί να χρησιμοποιηθεί για τη μέτρηση της γωνιακής ορμής μιας μαύρης τρύπας, αν και η ίδια δεν είναι ορατή.
Όσο πιο κοντά πλησιάζουμε στον ορίζοντα της μαύρης τρύπας, τόσο πιο δυνατό γίνεται το φαινόμενο της οπισθέλκουσας». πεδίο στροβιλισμούΠριν φτάσουμε στον ορίζοντα, θα βρισκόμαστε στην επιφάνεια, όπου η έλξη γίνεται τόσο ισχυρή που κανένας παρατηρητής δεν μπορεί να παραμείνει ακίνητος (δηλ. να είναι "στατικός") σε σχέση με μακρινά αστέρια. Σε αυτήν την επιφάνεια (που ονομάζεται όριο στατικότητας) και μέσα Σε αυτή την περίπτωση, όλα τα αντικείμενα πρέπει να περιστρέφονται γύρω από τη μαύρη τρύπα στην ίδια κατεύθυνση που περιστρέφεται η ίδια η τρύπα. Ανεξάρτητα από το πόση ισχύ αναπτύσσουν οι κινητήρες αεριωθουμένων της, ένας παρατηρητής μέσα στο στατικό όριο δεν μπορεί ποτέ να σταματήσει την περιστροφική του κίνηση σε σχέση με μακρινά αστέρια .
Το στατικό όριο βρίσκεται παντού έξω από τον ορίζοντα και τον αγγίζει μόνο σε δύο σημεία, όπου και τα δύο τέμνονται με τον άξονα περιστροφής της μαύρης τρύπας. Η περιοχή του χωροχρόνου που βρίσκεται μεταξύ του ορίζοντα και του ορίου της στατικής ονομάζεται εργοσφαιρία. Ένα αντικείμενο που έχει πέσει στην εργόσφαιρα μπορεί ακόμα να ξεσπάσει. Επομένως, παρόλο που η μαύρη τρύπα «τρώει τα πάντα και δεν αφήνει να φύγουν», εντούτοις, μια ανταλλαγή ενέργειας μεταξύ αυτής και του εξωτερικού χώρου είναι δυνατή. Για παράδειγμα, σωματίδια ή κβάντα που πετούν μέσα από την εργοσφαίρα μπορούν να παρασύρουν την ενέργεια της περιστροφής της.
4) Όλη η ύλη μέσα στον ορίζοντα γεγονότων μιας μαύρης τρύπας πέφτει αναγκαστικά στο κέντρο της και σχηματίζει μια ιδιομορφία με απείρως υψηλή πυκνότητα. Ο Άγγλος φυσικός Stephen Hawking ορίζει τη μοναδικότητα ως «το μέρος όπου καταρρέει η κλασική έννοια του χώρου και του χρόνου, καθώς και όλοι οι γνωστοί νόμοι της φυσικής, αφού όλοι διατυπώνονται με βάση τον κλασικό χωροχρόνο».
5) Επιπλέον, ο S. Hawking ανακάλυψε την πιθανότητα μιας πολύ αργής αυθόρμητης κβαντικής «εξάτμισης» των μαύρων οπών. Το 1974, απέδειξε ότι οι μαύρες τρύπες (όχι μόνο περιστρεφόμενες, αλλά οποιεσδήποτε) μπορούν να εκπέμπουν ύλη και ακτινοβολία, αλλά αυτό θα γίνει αντιληπτό μόνο εάν η μάζα της ίδιας της τρύπας είναι σχετικά μικρή. Ένα ισχυρό βαρυτικό πεδίο κοντά σε μια μαύρη τρύπα θα πρέπει να δημιουργεί ζεύγη σωματιδίων-αντισωματιδίων. Ένα από τα σωματίδια κάθε ζεύγους απορροφάται από την τρύπα και το δεύτερο εκπέμπεται έξω. Για παράδειγμα, μια μαύρη τρύπα με μάζα 10 12 kg θα πρέπει να συμπεριφέρεται σαν σώμα με θερμοκρασία 10 11 K, εκπέμποντας πολύ σκληρές ακτίνες γάμμα και σωματίδια. Η ιδέα της «εξάτμισης» των μαύρων οπών έρχεται σε πλήρη αντίθεση με την κλασική ιδέα ότι είναι σώματα ανίκανα να ακτινοβολούν.
4. Αναζήτηση για μαύρες τρύπες
Οι υπολογισμοί στο πλαίσιο της γενικής σχετικότητας δείχνουν μόνο την πιθανότητα ύπαρξης μαύρων οπών, αλλά σε καμία περίπτωση δεν αποδεικνύουν την παρουσία τους σε πραγματικό κόσμο, η ανακάλυψη μιας μαύρης τρύπας θα ήταν ένα σημαντικό βήμα στην ανάπτυξη της φυσικής. Η αναζήτηση για απομονωμένες μαύρες τρύπες στο διάστημα είναι απίστευτα δύσκολη: πρέπει να παρατηρήσετε ένα μικρό σκοτεινό αντικείμενο με φόντο το κοσμικό μαύρο. Αλλά υπάρχει ελπίδα να ανιχνευθεί μια μαύρη τρύπα από την αλληλεπίδρασή της με τα γύρω αστρονομικά σώματα, με τη χαρακτηριστική επιρροή της σε αυτά.
Λαμβάνοντας υπόψη τις πιο σημαντικές ιδιότητες των μαύρων τρυπών (μεγέθυνση, συμπαγή και αορατότητα), οι αστρονόμοι σταδιακά ανέπτυξαν μια στρατηγική για την αναζήτησή τους. Ο ευκολότερος τρόπος ανίχνευσης μιας μαύρης τρύπας είναι η βαρυτική της αλληλεπίδραση με τη γύρω ύλη, για παράδειγμα, με κοντινά αστέρια. Οι προσπάθειες ανίχνευσης αόρατων ογκωδών συντρόφων σε δυαδικά αστέρια δεν ήταν επιτυχείς. Αλλά μετά την εκτόξευση τηλεσκοπίων ακτίνων Χ σε τροχιά, αποδείχθηκε ότι οι μαύρες τρύπες εκδηλώνονται ενεργά σε στενά δυαδικά συστήματα, όπου παίρνουν την ύλη από ένα γειτονικό αστέρι και την απορροφούν, θερμαίνοντάς την σε θερμοκρασία εκατομμυρίων βαθμών και καθιστώντας την πηγή ακτινοβολίας ακτίνων Χ για μικρό χρονικό διάστημα.
