Sort hul

Et sort hul er et område af rum-tid [1] , hvis tyngdekrafttiltrækning er så stor, at selv objekter, der bevæger sig med lysets hastighed , inklusive lysets kvanta , ikke kan forlade det . Grænsen for denne region kaldes begivenhedshorisonten . I det simpleste tilfælde af et sfærisk symmetrisk sort hul, er det en kugle med Schwarzschild-radius , som anses for at være den karakteristiske størrelse af et sort hul.

Den teoretiske mulighed for eksistensen af disse områder af rum-tid følger af nogle nøjagtige løsninger af Einsteins ligninger , hvoraf den første [2] blev opnået af Karl Schwarzschild i 1915 . Ophavsmanden til udtrykket er ikke kendt med sikkerhed [3] , men selve betegnelsen blev populariseret af John Archibald Wheeler og brugt først offentligt i det populære foredrag Our Universe: the Known and Unknown den 29. december 1967 [ Komm 1] . Tidligere blev sådanne astrofysiske objekter kaldt "kollapserede stjerner" eller " collapsars " (fra engelske collapsed stars ), samt "frosne stjerner" ( engelsk frozen stars ) [4] .

Spørgsmålet om den reelle eksistens af sorte huller er tæt forbundet med, hvor korrekt teorien om tyngdekraften , hvorfra deres eksistens følger. I moderne fysik er standardteorien om tyngdekraften, bedst bekræftet eksperimentelt, den generelle relativitetsteori (GR), som med sikkerhed forudsiger muligheden for dannelsen af sorte huller (men deres eksistens er også mulig inden for rammerne af andre (ikke alle) ) modeller, se Alternative teorier om tyngdekraften ). Derfor analyseres og fortolkes de observerede data først og fremmest i sammenhæng med generel relativitetsteori, selvom denne teori strengt taget endnu ikke er blevet intensivt eksperimentelt testet for forhold svarende til området for rum-tid i umiddelbar nærhed af horisonten af sorte huller af stjernemasser (det er dog godt bekræftet under forhold svarende til supermassive sorte huller [5] , og med en nøjagtighed på 94 % er det i overensstemmelse med det første gravitationsbølgesignal ). Derfor bør udsagn om direkte beviser for eksistensen af sorte huller, herunder dem i denne artikel nedenfor, strengt taget forstås i den forstand, at de bekræfter eksistensen af astronomiske objekter, der er så tætte og massive, og som også har nogle andre observerbare egenskaber , at de kan tolkes som sorte huller.generel relativitetsteori [5] .

Derudover kaldes sorte huller ofte for objekter, der strengt taget ikke svarer til definitionen givet ovenfor, men kun i deres egenskaber nærmer sig et sådant sort hul - for eksempel kan disse være kollapsende stjerner i de sene stadier af kollapsen. I moderne astrofysik tillægges denne forskel ikke den store betydning [6] , da de observerede manifestationer af en "næsten kollapset" ("frossen") stjerne og et "rigtigt" ("evigt") sort hul er næsten ens. Dette skyldes, at forskellene i de fysiske felter omkring kollapset fra dem for et "evigt" sort hul falder i henhold til magtlove med en karakteristisk tid af størrelsesordenen af gravitationsradius divideret med lysets hastighed - det vil sige i brøkdele af et sekund for sorte huller med stjernemasse og timer for supermassive sorte huller [7] .

Den 10. april 2019 blev et supermassivt sort hul først "fotograferet" i centrum af galaksen Messier 87 , der ligger i en afstand af 54 millioner lysår fra Jorden.

Der er fire scenarier for dannelsen af sorte huller:

to realistiske:
- gravitationssammenbrud (komprimering) af en ret massiv stjerne ;
- kollaps af den centrale del af galaksen eller protogalctic gas;
og to hypoteser:
- dannelsen af sorte huller umiddelbart efter Big Bang (primordiale sorte huller);
- fremkomsten af høje energier i nukleare reaktioner .

Baggrund

"Black Star" Michell (1784-1796)

"Sort hul" Michell

I det Newtonske gravitationsfelt for partikler i hvile i det uendelige, under hensyntagen til loven om bevarelse af energi:

-{GMm \over r}+{mv^{2} \over 2}=0,

det er:

v^{2}={2GM \over r}.

