Conceptul de gaură neagră este cunoscut de toată lumea - de la școlari până la vârstnici, este folosit în literatura de știință și ficțiune, în media galbenă și la conferințe științifice. Dar nu toată lumea știe ce sunt exact aceste găuri.
Din istoria găurilor negre
1783 Prima ipoteză pentru existența unui astfel de fenomen ca gaură neagră, a fost propus în 1783 de omul de știință englez John Michell. În teoria sa, el a combinat două creații ale lui Newton - optică și mecanică. Ideea lui Michell a fost aceasta: dacă lumina este un curent cele mai mici particule, atunci, ca toate celelalte corpuri, particulele trebuie să experimenteze atracția câmpului gravitațional. Se pare că, cu cât steaua este mai masivă, cu atât este mai dificil pentru lumina să reziste atracției sale. La 13 ani după Michell, astronomul și matematicianul francez Laplace a prezentat (cel mai probabil independent de omologul său britanic) o teorie similară.
1915 Cu toate acestea, toate lucrările lor au rămas nerevendicate până la începutul secolului al XX-lea. În 1915, Albert Einstein a publicat Teoria Generală a Relativității și a arătat că gravitația este o curbură a spațiului-timp cauzată de materie, iar câteva luni mai târziu, astronomul și fizicianul teoretician german Karl Schwarzschild a folosit-o pentru a rezolva o problemă astronomică specifică. El a explorat structura spațiu-timp curbat în jurul Soarelui și a redescoperit fenomenul găurilor negre.
(John Wheeler a inventat termenul „găuri negre”)
1967 Fizicianul american John Wheeler a conturat un spațiu care poate fi mototolit, ca o bucată de hârtie, într-un punct infinitezimal și a desemnat termenul „Gaura Neagră”.
1974 Fizicianul britanic Stephen Hawking a demonstrat că găurile negre, deși înghit materie fără întoarcere, pot emite radiații și în cele din urmă se evaporă. Acest fenomen se numește „radiație Hawking”.
2013 Cele mai recente cercetări privind pulsari și quasari, precum și descoperirea radiației cosmice de fond cu microunde, au făcut în sfârșit posibilă descrierea conceptului de găuri negre. În 2013, norul de gaz G2 s-a apropiat foarte mult de gaura neagră și este probabil să fie absorbit de aceasta, observarea procesului unic oferă oportunități mari pentru noi descoperiri ale caracteristicilor găurilor negre.
(Obiect masiv Săgetător A*, masa sa este de 4 milioane de ori mai mare decât Soarele, ceea ce implică un grup de stele și formarea unei găuri negre)
2017. Un grup de oameni de știință din colaborarea Event Horizon Telescope din mai multe țări, care leagă opt telescoape din diferite puncte ale continentelor Pământului, au efectuat observații ale unei găuri negre, care este un obiect supermasiv și este situat în galaxia M87, constelația Fecioarei. Masa obiectului este de 6,5 miliarde (!) mase solare, de ori gigantice mai mare decât obiectul masiv Săgetător A *, pentru comparație, diametrul este puțin mai mic decât distanța de la Soare la Pluto.
Observațiile au fost efectuate în mai multe etape, începând din primăvara anului 2017 și în perioadele anului 2018. Cantitatea de informații a fost calculată în petabytes, care apoi a trebuit să fie descifrată și să se obțină o imagine autentică a unui obiect ultra-depărtat. Prin urmare, a fost nevoie de încă doi ani întregi pentru a pre-scana toate datele și a le combina într-un singur întreg.
2019 Datele au fost decodificate cu succes și aduse la vedere, producând prima imagine a unei găuri negre.
(Prima imagine a unei găuri negre din galaxia M87 din constelația Fecioarei)
Rezoluția imaginii vă permite să vedeți umbra punctului fără întoarcere în centrul obiectului. Imaginea a fost obținută ca urmare a observațiilor interferometrice cu o linie de bază extra lungă. Acestea sunt așa-numitele observații sincrone ale unui obiect de la mai multe radiotelescoape, interconectate printr-o rețea și situate în părți diferite. globulîndreptată într-o singură direcție.
Ce sunt de fapt găurile negre?
O explicație laconică a fenomenului sună așa.
O gaură neagră este o regiune spațiu-timp a cărei atracție gravitațională este atât de puternică încât niciun obiect, inclusiv cuante de lumină, nu o poate părăsi.
O gaură neagră a fost cândva o stea masivă. În timp ce reacțiile termonucleare se mențin în intestinele sale presiune ridicata totul ramane normal. Dar, în timp, aprovizionarea cu energie se epuizează și corpul ceresc, sub influența propriei gravitații, începe să se micșoreze. Etapa finală a acestui proces este prăbușirea nucleului stelar și formarea unei găuri negre.
- 1. Ejectarea unui jet de găuri negre la viteză mare
- 2. Un disc de materie crește într-o gaură neagră
- 3. Gaură neagră
- 4. Schema detaliată a regiunii găurii negre
- 5. Dimensiunea noilor observații găsite
Cea mai comună teorie spune că există fenomene similare în fiecare galaxie, inclusiv în centrul Căii Lactee. Gravitația uriașă a găurii este capabilă să țină mai multe galaxii în jurul ei, împiedicându-le să se îndepărteze una de cealaltă. „Zona de acoperire” poate fi diferită, totul depinde de masa stelei care s-a transformat într-o gaură neagră și poate fi de mii de ani lumină.
raza Schwarzschild
Principala proprietate a unei găuri negre este că orice materie care intră în ea nu se poate întoarce niciodată. Același lucru este valabil și pentru lumină. În miezul lor, găurile sunt corpuri care absorb complet toată lumina care cade asupra lor și nu o emit pe a lor. Astfel de obiecte pot apărea vizual ca cheaguri de întuneric absolut.
- 1. Mișcarea materiei la jumătate din viteza luminii
- 2. Inel fotonic
- 3. Inel fotonic interior
- 4. Orizontul evenimentelor într-o gaură neagră
Pe baza Teoriei Generale a Relativității a lui Einstein, dacă un corp se apropie de o distanță critică de centrul găurii, nu se mai poate întoarce. Această distanță se numește raza Schwarzschild. Ce se întâmplă exact în această rază nu este cunoscut cu certitudine, dar există cea mai comună teorie. Se crede că toată materia unei găuri negre este concentrată într-un punct infinit de mic, iar în centrul său există un obiect cu densitate infinită, pe care oamenii de știință îl numesc o perturbare singulară.
Cum cade într-o gaură neagră
(În imagine, gaura neagră a Săgetător A * arată ca un grup de lumină extrem de strălucitor)
Nu cu mult timp în urmă, în 2011, oamenii de știință au descoperit un nor de gaz, dându-i numele simplu G2, care emite lumină neobișnuită. O astfel de strălucire poate da frecare în gaz și praf, cauzată de acțiunea găurii negre Săgetător A* și care se rotesc în jurul acesteia sub forma unui disc de acreție. Astfel, devenim observatori ai fenomenului uimitor al absorbției unui nor de gaz de către o gaură neagră supermasivă.
Potrivit unor studii recente, cea mai apropiată abordare a unei găuri negre va avea loc în martie 2014. Putem recrea o imagine a modului în care se va desfășura acest spectacol incitant.
- 1. Când apare pentru prima dată în date, un nor de gaz seamănă cu o minge uriașă de gaz și praf.
- 2. Acum, din iunie 2013, norul se află la zeci de miliarde de kilometri distanță de gaura neagră. Cade în el cu o viteză de 2500 km/s.
- 3. Se așteaptă ca norul să treacă de gaura neagră, dar forțele de maree cauzate de diferența de atracție care acționează asupra marginilor de început și de mers ale norului vor face ca acesta să devină din ce în ce mai alungit.