Δεδομένου ότι σε ένα δυαδικό σύστημα μια μαύρη τρύπα σε συνδυασμό με ένα κανονικό αστέρι περιστρέφεται γύρω από ένα κοινό κέντρο μάζας, χρησιμοποιώντας το φαινόμενο Doppler, είναι δυνατό να μετρηθεί η ταχύτητα του άστρου και να προσδιοριστεί η μάζα του αόρατου συντρόφου του. Οι αστρονόμοι έχουν ήδη εντοπίσει δεκάδες δυαδικά συστήματα όπου η μάζα του αόρατου συντρόφου υπερβαίνει τις 3 ηλιακές μάζες και χαρακτηριστικές εκδηλώσεις της δραστηριότητας της ύλης που κινείται γύρω από ένα συμπαγές αντικείμενο είναι αισθητές, για παράδειγμα, πολύ γρήγορες διακυμάνσεις στη φωτεινότητα των ρευμάτων θερμού αερίου που περιστρέφονται γρήγορα γύρω από ένα αόρατο σώμα.
Ιδιαίτερα πολλά υποσχόμενο είναι το δυαδικό αστέρι ακτίνων Χ V404 Cygnus, η μάζα του αόρατου συστατικού του οποίου υπολογίζεται σε τουλάχιστον 6 ηλιακές μάζες. Άλλες υποψήφιες μαύρες τρύπες είναι στα δυαδικά συστήματα Cygnus X-1, LMC X-3, V616 Unicorn, QZ Chanterelles, καθώς και στα novae ακτίνων Χ Ophiuchus 1977, Fly 1981 και Scorpio 1994. Σχεδόν όλα βρίσκονται μέσα στον Γαλαξία μας και το σύστημα LMC X-3 βρίσκεται στον γαλαξία Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου κοντά μας.
Μια άλλη κατεύθυνση στην αναζήτηση των μαύρων τρυπών είναι η μελέτη των πυρήνων των γαλαξιών. Τεράστιες μάζες ύλης συσσωρεύονται και συμπυκνώνονται σε αυτά, τα αστέρια συγκρούονται και συγχωνεύονται, έτσι μπορούν να σχηματιστούν υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες, υπερβαίνοντας τη μάζα του Ήλιου κατά εκατομμύρια φορές. Προσελκύουν τα γύρω αστέρια προς το μέρος τους, δημιουργώντας μια κορυφή φωτεινότητας στο κέντρο του γαλαξία. Καταστρέφουν τα αστέρια που πετούν κοντά τους, η ύλη του οποίου σχηματίζει έναν δίσκο προσαύξησης γύρω από τη μαύρη τρύπα και εκτινάσσεται εν μέρει κατά μήκος του άξονα του δίσκου με τη μορφή γρήγορων πίδακες και ροών σωματιδίων. Δεν πρόκειται για κερδοσκοπική θεωρία, αλλά για διεργασίες που παρατηρούνται πραγματικά στους πυρήνες ορισμένων γαλαξιών και υποδεικνύουν την παρουσία σε αυτούς μαύρων οπών με μάζες έως και αρκετά δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες. ΣΤΟ πρόσφατους χρόνουςέχουν ληφθεί πολύ πειστικά στοιχεία ότι στο κέντρο του Γαλαξία μας υπάρχει μια μαύρη τρύπα με μάζα περίπου 2,5 εκατομμυρίων ηλιακών μαζών.
Είναι πιθανό ότι οι πιο ισχυρές διαδικασίες απελευθέρωσης ενέργειας στο Σύμπαν συμβαίνουν με τη συμμετοχή μαύρων τρυπών. Θεωρούνται η πηγή δραστηριότητας στους πυρήνες των κβάζαρ - νεαροί τεράστιοι γαλαξίες. Είναι η γέννησή τους, σύμφωνα με τους αστροφυσικούς, που χαρακτηρίζεται από τις πιο ισχυρές εκρήξεις στο Σύμπαν, που εκδηλώνονται ως εκρήξεις ακτίνων γάμμα.
5. Θερμοδυναμική και εξάτμιση μαύρων οπών
Η έννοια της μαύρης τρύπας ως απολύτως απορροφητικού αντικειμένου διορθώθηκε από τον S. Hawking το 1975. Μελετώντας τη συμπεριφορά των κβαντικών πεδίων κοντά σε μια μαύρη τρύπα, προέβλεψε ότι μια μαύρη τρύπα αναγκαστικά θα ακτινοβολούσε σωματίδια στο διάστημα και έτσι θα χάσει μάζα. Αυτό το φαινόμενο ονομάζεται ακτινοβολία Hawking (εξάτμιση). Για να το πούμε απλά, το βαρυτικό πεδίο πολώνει το κενό, με αποτέλεσμα να είναι δυνατός ο σχηματισμός όχι μόνο εικονικών, αλλά και πραγματικών ζευγών σωματιδίου-αντισωματιδίου. Ένα από τα σωματίδια, που αποδείχθηκε ότι ήταν ακριβώς κάτω από τον ορίζοντα γεγονότων, πέφτει στη μαύρη τρύπα και το άλλο, που αποδείχθηκε ότι ήταν ακριβώς πάνω από τον ορίζοντα, πετά μακριά, αφαιρώντας την ενέργεια (δηλαδή μέρος του μάζα) της μαύρης τρύπας. Η ισχύς ακτινοβολίας μιας μαύρης τρύπας είναι
Η σύνθεση της ακτινοβολίας εξαρτάται από το μέγεθος της μαύρης τρύπας: για τις μεγάλες μαύρες τρύπες, αυτά είναι κυρίως φωτόνια και νετρίνα, ενώ βαριά σωματίδια αρχίζουν να εμφανίζονται στο φάσμα των ελαφρών μαύρων οπών. Το φάσμα της ακτινοβολίας Hawking για πεδία χωρίς μάζα αποδείχθηκε ότι συμπίπτει αυστηρά με την ακτινοβολία ενός απολύτως μαύρου σώματος, το οποίο κατέστησε δυνατή την εκχώρηση θερμοκρασίας στη μαύρη τρύπα
,
όπου είναι η μειωμένη σταθερά Planck, c είναι η ταχύτητα του φωτός, k είναι η σταθερά Boltzmann, G είναι η σταθερά βαρύτητας, M είναι η μάζα της μαύρης τρύπας.