Lad gravitationsradius være afstanden fra den graviterende masse, hvorved partiklens hastighed bliver lig med lysets hastighed . Derefter $r_{g}$ $v=c$ $r_{g}={\frac {2GM}{c^{2}}}.$

Konceptet med et massivt legeme, hvis tyngdekrafttiltrækning er så stærk, at den hastighed, der kræves for at overvinde denne tiltrækning ( anden kosmisk hastighed ) er lig med eller større end lysets hastighed , blev først udtrykt i 1784 af John Michell i et brev [8 ] som han sendte til Royal Society . Brevet indeholdt en beregning, hvoraf det fulgte, at for et legeme med en radius på 500 solradier og med Solens tæthed ville den anden kosmiske hastighed på dens overflade være lig med lysets hastighed [9] . Således vil lyset ikke være i stand til at forlade denne krop, og den vil være usynlig [10] . Michell foreslog, at der kunne være mange sådanne uobserverbare objekter i rummet. I 1796 inkluderede Laplace en diskussion af denne idé i sin Exposition du Systeme du Monde , men dette afsnit blev udeladt i efterfølgende udgaver. Ikke desto mindre var det takket være Laplace, at denne idé opnåede en vis berømmelse [10] .

Fra Michell til Schwarzschild (1796–1915)

I løbet af det 19. århundrede vakte ideen om usynlige kroppe på grund af deres massivitet ikke megen interesse blandt videnskabsmænd. Dette skyldtes det faktum, at lysets hastighed inden for rammerne af klassisk fysik ikke er af fundamental betydning. Men i slutningen af det 19. - begyndelsen af det 20. århundrede fandt man ud af, at elektrodynamikkens love formuleret af J. Maxwell på den ene side er opfyldt i alle inertielle referencerammer , og på den anden side gør de det. ikke have invarians med hensyn til galilæiske transformationer . Det betød, at de ideer, der har udviklet sig i fysikken om arten af overgangen fra en inerti-referenceramme til en anden, skal justeres væsentligt.

I løbet af den videre udvikling af elektrodynamikken foreslog G. Lorentz et nyt system af transformationer af rum-tid-koordinater (i dag kendt som Lorentz-transformationer ), med hensyn til hvilket Maxwells ligninger forblev invariable. Ved at udvikle Lorentz' ideer foreslog A. Poincaré , at alle andre fysiske love også er invariante under disse transformationer.

I 1905 brugte A. Einstein Lorentz og Poincarés begreber i sin specielle relativitetsteori (SRT), hvor rollen som loven om transformation af inerti referencerammer til sidst skiftede fra Galileos transformationer til Lorentz' transformationer. Klassisk (galilæisk-invariant) mekanik blev erstattet af en ny, Lorentz-invariant relativistisk mekanik. Inden for rammerne af sidstnævnte viste lysets hastighed sig at være den begrænsende hastighed, som et fysisk legeme kan udvikle, hvilket radikalt ændrede betydningen af sorte huller i teoretisk fysik.

Newtons tyngdekraftsteori (som den oprindelige teori om sorte huller var baseret på) er imidlertid ikke Lorentz-invariant. Derfor kan den ikke anvendes på kroppe, der bevæger sig med nærlys og lyshastigheder. Frataget denne mangel blev den relativistiske gravitationsteori hovedsagelig skabt af Einstein (som formulerede den endeligt i slutningen af 1915 ) og blev kaldt den generelle relativitetsteori (GR) [10] . Det er på den, den moderne teori om astrofysiske sorte huller er baseret [6] .

I sin natur er generel relativitetsteori en geometrisk teori. Den antager, at gravitationsfeltet er en manifestation af rumtidens krumning (som altså viser sig at være pseudo-riemannsk, og ikke pseudo-euklidisk, som i den særlige relativitetsteori). Forbindelsen mellem rumtidens krumning og arten af fordelingen og bevægelsen af masserne indeholdt i den er givet af teoriens grundlæggende ligninger - Einstein-ligningerne .

Rumkrumning

(Pseudo-)Riemannske rum er rum, der i lille skala opfører sig "næsten" som normale (pseudo-)euklidiske rum. Så på små dele af sfæren er Pythagoras sætning og andre fakta om euklidisk geometri tilfredse med meget høj nøjagtighed. På et tidspunkt gjorde denne omstændighed det muligt at konstruere euklidisk geometri baseret på observationer over Jordens overflade (som i virkeligheden ikke er flad, men tæt på sfærisk). Den samme omstændighed bestemte valget af pseudo-riemannske (og ikke andre) rum som hovedobjektet for overvejelse i GR: egenskaberne for små områder af rum-tid bør ikke afvige meget fra dem, der kendes fra SRT.

