Черные дыры

 

    Московский государственный университет культуры и искусств

Институт экономики управления и права

Кафедра экономики социально-культурной сферы

 

 

Реферат

по дисциплине:

 Концепции современного естествознания

на тему :  Черные дыры

 

                                        

 

 

 

                                        

                                                                                                                          Выполнил: Савченко Д.В.

Студент.гр. 04402о

Проверил: Сенницкая Л.В.

 

Москва

2013

 

Содержание 

Введение……………………………………………………………….………...3

1.      История идеи о черных дырах……………………………………….5

2.      Формирование черных дыр………………………………………….7

3.      Свойства черных дыр…………………………………………………9

4.      Поиски черных дыр………………………………………………….11

5.      Виды черных дыр…………………………………………………....12

Заключение ……………………………………………………………………..13

Список использованной литературы …………………………………………14

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Введение

В наше время трудно найти  человека, который не слышал бы о  черных дырах. Вместе с тем, пожалуй, не менее трудно отыскать того, кто  смог бы объяснить, что это такое. Впрочем, для специалистов черные дыры уже перестали быть фантастикой  — астрономические наблюдения давно  доказали существование как «малых»  черных дыр (с массой порядка солнечной), которые образовались в результате гравитационного сжатия звезд, так  и сверхмассивных (до 10⁹ масс Солнца), которые породил коллапс целых звездных скоплений в центрах многих галактик, включая нашу. В настоящее время микроскопические черные дыры ищут в потоках космических лучей сверхвысоких энергий (международная лаборатория Pierre Auger, Аргентина) и даже предполагают «наладить их производство» на Большом адронном коллайдере (LHC). Однако подлинная роль черных дыр, их «предназначение» для Вселенной, находится далеко за рамками астрономии и физики элементарных частиц. При их изучении исследователи глубоко продвинулись в научном понимании прежде сугубо философских вопросов — что есть пространство и время, существуют ли границы познания Природы, какова связь между материей и информацией.

Черная дыра – область  пространства, в которой гравитационное притяжение настолько сильно, что  ни вещество, ни излучение не могут  эту область покинуть. Для находящихся  там тел вторая космическая скорость (скорость убегания) должна была бы превышать  скорость света, что невозможно, поскольку  ни вещество, ни излучение не могут  двигаться быстрее света. Поэтому  из черной дыры ничто не может вылететь. Границу области, за которую не выходит  свет, называют "горизонтом событий", или просто "горизонтом" черной дыры.

Термин «черная дыра» был предложен Дж. Уилером в 1967 году, однако первые предсказания существования тел столь массивных, что даже свет не может их покинуть, датируются XVIII веком и принадлежат Дж. Митчеллу и П. Лапласу. Их расчеты основывались на теории тяготения Ньютона и корпускулярной природе света.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

1.  История идеи о черных дырах.

Английский геофизик и  астроном Джон Мичелл предположил, что в природе могут существовать столь массивные звезды, что даже луч света не способен покинуть их поверхность. Используя законы Ньютона, Мичелл рассчитал, что если бы звезда с массой Солнца имела радиус не более 3 км, то даже частицы света (которые он, вслед за Ньютоном, считал корпускулами) не могли бы улететь далеко от такой звезды. Поэтому такая звезда казалась бы издалека абсолютно темной.

       Позже к такому же выводу пришел великий французский математик, астроном и физик Пьер Симон Лаплас, включивший его и в первое (1796), и во второе (1799) издания своего «Изложения системы мира». 
          В ноябре 1915 года Альберт Эйнштейн опубликовал теорию гравитации, которую он назвал общей теорией относительности (ОТО). Эта работа сразу же нашла благодарного читателя в лице его коллеги по Берлинской академии наук Карла Шварцшильда.    

