Гравитация, общая теория относительности, нейтронные звезды и черные дыры. От белого калика до черной дыры

Что такое чёрная дыра ? Почему её называют чёрной? Что происходит в звёздах? Как связаны нейтронная звезда и чёрная дыра? Способен ли большой адронный коллайдер создать чёрные дыры, и чем это чревато для нас?

Что такое звезда ??? Если вдруг ещё не знаете, наше Солнце тоже звезда. Это объект больших размеров способен с помощью термоядерного синтеза излучать электромагнитные волны (это не самое точное из определений). Если непонятно, можно сказать так: звезда – это большой объект шарообразной формы, внутри которого с помощью ядерных реакций образуется очень-очень-очень большое количество энергии, часть которой идёт на излучение видимого света. Кроме обычного света излучается и тепло (инфракрасное излучение), и радиоволны, и ультрафиолет и др.

В любой звезде происходят ядерные реакции так же, как и в атомных станциях, только с двумя главными отличиями.

1. В звёздах происходят реакции ядерного синтеза, то есть соединения ядер, а в АЭС – ядерного распада. В первом случае выделяется в 3 раза больше энергии, в тысячи раз меньше затрат, так как необходим лишь водород, а он сравнительно недорогой. Также в первом случае нет вредных отходов: выделяется лишь безвредный гелий. Теперь Вас конечно же интересует, почему на АЭС не пользуются такими реакциями? Потому что она НЕКОНТРОЛИРУЕМА и легко приводит к ядерному взрыву, да ещё для этой реакции нужна температура несколько миллионов градусов. Для человека ядерный синтез является самой важной и самой тяжёлой задачей (никто пока не придумал способ контролировать термоядерный синтез), учитывая, что наши источники энергии заканчиваются.

2. В звёздах в реакциях участвует больше вещества, чем в АЭС, и, естественно, там больше получается на выходе энергии.

Теперь про эволюцию звёзд. Каждая звезда рождается, растёт, стареет и умирает (гаснет). Звёзды по стилю эволюционирования делятся в зависимости от своей массы на три категории.

Первая категория – звёзды с массой менее 1,4*Массу Солнца. В таких звёздах всё «топливо» медленно превращается в металл, потому что из-за синтеза (объединения) ядер появляются всё более «многоядерные» (тяжёлые) элементы, а это и есть металлы. Правда, последняя стадия эволюции таких звёзд не была зафиксирована (зафиксировать металлические шары сложно), это лишь теория.

Вторая категория – звёзды по массе, превышающие массу звёзд первой категории, но меньших трёх масс Солнца. Такие звёзды в результате эволюции теряют баланс внутренних сил притяжения и отталкивания. Как следствие, внешняя их оболочка выбрасывается в космос, а внутренняя (из закона сохранения импульса) начинает «бешено» сжиматься. Образуется нейтронная звезда. Она почти полностью состоит из нейтронов, то есть из частиц, не имеющих электрического заряда. Самое примечательное в нейтронной звезде – это её плотность, ведь чтобы стать нейтронной, звезде нужно сжаться до шара диаметром всего около 300 км, а это очень мало. Так вот плотность её очень велика - порядка десятков триллионов кг в одном кубическом метре, что в миллиарды раз больше, чем плотность самых плотных веществ на Земле. Откуда же взялась такая плотность? Дело в том, что все вещества на Земле состоят из атомов, они в свою очередь состоят из ядер. Каждый атом можно представить как большой пустой шар (абсолютно пустой), в центре которого находится маленькое ядро. В ядре заключена вся масса атома (кроме ядра в атоме есть лишь электроны, но их масса очень мала). Ядро в диаметре в 1000 раз меньше атома. А значит в объёме ядро меньше атома в 1000*1000*1000 = 1 миллиард раз. А отсюда плотность ядра в миллиарды раз больше плотности атома. Что происходит в нейтронной звезде? Атомы перестают существовать как форма вещества, они заменяются на ядра. Вот поэтому плотность таких звёзд в миллиарды раз больше плотности земных веществ.

Все мы знаем, что тяжёлые предметы (планеты, звёзды) сильно притягивают к себе всё окружающее. Нейтронные звёзды так и обнаруживают. Они сильно искривляют орбиты других видимых звёзд, находящихся рядом.

