Учебная работа. Реферат: Черные дыры

Учебная работа. Реферат: Черные дыры

1. Темные дыры

термин «темная дыра» возник совершенно не так давно. Его ввел в обиход в 1969 г. южноамериканский ученый Джон Уилер как мета-форическое выражение представления, появившегося по последней мере 200 лет вспять, когда существовали две теории света: в первой, кото-рой придерживался Ньютон, числилось, что свет состоит из частиц; согласно же 2-ой теории, свет — это волны. На данный момент мы знаем, что по сути обе они правильны. В силу принципа частично-волнового дуализма квантовой механики свет может рассматривать-ся и как частички, и как волны. В теории, в какой свет — волны, было неясно, как будет действовать на него гравитация. Если же свет — поток частиц, то можно считать, что гравитация действует на их так же, как на пушечные ядра, ракеты и планетки. Поначалу ученые задумывались, что частички света передвигаются с нескончаемой скоростью и потому гравитация не может их замедлить, но когда Рёмер установил, что скорость света конечна, сделалось ясно, что воздействие гравитации может оказаться значимым.

Исходя из этого Джон Мичел, педагог из Кембриджа, в 1783 г. представил в журнальчик «Философские труды Английского Царского общества» свою работу, в какой он указывал на то, что довольно мощная и малогабаритная звезда обязана иметь настолько мощное гравитационное поле, что свет не сумеет выйти за его пределы: хоть какой луч света, испущенный поверхностью таковой звезды, не успев отступить от нее, будет втянут назад ее гравитационным притяжением. Мичел считал, что таковых звезд быть может весьма много. Невзирая на то что их недозволено узреть, потому что их свет не может до нас дойти, мы тем не наименее должны чувствовать их грави-тационное притяжение. Подобные объекты именуют на данный момент черны-ми дырами, и этот термин отражает их сущность: черные пучины в галлактическом пространстве. Через несколько лет опосля Мичела и Французский ученый Лаплас высказал, по-видимому, независимо от него аналогичное предположение. Небезынтересно, что Лаплас включил его только в 1-ое и 2-ое издания собственной книжки «Система мира», но исключил из наиболее поздних изданий, сочтя, наверняка, чер-ные дыры бредовой мыслью. (К тому же в XIX в. корпускулярная теория света растеряла популярность. сделалось казаться, что все явления можно разъяснить при помощи волновой теории, а в ней действие гравитационных сил на свет совсем не было естественным.)

По сути свет недозволено разглядывать как пушечные ядра в теории тяготения Ньютона, поэтому что скорость света фиксиро-вана. (Пушечное ядро, вылетевшее ввысь с поверхности Земли из-за гравитации будет замедляться и в конце концов остановится, а позже начнет падать. Фотон же должен продолжать дви-жение ввысь с неизменной скоростью. Как тогда ньютоновская гравитация может повлиять на свет?) Поочередная тео-рия взаимодействия света и гравитации отсутствовала до 1915 г. когда Эйнштейн предложил общую теорию относительности. Но даже опосля этого прошло много времени, пока сделалось в конце концов ясно, какие выводы следуют из теории Эйнштейна относительно мас-сивных звезд.

Чтоб осознать, как возникает темная дыра, нужно вспомянуть о том, каковой актуальный цикл звезды. Звезда появляется, когда огромное количество газа (в главном водорода) начинает сжиматься сила-ми собственного гравитационного притяжения. В процессе сжатия атомы газа все почаще и почаще сталкиваются друг с другом, двига-ясь со всё большенными и большенными скоростями. В итоге газ разогревается и в конце концов становится таковым жарким, что ато-мы водорода, заместо того чтоб отскакивать друг от друга, будут соединяться, образуя гелий. Тепло, выделяющееся в данной реакции, которая припоминает управляемый взрыв водородной бомбы, и вы-зывает свечение звезды. Из-за доп тепла давление газа увеличивается до того времени, пока не уравновесит гравитационное притя-жение, опосля чего же газ перестает сжиматься. Это мало напоми-нает надутый резиновый шарик, в каком устанавливается равно-весие меж давлением воздуха снутри, заставляющим шарик разду-ваться, и натяжением резины, под действием которого шарик сжи-мается. Подобно шарику, звезды будут длительно оставаться в стабиль-ном состоянии, в каком выделяющимся в ядерных реакциях теп-лом уравновешивается гравитационное притяжение. Но в конце кон-цов у звезды кончится водород и остальные виды ядерного горючего. Как ни феноминально, но чем больше исходный припас горючего у звезды, тем резвее оно истощается, поэтому что для компенсации гравитационного притяжения звезде нужно тем посильнее разогреться, чем больше ее масса. А чем горячее звезда, тем резвее расходует-ся ее горючее. Припаса горючего на солнце хватит приблизительно на 5 тыщ миллионов лет, но наиболее томные звезды израсходуют свое горючее всего за 100 миллионов лет, т. е. за время, еще меньш^ возраста Вселенной. Израсходовав горючее, звезда начинает охлаж-даться и сжиматься, а вот что с ней происходит позже, сделалось понятно лишь в конце 20-х годов нашего века.

В 1928 г. Субраманьян Чандрасекар, аспирант из Индии, отправился по морю в Великобританию, в Кембридж, чтоб пройти там курс обучения у наикрупнейшго спеца в области общей теории от-носительности Артура Эддингтона. (молвят, сначала 20-х годов один журналист произнес Эддингтону, что он слышал, как будто мире всего три человека соображают общую теорию относитель-ности. Эддингтон, помолчав, произнес: «Я думаю — кто же 3-ий?»). во время собственного путешествия из Индии Чандрасекар вычислил, какой величины обязана быть звезда, чтоб, израсходовав цели-ком свое горючее, она все таки могла бы противостоять воздей-ствию собственных гравитационных сил. Чандрасекар рассуждал так. Когда звезда миниатюризируется, частички вещества весьма очень сближаются друг с другом и в силу принципа запрета (исключения) Паули их скорости должны все больше различаться. Как следует, частички стремятся разойтись и звезда расширяется. Таковым образом, радиус звезды может удерживаться неизменным благодаря равно-весию меж гравитационным притяжением и возникающим в силу принципа Паули отталкиванием, точь-в-точь как на наиболее ранешней стадии развития звезды гравитационные силы уравновешивались ее термическим расширением.

Но Чандрасекар осознавал, что отталкивание, обусловленное принципом Паули, не безгранично. Согласно теории относитель-ности, наибольшая разница скоростей частиц вещества в звезде равна скорости света. Это означает, что, когда звезда становится довольно плотной, отталкивание, обусловленное принципом Пау-ли, обязано стать меньше, чем гравитационное притяжение. Чандрасекар высчитал, что если масса прохладной звезды наиболее чем в полтора раза превосходит массу Солнца, то эта звезда не сумеет противостоять своей гравитации. (Данное время аналогичное открытие сделал русский физик Л. Д. Ландау.

Выводы Чандрасекара и Ландау имели принципиальные следствия от-носительно судьбы звезд с большенный массой. Если масса звезды меньше предела Чандрасекара, то она в конце концов может пере-стать сокращаться, превратившись в «белоснежного лилипута» — одно из вероятных конечных состояний звезды. «Белоснежный лилипут» имеет в радиусе несколько тыщ км, плотность — сотки тонн на кубический сантиметр и удерживается в равновесии благодаря отталкиванию электронов в его веществе, отталкиванию, которое возникает из-за принципа Паули. На небе видно много белоснежных Орликов. Одним из первых был открыт белоснежный лилипут, крутящийся вокруг Сириуса,- самой броской звезды на ночном небе.

Ландау показал, что звезда может оказаться и в другом конечном состоянии, предельная масса которого равна одной-двум массам Солнца, а размеры даже меньше, чем у белоснежного лилипута. Эти звезды тоже должны существовать благодаря возникающему из-за принципа Паули отталкиванию, но не меж электронами, а меж протонами и нейтронами. Потому такие звезды получили заглавие нейтронных звезд. Их радиус не больше нескольким 10-ов км, а плотность — сотки миллионов тонн на ку-бический сантиметр. Когда Ландау предсказал нейтронные звезды следить их никто не умел, а настоящая возможность их наблюдения возникла существенно позднее.