Σε αυτή τη βάση, χτίστηκε η θερμοδυναμική των μαύρων οπών, συμπεριλαμβανομένης της βασικής ιδέας της εντροπίας μιας μαύρης τρύπας, η οποία αποδείχθηκε ότι ήταν ανάλογη με την περιοχή του ορίζοντα γεγονότων της:
όπου Α είναι η περιοχή του ορίζοντα γεγονότων.
Ο ρυθμός εξάτμισης μιας μαύρης τρύπας είναι όσο μεγαλύτερος, τόσο μικρότερο είναι το μέγεθός της. Η εξάτμιση μαύρων οπών αστρικών (και ιδιαίτερα γαλαξιακών) κλίμακων μπορεί να παραμεληθεί, ωστόσο, για τις πρωτογενείς και ειδικά για τις κβαντικές μαύρες τρύπες, οι διαδικασίες εξάτμισης γίνονται κεντρικές.
Λόγω της εξάτμισης, όλες οι μαύρες τρύπες χάνουν μάζα και η διάρκεια ζωής τους αποδεικνύεται πεπερασμένη:
.
Ταυτόχρονα, η ένταση της εξάτμισης αυξάνεται σαν χιονοστιβάδα και Το τελικό στάδιοΗ εξέλιξη έχει τον χαρακτήρα μιας έκρηξης, για παράδειγμα, μια μαύρη τρύπα με μάζα 1000 τόνων θα εξατμιστεί σε περίπου 84 δευτερόλεπτα, απελευθερώνοντας ενέργεια ίση με μια έκρηξη περίπου δέκα εκατομμυρίων ατομικές βόμβεςμέσης ισχύος.
Ταυτόχρονα, μεγάλες μαύρες τρύπες, των οποίων η θερμοκρασία είναι χαμηλότερη από τη θερμοκρασία της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου του Σύμπαντος (2,7 K), μπορούν να αναπτυχθούν μόνο στο παρόν στάδιο ανάπτυξης του Σύμπαντος, καθώς η ακτινοβολία που εκπέμπουν έχει λιγότερη ενέργεια από την απορροφούμενη ακτινοβολία. Αυτή η διαδικασία θα διαρκέσει μέχρι να κρυώσει το αέριο φωτονίων της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου μικροκυμάτων ως αποτέλεσμα της διαστολής του Σύμπαντος.
Χωρίς μια κβαντική θεωρία της βαρύτητας, είναι αδύνατο να περιγραφεί το τελικό στάδιο της εξάτμισης, όταν οι μαύρες τρύπες γίνονται μικροσκοπικές (κβαντικές). Σύμφωνα με ορισμένες θεωρίες, μετά την εξάτμιση θα πρέπει να υπάρχει μια «στάχτη» - μια ελάχιστη μαύρη τρύπα Planck.
6. Πτώση σε μαύρη τρύπα
Φανταστείτε πώς θα πρέπει να είναι η πτώση σε μια μαύρη τρύπα Schwarzschild. Ένα σώμα που πέφτει ελεύθερα υπό την επίδραση βαρυτικών δυνάμεων βρίσκεται σε κατάσταση έλλειψης βαρύτητας. Ένα σώμα που πέφτει θα βιώσει τη δράση των παλιρροϊκών δυνάμεων που τεντώνουν το σώμα στην ακτινική κατεύθυνση και το συμπιέζουν στην εφαπτομενική κατεύθυνση. Το μέγεθος αυτών των δυνάμεων αυξάνεται και τείνει στο άπειρο στο . Κάποια στιγμή στον κατάλληλο χρόνο, το σώμα θα διασχίσει τον ορίζοντα γεγονότων. Από την άποψη ενός παρατηρητή που πέφτει με το σώμα, αυτή η στιγμή δεν διακρίνεται με τίποτα, αλλά πλέον δεν υπάρχει επιστροφή. Το σώμα καταλήγει στο λαιμό (η ακτίνα του στο σημείο που βρίσκεται το σώμα είναι ), ο οποίος συστέλλεται τόσο γρήγορα που δεν είναι πλέον δυνατό να πετάξει έξω από αυτόν μέχρι τη στιγμή της τελικής κατάρρευσης (αυτή είναι η μοναδικότητα), ακόμη και κινείται με την ταχύτητα του φωτός.
Ας εξετάσουμε τώρα τη διαδικασία της πτώσης ενός σώματος σε μια μαύρη τρύπα από την οπτική γωνία ενός μακρινού παρατηρητή. Αφήστε, για παράδειγμα, το σώμα να είναι φωτεινό και, επιπλέον, να στείλει σήματα πίσω σε μια συγκεκριμένη συχνότητα. Στην αρχή, ένας απομακρυσμένος παρατηρητής θα δει ότι το σώμα βρίσκεται σε διαδικασία ελεύθερη πτώση, σταδιακά επιταχύνεται υπό τη δράση της βαρύτητας προς το κέντρο. Το χρώμα του σώματος δεν αλλάζει, η συχνότητα των ανιχνευόμενων σημάτων είναι σχεδόν σταθερή. Ωστόσο, καθώς το σώμα αρχίζει να πλησιάζει τον ορίζοντα γεγονότων, τα φωτόνια που προέρχονται από το σώμα θα βιώνουν όλο και περισσότερη βαρυτική μετατόπιση προς το κόκκινο. Επιπλέον, λόγω του βαρυτικού πεδίου, όλες οι φυσικές διεργασίες από την οπτική γωνία ενός μακρινού παρατηρητή θα πάνε πιο αργά και πιο αργά από τη διαστολή του χρόνου βαρύτητας: ένα ρολόι που είναι σταθερό στην ακτινική συντεταγμένη r χωρίς περιστροφή () θα πάει πιο αργά από ό,τι απείρως απομακρυσμένο σε 
μια φορά. Θα φαίνεται ότι το σώμα - στην εξαιρετικά πεπλατυσμένη του μορφή - θα επιβραδύνει καθώς πλησιάζει τον ορίζοντα των γεγονότων και τελικά θα σταματήσει εικονικά. Η συχνότητα του σήματος θα πέσει απότομα. Το μήκος κύματος του φωτός που εκπέμπεται από το σώμα θα αυξηθεί γρήγορα, έτσι ώστε το φως να μετατραπεί γρήγορα σε ραδιοκύματα και στη συνέχεια σε ηλεκτρομαγνητικές ταλαντώσεις χαμηλής συχνότητας, που δεν θα είναι πλέον δυνατό να διορθωθούν. Ο παρατηρητής δεν θα δει ποτέ το σώμα να διασχίζει τον ορίζοντα γεγονότων και με αυτή την έννοια, η πτώση στη μαύρη τρύπα θα διαρκέσει επ' αόριστον. Υπάρχει, ωστόσο, μια στιγμή, από την οποία ένας μακρινός παρατηρητής δεν θα μπορεί πλέον να επηρεάσει το σώμα που πέφτει. Μια δέσμη φωτός που στέλνεται μετά από αυτό το σώμα είτε δεν θα το φτάσει ποτέ καθόλου, είτε θα φτάσει ήδη πέρα από τον ορίζοντα. Επιπλέον, η απόσταση μεταξύ του σώματος και του ορίζοντα γεγονότων, καθώς και το «πάχος» ενός πεπλατυσμένου (από την άποψη ενός εξωτερικού παρατηρητή) σώματος, θα φτάσει γρήγορα το μήκος Planck και (από μαθηματική άποψη ) θα συνεχίσει να μειώνεται. Για έναν πραγματικό φυσικό παρατηρητή (μια κορυφαία μέτρηση με το σφάλμα Planck), αυτό ισοδυναμεί με το γεγονός ότι η μάζα της μαύρης τρύπας θα αυξηθεί κατά τη μάζα του σώματος που πέφτει, πράγμα που σημαίνει ότι η ακτίνα του ορίζοντα γεγονότων θα αυξηθεί και το σώμα που πέφτει θα βρίσκεται «μέσα» στον ορίζοντα γεγονότων σε έναν πεπερασμένο χρόνο.
