Черная дыра

редактировать

Компактный астрофизический объект с настолько сильной гравитацией, что ничто не может покинуть его

A черная дыра - это область пространства-времени, где гравитация настолько сильна, что ничто - никакие частицы или даже электромагнитное излучение, такое как свет - не может выйти из него. Теория общей теории относительности предсказывает, что достаточно компактная масса может деформировать пространство-время с образованием черной дыры.

Граница области, из которой невозможно выбраться, называется горизонтом событий. Хотя горизонт событий имеет огромное влияние на судьбу и обстоятельства пересечения объекта, согласно общей теории относительности, он не имеет локально обнаруживаемых возможностей. Во многих отношениях черная дыра как идеальное черное тело, поскольку не отражает света. Более того, квантовая теория поля в искривленном-визуальном предсказывает, что горизонты событийускускают излучение Хокинга, с тем же спектром, что и у черного тела, температура которого обратно пропорциональна его массе.. Эта температура составляет порядка миллиардных долей кельвина для черных дыр звездной массы, что делает ее практически невозможной для наблюдения.

Объекты, гравитационные поля слишком сильны для выхода света, были впервые рассмотрены в 18 веке Джоном Мичеллом и Пьером-Симоном Лапласом. Первое современное решение общей теории относительности, которое соответствует черную дыру, было найдено Карлом Шварцшильдом в 1916 году, хотя его интерпретация как область пространства, из которой ничто не может сбежать, была впервые опубликована Дэвидом Финкельштейном в 1958 году. Черные дыры долгое время считались математическим курьезом; Это общее предсказание общей теории относительности только в 1960-х годах. Открытие нейтронных звезд Джоселин Белл Бернелл в 1967 году вызвало интерес к гравитационно коллапсирующим компактным объектам как возможной астрофизической реальности.

Ожидается, что черные дыры звездной массы образуются, когда очень массивные звезды коллапсируют в конце своего жизненного цикла. После того, как черная дыра сформировалась, она может продолжать расти, поглощая массу из своего окружения. Поглощая другие звезды и сливаясь с другими черными дырами, могут образовываться сверхмассивные черные дыры миллионов солнечных масс (M☉). Существует консенсус, что сверхмассивные черные дыры существуют в других центрах другим центрах галактик.

О конкретных дырах можно судить по ее взаимодействию с веществом и с электромагнитным излучением, таким как видимый свет. Материя, падающая на черную дыру, может образовывать внешний аккреционный диск , нагретый трением, образуя квазары, одни из самых ярких объектов во Вселенной. Звезды, проходящие слишком близко к сверхмассивной черной дыре, могут быть разорваны на полосах, которые светятся очень ярко, прежде чем их «проглотят». Если вокруг черной дыры вращаются другие звезды, их орбиты можно использовать для определения массы и местоположения черной дыры. Такие наблюдения можно использовать для предотвращения альтернатив таких как нейтронные звезды. Таким образом, астрономы определили множество звездных кандидатов в черные дыры в двойных систем и установили, что радиоисточник, известный как Стрелец A *, находится в центре Много Пути. галактика, содержит сверхмассивную черную дыру около 4,3 миллиона солнечных масс.

11 февраля 2016 года LIGO Scientific Collaboration и коллаборация Virgo объявили о первом прямом обнаружении гравитационных волн, которые также включают первое наблюдение слияния черных дыр. По состоянию на декабрь 2018 года было зарегистрировано одиннадцать гравитационно-волновых событий, которые возникли в результате слияния десяти черных дыр (вместе с одним двойным двойным слиянием нейтронных звезд ). 10 апреля 2019 года было опубликовано первое прямое изображение черной дыры и ее наблюдений после наблюдений сверхмассивной черной дыры в , сделанных телескопом Event Horizon в 2017 году. Галактический центр Мессье 87 .

Чернотаа черным цветом, отмеченная как центр бублика из оранжевого и красного газов сверхмассивная черная дыра в ядре сверхгиганта эллиптической галактики Мессье 87 с массой примерно в 7 миллиардов раз больше, чем у Солнца, как показано на первом изображении, полученном телескопом Event Horizon (10 апреля 2019 г.). Видны серповидное эмиссионное кольцо и центральная тень, которые увеличивают увеличенные гравитацией изображения фотонного черного дыры и зоны захвата фотонов на ее горизонте событий. Форма полумесяца возникает из-за вращения черные дыры и релятивистского излучения ; тень примерно в 2,6 раза больше диаметра горизонта событий. Черная дыра Шварцшильда Моделирование гравитационного линзирования черной дырой, искаженное изображение галактики на заднем плане Газовое облако разрывается на части черной дырой в центре Мрачного Пути (наблюдения за 2006, 2010 и 2013 годы показаны синим, зеленым и красным цветом соответственно).

Содержание

  • 1
    • 1.1 Общая теория относительности
      • 1.1.1 Золотой век
    • 1.2 Этимология
  • 2 Свойства и История структура
    • 2.1 Физические свойства
    • 2.2 Горизонт событий
    • 2.3 Сингулярность
    • 2.4 Фотонная сфера
    • 2,5 Эргосфера
    • 2,6 Внутренняя стабильная круговая орбита (ISCO)
  • 3 Образование и эволюция
    • 3.1 Гравитационный коллапс
      • 3.1.1 Первичные черные дыры и Большой взрыв
    • 3.2 Столкновения высоких энергий
    • 3.3 Рост
    • 3.4 Испарение
  • 4 Наблюдательные данные
    • 4.1 Обнаружение гравитационных волн от сливающихся черных дыр
    • 4.2 Собственные движения звезд, вращающихся вокруг Стрельца A *
    • 4.3 Аккреция материя
      • 4.3.1 Рентгеновские двойные системы
        • 4.3.1.1 Квазипериодические колебания
      • 4.3.2 Галактические ядра
    • 4.4 Микролинзирование (предлагаемое)
    • 4.5 Альтернативы
  • 5 Открытые вопросы
    • 5.1 Энтропия и термодинамика
    • 5.2 Парадокс потери информации
  • 6 См. Также
  • 7 Примечания
  • 8 Ссылки
  • 9 Дополнительная литература
    • 9.1 Популярное чтение
    • 9.2 Университетские учебники и монографии
    • 9.3 Обзорные статьи
  • 10 Внешние ссылки
    • 10.1 Видео

История

Смоделированный вид черной дыры перед Большим Магеллановым Облаком. Обратите внимание на эффект гравитационного линзирования, который дает два увеличенных, но сильно искаженных вида Облака. Наверху диск Млечный Путь выглядит искаженным в виде дуги.

Идея тела настолько массивного, что даже свет не может ускользнуть, была вкратце предложена пионером астрономии и английским священником Джоном Мичеллом. в письме, опубликованном в ноябре 1784 года. При расчетных вычислениях Мичелла предполагалось, что такое тело образует, что такое тело образует, когда диаметр звезды превышает диаметр Солнца в 500 раз, и поверхность убегающая скорость выше обычную скорость света. Мичелл правильно заметил, что такие сверхмассивные, но неизлучающие тела могут быть нанесены по их гравитационному воздействию на близлежащие видимые тела. В начале девятнадцатого века ученые того времени, когда волнообразная природа света стала очевидной в начале девятнадцатого века.

Если бы свет был волной. вместо "корпускулы " непонятно, какое влияние гравитация оказывает на убегающие световые волны, если таковые имеются. Современная физика дискредитирует представление Мичелла о том, что луч света, падающий прямо с поверхности сверхмассивной звезды, замедляется гравитацией звезды, останавливается, а затем свободно падает обратно на поверхность звезды.

