Черные дыры. 7
1. Ведение стр.
3
2. Черные дыры стр. 3
2.1 Пределы гравитации стр. 7
2.2 Горизонт событий стр. 9
3. Радиус Шварцшильда стр. 10
3.1 Шварцшильдовская черная дыра стр.
12
4. Приливные силы стр. 13
5. Заключение стр. 13
1.
Введение
В данной работе " Черные дыры. Радиус Шварцшильда. Приливные силы." я хочу рассмотреть вопросы что такое черные дыры? что происходит вблизи черных дыр? что такое горизонт событий?
Так же стоит
обратить внимание на радиус Шварцшильда
и приливные силы в небесной механике
и небесных телах.
2.
Черные дыры.
Чёрная дыра
— область в пространстве-времени, гравитационное
притяжение которой настолько велико,
что покинуть её не могут даже объекты,
движущиеся со скоростью света (в том числе
и кванты самого света). Черные дыры имеют
много весьма экстравагантных свойств,
которыми не обладают другие звезды, даже
очень экзотические, вроде нейтронных.
Прежде всего, они являются звездами-невидимками.
Для того чтобы можно было увидеть предмет,
надо, чтобы от него к нам поступил видимый
свет. Если предмет невидим в видимом свете,
то надо иметь возможность зарегистрировать
другое излучение, которое исходит от
него: инфракрасное, рентгеновское, радио
и т.д. Так вот, очень плотные звезды, которые
были названы черными дырами, не посылают
в окружающее их пространство абсолютно
никакого излучения, поэтому они невидимы
ни в каких лучах. Для наблюдателя их просто
нет. Само по себе это уже очень странно,
поскольку объект, имеющий определенную
массу и температуру, что-то должен излучать.
Тем более что температура черных дыр
может достигать миллиардов градусов.
В чем дело?
Такую ситуацию предвидел еще знаменитый французский математик и астроном П. Лаплас. Он описал ее в своей книге "Изложение систем мира", которая вышла в свет в 1795 году. Он рассуждал так. Если для того, чтобы оторваться от данного космического объекта, тело должно иметь скорость (первую космическую скорость) не меньше строго определенной величины, которая определяется массой этого объекта, то при слишком большой его массе скорость тела должна превысить скорость света для того, чтобы оторваться от объекта. Цифры говорят о следующем. Первая космическая скорость на Земле равна 7,2 км/с, на Луне — 2,4, на Солнце — 620 км/с. На нейтронной звезде она должна достигать половины скорости света (150 тысяч км/с). Таким образом, если масса звезды еще больше, то первая космическая скорость может превысить скорость света. Эти рассуждения применимы одинаковым образом и к телам, и к фотонам. Если масса звезды такова, что первая космическая скорость для нее должна быть больше скорости света, то свет от этой звезды исходить не может, он не может оторваться от нее, поскольку его скорость меньше первой космической скорости и не может быть ей равна (скорость света не может быть больше скорости света). Лаплас рассчитал, какая это должна быть масса небесного объекта (звезды или планеты). Он писал в указанной книге: "Светящаяся звезда с плотностью, равной плотности Земли, и диаметром в 250 раз больше диаметра Солнца, не дает ни одному световому лучу достичь нас из-за своего тяготения: поэтому возможно, что самые яркие небесные тела во Вселенной оказываются по этой причине невидимыми". Так что, казалось бы, объяснение первого и самого экзотического свойства черной дыры было найдено еще за полтора столетия до ее открытия.
Ситуацию при столь
больших силах гравитации надо описывать
уравнениями не механики Ньютона, а теории
тяготения Эйнштейна. Поэтому, строго
говоря, расчеты Лапласа, основанные на
космической механике, неверны, а лучше
сказать, неточны. Но, тем не менее, массу
и размеры звезды, которая должна сжиматься
и превратиться в черную дыру, он указал
правильно. Это случилось потому, что в
данном случае в теории тяготения Эйнштейна
справедлива та же формула, что и в теории
Ньютона.
Все свойства черных
дыр могут быть получены только из
теории тяготения Эйнштейна, которая
содержится в его обшей теории
относительности.