Η διαδικασία της βαρυτικής κατάρρευσης θα μοιάζει παρόμοια για έναν μακρινό παρατηρητή. Στην αρχή, η ύλη θα ορμήσει προς το κέντρο, αλλά κοντά στον ορίζοντα γεγονότων θα αρχίσει να επιβραδύνεται απότομα, η ακτινοβολία της θα πάει στην περιοχή του ραδιοφώνου και ως αποτέλεσμα, ένας μακρινός παρατηρητής θα δει ότι το αστέρι έχει σβήσει.
7. Τύποι μαύρων τρυπών
Α) υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες
Οι διογκωμένες πολύ μεγάλες μαύρες τρύπες, σύμφωνα με τις σύγχρονες αντιλήψεις, αποτελούν τον πυρήνα των περισσότερων γαλαξιών. Αυτά περιλαμβάνουν την τεράστια μαύρη τρύπα στον πυρήνα του γαλαξία μας - Τοξότης Α*.
Προς το παρόν, η ύπαρξη μαύρων οπών αστρικής και γαλαξιακής κλίμακας θεωρείται από τους περισσότερους επιστήμονες αξιόπιστα αποδεδειγμένη από αστρονομικές παρατηρήσεις.
Αμερικανοί αστρονόμοι ανακάλυψαν ότι οι μάζες των υπερμεγέθων μαύρων τρυπών μπορούν να υποτιμηθούν σημαντικά. Οι ερευνητές διαπίστωσαν ότι για να κινηθούν τα αστέρια στον γαλαξία M87 (ο οποίος βρίσκεται σε απόσταση 50 εκατομμυρίων ετών φωτός από τη Γη), όπως παρατηρείται τώρα, η μάζα της κεντρικής μαύρης τρύπας πρέπει να είναι τουλάχιστον 6,4 δισεκατομμύρια ηλιακή μάζες, δηλαδή διπλάσια από την τρέχουσα εκτίμηση του πυρήνα του M87, που είναι 3 δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες.
Β) Αρχέγονες μαύρες τρύπες
Οι αρχέγονες μαύρες τρύπες έχουν επί του παρόντος την κατάσταση μιας υπόθεσης. Εάν στις αρχικές στιγμές της ζωής του Σύμπαντος υπήρχαν αρκετές αποκλίσεις από την ομοιογένεια του βαρυτικού πεδίου και την πυκνότητα της ύλης, τότε θα μπορούσαν να σχηματιστούν μαύρες τρύπες από αυτές μέσω κατάρρευσης. Ταυτόχρονα, η μάζα τους δεν περιορίζεται από κάτω, όπως στην αστρική κατάρρευση - η μάζα τους θα μπορούσε πιθανότατα να είναι αρκετά μικρή. Η ανίχνευση αρχέγονων μαύρων οπών παρουσιάζει ιδιαίτερο ενδιαφέρον σε σχέση με τη δυνατότητα μελέτης του φαινομένου της εξάτμισης της μαύρης τρύπας.
Γ) κβαντικές μαύρες τρύπες
Υποτίθεται ότι οι σταθερές μικροσκοπικές μαύρες τρύπες, οι λεγόμενες κβαντικές μαύρες τρύπες, μπορούν να εμφανιστούν ως αποτέλεσμα πυρηνικών αντιδράσεων. Για μια μαθηματική περιγραφή τέτοιων αντικειμένων, χρειάζεται μια κβαντική θεωρία της βαρύτητας. Ωστόσο, από γενικές εκτιμήσεις, είναι πολύ πιθανό το φάσμα μάζας των μαύρων οπών να είναι διακριτό και να υπάρχει μια ελάχιστη μαύρη τρύπα - η μαύρη τρύπα Planck. Η μάζα του είναι περίπου 10 −5 g, η ακτίνα του είναι 10 −35 μ. Το μήκος κύματος Compton μιας μαύρης τρύπας Planck είναι ίσο κατά σειρά μεγέθους με την βαρυτική ακτίνα της.
συμπέρασμα
Έτσι, όλα τα «στοιχειώδη αντικείμενα» μπορούν να χωριστούν σε στοιχειώδη σωματίδια (το μήκος κύματος τους είναι μεγαλύτερο από την βαρυτική τους ακτίνα) και σε μαύρες τρύπες (το μήκος κύματος είναι μικρότερο από την ακτίνα βαρύτητας). Η μαύρη τρύπα του Πλανκ είναι ένα οριακό αντικείμενο, γι' αυτήν μπορείτε να βρείτε το όνομα maximon, υποδεικνύοντας ότι είναι το βαρύτερο από τα πιθανά στοιχειώδη σωματίδια. Ένας άλλος όρος που χρησιμοποιείται μερικές φορές για να αναφέρεται σε αυτό είναι το πλαγκέον.