Общая теория относительности

В 1915 году Альберт Эйнштейн разработал свою теорию общей теории относительности, ранее показав, что гравитация действительно влияет на движение света. Всего несколько месяцев спустя Карл Шварцшильд нашел решение для уравнения поля Эйнштейна, которое это гравитационное поле поля точечная масса и сферическая масса. Через несколько месяцев после Шварцшильда Йоханнес Дросте, ученик Хендрика Лоренца, независимо такое же решение для точечной массы и более подробно описал ее свойства. Это решение имело своеобразное поведение на так называемом радиусе Шварцшильда, где оно стало сингулярным, что означает некоторые члены в уравнениях Эйнштейна стали бесконечными. В то время природа этой поверхности была не совсем понятна. В 1924 году Артур Эддингтон показал, что сингулярность исчезает после изменения (см. координаты Эддингтона - Финкельштейна ), хотя для Жоржа Лемэтра потребовалось время до 1933 года. понять, что это означало, что сингулярность на радиусе Шварцшильда была нефизической координатной сингулярностью. Однако теория Эйнштейна позволяет нам увеличить чрезмерно большую плотность для видимых звезд, таких как Бетельгейзе, потому что «звезда радиусом 250 миллионов км может не иметь доступа». такую ​​высокую плотность, как Солнце. Во-первых, сила гравитации могла бы выйти из нее, лучи падали бы обратно к звезде, как камень на землю. Во-вторых, красное смещение спектральных линий будет настолько велико, что спектр перестанет существовать. В-третьих, масса создаст такую ​​большую кривизну метрики пространства-времени, пространство вокруг звезды сузится, оставив нас снаружи (т. Е. В никуда). "

В 1931 году Субраманян Чандрасекхар рассчитал, используя специальную теорию относительности, что невращающееся тело из электронно-вырожденной материи с массой выше определенной предельной (теперь называемой предел Чандрасекара на 1.4 M☉) не имеет стабильных решений. аргументам возражали многие его современники, такие как Эддингтон и Лев Ландау, которые утверждали, что какой-то еще неизвестный механизм остановит коллапс. Отчасти они были правы: белый карлик , немного более массивный, чем предел Чандрасекара, коллапсирует в нейтронную звезду, которая сама по себе стабильна. Но в 1939 году Роберт Оппенгеймер и другие предсказали, что нейтронные звезды выше другого предела (предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова ) будут коллапсировать дальше по силам, представленным Чандрасекхаром, и пришли к выводу, что нет Закон физики мог вмешаться и остановить по крайней мере некоторые звезды от коллапса в черные дыры. Их первоначальные расчеты, основанные на принцип исключения Паули, дали 0,7 M☉; последующее рассмотрение сильного силового нейтронно-нейтронного отталкивания повысило оценку примерно с 1,5 M☉до 3,0 M☉. Наблюдения за слиянием нейтронных звезд GW170817, которое, как считается, вскоре после этого привело к возникновению черной дыры, улучшили оценку предела ТОВ до ~ 2,17 M☉.

Оппенгеймер и его соавторы интерпретировали сингулярность на границе радиуса Шварцшильда как указание на то, что это была граница пузыря, в котором время остановилось. Это верная точка зрения для внешних наблюдателей, падающих на землю. Из-за этого коллапсирующие звезды были названы «замороженными звездами», потому что сторонний наблюдатель мог бы увидеть свойства поверхности звезды, застывшую во времени в тот момент, когда коллапс перенесет ее в радиус Шварцшильда.

Золотой

В 1958 году Дэвид Финкельштейн определил поверхность Шварцшильда как горизонт событий, «идеальную однонаправленную мембрану: причинные влияния могут пересекать ее только в в одном направлении ». Это не противоречило строго строго Оппенгеймера, но расширило их, чтобы включить точку зрения падающих наблюдателей. Решение Финкельштейна расширило решение Шварцшильда на будущее наблюдателей, падающих в черную дыру. полное расширение уже было обнаружено Мартином Крускалом которому было предложено опубликовать его.

Эти результаты пришли в начало золотого века общей теории относительности, ознаменовавшаяся тем, что общая теория относительности и черные дыры стали объектами исследований. Этот процесс способствовал открытию пульсаров Джоселин Белл Бернелл в 1967 году, которые к 1969 году оказались быстро вращающимися нейтронными звездами. До этого нейтронные звезды, как и черные дыры, считались просто теоретической диковинкой; но открытие пульсаров показало их физическую значимость и подстегнуло дальнейший интерес всем типам компактных объектов, которые могли образоваться в результате гравитационного коллапса.

В этот период были найдены более общие решения для черных дыр. В 1963 году Рой Керр нашел точное решение для вращающейся черной дыры. Два года спустя Эзра Ньюман нашел осесимметричное решение для черной дыры, которое одновременно вращается и электрически заряжена. Благодаря работам Вернера Исраэля, Брэндона Картера и Дэвида Робинсона появилась теорема об отсутствии волос, согласно которой решения стационарной черной дыры полностью описывается три программы метрики Керра - Ньюмана : масса, угловой момент и электрический заряд.

Сначала подозревали, что странные особенности решений для черных дыр были патологическими артефактами из-заложенных условий симметрии, и что сингулярности не появлялись бы в общих ситуациях. Этой точки зрения придерживались, в частности, Владимир Белинский, Исаак Халатников и Евгений Лифшиц, которые пытались доказать, что в типовых решениях нет никаких проблем. Однако в конце 1960-х годов Роджер Пенроуз и Стивен Хокинг использовали глобальные методы, чтобы доказать, что сингулярности возникли в общем. За эту работу Пенроуз получил половину Нобелевской премии по физике 2020 года , Хокинг умер в 2018 году.

Работа Джеймса Бардина, Джейкоба Бекенштейна, Картер и Хокинг в начале 1970-х годов привести к формулировке термодинамики черной дыры. Эти законы описывают поведение черной дыры в близкой аналогии с законами термодинамики, связывая массу с энергией, площадь с энтропией и поверхностнуюитацию с температура. Аналогия была завершена, когда Хокинг в 1974 году показал, что квантовая теория поля подразумевает, что черные дыры должны излучать как черное тело с температурой, пропорциональной поверхностной гравитации черная дыры, предсказывающий эффект, теперь известный как излучение Хок.

Этимология

Джон Мичелл использовал термин «темная звезда», а в начале 20 века физики использовали термин «гравитационно коллапсированный объект». Научный писатель Марсия Бартусяк связывает термин «черная дыра» с именем физика Роберта Х. Дике, который в начале 1960-х годов, как сообщается, сравнил это явление с черной дырой в Калькутте, печально известной как тюрьма куда люди входили, но никогда не уходили живыми.

Термин «черная дыра» использовался в печати журналами Life и Science News в 1963 году, а также научным журналистом Энн Юинг в своей статье «Черные дыры в космосе» от 18 января 1964 года, которая представляет собой отчет о собрании Американской ассоциации содействия развитию науки, проведенном в Кливленде, штат Огайо.

Сообщается, что в декабре 1967 года студент фразу «черная дыра» на лекции Джона Уиллера ; Уиллер использовал термин из-за его краткости и «рекламной ценности», и он быстро прижился, заставил некоторых поверить Уиллеру в изобретении этой фразы.

Свойства и структура

Простая иллюстрация невращающейся черной дыры

Гипотеза без волос постулирует, что как только черная дыра достигает стабильного состояния после образования, она только три независимых физических свойства: масса, заряд и угловой момент ; в остальном черная дыра безликая. Если гипотеза верна, любые две черные дыры, которые имеют одинаковые значения этих свойств или параметров, неотличимы от друга. Степень, в которой гипотеза верна для настоящих черных дыр в соответствии с законами современной физики, в настоящее время является нерешенной проблемой.

Эти свойства являются особенными, потому что они видны снаружи черной дыры. Например, заряженная черная дыра отталкивает другие подобные заряды, как и любой другой заряженный объект. Точно так же полную массу внутри сферы, можно найти с помощью гравита аналога закона Гаусса (через ADM ) вдали от черной дыры. Аналогичным образом, угловой момент (или спинорным) можно измерить издалека с помощью перетаскивания кадра с помощью гравитомагнитного поля, например, с помощью эффекта Ленз-Тирринга.