Третья категория звёзд – звёзды с массой большей, чем тройная масса Солнца. Такие звёзды, став нейтронными, сжимаются далее и превращаются в чёрные дыры. Их плотность в десятки тысяч раз больше плотности нейтронных звёзд. Имея такую огромную плотность, чёрная дыра обретает способность очень сильной гравитации (способность притягивать окружающие тела). С такой гравитацией звезда не позволяет покинуть свои пределы даже электромагнитным волнам, а значит и свету. То есть чёрная дыра не испускает свет. Отсутствие какого-либо света – это тьма, вот поэтому чёрную дыру и называют чёрной. Она всегда чёрная, её невозможно увидеть ни в какой телескоп. Все знают, что из-за своей гравитации, чёрные дыры способны засасывать в себя все окружающие тела в большом объёме. Именно поэтому люди и остерегаются запуска Большого Адронного Коллайдера, в работе которого, по мнению учёных, не исключено появление чёрных микродыр. Однако эти микродыры сильно отличаются от обычных: неустойчивы, потому что время их жизни очень мало, и не доказаны практически. Более того, учёные уверяют, что эти микродыры имеют совсем другую природу в отличие от обычных чёрных дыр и не способны поглощать материю.

сайт, при полном или частичном копировании материала ссылка на первоисточник обязательна.

Для звезд с массой ниже некоторой критической гравитационное сжатие останавливается на стадии так называемого «белого карлика».

Плотность белого карлика больше 10 7 г/см 3 , температура поверхности ~ 10 4 K. При столь высокой температуре атомы должны быть полностью ионизованы и внутри звезды ядра должны быть погружены в море электронов, образующих вырожденный электронный газ. Давление этого газа препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу звезды.

Давление вырожденного электронного газа имеет квантовую природу. Оно возникает как следствие принципа Паули, которому подчиняются электроны.

Принцип Паули устанавливает предельный минимальный объем пространства, который может занимать каждый электрон. Внешнее давление не в состоянии этот объем уменьшить. В белом карлике все электроны достигли минимального объема и гравитационное сжатие уравновешено внутренним давлением электронного газа.

Ограничение на массу белого карлика примерно 1.5M s . Эта предельная масса и называется она пределом Чандрасекара (M s – масса Солнца, равная ~ 1,99·10 30 кг).

Обычно полагают, что максимальная масса белого карлика 1.4M s . Таким образом, давление вырождения электронов не может удержать массы большие, чем 1.4M s . Если 0.5M s < M < 1.4M s , ядро белого карлика состоит из углерода и кислорода. Если M < 0.5M s , ядро белого карлика состоит из гелия.

Плотность белого карлика с массой, близкой к чандрасекаровской – 6х10 6 г/см 3 , радиус – 5х10 3 км.

Светимость белых карликов составляет 10 -2 -10 -4 от светимости Солнца. Их излучение обеспечивается запасенной в них тепловой энергией.

Нейтронная звезда

Расчеты показывают, что при взрыве сверхновой с M ~ 25M s остается плотное нейтронное ядро (нейтронная звезда) с массой ~ 1.6M s .

В звездах с остаточной массой M > 1.4M s , не достигших стадии сверхновой, давление вырожденного электронного газа также не в состоянии уравновесить гравитационные силы и звезда сжимается до состояния ядерной плотности. Механизм этого гравитационного коллапса тот же, что и при взрыве сверхновой.

Давление и температура внутри звезды достигают таких значений, при которых электроны и протоны как бы «вдавливаются» друг в друга и в результате реакции

p + e - > n + v e

после выброса нейтрино образуются нейтроны, занимающие гораздо меньший фазовый объем, чем электроны.

Возникает так называемая нейтронная звезда, плотность которой достигает 10 14 - 10 15 г/см 3 . Характерный размер нейтронной звезды 10-15 км.

В некотором смысле нейтронная звезда представляет собой гигантское атомное ядро.

Дальнейшему гравитационному сжатию препятствует давление ядерной материи, возникающее за счет взаимодействия нейтронов. Это так же давление вырождения, как ранее в случае белого карлика, но – давление вырождения существенно более плотного нейтронного газа. Это давление в состоянии удерживать массы вплоть до 3.2M s .

Нейтрино, образующиеся в момент коллапса, довольно быстро охлаждают нейтронную звезду. Согласно теоретическим оценкам температура ее падает с 10 11 до 10 9 K за время ~ 100 с. Дальше темп остывания несколько уменьшается. Однако он достаточно высок по астрономическим масштабам. Уменьшение температуры с 10 9 до 10 8 K происходит за 100 лет и до 10 6 K – за миллион лет.

Обнаружить нейтронные звезды оптическими методами довольно сложно из-за малого размера и низкой температуры.

В 1967 г. в Кембриджском университете Хьюиш и Белл открыли космические источники периодического электромагнитного излучения – пульсары . Периоды повторения импульсов большинства пульсаров лежат в интервале от 3.3·10 -2 до 4.3 с.

Согласно современным представлениям, пульсары – это вращающиеся нейтронные звезды, имеющие массу 1-3M s и диаметр 10-20 км.

Только компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звезд, могут сохранять свою форму, не разрушаясь при таких скоростях вращения.