В начале прошлого
века, когда была создана Эйнштейном общая
теория относительности, никто не был
готов к ее восприятию, включая крупных
ученых. Но прошедшие десятилетия сделали
свое дело. Так что же происходит при сильном
сжатии звезды, если следовать теории
относительности Эйнштейна?
При сжатии звезды
(с сохранением ее массы) ее радиус
уменьшается, а сила тяготения увеличивается.
Когда радиус станет равным нулю, сила
тяготения должна стать бесконечно большой.
Это следует из теории тяготения Ньютона.
По теории Эйнштейна сила притяжения становится
бесконечно большой еще до того, как радиус
уменьшится до нуля. То есть она нарастает
с уменьшением радиуса быстрее, чем по
теории Ньютона. Тот радиус, при достижении
которого сила тяготения стремится к бесконечности,
принято называть гравитационным радиусом.
По классическим представлениям, он равен
нулю.
Чем меньше масса
тела, тем меньше его гравитационный радиус.
Например, для нашей Земли он равен 1 сантиметру,
для Солнца он равен 3 километрам. Различия
между классической теорией и теорией
относительности проявляются тогда, когда
истинный радиус звезды близок к гравитационному
радиусу. Пока различие между ними большое,
нет необходимости привлекать теорию
тяготения Эйнштейна, а можно спокойно
пользоваться классическими уравнениями
Ньютона, как это и делал П. Лаплас.
Теория относительности
Эйнштейна устанавливает взаимоотношения
между силами гравитации, течением времени
и геометрическими свойствами пространства.
Из нее следует, что в сильном гравитационном
поле время замедляется относительно
тех мест, где силы гравитации малы. Так,
вблизи Земли время течет на одну миллиардную
часть медленнее, чем в далеком космосе.
Вблизи массивных звезд это замедление
времени неощутимо. Оно сразу дает о себе
знать, когда масса звезды очень велика,
а радиус очень мал, то есть при приближении
к гравитационному радиусу. Но с силами
гравитации связано не только время, но
и пространство. В соответствии с теорией
относительности пространство искривляется
в гравитационном поле. Чем больше это
поле, тем сильнее искривление. В теории
относительности существовавшие до этого
по отдельности понятия абсолютного времени
и абсолютного пространства объединены
в одно понятие "пространство — время",
поскольку они взаимосвязаны через поле
гравитации.
Значение гравитационного
радиуса было рассчитано по уравнениям
теории тяготения Эйнштейна спустя
месяц после опубликования теории
в 1915 году немецким астрономом и математиком
К. Шварцшильдом. С тех пор этот радиус
носит его имя. Шварцшильд получил решения
уравнений Ньютона для сферического не
вращающегося тела и основные свойства
черной дыры, хотя в то время ни он, ни Эйнштейн,
которому он передал работу, еще не подозревали
о таком приложении результатов.
Пока силы гравитации
сжимают звезду и ее радиус больше
радиуса Шварцшильда, силам гравитации
противодействуют силы внутреннего
давления звезды. Эти силы неспособны
противостоять сжимающей звезду силе
гравитации в том случае, если ее радиус
уменьшится до гравитационного радиуса.
Произойдет сжатие вещества звезды, которое
физики назвали релятивистским коллапсом.
Если каким-либо
образом сжать звезду или планету до размеров
ее гравитационного радиуса, то дальше
усилия можно не прилагать — она сколлапсирует
сама и превратится в черную дыру.
Строгий расчет
релятивистского
Границей черной
дыры является сфера с радиусом Шварцшильда.
Чем ближе к этой границе приближается
излучающее тело, тем большее влияние
на него оказывают силы гравитации. И не
только на него, но и на излучение. Фотоны,
составляющие это излучение, уменьшают
свою энергию под действием силы гравитации
черной дыры. Часть их энергии уходит на
противоборство с этой силой. Уменьшение
энергии фотона означает уменьшение его
частоты.