Если масса звезды превосходит предел Чандрасекара, то когда ее горючее кончается, появляются огромные трудности. Чтоб избежать чертовского гравитационного коллапса, звезда может взор-ваться либо каким-то образом выкинуть из себя часть вещества чтоб масса стала меньше предельной. Тяжело, но, поверить что так происходит со всеми звездами независимо от их размеров. Как звезда выяснит, что ей пора терять вес? А даже если б каждой звезде удалось утратить в весе так, чтоб избежать коллап-са, то что вышло бы, если б мы прирастили массу белоснежного карли-ка либо нейтронной звезды так, что она превысила бы предел? Быть может, тогда произошел бы кризис и плотность звезды стала нескончаемой? Эддингтон был так сиим поражен, что отказался ве-рить результату Чандрасекара. Он считал просто неосуществимым, чтоб звезда сколлапсировала в точку. Таковой позиции придержива-лось большая часть ученых: сам Эйнштейн заявил в собственной статье, что звезды не могут сжиматься до нулевых размеров. Враждеб-ное отношение ученых, в индивидуальности Эддингтона, который был первым учителем Чандрасекара и основным авторитетом в иссле-довании строения звезд, вынудили Чандрасекара бросить работу в прежнем направлении и переключиться на остальные задачки астро-номии, такие, как движение звездных скоплений. Но Нобелев-ская премия 1983 г. была, по последней мере отчасти, присуждена Чандрасекару за ранешние работы, связанные с предельной массой хо-лодных звезд.

Он показал, что если масса звезды превосходит предел Чанд-расекара, то принцип запрета не может приостановить ее кризис, а задачку о том, что обязано произойти с таковой звездой согласно общей теории относительности, первым решил в 1939 г. юный южноамериканский физик Роберт Оппенгеймер. Но из результатов Оппенгеймера следовало, что при помощи существовавших тогда теле-скопов недозволено следить ни один из предсказанных эффектов. Позже началась 2-ая глобальная война, и сам Оппенгеймер вплот-ную занялся разработкой атомной бомбы. Опосля войны о гравита-ционном коллапсе совсем запамятовали, поэтому что большая часть ученых было увлечено исследованием явлений атомных и ядерных масш-табов. Но в 60-х годах благодаря новой технике число астрономических наблюдений очень возросло, а их область значи-тельно расширилась, что вызвало возрождение энтузиазма к астроно-мии и космологии. Результаты Оппенгеймера были поновой открыты и развиты дальше почти всеми физиками.

В итоге благодаря Оппенгеймеру мы имеем на данный момент последующую картину. Из-за гравитационного поля звезды лучи света в простран-стве-времени отклоняются от тех траекторий, по которым они пе-ремещались бы в отсутствие звезды. Световые конусы, вдоль поверх-ности которых распространяются испущенные из их вершин свето-вые лучи, около поверхности звезды мало наклоняются вовнутрь. Это проявляется в наблюдаемом во время солнечного затмения ис-кривлении световых лучей, идущих от удаленных звезд. По мере сжатия звезды возрастает гравитационное поле на ее поверхно-сти и световые конусы наклоняются еще посильнее. Потому свето-вым лучам, испущенным звездой, становится все сложнее выйти за границы гравитационного поля звезды, и удаленному наблюдающему ее свечение будет казаться мерклым и наиболее красноватым. В конце концов, когда в процессе сжатия радиус звезды достигнет некого критичного значения, гравитационное поле у ее поверхности ста-нет весьма мощным, тогда и световые конусы так оборотятся вовнутрь, что свет не сумеет больше выйти наружу. По теории относительности ничто не может двигаться резвее света; а раз свет не может выйти наружу, то и никакой иной объект не сумеет выйти, т. е. все будет втягиваться вспять гравитацион-ным полем. Это означает, что существует некоторое огромное количество собы-тий, т. е. некоторая область пространства-времени, из которой невозмож-но выйти наружу и достигнуть удаленного наблюдающего. Таковая область именуется на данный момент темной дырой. Границу темной дыры именуют горизонтом событий. Она совпадает с способами тех световых лучей, которые первыми из всех теряют возможность выйти за границы темной дыры.

Чтоб осознать, что вы узрели бы, если б следили за обра-зованием темной дыры при коллапсе звезды, нужно вспомянуть, что в теории относительности отсутствует абсолютное время и у всякого наблюдающего своя мера времени. Из-за того, что звезда имеет гра-витационное поле, для наблюдающего на звезде время будет не таковым, как для удаленного наблюдающего. Представим, что какой-либо отважный космонавт находится на поверхности коллапсирующей звезды и коллапсирует вовнутрь совместно с ней. Пусть он каждую секунду по своим часам отправляет сигналы на галлактический корабль, обращающийся по орбите вокруг звезды. В которой-то момент време-ни по его часам, скажем в 11:00, звезда сожмется до радиуса ниже критичного, при котором гравитационное поле становится на-сколько мощным, что ничто не может выйти наружу, тогда и сиг-налы этого смельчака больше не попадут на галлактический корабль. При приближении времени к 11:00 интервалы меж очередными сигналами, которые космонавт отправляет своим спутникам на галлактический корабль, будут удлиняться, но до 10:59:59 этот эффект будет невелик. Меж сигналами, которые космонавт по своим часам пошлёт в 10:59:58 и 10:59:59, на галлактическом корабле пройдет чуток больше секунды, но сигнала, посланного космонавтом в 11:00, им придется ожидать вечно. Световые волны, испущенные с поверхности звезды меж 10:59:59 и 11:00 по часам космонавта, будут, исходя из убеждений пассажира галлактического корабля, размазаны по бесконеч-ному периоду времени. Временной интервал меж 2-мя волнами, приходящими друг за другом на корабль, будет все время увеличи-ваться, и потому излучаемый звездой свет будет безпрерывно осла-бевать и казаться все наиболее красноватым. В конце концов звезда станет таковой мерклой, что ее больше не увидят с борта галлактического корабля: от нее остается только темная дыра в пространстве. При всем этом на корабль будет как и раньше действовать гравитацион-ное притяжение звезды, так что он продолжит свое движение по орбите вокруг темной дыры.

Но этот сценарий не совершенно реалистичен по последующей причине. При удалении от звезды ее гравитационное притяжение слабеет, а потому ноги нашего отважного космонавта постоянно будут испыты-вать наиболее мощное гравитационное действие, чем голова. Разни-ца в величине сил приведет к тому, что космонавт или окажется вытянутым, как спагетти, или разорвется на части еще до того, как размеры звезды сократятся до критичного радиуса, когда возникает горизонт событий! Но мы считаем, что во Вселенной есть еще огромные объекты, к примеру центральные об-ласти галактик, которые тоже могут преобразовываться в темные дыры из-за гравитационного коллапса. Тогда, находясь на одном из та-ких объектов, космонавт не был бы разорван на части еще до образо-вания темной дыры. По сути он бы не ощутил ничего особого, когда радиус звезды достигнул бы критичного значения, и полностью мог бы пройти, не заметив, точку, за которой начинается область, откуда недозволено возвратиться вспять. Но всего через несколько часов, когда эта область начала бы коллапсировать, разница гравита-ционных сил, работающих на ноги и на голову, возросла бы так очень, что его снова порвало бы на части.

В работе, которую мы с Роджером Пенроузом выполнили в пе-риод с 1965 по 1970 г., было показано, что, согласно общей теории относительности, в темной дыре обязана быть сингулярность, в какой плотность и кривизна пространства-времени нескончаемы. Ситуация припоминает большенный взрыв в момент начала отсчета времени с той лишь различием, что это означало бы конец времени для космонавта и для коллапсирующего тела. В данной сингулярной точке нарушались бы законы науки, а мы утратили бы способность предвещать будущее. Но эта утрата не задела бы ни 1-го наблюдающего, находящегося вне темной дыры, поэтому что до него не дошел бы ни световой, ни какой-либо иной сигнал, вышедший из сингулярности. Под воздействием этого необычного факта Роджер Пенроуз выдвинул «догадку галлактической цензуры», которую можно так сконструировать: «Бог не терпит нагой сингулярности». Други-ми словами, сингулярности, возникшие в итоге гравитацион-ного коллапса, возникают только в местах вроде темных дыр, где горизонт событий накрепко укрывает их от взглядов снаружи. Строго говоря, это догадка слабенькой галлактической цензуры (как ее и назы-вают на данный момент): благодаря ей наблюдатели, находящиеся за предела-ми темной дыры, защищены от последствий того, что в сингуляр-ности пропадает способность предвещать будущее, но эта догадка ничего не дает для спасения злосчастного космонавта, упавшего в черную дыру.