          Из его вычислений следует, что тяготение звезды не слишком искажает ньютоновскую структуру пространства и времени лишь в том случае, если ее радиус намного больше той самой величины, которую вычислил Джон Мичелл! Этот параметр сначала называли радиусом Шварцшильда, а сейчас именуют гравитационным радиусом. Согласно ОТО, тяготение не влияет на скорость света, но уменьшает частоту световых колебаний в той же пропорции, в которой замедляет время. Если радиус звезды в 4 раза превосходит гравитационный радиус, то поток времени на ее поверхности замедляется на 15%, а пространство приобретает ощутимую кривизну. При двукратном превышении оно искривляется сильнее, а время замедляет свой бег уже на 41%. При достижении гравитационного радиуса время на поверхности звезды полностью останавливается (все частоты обнуляются, излучение замораживается, и звезда гаснет), но кривизна пространства все еще конечна. Вдали от светила геометрия по-прежнему остается евклидовой, да и время не меняет своей скорости. 
            В 1930-е годы молодой индийский астрофизик Чандрасекар доказал, что истратившая ядерное топливо звезда сбрасывает оболочку и превращается в медленно остывающий белый карлик лишь в том случае, если ее масса меньше 1,4 масс Солнца. Вскоре американец Фриц Цвикки догадался, что при взрывах сверхновых возникают чрезвычайно плотные тела из нейтронной материи; позднее к этому же выводу пришел и Лев Ландау. После работ Чандрасекара было очевидно, что подобную эволюцию могут претерпеть лишь звезды с массой больше 1,4 масс Солнца. Поэтому возник естественный вопрос – существует ли верхний предел массы для сверхновых, которые оставляют после себя нейтронные звезды. 
         В конце 1930-х годов Роберт Оппенгеймер установил, что такой предел действительно имеется и не превышает нескольких солнечных масс. Дать более точную оценку тогда не было возможности; теперь известно, что массы нейтронных звезд обязаны находиться в интервале 1,5–3 Ms. Но даже из приблизительных вычислений Оппенгеймера и его аспиранта Джорджа Волкова следовало, что самые массивные потомки сверхновых не становятся нейтронными звездами, а переходят в какое-то другое состояние. В 1939 году Роберт Оппенгеймер и Хартланд Снайдер на идеализированной модели доказали, что массивная коллапсирующая звезда стягивается к своему гравитационному радиусу.

           Окончательный ответ был найден во второй половине XX века. Оказалось, что подобный коллапс всегда сжимает звезду «до упора», полностью разрушая ее вещество. В результате возникает сингулярность, «суперконцентрат» гравитационного поля, замкнутый в бесконечно малом объеме. (У неподвижной дыры это точка, у вращающейся – кольцо.) Кривизна пространства-времени и, следовательно, сила тяготения вблизи сингулярности стремятся к бесконечности. В конце 1967-го американец Джон Арчибальд Уилер первым назвал такой финал звездного коллапса черной дырой.

 

2.  Формирование черных дыр

Самый очевидный путь образования  черной дыры – коллапс ядра массивной  звезды. Пока в недрах звезды не истощился  запас ядерного топлива, ее равновесие поддерживается за счет термоядерных реакций (превращение водорода в  гелий, затем в углерод, и т.д., вплоть до железа у наиболее массивных  звезд). Выделяющееся при этом тепло  компенсирует потерю энергии, уходящей от звезды с ее излучением и звездным ветром. Термоядерные реакции поддерживают высокое давление в недрах звезды, препятствуя ее сжатию под действием  собственной гравитации. Однако со временем ядерное топливо истощается и звезда начинает сжиматься.

Наиболее быстро сжимается  ядро звезды, при этом оно сильно разогревается (его гравитационная энергия переходит в тепло) и  нагревает окружающую его оболочку. В итоге звезда теряет свои наружные слои в виде медленно расширяющейся  планетарной туманности или катастрофически  сброшенной оболочки сверхновой. А  судьба сжимающегося ядра зависит от его массы. Расчеты показывают, что  если масса ядра звезды не превосходит  трех масс Солнца, то она "выигрывает битву с гравитацией": его сжатие будет остановлено давлением  вырожденного вещества, и звезда превратится  в белый карлик или нейтронную звезду. Но если масса ядра звезды более трех солнечных, то уже ничто не сможет остановить его катастрофический коллапс, и оно быстро уйдет под горизонт событий, став черной дырой. Как следует из формулы для r_g, черная дыра с массой 3 солнечных имеет гравитационный радиус 8,8 км.

Если в нашу эпоху высокая  плотность вещества, необходимая  для рождения черной дыры, может  возникнуть лишь в сжимающихся ядрах  массивных звезд, то в далеком  прошлом, сразу после Большого взрыва, с которого около 14 млрд. лет назад  началось расширение Вселенной, высокая  плотность материи была повсюду. Поэтому небольшие флуктуации плотности  в ту эпоху могли приводить  к рождению черных дыр любой массы, в том числе и малой. Но самые маленькие из них в силу квантовых эффектов должны были испариться, потеряв свою массу в виде излучения и потоков частиц. "Первичные черные дыры" с массой более 10¹² кг могли сохраниться до наших дней. Самые мелкие из них, массой 10¹² кг (как у небольшого астероида), должны иметь размер порядка 10^–15 м (как у протона или нейтрона).