Когда объект падает в черную дыру, любая информация о форме объекта или распределении заряда на нем равномерно распределяется по горизонту черной дыры и теряется для сторонних наблюдателей. Поведение горизонта в этой ситуации - это диссипативная система, которая очень похожа на поведение проводящей эластичной мембраны с трением и электрическим сопротивлением - мембранная парадигма . Это отличается от других теорий поля, таких как электромагнетизм, которые не имеют никакого трения или удельного сопротивления на микроскопическом уровне, потому что они обратимы во времени. Поскольку черная дыра в конечном итоге достигает стабильного состояния всего с тремя параметрами, невозможно избежать потери информации о начальных условиях: гравитационное и электрическое поля черной дыры дают очень мало информации о том, что произошло. Информация, которая теряется включает все величины, которые нельзя измерить далеко от горизонта черной дыры, включая приблизительно сохраняемые квантовые числа, такие как полное барионное число и лептонное число. Такое поведение настолько загадочно, что его назвали парадоксом потери информации черной дырой.

Гравитационное замедление времени вокруг черной дыры

Физические свойства

Простейшие статические черные дыры имеют массу, но не обладают электрическими свойствами. заряд и угловой момент. Эти черные дыры часто называют черными дырами Шварцшильда в честь Карла Шварцшильда, который открыл это решение в 1916 году. Согласно теореме Биркгофа, это единственное вакуумный раствор, который сферически симметричен. Это означает, что на расстоянии нет заметной разницы между гравитационным полем такой черной дыры и любым другим сферическим объектом той же массы. Поэтому популярное представление о черной дыре, «всасывающей все» в ее окружении, верно только вблизи горизонта черной дыры; вдали, внешнее гравитационное поле идентично полю любого другого тела такой же массы.

Также существуют решения, описывающие более общие черные дыры. Невращающиеся заряженные черные дыры описываются метрикой Рейсснера – Нордстрёма, в то время как метрика Керра описывает незаряженную вращающуюся черную дыру. Наиболее общим известным решением стационарной черной дыры является метрика Керра – Ньюмана, которая описывает черную дыру с зарядом и угловым моментом.

В то время как масса черная дыра может принимать любое положительное значение, заряд и угловой момент ограничены массой. Ожидается, что в единицах Планка полный электрический заряд Q иполный угловой момент J удовлетворяют

Q 2 + (JM) 2 ≤ M 2 {\ displaystyle Q ^ {2} + \ left ({\ tfrac {J} {M}} \ right) ^ {2} \ leq M ^ {2} \,}Q ^ {2} + \ left ({\ tfrac {J} {M}} \ right) ^ {2} \ leq M ^ {2} \,

для черной дыры массы M. Черные дыры с минимально возможной массой, удовлетворяющей этому неравенству, называются экстремальный. Решения правил Эйнштейна, нарушающие это неравенство, существуют, но у них нет горизонта событий. Эти решения имеют так называемые голые сингулярности, которые можно наблюдать извне, и, следовательно, они считаются нефизическими. Гипотеза космическойзуры исключает образование таких сингулярностей, когда они возникают в результате гравитационного коллапса реальной материи. Это подтверждается численным моделированием.

Из-за относительно большой силы электромагнитной силы ожидаются черные дыры, образующиеся в результате коллапса звезд, сохранят почти нейтральный заряд звезды. Однако ожидается, что вращение будет универсальной особенностью компактных астрофизических объектов. Двойной рентгеновский источник GRS 1915 + 105 - кандидат в черную дыру, по-видимому, имеет угловой момент, близкий к максимально допустимому. Этот незаряженный предел составляет

J ≤ GM 2 c, {\ displaystyle J \ leq {\ frac {GM ^ {2}} {c}},}{\ displaystyle J \ leq {\ frac {GM ^ {2}} {c }},}

, что позволяет определить безразмерное вращение параметр такой, что

0 ≤ c JGM 2 ≤ 1. {\ displaystyle 0 \ leq {\ frac {cJ} {GM ^ {2}}} \ leq 1.}{\ displaystyle 0 \ leq {\ frac {cJ} {GM ^ {2}}} \ leq 1.}
Классификация черных дыр
КлассПрибл.. массаПрибл.. радиус
Сверхмассивная черная дыра 10–10 M Солнце 0,001–400 AU
Черная дыра средней массы 10 M Солнце10 км ≈ R Земля
Звездная черная дыра 10 M Солнце30 км
Микро-черная дыра до M Луна до 0,1 мм

Черные дыры обычно классифицируются по их массе независимо от углового момента J. Размер черная дыра, определяемая радиусом горизонта событий, или радиусом Шварцшильда, пропорциональна массе M через

rs = 2 GM c 2 ≈ 2,95 MMS unkm, {\ displaystyle r_ {\ mathrm {s}} = {\ frac {2GM} {c ^ {2}}} \ приблизительно 2,95 \, { \ frac {M} {M _ {\ mathrm {Sun}}}} ~ \ mathrm {км,}}{\ displaystyle r _ {\ mathrm {s}} = {\ frac {2GM} {c ^ {2}}} \ приблизительно 2,95 \, {\ frac {M} {M _ {\ mathrm { Sun}}}} ~ \ mathrm {km,}}

где r s - это радиус Шварцшильда, а M Sun - масса Солнца. Для черной дыры с ненулевым спином и / или электрическим зарядом радиус будет меньше до тех пор, пока экстремальная черная дыра не сможет иметь горизонт событий, близкий к

r + = GM c 2. {\ displaystyle r _ {\ mathrm {+}} = {\ frac {GM} {c ^ {2}}}.}{\ displaystyle r _ {\ mathrm {+}} = {\ frac {GM} {c ^ {2}}}. }

Горизонт событий

Вдали от черной дыры частица может двигаться в любом направлении, как показано набором стрелок. Это ограничено только скоростью света. Ближе к черной дыре пространство-время начинает деформироваться. К черной дыре ведет больше путей, чем удаляющихся. Внутри горизонта событий все пути приближают частицу к центру черной дыры. Для частиц больше невозможно убежать.

Определяющей чертой черной дыры является появление горизонта событий - границы в пространство-времени, через которую материя и свет могут проходить только внутрь, к масса черной дыры. Ничто, даже свет, не может ускользнуть из-за горизонта событий. Горизонт событий появляется как таковой, потому что, если событие происходит в пределах границы, информация от этого события может достигнуть внешнего наблюдателя, что делает невозможным определение того, произошло ли такое событие.

Как предсказывает общая теория относительности, наличие массы деформирует пространство-время таким образом, что пути по которым движутся частицы, изгибаются к массе. На горизонте событий черной дыры эта деформация становится настолько сильной, что нет путей, ведущих от черной дыры.

Для удаленного наблюдателя часы рядом с черной дырой будут показывать медленнее, чем те, что дальше от черной дыры. Из-за этого эффекта, известный как гравитационное замедление времени, объект, падающий в черную дыру, кажется, замедляется по мере приближения к горизонту событий, требуя бесконечного времени, чтобы достичь его. В то же время все процессы на этом объекте замедляются с точки зрения фиксированного внешнего наблюдателя, в результате чего любой свет, излучаемый объект, становится более красным и тусклым, эффект, известный как гравитационное красное смещение. В конце концов, падающий объект исчезает, пока его больше нельзя будет увидеть. Обычно этот процесс происходит очень быстро, когда объект исчезает из поля зрения менее чем за секунду.

С другой стороны, нерушимые наблюдатели, падающие в черную дыру, не замечают ни одного из этих эффектов, когда они пересекают горизонт событий. Согласно их собственным часам, кажущиеся им нормально тикающими, они пересекают горизонт событий через конечное время, не замечая какого-либо особенного поведения; в классической общей теории относительности определения местоположения горизонта событий из принципа эквивалентности Эйнштейна.

топология горизонта событий черной дыры в состоянии равновесия всегда сферический. Для не вращающихся (статических) черных дыр геометрия горизонта событий точно сферическая, а для вращающихся черных дыр горизонт событий действие.