Есть некие решения уравнений общей теории отно-сительности, которые разрешают космонавту узреть нагую син-гулярность; он может увернуться от сингулярности и, пропархав через «кротовую нору», выйти в иной области Вселенной. Таковой вариант предоставил бы широкие способности для путешествия в пространстве и времени, но, к огорчению, все эти решения, по-ви-димому, очень нестабильны. Мельчайшее возмущение, к примеру присутствие космонавта, могло бы так поменять решения, что астро-навт не узрел бы сингулярность до самого столкновения с ней, когда его существованию пришел бы конец. Иными словами, син-гулярность находилась бы постоянно в его будущем и никогда в прош-лом. Мощная формулировка догадки галлактической цензуры такая: сингулярности реалистического решения должны быть постоянно или полностью в дальнейшем (как в случае гравитационного коллапса), или полностью в прошедшем (как в случае огромного взрыва). Весьма охото надежды, что догадка галлактической цензуры производится в той либо другой формулировке, поэтому что по другому поблизости нагих сингулярностей имелась бы возможность попадать в прошедшее. Это было бы отлично для писателей-фантастов, но означало бы, что никогда недозволено быть уверенным в собственной сохранности: кто-то может войти в прошедшее и лишить жизни кого-то из ваших родителей еще до того, как они успели отдать жизнь для вас!

Горизонт событий, ограничивающий ту область пространства-времени, из которой нереально выкарабкаться наружу, подобен не-кой полупроницаемой мембране, окружающей черную дыру: объек-ты вроде неосмотрительного космонавта могут свалиться в черную дыру че-рез горизонт событий, но никакие объекты не могут выкарабкаться из нее через горизонт событий назад. (Вспомяните, что гори-зонт событий — это путь, по которому в пространстве-времени распространяется свет, когда он стремится выйти из темной дыры, а резвее света не может двигаться ничто.) О горизонте событий можно сказать так, как сказано у поэта Данте о входе в Ад: «Оставь надежду всяк, сюда входящий». Все и вся, провалившееся за го-ризонт событий, скоро попадет в область нескончаемой плотности, где время кончается.

Общая теория относительности предвещает, что при дви-жении томных объектов должны излучаться гравитационные вол-ны, которые представляют собой пульсации кривизны места, распространяющиеся со скоростью света. Излучаемые при любом движении гравитационные волны будут уносить энергию системы. (Это припоминает поведение брошенного в воду поплавка, который поначалу то уходит под воду, то выныривает на поверхность, но, так как волны уносят его энергию, в конце концов застывает в недвижном стационарном состоянии.) к примеру, при обраще-нии Земли вокруг Солнца появляются гравитационные волны и Земля теряет свою энергию. Утрата энергии будет влиять на орбиту Зем-ли, и Земля начнет равномерно приближаться к Солнцу. В конце концов они войдут в контакт, и Земля, перестав двигаться отно-сительно Солнца, окажется в стационарном состоянии. При враще-нии Земли вокруг Солнца теряемая мощность весьма мала — при-мерно такая, какую потребляет маленький электрокипятиль-ник. Это значит, что Земля свалится на солнце приблизительно через тыщу миллионов миллионов миллионов миллионов лет, а поэтому прямо на данный момент волноваться не о чем! конфигурации орбиты Земли происходят очень медлительно для наблюдения, но за крайние несколько лет в точности таковой же эффект наблюдался в системе PSR 1913+16. (PSR значит «пульсар» — особенная разновидность нейтронной звезды, которая испускает повторяющиеся импульсы радиоволн.) Это система 2-ух нейтронных звезд, крутящихся одна вокруг иной; утраты энергии на гравитационное излучение приводят к их сближению по спирали.

Когда во время гравитационного коллапса звезды появляется темная дыра, все движения звезды должны очень ускориться, и потому утраты энергии тоже должны очень возрасти. Следо-вательно, коллапсирующая звезда обязана скоро оказаться в некотором стационарном состоянии. Каким же будет это конечное состоя-ние?

Можно представить, что оно будет зависеть от всех сложных параметров начальной звезды, т. е. не только лишь от ее массы и скорости вращения, да и от различных плотностей различных частей звезды и от сложного движения газов снутри нее. Но если б темные дыры были настолько же различными, как и коллапсирующие объекты, из которых они появляются, то созодать какие бы то ни было общие пророчества о темных дырах оказалось бы весьма тяжело.

Но в 1967 г. канадский ученый Вернер Израэль (он ро-дился в Берлине, воспитывался в Южной Африке, а докторскую диссертацию защищал в Ирландии) произвел революцию в науке о темных дырах. Израэль показал, что, согласно общей теории относительности, невращающиеся темные дыры обязаны иметь весьма обыкновенные характеристики: они должны быть правильной сферической фор-мы, размеры темной дыры должны зависеть лишь от ее массы, а две темные дыры с схожими массами должны быть схожи друг другу. Практически выходило, что темные дыры можно обрисовать личным решением уравнений Эйнштейна, известным еще с 1917 г. и отысканным Карлом Шварцшильдом скоро опосля опубликования общей теории относительности. Поначалу почти все, в том числе и сам Израэль, считали, что, так как темные дыры должны быть совер-шенно круглыми, они могут создаваться лишь в итоге коллапса совсем круглого объекта. Таковым образом, неважно какая настоящая звезда — а настоящие звезды не бывают совершенно сферической формы — может сколлапсировать, порождая лишь нагую сингулярность.

правда, была вероятна и иная интерпретация приобретенного Израэлем результата, которую, а именно» поддерживали Роджер Пенроуз и Джон Уйлер. Резвые движения, возникающие во время коллапса звезды, означают, указывали эти ученые, что излучаемые звездой гравитационные волны могут еще посильнее скруглить ее, и к тому моменту, когда звезда окажется в стационарном состоя-нии, она будет в точности сферической формы. При таком взгля-де на вещи неважно какая невращающаяся звезда, вроде бы ни была сложна ее форма и внутренняя структура, опосля гравитационного коллапса обязана перевоплотиться в черную дыру правильной сферической фор-мы, размеры которой будут зависеть лишь от ее массы. В даль-нейшем таковой вывод был доказан расчетами и скоро стал принятым.

Итог Израэля касался лишь темных дыр, образовавших-ся из невращающихся объектов. В 1963 г. Рой Керр из Новейшей Зеландии отыскал семейство решений уравнений общей теории отно-сительности, которые обрисовывали крутящиеся темные дыры. «Керровские» темные дыры вращаются с неизменной скоростью, а их форма и размер зависят лишь от массы и скорости вращения. Если вращение отсутствует, то темная дыра имеет безупречную шаро-образную форму, а отвечающее ей решение идентично шварцшильдовскому решению. Если же темная дыра вращается, то ее поперечник возрастает по экватору (буквально так же, как деформируются вследствие вращения Земля и солнце) и тем посильнее, чем резвее вращение. Чтоб можно было перенести итог Израэля и на крутящиеся тела, было изготовлено предположение, что хоть какое вра-щающееся тело, которое в итоге коллапса образует черную дыру, обязано в конце концов оказаться в стационарном состоя-нии, описываемом решением Керра.

В 1970 г. мой аспирант и сотрудник по Кембриджу Брендон Кар-тер сделал 1-ый шаг к подтверждению этого догадки. Картер показал, что если стационарная крутящаяся темная дыра владеет осью симметрии, как волчок, то ее размеры и форма будут зависеть лишь от ее массы и скорости вращения. Потом в 1971 г. я обосновал, что неважно какая стационарная темная дыра постоянно будет иметь такую ось симметрии. В конце концов в 1973 г. Дэвид Робинсон из Кингс-колледжа в Лондоне, делая упор на наши с Картером результаты, показал, что вышеприведенное предположение верно, т. е. что стационарная темная дыра постоянно будет решением Керра. Итак, пос-ле гравитационного коллапса темная дыра обязана оказаться в таком состоянии, чтоб она могла вращаться, но не могла пульси-ровать. Не считая того, размеры темной дыры будут зависеть лишь от ее массы и скорости вращения и никак не будут соединены со свой-ствами того тела, которое сколлапсировало в эту черную дыру. Этот вывод стал известен в формулировке: «У темной дыры нет волос». Аксиома о отсутствии волос у темной дыры имеет большущее практическое могли бы со-держать темные дыры, и ассоциировать их пророчества с результата-ми наблюдений. Не считая того, из нее следует, что при образовании темной дыры обязана теряться большущая часть инфы о сколлапсировавшем теле, поэтому что опосля коллапса все, что нам получится измерить,- это, быть может, только масса тела да скорость его вра-щения.