Сохранение углового момента и магнитного поля при образовании нейтронной звезды приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с сильным магнитным полем B ~ 10 12 Гс.

B – вектор магнитной индукции, основная силовая характеристика магнитного поля. Измеряется в гауссах (Гс) в системе СГС (сантиметр-грамм-секунда) и в теслах (Тл) в Международной системе единиц (СИ). 1 Тл = 10 4 Гс.

Считается, что нейтронная звезда имеет магнитное поле, ось которого не совпадает с осью вращения звезды. В этом случае излучение звезды (радиоволны и видимый свет) скользит по Земле как лучи маяка. Когда луч пересекает Землю регистрируется импульс.

Само излучение нейтронной звезды возникает за счет того, что заряженные частицы с поверхности звезды двигаются вовне по силовым линиям магнитного поля, испуская электромагнитные волны. Этот механизма радиоизлучения пульсара, впервые предложенный Голдом, показан ниже на рисунке

Если пучок излучения попадает на земного наблюдателя, то радиотелескоп фиксирует короткие импульсы радиоизлучения с периодом, равным периоду вращения нейтронной звезды.

Форма импульса может быть очень сложной, что обусловлено геометрией магнитосферы нейтронной звезды и является характерной для каждого пульсара.

Периоды вращения пульсаров строго постоянны и точности измерения этих периодов доходят до 14-значной цифры.

В настоящее время обнаружены пульсары, входящие в двойные системы. Если пульсар вращается по орбите вокруг второго компонента, то должны наблюдаться вариации периода пульсара вследствие эффекта Допплера.

Когда пульсар приближается к наблюдателю, регистрируемый период радиоимпульсов из-за допплеровского эффекта уменьшается, а когда пульсар удаляется от нас, его период увеличивается. На основе этого явления и были обнаружены пульсары, входящие в состав двойных звезд.

Для впервые обнаруженного пульсара PSR 1913 + 16, входящего в состав двойной системы, орбитальный период обращения составил 7 часов 45 мин. Собственный период обращения пульсара PSR 1913 + 16 равен 59 мс.

Излучение пульсара должно приводить к уменьшению скорости вращения нейтронной звезды. Такой эффект также был обнаружен. Нейтронная звезда, входящая в состав двойной системы, может быть и источником интенсивного рентгеновского излучения.

Образование нейтронных звезд не всегда является следствием вспышки сверхновой. Возможен и другой механизм образования нейтронных звезд в ходе эволюции белых карликов в тесных двойных звездных системах.

Перетекание вещества звезды-компаньона на белый карлик постепенно увеличивает массу белого карлика и по достижении критической массы (предела Чандрасекара) белый карлик превращается в нейтронную звезду.

В случае, когда перетекание вещества продолжается и после образования нейтронной звезды, её масса может существенно увеличиться и в результате гравитационного коллапса она может превратиться в черную дыру. Это соответствует так называемому «тихому» коллапсу.

Имеется предел для массы звезды, которая может удерживаться в равновесии плотно упакованными нейтронами. Этот предел невозможно вычислить точно, так как поведение вещества при плотностях, существенно превышающих плотность ядерной материи, недостаточно изучено.

Оценки массы звезды, которая уже не может стабилизироваться за счет вырожденных нейтронов, дают значение ~ 3M s .

Таким образом, если при взрыве сверхновой сохраняется остаток массы M > 3M s , то он не может существовать в виде устойчивой нейтронной звезды.

Ядерные силы отталкивания на малых расстояниях не в состоянии противостоять дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Возникает необычный объект – черная дыра.

Основное свойство черной дыры состоит в том, что никакие сигналы, испускаемые ею, не могут выйти за её пределы и достигнуть внешнего наблюдателя.

Звезда массы M, коллапсируя в черную дыру, достигает сферы радиуса r g (сферы Шварцшильда):

r g = 2GM/c 2 ,

(формально к этому соотношению можно прийти, полагая в известной формуле для второй космической скорости v k2 = (2GM/R) 1/2 предельное значение этой скорости, равное скорости света).

При достижении объектом размера сферы Шварцшильда, его гравитационное поле становится столь сильным, что покинуть этот объект не может даже электромагнитное излучение. Шварцшильдовский радиус Солнца равен 3 км, Земли – 1 см.

Черная дыра Шварцшильда относится к невращающимся объектам и является остатком массивной невращающейся звезды. Вращающаяся массивная звезда коллапсирует во вращающуюся черную дыру (черную дыру Керра).

Черную дыру можно обнаружить только по косвенным признакам, в частности, если она входит в состав двойной звездной системы с видимой звездой. В этом случае черная дыра будет затягивать газ звезды. Этот газ будет нагреваться, становясь источником интенсивного рентгеновского излучения, которое может быть зарегистрировано.