Ακόμα κι αν υπάρχουν κβαντικές μαύρες τρύπες, η διάρκεια ζωής τους είναι εξαιρετικά μικρή, καθιστώντας την άμεση ανίχνευσή τους πολύ προβληματική.
Πρόσφατα, έχουν προταθεί πειράματα για την εύρεση στοιχείων για την εμφάνιση μαύρων τρυπών πυρηνικές αντιδράσεις. Ωστόσο, για την άμεση σύνθεση μιας μαύρης τρύπας σε έναν επιταχυντή, απαιτείται ενέργεια 10 26 eV, ανέφικτη σήμερα. Προφανώς, οι εικονικές ενδιάμεσες μαύρες τρύπες μπορούν να εμφανιστούν σε αντιδράσεις υπερυψηλής ενέργειας.
Βιβλιογραφία
1. Karpenkov S.Kh. Έννοιες σύγχρονη φυσική επιστήμη, Μ, Ανώτερο. σχολείο 2003
2. http://nrc.edu.ru/est/pos/24.html
3. http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/CHERNAYA_DIRA.html
Αστρονόμοι από το Πανεπιστήμιο του Οχάιο ανακοίνωσαν πρόσφατα ότι ο ασυνήθιστος διπλός πυρήνας στον γαλαξία της Ανδρομέδας οφείλεται σε ένα σμήνος αστεριών που περιφέρεται σε ελλειπτικές τροχιές γύρω από κάποιο τεράστιο αντικείμενο, πιθανότατα μια μαύρη τρύπα. Αυτά τα συμπεράσματα έγιναν με βάση δεδομένα που ελήφθησαν με τη βοήθεια του διαστημικό τηλεσκόπιοΧαμπλ. Ο διπλός πυρήνας της Ανδρομέδας ανακαλύφθηκε για πρώτη φορά στη δεκαετία του '70, αλλά μόλις στα μέσα της δεκαετίας του '90 παρουσιάστηκε η θεωρία των μαύρων τρυπών.
Η ιδέα ότι υπάρχουν μαύρες τρύπες στους πυρήνες των γαλαξιών δεν είναι καινούργια.
Υπάρχει ακόμη και κάθε λόγος να πιστεύουμε ότι ο Γαλαξίας - ο γαλαξίας στον οποίο ανήκει η Γη - έχει μια μεγάλη μαύρη τρύπα στον πυρήνα του, η μάζα της οποίας είναι 3 εκατομμύρια φορές η μάζα του Ήλιου. Ωστόσο, είναι πιο εύκολο να εξερευνήσετε τον πυρήνα του γαλαξία της Ανδρομέδας, ο οποίος βρίσκεται σε απόσταση 2 εκατομμυρίων ετών φωτός από εμάς, παρά τον πυρήνα του γαλαξία μας, στον οποίο το φως ταξιδεύει μόνο 30 χιλιάδες χρόνια - δεν μπορείτε να δείτε το δάσος για τα δέντρα.
Οι επιστήμονες προσομοιώνουν τις συγκρούσεις μαύρης τρύπας
Εφαρμογή αριθμητικής προσομοίωσης σε υπερυπολογιστές για την αποσαφήνιση της φύσης και της συμπεριφοράς των μαύρων οπών, η μελέτη των βαρυτικών κυμάτων.
Για πρώτη φορά επιστήμονες από το ινστιτούτο βαρυτική φυσική(Max-Planck-Institut fur Gravitationsphysik), γνωστό και ως «Ινστιτούτο Άλμπερτ Αϊνστάιν» και βρίσκεται στο Χολμ, ένα προάστιο του Πότσνταμ (Γερμανία), προσομοίωσε τη συγχώνευση δύο μαύρων τρυπών. Η προγραμματισμένη ανίχνευση βαρυτικών κυμάτων που εκπέμπονται από τις δύο μαύρες τρύπες που συγχωνεύονται απαιτεί πλήρεις τρισδιάστατες προσομοιώσεις σε υπερυπολογιστές.
Οι μαύρες τρύπες είναι τόσο πυκνές που δεν αντανακλούν ούτε εκπέμπουν καθόλου φως, γι' αυτό και είναι τόσο δύσκολο να εντοπιστούν. Ωστόσο, σε λίγα χρόνια, οι επιστήμονες ελπίζουν σε μια σημαντική αλλαγή σε αυτόν τον τομέα.
Τα βαρυτικά κύματα, που κυριολεκτικά γεμίζουν το διάστημα, στις αρχές του επόμενου αιώνα μπορούν να ανιχνευθούν με τη βοήθεια νέων μέσων.
Οι επιστήμονες με επικεφαλής τον καθηγητή Ed Seidel (Dr. Ed Seidel) προετοιμάζουν αριθμητικές προσομοιώσεις για τέτοιες μελέτες, οι οποίες θα είναι ένας αξιόπιστος τρόπος για τους παρατηρητές να ανιχνεύσουν τα κύματα που παράγονται από τις μαύρες τρύπες. «Οι συγκρούσεις μαύρων τρυπών είναι μία από τις κύριες πηγές βαρυτικών κυμάτων», είπε ο καθηγητής Seidel, ο οποίος τα τελευταία χρόνιαεπιτυχημένη έρευνα στην προσομοίωση βαρυτικών κυμάτων που εμφανίζονται κατά την καταστροφή μαύρων οπών σε άμεσες συγκρούσεις.
Ωστόσο, η αλληλεπίδραση δύο σπειροειδών μαύρων οπών και η συγχώνευσή τους είναι πιο συνηθισμένη από μια άμεση σύγκρουση και έχει μεγαλύτερη σημασία στην αστρονομία. Τέτοιες εφαπτομενικές συγκρούσεις υπολογίστηκαν για πρώτη φορά από τον Bernd Brugmann στο Ινστιτούτο Albert Einstein.
Ωστόσο, εκείνη την εποχή, λόγω έλλειψης υπολογιστικής ισχύος, δεν μπορούσε να υπολογίσει τόσο θεμελιωδώς σημαντικές λεπτομέρειες όπως το ακριβές ίχνος των εκπεμπόμενων βαρυτικών κυμάτων, το οποίο περιέχει σημαντικές πληροφορίες για τη συμπεριφορά των μαύρων τρυπών κατά τη διάρκεια μιας σύγκρουσης. Ο Brugman δημοσίευσε τα τελευταία αποτελέσματα στο International Journal of Modern Physics.