Движение тела вокруг
дыры на расстояниях ближе чем три гравитационных
радиуса неустойчиво, поэтому оно реально
невозможно: неустойчивость приводит
к возмущению движения и частица сходит
с круговой траектории и (или) падает внутрь
черной дыры или же улетает в направлении
от дыры.
Если тело летит
из космоса вблизи черной дыры, то оно
может быть ею захвачено. Пролетая мимо
черной дыры, тело может обернуться вокруг
дыры несколько раз и снова улететь в космическое
пространство. Так происходит в том случае,
если тело подошло близко к окружности
с радиусом, который равен двум гравитационным
радиусам. Но если оно село на эту окружность,
то его орбита будет навиваться на нее.
Это тело уже никуда от черной дыры не
денется, она его гравитационно захватила.
Еще более близкий подход тела к черной
дыре чреват катастрофическими для него
последствиями — оно упадет в черную дыру.
Движущееся вокруг
черной дыры тело излучает гравитационные
волны. Вообще все небесные тела при
своем движении излучают гравитационные
волны. Но они несут очень малую
энергию, и пока что их не удается
замерить. Но если тело движется вокруг
черной дыры, то излученные им за это время
гравитационные волны должны содержать
весьма внушительную энергию (в шесть
раз больше, чем при ядерном синтезе, когда
в энергию превращается только один процент
массы вещества).
Движение фотонов
около черной дыры также непроизвольно.
Они могут подступиться к дыре не ближе
чем на полтора гравитационных радиуса.
Но это движение фотона неустойчиво, и
он может быть сбит с траектории в ту или
другую сторону. Ясно, что фотоны, как и
тела, будут захвачены черной дырой, если
подойдут к ней очень близко (ближе полутора
гравитационных радиусов). Луч будет навиваться
на черную дыру, если его траектория проходила
вплотную к полуторному радиусу. Если
он проходил еще ближе к черной дыре, то
он будет упираться в черную дыру. При
удалении излучения от. черной дыры происходит
его покраснение, при приближении фотонов
к дыре их частота (а значит, и энергия)
увеличивается, и удаленный наблюдатель
должен заметить поголубение света. Но
для этого фотоны должны подойти очень
близко к сфере Шварцщильда. Многочисленные
теоретические исследования различных
аспектов проблемы черных дыр позволили
установить, что определяющей (и пожалуй,
даже единственной) характеристикой черных
дыр является их масса. В чем-то другом
отличия в них нет. Можно сказать, что черные
дыры с одинаковой массой являются идентичными
друг другу. Что касается формы черной
дыры, то было показано, что они должны
быть идеально сферическими. Любое отклонение
от сферичности черная дыра сбрасывает
в виде излучения. Дыры сбрасывают также
все возможные поля, они оставляют себе
только сферическое поле тяготения, а
также сферическое поле электрического
заряда (в том случае, если звезда им до
этого обладала). Кроме массы и электрического
заряда черные дыры, характеризуются и
характером их вращения. Ведь вращение
определенным образом изменяет гравитационное
поле дыры. В результате вращения дыры
вокруг нее образуется своего рода гравитационный
вихрь. Это вихревое гравитационное поле
целиком определяется моментом импульса
тела (равным произведению трех параметров
звезды: ее радиуса, массы и скорости вращения
на экваторе). Из-за вращения, создающего
вихревой гравитационный вихрь, граница
черной дыры несколько расширяется, она
выходит за пределы сферы Шварцшильда.
Сферу Шварцшильда принято называть горизонтом
(за ним черная дыра, то есть уже ничего
не видно). Если черная дыра вращается,
то сила гравитации становится бесконечно
большой еще до того, как будет достигнут
горизонт. Эта граница была названа границей
эргосферы. Ее принципиальное отличие
от горизонта состоит в том, что из-под
нее может вернуться обратно в космос
попавшее туда тело. Тела в зоне между
горизонтом и границей эргосферы закручиваются
дырой во вращательное движение, но могут
с течением времени не только упасть в
черную дыру, но и вылететь обратно за
пределы эргосферы.