Сингулярность

В центре черной дыры, как описано в общей теории относительности, может находиться гравитационная сингулярность, область, где кривизна пространства-становится бесконечной. Для невращающейся черной дыры эта область принимает единственную дыру, вращающуюся черная дыра она размазывается, образуя кольцевую сингулярность , лежащую в плоскости вращения. В обоих случаях особая область имеет нулевой объем. Также можно показать, что особая область содержит массу черной дыры. Таким образом, сингулярная область может рассматриваться как имеющая бесконечную плотность.

Наблюдатели, попадающие в черную дыру Шварцшильда (т. Е. Невращающиеся и не заряженные), не могут избежать попадания в сингулярность, как они только пересекают горизонт событий. Они могут продлить опыт, ускоряясь, чтобы замедлить спуск, но только до предела. Когда они достигают сингулярности, они раздавливаются до бесконечной плотности, и их масса добавляется к общей массе черной дыры. Прежде чем это произойдет, они будут разорваны на части растущими приливными силами в процессе, который иногда называют спагеттификацией или «эффектом лапши».

В случае заряженной (Рейсснера - Нордстрёма) или вращающейся (Керра) черной дыры можно избежать сингулярности. Расширение этих решений, насколько это возможно, открывает гипотетическую возможность выхода черной дыры в другое пространство-время, когда черная дыра действует как червоточина. Однако возможность в другую вселенную является только теоретической, возмущение разрушит эту возможность. Также возможным возможным проследить замкнутые временноподобные кривые (возвращение в собственное) вокруг сингулярности Керра, что приводит к проблемам с причинностью, таким как парадокс дедушки. Ожидается, что ни один из этих специфических эффектов не рассмотрел вращающихся и заряженных черных дыр.

Появление сингулярностей в общей теории относительности обычно воспринимается как сигнал о крахе теории. Однако такая поломка ожидается; это происходит в ситуации, когда квантовые эффекты должны описывать эти действия из-за высокой плотности и, следовательно, частиц частиц. На сегодняшний день не удалось объединить квантовые и гравитационные эффекты в единую теорию, хотя бы сформулировать такую ​​теорию квантовой гравитации. Обычно ожидается, что такая теория не будет иметь каких-либо функций.

Фотонная сфера

Фотонная сфера - это сферическая граница нулевой толщины, в которой фотоны движутся дальше. касательные к этой сфере будут захвачены на круговой орбите вокруг черной дыры. Для невращающихся черных дыр сфера фотона радиус в 1,5 раза больше радиуса Шварцшильда. Их орбиты были бы динамически нестабильными, следовательно, любое небольшое возмущение, такое как падающая частица материи, вызовет нестабильность, которая будет расти со временем, либо установив фотон на внешнюю траекторию, заставив его покинуть черную дыра, или на внутренней спирали, где он в конечном итоге пересечет горизонт событий.

Хотя свет все еще может выходить из фотонной сферы, любой свет, который пересекает фотонную сферу по входящей траектории, будет захвачен черной дырой. Следовательно, любой свет должен быть испущен объектами между фотонной сферой и горизонтом событий. Для керровской черной дыры радиус фотонной сферы зависит от параметров спина и деталей орбиты фотона, которая может быть прогрессивной (фотон вращается в том же направлении, что и черные дыры) или ретроградным.

Эргосфера

Эргосфера - это область за пределами горизонта событий, где объекты не могут оставаться на месте.

Вращающиеся черные дыры окружены областью пространства-времени, в которой невозможно стоять на месте, называемой эргосферой. Это результат процесса, известного как перетаскивание кадра ; Общая теория относительности предсказывает, что любая вращающаяся масса будет иметь тенденцию слегка «тянуться» в пространстве времени, непосредственно окружающем ее. Любой объект рядом с вращающейся массой будет стремиться начать движение в направлении вращения. Для вращающейся черной дыры этот эффект силен вблизи горизонта событий, что объект вынужден двигаться в противоположном направлении быстрее скорости света.

Эргосфера черной дыры объем, внутренняя граница которого - горизонт событий черной дыры, и внешняя граница, называемая эргоповерхностью, которая совпадает с горизонтом событий на полюсах, но заметно шире вокруг экватора.

Объекты и излучение могут нормально выходить из эргосферы. Посредством процесса Пенроуза объекты могут выходить из эргосферы с большей энергией, чем они вошли. Дополнительная энергия берется из вращательной энергии черной дыры. Тем самым замедляется вращение черной дыры. Вариант процесса Пенроуза в присутствии сильных магнитных полей, процесс Блендфорда - Знайека считается вероятным механизмом огромной светимости и релятивистских джетов квазаров и других действующих ядра галактик.

Внутренняя стабильная круговая орбита ( ISCO)

В ньютоновской гравитации, пробные частицы могут стабильно вращаться по орбите на произвольных расстояниях от центрального объекта. В общей теории относительности существует внутренняя стабильная круговая орбита (обычно называемая ISCO), внутри любых бесконечно малые возмущения круговой орбиты приведут к спиральному проникновению в черную дыру. Расположение ISCO зависит от вращения черной дыры, в случае черной дыры Шварцшильда (нулевой спин):

risco = 3 rs = 6 GM c 2, {\ displaystyle r_ {isco} = 3 \, r_ {s} = {\ frac {6 \, GM} {c ^ {2}}},}{\ displaystyle r_ {isco} = 3 \, r_ {s} = {\ frac {6 \, GM} {c ^ {2}}},}

и уменьшается с увеличением спина черной дыры для частиц, вращающихся в том же направлении, что и вращение.

Формирование и эволюция

Учитывая причудливый характер черных дыр, долгое время возникал вопрос, могут ли такие объекты действительно существовать в природе или они были просто патологическими решениями уравнений Эйнштейна. Сам Эйнштейн ошибочно полагал, что черные дыры не образуются, поскольку считал, что угловой момент коллапсирующих частиц стабилизирует их движение на некотором радиусе. Это привело к тому, что сообщество общей теории относительности на долгие годы отвергло все результаты об обратном. Однако меньшинство релятивистов продолжало утверждать, что черные дыры являются физическими объектами, и к концу 1960-х годов они убедили большинство исследователей в этой области, что нет никаких препятствий для формирования горизонта событий.

Файл: BBH гравитационное линзирование gw150914.webm Воспроизвести медиа Моделирование столкновения двух черных дыр

Пенроуз продемонстрировал, что после формирования горизонта событий общая теория относительности без квантовой механики требует, чтобы внутри образовалась сингулярность. Вскоре после этого Хокинг показал, что многие космологические решения, описывающие Большой взрыв, имеют особенности без скалярных полей или другой экзотической материи (см. «Пенроуз – Хокинг теоремы об особенностях "). Решение Керра, теорема об отсутствии волос и законы термодинамики черных дыр показали, что физические свойства черных дыр просты и понятны, что делает их респектабельные предметы для исследования. Обычные черные дыры образуются гравитационным коллапсом тяжелых объектов, таких как звезды, но теоретически они также могут быть образованы другими процессами.

Гравитационный коллапс

Происходит гравитационный коллапс когда внутреннее давление объекта недостаточно, чтобы противостоять собственной гравитации объекта. Для звезд это обычно происходит либо потому, что у звезды осталось слишком мало «топлива», чтобы поддерживать свою температуру посредством звездного нуклеосинтеза, либо потому, что звезда, которая была бы стабильной, получает дополнительное вещество таким образом, чтобы не повышать ее Температура процессора. В любом случае температура звезды уже недостаточно высока, чтобы предотвратить ее коллапс под собственным весом. Коллапс может быть остановлен давлением вырождения составляющих звезды, что позволяет конденсировать материю в экзотическое более плотное состояние. Результатом является один из различных типов компактной звезды. Какой тип формируется, зависит от массы остатка исходной звезды, оставшейся, если внешние слои были сдуты (например, в сверхновой типа II ). Масса остатка, сколлапсировавшего объекта, пережившего взрыв, может быть существенно меньше массы исходной звезды. Остатки, превышающие 5 M☉, образуются звездами, которые были более 20 M☉до коллапса.