Στους πρώτους υπολογισμούς του, ο Brugman χρησιμοποίησε τον διακομιστή Origin 2000 του ινστιτούτου. Περιλαμβάνει 32 ξεχωριστούς επεξεργαστές που λειτουργούν παράλληλα με συνολική μέγιστη απόδοση 3 δισεκατομμυρίων λειτουργιών ανά δευτερόλεπτο. Και τον Ιούνιο του τρέχοντος έτους, μια διεθνής ομάδα των Brugmann, Seidel και άλλων εργάζονταν ήδη στον πολύ πιο ισχυρό υπερυπολογιστή Origin 2000 με 256 επεξεργαστές στο Εθνικό Κέντρο Εφαρμογών Υπερυπολογιστών (NCSA). Η ομάδα περιελάμβανε επίσης επιστήμονες από
Louis University (ΗΠΑ) και από το ερευνητικό κέντρο Konrad-Zuse-Zentrum στο Βερολίνο. Αυτός ο υπερυπολογιστής παρείχε την πρώτη λεπτομερή προσομοίωση των εφαπτομενικών συγκρούσεων μαύρων τρυπών άνισης μάζας, καθώς και τις περιστροφές τους, τις οποίες είχε εξερευνήσει προηγουμένως ο Brugmann. Ο Werner Benger από το Konrad-Zuse-Zentrum κατάφερε μάλιστα να αναπαράγει μια εκπληκτική εικόνα της διαδικασίας σύγκρουσης. Αποδείχθηκε πώς συγχωνεύτηκαν «μαύρα τέρατα» με μάζες από ένα έως αρκετές εκατοντάδες εκατομμύρια ηλιακές μάζες, δημιουργώντας λάμψεις βαρυτικών κυμάτων, που σύντομα θα μπορούσαν να καταγραφούν με ειδικά μέσα.
Ένα από τα πιο σημαντικά αποτελέσματα αυτού ερευνητικό έργοήταν η ανακάλυψη της τεράστιας ενέργειας που εκπέμπεται από τη σύγκρουση των μαύρων οπών με τη μορφή βαρυτικών κυμάτων. Εάν δύο αντικείμενα με μάζες ισοδύναμες με 10 και 15 ηλιακές μάζες πλησιάσουν το ένα το άλλο σε απόσταση μικρότερη από 30 μίλια και συγκρουστούν, τότε η ποσότητα της βαρυτικής ενέργειας αντιστοιχεί στο 1% της μάζας τους. «Αυτή είναι χίλιες φορές μεγαλύτερη από όλη την ενέργεια που απελευθερώνει ο Ήλιος μας τα τελευταία πέντε δισεκατομμύρια χρόνια». σημείωσε ο Μπρούγκμαν. Δεδομένου ότι οι περισσότερες μεγάλες συγκρούσεις στο σύμπαν συμβαίνουν πολύ μακριά από το έδαφος, τα σήματα θα πρέπει να είναι πολύ αδύναμα όταν χτυπούν στο έδαφος.
Η κατασκευή αρκετών ανιχνευτών υψηλής ακρίβειας έχει ξεκινήσει σε όλο τον κόσμο.
Ένα από αυτά, που κατασκευάστηκε από το Ινστιτούτο Max Planck στο πλαίσιο του γερμανο-βρετανικού έργου "Geo 600", είναι ένα συμβολόμετρο λέιζερ μήκους 0,7 μιλίων. Οι επιστήμονες ελπίζουν να μετρήσουν τις παραμέτρους των σύντομων βαρυτικών διαταραχών που συμβαίνουν όταν συγκρούονται οι μαύρες τρύπες, αλλά αναμένουν μόνο μία τέτοια σύγκρουση ετησίως και σε απόσταση περίπου 600 εκατομμυρίων ετών φωτός. Απαιτούνται μοντέλα υπολογιστών για να παρέχουν στους παρατηρητές αξιόπιστες πληροφορίες σχετικά με την ανίχνευση κυμάτων που παράγονται από μαύρες τρύπες. Χάρη στις βελτιώσεις στις δυνατότητες προσομοίωσης υπερυπολογιστών, οι επιστήμονες βρίσκονται στο κατώφλι ενός νέου τύπου πειραματικής φυσικής.
Οι αστρονόμοι λένε ότι γνωρίζουν τη θέση πολλών χιλιάδων μαύρων τρυπών, αλλά δεν είμαστε σε θέση να κάνουμε κανένα πείραμα σε αυτές στη γη. «Μόνο σε μία περίπτωση θα μπορέσουμε να μελετήσουμε τις λεπτομέρειες και να κατασκευάσουμε το αριθμητικό τους μοντέλο στους υπολογιστές μας και να το παρατηρήσουμε», εξήγησε ο καθηγητής Μπέρναρντ Σουτς, διευθυντής του Ινστιτούτου Άλμπερτ Αϊνστάιν. «Πιστεύω ότι η μελέτη των μαύρων τρυπών θα αποτελέσει βασικό ερευνητικό θέμα για τους αστρονόμους την πρώτη δεκαετία του επόμενου αιώνα».
Το αστέρι του δορυφόρου σας επιτρέπει να δείτε τη σκόνη από το σουπερνόβα.
Οι μαύρες τρύπες δεν μπορούν να φανούν άμεσα, αλλά οι αστρονόμοι μπορούν να δουν στοιχεία της ύπαρξής τους όταν αέρια εκρήγνυνται σε ένα συνοδό αστέρι.
Αν ανατινάξεις δυναμίτη, τότε μικροσκοπικά θραύσματα εκρηκτικόςτρυπούν βαθιά σε κοντινά αντικείμενα, αφήνοντας έτσι ανεξίτηλα στοιχεία έκρηξης.
Οι αστρονόμοι βρήκαν ένα παρόμοιο αποτύπωμα σε ένα αστέρι που περιφέρεται γύρω από μια μαύρη τρύπα, όχι χωρίς λόγο να πιστεύουν ότι αυτή η μαύρη τρύπα - ένα πρώην αστέρι που κατέρρευσε τόσο άσχημα που ακόμη και το φως δεν μπορεί να υπερνικήσει τη βαρυτική του δύναμη - ήταν το αποτέλεσμα μιας έκρηξης σουπερνόβα.
Το φως στο σκοτάδι.