Men i stor skala kan Riemannske rum være meget forskellige fra euklidiske. Et af de vigtigste kendetegn ved en sådan forskel er begrebet krumning . Dens essens er som følger: Euklidiske rum har egenskaben absolut parallelisme : vektoren opnået som et resultat af parallel translation af vektoren langs enhver lukket sti falder sammen med den oprindelige vektor . For Riemann-rum er dette ikke altid tilfældet, hvilket kan kan nemt vises i følgende eksempel. Antag, at observatøren stod i skæringspunktet mellem ækvator med nulmeridianen mod øst og begyndte at bevæge sig langs ækvator. Efter at have nået et punkt med en længdegrad på 180° ændrede han bevægelsesretningen og begyndte at bevæge sig langs meridianen mod nord uden at ændre retningen af sit blik (det vil sige, nu kigger han til højre undervejs) . Når han således krydser nordpolen og vender tilbage til sit udgangspunkt, vil han opdage, at han vender mod vest (og ikke øst, som oprindeligt). Med andre ord, vektoren, overført parallelt langs observatørens rute, "rullede" i forhold til den oprindelige vektor. Det karakteristiske ved størrelsen af en sådan "scrolling" er krumningen [11] . $X',$ $x$ $x.$

Løsninger til Einsteins ligninger for sorte huller

Da sorte huller er lokale og relativt kompakte formationer, når man konstruerer deres teori, negligeres tilstedeværelsen af den kosmologiske konstant normalt , da dens virkninger for sådanne karakteristiske dimensioner af problemet er umådeligt små. Så er stationære løsninger for sorte huller inden for rammerne af den almene relativitet, suppleret med kendte materialefelter, kun karakteriseret ved tre parametre: masse ( ), impulsmoment ( ) og elektrisk ladning ( ), som er summen af de tilsvarende egenskaber, der trådte ind. det sorte hul under kollapset og faldt ned i det senere end kroppe og udstråling (hvis magnetiske monopoler findes i naturen , så kan sorte huller også have en magnetisk ladning ( ) [12] , men sådanne partikler er endnu ikke blevet opdaget). Ethvert sort hul har en tendens til at blive stationært i fravær af ydre påvirkninger, hvilket blev bevist af indsatsen fra mange teoretiske fysikere, hvoraf bidraget fra nobelpristageren Subramanyan Chandrasekhar , som skrev monografien "Matematisk teori om sorte huller" [13] , som er grundlæggende for denne retning, hører til . Desuden ser det ud til, at et sort hul, der ikke er forstyrret udefra, ikke kan have andre karakteristika, bortset fra disse tre, som er formuleret i Wheelers figurative sætning: "Sorte huller har ingen hår" [12] . $M$ $L$ $Q$ $G$

Løsninger af Einstein-ligningerne for sorte huller med de tilsvarende egenskaber:

BH karakteristik	Uden rotation	roterer
Gratis	Schwarzschild løsning	Kerrs løsning
opladet	Reisner-Nordström løsning	Kerr-Newman løsning

Schwarzschild-løsningen ( 1916 , Karl Schwarzschild ) er en statisk løsning til et sfærisk symmetrisk sort hul uden rotation og ingen elektrisk ladning.
Reisner-Nordström-løsningen (1916, Hans Reisner og 1918 , Gunnar Nordström ) er en statisk løsning af et sfærisk symmetrisk sort hul med en ladning, men uden rotation.
Kerrs løsning ( 1963 , Roy Kerr ) er en stationær, aksesymmetrisk løsning til et roterende sort hul, men uden ladning.
Kerr-Newman-løsning ( 1965 , E. T. Newman , E. Couch, K. Chinnapared, E. Exton, E. Prakash og R. Torrens) [14] - den mest komplette løsning i øjeblikket: stationær og aksesymmetrisk, afhænger af på alle tre parametre.