- 4. După ce norul este spart, cel mai probabil se va alătura discului de acreție din jurul Săgetătorului A*, generând unde de șoc în el. Temperatura va crește la câteva milioane de grade.
- 5. O parte din nor va cădea direct în gaura neagră. Nimeni nu știe exact ce se va întâmpla cu această substanță, dar este de așteptat ca în procesul de cădere să emită fluxuri puternice de raze X și nimeni altcineva nu o va vedea.
Video: gaura neagră înghite un nor de gaz
(Simularea pe computer a cât de mult din norul de gaz G2 va fi distrus și consumat de gaura neagră Săgetător A*)
Ce se află în interiorul unei găuri negre
Există o teorie care susține că o gaură neagră în interior este practic goală, iar toată masa ei este concentrată într-un punct incredibil de mic situat chiar în centrul său - o singularitate.
Potrivit unei alte teorii care există de o jumătate de secol, tot ceea ce cade într-o gaură neagră merge într-un alt univers situat chiar în gaura neagră. Acum această teorie nu este cea principală.
Și există o a treia teorie, cea mai modernă și tenace, conform căreia tot ceea ce cade într-o gaură neagră se dizolvă în vibrațiile corzilor de pe suprafața ei, care este desemnată ca orizontul evenimentelor.
Deci, care este orizontul evenimentului? Este imposibil să privești într-o gaură neagră chiar și cu un telescop super-puternic, deoarece chiar și lumina, care pătrunde într-o pâlnie cosmică gigantică, nu are nicio șansă să iasă înapoi. Tot ceea ce poate fi luat în considerare cumva se află în imediata sa vecinătate.
Orizontul evenimentelor este o linie condiționată a suprafeței de sub care nimic (nici gaz, nici praf, nici stele, nici lumină) nu poate scăpa. Și acesta este punctul foarte misterios de neîntoarcere în găurile negre ale Universului.
O gaură neagră este o regiune a spațiului în care atracția gravitațională este atât de puternică încât nici materia și nici radiația nu pot părăsi această regiune. Pentru corpurile situate acolo, a doua viteză cosmică (viteza de evacuare) ar trebui să depășească viteza luminii, ceea ce este imposibil, deoarece nici materia, nici radiația nu se pot mișca mai repede decât lumina. Prin urmare, nimic nu poate scăpa dintr-o gaură neagră. Limita regiunii dincolo de care nicio lumină nu scapă se numește „orizont de evenimente”, sau pur și simplu „orizont” al unei găuri negre.
Esența ipotezei formării găurilor negre este următoarea: dacă o anumită masă de materie se află într-un volum relativ mic, care este critic pentru ea, atunci sub influența propriilor forțe gravitaționale, o astfel de materie începe să se micșoreze incontrolabil. Urmează un fel de catastrofă gravitațională - colapsul gravitațional. Ca urmare a compresiei, concentrația substanței crește. În sfârșit, vine un moment în care forța gravitațională de pe suprafața sa devine atât de mare încât pentru a o depăși este necesar să se dezvolte o viteză care să depășească viteza luminii. Astfel de viteze sunt practic de neatins și nici razele de lumină, nici particulele de materie nu pot scăpa din spațiul închis al unei găuri negre. Radiația unei găuri negre este „blocata” de gravitație. Găurile negre pot absorbi doar radiația
Pentru ca câmpul gravitațional să poată „bloca” radiația care creează acest câmp, masa (M) trebuie să se micșoreze la un volum cu o rază mai mică decât „raza gravitațională” r g = 2GM/c 2 . Din acest motiv, este aproape imposibil să se creeze și să studieze o gaură neagră în laborator: pentru ca un corp de orice masă rezonabilă (chiar și milioane de tone) să devină o gaură neagră, trebuie să fie comprimat la o dimensiune mai mică decât dimensiunea unui proton sau neutron, astfel încât proprietățile găurilor negre sunt încă studiate doar teoretic.
Cu toate acestea, calculele arată că corpurile la scară astronomică (de exemplu, stele masive) după epuizarea combustibilului termonuclear din ele pot, sub influența propriei gravitații, să se micșoreze la dimensiunea razei lor gravitaționale. Căutarea unor astfel de obiecte se desfășoară de mai bine de 40 de ani, iar acum este posibil cu mare certitudine să indice câțiva candidați foarte probabili pentru găurile negre cu mase de la unități la miliarde de mase solare. Cu toate acestea, studiul lor este îngreunat de distanțe uriașe față de Pământ. Și deși însuși faptul existenței găurilor negre este deja dificil de pus sub semnul întrebării, studiul practic al proprietăților lor este încă în față.
1. Istoria ideii de găuri negre.
Geofizicianul și astronomul englez John Michell a sugerat că în natură pot exista stele atât de masive încât nici măcar un fascicul de lumină nu poate părăsi suprafața lor. Folosind legile lui Newton, Michell a calculat că dacă o stea cu masa Soarelui avea o rază de cel mult 3 km, atunci nici particulele de lumină (pe care el, după Newton, le considera corpusculi) nu ar putea zbura departe de o astfel de stea. Prin urmare, o astfel de stea ar părea absolut întunecată de la distanță. Michell a prezentat această idee la o întâlnire a Societății Regale din Londra din 27 noiembrie 1783. Așa s-a născut conceptul găurii negre „newtoniene”.
Aceeași idee a fost exprimată în cartea sa The System of the World (1796) de către matematicianul și astronomul francez Pierre Simon Laplace. Un calcul simplu i-a permis să scrie: „O stea luminoasă, cu o densitate egală cu densitatea Pământului și un diametru de 250 de ori mai mare decât diametrul Soarelui, nu permite nici unui singur fascicul de lumină să ajungă la noi din cauza gravitației sale. Prin urmare, este posibil ca cele mai strălucitoare corpuri cerești din Univers să fie invizibile.” Cu toate acestea, masa unei astfel de stele ar trebui să fie de zeci de milioane de ori mai mare decât cea a soarelui. Și din moment ce măsurători astronomice ulterioare au arătat că masele stele adevărate nu foarte diferit de soare, ideea lui Mitchell și Laplace despre găurile negre a fost uitată.
În secolul al XIX-lea, ideea corpurilor invizibile datorită masivității lor nu a trezit prea mult interes în rândul oamenilor de știință. Acest lucru s-a datorat faptului că în interior fizica clasica viteza luminii nu este fundamentală. Cu toate acestea, în sfârşitul XIX-lea- la începutul secolului XX, s-a constatat că legile electrodinamicii formulate de J. Maxwell, pe de o parte, sunt valabile în toate cadrele de referință inerțiale și, pe de altă parte, nu au invarianță față de Transformări galileene. Aceasta a însemnat că ideile care s-au dezvoltat în fizică despre natura tranziției de la un cadru inerțial de referință la altul trebuie să fie ajustate semnificativ.
În cursul dezvoltării ulterioare a electrodinamicii, a propus G. Lorenz sistem nou transformări ale coordonatelor spațiu-timp (cunoscute astăzi ca transformări Lorentz), sub care ecuațiile lui Maxwell au rămas invariante. Dezvoltând ideile lui Lorentz, A. Poincaré a sugerat că toate celelalte legi fizice sunt de asemenea invariante sub aceste transformări.
În 1905, A. Einstein a folosit conceptele lui Lorentz și Poincare în a lui teorie specială relativitatea (SRT), în care rolul legii de transformare a cadrelor de referință inerțiale a trecut în cele din urmă de la transformările lui Galileo la transformările lui Lorentz. Mecanica clasică (invariantă galileană) a fost înlocuită cu o nouă mecanică relativistă, invariantă cu Lorentz. În cadrul acestuia din urmă, viteza luminii s-a dovedit a fi viteza limită care corpul fizic, care a schimbat radical sensul găurilor negre în fizica teoretică.