Μέχρι εκείνη τη στιγμή, οι αστρονόμοι είχαν παρατηρήσει εκρήξεις σουπερνόβα και είχαν βρει στίγματα στη θέση τους, τα οποία, κατά τη γνώμη τους, είναι μαύρες τρύπες. Νέα ανακάλυψη - πρώτη πραγματική απόδειξησύνδεση μεταξύ ενός γεγονότος και ενός άλλου. (Οι μαύρες τρύπες δεν μπορούν να φανούν άμεσα, αλλά η παρουσία τους μπορεί μερικές φορές να συναχθεί από την επίδραση του βαρυτικού τους πεδίου σε κοντινά αντικείμενα.
Το σύστημα αστεριών και μαύρης τρύπας, που ονομάζεται GRO J1655-40, βρίσκεται περίπου 10.000 έτη φωτός μακριά μέσα στον Γαλαξία μας. Ανακαλύφθηκε το 1994, τράβηξε την προσοχή των αστρονόμων με έντονες εκρήξεις ακτίνων Χ και ένα μπαράζ ραδιοκυμάτων καθώς η μαύρη τρύπα απωθούσε αέρια προς το συνοδό της αστέρι 7,4 εκατομμύρια μίλια μακριά.
Ερευνητές από την Ισπανία και την Αμερική άρχισαν να εξετάζουν προσεκτικά το συντροφικό αστέρι, πιστεύοντας ότι θα μπορούσε να διατηρήσει κάποιο είδος ίχνους, υποδεικνύοντας τη διαδικασία σχηματισμού μιας μαύρης τρύπας.
Πιστεύεται ότι οι μαύρες τρύπες, στο μέγεθος ενός αστεριού, είναι σώματα μεγάλα αστέρια, τα οποία απλώς συρρικνώθηκαν σε αυτό το μέγεθος αφού εξάντλησαν όλο το καύσιμο υδρογόνου τους. Αλλά για λόγους που δεν έχουν γίνει ακόμη κατανοητοί, το αστέρι που ξεθωριάζει μεταμορφώνεται σε σουπερνόβα πριν εκραγεί.
Παρατηρήσεις από το σύστημα GRO J1655-40 τον Αύγουστο και τον Σεπτέμβριο του 1994 κατέστησαν δυνατό να επιβεβαιωθεί ότι τα ρεύματα του εκτινασσόμενου αερίου είχαν ταχύτητα έως και 92% της ταχύτητας του φωτός, γεγονός που απέδειξε εν μέρει την παρουσία μιας μαύρης τρύπας εκεί.
Αστρόσκονη.
Αν δεν κάνουν λάθος οι επιστήμονες, τότε μέρος των αστεριών που εξερράγησαν, που είναι πιθανώς 25-40 φορές μεγαλύτερα από τον Ήλιο μας, μετατράπηκαν σε επιζώντες δορυφόρους.
Αυτά ακριβώς τα δεδομένα έχουν βρει οι αστρονόμοι.
Η ατμόσφαιρα του συντρόφου αστέρα περιείχε υψηλότερη από την κανονική συγκέντρωση οξυγόνου, μαγνησίου, πυριτίου και θείου - βαριά στοιχεία που μπορούν να δημιουργηθούν σε σε μεγάλους αριθμούςμόνο σε θερμοκρασίες των πολλών δισεκατομμυρίων βαθμών που επιτυγχάνονται κατά την έκρηξη ενός σουπερνόβα. Αυτή ήταν η πρώτη απόδειξη που επιβεβαίωσε πραγματικά την εγκυρότητα της θεωρίας ότι μερικές μαύρες τρύπες εμφανίστηκαν για πρώτη φορά ως σουπερνόβα, αφού αυτό που είδαν δεν μπορούσε να γεννηθεί από το αστέρι που παρατήρησαν οι αστρονόμοι.
Η υπόθεση της ύπαρξης μαύρων οπών προτάθηκε για πρώτη φορά από τον Άγγλο αστρονόμο J. Michell το 1783 με βάση τη σωματιδιακή θεωρία του φωτός και τη Νευτώνεια θεωρία της βαρύτητας. Εκείνη την εποχή, η κυματική θεωρία του Huygens και η περίφημη κυματική αρχή του απλώς ξεχάστηκαν. Η κυματική θεωρία δεν βοηθήθηκε από την υποστήριξη ορισμένων αξιοσέβαστων επιστημόνων, ιδίως των διάσημων ακαδημαϊκών της Αγίας Πετρούπολης M.V. Lomonosov και L. Euler. Η λογική του συλλογισμού που οδήγησε τον Michell στην ιδέα της μαύρης τρύπας είναι πολύ απλή: εάν το φως αποτελείται από σωματίδια-σωμάτια του φωτεινού αιθέρα, τότε αυτά τα σωματίδια, όπως και άλλα σώματα, πρέπει να βιώσουν έλξη από το βαρυτικό πεδίο. Κατά συνέπεια, όσο πιο μαζικό είναι το αστέρι (ή ο πλανήτης), τόσο μεγαλύτερη είναι η έλξη από την πλευρά του προς τα σωματίδια και τόσο πιο δύσκολο είναι για το φως να φύγει από την επιφάνεια ενός τέτοιου σώματος.
Περαιτέρω λογική υποδηλώνει ότι τέτοια τεράστια αστέρια μπορούν να υπάρχουν στη φύση, την έλξη των οποίων τα σωματίδια δεν μπορούν πλέον να υπερνικήσουν, και θα φαίνονται πάντα μαύρα σε έναν εξωτερικό παρατηρητή, αν και τα ίδια μπορούν να λάμπουν με μια εκθαμβωτική λάμψη, όπως ο Ήλιος. Φυσικά, αυτό σημαίνει ότι η δεύτερη κοσμική ταχύτητα στην επιφάνεια ενός τέτοιου αστεριού δεν πρέπει να είναι μικρότερη από την ταχύτητα του φωτός. Οι υπολογισμοί του Michell δείχνουν ότι το φως δεν θα φύγει ποτέ από ένα αστέρι εάν η ακτίνα του στη μέση ηλιακή πυκνότητα είναι 500 ηλιακή. Ένα τέτοιο αστέρι μπορεί ήδη να ονομαστεί μαύρη τρύπα.