Наконец, существует гипотетическая возможность рождения микроскопических черных дыр при взаимных соударениях  быстрых элементарных частиц. Таков  один из прогнозов теории струн –  одной из конкурирующих сейчас физических теорий строения материи. Теория струн  предсказывает, что пространство имеет  более трех измерений. Гравитация, в  отличие от прочих сил, должна распространяться по всем этим измерениям и поэтому  существенно усиливаться на коротких расстояниях. При мощном столкновении двух частиц (например, протонов) они  могут сжаться достаточно сильно, чтобы родилась микроскопическая черная дыра. После этого она почти  мгновенно разрушится ("испарится"), но наблюдение за этим процессом представляет для физики большой интерес, поскольку, испаряясь, дыра будет испускать  все существующие в природе виды частиц. Если гипотеза теории струн  верна, то рождение таких черных дыр  может происходить при столкновениях  энергичных частиц космических лучей  с атомами земной атмосферы, а  также в наиболее мощных ускорителях  элементарных частиц.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

3.  Свойства черных дыр

Изучая фундаментальные  свойства материи и пространства-времени, физики считают исследование черных дыр одним из важнейших направлений, поскольку вблизи черных дыр проявляются  скрытые свойства гравитации. Вот  некоторые важнейшие из них:

1) Вблизи черной дыры  время течет медленнее, чем  вдали от нее. Если удаленный  наблюдатель бросит в сторону  черной дыры зажженный фонарь, то увидит, как фонарь будет  падать все быстрее и быстрее,  но затем, приближаясь к поверхности  Шварцшильда, начнет замедляться,  а его свет будет тускнеть  и краснеть (поскольку замедлится  темп колебания всех его атомов  и молекул). С точки зрения далекого  наблюдателя фонарь практически  остановится и станет невидим,  так и не сумев пересечь  поверхность черной дыры. Но если  бы наблюдатель сам прыгнул  туда вместе с фонарем, то  он за короткое время пересек  бы поверхность Шварцшильда и  упал к центру черной дыры, будучи при этом разорван ее  мощными приливными гравитационными  силами, возникающими из-за разницы  притяжения на разных расстояниях  от центра.

2) Каким бы сложным  ни было исходное тело, после  его сжатия в черную дыру  внешний наблюдатель может определить  только три его параметра: полную  массу, момент импульса (связанный  с вращением) и электрический  заряд. Все остальные особенности  тела (форма, распределение плотности,  химический состав и т.д.)в ходе коллапса "стираются".

3) Если исходное тело  вращалось, то вокруг черной  дыры сохраняется "вихревое" гравитационное поле, увлекающее  все соседние тела во вращательное  движение вокруг нее. Поле тяготения  вращающейся черной дыры называют  полем Керра (математик Рой  Керр в 1963 нашел решение соответствующих  уравнений). Этот эффект характерен  не только для черной дыры, но для любого вращающегося  тела, даже для Земли. Вблизи  Земли этот эффект едва заметен,  но вблизи черной дыры он  выражен гораздо сильнее: по скорости прецессии гироскопа можно измерить момент импульса черной дыры, хотя сама она не видна.

4) Все вещество внутри  горизонта событий черной дыры  непременно падает к ее центру  и образует сингулярность с  бесконечно большой плотностью. Английский физик Стивен Хоукинг определяет сингулярность как "место, где разрушается классическая концепция пространства и времени так же, как и все известные законы физики, поскольку все они формулируются на основе классического пространства-времени".

5) Кроме этого С.Хоукинг открыл возможность очень медленного самопроизвольного квантового "испарения" черных дыр. В 1974 он доказал, что черные дыры (не только вращающиеся, но любые) могут испускать вещество и излучение, однако заметно это будет лишь в том случае, если масса самой дыры относительно невелика. Мощное гравитационное поле вблизи черной дыры должно рождать пары частица-античастица. Одна из частиц каждой пары поглощается дырой, а вторая испускается наружу. Например, черная дыра с массой 10¹² кг должна вести себя как тело с температурой 10¹¹ К, излучающее очень жесткие гамма-кванты и частицы. Идея об "испарении" черных дыр полностью противоречит классическому представлению о них как о телах, не способных излуч

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

4.  Поиски черных дыр

Учитывая важнейшие свойства черных дыр (массивность, компактность и невидимость) астрономы постепенно выработали стратегию их поиска. Проще  всего обнаружить черную дыру по ее гравитационному взаимодействию с  окружающим веществом, например, с близкими звездами. Попытки обнаружить невидимые  массивные спутники в двойных  звездах не увенчались успехом. Но после  запуска на орбиту рентгеновских  телескопов выяснилось, что черные дыры активно проявляют себя в  тесных двойных системах, где они  отбирают вещество у соседней звезды и поглощают его, нагревая при  этом до температуры в миллионы градусов и делая его на короткое время  источником рентгеновского излучения.

Поскольку в двойной системе  черная дыра в паре с нормальной звездой обращается вокруг общего центра массы, используя эффект Доплера, удается  измерить скорость звезды и определить массу ее невидимого компаньона. Астрономы  выявили уже несколько десятков двойных систем, где масса невидимого компаньона превосходит 3 массы Солнца и заметны характерные проявления активности вещества, движущегося вокруг компактного объекта.