В настоящее время нет прямых экспериментальных подтверждений существования черных дыр. Есть несколько космических объектов, поведение которых можно объяснить присутствием черных дыр.

Так имеется объект Лебедь XI, представляющий собой двойную систему с периодом вращения 5,6 суток. В состав системы входят голубой гигант с массой 22M s и невидимый источник пульсирующего рентгеновского излучения с массой 8M s , который возможно является черной дырой (объект такой большой массы не может быть нейтронной звездой).

Наряду с черными дырами, образовавшимися при коллапсе звезд, во Вселенной могут быть черные дыры, возникшие задолго до появления первых звезд вследствие неоднородности Большого Взрыва.

Появившиеся при этом сгустки вещества могли сжиматься до состояния черных дыр, тогда как остальная часть вещества расширялась. Черные дыры, образовавшиеся на самом раннем этапе Вселенной, называют реликтовыми. Предполагают, что размер некоторых из них может быть значительно меньше размера протона.

В 1974 г. Хокинг показал, что черные дыры должны испускать частицы. Источником этих частиц является процесс образования виртуальных пар частица-античастица в вакууме. В обычных полях эти пары аннигилируют столь быстро, что их не удается наблюдать. Однако в очень сильных полях виртуальные частица и античастица могут разделиться и стать реальными.

На границе черной дыры действуют мощные приливные силы. Под действием этих сил некоторые из частиц (античастиц), входивших в состав виртуальных пар, могут вылететь за пределы черной дыры. Так как многие из них аннигилируют, черная дыра должна становиться источником излучения.

Энергия, излучаемая в пространство черной дырой, поступает из её недр. Поэтому в процессе такого испускания частиц, масса и размеры черной дыры должны уменьшаться. Таков механизм «испарения» черной дыры.

Температура черной дыры обратно пропорциональна ее массе, таким образом, более массивные испаряются медленнее, ибо время их жизни пропорционально кубу массы (в четырехмерном пространстве-времени). Например, время жизни черной дыры с массой M порядка солнечной превосходит возраст Вселенной, тогда как микродыра с M = 1 тераэлектронвольт (10 12 эВ, примерно 2x10 -30 кг) живет около 10 -27 секунд (Наука и жизнь, ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ).

Для больших черных дыр темп «испарения» очень медленный и практически им можно пренебречь. Черная дыра массой в 10 солнечных масс испарится за 10 69 лет. Время испарения сверхмассивных (миллиарды масс Солнца) черных дыр, которые могут быть в центре больших галактик, может составлять 10 96 лет.

Процессы превращения звезд в белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры, как правило, сопровождаются выбросами колоссальной энергии. Подробнее о подобного рода энергетических выбросах, и других космических взрывах рассказывается в следующем видеосюжете.

Видео: Жесточайшие и крупнейшие взрывы в космосе. Взрывы Галактик, звезд, планет.

В космосе происходит много удивительных вещей, в результате которых появляются новые звезды, исчезают старые и формируются черные дыры. Одним из великолепных и загадочных явлений выступает гравитационный коллапс, который заканчивает эволюцию звезд.

Звездная эволюция - это цикл изменений, проходимый звездой за период ее существования (миллионы или миллиард лет). Когда водород в ней заканчивается и превращается в гелий, формируется гелиевое ядро, а сам начинает превращаться в красного гиганта - звезду поздних спектральных классов, которая обладает высокой светимостью. Их масса может в 70 раз превышать массу Солнца. Очень яркие сверхгиганты называются гипергигантами. Помимо высокой яркости они отличаются коротким периодом существования.

Сущность коллапса

Это явление считается конечной точкой эволюции звезд, вес которых составляет более трех солнечных масс (вес Солнца). Эта величина используется в астрономии и физике с целью определения веса других космических тел. Коллапс случается в том случае, когда гравитационные силы заставляют огромные космические тела с большой массой очень быстро сжиматься.

В звездах весом более трех масс Солнца есть достаточно материала для продолжительных термоядерных реакций. Когда субстанция заканчивается, прекращается и термоядерная реакция, а звезды перестают быть механически устойчивыми. Это приводит к тому, что они со сверхзвуковой скоростью начинают сжиматься к центру.

Нейтронные звезды

Когда звезды сжимаются, это приводит к возникновению внутреннего давления. Если оно растет с достаточной силой для того, чтобы остановить гравитационное сжатие, то появляется нейтронная звезда.

Такое космическое тело обладает простой структурой. Звезда состоит из сердцевины, которую покрывает кора, а она, в свою очередь, формируется из электронов и ядер атомов. Ее толщина равна примерно 1 км и является относительно тонкой, если сравнивать с другими телами, встречающимися в космосе.