Cu toate acestea, teoria gravitației a lui Newton (pe care s-a bazat teoria originală a găurilor negre) nu este invariantă Lorentz. Prin urmare, nu poate fi aplicat corpurilor care se mișcă la viteze apropiate de lumină și de lumină. Privată de acest neajuns, teoria relativistă a gravitației a fost creată în principal de Einstein (care a formulat-o în cele din urmă până la sfârșitul anului 1915) și a fost numită teoria generală a relativității (GR).
A doua oară când oamenii de știință „s-au ciocnit” cu găurile negre a fost în 1916, când astronomul german Karl Schwarzschild a obținut prima soluție exactă a ecuațiilor GR. S-a dovedit că spațiul gol din jurul unui punct masiv are o singularitate la o distanță r g de acesta; de aceea mărimea r g este adesea numită „raza Schwarzschild”, iar suprafața corespunzătoare (orizontul evenimentelor) se numește suprafața Schwarzschild. În următoarea jumătate de secol, eforturile teoreticienilor au elucidat multe trăsături surprinzătoare ale soluției Schwarzschild, dar găurile negre nu erau încă considerate ca un adevărat obiect de studiu.
Adevărat, în anii 1930, după creație mecanica cuanticăși descoperirea neutronului, fizicienii au explorat posibilitatea formării de obiecte compacte (pitice albe și stele neutronice) ca produse ale evoluției stelelor normale. Estimările au arătat că, după epuizarea combustibilului nuclear din intestinele unei stele, miezul acesteia se poate micșora și se poate transforma într-o pitică albă mică și foarte densă sau într-o stea neutronică și mai densă și foarte mică.
În 1934, astronomii europeni Fritz Zwicky și Walter Baade, care au lucrat în Statele Unite, au avansat o ipoteză - exploziile de supernove sunt un tip foarte special de explozii stelare cauzate de compresia catastrofală a nucleului stelei. Astfel, pentru prima dată, s-a născut ideea posibilității de a observa prăbușirea unei stele. Baade și Zwicky au sugerat că o stea superdensă degenerată constând din neutroni se formează ca urmare a exploziei unei supernove. Calculele au arătat că astfel de obiecte se pot naște într-adevăr și pot fi stabile, dar numai cu o masă inițială moderată a stelei. Dar dacă masa unei stele depășește trei mase solare, atunci nimic nu poate opri prăbușirea ei catastrofală.
În 1939, fizicienii americani Robert Oppenheimer și Hartland Snyder au fundamentat concluzia că nucleul unei stele masive trebuie să se prăbușească într-un obiect extrem de mic, proprietățile spațiului în jurul căruia (dacă nu se rotește) sunt descrise de soluția Schwarzschild. Cu alte cuvinte, nucleul unei stele masive la sfârșitul evoluției sale ar trebui să se micșoreze rapid și să treacă sub orizontul evenimentelor, devenind o gaură neagră. Dar din moment ce un astfel de obiect (cum au spus atunci, un „colapsar”, sau „stea înghețată”) nu emite unde electromagnetice, astronomii au înțeles că ar fi incredibil de dificil să-l detecteze în spațiu și, prin urmare, nu au început să caute mult timp. timp.
Deoarece niciun purtător de informații nu este capabil să scape din orizontul evenimentelor, interiorul unei găuri negre nu are legătură cauzal cu restul universului care are loc în interiorul unei găuri negre. procese fizice nu poate afecta procesele din afara acestuia. În același timp, materia și radiațiile care cad din exterior în gaura neagră pătrund liber în interior prin orizont. Putem spune că o gaură neagră absoarbe totul și nu eliberează nimic. Din acest motiv, s-a născut termenul „gaura neagră”, propus în 1967 de fizicianul american John Archibald Wheeler.
2. Formarea găurilor negre
Cel mai evident mod de a se forma o gaură neagră este prin prăbușirea nucleului unei stele masive. Până la epuizarea aprovizionării cu combustibil nuclear în intestinele stelei, echilibrul acesteia este menținut prin reacții termonucleare (conversia hidrogenului în heliu, apoi în carbon etc., până la fier în cele mai masive stele). Căldura degajată în acest caz compensează pierderea de energie care părăsește steaua cu radiația și vântul stelar. Reacțiile termonucleare mențin o presiune ridicată în interiorul unei stele, împiedicând-o să se prăbușească sub influența propriei gravitații. Cu toate acestea, în timp, combustibilul nuclear se epuizează și steaua începe să se micșoreze.
Miezul stelei se contractă cel mai rapid, în timp ce se încălzește puternic (energia sa gravitațională se transformă în căldură) și încălzește învelișul care o înconjoară. Drept urmare, steaua își pierde straturile exterioare sub forma unei nebuloase planetare care se extinde încet sau a unei învelișuri de supernovă ejectată catastrofal. Și soarta miezului care se micșorează depinde de masa acestuia. Calculele arată că, dacă masa nucleului stelei nu depășește trei mase solare, atunci „câștigă bătălia cu gravitația”: compresia sa va fi oprită de presiunea materiei degenerate, iar steaua se va transforma într-o pitică albă sau într-o pitică. stea neutronică. Dar dacă masa nucleului stelei este mai mare de trei solare, atunci nimic nu poate opri prăbușirea sa catastrofală și va trece rapid sub orizontul evenimentelor, devenind o gaură neagră. După cum rezultă din formula pentru r g , o gaură neagră cu o masă de 3 mase solare are o rază gravitațională de 8,8 km.
Observațiile astronomice sunt în acord cu aceste calcule: toate componentele sistemelor stelare binare care prezintă proprietățile găurilor negre (aproximativ 20 dintre ele sunt cunoscute în 2005) au mase de la 4 la 16 mase solare. Teoria evoluției stelare indică faptul că, în timpul celor 12 miliarde de ani de existență a galaxiei noastre, care conține aproximativ 100 de miliarde de stele, ar fi trebuit să se formeze câteva zeci de milioane de găuri negre ca urmare a prăbușirii celor mai masive dintre ele. În plus, găurile negre de masă foarte mare (de la milioane la miliarde de mase solare) pot fi localizate în nucleele galaxiilor mari, inclusiv ale noastre. Acest lucru este evidențiat de observațiile astronomice, deși formarea acestor găuri negre uriașe nu este complet clară.
Dacă în epoca noastră densitatea mare de materie necesară nașterii unei găuri negre poate apărea numai în nucleele care se prăbușesc ale stelelor masive, atunci în trecutul îndepărtat, imediat după Marea explozie, de la care a început expansiunea Universului în urmă cu aproximativ 14 miliarde de ani, o densitate mare de materie era peste tot. Prin urmare, fluctuațiile mici de densitate din acea epocă ar putea duce la nașterea găurilor negre de orice masă, inclusiv a celor mici. Dar cele mai mici dintre ele, din cauza efectelor cuantice, ar fi trebuit să se evapore, pierzându-și masa sub formă de radiații și fluxuri de particule. „Găurile negre primare” cu o masă mai mare de 10 12 kg ar putea supraviețui până în prezent. Cel mai mic dintre ei, cântărind 10 12 kg (ca un asteroid mic), ar trebui să aibă o dimensiune de ordinul 10-15 m (precum un proton sau neutron).
În cele din urmă, există o posibilitate ipotetică a nașterii găurilor negre microscopice în ciocnirile reciproce ale particulelor elementare rapide. Aceasta este una dintre predicțiile teoriei corzilor - una dintre teoriile fizice concurente în prezent ale structurii materiei. Teoria corzilor prezice că spațiul are mai mult de trei dimensiuni. Gravitația, spre deosebire de alte forțe, trebuie să se propagă prin toate aceste dimensiuni și, prin urmare, să crească semnificativ pe distanțe scurte. Când două particule (protoni, de exemplu) se ciocnesc violent, ele pot fi comprimate suficient pentru a forma o gaură neagră microscopică. După aceea, se va prăbuși aproape instantaneu („evapora”), dar observarea acestui proces este de mare interes pentru fizică, deoarece, evaporându-se, gaura va emite toate tipurile de particule existente în natură. Dacă ipoteza teoriei corzilor este corectă, atunci nașterea unor astfel de găuri negre poate avea loc atunci când particulele energetice ale razelor cosmice se ciocnesc cu atomii. atmosfera pământului, precum și în cei mai puternici acceleratori de particule.