Темные дыры — один из весьма малочисленных примеров в истории науки, когда теория развивалась во всех деталях как ма-тематическая модель, не имея никаких экспериментальных под-тверждений собственной справедливости. И это, естественно, было основным возражением врагов темных дыр: как можно веровать в реаль-ность объектов, существование которых следует только из вычисле-ний, основанных на таковой непонятной теории, как общая теория относительности. Но в 1963 г. Маартен Шмидт, астролог из Паламарской обсерватории в Калифорнии, измерил красноватое смещение мерклого, схожего на звезду объекта в направлении источника радиоволн ЗС273 (источник под номером 273 в 3-ем Кембридж-ском каталоге радиоисточников). Обнаруженное Шмидтом красноватое смещение оказалось очень велико, чтоб его можно было объ-яснить действием гравитационного поля: если б оно было грави-тационного происхождения, то связанный с ним объект был должен иметь такую огромную массу и размещаться так близко к нам, что его присутствие изменило бы орбиты всех планет Солнечной систе-мы. Но, быть может, тогда красноватое смещение появилось из-за расши-рения Вселенной и из этого следует, что рассматриваемый объект находится, напротив, весьма далековато? Видимый на таком большенном расстоянии объект должен быть весьма броским, т. е. должен источать гигантскую энергию. Единственный механизм, при помощи которого могло бы излучаться такое огромное количество энергии,- это гравитационный кризис, но не какой-либо одной звезды, а кол-лапс всей центральной области Галактики. С того времени были открыты и остальные подобные «квазизвездные объекты», либо квазары, владеющие красноватым смещением. Но их большая удаленность очень затрудняет наблюдение и не дает способности создать окончательные выводы относительно темных дыр.

В 1967 г. возник новейший резон в пользу существования чер-ных дыр. Кембриджский аспирант Джослин Белл нашел на небе объекты, излучающие постоянные импульсы радиоволн. Поначалу Белл и его управляющий Энтони Хьюиш решили, что они установили контакт с инопланетными цивилизациями нашей Галактики. Я помню, что, докладывая о собственном открытии на семинаре, четыре источника они вправду окрестили сокращенно LGM 1-4, где LGM значит «зеленоватые человечки» (Little Green Men). Но позже и создатели, и все другие пришли к наименее романтичному заклю-чению, что обнаруженные объекты, которые были названы пульсарами, представляют собой крутящиеся нейтронные звезды, ко-торые источают импульсы радиоволн из-за сложного нрава взаимодействия их магнитного поля с окружающим веществом. Эта новость огорчила создателей боевиков о галлактических вторженцах, но весьма воодушевила наш малочисленный отряд приверженцев чер-ных дыр, потому что мы в первый раз получили доказательство того, что нейтронные звезды есть. Радиус нейтронной звезды равен приблизительно пятнадцати километрам, т. е. всего в несколько раз боль-ше критичного радиуса, по достижении которого звезда превра-щается в черную дыру. Если звезда может сколлапсировать до таковых маленьких размеров, то полностью допустимо представить, что остальные звезды в итоге коллапса станут еще меньше и обра-зуют темные дыры.

Да, но как можно рассчитывать отыскать черную дыру, если по самому ее определению она совершенно не испускает свет? Это все равно, что ловить темного кота в черной комнате. И все-же один метод есть. Еще Джон Мичелл в собственной пионерской работе, написанной в 1783 г., указывал, что темные дыры все таки оказывают гравитацион-ное действие на близкие к ним объекты. Астрологи следили много систем, в каких две звезды обращаются одна вокруг дру-гой под действием гравитационного притяжения. Наблюдаются и та-кие системы, в каких видима только одна звезда, обращающаяся вокруг собственного невидимого напарника. Очевидно, мы не можем сходу заключить, что партнер и есть темная дыра, поэтому что это быть может просто очень мерклая звезда. Но некие из таковых систем, к примеру Лебедь Х-1, являются к тому же массивными источниками рентгеновского излучения. Это явление лучше всего разъясняется предположением, что с поверхности видимой звезды «сдувается» вещество, которое падает на вторую, невидимую звезду, вращаясь по спирали (как вытекающая из ванны вода), и, очень разогреваясь, испускает рентгеновское излучение. Для существования такового механизма невидимый объект должен быть весьма малым — белоснежным лилипутом, нейтронной звездой либо темной дырой. Результаты наблюдения орбиты видимой звезды разрешают вычислить, какую меньшую массу может иметь невидимый объ-ект. В случае Лебедя Х-1 эта масса составляет приблизительно 6 солнечных масс, т. е., согласно Чандрасекару, очень велика, чтоб владеющий ею невидимый объект оказался белоснежным карли-ком. А потому что эта масса велика и для нейтронной звезды, объект, по-видимому, должен быть темной дырой.

Есть и остальные модели, объясняющие результаты наблю-дений Лебедя Х-1 без вербования темных дыр, но они все достаточно искусственны. Темная дыра представляется единственным совер-шенно естественным разъяснением наблюдений. Невзирая на это, Хокинг заключил пари с Кипом Торном из Калифорнийского технологи-ческого института, что по сути в Лебеде Х-1 нет темной дыры! Для него это пари — некоторая страховка. Он весьма много занимался темными дырами, и вся его работа пойдет насмарку, если вдруг окажется, что темные дыры не есть. Но в этом случае утеше-нием ему будет выигранное пари. Если же темные дыры все-же есть, то Кип будет целый год получать журнальчик «Penthouse». Заключая пари в 1975 г., они были на 80% уве-рены в том, что Лебедь Х-1 является темной дырой. на данный момент их уверенность возросла до 95%, но пари остается в силе.

Исследователи располагаем данными о еще нескольких темных дырах в системах типа Лебедя Х-1 в нашей Галактике и 2-ух примыкающих галак-тиках, которые именуются Огромным и Малым Магеллановыми Тучами. Но темных дыр практически наверное еще больше: на про-тяжении долгой истории Вселенной почти все звезды должны были израсходовать до конца свое ядерное горючее и сколлапсировать. Число темных дыр полностью может даже превосходить число видимых звезд, которое лишь в нашей Галактике составляет около 100 ты-сяч миллионов. Доп гравитационное притяжение настолько огромного количества темных дыр могло бы быть предпосылкой того, почему наша Галактика вращается конкретно с таковой скоростью, а не с какой-либо иной: массы видимых звезд для разъяснения данной скорости недостаточно. Есть и некие данные в пользу того, что в центре нашей Галактики есть темная дыра еще боль (физическое или эмоциональное страдание, мучительное или неприятное ощущение)-шего размера с массой приблизительно в 100 тыщ масс Солнца. Звез-ды, оказавшиеся в Галактике очень близко к данной темной дыре, разлетаются на части из-за различия гравитационных сил на ближ-ней и далекой сторонах звезды. Остатки разлетающихся звезд и газ, выброшенный иными звездами, будут падать по направлению к темной дыре. Как и в случае Лебедя Х-1, газ будет закручиваться по спирали вовнутрь и разогреваться, правда не так очень. Разогрев будет недостающим для испускания рентгеновского излучения, но им можно разъяснить тот крохотный источник радиоволн и инфра-красных лучей, который наблюдается в центре Галактики.

Не исключено, что в центрах квазаров есть такие же темные дыры, но еще огромных размеров, с массами около 100 миллио-нов масс Солнца. Лишь падением вещества в такую сверхмассив-ную черную дыру можно было бы разъяснить, откуда берется энер-гия мощного излучения, которое исходит из темной дыры. Вещество падает, вращаясь, по спирали вовнутрь темной дыры и за-ставляет ее вращаться в том же направлении, в итоге чего же возникает магнитное поле, схожее на магнитное поле Земли. Падающее вовнутрь вещество будет рождать около темной дыры частички весьма высочайшей энергии. Магнитное поле будет так мощным, что сумеет сфокусировать эти частички в струи, которые будут вылетать наружу вдоль оси вращения темной дыры, т. е. в направлении ее северного и южного полюсов. У неких галак-тик и квазаров такие струи вправду наблюдаются.

Можно разглядеть и возможность существования темных дыр с массами, наименьшими массы Солнца. Такие темные дыры не могли бы образоваться в итоге гравитационного коллапса, пото-му что их массы лежат ниже предела Чандрасекара: звезды с неболь-шой массой могут противостоять гравитации даже в том случае, если все их ядерное горючее уже израсходовано. Темные дыры ма-лой массы могут образоваться только при условии, что вещество сжато до большущих плотностей очень высочайшими наружными давлениями. Такие условия могут производиться в весьма большенный водородной бомбе: физик Джон Уилер как-то вычислил, что если взять всю томную воду из всех океанов мира, то можно создать водородную бомбу, в какой вещество так очень сожмется, что в ее центре возникнет темная дыра. (Очевидно, вокруг не оста-нется никого, кто мог бы это узреть!) Наиболее настоящая возмож-ность — это образование не весьма мощных темных дыр с неболь-шой массой при больших значениях температуры и давления на очень ранешней стадии развития Вселенной. Темные дыры могли об-разоваться только в том случае, если ранешняя Вселенная не была совершенно гладкой и однородной, поэтому что только какую-нибудь маленькую область с плотностью, превосходящей среднюю плот-ность, можно так сжать, чтоб она перевоплотился в черную дыру. Но мы знаем, что во Вселенной должны были находиться неоднородности, по другому все вещество не сбилось бы в комки, обра-зуя звезды и галактики, а умеренно распределилось бы по всей Вселенной.