Таким образом,
вращение черной дыры меняет всю картину
принципиально. Границей черной дыры является
ее горизонт, из-за которого ничто не
возвращается. Самая большая скорость
вращения черной дыры может быть такой,
при которой экваториальная линейная
скорость равна скорости света.
Можно сказать,
что черные дыры не представляют собой
небесные тела в общепринятом смысле.
Они не являются и излучением. Это
действительно дыры во времени и
пространстве, которые образуются в
результате того, что в сильно увеличивающемся
гравитационном поле очень сильно искривляется
пространство и изменяется характер течения
времени.
2.1
Пределы гравитации.
Пределы гравитации
У теоретика
черные дыры вызывают особый интерес:
ведь они определяют границу применимости
всех ныне существующих теорий гравитации,
тот предел, за которым требуется формирование
новых представлений и создание новых,
революционных теорий. Для астрофизика
черные дыры крайне интересны тем, что
в них, возможно, таится разгадка самых
труднообъяснимых явлений во Вселенной.
Большинству людей черные дыры представляются
удивительными природными объектами,
в которых таинственным образом переплетаются
свойства пространства и времени.
Что такое черная
дыра? По существу это замкнутая область
пространства, в которую сжато вещество
и откуда ничто не может выйти: внутри
черной дыры притяжение настолько велико,
что даже свет не способен вырваться из
нее наружу.
Название “черная
дыра” предложил в 1968 г. профессор
Принстонского университета Дж. А. Уилер;
однако идея существования в природе таких
объектов высказывалась гораздо раньше.
По-видимому, подобная мысль возникла
впервые около 200 лет назад. В докладе Королевскому
обществу в 1783 г. и опубликованных через
год “Философских трудах” английский
физик Джон Мичелл (1724—1793) отметил, что
если свет представляет собой поток частиц,
то эти частицы должны подвергаться воздействию
тяготения так же, как и все остальные
материальные тела. Следовательно, предположил
Мичелл, свет, исходящий от массивного
тела, будет замедляться. В частности,
отметил он, свет не может покинуть тело,
имеющее плотность Солнца, но в 500 раз больший
радиус, поскольку скорость убегания'
для такого тела должна быть больше скорости
света.
Примерно 13 лет
спустя великий французский математик
П. Лаплас в своей книге “Изложение системы
мира” высказал аналогичные мысли; он
рассчитал, что тело радиусом, в 250 раз
превышающим радиус Солнца, и плотностью,
равной плотности Земли, должно быть невидимым,
поскольку от него не может уйти свет.
Так как плотность Земли почти в 4 раза
больше плотности Солнца, то ясно, что
оценки Лапласа и Мичелла достаточно хорошо
согласуются.
Рассуждения Мичелла
и Лапласа применимы для
Вопрос о реальном
существовании объектов, указанных
Мичеллом и Лапласом, не вызвал особого
интереса у физиков того времени;
выяснение этого вопроса задержалось
более чем на 100 лет. В 1916 г., всего через
несколько месяцев после опубликования
Эйнштейном общей теории относительности,
немецкий физик-теоретик Карл Шварцшильд
(1873— 1916) нашел решение уравнений поля
этой теории, описывающее пространство-время
вне тела со сферически симметричным распределением
вещества. Это решение можно интерпретировать
так: если тело массой М сжато в сферу определенного
радиуса (который называется радиусом
Шварцшильда— Кщ), то пространство-время
вблизи него искажается так сильно, что
свет не может выйти из этой сферы. А поскольку,
согласно теории, движение быстрее света
невозможно, то, следовательно, сферу радиусом
Кш вообще не может покинуть никакой материальный
объект или сигнал. Область пространства,
которую ничто не может покинуть, ученые
и называют черной дырой.
1 Скорость убегания
(или вторая космическая скорость) на поверхности
объекта (например, Земли) — это минимальная
скорость, которую необходимо придать
снаряду, чтобы он продолжал двигаться
бесконечно, не падая обратно. Брошенный
вертикально вверх предмет, прежде чем
начать падение, достигает определенной
высоты, которая зависит от его начальной
скорости. Если начальная скорость точно
равна скорости убегания, то предмет, поднимаясь
вверх, будет замедляться, но скорость
его подъема станет равной нулю только
на бесконечном расстоянии. Если начальная
скорость предмета превышает скорость
убегания, то он никогда не остановится.