Если масса остатка превышает примерно 3–4 M☉(Толман – Оппенгеймер– Предел Волкова ), либо потому, что исходная звезда была очень тяжелой, либо потому, что накопившаяся дополнительная масса за счет аккреции вещества, даже давление вырождения нейтронов недостаточно, чтобы остановить коллапс. Никакой предохранительный механизм (за исключением, возможно, давление вырождения кварка, см. кварковая звезда ) не препятствует остановить движение, и объект неизбежно схлопнется, образуя черную дыру.

Художественное впечатление о сверхмассивной черной дыре

Предполагается, что гравитационный коллапс тяжелой причиной образования черных дыр звездной массы. Звездообразование в ранней Вселенной могло привести к появлению очень массивных звезд, которые появились при коллапсе образовали бы черные дыры размером до 10 M☉. Эти черные дыры могут быть семенами сверхмассивных черных дыр, обнаруженных в центрах галактик. Было также высказано предположение, массивные черные дыры с типичной массой ~ 10 M☉могли образоваться в результате прямого коллапса газовых облаков в молодой Вселенной. Эти массивные объекты были предложены как зародыши, которые в итоге сформировали самые ранние квазары, наблюдавшиеся уже в точке смещения z ∼ 7 {\ displaystyle z \ sim 7}{\ displaystyle z \ sim 7} . Некоторые кандидаты в такие объекты были найдены в ходе наблюдений за молодой Вселенной.

Хотя большая часть энергии, выделяющейся во время гравитационного коллапса, испускается очень быстро, сторонний наблюдатель на самом деле не видит конца этого процесса. Несмотря на то, что коллапс занимает конечное время от системы отсчета падающей материи, удаленный наблюдатель мог бы видеть, как падающий материал замедляется и останавливается прямо над горизонтом событий из-за гравитационного замедления времени. Свету от схлопывающегося материала требуется все больше и больше времени, чтобы достичь самого текущего, излучаемого самого переднего горизонта событий, задерживается на бесконечное количество времени. Таким образом, внешний наблюдатель никогда не видит формирования горизонта событий; вместо этого коллапсирующий материал, кажется, становится более тусклым и все больше смещается в красную область, в итоге исчезает.

Первичные черные дыры и Большой взрыв

Гравитационный коллапс требует большой плотности. В нынешнюю эпоху Вселенной такие высокие плотности появляются в ранней Вселенной вскоре после Большого взрыва плотности были намного больше, что, возможно, позволяет создать черные дыры. Одной только плотности массы не позволяет массе сгущаться. Чтобы первичные черные дыры образовались в такой плотной среде. Различные модели ранней Вселенной сильно различаются в своих предсказаниях масштаба этих флуктуаций. Различные модели предсказывают создание первичных черных дыр размером от планковской массы до сотен тысяч солнечных масс.

Несмотря на то, что ранняя Вселенная была сейчас плотной - намного плотнее, чем обычно требуется для черного дыры - она ​​не коллапсировала повторно в черную дыру во время Большого взрыва. Модели гравитационного коллапса объектов относительно постоянного размера, таких как звезды, не обязательно применимы таким же образом к быстро расширяющемуся космосу, например Большому взрыву.

Столкновение высоких энергий

Смоделированное событие в детекторе CMS: столкновение, при котором может образоваться черная дыра

Гравитационный коллапс - не единственный процесс, который может создать черные дыры. В принципе, черныеры могут образовываться при столкновении дыр высоких энергий, которые соответствуют достаточной плотности. По состоянию на 2002 год таких событий не было обнаружено ни прямо, ни косвенно как дефицит баланса массы в экспериментах с ускорителем частиц . Это говорит о том, что должно существовать нижний предел черных дыр. Теоретически ожидается, что эта граница будет лежать около массы Планка (mP=√ħ c /G ≈ 1,2 · 10 ГэВ / c ≈ 2,2 · 10 кг), где квантовые эффекты, как ожидается, опровергают предсказания общей теории относительности.. Это сделало бы создание черных дыр вне досягаемости для любых высокоэнергетических процессов, происходящих на Земле или вблизи нее. Однако некоторые разработки в области квантовой гравитации предполагают, что минимальная масса черной дыры может быть намного ниже: например, в некоторых сценариях бранного мира граница устанавливается на уровне 1 ТэВ / c. Это сделало бы возможным создание микро-черных дыр в результате столкновения высоких энергий, которые происходят, когда космические лучи попадают в атмосферу Земли или, возможно, в Большом адронном коллайдере. в ЦЕРН. Эти теории очень умозрительны, и создание черных дыр в этих процессах многие специалисты считают маловероятным. Даже если бы могли образоваться микрочерные дыры, ожидаются, что они испарятся примерно за 10 секунд, не представляя угрозы для Земли.

Рост <37576>

Когда-то черная образовалась дыра, она может продолжать расти, поглощая дополнительное вещество . Любая черная дыра будет постоянно поглощать газ и межзвездную пыль из своего окружения. Этот процесс роста является одним из методов образования некоторых сверхмассивных черных дыр, хотя формирование сверхмассивных черных дыр все еще остается открытой областью исследований. Аналогичный процесс был предложен для образования черных дыр промежуточной массы, обнаруженных в шаровых скоплений. Черные дыры также могут сливаться с другими объектами, такими как звезды или даже другие черные дыры. Считается, что это было важно, особенно на раннем этапе роста сверхмассивных черных дыр, которые могли образоваться из множества более мелких объектов. Этот процесс также был предложен в качестве источника некоторых черных дыр промежуточной массы.

Испарение

В 1974 году Хокинг предсказал, что черные дыры не полностью черные, но испускают небольшое количество теплового излучения на температуру c / ( 8π GM kB ); этот эффект получил название излучение Хокинга. Применяя квантовую теорию поля к статическому фону черной дыры, он определил, что черная дыра должна испускать частицы, которые отображают идеальный спектр черного тела. После публикации Хокинга многие другие проверили результат с помощью различных подходов. Если теория излучения черной дыры Хокинга верна, то ожидается, что черные дыры со временем уменьшатся и испарятся, поскольку они теряют массу из-за испускания фотонов и других частиц. Температура этого теплового вещества (температура Хокинга ) пропорциональна поверхностной гравитации черной дыры, для черной дыры Шварцшильда пропорциональна массе. Следовательно, большие черные дыры излучают меньше излучения, чем маленькие черные дыры.

Звездная черная дыра размером 1 M☉имеет температуру Хокинга 62 нанокельвин. Это меньше, чем температура 2,7 К космического микроволнового фонового излучения. Звездные или более крупные черные дыры получают больше массы от космического микроволнового фона, чем они испускают через излучение Хокинга, и, таким образом, будут расти, а не сокращаться. Чтобы иметь температуру Хокинга выше 2,7 К (и иметь возможность испаряться), черной дыре потребуется масса меньше Луны. Такая черная дыра должна иметь диаметр менее одной десятой миллиметра.

Если черная дыра очень мала, ожидается, что радиационные эффекты станут очень сильными. Черная дыра массой автомобиля имел бы диаметр около 10 м и испарилась бы за наносекунду, за это время ее светимость на короткое время было бы более чем в 200 раз больше, чем у Солнца. Ожидается, что черные дыры меньшей массы будут испаряться еще быстрее; например, черная дыре с массой 1 ТэВ / c потребуется менее 10 секунд, чтобы полностью испариться. Предполагается, что для такой маленькой дыры эффекты квантовой гравитации будут играть роль и гипотетически сделать такую ​​маленькую черную дыру стабильной, хотя текущие разработки в области квантовой гравитации не указывают на это.

Излучение Хокинга от астрофизической черной дыры, по прогнозам, будет очень слабым, и поэтому его будет усиление трудно с Земли. Возможным исключением, однако, является вспышка гамма-излучения, испускаемая на последней стадии испарения первичных черных дыр. Поиски таких вспышек оказались безуспешными и строго ограничивают возможность существования первичных черных дыр малой массы. Космический гамма-Ферскопми НАСА, запущенный в 2008 году, продолжит поиск этих вспышек.