3. Proprietățile găurilor negre
În apropierea unei găuri negre, intensitatea câmpului gravitațional este atât de mare încât procesele fizice de acolo pot fi descrise doar folosind teoria relativistă a gravitației. Conform relativității generale, spațiul și timpul sunt curbate de câmpul gravitațional al corpurilor masive, cea mai mare curbură având loc în apropierea găurilor negre. Când fizicienii vorbesc despre intervale de timp și spațiu, se referă la numere citite de pe orice ceas fizic sau riglă. De exemplu, rolul unui ceas poate fi jucat de o moleculă cu o anumită frecvență de oscilații, al cărei număr între două evenimente poate fi numit „interval de timp”.
Este important ca gravitația să acționeze asupra tuturor sistemelor fizice în același mod: toate ceasurile arată că timpul încetinește și toți conducătorii că spațiul este întins lângă o gaură neagră. Aceasta înseamnă că o gaură neagră îndoiește geometria spațiului și a timpului în jurul ei. Departe de gaura neagră, această curbură este mică, dar în apropiere este atât de mare încât razele de lumină se pot mișca în jurul ei într-un cerc. Departe de o gaură neagră, câmpul gravitațional al acesteia este descris exact de teoria lui Newton pentru un corp de aceeași masă, dar în apropierea acesteia, gravitația devine mult mai puternică decât prezice teoria lui Newton.
Dacă ar fi posibil să se observe o stea printr-un telescop în momentul transformării ei într-o gaură neagră, atunci la început s-ar vedea cum steaua se contractă din ce în ce mai repede, dar pe măsură ce suprafața ei se apropie de raza gravitațională, compresia va încetini. jos până când se oprește complet. În același timp, lumina care vine de la stea se va slăbi și va deveni roșie până în cele din urmă se va stinge. Asta pentru că, depășind forța gravitațională, fotonii pierd energie și le ia din ce în ce mai mult timp să ajungă la noi. Când suprafața unei stele atinge raza gravitațională, va dura un timp infinit pentru ca lumina care o părăsește să ajungă la orice observator, chiar și la cei relativ aproape de stele (și, făcând acest lucru, fotonii își vor pierde complet energia). Prin urmare, nu vom aștepta niciodată acest moment și, mai mult, nu vom vedea ce se întâmplă cu steaua sub orizontul evenimentelor, dar teoretic acest proces poate fi studiat.
Calculul unui colaps sferic idealizat arată că într-un timp scurt materia de sub orizontul evenimentelor este comprimată până la un punct în care se ating valori infinit de mari ale densității și gravitației. Un astfel de punct se numește „singularitate”. În plus, analiză matematică arată că, dacă a apărut un orizont de evenimente, atunci chiar și un colaps nesferic duce la o singularitate. Cu toate acestea, acest lucru este adevărat numai dacă teorie generală relativitatea este aplicabilă la scari spațiale foarte mici, ceea ce nu este încă sigur. Legile cuantice operează în microcosmos, iar teoria cuantică a gravitației nu a fost încă creată. Este clar că efectele cuantice nu pot împiedica o stea să se prăbușească într-o gaură neagră, dar ar putea preveni apariția unei singularități.
Studiind proprietățile fundamentale ale materiei și spațiu-timp, fizicienii consideră studiul găurilor negre una dintre cele mai importante domenii, deoarece proprietățile ascunse ale gravitației apar în apropierea găurilor negre. Pentru comportamentul materiei și radiațiilor în câmpuri gravitaționale slabe, diferite teorii ale gravitației dau predicții aproape indistincte, totuși, în câmpuri puternice caracteristice găurilor negre, predicțiile diferitelor teorii diferă semnificativ, ceea ce oferă cheia identificării celor mai bune dintre ele. În cadrul celei mai populare teorii a gravitației în prezent - relativitatea generală a lui Einstein - proprietățile găurilor negre au fost studiate în detaliu. Iată câteva dintre cele mai importante:
1) În apropierea unei găuri negre, timpul curge mai încet decât departe de ea. Dacă un observator îndepărtat aruncă un felinar aprins spre gaura neagră, el va vedea cum felinarul va cădea din ce în ce mai repede, dar apoi, apropiindu-se de suprafața Schwarzschild, va începe să încetinească, iar lumina sa se va diminua și se va înroși (din moment ce viteza de vibrație a tuturor atomilor și moleculelor sale). Din punctul de vedere al unui observator îndepărtat, felinarul practic se va opri și va deveni invizibil, nereușind să traverseze suprafața găurii negre. Dar dacă observatorul însuși sări acolo împreună cu lanterna, atunci în scurt timp ar traversa suprafața Schwarzschild și ar cădea în centrul găurii negre, în timp ce era sfâșiat de puternicele sale forțe gravitaționale de maree care decurg din diferența de atracție la distante diferite fata de centru.
2) Indiferent cât de complex este corpul original, după ce este comprimat într-o gaură neagră, un observator extern poate determina doar trei dintre parametrii săi: masa totală, momentul unghiular (legat de rotație) și sarcina electrică. Toate celelalte caracteristici ale corpului (forma, distribuția densității, compoziție chimică etc.) sunt „șterse” în timpul prăbușirii. Că, pentru un observator din afară, structura unei găuri negre pare extrem de simplă, John Wheeler a spus-o în glumă: „O gaură neagră nu are păr”.
În procesul de prăbușire a unei stele într-o gaură neagră într-o mică fracțiune de secundă (conform ceasului unui observator îndepărtat), toate caracteristicile sale externe asociate cu neomogenitatea inițială sunt emise sub formă de unde gravitaționale și electromagnetice. Gaura neagră staționară rezultată „uită” toate informațiile despre steaua originală, cu excepția a trei cantități: masa totală, momentul unghiular (legat de rotație) și sarcina electrică. Studiind o gaură neagră, nu se mai poate ști dacă steaua originală era alcătuită din materie sau antimaterie, dacă era alungită sau turtită etc. În condiții astrofizice reale, o gaură neagră încărcată va atrage particule de semn opus față de mediul interstelar, iar sarcina sa va deveni rapid zero. Obiectul staționar rămas va fi fie o „gaură neagră Schwarzschild” care nu se rotește, care este caracterizată doar de masă, fie o „gaură neagră Kerr” rotativă, care se caracterizează prin masă și moment unghiular.
3) Dacă corpul original s-a rotit, atunci un câmp gravitațional „vortex” este păstrat în jurul găurii negre, atrăgând toate corpurile învecinate într-o mișcare de rotație în jurul acesteia. Câmpul gravitațional al unei găuri negre rotative se numește câmp Kerr (matematicianul Roy Kerr a găsit o soluție la ecuațiile corespunzătoare în 1963). Acest efect este caracteristic nu numai pentru o gaură neagră, ci și pentru orice corp care se rotește, chiar și pentru Pământ. Din acest motiv, un giroscop cu rotație liberă plasat pe un satelit artificial Pământului suferă o precesiune lentă în raport cu stelele îndepărtate. În apropierea Pământului, acest efect abia se observă, dar lângă o gaură neagră, este mult mai pronunțat: viteza de precesie a giroscopului poate fi folosită pentru a măsura momentul unghiular al unei găuri negre, deși ea în sine nu este vizibilă.