Величина скорости убегания определяется
формулой: u0=V2GM/J?2, где G—гравитационная
постоянная, М—масса сферического объекта,
R—расстояние от его центра до поверхности.
Скорость убегания на Земле составляет
11,2 км/с.
Из решения
Шварцшильда следует, что для
любого тела массой М Рш=2ОМ/с . Это выражение
точно совпадает с формулой, полученной
на основе теории тяготения Ньютона и
использования понятия скорости убегания.
Общая теория относительности и теория
тяготения Ньютона часто приводят к одним
и тем же результатам: ведь различие между
этими теориями проявляется только в экстремальных
физических ситуациях. Тем не менее и в
случае черной дыры, которую вряд ли можно
считать объектом с “нормальными условиями”,
обе теории, казалось бы, дают одинаковый
результат.
Однако по существу
черная дыра в теории Ньютона и
черная дыра в общей теории относительности
— это далеко не одно и то же. Представление
о скорости убегания, хотя и наглядно,
имеет некий изъян. Если мы не можем бросить
камень со скоростью, большей скорости
убегания, то мы по крайней мере можем
подбросить его в воздух, и чем сильнее
мы его запустим, тем выше он поднимется,
прежде чем начнет падать вниз. Аналогично
на основании теории Ньютона частицы света,
прежде чем начать обратное движение,
должны пролететь некоторое расстояние,
удаляясь от черной дыры, даже несмотря
на то что скорость убегания на ее поверхности
существенно превышает скорость света.
Но в шварцшильдовской черной дыре свет,
испускаемый с “поверхности”, т. е. со
сферы радиусом Кш, вообще не может выйти
за ее пределы. Как видим, сходство результатов,
полученных из теорий Ньютона и Эйнштейна,—только
внешнее.
2.3 Горизонт событий.
Горизонт событий
— воображаемая граница в пространстве-времени,
разделяющая те события (точки пространства-времени),
которые можно соединить с событиями на
светоподобной (изотропной) бесконечности
светоподобными геодезическими линиями
(траекториями световых лучей), и те события,
которые так соединить нельзя. Так как
обычно светоподобных бесконечностей
у данного пространства-времени две: относящаяся
к прошлому и будущему, то и горизонтов
событий может быть два: горизонт событий
прошлого и горизонт событий будущего.
Упрощённо можно сказать, что горизонт
событий прошлого разделяет события на
те, на которые можно повлиять с бесконечности,
и на которые нельзя; а горизонт событий
будущего отделяет события, о которых
можно что-либо узнать, хотя бы в бесконечно
отдалённой перспективе, от событий, о
которых узнать ничего нельзя. Это связано
с тем, что скорость света является предельной
скоростью распространения любых взаимодействий,
так что никакая информация не может распространяться
быстрее.
Горизонт событий
будущего является необходимым признаком
чёрной дыры как теоретического объекта.
Горизонт событий сферически-
Находясь под
горизонтом событий, любое тело будет
двигаться только внутри чёрной дыры
и не сможет вернуться обратно
во внешнее пространство. C точки
зрения наблюдателя, свободно падающего
в чёрную дыру, свет может свободно
распространяться как по направлению
к чёрной дыре, так и от неё. Однако после
пересечения горизонта событий даже свет,
распространяющийся от наблюдателя наружу,
никогда не сможет выйти за пределы горизонта.
Предмет, попавший внутрь горизонта событий,
в конце концов, вероятно, попадает в сингулярность,
а перед этим вытягивается в струну вследствие
высокого градиента силы притяжения чёрной
дыры (приливных сил).
Энергия, возможно,
может покидать чёрную дыру посредством
т. н. излучения Хокинга, представляющего
собой квантовый эффект. Таким образом,
возможно, что истинные горизонты событий
в ригорозном смысле у сколлапсировавших
объектов в нашей Вселенной не формируются.