Вес нейтронных звезд равен весу Солнца. Отличие между ними заключается в том, что радиус у них небольшой - не более 20 км. Внутри них взаимодействуют друг с другом атомные ядра, формируя, таким образом, ядерную материю. Именно давление со ее стороны не дает нейтронной звезде сжиматься дальше. Этот тип звезд отличается очень высокой скоростью вращения. Они способны совершать сотни оборотов в течение одной секунды. Процесс рождения начинается из вспышки сверхновой, которая возникает во время гравитационного коллапса звезды.

Сверхновые

Вспышка сверхновой представляет собой явление резкого изменения яркости звезды. Далее звезда начинает медленно и постепенно угасать. Так заканчивается последняя стадия гравитационного коллапса. Весь катаклизм сопровождается выделением большого количества энергии.

Следует заметить, что жители Земли могут увидеть этот феномен лишь постфактум. Свет достигает нашей планеты спустя долгий период после того, как произошла вспышка. Это стало причиной возникновения сложностей при определении природы сверхновых.

Остывание нейтронной звезды

После окончания гравитационного сжатия, в результате которого сформировалась нейтронная звезда, ее температура очень высока (намного выше, чем температура Солнца). Остывает звезда благодаря нейтринному охлаждению.

В течение пары минут их температура может опуститься в 100 раз. На протяжение последующих ста лет - еще в 10 раз. После того, как снижается, процесс ее охлаждения существенно замедляется.

Предел Оппенгеймера-Волкова

С одной стороны, этот показатель отображает максимально возможный вес нейтронной звезды, при котором гравитация компенсируется нейтронным газом. Это не дает возможность гравитационному коллапсу закончиться появлением черной дыры. С другой стороны, так называемый предел Оппенгеймера-Волкова является одновременно и нижним порогом веса черной дыры, которые были образованы в ходе звездной эволюции.

Из-за ряда неточностей сложно определить точное значение данного параметра. Однако предполагается, что оно находится в диапазоне от 2,5 до 3 масс Солнца. На данный момент, ученые утверждают, что самой тяжелой нейтронной звездой является J0348+0432. Ее вес составляет более двух масс Солнца. Вес самой легкой черный дыры составляет 5-10 солнечных масс. Астрофизики заявляют о том, что эти данные являются экспериментальными и касаются только на данный момент известных нейтронных звезд и черных дыр и предполагают возможность существования более массивных.

Черные дыры

Черная дыра - это один из самых удивительных феноменов, которые встречаются в космосе. Она представляет собой область пространства-времени, где гравитационное притяжение не позволяет никаким объектам выйти из нее. Покинуть ее не способны даже тела, которые могут двигаться со скоростью света (в том числе и кванты самого света). До 1967 года черные дыры назывались «застывшими звездами», «коллапсарами» и «сколлапсировавшими звездами».

У черной дыры есть противоположность. Она называется белой дырой. Как известно, из черной дыры невозможно выбраться. Что касается белых, то в них нельзя проникнуть.

Помимо гравитационного коллапса, причиной образования черной дыры может быть коллапс в центре галактики или протогалактического глаза. Также существует теория, что черные дыры появились в результате Большого Взрыва, как и наша планета. Ученые называют их первичными.

В нашей Галактике есть одна черная дыра, которая, по мнениям астрофизиков, образовалась из-за гравитационного коллапса сверхмассивных объектов. Ученые утверждают, что подобные дыры формируют ядра множества галактик.

Астрономы Соединенных Штатов Америки предполагают, что размер больших черных дыр может быть существенно недооценен. Их предположения основываются на том, что для достижения звездами той скорости, с какой они двигаются по галактике М87, находящейся в 50 миллионах световых лет от нашей планеты, масса черный дыры в центре галактики М87 должна быть не менее 6,5 миллиардов масс Солнца. На данный момент же принято считать, что вес самой большой черный дыры составляет 3 миллиарда солнечных масс, то есть более чем в два раза меньше.

Синтез черных дыр

Существует теория, что эти объекты могут появляться в результате ядерных реакций. Ученые дали им название квантовые черные дары. Их минимальный диаметр составляет 10 -18 м, а наименьшая масса - 10 -5 г.

Для синтеза микроскопических черных дыр был построен Большой адронный коллайдер. Предполагалось, что с его помощью удастся не только синтезировать черную дыру, но и смоделировать Большой Взрыв, что позволило бы воссоздать процесс образования множества космических объектов, в том числе и планеты Земля. Однако эксперимент провалился, поскольку энергии для создания черных дыр не хватило.

«Остатки взорвавшегося ядра известны под названием нейтронной звезды. Нейтронные звезды вращаются очень быстро, испуская световые и радиоволны, которые, проходя мимо Земли, кажутся светом космического маяка.