Если черные дыры испарятся с помощью излучения Хокинга, черная дыра солнечной массы того времени будет испаряться (с момента, когда температура космического микроволнового фона упадет ниже температуры черной дыры) в течение 10 лет. Сверхмассивная черная дыра с массой 10 (100 миллиардов) M☉испарится примерно за 2 × 10 лет. Согласно прогнозам, некоторые чудовищные черные дыры во Вселенной продолжат расти, возможно, до 10 M☉во время коллапса сверхскоплений галактик. Даже они испарились бы за период до 10 лет.

Наблюдательные данные

галактика Мессье 87 - дом первой изображенной черной дыры контекст крупный план сверхмассивный черная дыра

По своей черной природе дыры сами по себе не испускают никакого электромагнитного излучения, кроме гипотетического излучения Хокинга, поэтому астрофизикам, ищущим черные дыры, обычно используются на косвенные наблюдения. Например, о существовании черной дыры иногда можно судить, наблюдая ее гравитационное влияние на ее окружение.

10 апреля 2019 года было выпущено изображение черной дыры, которая видна в увеличенном виде, поскольку световые пути проходят вблизи горизонт событий сильно искривлен. Темная тень посередине является результатом световых путей, поглощаемых черной дырой. Изображение имеет ложный цвет, так как обнаруженный световой ореол на этом изображении находится не в видимом спектре, а в радиоволнах.

Впечатление этого художника изображает пути фотонов в окрестностях черной дыры. Гравитационное изгибание и захват света горизонтом событий причиной тени, захваченной телескопом горизонта событий.

Телескоп горизонта событий (EHT) - это активная программа, которая непосредственно наблюдает за непосредственной окружающей средой горизонта событий черных дыр, таких как черная дыра в центре Млечного Пути. В апреле 2017 года EHT начал наблюдение за черной дырой в центре Мессье 87. «Всего восемь радиообсерваторий на шести горах и четырех континентах наблюдали за галактикой в ​​течение 10 дней в апреле 2017 года», чтобы предоставить данные предоставив изображение два года спустя, в апреле 2019 года. После двухлетней обработки данных EHT опубликовал первое прямое изображение черной дыры, в сверхмассивной черной дыры, которая находится в центре вышеупомянутой галактики. Видна не черная дыра, которая отображается черной из-за всего потерь света в этой темной области, а газы на краю горизонта событий, которые используются оранжевым или красным цветом, которые определяют черный цвет. отверстие

Считается, что увеличение яркости этого материала в «нижней» половине обработанного EHT-изображения вызвано доплеровским излучением, в результате чего материал приближается к зрителю с релятивистской скоростью, воспринимается как ярче, чем удаляемый материал. В случае черной дыры это явление означает, что видимый материал вращается с релятивистскими скоростями (>1000 км / с), единственными скоростями, на которые можно центробежно уравновесить огромное гравитационное притяжение сингулярности и, таким образом, оставаться в ней. орбита над горизонтом событий. Эта конфигурация яркого материала подразумевает, что EHT наблюдала M87 * с точки зрения, улавливающей аккреционный диск черной дыры почти с ребра, поскольку вся система вращалась по часовой стрелке. Крайнее гравитационное линзирование, связанное с черными дырами, создает иллюзию перспективы, при аккреционный диск виден сверху. В действительности, большая часть кольца на изображении EHT была создана, когда свет, излучаемый обратной стороной аккреционного диска, огибал гравитационный колодец черной дыры и ускользнул так, что мог видеть весь диск. даже то, что прямо за «тенью».

До этого в 2015 году EHT обнаружил магнитные поля за пределами горизонта событий Стрельца A * и даже определил некоторые из их свойств. Линии поля, проходящие через аккреционный диск, сложную смесью упорядоченного и запутанного. Существование магнитных полей было предсказано теоретическими исследованиями черных дыр.

Прогнозируемое появление невращающейся черной дыры с тороидальным кольцом ионизированной материи, такое как было предложено в качестве модели для Стрелец A *. Асимметрия из-за эффекта Доплера, нуждающегося из-за огромной орбитальной скорости, необходимого для центробежного баланса очень сильного гравитационного притяжения дыры.

Обнаружение гравитационных волн от сливающихся черных дыр

14 сентября 2015 года обсерватория гравитационных волн LIGO провела первое в истории успешное прямое наблюдение гравитационных волн. Сигнал соответствовал теоретическим предсказаниям для гравитационных волн, вызывающих в результате слияния двух черных дыр: одна с массой около 36 солнечных, а другая около 29 масс Солнца. Это наблюдение является наиболее конкретным свидетельством существования черных дыр на сегодняшний день. Например, сигнал гравитационной волны предполагает, что расстояние между двумя объектами до слияния составляет всего 350 км (или примерно в четыре раза больше радиуса Шварцшильда, соответственно предполагаемым массам). Следовательно, объекты были компактными, поэтому наиболее правдоподобной интерпретацией оставались черные дыры.

Что еще более важно, сигнал, наблюдаемый LIGO, также включал начало сигнала после слияния ringdown, сигнал, возникающий при переходе вновь сформированного компактного объекта в стационарном состоянии. Возможно, кольцевой спуск - это самый прямой способ наблюдения за черной дырой. Из сигнала LIGO можно извлечь частоту и время затухания доминирующего сигнала вызова. По ним можно сделать вывод о массе и угловом моменте конечного объекта, которые соответствуют независимым предсказаниям численного моделирования слияния. Частота и время затухания доминирующей моды геометрией фотонной сферы. Таким образом, наблюдение этой моды подтверждает фотонной сферы, однако не может исключить возможные экзотические альтернативы черным дырам, которые достаточно компактны, чтобы иметь фотонную сферу.

Наблюдение также является первым наблюдательным свидетельством того, что существует двойных черных дыр звездных масс. Кроме того, это первое наблюдательное явление наличия черных дыр звездных масс, весящих 25 масс Солнца или более.

С тех пор было обнаружено гораздо больше событий гравитационных волн.

Собственные движения звезд, вращающихся вокруг Стрельца A *

собственные движения звезд около центра нашего собственного Млечного Пути убедительные наблюдательные доказательства того, что эти эти звезды вращаются вокруг сверхмассивная черная дыра. С 1995 года астрономы отслеживали движение 90 звезд, вращающихся вокруг невидимого объекта, совпадающего с радиоисточником Стрелец A *. Подгоняя свои движения к кеплеровским орбитам, астрономы смогли в 1998 году сделать вывод, что 2,6 миллиона M объектов должны содержаться в объеме с радиусом 0,02 световых лет, чтобы вызвать движение этих звезд. С тех пор одна из звезд, названная S2, завершила полный оборот по орбите. На основе орбитальных данных астрономы смогли уточнить вычисления до 4,3 M☉и радиуса менее 0,002 световых лет для объекта, вызывающего орбитальное движение этих звезд. Верхний предел размера объекта все еще слишком велик, чтобы проверить, меньше ли он радиуса Шварцшильда; Тем не менее, эти наблюдения убедительно свидетельствуют о том, что центральным объектом является сверхмассивная черная дыра, поскольку нет других вероятных сценариев для удержания такой большой невидимой массы в таком небольшом объеме. Кроме того, есть некоторые данные наблюдений, свидетельствующие о том, что этот объект может обладать горизонтом событий - особенностью, уникальной для черных дыр.

Аккреция вещества

Черная дыра с короной, источник рентгеновского излучения (концепции) художника

Из-за сохранение углового момента, газ, падающий в , падающий яму, созданную массивным объектом, обычно образует дискообразную систему вокруг объекта. Впечатления художников, такие как сопутствующее изображение черной дыры с короной, обычно изображают черную дыру, как если бы это было изображение сразу за ним, но в действительности гравитационное линзирование сильно исказило бы аккреционный диск.