Тем не менее, так как астрофизические
сколлапсировавшие объекты — это очень
классические системы, то точность их
описания классической моделью чёрной
дыры достаточна для всех мыслимых астрофизических
приложений.
3.
Радиус Шварцшильда.
Гравитационный
радиус (или радиус Шварцшильда) представляет
собой характерный радиус, определённый
для любого физического тела, обладающего
массой: это радиус сферы в яркостных координатах,
на которой находился бы горизонт событий,
создаваемый этой массой в общей теории
относительности, если бы она была распределена
сферически-симметрично, была бы неподвижной
(в частности, не вращалась, но радиальные
движения допустимы), и целиком лежала
бы внутри этой сферы.
Гравитационный
радиус пропорционален массе тела m
и равен rg = 2Gm / c2, где G — гравитационная
постоянная, с — скорость света
в вакууме. Это выражение можно
записать как , где rg измеряется в метрах,
а m — в килограммах. Для астрофизики удобной
является запись км, где — масса
Солнца.
По величине
гравитационный радиус совпадает с
радиусом сферически-симметричного
тела, для которого в классической
механике вторая космическая скорость
на поверхности была бы равна скорости
света. На важность этой величины впервые
обратил внимание Джон Мичелл в своём
письме к Генри Кавендишу, опубликованном
в 1784 году. В рамках общей теории относительности
гравитационный радиус (в других координатах)
впервые вычислил в 1916 году Карл Шварцшильд.
Гравитационный
радиус обычных астрофизических
объектов ничтожно мал по сравнению
с их действительным размером: так,
для Земли rg = 0,884 см, для Солнца rg
= 2,95 км. Исключение составляют нейтронные
звёзды и гипотетические бозонные и кварковые
звёзды. Например, для типичной нейтронной
звезды радиус Шварцшильда составляет
около 1/3 от её собственного радиуса. Это
обусловливает важность эффектов общей
теории относительности при изучении
таких объектов.
Если тело сжать
до размеров гравитационного радиуса,
то никакие силы не смогут остановить
его дальнейшего сжатия под действием
сил тяготения. Такой процесс, называемый
релятивистским гравитационным коллапсом,
может происходить с достаточно
массивными звёздами (как показывает расчёт,
с массой больше двух—трёх солнечных
масс) в конце их эволюции: если, исчерпав
ядерное «горючее», звезда не взрывается
и не теряет массу, то, сжимаясь до размеров
гравитационного радиуса, она должна испытывать
релятивистский гравитационный коллапс.
При гравитационном коллапсе из-под сферы
радиуса rg не может выходить никакое излучение,
никакие частицы. С точки зрения внешнего
наблюдателя, находящегося далеко от звезды,
с приближением размеров звезды к rg собственное
время частиц звезды неограниченно замедляет
темп своего течения. Поэтому для такого
наблюдателя радиус коллапсирующей звезды
приближается к гравитационному радиусу
асимптотически, никогда не становясь
меньше его.
Физическое тело,
испытавшее гравитационный коллапс, как
и тело, радиус которого меньше его гравитационного
радиуса и есть чёрная дыра. Сфера радиуса
rg совпадает с горизонтом событий невращающейся
чёрной дыры. Для вращающейся чёрной дыры
горизонт событий имеет форму эллипсоида,
и гравитационный радиус даёт оценку его
размеров. Радиус Шварцшильда для сверхмассивной
черной дыры в центре Галактики равен
примерно 16 миллионам километров. Радиус
Шварцшильда сферы, равномерно заполненной
веществом с плотностью, которая равна
критической плотности, совпадает с радиусом
наблюдаемой Вселенной.
3.1
Черная дыра Шварцшильда.