Колебания яркости этих волн навело астрономов на мысль назвать такие звезды пульсарами. Самые быстрые пульсары вращаются со скоростью, почти равной 1000 оборотов в секунду». (1)

«К настоящему времени их открыто уже более двухсот. Регистрируя излучение пульсаров на различных, но близких частотах, удалось по запаздыванию сигнала на большей длине волны (при предположении о некоторой плотности плазмы в межзвездной среде) определить расстояние до них. Оказалось, что все пульсары находятся на расстояниях от 100 до 25 000 световых лет, т. е. принадлежат нашей Галактике, группируясь вблизи плоскости Млечного Пути (рис. 7)». (2)

Черные дыры

«Если масса звезды в два раза превышает солнечную, то к концу своей жизни звезда может взорваться как сверхновая, но если масса вещества, оставшегося после взрыва, всё еще превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться в плотное крошечное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению черной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже не может находиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивной звезды остаётся один неизбежный путь: путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего её в невидимую чёрную дыру.

В 1939 году Р. Оппенгеймер и его аспирант Снайдер в Калифорнийском университете (Беркли) занимались выяснением окончательной судьбы большой массы холодного вещества. Одним из наиболее впечатляющих следствий общей теории относительности Эйнштейна оказалось следующее: когда большая масса начинает коллапсировать, этот процесс не может быть остановлен и масса сжимается в чёрную дыру. Если, например, не вращающаяся симметричная звезда начинает сжиматься до критического размера, известного как гравитационный радиус, или радиус Шварцшильда (назван так в честь Карла Шварцшильда, который первым указал на его существование). Если звезда достигает этого радиуса, то уже не что не может воспрепятствовать ей завершить коллапс, то есть буквально замкнуться в себе.

Каковы же физические свойства «чёрных дыр» и как учёные предполагают обнаружить эти объекты? Многие учёные раздумывали над этими вопросами; получены кое-какие ответы, которые способны помочь в поиска таких объектов.

Само название - чёрные дыры - говорит о том, что это класс объектов, которые нельзя увидеть. Их гравитационное поле настолько сильно, что если бы каким-то путём удалось оказаться вблизи чёрной дыры и направить в сторону от её поверхности луч самого мощного прожектора, то увидеть этот прожектор было бы нельзя даже с расстояния, не превышающее расстояние от Земли до Солнца. Действительно, даже если бы мы смогли сконцентрировать весь свет Солнца в этом мощном прожекторе, мы не увидели бы его, так как свет не смог бы преодолеть воздействие на него гравитационного поля чёрной дыры и покинуть её поверхность. Именно поэтому такая поверхность называется абсолютным горизонтом событий. Она представляет собой границу чёрной дыры.

Учёные отмечают, что эти необычные объекты нелегко понять, оставаясь в рамках закона тяготения Ньютона. Вблизи поверхности чёрной дыры гравитация столь сильна, что привычные ньютоновские законы здесь перестают действовать. Их следует заменить законами общей теории относительности Эйнштейна. Согласно одному из трёх следствий теории Эйнштейна, покидая массивное тело, свет должен испытывать красное смещение, так как он теряет энергию на преодоление гравитационного поля звёзды. Излучение, приходящее от плотной звезды, подобной белому карлику - спутнику Сириуса А, - лишь слегка смещается в красную область спектра. Чем плотнее звезда, тем больше это смещение, так что от сверхплотной звезды совсем не будет приходить излучения в видимой области спектра. Но если гравитационное действие звезды увеличивается в результате её сжатия, то силы тяготения оказываются настолько велики, что свет вообще не может покинуть звезду. Таким образом, для любого наблюдателя возможность увидеть черную дыру полностью исключена! Но тогда естественно возникает вопрос: если она не видима, то, как же мы можем её обнаружить? Чтобы ответить на этот вопрос учёные прибегают к искусным уловкам. Руффини и Уиллер досконально изучили эту проблему и предложили несколько способов пусть не увидеть, но хотя бы обнаружить чёрную дыру. Начнём с того, что, когда чёрная дыра рождается в процессе гравитационного коллапса, она должна излучать гравитационные волны, которые могли бы пересекать пространство со скорость света и на короткое время искажать геометрию пространства вблизи Земли. Это искажение проявилось бы в виде гравитационных волн, действующих одновременно на одинаковые инструменты, установленные наземной поверхности на значительном расстоянии друг от друга. Гравитационное излучение могло бы приходить от звёзд, испытывающих гравитационный коллапс. Если в течение обычной жизни звезда вращалась, то, сжимаясь и становясь всё меньше и меньше, она будет вращаться всё быстрее, сохраняя свой момент количества движения. Наконец она может достигнуть такой стадии, когда скорость движения на её экваторе приблизится к скорости света, то есть к предельно возможной скорости. В этом случае звезда оказалась бы сильно деформированной и могла бы выбросить часть вещества. При такой деформации энергия могла бы уходить от звезды в виде гравитационных волн с частотой порядка тысячи колебаний в секунду (1000 Гц).