могли ли эти неоднородности, существованием которых объ-ясняется появление звезд и галактик, привести к образованию «первичных» темных дыр, зависит от того, какой была ранешняя Все-ленная. Как следует, определив, какое количество «первичных» темных дыр на данный момент существует, мы смогли бы почти все выяснить о самых ранешних стадиях развития Вселенной. Первичные темные дыры, мас-са которых превосходит тыщу миллионов тонн (масса большенный го-ры), можно было бы зарегистрировать лишь по воздействию их гра-витационного поля на видимую материю либо же на процесс расши-рения Вселенной. Но в последующей главе мы узнаем, что по сути темные дыры совсем не темные: они сияют, как раскаленное тело, и чем меньше темная дыра, тем посильнее она сияет. Как ни феноминально, но может оказаться, что мелкие темные дыры проще регистрировать, чем огромные!

2. Так ли черны чёрные дыры

До 1970 г. Стивен Хокинг в собственных исследовательских работах по общей теории относи-тельности сосредоточивался в главном на вопросце о том, существо-вала либо нет сингулярная точка огромного взрыва. Тогда еще не было четкого определения, какие точки пространства-времени лежат снутри темной дыры, а какие — снаружи. Но почти все уже обсуждали определе-ние темной дыры как огромного количества событий, из которого нереально уйти на огромное расстояние. Это определение сделалось на данный момент обще-принятым. Оно значит, что границу темной дыры, горизонт со-бытий, образуют в пространстве-времени пути лучей света, которые не отклоняются к сингулярности, да и не могут выйти за границы темной дыры и обречены вечно балансировать на самом краю. Это как если б, убегая от полицейского, держаться на шаг впереди, не будучи способен совершенно оторваться от него.

Пути лучей света на горизонте событий ни-когда не сумеют сблизиться. Если б это вышло, то лучи в конце концов пересеклись бы. Как если б натолкнуться на кого-либо другого, тоже убегающего от полицейского, но в обратном направлении,- тогда оба будут пойманы. (Либо же, в нашем случае, свалятся в черную дыру.) Но если б эти лучи света впитала темная дыра, то они не могли бы лежать на границе темной дыры. Сле-довательно, на горизонте событий лучи света должны постоянно дви-гаться параллельно друг другу, т. е. поодаль друг от друга. По другому говоря, горизонт событий (граница темной дыры) подобен краю тени — тени будущей смерти. Если поглядеть на к примеру Солн-цем, то вы увидите, что на краю тени лучи света не приближаются друг к другу.

Если лучи света, образующие горизонт событий, т. е. границу темной дыры, никогда не могут сблизиться, то площадь горизонта событий может или оставаться той же самой, или возрастать со временем, но никогда не будет уменьшаться, поэтому что ее умень-шение означало бы, что по последней мере некие лучи света на границе темной дыры должны сближаться. По сути эта площадь будет постоянно возрастать при падении в черную дыру вещест-ва либо излучения. Если же две темные дыры столкнутся и соединятся в одну, то площадь горизонта событий или будет боль (физическое или эмоциональное страдание, мучительное или неприятное ощущение)-ше суммы площадей горизонтов событий начальных темных дыр, ли-бо будет равна данной сумме. То, что площадь горизонта событий не миниатюризируется, налагает принципиальное ограничение на возмож-ное несколько другого определения темной дыры. Оба определения дают однообразные границы темной дыры и, как следует, однообразные площади при условии, что темная дыра находится в состоянии, не изменяющемся временем.

То, что площадь темной дыры не миниатюризируется, весьма припоминает дома всякий маленький Ремонт, и вы удостоверьтесь в этом воочию!) Кавардак можно перевоплотить в порядок (к примеру, покрасив дом), но это востребует Издержки усилий и энергии и, как следует, уменьшит количество имею-щейся «упорядоченной» энергии.

Четкая формулировка приведенных рассуждений именуется вторым законом термодинамики. Этот законговорит, что энтропия изолированной системы постоянно увеличивается и что при объединении 2-ух систем в одну энтропия полной системы больше, чем сумма энтропий отдельных, начальных систем. В качестве примера рас-смотрим систему молекул газа в коробке. Можно представить для себя, что молекулы — это мелкие бильярдные шары, которые все вре-мя сталкиваются друг с другом и отскакивают от стен коробки. Чем выше температура газа, тем резвее движутся молекулы и, как следует, тем почаще и посильнее они ударяются о стены коробки и тем больше создаваемое ими изнутри давление на стены коробки. Пусть поначалу все молекулы находятся за перегородкой в левой час-ти коробки. Если вытащить перегородку, то молекулы выйдут из собственной половины и распространятся по обеим частям коробки. Через некое время все молекулы могут случаем оказаться справа либо снова слева, но, скорее всего, в обеих половинах коробки число молекул окажется приблизительно схожим. Такое состояние наименее упорядочено, т. е. является состоянием большего кавардака, чем начальное состояние, в каком все молекулы находились в одной половине, и потому молвят, что энтропия газа возросла. Аналогич-но представим для себя, что сначала имеются две коробки, в одной из которых молекулы кислорода, а в иной — молекулы азота. Если соединить коробки и вытащить общую стену, то кислород и водород смешаются друг с другом. Более возможно, что через некое время в обеих коробках будет находиться достаточно однородная смесь молекул кислорода и водорода. Это будет наименее упорядочен-ное состояние, владеющее, как следует, большей энтропией, чем изначальное, отвечающее двум отдельным коробкам.

2-ой законтермодинамики занимает несколько особенное поло-жение посреди остальных законов науки, таковых, к примеру, как ньютонов-ский закон тяготения, поэтому что он производится не постоянно, а лишь в подавляющем большинстве случаев. Возможность того, что все молекулы газа в первой коробке через некое время окажутся в одной половине данной коробки, равна единице, делен-ной на много миллионов миллионов, но такое событие все таки может произойти. Если же вблизи есть темная дыра, то нарушить вто-рой закон, по-видимому, еще проще: довольно кинуть в черную дыру мало вещества, владеющего большенный энтропией, к примеру коробку с газом. Тогда полная энтропия вещества снаружи темной дыры уменьшится. Очевидно, можно сделать возражение, что полная энтро-пия, включая энтропию снутри темной дыры, не уменьшилась, но раз мы не можем заглянуть в черную дыру, мы не можем и выяснить, какова энтропия содержащегося в ней вещества. означает, было бы хорошо, если б темная дыра владела какой-либо таковой харак-теристикой, по которой наружные наблюдатели могли бы найти ее энтропию и которая росла бы каждый раз при падении в черную дыру вещества, владеющего энтропией. Опосля того как бы-ло открыто, что при падении в черную дыру вещества площадь горизонта событий возрастает, Джекоб Бикенстин, аспирант из Принстона, предложил считать мерой энтропии темной дыры пло-щадь горизонта событий. При падении в черную дыру вещества, владеющего энтропией, площадь горизонта событий темной дыры увеличивается, и потому сумма энтропии вещества, находящегося сна-ружи темных дыр, и площадей горизонтов событий никогда не умень-шается.

Чудилось бы, при таком подходе почти всегда будет предотвращено нарушение второго закона термодинамики. Но есть одно суровое возражение. Если темная дыра владеет энтро-пией, то у нее обязана быть и температура. Но тело, у которого есть некая температура, обязано с некий интенсивностью испус-кать излучение. Все мы знаем, что если сунуть в огнь кочергу, она раскалится докрасна и будет сиять, но тела источают и при бо-лее низких температурах, лишь мы этого обычно не замечаем из-за беспомощности излучения. Это излучение нужно для того, что-бы не нарушался 2-ой законтермодинамики. Итак, темные дыры Должны испускать излучение. Но по самому их понятию темные Дыры-это такие объекты, которые не могут испускать излучения. Потому создавалось воспоминание, что площадь горизонта событий чёрной дыры недозволено разглядывать как ее энтропию. В 1972 г. Стивен Хокинг, Брендон Картер и их южноамериканский сотрудник Джим Бардин написали совместную работу, в какой говорилось, что невзирая на огромное сходство меж энтропией и площадью горизонта событий, вышеупомянутая трудность существует и представляется неискоренимой. Эта статья писалась частично под воздействием раздражения, вызванного работой Бикенстина, который, как считал Хокинг, злоупотребил открытым мною ростом площади горизонта событий. Но в конце оказалось, что Бикенстин в принципе был прав, хотя, наверное, даже не пред-ставлял для себя, каким образом.