НАСА смоделировало вид из-за горизонта черной дыры Шварцшильда, освещенной тонким аккреционным диском.

Внутри такого диска трение могло бы вызвать перенос углового момента наружу, позволяя материи падать дальше внутрь, таким образом высвобождая потенциальную энергию и повышая температуру газа.

Размытие рентгеновских лучей возле черной дыры (NuSTAR ; 12 августа 2014 г.)

Когда аккрецирующий объект является нейтронной звездой или черная дыра, газ во внутреннем аккреционном диске вращается с очень высокими скоростями из-за его близости к компактному объекту . Возникающее трение настолько велико, что нагревает внутренний диск до температур, при которых он испускает огромное количество электромагнитного излучения (в основном рентгеновских лучей). Эти яркие источники рентгеновского излучения могут быть обнаружены телескопами. Этот процесс аккреции - один из наиболее эффективных известных процессов производства энергии; до 40% остальной массы сросшегося материала может испускаться в виде излучения. (При ядерном синтезе только около 0,7% массы покоя выделяется в виде энергии.) Во многих случаях аккреционные диски сопровождаются релятивистскими струями, которые испускаются вдоль полюсов и уносят большую часть энергии.. Механизм создания этих джетов в настоящее время не совсем понятен, отчасти из-за недостатка данных.

Таким образом, многие из наиболее энергичных явлений во Вселенной были приписаны аккреции вещества на черные дыры. В частности, активные ядра галактик и квазары считаются аккреционными дисками сверхмассивных черных дыр. Точно так же рентгеновские двойные системы обычно считаются системами двойных звезд, в которых одна из двух звезд представляет собой компактный объект, аккрецирующий материю от своего компаньона. Также было высказано предположение, что некоторые сверхъяркие источники рентгеновского излучения могут быть аккреционными дисками черных дыр промежуточных масс.

. В ноябре 2011 г. было проведено первое прямое наблюдение аккреционного диска квазара вокруг сверхмассивного объекта. сообщалось о черной дыре.

Рентгеновские двойные системы

Файл: Звез да поглощена черной дырой. Gv Воспроизвести медиа Компьютерное моделирование звезды, поглощаемой черной дырой. Синяя точка указывает местоположение черной дыры. Файл: RXTE определяет сердцебиение маленькой черной дыры Кандидат.ogv Воспроизвести медиа В этой анимации сравниваются рентгеновские «биения сердца» GRS 1915 и IGR J17091, двух черных дыр, которые поглощают газ от сопутствующих звезд. A Chandra Рентгеновская обсерватория изображение Лебедя X-1, который был первым обнаруженным кандидатом в сильную черную дыру.

Рентгеновские двойные системы являются системами двойных звезд, которые испускают большую часть своего излучения в рентгеновской части спектра. Обычно считается, что это рентгеновское излучение возникает, когда одна из звезд (компактный объект) аккрецирует материю от другой (обычной) звезды. Присутствие обычной звезды в такой системе дает возможность изучить центральный объект и определить, может ли это быть черная дыра.

Если такая система излучает сигналы, которые можно напрямую проследить до компактного объекта. объект, это не может быть черная дыра. Однако отсутствие такого сигнала не исключает возможности того, что компактный объект является нейтронной звездой. Изучая звезду-компаньон, часто можно получить параметры орбиты системы и получить оценку массы компактного объекта. Если это намного больше, чем предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова (максимальная масса, которую может иметь звезда без коллапса), то объект не может быть нейтронной звездой и обычно считается черной дырой.

Первый сильный кандидат в черную дыру, Cygnus X-1, был открыт таким образом Чарльзом Томасом Болтоном, Луизой Вебстер и Полом Мердином в 1972 году. Некоторые сомнения, однако, осталось из-за неопределенностей, связанных с тем, что звезда-компаньон намного тяжелее черной дыры-кандидата. В настоящее время лучшие кандидаты в черные дыры находятся в классе рентгеновских двойных систем, называемых транзиентами мягкого рентгеновского излучения. В этом классе систем звезда-компаньон имеет относительно небольшую массу, что позволяет более точно оценить массу черной дыры. Причем эти системы активно излучают рентгеновское излучение всего несколько месяцев раз в 10–50 лет. В период низкого рентгеновского излучения (так называемого покоя) аккреционный диск чрезвычайно тусклый, что позволяет детально наблюдать за звездой-компаньоном в этот период. Один из лучших таких кандидатов - V404 Cygni.

Квазипериодические колебания

Рентгеновское излучение аккреционных дисков иногда мерцает на определенных частотах. Эти сигналы называются квазипериодическими колебаниями. Считается, что они вызваны движением материала по внутреннему краю аккреционного диска (самая внутренняя стабильная круговая орбита). Таким образом, их частота связана с массой компактного объекта. Таким образом, их можно использовать как альтернативный способ определения массы кандидатов в черные дыры.

Галактические ядра

Магнитные волны, называемые альфвеновскими S-волнами, исходят из основания черного струи дыр.

Астрономы используют термин «активная галактика » для описания галактик с необычными характеристиками, такими как необычная спектральная линия излучение и очень сильное радиоизлучение. Теоретические и наблюдательные исследования показали, что активность в этих активных ядрах галактик (AGN) может быть объяснена наличием сверхмассивных черных дыр, которые могут быть в миллионы раз массивнее звездных. Модели этих АЯГ состоят из центральной черной дыры, которая может быть в миллионы или миллиарды раз массивнее, чем Солнце ; диск из газа и пыли, называемый аккреционным диском; и две струи , перпендикулярные аккреционному диску.

Обнаружение необычно яркой вспышки рентгеновского излучения от Стрельца A *, черной дыры в центре Млечный Путь галактика 5 января 2015 г.

Хотя ожидается, что в большинстве АЯГ будут обнаружены сверхмассивные черные дыры, только ядра некоторых галактик были исследованы более тщательно в попытках идентифицировать и измерить фактические массы кандидатов в центральные сверхмассивные черные дыры. Некоторые из наиболее известных галактик с кандидатами в сверхмассивные черные дыры включают Галактика Андромеды, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, NGC 4889, NGC 1277, OJ 287, APM 08279 + 5255 и Галактика Сомбреро.

В настоящее время широко признано, что центр почти каждой галактики, не только активной, содержит сверхмассивную черную дыру. Тесная корреляция между массой этой дыры и дисперсией скоростей балджа родительской галактики, известная как M-сигма-соотношение, убедительно свидетельствует о связи между образованием черного дыра и сама галактика.

Моделирование газового облака после близкого сближения с черной дырой в центре Млечного Пути.

Микролинзирование (предлагаемое)

Другой способ изучения природы объекта как черной дыры могут быть проверены в будущем путем наблюдения эффектов, вызванных сильным гравитационным полем в их окрестностях. Одним из таких эффектов является гравитационное линзирование : деформация пространства-времени вокруг массивного объекта заставляет световые лучи отклоняться так же, как свет, проходящий через оптическую линзу. Были проведены наблюдения за слабым гравитационным линзированием, при котором световые лучи отклоняются всего на несколько угловых секунд. Однако для черной дыры это никогда не наблюдалось напрямую. Одной из возможностей наблюдения за гравитационным линзированием черной дырой было бы наблюдение звезд на орбите вокруг черной дыры. Есть несколько кандидатов для такого наблюдения на орбите вокруг Стрельца A *.

Альтернативы

Доказательства наличия звездных черных дыр в значительной степени основываются на существовании верхнего предела массы нейтронной звезды. Размер этого предела сильно зависит от предположений о свойствах плотной материи. Новые экзотические фазы материи могут подтолкнуть эту границу. Фаза свободных кварков при высокой плотности может допускать существование плотных кварковых звезд, и некоторые суперсимметричные модели предсказывают существование Q-звезд. Некоторые расширения стандартные модели постулируют существование преонов как фундаментальные строительные блоки кварков и лептонов, которые гипотетически образовывать преонные звезды. Эти гипотетические модели могут быть задействовать ряд наблюдений кандидатов в звездные черные дыры. Однако из аргументов общей теории относительности можно показать, что любой такой объект будет иметь максимальную массу.