Черная дыра
образуется, когда определенное количество
вещества сжато в сферу радиусом,
равным радиусу Шварцшильда. Это может
случиться когда массивная звезда в конце
своей жизни сколлапсирует под действием
силы своего собственного гравитационного
притяжения. Если в начале коллапса масса
звезды (ее ядра или всего того, что от
нее осталось) превышает 3 М0 (не исключено,
что этот предел может быть и меньше), то
пока нам неизвестна сила, которая в этом
случае могла бы предотвратить неудержимое
сжатие звезды— оно будет продолжаться
до тех пор, пока все вещество звезды не
окажется сосредоточенным в некоторой
точке, называемой сингулярностью. В сингулярности
вещество сжато до бесконечной плотности
бесконечно большими гравитационными
силами; иначе говоря, кривизна пространства-времени
в сингулярности бесконечна. Однако современная
физика пока еще не в состоянии оперировать
бесконечными силами и плотностями; поэтому
можно считать, что законы природы — в
том смысле, как мы их понимаем — в сингулярности
утрачивают силу. Что же касается вещества,
из которого состояла сколлапсировавшая
звезда, то, казалось бы, в сингулярности
оно должно перестать существовать.
Как только сколлапсировавшая
звезда сжимается в сферу шварцшильдовского
радиуса, она исчезает для наблюдателя,
поскольку свет ее поверхности уже не
может достичь нас. В этом случае мы говорим
о формировании некоего горизонта, и все
происходящее в пределах этого горизонта
недоступно нашему наблюдению. Есть основания
полагать, что там звезда продолжает коллапсировать
в сингулярность, но мы в принципе не имеем
возможности наблюдать этот процесс или
каким-либо другим путем получать информацию
о превращениях звездного вещества. Черная
дыра, образовавшаяся в результате коллапса
массивной звезды — это сферический объем
пространства, имеющий радиус, равный
радиусу Шварцшильда, и сингулярность—в
центре симметрии. Граница черной дыры
носит название горизонта событий, так
как никакие сведения о событиях внутри
черной дыры не могут распространяться
во Вселенной за пределами этого горизонта.
У черной дыры нет твердой поверхности. Если бы нам пришлось пересекать горизонт событий, то мы не заметили бы никаких изменений пространства; но, оказавшись внутри этой границы, вы уже не смогли бы двигаться назад и с неизбежностью упали бы на центральную сингулярность.
Если не в
действительности, то по крайней мере
в принципе почти любого количества
вещества достаточно для формирования
черной дыры. Каждой величине массы
соответствует свое значение радиуса
Шварцшильда, внутри которого эта масса
должна быть заключена. Чтобы составить
некоторое представление о величине радиуса
Шварцшильда, укажем, что для Солнца он
должен быть немного меньше 3 км; если вся
масса Солнца окажется внутри сферы такого
радиуса, то Солнце превратится в черную
дыру.
Во Вселенной
можно обнаружить черные дыры, образовавшиеся
в результате коллапса звезд с массами
от 2—3 до 100 М0, Сверхмассивные черные дыры,
содержащие количества вещества, равные
тысячам, миллионам или миллиардам солнечных
масс, в настоящее время также могут существовать
или формироваться во Вселенной. Высказывалось
предположение, что если Вселенная действительно
возникла в результате Большого взрыва
из горячего и плотного протовещества,
то на самых ранних стадиях ее эволюции
могли существовать условия, в которых
даже очень небольшие массы материи спрессовывались
в так называемые черные мини-дыры. В черной
дыре размером с атомное ядро может содержаться
масса средней земной горы, и вполне допустимо,
что такие объекты существуют.
4.
Приливные силы.
Небесная механика — раздел астрономии, применяющий законы механики для изучения движения небесных тел.
При приближении
к сингулярности приливные гравитационные
силы стремятся к бесконечности. Это означает,
что любое тело будет разорвано. То
же самое ожидает и любое тело, падающее
в черную дыру уже после сжатия звезды,
оно также достигает сингулярности. Можно
ли как-нибудь избежать падения в сингулярность,
если тело уже находится под горизонтом?
Оказывается, нет.
Падение в сингулярность неизбежно.
Самое “долгое”
время, которое тело может просуществовать
внутри черной дыры после пересечения
горизонта, равно примерно времени, за
которое свет проходит расстояние, равное
размеру черной дыры. Это короткий миг.
Для дыры с массой в десять масс Солнца
максимально “долгое” время существования
равняется всего одной стотысячной доле
секунды.
5.
Заключение.