Будучи в Москве в сентябре 1973 г., Хокинг дискутировал о темных ды-рах с 2-мя ведущими русскими учеными — Я. Б. Зельдовичем и А. А. Старобинским. Они уверили его в том, что в силу кванто-вомеханического принципа неопределенности крутящиеся темные дыры должны рождать и источать частички. Он согласился с физи-ческими резонами, но ему не приглянулся их математический спо-соб расчета излучения. Потому Хокинг занялся разработкой наилучшего математического подхода и поведал о нем на неофициальном семинаре в Оксфорде в конце ноября 1973 г. Тогда он еще не провел расчеты самой интенсивности излучения. Он ждал получить только то излучение, которое Зельдович и Старобинский предсказали, рас-сматривая крутящиеся темные дыры. Но, выполнив вычисления, он, к собственному удивлению и досаде, нашел, что даже невращаю-щиеся темные дыры, по-видимому, должны с неизменной интен-сивностью рождать и источать частички. Поначалу он решил, что, возможно, одно из использованных им приближений неправиль-но. Он страшился, что если о этом выяснит Бикенстин, то он сиим восполь-зуется для предстоящего обоснования собственных суждений о энтро-пии темных дыр, которые ему как и раньше не нравились. Но чем больше он размышлял, тем больше убеждался в том, что его приближения по сути правильны. Но его совсем убе-дило в существовании излучения то, что диапазон испускаемых частиц должен быть в точности таковым же, как диапазон излучения горя-чего тела, и что темная дыра обязана источать частички в точности с той интенсивностью, при которой не нарушался бы 2-ой законтермодинамики. С того времени почти все самыми различными методами повторили его расчеты и тоже подтвердили, что темная дыра долж-на испускать частички и излучение, как если б она была жарким телом, температура которого зависит лишь от массы темной ды-ры — чем больше масса, тем ниже температура.

Как темная дыра может испускать частички, если мы знаем, что ничто не выходит из нее за горизонт событий? Дело в том, гово-рит нам квантовая механика, что частички выходят не из самой чер-ной дыры, а из «пустого» места, находящегося перед гори-зонтом событий! Ах так это можно осознать: то, что мы представ-ляем для себя как «пустое» место, не быть может совершенно пус-тым, потому что это означало бы, что все поля, такие, как гравитацион-ное и электромагнитное, в нем буквально равны нулю. Но величина поля и скорость его конфигурации с течением времени подобны положе-нию и скорости частички: согласно принципу неопределенности, чем поточнее известна одна из этих величин, тем наименее буквально извест-на 2-ая. Как следует, в пустом пространстве поле не может иметь неизменного нулевого значения, потому что тогда оно имело бы и четкое момент времени совместно появляются, расползаются, а позже снова сближаются и аннигилируют вместе. Такие частички являются виртуальными, как частички, переносящие грави-тационную силу Солнца: в отличие от настоящих виртуальные части-цы недозволено следить при помощи сенсора настоящих частиц. Но косвенные эффекты, производимые виртуальными частичками, на-пример маленькие конфигурации энергии электрических орбит в атомах, можно измерить, и результаты умопомрачительно буквально согласуются с тео-ретическими пророчествами. Принцип неопределенности предска-зывает также существование подобных виртуальных пар частиц материи, таковых, как электроны либо кварки. Но в этом случае один член пары будет частичкой, а 2-ой — античастицей (античастицы света и гравитации — это то же самое, что и частички).

Так как энергию недозволено сделать из ничего, один из членов па-ры частичка — античастица будет иметь положительную энергию, а 2-ой — отрицательную. Тот, чья энергия отрицательна, быть может лишь короткоживущей виртуальной частичкой, поэтому что в обычных ситуациях энергия настоящих частиц постоянно положитель-на. означает, он должен отыскать собственного напарника и с ним аннигили-ровать. Но, находясь с мощным телом, настоящая частичка владеет наименьшей энергией, чем вдалеке от него, потому что для того, что-бы преодолеть гравитационное притяжение тела и удержаться вда-ли от него, нужна энергия. Обычно энергия частички все-же по-ложительна, но гравитационное поле снутри темной дыры так вели-ко, что даже настоящая частичка может иметь там отрицательную энергию. Потому, если имеется темная дыра, виртуальная частичка с отрицательной энергией может свалиться в эту черную дыру и прев-ратиться в настоящую частичку либо античастицу. В этом случае она уже не должна аннигилировать со своим партнером, а покинутый партнер может или свалиться в ту же черную дыру, или, если его энергия положительна, выйти из области поблизости темной дыры как настоящая частичка либо как античастица. Удаленному наб-людателю покажется, что этот партнер испущен из темной дыры. Чем меньше темная дыра, тем меньше расстояние, которое придется пройти частичке с отрицательной энергией до перевоплощения в реаль-ную частичку, и, как следует, тем больше скорость излучения и кажущаяся температура темной дыры.

Положительная энергия испускаемого излучения обязана урав-новешиваться потоком частиц с отрицательной энергией, направлен-ным в черную дыру. Согласно уравнению Эйнштейна Е == тс2 (где Е — энергия, m — масса, с — скорость света), энергия прямо пропорциональна массе, а потому поток отрицательной энергии, входящий в черную дыру, уменьшает ее массу. Когда темная дыра теряет массу, площадь ее горизонта событий миниатюризируется, но это уменьшение энтропии темной дыры с лихвой возмещается энтро-пией испущенного излучения, так что 2-ой законтермодинами-ки никогда не нарушается.

Не считая того, чем меньше масса темной дыры, тем выше ее тем-пература. Потому, когда темная дыра теряет массу, ее температу-ра и скорость излучения растут и, как следует, утрата массы идет еще резвее. Еще пока не совершенно ясно, что происходит, когда масса чёрной дыры в конце концов становится очень малой, но более логичным представляется, что темная дыра вполне исчезает в огромной крайней вспышке излучения, эквивалентной взрыву миллионов водородных бомб.

температура темной дыры с массой, равной нескольким мас-сам Солнца, обязана быть равна всего одной десятимиллионной градуса выше абсолютного нуля. Это еще меньше, чем темпера-тура микроволнового излучения, заполняющего Вселенную (около 2,7° выше абсолютного нуля). Как следует, темные дыры должны источать даже меньше, чем всасывать. Если Вселенной предначертано вечно расширяться, то температура микроволнового излучения в конце концов свалится ниже температуры таковой темной дыры и темная дыра начнет терять массу. Но тогда и ее температура будет настоль-ко низкой, что она вполне улетучится только через миллион миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов миллионов (единица с шестью-десятью шестью нулями) лет. Это существенно превосходит возраст Вселенной, который равен всего 10 либо 20 тыщам мил-лионов лет (единица либо двойка с 10 нулями). Но, как гово-рилось ранее, могли существовать первичные темные дыры с гораз-до наименьшей массой, образовавшиеся в итоге коллапса нерегулярностей на весьма ранешних стадиях развития Вселенной. Такие темные дыры обязаны иметь еще наиболее высшую температуру и испускать излучение с еще большей интенсивностью. время жизни первичной темной дыры с исходной массой тыща мил-лионов тонн обязано быть приблизительно равно возрасту Вселенной. Пер-вичные темные дыры с наименьшими исходными массами должны могли быть уже вполне улетучиться, а те, у каких исходные массы немножко больше, должны продолжать испускать рентгенов-ские и гамма-излучение. Эти виды излучения подобны световым волнам, но имеют еще наименьшую длину волны. К схожим дырам чуть ли подступает заглавие темные, по сути они раскалены добела и источают энергию с мощностью около 10 тыщ мега-ватт.

одна таковая темная дыра могла бы обеспечить работу 10 больших электростанций, если б лишь мы умели применять ее энергию. А это достаточно тяжело: наша темная дыра имела бы массу, равную массе горы, сжатую приблизительно до одной миллион миллионной (единица, деленная на миллион миллионов) сантимет-ра, т. е. до размеров атомного ядра! Если б одна из таковых темных дыр оказалась на поверхности Земли, то мы никак не могли бы пре-дотвратить ее падение через пол к центру Земли. Она колебалась бы взад-вперед вдоль земной оси до того времени, пока в конце концов не тормознула бы в центре. Как следует, единственное пространство для данной темной дыры, где излучаемую ею энергию можно было бы применять,- это орбита вокруг Земли, а единственный метод привлечь черную дыру на эту орбиту — буксировать перед ней гигантскую массу, как морковку перед самым носом ишака. Такое предложение смотрится не очень настоящим, по последней мере в не далеком будущем.