Μετά από 13 χρόνια, ο Γάλλος μαθηματικός και αστρονόμος P.S. Ο Laplace εξέφρασε, πιθανότατα, ανεξάρτητα από τον Michell, μια παρόμοια υπόθεση για την ύπαρξη τέτοιων εξωτικών αντικειμένων. Χρησιμοποιώντας μια δυσκίνητη μέθοδο υπολογισμού, ο Laplace βρήκε την ακτίνα μιας σφαίρας για μια δεδομένη πυκνότητα, στην επιφάνεια της οποίας η παραβολική ταχύτητα είναι ίση με την ταχύτητα του φωτός. Σύμφωνα με τον Laplace, τα σωματίδια φωτός, όντας βαρυτικά σωματίδια, θα πρέπει να καθυστερούν από τεράστια αστέρια που εκπέμπουν φως, τα οποία έχουν πυκνότητα ίση με αυτή της Γης και ακτίνα 250 φορές μεγαλύτερη από την ηλιακή.
Αυτή η θεωρία του Laplace συμπεριλήφθηκε μόνο στις δύο πρώτες ισόβιες εκδόσεις του διάσημο βιβλίο«Δήλωση του συστήματος του κόσμου», που δημοσιεύτηκε το 1796 και το 1799. Ναι, ίσως ακόμη και ο Αυστριακός αστρονόμος F.K. von Zach ενδιαφέρθηκε για τη θεωρία του Laplace, δημοσιεύοντάς την το 1798 με τον τίτλο «Απόδειξη του θεωρήματος ότι η δύναμη έλξης ενός βαρέως σώματος μπορεί να είναι τόσο μεγάλη ώστε το φως να μην μπορεί να ρέει έξω από αυτό».
Σε αυτό το σημείο, η ιστορία της μελέτης των μαύρων τρυπών σταμάτησε για περισσότερα από 100 χρόνια. Φαίνεται ότι ο ίδιος ο Laplace εγκατέλειψε αθόρυβα μια τέτοια εξωφρενική υπόθεση, αφού την απέκλεισε από όλες τις άλλες εκδόσεις του βιβλίου του που κυκλοφόρησε το 1808, το 1813 και το 1824. Ίσως ο Laplace δεν ήθελε να επαναλάβει τη σχεδόν φανταστική υπόθεση των κολοσσιαίων αστεριών που δεν εκπέμπουν πια φως. Ίσως τον σταμάτησαν νέα αστρονομικά δεδομένα σχετικά με το αμετάβλητο του μεγέθους της εκτροπής του φωτός σε διαφορετικά αστέρια, τα οποία έρχονται σε αντίθεση με ορισμένα από τα συμπεράσματα της θεωρίας του, βάσει των οποίων στήριξε τους υπολογισμούς του. Αλλά ο πιο πιθανός λόγος για τον οποίο όλοι ξέχασαν τα μυστηριώδη υποθετικά αντικείμενα του Michell-Laplace είναι ο θρίαμβος της κυματικής θεωρίας του φωτός, η θριαμβευτική πομπή της οποίας ξεκίνησε από τα πρώτα χρόνια του 19ου αιώνα.
Η αρχή αυτού του θριάμβου τέθηκε από τη διάλεξη Booker του Άγγλου φυσικού T. Jung "The Theory of Light and Color", που δημοσιεύτηκε το 1801, όπου ο Jung θαρραλέα, σε αντίθεση με τον Newton και άλλους διάσημους υποστηρικτές της σωματιδιακής θεωρίας (συμπεριλαμβανομένου του Laplace) , περιέγραψε την ουσία της κυματικής θεωρίας του φωτός, λέγοντας ότι το εκπεμπόμενο φως αποτελείται από κυματοειδείς κινήσεις του φωτεινού αιθέρα. Εμπνευσμένος από την ανακάλυψη της πόλωσης του φωτός, ο Laplace άρχισε να «σώζει» τα σωματίδια κατασκευάζοντας μια θεωρία διπλής διάθλασης του φωτός στους κρυστάλλους βασισμένη στη διπλή δράση των κρυσταλλικών μορίων στα σωμάτια του φωτός. Αλλά τα επόμενα έργα των φυσικών O.Zh. Fresnel, F.D. Ο Aragon, ο J. Fraunhofer και άλλοι δεν άφησαν κανένα βήμα στη σωματική θεωρία, η οποία θυμήθηκε σοβαρά μόλις έναν αιώνα αργότερα, μετά την ανακάλυψη των κβάντων. Όλος ο συλλογισμός για τις μαύρες τρύπες στο πλαίσιο της κυματικής θεωρίας του φωτός εκείνη την εποχή φαινόταν γελοίος.
Οι μαύρες τρύπες δεν θυμήθηκαν αμέσως ακόμη και μετά την «αποκατάσταση» της σωματιδιακής θεωρίας του φωτός, όταν άρχισαν να μιλούν γι' αυτήν στο νέο επίπεδο ποιότηταςχάρη στην υπόθεση των κβαντών (1900) και των φωτονίων (1905). Οι μαύρες τρύπες ανακαλύφθηκαν ξανά για δεύτερη φορά μόνο μετά τη δημιουργία της γενικής σχετικότητας το 1916, όταν ο Γερμανός θεωρητικός φυσικός και αστρονόμος K. Schwarzschild, λίγους μήνες μετά τη δημοσίευση των εξισώσεων του Αϊνστάιν, τις χρησιμοποίησε για να διερευνήσει τη δομή του καμπύλου χωροχρόνου στην περιοχή του Ήλιου. Ως αποτέλεσμα, ανακάλυψε ξανά το φαινόμενο των μαύρων τρυπών, αλλά σε βαθύτερο επίπεδο.
Η τελική θεωρητική ανακάλυψη των μαύρων οπών έγινε το 1939, όταν ο Oppenheimer και ο Snyder πραγματοποίησαν την πρώτη ρητή λύση των εξισώσεων του Einstein στην περιγραφή του σχηματισμού μιας μαύρης τρύπας από ένα σύννεφο σκόνης που καταρρέει. Ο ίδιος ο όρος «μαύρη τρύπα» εισήχθη για πρώτη φορά στην επιστήμη από τον Αμερικανό φυσικό J. Wheeler το 1968, κατά τα χρόνια της ταχείας αναβίωσης του ενδιαφέροντος για τη γενική σχετικότητα, την κοσμολογία και την αστροφυσική, που προκλήθηκε από τα επιτεύγματα της εξωατμοσφαιρικής (ιδιαίτερα , ακτίνες Χ) αστρονομία, η ανακάλυψη της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου μικροκυμάτων, πάλσαρ και κβάζαρ.