средняя плотность черной дыры внутри ее радиуса Шварцшильда обратно пропорциональна квадрату ее массы, сверхмассивный черные дыры намного менее плотны, чем звездные черные дыры (средняя плотность черной дыры 10 M☉сопоставима с плотностью воды). Следовательно, физика материи, альтернативные объяснения сверхмассивной черной дыры гораздо более приземленны. Например, сверхмассивную черную дыру можно смоделировать большим скоплением очень темных объектов. Однако такие альтернативы, как правило, недостаточно стабильны, чтобы объяснить кандидатов в сверхмассивные черные дыры.

Доказательства существования звездных и сверхмассивных черных дыр подразумевают, что для того, чтобы черные дыры не образовывались, общая теория относительности потерпеть неудачу, поскольку теория гравитации, возможно, из-за появления квантово-механических поправок. Очень ожидаемая особенность теории квантовой гравитации заключается в том, что в ней не будет сингулярностей или горизонтов событий, и, следовательно, черные дыры не будут настоящими артефактами. Например, в модели fuzzball, основанной на теории струн, состояния решения для черной дыры обычно не имеют горизонта событий или сингулярности, но для наблюдателя среднее статистическое значение таких состояний выглядит как обычная черная дыра, выведенная из общей теории относительности.

Было высказано предположение, что несколько теоретических объектов идентично или почти идентично совпадают с наблюдениями астрономических кандидатов в черные дыры, которые функционируют через другой механизм. К ним относ gravastar, черная звезда и звезда темной энергии.

Открытые вопросы

Энтропия и термодинамика

S = 1/4 ck / Għ A Формула для энтропии Бекенштейна - Хокинга (S) дыры, которая зависит от площади черной дыры (A). Константы: скорость света (c), постоянная Больцмана (k), постоянная Ньютона (G) и приведенная постоянная Планка. (ħ). В единицах Планка это сокращено до S = A / 4.

В 1971 году Хокинг показал при общих условиях, что общая площадь горизонтов событий набора классических черных дыр никогда не может уменьшиться, даже если они сталкиваются и сливаются. Этот результат, теперь известный как второй закон механики черной дыры, очень похож на второй закон термодинамики, который утверждает, что общая энтропия изолированная система никогда не может уменьшиться. Как и в случае с классическими объектами при температуре абсолютный ноль, предполагалось, что черные дыры имеют нулевую энтропию. Если бы это было так, второй закон термодинамики был бы нарушен, если бы была насыщенная энтропия материя попала в черную дыру, что привело бы к уменьшению общей энтропии Вселенной. Поэтому Бекенштейн предположил, что у черной дыры должна быть энтропия и что она должна быть пропорциональна площади ее горизонта.

Связь с законами термодинамики была еще больше укреплена открытием Хокинга, что квантовая теория поля предсказывает, что черная дыра излучает излучение черного тела при постоянной температуре. Это, по-предположительно, вызывает нарушение второго закона черной дыры, вызывая излучение уносит энергию из черной дыры, вызывая ее напряжение. Однако излучение также уносит энтропию, и при общих условиях можно доказать, что сумма энтропии вещества, окружающего черную дыру, и одну четверти площади горизонта, измеренной в единицах Планка на самом деле всегда всегда увеличивается. Это позволяет указать закон механики дыры как аналог первого закона черной термодинамики, где масса действует как энергия, поверхностная гравитация - как температура, а площадь - как энтропия.

Одна загадочная особенность заключается в том, что энтропия черной дыры зависит от ее площади, а не от ее объема, поскольку энтропия обычно является экстенсивной величиной, которая линейно масштабируется с системой объема. Это странное свойство привело Джерарда т Хофта и Леонарда Сасскинда к предложению голографического принципа, предполагает, что все, что происходит в пространстве-времени, может быть описано с помощью данных о границе этого объема.

Хотя общая теория относительности вычислений энтропии черной дыры, эта ситуация теоретически неудовлетворительна. В статистической механике энтропия понимается как подсчет количества микроскопических конфигураций, которые имеют одинаковые макроскопические свойства (например, масса, заряд, давление и т. д.). Без удовлетворительной теории квантовой гравитации выполнить такие вычисления для черных дыр. Некоторый прогресс был достигнут в различных подходах к квантовой гравитации. В 1995 году Эрю Строминджер и Кумрун Вафа показали, что подсчет микросостояний конкретный суперсимметричной черной дыры в теории струн воспроизводит Бекенштейна– Энтропия Хокинга. Получены аналогичные результаты для различных черных дыр как в теории струн, так и других подходов к квантовой гравитации, таких как петлевая квантовая гравитация.

Парадокс потери информации

Вопрос, Web Fundamentals.svg Нерешенная проблема в физике :. Is физическая информация потеряна в черных дырах? (другие нерешенные проблемы в физике)

Первая дыра имеет лишь несколько внутренних параметров, большая часть информации о материи, которая образовала черную дыру, теряется. Независимо от типа вещества, попадающего в черную дыру, оказывается, что сохраняется только информация о полной массе, заряде и угловом моменте. Пока считалось, что черные дыры не являются такой проблемой, поскольку информация может рассматриваться как существующая внутри дыры, недоступная извне, но представленная на горизонте событий в соответствии с голографическим принципом. Однако черные дыры медленно испаряются, испуская излучение Хокинга. Это излучение, похоже, не несет никакой дополнительной информации о материи, которая сформировала черную дыру, а это означает, что эта информация, похоже, исчезла навсегда.

Вопрос, действительно ли информация теряется в черных дырах (парадокс информации о черной дыре ) разделил сообщество теоретических физиков (см. ставка Торна – Хокинга – Прескилла ). В квантовой механике потеря информации соответствует нарушению свойства, называемого унитарностью, и утверждалось, что потеря унитарности также будет означать нарушение сохранения энергии, хотя это также оспаривается. В последние годы появились свидетельства того, что действительно информация и унитарность сохраняются при полном квантово-гравитационном рассмотрении проблемы.

Одна попытка разрешить информационный парадокс черной дыры известна как комплементарность черной дыры. В 2012 году был представлен «парадокс межсетевого экрана » с целью продемонстрировать, что дополнительность черных дыр не может разрешить информационный парадокс. Согласно квантовой теории поля в искривленном пространстве-времени, одиночное излучение излучения Хокинга включает две взаимно запутанные частицы. Уходящая частица улетает и испускается как квант излучения Хокинга; падающая частица поглощается черной дырой. Предположим, что черная дыра образовалась за конечное время в прошлом и полностью испарится через какое-то конечное время в будущем. Тогда он будет излучать только конечное количество информации, закодированной в его излучении Хокинга. Согласно исследованиям таких физиков, как Дон Пейдж и Леонард Сасскинд, в конечном итоге наступит время, когда исходящая частица должна быть запутана всем излучением Хокинга, которое ранее испускала черная дыра. Это, по-видимому, создает парадокс: принцип, называемый «моногамия запутанности», требует, чтобы, как и любая квантовая система, исходящая частица не могла быть полностью запутана с двумя другими системами одновременно; однако здесь исходящая частица оказывается запутанной как с падающей частицей, так и независимо, с прошлым излучением Хокинга. Чтобы разрешить это противоречие, физики, в конечном итоге, должны быть вынуждены отказаться от одного из трех принципов принципов: принципа эквивалентности Эйнштейна , унитарности или местности квантовой теории поля. Одно из решений, которое нарушает принцип эквивалентности, состоит в том, что «брандмауэр» уничтожает входящие частицы на горизонте событий. В целом, от какого из этих предположений следует отказаться, остается предметом споров.

См. Также

Примечания

Ссылки

Дополнительная литература

Популярное чтение

Университетские учебники и монографии

Обзорные статьи

Внешние ссылки

Видео

Последняя правка сделана 2021-05-12 09:30:36
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте