Физическая энциклопедия - черная дыра
Черная дыра
Однако противодействующие сжатию силы упругости даже при очень высокой плотности в-ва в малом объёме, характеризуемом rg, остаются конечными. Поэтому в-во тела, достигшего размеров гравитац. радиуса, должно неудержимо сжиматься к центру (испытывать релятивистский гравитационный коллапс). Один возможный путь образования Ч. д. указывает теория эволюции звёзд.
Ч. д. может стать звезда, в недрах к-рой угасли термоядерные источники энергии. В таких звёздах с массой М>Mкритич.=1,5-3 Мсолн силы внутр. давления уже не могут противостоять силам гравитации. В-во звезды устремляется к центру и практически за время свободного падения достигает гравитац.радиуса и наступает гравитац. «самозамыкание» звезды. Осн. св-во звезды, поверхность к-рой достигла сферы с радиусом rg (сферы Шварцшильда), состоит в том, что никакие сигналы (свет, ч-цы), испускаемые в пределах сферы Шварцшильда, не могут выйти наружу и достигнуть внеш. наблюдателя (рис.). Проотранствевно-временной график гравитац.
коллапса звезды и образования чёрной дыры в системе отсчёта удалённого наблюдателя: t время, х одна из пространств. осей, АВ=2 Rз диаметр звезды в один из моментов времени. АС и ВС линии движения поверхности звезды. Действие тяготения приводит к тому, что к наблюдателю сигнала из точек а, b, с, d, e,... приходят не через равные промежутки ab=bc=cd=de=..., а с запаздыванием (аа', bb', cc' и т. д.). С момента е, когда радиус звезды становится равным её гравитац. радиусу rg, свет перестаёт выходить из-под сферы Шварцшильда. Наблюдатель видит звезду «застывшей» на стадии de. Границу области, за к-рую не выходит свет, наз. горизонтом Ч. д. Сохраняющиеся у Ч. д. внеш. проявления связаны с существованием у неё гравитац.поля, момента вращения и электрич. заряда, если сколлапсировавшая звезда была заряжена. На больших расстояниях гравитац. поле Ч. д. не отличается от полей обычных звёзд, и движение др. тел, взаимодействующих с Ч. д., подчиняется законам механики Ньютона. Вблизи Ч. д. характер гравитац. поля определяется ОТО. Рядом особенностей обладает гравитац.
поле вращающейся Ч. д. (поле Керра). У вращающейся Ч. д. вне горизонта существует особая область эргосфера. В-во, попадающее в эргосферу, неизбежно начинает вращаться вокруг Ч. д. Наличие эргосферы может привести к потере чёрной дырой энергии вращения. Это возможно, напр., в случае, когда нек-рое тело, влетев в эргосферу, распадается на две части, причём одна из них продолжает падение на Ч.
д., а другая вылетает из эргосферы по направлению вращения. Энергия вылетающей части может при определ. условиях превышать первонач. энергию всего тела. Таким способом Ч. д. может терять энергию и при образовании в её эргосфере пары ч-ц (ч-цы и антич-цы), если одна из ч-ц поглощается Ч. д., а др. вылетает из эргосферы наружу. Ч. д. может терять энергию вращения не только с вылетающими из эргосферы ч-цами, но и в процессах т. н. сверхизлучательного рассеяния внеш. эл.-магн. и гравитац. излучений. Подсчитано, что энергия рассеянной эл.-магн. волны может увеличиться за счёт энергии вращения Ч.д. на 4,4%, а энергия рассеянной гравитац. волны на 138%. Энергетич. потери Ч. д., связанные с уменьшением её вращат. момента, могут составить 29% от её полной энергии, т. е. 0,29 Мс2. Указанные выше процессы происходят только около вращающихся Ч. д. Но даже в отсутствии вращения наличие горизонта ведёт к квантовомеханич. процессу рождения ч-ц и антич-ц вблизи Ч.
д. за счёт энергии её гравитац. поля. В результате Ч. д. должна излучать, причём как абс. чёрное тело с темп-рой Tэ=1026/М (в Кельвинах). Этот механизм излучения Ч. д. был рассмотрен англ. физиком С. Хоукингом в 1974. Интенсивность черно-тельного излучения Ч. д. низка, т. к. Tэ мала (для Ч. д. массой M=3MсолнТэ=10-7К). За счёт излучения Ч. д. большой массы уменьшается очень медленно.
Но с уменьшением М темп-ра Ч. д. повышается, процесс её «испарения» ускоряется, завершаясь своеобразным взрывом и, возможно, полным исчезновением. Кроме Ч. д., возникающих в процессе эволюции звёзд, теория рассматривает Ч. д., образовавшиеся на ранних (горячих и сверхплотных) стадиях развития Вселенной. Эти первичные Ч. д. с массой, меньшей 1015 г, к нашему времени должны были испариться, а существенно более массивные остаться практически неизменными.
Поиски Ч. д. как первичных, так и звёздного происхождения -важнейшая проблема совр. астрономии. Наиболее вероятно обнаружение Ч. д. в тесных двойных звёздных системах, в к-рых один компонент Ч. д., а другой звезда-гигант, в-во к-рой перетекает к Ч. д. Вблизи Ч. д. из перетекающего в-ва образуется вращающийся газовый диск. Трение между слоями диска, движущимися с разл.
скоростями, приводит к значит. разогреву в-ва (до десятков млн. град) и появлению рентг. теплового излучения. Неск. источников космич. рентг. излучения имеют, по-видимому, подобное строение. В одном из нихисточнике Лебедь Х-1 -масса звёзд-компонентов составляет примерно 25Мсолн и 10Мсолн (соответственно для оптически наблюдаемой звезды-сверхгиганта и для невидимой звезды источника рентг.
излучения). Компактная звезда с массой =10Мсолн не может быть нейтронной звездой. Поэтому предполагают, что в этой системе астрономы впервые открыли кандидата в Ч. д. Предполагается также, что в активных ядрах галактик и в квазарах могут находиться сверхмассивные Ч. д. (М =106-108Мсолн,), наблюдаемая активность этих объектов возможно обусловлена аккрецией на Ч. д. окружающего газа. .Вопрос-ответ:
Самые популярные термины
1 | 499 | |
2 | 415 | |
3 | 409 | |
4 | 403 | |
5 | 393 | |
6 | 392 | |
7 | 390 | |
8 | 383 | |
9 | 378 | |
10 | 374 | |
11 | 372 | |
12 | 364 | |
13 | 360 | |
14 | 359 | |
15 | 358 | |
16 | 357 | |
17 | 356 | |
18 | 353 | |
19 | 350 | |
20 | 340 |