Cu cât ne apropiem de orizontul găurii negre, cu atât efectul de rezistență devine mai puternic.” câmpul de vortex„. Înainte de a ajunge la orizont, ne vom afla la suprafață, unde forța devine atât de puternică încât niciun observator nu poate rămâne staționar (adică să fie „static”) în raport cu stelele îndepărtate. Pe această suprafață (numită limită a staticității) și în interior În acest caz, toate obiectele trebuie să orbiteze în jurul găurii negre în aceeași direcție în care se rotește gaura în sine. Indiferent de câtă putere dezvoltă motoarele sale cu reacție, un observator în interiorul limitei statice nu își poate opri niciodată mișcarea de rotație relativ la distanță. stele.
Limita statică se află peste tot în afara orizontului și o atinge doar în două puncte, unde ambele se intersectează cu axa de rotație a găurii negre. Regiunea spațiu-timp situată între orizont și limita statiei se numește ergosferă. Un obiect care a căzut în ergosferă mai poate izbucni. Prin urmare, deși gaura neagră „mânâncă totul și nu dă drumul”, cu toate acestea, un schimb de energie între ea și spațiul cosmic este posibil. De exemplu, particulele sau cuantele care zboară prin ergosferă pot transporta energia de rotație a acesteia.
4) Toată materia din interiorul orizontului de evenimente al unei găuri negre cade în mod necesar în centrul ei și formează o singularitate cu o densitate infinit de mare. Fizicianul englez Stephen Hawking definește o singularitate ca fiind „locul în care conceptul clasic de spațiu și timp se prăbușește, precum și toate legile cunoscute ale fizicii, deoarece toate sunt formulate pe baza spațiului-timp clasic”.
5) În plus, S. Hawking a descoperit posibilitatea unei „evaporări” cuantice spontane foarte lente a găurilor negre. În 1974, el a dovedit că găurile negre (nu numai în rotație, ci orice) pot emite materie și radiații, dar acest lucru va fi vizibil doar dacă masa găurii în sine este relativ mică. Un câmp gravitațional puternic lângă o gaură neagră ar trebui să dea naștere perechilor particule-antiparticule. Una dintre particulele fiecărei perechi este absorbită de gaură, iar a doua este emisă în exterior. De exemplu, o gaură neagră cu o masă de 10 12 kg ar trebui să se comporte ca un corp cu o temperatură de 10 11 K, emițând raze gamma și particule foarte dure. Ideea „evaporării” găurilor negre contrazice complet ideea clasică a acestora ca corpuri incapabile de a radia.
4. Căutați găuri negre
Calculele din cadrul relativității generale indică doar posibilitatea existenței găurilor negre, dar nu dovedesc în niciun caz prezența acestora în lumea reala, descoperirea unei găuri negre ar fi un pas important în dezvoltarea fizicii. Căutarea găurilor negre izolate în spațiu este incredibil de dificilă: trebuie să observi un mic obiect întunecat pe fundalul întunericului cosmic. Dar există speranță de a detecta o gaură neagră prin interacțiunea sa cu corpurile astronomice din jur, prin influența sa caracteristică asupra acestora.
Luând în considerare cele mai importante proprietăți ale găurilor negre (masivitatea, compactitatea și invizibilitatea), astronomii au dezvoltat treptat o strategie pentru căutarea lor. Cel mai simplu mod de a detecta o gaură neagră este interacțiunea gravitațională cu materia înconjurătoare, de exemplu, cu stelele din apropiere. Încercările de a detecta însoțitori masivi invizibili în stelele binare nu au avut succes. Dar, după lansarea telescoapelor cu raze X pe orbită, s-a dovedit că găurile negre se manifestă în mod activ în sisteme binare apropiate, unde preiau materie de la o stea vecină și o absorb, încălzind-o la o temperatură de milioane de grade și făcând-o o sursă. de radiații X pentru o perioadă scurtă de timp.
Deoarece într-un sistem binar o gaură neagră asociată cu o stea normală se învârte în jurul unui centru de masă comun, folosind efectul Doppler, este posibil să se măsoare viteza stelei și să se determine masa însoțitorului său invizibil. Astronomii au identificat deja zeci de sisteme binare în care masa însoțitorului invizibil depășește 3 mase solare și manifestările caracteristice ale activității materiei care se mișcă în jurul unui obiect compact sunt vizibile, de exemplu, fluctuații foarte rapide ale luminozității fluxurilor de gaz fierbinte care se rotesc rapid. în jurul unui corp invizibil.
Deosebit de promițătoare este steaua binară cu raze X V404 Cygnus, a cărei masă a componentei invizibile este estimată la nu mai puțin de 6 mase solare. Alți candidați pentru găuri negre se găsesc în sistemele binare Cygnus X-1, LMC X-3, V616 Unicorn, QZ Chanterelles și novae cu raze X Ophiuchus 1977, Mukha 1981 și Scorpio 1994. Aproape toate se află în interiorul nostru. Galaxy, iar sistemul LMC X-3 se află în galaxia Large Magellanic Cloud, aproape de noi.
O altă direcție în căutarea găurilor negre este studiul nucleelor galaxiilor. În ele se acumulează și se condensează mase uriașe de materie, stelele se ciocnesc și se contopesc, astfel încât acolo se pot forma găuri negre supermasive, depășind masa Soarelui de milioane de ori. Ele atrag stelele din jur spre ele, creând un vârf de luminozitate în centrul galaxiei. Ele distrug stelele care zboară aproape de ele, a căror materie formează un disc de acreție în jurul găurii negre și este parțial ejectată de-a lungul axei discului sub formă de jeturi rapide și fluxuri de particule. Aceasta nu este o teorie speculativă, ci procese care sunt de fapt observate în nucleele unor galaxii și indică prezența în acestea a găurilor negre cu mase de până la câteva miliarde de mase solare. LA timpuri recente S-au obținut dovezi foarte convingătoare că în centrul Galaxiei noastre există o gaură neagră cu o masă de aproximativ 2,5 milioane de mase solare.
Este probabil ca cele mai puternice procese de eliberare de energie din Univers să aibă loc cu participarea găurilor negre. Ele sunt considerate sursa de activitate în nucleele quasarelor - galaxii masive tinere. Nașterea lor, potrivit astrofizicienilor, este marcată de cele mai puternice explozii din Univers, manifestate ca explozii de raze gamma.
5. Termodinamica si evaporarea gaurilor negre
Conceptul găurii negre ca obiect absolut absorbant a fost corectat de S. Hawking în 1975. Studiind comportamentul câmpurilor cuantice din apropierea unei găuri negre, el a prezis că o gaură neagră ar radia în mod necesar particule în spațiul cosmic și, prin urmare, va pierde din masă. Acest efect se numește radiație Hawking (evaporare). Pentru a spune simplu, câmpul gravitațional polarizează vidul, în urma căruia este posibilă formarea nu numai a perechilor particule-antiparticule virtuale, ci și reale. Una dintre particule, care s-a dovedit a fi chiar sub orizontul evenimentelor, cade în gaura neagră, iar cealaltă, care s-a dovedit a fi chiar deasupra orizontului, zboară, luând energia (adică o parte din masa) a găurii negre. Puterea de radiație a unei găuri negre este
Compoziția radiației depinde de dimensiunea găurii negre: pentru găurile negre mari, acestea sunt în principal fotoni și neutrini, în timp ce particulele grele încep să apară în spectrul găurilor negre ușoare. Spectrul de radiații Hawking pentru câmpuri fără masă s-a dovedit a coincide strict cu radiația unui corp absolut negru, ceea ce a făcut posibilă atribuirea unei temperaturi găurii negre.
,
unde este constanta Planck redusă, c este viteza luminii, k este constanta Boltzmann, G este constanta gravitațională, M este masa găurii negre.
Pe această bază, a fost construită termodinamica găurilor negre, inclusiv conceptul cheie al entropiei unei găuri negre, care s-a dovedit a fi proporțională cu aria orizontului său de evenimente:
unde A este aria orizontului evenimentului.