Но даже если мы не сможем применять излучение этих пер-вичных темных дыр, то велика ли возможность их узреть? Можно было бы находить гамма-излучение, которое темные дыры испускают в протяжении большей части собственной жизни. Невзирая на то что чер-ные дыры в главном находятся далековато и потому дают весьма слабенькое излучение, суммарное излучение всех темных дыр могло бы подда-ваться регистрации. Мы вправду смотрим «фон» такового гамма-излучения: интенсивности наблюдае-мых гамма-лучей различаются при различных частотах (частота — это число волн в секунду). Но источником этого фона были бы, а быть может, и были не первичные темные дыры, а какие-нибудь остальные процессы. Можно прийти к выводу, что измерение фона гамма-излучения не дает никакой поло-жительной инфы о существовании первичных темных дыр, но показывает на то, что во Вселенной не быть может в среднем больше 300 темных дыр в любом кубическом световом году. Этот предел значит, что первичные дыры могли бы составлять максимум одну миллионную всего вещества во Вселенной.

При таком скудном количестве темных дыр могло бы показаться неправдоподобным, чтоб какая-нибудь из их оказалась весьма близко от нас и ее можно было бы следить как некоторый отдельный источник гамма-излучения. Но так как под действием гравитации первичные темные дыры должны притягиваться к хоть какому веществу, их обязано быть еще больше снутри и вокруг галактик. Следова-тельно, хотя вычисленный фон гамма-излучения гласит о том, что в одном кубическом световом году не быть может в среднем больше 300 первичных темных дыр, он не дает никакой инфы о том, как нередко первичные темные дыры встречаются в нашей соб-ственной Галактике. Если б их было, скажем, в миллион раз больше, то наиблежайшая к нам темная дыра могла оказаться на расстоянии тыща миллионов км, т. е. приблизительно на уровне Плутона, самой дальной из узнаваемых планет. На таком расстоянии все равно весьма тяжело зарегистрировать неизменное излучение чер-ной дыры, даже если его мощность равна 10 тыщам мегаватт. Для наблюдения первичной темной дыры требуется зарегистриро-вать несколько гамма-квантов, пришедших с одной и той же сторо-ны, в течение какого-либо разумного интервала времени, скажем за недельку. По другому они могут оказаться просто частью фона. Но по закону Планка любой гамма-квант владеет большенный энергией, потому что гамма-излучение имеет высшую частоту, как следует, для излучения даже 10 тыщ мегаватт будет нужно не весьма много квантов. А для наблюдения этих нескольких квантов, пришедших с расстояния, равного расстоянию до Плутона, нужен был бы детек-тор гамма-излучения намного большего размера, чем хоть какой из сейчас имеющихся. Не считая того, этот сенсор необходимо было бы поместить в мироздании, поэтому что гамма-излучение не проходит через атмо-сферу.

Очевидно, если б темная дыра, находящаяся на расстоянии Плутона, окончив собственный актуальный цикл, взорвалась, крайний всплеск излучения можно было бы с легкостью зарегистрировать. Но если темная дыра продолжает источать в течение крайних 10 либо 20 тыщ миллионов лет, то шансы на то, что ее смерть придется на наиблежайшие несколько лет, а не на те несколько миллионов лет, что уже прошли либо еще наступят, вправду весьма малы! означает, чтоб иметь настоящую возможность узреть взрыв до окончания финансирования опыта, вы должны при-мыслить, как регистрировать взрывы, происходящие на расстоянии порядка 1-го светового года. Для вас все равно будет нужен большенный сенсор гамма-излучения, чтоб зарегистрировать несколько гам-ма-квантов из тех, что образуются при взрыве. Но в этом случае отпадает необходимость инспектировать, что все гамма-кванты приходят с одной и той же стороны: довольно будет знать, что они все зарегистрированы в течение весьма недлинного промежутка времени чтоб быть уверенным в том, что их источником является одна и та же вспышка.

Один из сенсоров гамма-излучения, при помощи которого мож-но было бы опознавать первичные темные дыры,- это вся атмосфе-ра Земли. (Во всяком случае, навряд ли нам получится выстроить детек-тор большего размера!) Когда гамма-квант, владеющий высочайшей энергией, сталкивается в земной атмосфере с атомами, появляются пары из электронов и позитронов (антиэлектронов), которые в свою очередь сталкиваются с атомами и образуют новейшие электронно-позитронные пары. Возникает так именуемый электрический ливень. Связанное с ним излучение представляет собой один из видов свето-вого и именуется черенковским. Потому вспышки гамма-излуче-ния можно регистрировать, следя за световыми вспышками в ноч-ном небе. Есть, естественно, и остальные явления (такие, как мол-ния и отражение света от вращающихся спутников и обращающихся по орбитам отброшенных ступеней ракет-носителей), которые тоже сопровождаются вспышками на небе. Вспышки, обусловленные гам-ма-излучением, реально отличить от этих явлений, проводя наблю-дения сразу из 2-ух либо большего числа пт, очень удаленных друг от друга. Такие поиски предприняли в Аризоне двое ученых из Дублина, Нил Портер и Тревор Уикс. При помощи теле-скопов они нашли несколько вспышек, но ни одну из их недозволено было с определенностью приписать всплескам гамма-излу-чения первичных темных дыр.

Даже если поиск первичных темных дыр даст отрицательные результаты, а он может их отдать, мы все равно получим важную информацию о весьма ранешних стадиях развития Вселенной. Если ранешняя Вселенная была хаотической, либо нерегулярной, либо если давление материи было не много, можно было бы ждать образования существенно большего числа темных дыр, чем тот предел, который нам дали наблюдения фона гамма-излучения. Разъяснить, почему темные дыры не есть в таком количестве, в каком их можно было бы следить, можно только в том случае, если ранешняя Вселенная была весьма гладкой и однородной, с высочайшим давлением вещества.

Вывод о том, что темные дыры могут испускать излучение, был первым пророчеством, которое значимым образом основыва-лось на обеих величавых теориях нашего века — общей теории отно-сительности и квантовой механике. Сначала этот вывод повстречал мощное противодействие, потому что шел вразрез с всераспространенным представлением: «Как темная дыра может что бы то ни было излу-чать?» Когда Хокинг в первый раз объявил о собственных результатах на конферен-ции в Резерфордовской лаборатории под Оксфордом, все к ним отнеслись недоверчиво. В конце доклада председатель секции Джон Тейлор из Кингс-колледжа в Лондоне заявил, что все это че-пуха. Он даже написал статью, чтоб обосновать, что Хокинг не прав. Но в конце концов большая часть, в том числе и Джон Тейлор, сделали вывод, что темные дыры должны источать как горячее тело, если лишь верны все другие представления общей теории относи-тельности и квантовой механики. Таковым образом, хотя и не уда-лось найти первичную черную дыру, но если б вдруг это удалось, то, по достаточно общему убеждению, темная дыра обязана была бы испускать массивное гамма- и рентгеновское излучение.

Вывод о существовании излучения, испускаемого темными дыра-ми, по-видимому, значит, что гравитационный кризис не так окончателен и необратим, как задумывались ранее. Если космонавт свалится в черную дыру, то ее масса возрастет, но в конце концов количество энергии, эквивалентное данной надбавке массы, возвратится во Вселенную в форме излучения. Как следует, в каком-то смысле космонавт будет «регенерирован». Это, естественно, не самый наилучший вид бессмертия: собственное жизни темной дыры, когда ее масса становится весьма малой. По-видимому, наи-более возможный финал — это просто исчезновение темной дыры, по последней мере из нашей области Вселенной. Исчезнув, она унесет с собой и космонавта, и всякую сингулярность, которая могла бы в ней оказаться. Это было 1-ое указание на возможность устране-ния квантовой механикой сингулярностей, предсказываемых общей теорией относительности. Но те способы, которыми и Хокинг, и остальные ученые воспользовались в 1974 г., не могли отдать ответы на такие вопросцы, как, к примеру, покажутся ли сингулярности в квантовой гравитации. Потому начиная с 1975 г. Хокинг занялся разработкой наиболее действующего подхода к квантовой гравитации, основанного на фейнмановском суммировании по историям (траекториям). Ответы, приобретенные при таком подходе, на вопросцы о происхожде-нии и судьбе Вселенной и того, что в ней находится, к примеру космонавтов, будут изложены в 2-ух последующих главах. Мы уви-дим, что хотя принцип неопределенности налагает ограничения на точность всех наших пророчеств, он зато избавляет фун-даментальную непредсказуемость, возникающую в сингулярности пространства-времени.