Роджер Пенроуз, профессор математики Биркбекского колледжа Лондонского университета, рассмотрел любопытный случай коллапса и образования чёрной дыры. Он допускает, что чёрная дыра исчезает, а затем проявляется в другое время в какой-то иной вселенной. Кроме того, он утверждает, что рождение чёрной дыры во время гравитационного коллапса является важным указанием на то, что с геометрией пространства-времени происходит нечто необычное. Исследования Пенроуза показывают, что коллапс заканчивается образованием сингулярности (от лат. singularius - отдельный, одиночный), то есть он должен продолжаться до нулевых размеров и бесконечной плотности объекта. Последнее условие даёт возможность другой вселенной приблизиться к нашей сингулярности, и не исключено, что сингулярность перейдёт в эту новую вселенную. Она даже может появиться в каком либо другом месте нашей собственной Вселенной.

Некоторые учёные рассматривают образование чёрной дыры как маленькую модель того, что, согласно предсказаниям общей теории относительности, в конечном счёте, может случиться с Вселенной. Общепризнано, что мы можем в неизменно расширяющейся Вселенной, и один из наиболее важных и насущных вопросов науки касается природы Вселенной, её прошлого и будущего. Без сомнения, все современные результаты наблюдений указывают на расширение Вселенной. Однако на сегодня один из самых каверзных вопросов таков: замедляется ли скорость этого расширения, и если да, то не сожмётся ли Вселенная через десятки миллиардов лет, образуя сингулярность. По-видимому, когда-нибудь мы сможем выяснить, по какому пути следует Вселенная, но, быть может, много раньше, изучая информацию, которая просачивается при рождении чёрных дыр, и те физические законы, которые управляют их судьбой, мы сможем предсказать окончательную судьбу Вселенной (рис. 8)». (1)

Этот пост - конспект к пятому занятию по программе курса по астрофизике для средней школы. Он содержит описание вспышек сверхновых, процессов образования нейтронных звезд (пульсаров) и черных дыр звездных масс как одиночных, так и в звездных парах. И несколько слов о коричневых карликах.

Сначала повторю картинку, показывающую классификацию типов звезд и их эволюции в зависимости от их масс:

1. Вспышки новых и сверхновых.
Выгорание гелия в недрах звезд завершается образованием красных гигантов и их вспышками как новых с образованием белых карликов или образованием красных сверхгигантов и их вспышками как сверхновых с образованием нейтронных звезд или черных дыр, а также туманностей из сброшенных этими звездами своих оболочек. Зачастую массы сбрасываемых оболочек превышают массы "мумий" этих звезд - нейтронных звезд и черных дыр. Для понимания масштабов этого явления приведу видео вспышки сверхновой 2015F в удаленной от нас на 50 млн. св. лет галактике NGC 2442:

Другой пример - сверхновая 1054 года в нашей Галактике, в результате вспышки которой образовались Крабовидная туманность и нейтронная звезда на расстоянии от нас в 6,5 тыс. св. лет. При этом масса образовавшейся нейтронной звезды ~ 2 солнечных масс, а масса сброшенной оболочки ~ 5 солнечных масс. Современники оценивали яркость этой сверхновой как примерно в 4-5 раз большую, чем у Венеры. Если бы такая сверхновая вспыхнула в тысячу раз ближе (6,5 св. лет), то она бы сверкала на нашем небе в 4000 раз ярче Луны, но в сотню раз слабее Солнца.

2. Нейтронные звезды.
Звезды больших масс (классов О, В, А ) после выгорания водорода в гелий и в процессе выгорания гелия преимущественно в углерод, кислород и азот входят в достаточно короткую стадию красного сверхгиганта и по завершении гелиево-углеродного цикла тоже сбрасывают оболочку и вспыхивают как "Сверхновые" . Их недра тоже сжимаются под действием гравитации. Но давление вырожденного электронного газа уже не может, как у белых карликов, остановить это гравитационное самосжатие. Поэтому температура в недрах этих звезд повышается и в них начинают идти термоядерные реакции, в результате которых образуются следующие элементы таблицы Менделеева. Вплоть до железа .

Почему именно до железа? Потому, что образование ядер с большим атомным номером идет не с выделением энергии, а с поглощением ее. А взять ее от других ядер не так то просто. Конечно, элементы с большим атомным номером в недрах этих звезд образуются. Но в гораздо меньшем количестве, чем железо.