Rata de evaporare a unei găuri negre este cu atât mai mare, cu atât dimensiunea acesteia este mai mică. Evaporarea găurilor negre de scări stelare (și în special galactice) poate fi neglijată, totuși, pentru găurile negre primare și mai ales pentru găurile negre cuantice, procesele de evaporare devin centrale.
Din cauza evaporării, toate găurile negre pierd din masă și durata lor de viață se dovedește a fi finită:
.
În același timp, intensitatea evaporării crește ca o avalanșă și Etapa finală evoluția are caracterul unei explozii, de exemplu, o gaură neagră cu o masă de 1000 de tone se va evapora în aproximativ 84 de secunde, eliberând energie egală cu o explozie de aproximativ zece milioane bombe atomice putere medie.
În același timp, găurile negre mari, a căror temperatură este sub temperatura radiației cosmice de fond a Universului (2,7 K), pot crește doar în stadiul actual de dezvoltare a Universului, deoarece radiația pe care o emit are mai puțină energie. decât radiația absorbită. Acest proces va dura până când gazul fotonic al radiației cosmice de fond cu microunde se va răci ca urmare a expansiunii Universului.
Fără o teorie cuantică a gravitației, este imposibil de descris stadiul final al evaporării, când găurile negre devin microscopice (cuantice). Potrivit unor teorii, după evaporare ar trebui să existe o „cenzură” - o gaură neagră Planck minimă.
6. Căderea într-o gaură neagră
Imaginează-ți cum ar trebui să arate căderea într-o gaură neagră Schwarzschild. Un corp care cade liber sub influența forțelor gravitaționale se află într-o stare de imponderabilitate. Un corp în cădere va experimenta acțiunea forțelor de maree care întind corpul în direcția radială și îl comprimă în direcția tangențială. Mărimea acestor forțe crește și tinde spre infinit la . La un moment dat la momentul potrivit, corpul va traversa orizontul evenimentelor. Din punctul de vedere al unui observator căzut cu trupul, acest moment nu se distinge prin nimic, dar acum nu mai există întoarcere. Corpul ajunge în gât (raza lui în punctul în care se află corpul este ), care se contractă atât de repede încât nu mai este posibil să zboare din el până în momentul prăbușirii definitive (aceasta este singularitatea), chiar și deplasându-se cu viteza luminii.
Să luăm acum în considerare procesul de cădere a unui corp într-o gaură neagră din punctul de vedere al unui observator îndepărtat. Să fie, de exemplu, corpul luminos și, în plus, să trimită semnale înapoi la o anumită frecvență. La început, un observator de la distanță va vedea că corpul, fiind în proces cădere liberă, accelerează treptat sub acțiunea gravitației spre centru. Culoarea corpului nu se schimbă, frecvența semnalelor detectate este aproape constantă. Cu toate acestea, pe măsură ce corpul începe să se apropie de orizontul evenimentelor, fotonii care vin din corp vor experimenta din ce în ce mai mult deplasări gravitaționale spre roșu. În plus, datorită câmpului gravitațional, toate procesele fizice din punctul de vedere al unui observator îndepărtat vor merge din ce în ce mai lent decât dilatarea timpului gravitațional: un ceas fixat pe coordonata radială r fără rotație () va merge mai lent decât la infinit distanță. în 
o singura data. Se va părea că corpul - în forma sa extrem de turtită - va încetini pe măsură ce se apropie de orizontul evenimentului și în cele din urmă se va opri virtual. Frecvența semnalului va scădea brusc. Lungimea de undă a luminii emise de corp va crește rapid, astfel încât lumina se va transforma rapid în unde radio și apoi în oscilații electromagnetice de joasă frecvență, care nu se vor mai putea fixa. Observatorul nu va vedea niciodată corpul traversând orizontul evenimentelor, iar în acest sens, căderea în gaura neagră va dura la infinit. Există, totuși, un moment, începând de la care un observator îndepărtat nu va mai putea influența corpul în cădere. Un fascicul de lumină trimis după acest corp fie nu îl va ajunge niciodată din urmă, fie îl va atinge deja dincolo de orizont. În plus, distanța dintre corp și orizontul evenimentelor, precum și „grosimea” unui corp turtit (din punctul de vedere al unui observator din exterior), vor atinge rapid lungimea Planck și (din punct de vedere matematic). ) va continua să scadă. Pentru un observator fizic real (o măsurătoare de conducere cu o eroare Planck), aceasta este echivalentă cu faptul că masa găurii negre va crește cu masa corpului care căde, ceea ce înseamnă că raza orizontului evenimentului va crește și corpul în cădere va fi „în interiorul” orizontului evenimentelor într-un timp finit.
Procesul colapsului gravitațional va arăta similar pentru un observator îndepărtat. La început, materia se va repezi spre centru, dar în apropierea orizontului de evenimente va începe să încetinească brusc, radiația sa va intra în domeniul radio și, ca urmare, un observator îndepărtat va vedea că steaua s-a stins.
7. Tipuri de găuri negre
A) găuri negre supermasive
Găurile negre extinse foarte masive, conform conceptelor moderne, formează miezul majorității galaxiilor. Acestea includ gaura neagră masivă din miezul galaxiei noastre - Săgetător A*.
În prezent, existența găurilor negre de scări stelare și galactice este considerată de majoritatea oamenilor de știință ca fiind dovedită în mod fiabil prin observații astronomice.
Astronomii americani au descoperit că masele de găuri negre supermasive pot fi subestimate semnificativ. Cercetătorii au descoperit că, pentru ca stelele să se deplaseze în galaxia M87 (care este situată la o distanță de 50 de milioane de ani lumină de Pământ), așa cum se observă acum, masa găurii negre centrale trebuie să fie de cel puțin 6,4 miliarde de ani soare. mase, adică în două ori estimarea actuală a nucleului M87, care este de 3 miliarde de mase solare.
B) Găuri negre primordiale
Găurile negre primordiale au în prezent statutul de ipoteză. Dacă în momentele inițiale ale vieții Universului au existat suficiente abateri de la omogenitatea câmpului gravitațional și densitatea materiei, atunci găurile negre s-ar putea forma din ele prin prăbușire. În același timp, masa lor nu este limitată de jos, ca în colapsul stelar - masa lor ar putea fi probabil destul de mică. Detectarea găurilor negre primordiale prezintă un interes deosebit în legătură cu posibilitatea studierii fenomenului de evaporare a găurilor negre.
C) găuri negre cuantice
Se presupune că găurile negre microscopice stabile, așa-numitele găuri negre cuantice, pot apărea ca rezultat al reacțiilor nucleare. Pentru o descriere matematică a unor astfel de obiecte, este necesară o teorie cuantică a gravitației. Cu toate acestea, din considerente generale, este foarte probabil ca spectrul de masă al găurilor negre să fie discret și să existe o gaură neagră minimă - gaura neagră Planck. Masa sa este de aproximativ 10 -5 g, raza sa este de 10 -35 m. Lungimea de undă Compton a unei găuri negre Planck este egală în ordinea mărimii cu raza gravitațională.
Concluzie
Astfel, toate „obiectele elementare” pot fi împărțite în particule elementare (lungimea lor de undă este mai mare decât raza gravitațională) și găuri negre (lungimea de undă este mai mică decât raza gravitațională). Gaura neagră Planckiană este un obiect de limită, pentru care puteți găsi numele de maximon, indicând faptul că este cea mai grea dintre particulele elementare posibile. Un alt termen folosit uneori pentru a se referi la el este plankeon.
Chiar dacă există găuri negre cuantice, durata lor de viață este extrem de scurtă, ceea ce face ca detectarea lor directă să fie foarte problematică.
Recent, au fost propuse experimente pentru a găsi dovezi ale apariției găurilor negre în reactii nucleare. Cu toate acestea, pentru sinteza directă a unei găuri negre într-un accelerator, este necesară o energie de 10 26 eV, de neatins astăzi. Aparent, găurile negre intermediare virtuale pot apărea în reacții cu energie superînaltă.
Bibliografie
1. Karpenkov S.Kh. Concepte științe naturale moderne, M, Mai sus. scoala 2003
2. http://nrc.edu.ru/est/pos/24.html
3. http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/CHERNAYA_DIRA.html
Astronomii de la Universitatea Ohio au anunțat recent că nucleul dublu neobișnuit din galaxia Andromeda se datorează unui grup de stele care orbitează pe orbite eliptice în jurul unui obiect masiv, cel mai probabil o gaură neagră. Aceste concluzii au fost făcute pe baza datelor obținute cu ajutorul lui telescopul spațial Hubble. Miezul dublu al Andromedei a fost descoperit pentru prima dată în anii 70, dar abia la mijlocul anilor 90 a fost prezentată teoria găurilor negre.
Ideea că găurile negre există în nucleele galaxiilor nu este nouă.
Există chiar toate motivele să credem că Calea Lactee - galaxia căreia îi aparține Pământul - are o gaură neagră mare în miez, a cărei masă este de 3 milioane de ori masa Soarelui. Cu toate acestea, este mai ușor să explorezi nucleul galaxiei Andromeda, care se află la o distanță de 2 milioane de ani lumină de noi, decât nucleul galaxiei noastre, către care lumina călătorește doar 30 de mii de ani - nu poți vedea pădurea pt. copacii.
Oamenii de știință simulează coliziuni ale găurilor negre
Aplicarea simulării numerice pe supercalculatoare pentru a elucida natura și comportamentul găurilor negre, studiul undelor gravitaționale.
Pentru prima dată, oamenii de știință de la institut fizica gravitațională(Max-Planck-Institut fur Gravitationsphysik), cunoscut și sub numele de „Institutul Albert Einstein” și situat în Holm, o suburbie a orașului Potsdam (Germania), a simulat fuziunea a două găuri negre. Detectarea planificată a undelor gravitaționale emise de cele două găuri negre care fuzionează necesită simulări complete 3D pe supercomputere.
Găurile negre sunt atât de dense încât nu reflectă sau emit deloc lumină, motiv pentru care sunt atât de greu de detectat. Cu toate acestea, în câțiva ani, oamenii de știință speră la o schimbare semnificativă în acest domeniu.
Undele gravitaționale, care umplu literalmente spațiul cosmic, la începutul secolului următor pot fi detectate cu ajutorul unor noi mijloace.
Oamenii de știință conduși de profesorul Ed Seidel (Dr. Ed Seidel) pregătesc simulări numerice pentru astfel de studii, care vor fi o modalitate fiabilă pentru observatori de a detecta undele produse de găurile negre. „Coliiziunile găurilor negre sunt una dintre principalele surse de unde gravitaționale”, a spus profesorul Seidel, care anul trecut cercetări de succes în simularea undelor gravitaționale care apar în timpul distrugerii găurilor negre în coliziuni directe.
Cu toate acestea, interacțiunea a două găuri negre în spirală și fuziunea lor este mai frecventă decât o coliziune directă și are o importanță mai mare în astronomie. Astfel de ciocniri tangenţiale au fost calculate pentru prima dată de Bernd Brugmann la Institutul Albert Einstein.
Cu toate acestea, la acel moment, din cauza lipsei de putere de calcul, el nu a putut calcula detalii atât de importante precum urma exactă a undelor gravitaționale emise, care conține informații importante despre comportamentul găurilor negre în timpul unei coliziuni. Brugman a publicat cele mai recente rezultate în International Journal of Modern Physics.
În primele sale calcule, Brugman a folosit serverul institutului Origin 2000. Acesta include 32 de procesoare separate care rulează în paralel, cu o performanță totală de vârf de 3 miliarde de operațiuni pe secundă. Și în iunie a acestui an, o echipă internațională formată din Brugmann, Seidel și alții lucrau deja la supercomputerul Origin 2000, mult mai puternic, cu 256 de procesoare, la Centrul Național pentru Aplicații de Supracalculare (NCSA). Grupul a inclus și oameni de știință din
Louis University (SUA) și de la centrul de cercetare Konrad-Zuse-Zentrum din Berlin. Acest supercomputer a furnizat prima simulare detaliată a coliziunilor tangenţiale ale găurilor negre cu masă inegală, precum şi rotaţiile acestora, pe care Brugmann le explorase anterior. Werner Benger de la Konrad-Zuse-Zentrum a reușit chiar să reproducă o imagine uluitoare a procesului de coliziune. S-a demonstrat modul în care „monstrii negri” cu mase de la una la câteva sute de milioane de mase solare s-au contopit, creând fulgerări de unde gravitaționale, care au putut fi înregistrate în curând prin mijloace speciale.
Unul dintre cele mai importante rezultate ale acestui lucru muncă de cercetare a fost descoperirea energiei enorme emise de ciocnirea găurilor negre sub formă de unde gravitaționale. Dacă două obiecte cu mase echivalente cu 10 și 15 mase solare se apropie unul de celălalt la mai puțin de 30 de mile și se ciocnesc, atunci cantitatea de energie gravitațională corespunde cu 1% din masa lor. „Aceasta este de o mie de ori mai mult decât toată energia eliberată de Soarele nostru în ultimele cinci miliarde de ani”. a remarcat Brugman. Deoarece majoritatea coliziunilor majore din univers au loc foarte departe de Pământ, semnalele ar trebui să devină foarte slabe în momentul în care vor atinge solul.
Construcția mai multor detectoare de înaltă precizie a început în întreaga lume.
Unul dintre ele, construit de Institutul Max Planck în cadrul proiectului germano-britanic „Geo 600” este un interferometru laser cu o lungime de 0,7 mile. Oamenii de știință speră să măsoare parametrii perturbațiilor gravitaționale scurte care apar atunci când găurile negre se ciocnesc, dar se așteaptă la o astfel de coliziune pe an și la o distanță de aproximativ 600 de milioane de ani-lumină. Modelele computerizate sunt necesare pentru a oferi observatorilor informații fiabile despre detectarea undelor produse de găurile negre. Datorită îmbunătățirilor capacităților de simulare a supercomputerelor, oamenii de știință se află în pragul unui nou tip de fizică experimentală.
Astronomii spun că cunosc locația a multor mii de găuri negre, dar nu suntem în măsură să facem niciun experiment pe Pământ. „Numai într-un caz vom putea studia detaliile și vom construi modelul lor numeric în computerele noastre și vom putea să-l observăm”, a explicat profesorul Bernard Schutz, director al Institutului Albert Einstein. „Cred că studiul găurilor negre va fi un subiect cheie de cercetare pentru astronomi în primul deceniu al secolului următor”.
Steaua satelit vă permite să vedeți praful din supernova.
Găurile negre nu pot fi văzute direct, dar astronomii pot vedea dovezi ale existenței lor atunci când gazele erup într-o stea însoțitoare.
Dacă arunci în aer dinamită, atunci fragmente minuscule exploziv străpunge adânc în obiectele din apropiere, lăsând astfel dovezi de neșters ale unei explozii.
Astronomii au găsit o amprentă similară asupra unei stele care orbitează o gaură neagră, nu fără motiv, crezând că această gaură neagră - o fostă stea care s-a prăbușit atât de grav încât nici măcar lumina nu își poate depăși forța gravitațională - a fost rezultatul exploziei unei supernove.
Lumina în întuneric.
Până atunci, astronomii observaseră explozii de supernove și găsiseră în locul lor obiecte reperate, care, în opinia lor, sunt găuri negre. Noua descoperire - prima dovada reala legătura dintre un eveniment și altul. (Găurile negre nu pot fi văzute direct, dar prezența lor poate fi uneori dedusă din efectul câmpului gravitațional asupra obiectelor din apropiere.