3. Новейшие открытия относительно темных дыр

По недавнешнему заявлению астрологов из Института Огайо, необыкновенное двойное ядро в галактике Андромеды разъясняется скоплением звезд, крутящихся по эллиптическим орбитам вокруг какого-то громоздкого объекта, быстрее всего, темной дыры. Такие выводы были изготовлены на базе данных, приобретенных при помощи галлактического телескопа Hubble. Двойное ядро Андромеды было в первый раз найдено в 70-х годах, но лишь посреди 90-х была выдвинута теория темных дыр.

Мысль о том, что в ядрах галактик есть темные дыры — не нова. Есть даже все основания считать, что Млечный путь — галактика к которой принадлежит Земля — имеет в собственном ядре огромную черную дыру, масса которой в 3 млн раз больше массы Солнца. Но изучить ядро галактики Андромеда, которая находится на расстоянии 2 млн световых лет он нас, легче, чем ядро нашей галактики, до которого свет идет всего только 30 тыс. лет — за деревьями не видно леса.

Ученые моделируют столкновения темных дыр

Применение численного моделирования на суперкомпьютерах для выяснения природы и поведения темных дыр, исследования гравитационных волн.

В первый раз ученые из института гравитационной физики (Max-Planck-Institut fur Gravitationsphysik), также известного как «институт Альберта Эйнштейна» и размещенного в Гольме, пригороде Потсдама (Германия), промоделировали слияние 2-ух темных дыр. Для запланированного выявления гравитационных волн, испускаемых 2-мя сливающими темными дырами, нужно провести полное трехмерное моделирование на суперкомпьютерах.

Плотность темных дыр так велика, что они совсем не отражают и не источают света — конкретно потому их так нелегко найти. Но через несколько лет ученые уповают на значимый сдвиг в данной области. Гравитационные волны, которыми практически заполнено галлактическое место, сначала последующего столетия могут быть обнаружены при помощи новейших средств.

Ученые во главе с доктором Эдом Зейделем (Dr. Ed Seidel) готовят для схожих исследовательских работ численное моделирование, которое станет для наблюдателей надежным методом обнаружения волн, производимых темными дырами. «Столкновения темных дыр — один из основных источников появления гравитационных волн» — произнес доктор Зейдель, проводивший в крайние годы удачные исследования в моделировании гравитационных волн, появляющихся при разрушении темных дыр при прямых столкновениях.

совместно с тем, взаимодействие 2-ух крутящихся по спирали темных дыр и их слияние наиболее всераспространены, чем прямое столкновение, и имеют большее время из-за нехватки вычислительных мощностей, он не сумел высчитать такие прнципиально принципиальные детали, как четкий след испускаемых гравитационных волн, содержащий важную информацию о поведении темных дыр при столкновении. Бругман опубликовал крайние результаты в журнальчике «International Journal of Modern Physics».

В собственных первых вычислениях, Бругман употреблял установленный в институте Origin 2000. Он включает 32 отдельных микропроцессора, работающих наряду с суммарной пиковой производительностью, равной 3 млрд операций в секунду. А в июне этого года интернациональная группа, состоящая их Бругмана, Зейделя и остальных ученых уже работала со существенно наиболее массивным 256-процессорным суперкомпьютером Origin 2000 в Государственном центре суперкомпьютерных приложений (NCSA). Группа включала также ученых из Института г.Сент-Луис (США (Соединённые Штаты Америки — одной до нескольких сотен миллионов солнечных масс, создавая вспышки гравитационных волн, которые скоро можно будет зафиксировать особыми средствами.

Одним из важных результатов данной исследовательской работы сделалось обнаружение большой энергии, испускаемой при столкновении темных дыр в виде гравитационных волн. Если два объекта, с массами, эквивалентными 10 и 15 солнечных масс подступают к друг другу поближе, чем на 30 миль и сталкиваются, то величина гравитационной энергии соответствует 1% от их массы. «Это в тыщу раз больше, чем вся энергия выделенная нашим Солнцем в течении крайних 5 млрд лет.» — увидел Бругман. Так как большая часть больших столкновений во вселенной происходит весьма далековато от земли, то сигналы в момент заслуги ими земли должны становиться весьма слабенькими.

По всему миру началось сооружение нескольких высокоточных сенсоров. один из их, сконструированный Институтом Макса Планка в рамках Германо-Английского проекта «Geo 600» представляет собой лазерный интерферометр длиной в 0,7 мили. Ученые уповают измерить характеристики маленьких гравитационных пертурбаций, происходящих при столкновениях темных дыр, но они ждут лишь одно такое столкновение в год, при этом на расстоянии около 600 миллионов световых лет. Компьютерные модели нужны, чтоб обеспечить наблюдателей надежной информацией о обнаружении волн, производимыми темными дырами. Благодаря совершенствованию способностей моделирования на суперкомпьютерах, ученые стоят на пороге возникновения новейшего типа экспериментальной физики.

Астрологи молвят, что они знают положение почти всех тыщ темных дыр, но мы не в состоянии проделывать с ними какие-либо опыты на земле. «Лишь в одном случае мы сможем изучить детали и сконструировать их численную модель в наших компах и следить за ней,» — растолковал доктор Бернард Шутц, директор института Альберта Эйнштейна. «Я полагаю, что исследование темных дыр будет главный темой для исследовательских работ астрологов в первой декаде последующего столетия.»

Звезда-спутник дозволяет узреть пыль от суперновой звезды.

Темные дыры не могут быть увидены конкретно, но астрологи могут созидать подтверждение их существования, когда газы извергаются на звезду-спутник.

Если подорвать динамит, то крохотные осколки взрывчатого вещества глубоко вонзятся в наиблежайшие объекты, таковым образом оставляя несмываемый подтверждение произошедшего взрыва.

Астрологи отыскали схожий отпечаток на звезде, которая движется по орбите вокруг чёрной дыры, небезосновательно полагая, чтоб данная чёрная дыра — бывшая звезда, которая разрушилась так очень, что даже свет не может преодолеть её силу гравитации, — появилась в итоге взрыва сверхновой звезды.

свет во тьме.

К этому времени, астрологи следили взрывы сверхновых звёзд и нашли на их месте пятнистые объекты, которые, по их воззрению, и являются чёрными дырами. Новое открытие — 1-ое реальное подтверждение связи меж одним событием и иным. (Чёрные дыры недозволено конкретно узреть, но о их присутствии время от времени можно судить по действию их гравитационного поля на наиблежайшие объекты.

Система «звезда-и-чёрная дыра», обозначенная как GRO J1655-40, находится примерно на удалении в 10,000 световых лет в границах нашей галактики Млечного пути. Обнаруженная в 1994 году, она завлекла внимание астрологов сильными вспышками рентгеновских лучей и обстрелом радиоволн, так как чёрная дыра выталкивала газы на звезду-спутник, находящуюся на расстоянии 7.4 миллионов миль.

Исследователи из Испании и Америки начали пристально прицениваться к звезде-спутнику, полагая, что она могла сохранить какой-нибудь след, свидетельствующий о процессе формирования чёрной дыры.

Считается, что темные дыры, размером со звезду, являются телами огромных звёзд, которые просто уменьшились до таковых размеров опосля того, как израсходовали всё своё водородное горючее. Но по непонятным пока причинам, затухающая звезда трансформируется в сверхновую до этого, чем подорваться.

Наблюдения системы GRO J1655-40 в августе и сентябре 1994 года дозволили зафиксировать, что потоки выкидываемого газа имели скорость, составляющую до 92 % от скорости света, что отчасти обосновывало наличие там чёрной дыры.

Звёздная пыль.

Если учёные не ошибаются, то часть взорвавшихся звезд, которые, возможно, в 25-40 раз больше, чем наше Солнце, перевоплотился в выжившие спутники.

Это конкретно те данные, которые астрологи нашли.

Атмосфера звезды-спутника содержала наиболее высшую, чем обычно, концентрацию кислорода, магния, кремния и серы — томные элементы, которые могут быть сделаны в большенном количестве лишь при температуре в мультимиллиард градусов, которая достигается во время взрыва суперновой звезды. Это и явилось первым подтверждением, вправду подтверждающим справедливость теории о том, что некие чёрные дыры сначала появились как сверхновые звёзды, так как увиденное не могло быть рождено звездой, которую следили астрологи.

Перечень литературы

1. «Вселенная, жизнь, разум» — И.С.Шкловский

2. «От огромного взрыва до темных дыр. Короткая история времени» — Стивен Уильям Хокинг

3. Internet

4. Статьиизжурналов: «International Journal of Modern Physics» идругие.

]]>