Черные дыры

В момент, когда умирающая звезда уйдет за свой горизонт событий, ее размеры еще довольно велики, но никакие физические силы уже не смогут остановить ее дальнейшее сжатие. И звезда в целом продолжает сжиматься, пока, наконец, не прекратит свое существование в точке в центре черной дыры. В этой точке бесконечно давление, бесконечна плотность и бесконечна кривизна пространства-времени. Это «место»

в пространстве-времени именуется сингулярностью.

Прежде всего, черную дыру окружает фотонная сфера, состоящая из лучей света, движущихся по неустойчивым круговым орбитам. Внутри фотонной сферы находится горизонт событий - односторонне пропускающая поверхность в пространстве-времени, из которой ничто не может вырваться. Наконец, в центре черной дыры находится сингулярность. Все то, что проваливается сквозь горизонт событий, засасывается в сингулярность, где оно под действием бесконечно сильно искривленного пространства-времени прекращает свое существование. После того как умирающая звезда заходит за свою фотонную сферу и приближается к горизонту событий, от нее в окружающую Вселенную может вырваться все меньше и меньше световых лучей. По мере приближения катастрофического коллапса массивной звезды к его неизбежному концу, лучам света с поверхности звезды становится все труднее и труднее уйти навсегда от звезды.

С приближением поверхности звезды к горизонту событий ее яркость убывает с невероятной быстротой. Спустя всего 1/1000 с после начала гравитационного коллапса конус выхода становится настолько узким, что лишь одна квадрильонная (10 ~ 15!) света звезды может ускользнуть во внешнюю Вселенную. Всего миг и бывшая яркая звезда становится почти совершенно черной.

Одновременно с быстрым ослаблением яркости умирающей звезды вступает в игру и другой важный эффект. Тяготение вызывает замедление течения времени. Этот эффект именуется гравитационным красным смещением ибо свет, испускаемый атомами, погруженными в гравитационное поле, «смещается» в сторону более длинных волн. Поэтому в ходе усиления гравитационного поля вблизи звезды в процессе ее коллапса свет, испускаемый атомами на поверхности этой звезды, испытывает все большее и большее красное смещение. Поэтому для наблюдающего ее со стороны астронома коллапсирующая звезда становится одновременно и слабой, и излучающей свет все более длинных (более «красных») волн.

2.Излучение черной дыры

Черная дыра рождает частицы. Сравнительно большие черные дыры массой в несколько солнечных обладают столь низкой температурой, что могут производить только «безмассовые» частицы — частицы, всегда летящие со скоростью света и не имеющие собственной массы покоя. К ним, относятся фотоны, электронные и мюонные нейтрино, их античастицы и, наконец, еще гравитоны — кванты гравитационных волн. Черная дыра массой, типичной для звезд, рождает особенно много нейтрино (81% всего потока) всех сортов, затем фотонов (17%) и гравитонов (2%) (рис. 8). Тот факт, что разные частицы излучаются в разных количествах, объясняется различием их свойств. Нейтрино испускается больше всего, потому что их внутренний угловой момент (спин) минимален (1/г), а гравитонов меньше всего, так как их спин максимален (2).

Черные дыры малой массы имеют большую температуру. Так, температура черных дыр массой, меньшей; 1017—1016 г, выше 109—1010 К. Эти черные дыры порождают, помимо перечисленных частиц, электронно-позитронные пары. Заметим, что размеры таких черных дыр составляют всего 1011см (в 1000 раз меньше размера атома).

Еще меньшие черные дыры массой < 5 • 1014 г способны излучать мюоны и более тяжелые элементарные частицы. Черная дыра массой 1014 г излучает 12% тяжелых частиц и античастиц, 28% электронов и позитронов,. 48% нейтрино всех сортов, 11% фотонов и 1% гравитонов (размер этих черных дыр меньше атомного ядра).

Особую важность квантовые процессы приобретают для первичных черных дыр. Если в начале расширения Вселенной, когда вещество было плотным, образовались черные дыры массой, меньшей 1015г, то все они должны к нашему времени испариться. По этой причине процесс, открытый Хоукингом, имеет очень важное значение для космологии. Процесс испарения первичных черных дыр ведет к излучению высокочастотных фотонов — гамма-излучения. Так, черные дыры массой около 1015 г должны излучать кванты с энергией около 100 МэВ.

Наблюдение таких квантов, приходящих из космоса, в принципе могло бы помочь обнаружению первичных черных дыр. Пока же они не обнаружены, и можно только сказать, что количество черных дыр массой около 1015 г во Вселенной должно быть в среднем не больше, чем десять тысяч на каждый кубический парсек. Если бы их было больше, то общее количество гамма-квантов, с энергией около 100 МэВ было бы больше наблюдаемого сейчас потока гамма-квантов из космоса.

3.Эволюция звезд

Звездные останки могут быть трех разновидностей: это белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры.

Природа белых карликов как «мертвых» звезд стала достаточно ясна после пионерской работы С. Чандрасекара в начале 1930-х годов. Та термоядерная «печь», которая поддерживает структуру обычных звезд, не может быть причиной устойчивости внешних слоев в белых карликах просто потому, что в них уже исчерпано все горючее. Для понимания того, что же поддерживает структуру белого карлика, рассмотрим вещество в сердцевине коллапсирующей, умирающей звезды. По мере сжатия звезды давления и плотности становятся столь велики, что все атомы полностью «раздавливаются». В результате получается море свободных электронов, в котором как бы «плавают» ядра. Электроны обладают спином, или собственным «вращением», вследствие чего их поведение подчиняется важному закону природы, называемому в физике принципом запрета Паули. Согласно этому запрету, два электрона одновременно не могут занимать одно и то же место, если их скорости и спины одинаковы. По мере сжатия умирающей звезды электроны подвергаются давлению до такой степени, что в конце концов оказываются заполненными все вакансии возможного расположения и скоростей электронов. Как только это произошло, электроны начинают с большой силой действовать друг на друга, сопротивляясь дальнейшему сжатию умирающей звезды. Таким образом, возникает давление вырожденных электронов, предотвращающее неограниченное сжатие (коллапс) белого карлика.

Белые карлики известны астрономам уже на протяжении многих лет. Эти звезды настолько обычны, что до недавних пор все считали их конечным состоянием всех умирающих звезд.

Выполнив подробные расчеты структуры белых карликов, Чандрасекар пришел к интересному открытию: для массы белого карлика существует строгая верхняя граница. Давление вырожденных электронов способно поддерживать вещество мертвой звезды лишь в том случае, если ее масса не превышает примерно 1,25 массы Солнца. Если же масса умирающей звезды существенно больше 1,25 солнечной, то даже мощных сил между вырожденными электронами недостаточно для того, чтобы противостоять всесокрушающему давлению вышележащих слоев звезды. Этот критический предел массы - около 1,25 массы Солнца— называется пределом Чандрасекара.

 Скачать реферат