Sistemul de stele și găuri negre, desemnat GRO J1655-40, se află la aproximativ 10.000 de ani lumină distanță în galaxia noastră Calea Lactee. Descoperită în 1994, a atras atenția astronomilor cu rafale intense de raze X și un baraj de unde radio, în timp ce gaura neagră a expulzat gaze către steaua sa însoțitoare, aflată la 12,4 milioane de mile distanță.
Cercetătorii din Spania și America au început să se uite îndeaproape la steaua însoțitoare, crezând că ar putea păstra un fel de urmă, indicând procesul de formare a unei găuri negre.
Se crede că găurile negre, de mărimea unei stele, sunt corpuri stele mari, care pur și simplu s-au micșorat la această dimensiune după ce și-au consumat tot combustibilul cu hidrogen. Dar din motive încă neînțelese, steaua care se estompează se transformă într-o supernova înainte de a exploda.
Observațiile sistemului GRO J1655-40 în august și septembrie 1994 au permis să se stabilească faptul că fluxurile de gaz ejectate aveau o viteză de până la 92% din viteza luminii, ceea ce a dovedit parțial prezența unei găuri negre acolo.
Praf de stele.
Dacă oamenii de știință nu se înșală, atunci o parte din stelele explodate, care sunt probabil de 25-40 de ori mai mari decât Soarele nostru, s-au transformat în sateliți supraviețuitori.
Acestea sunt exact datele pe care le-au găsit astronomii.
Atmosfera stelei însoțitoare conținea o concentrație mai mare decât cea normală de oxigen, magneziu, siliciu și sulf - elemente grele care pot fi create în în număr mare numai la temperaturi de multimiliardele de grade care sunt atinse în timpul exploziei unei supernove. Aceasta a fost prima dovadă care a confirmat de fapt validitatea teoriei conform căreia unele găuri negre au apărut pentru prima dată ca supernove, deoarece ceea ce au văzut nu a putut fi născut de steaua observată de astronomi.
Ipoteza existenței găurilor negre a fost formulată pentru prima dată de astronomul englez J. Michell în 1783 pe baza teoriei corpusculare a luminii și a teoriei newtoniene a gravitației. La acea vreme, teoria undelor a lui Huygens și faimosul său principiu al valurilor au fost pur și simplu uitate. Teoria valurilor nu a fost ajutată de sprijinul unor venerabili oameni de știință, în special, celebrii academicieni din Sankt Petersburg M.V. Lomonosov și L. Euler. Logica raționamentului care l-a condus pe Michell la conceptul unei găuri negre este foarte simplă: dacă lumina constă din particule-corpuscule ale eterului luminifer, atunci aceste particule, ca și alte corpuri, trebuie să experimenteze atracția din câmpul gravitațional. În consecință, cu cât steaua (sau planeta) este mai masivă, cu atât este mai mare atracția din partea sa față de corpusculi și cu atât este mai dificil pentru lumina să părăsească suprafața unui astfel de corp.
O logică suplimentară sugerează că astfel de stele masive pot exista în natură, a căror atracție corpusculii nu o mai pot depăși și vor apărea întotdeauna negre pentru un observator extern, deși ele însele pot străluci cu o strălucire orbitoare, precum Soarele. Din punct de vedere fizic, aceasta înseamnă că a doua viteză cosmică de pe suprafața unei astfel de stele nu trebuie să fie mai mică decât viteza luminii. Calculele lui Michell arată că lumina nu va părăsi niciodată o stea dacă raza ei la densitatea medie solară este de 500 solare. O astfel de stea poate fi deja numită o gaură neagră.
După 13 ani, matematicianul și astronomul francez P.S. Laplace a exprimat, cel mai probabil, independent de Michell, o ipoteză similară despre existența unor astfel de obiecte exotice. Folosind o metodă de calcul greoaie, Laplace a găsit raza unei sfere pentru o densitate dată, pe suprafața căreia viteza parabolică este egală cu viteza luminii. Potrivit lui Laplace, corpusculii de lumină, fiind particule gravitatoare, ar trebui să fie întârziați de stele masive care emit lumină, care au o densitate egală cu cea a Pământului și o rază de 250 de ori mai mare decât cea solară.
Această teorie a lui Laplace a fost inclusă doar în primele două ediții de viață ale sale carte celebră„Declarație despre sistemul lumii”, publicată în 1796 și 1799. Da, poate chiar astronomul austriac F.K. von Zach s-a interesat de teoria lui Laplace, publicând-o în 1798 sub titlul „Dovada teoremei că forța de atracție a unui corp greu poate fi atât de mare încât lumina nu poate curge din el”.
În acest moment, istoria studiului găurilor negre s-a oprit de mai bine de 100 de ani. Se pare că Laplace însuși a abandonat în liniște o astfel de ipoteză extravagantă, deoarece a exclus-o din toate celelalte ediții de viață ale cărții sale, care a apărut în 1808, 1813 și 1824. Poate că Laplace nu a vrut să reproducă ipoteza aproape fantastică a stelelor colosale care nu mai emit lumină. Poate că a fost oprit de noi date astronomice privind invariabilitatea mărimii aberației luminii în diferite stele, care au contrazis unele dintre concluziile teoriei sale, pe baza cărora și-a bazat calculele. Dar cel mai probabil motiv pentru care toată lumea a uitat de obiectele ipotetice misterioase ale lui Michell-Laplace este triumful teoriei ondulatorii a luminii, a cărei procesiune triumfală a început încă din primii ani ai secolului al XIX-lea.
Începutul acestui triumf a fost pus de prelegerea Booker a fizicianului englez T. Jung „The Theory of Light and Color”, publicată în 1801, unde Jung cu îndrăzneală, spre deosebire de Newton și alți susținători celebri ai teoriei corpusculare (inclusiv Laplace) , a subliniat esența teoriei ondulatorii a luminii, spunând că lumina emisă constă din mișcări sub formă de undă ale eterului luminifer. Inspirat de descoperirea polarizării luminii, Laplace a început să „salveze” corpusculii prin construirea unei teorii a dublei refracții a luminii în cristale bazată pe acțiunea dublă a moleculelor de cristal asupra corpusculilor de lumină. Dar lucrările ulterioare ale fizicienilor O.Zh. Fresnel, F.D. Aragon, J. Fraunhofer și alții nu au lăsat o piatră neîntoarsă din teoria corpusculară, care a fost amintită serios abia un secol mai târziu, după descoperirea cuantelor. Toate raționamentele despre găurile negre în cadrul teoriei ondulatorii a luminii la acea vreme păreau ridicole.
Găurile negre nu au fost amintite imediat nici după „reabilitarea” teoriei corpusculare a luminii, când au început să se vorbească despre aceasta în noul nivel de calitate graţie ipotezei cuantelor (1900) şi fotonilor (1905). Găurile negre au fost redescoperite pentru a doua oară abia după crearea GR în 1916, când fizicianul teoretician și astronomul german K. Schwarzschild, la câteva luni după publicarea ecuațiilor lui Einstein, le-a folosit pentru a investiga structura curbei spațiu-timp în vecinatatea Soarelui. Drept urmare, a redescoperit fenomenul găurilor negre, dar la un nivel mai profund.
Descoperirea teoretică finală a găurilor negre a avut loc în 1939, când Oppenheimer și Snyder au realizat prima soluție explicită a ecuațiilor lui Einstein în descrierea formării unei găuri negre dintr-un nor de praf care se prăbușește. Termenul „gaură neagră” în sine a fost introdus pentru prima dată în știință de către fizicianul american J. Wheeler în 1968, în anii unei renașteri rapide a interesului pentru relativitatea generală, cosmologie și astrofizică, cauzată de realizările extra-atmosferice (în special , raze X) astronomie, descoperirea radiațiilor cosmice de fond cu microunde, pulsari și quasari.