А вот дальше эволюция расщепляется. Не слишком массивные звезды (классов А и частично В ) превращаются в нейтронные звезды . В которых электроны буквально впечатываются в протоны и большая часть тела звезды превращается в огромное нейтронное ядро. Состоящее из соприкасающихся и даже вжатых друг в друга обычных нейтронов. Плотность вещества в котором порядка нескольких миллиардов тонн в кубическом сантиметре. А типичный диаметр нейтронной звезды - порядка 10-20 километров. Нейтронная звезда - второй устойчивый тип "мумии" умершей звезды. Их массы, как правило, лежат в интервале от примерно 1,3 до 2,1 масс Солнца (по данным наблюдений).

Одиночные нейтронные звезды в оптике увидеть практически невозможно из-за их чрезвычайно низкой светимости. Но часть из них обнаруживают себя как пульсары . Что это такое? Практически все звезды обращаются вокруг своей оси и обладают достаточно сильным магнитным полем. Например, наше Солнце делает оборот вокруг своей оси примерно за месяц.

Теперь представьте себе, что его диаметр уменьшится сто тысяч раз. Ясно, что благодаря закону сохранения момента импульса вращаться оно будет гораздо быстрее. И магнитное поле такой звезды будет вблизи ее поверхности на много порядков сильнее солнечного. Большинство нейтронных звезд имеют период оборота вокруг своей оси в десятые - сотые доли секунды. Из наблюдений известно, что самый быстро вращающийся пульсар делает чуть более 700 оборотов вокруг своей оси в секунду, а самый медленно вращающийся делает один оборот за более чем 23 секунды.

А теперь представьте себе, что у такой звезды магнитная ось, как и у Земли, не совпадает с осью вращения. Жесткое излучение от такой звезды будет концентрироваться в узких конусах вдоль магнитной оси. И если этот конус будет с периодом вращения звезды "задевать" Землю, то эту звезду мы будем видеть как пульсирующий источник излучения. Наподобие вращаемого нашей рукой фонарика.

Такой пульсар (нейтронная звезда) образовался после вспышки сверхновой 1054 года, случившейся как раз во время визита кардинала Гумберта в Константинополь. По результатам которого произошел окончательный разрыв между католической и православной церквями. Сам этот пульсар совершает 30 оборотов в секунду. А сброшенная им оболочка массой ~ 5 масс Солнца выглядит как Крабовидная туманность :

3. Черные дыры (звездных масс).
Наконец, достаточно массивные звезды (классов О и частично В ) заканчивают свой жизненный путь третьим типом "мумии" - черной дырой . Такой объект возникает, когда масса остатка звезды настолько велика, что давление соприкасающихся нейтронов (давление вырожденного нейтронного газа) в недрах этого остатка не может противостоять его гравитационному самосжатию. Наблюдения показывают, что граница по массе между нейтронными звездами и черными дырами лежит в окрестности ~ 2,1 массы Солнца.

Напрямую одиночную черную дыру наблюдать невозможно. Ибо с ее поверхности (если она есть) никакая частица вырваться не может. Даже частица света - фотон.

4. Нейтронные звезды и черные дыры в двойных звездных системах.
Одиночные нейтронные звезды и черные дыры звездных масс практически не наблюдаемы. Но в случаях, если они являются одной из двух или более звезд в тесных звездных системах такие наблюдения становятся возможными. Поскольку своим тяготением могут "отсасывать" внешние оболочки остающихся пока нормальными звездами своих соседок.

При таком "отсасывании" вокруг нейтронной звезды или черной дыры образуется аккреционный диск , вещество которого частично "сползает" к нейтронной звезде или черной дыре и частично отбрасывается от нее в двух струях-джетах . Это процесс удается зафиксировать. Пример - двойная звездная системв SS433, одна компонента которой либо нейтронная звезда, либо черная дыра. А вторая - пока обычная звезда:

5. Коричневые карлики.
Звезды с массами заметно меньшей солнечной и вплоть до ~ 0,08 массы Солнца являются красными карликами класса М. Они будут работать на водородно-гелиевом цикле в течение времени большего, чем возраст Вселенной. В объектах с массами меньше этого предела по ряду причин стационарный долго работающий термояд не возможен. Такие звезды называют коричневыми карликами. Температура их поверхности настолько низка, что в оптике они почти не видны. Но светят в ИК-диапазоне. По совокупности этих причин их часто называют недозвездами .

Диапазон масс коричневых карликов - от 0,012 до 0,08 солнечных масс. Объекты с массой меньшей 0,012 массы Солнца (~ 12 масс Юпитера) могут быть только планетами. Газовыми гигантами. Излучающими за счет медленного гравитационного самосжатия заметно больше энергии, чем они получают от родительских звезд. Так, Юпитер по сумме всех диапазонов излучает примерно вдвое больше энергии, чем он получает от Солнца.