Løsningen til et snurrende sort hul er ekstremt kompleks. Dens udledning blev beskrevet meget kort af Kerr i 1963 [15] , og kun et år senere blev detaljerne offentliggjort af Kerr og Schild i lidet kendte konferenceartikler. En detaljeret præsentation af udledningen af Kerr- og Kerr-Newman-løsningerne blev offentliggjort i 1969 i det berømte papir af Debney, Kerr og Schild [16] . En konsekvent udledning af Kerr-løsningen blev også udført af Chandrasekhar mere end femten år senere [13] .

Tæller[ af hvem? ] , at Kerr-løsningen er af største betydning for astrofysikken, eftersom ladede sorte huller hurtigt skal miste ladning og tiltrække og absorbere modsat ladede ioner og støv fra det ydre rum. Der er også en hypotese [17] der forbinder gammastråleudbrud med processen med eksplosiv neutralisering af ladede sorte huller ved at skabe elektron-positron-par fra vakuum ( R. Ruffini et al .), men den er bestridt af en række videnskabsmænd [ 18] .

"Ingen hår"-sætningerne

Sætninger om "manglen på hår" i et sort hul ( eng. No hair theorem ) siger, at et stationært sort hul ikke kan have ydre karakteristika, foruden masse, vinkelmoment og visse ladninger (specifikke for forskellige materialefelter), antal og radius), og detaljerede oplysninger om stof vil gå tabt (og delvist udstråles udad) under kollapset . Et stort bidrag til beviset for lignende teoremer for forskellige systemer af fysiske felter blev lavet af Brandon Carter , Werner Israel , Roger Penrose , Piotr Chruściel, Markus Heusler . Nu ser det ud til, at denne sætning er sand for aktuelt kendte felter, selvom den i nogle eksotiske tilfælde, som ikke har nogen analoger fundet i naturen, er overtrådt [19] .

Schwarzschilds løsning

Grundlæggende egenskaber

Ifølge Birkhoff-sætningen er gravitationsfeltet for enhver sfærisk symmetrisk fordeling af stof uden for det givet af Schwarzschild-løsningen. Derfor er svagt roterende sorte huller, såvel som rumtid nær Solen og Jorden, også beskrevet af denne løsning i den første tilnærmelse.

De to vigtigste egenskaber, der er iboende i sorte huller i Schwarzschild-modellen, er tilstedeværelsen af en begivenhedshorisont (per definition har ethvert sort hul det) og en singularitet , der er adskilt af denne horisont fra resten af universet [10] .

Schwarzschild-løsningen beskriver nøjagtigt et isoleret ikke-roterende, ikke-ladet og ikke-fordampende sort hul (dette er en sfærisk symmetrisk løsning af gravitationsfeltligningerne (Einsteins ligninger) i vakuum ). Dens begivenhedshorisont er en kugle, hvis radius, bestemt ud fra dens areal ifølge formlen, kaldes gravitationsradius eller Schwarzschild-radius. $S=4\pi r^{2},$

Alle egenskaber ved Schwarzschild-opløsningen er unikt bestemt af én parameter, massen . Således er gravitationsradius for et sort hul med masse [20] $M$

r_{s}={\frac {2\,GM}{c^{2}}},

hvor er gravitationskonstanten og lysets hastighed . Et sort hul med en masse svarende til Jordens masse ville have en Schwarzschild-radius på omkring 9 mm (det vil sige, at Jorden kunne blive et sort hul, hvis noget kunne krympe det til en sådan størrelse). For solen er Schwarzschild-radius cirka 3 km. $G$ $c$

Den samme værdi af gravitationsradius opnås som et resultat af beregninger baseret på klassisk mekanik og den newtonske gravitationsteori. Dette faktum er ikke tilfældigt, det er en konsekvens af, at klassisk mekanik og den newtonske tyngdekraftsteori er indeholdt i den generelle relativitetsteori som dets begrænsende tilfælde. [21]

Objekter, hvis størrelse er tættest på deres Schwarzschild-radius, men som endnu ikke er sorte huller, er neutronstjerner .

Man kan introducere begrebet "gennemsnitlig tæthed" af et sort hul ved at dividere dets masse med "volumenet indeholdt under begivenhedshorisonten" [Komm 2] :

\rho ={\frac {3\,c^{6}}{32\pi M^{2}G^{3}}}.

Den gennemsnitlige tæthed falder, når massen af det sorte hul stiger. Så hvis et sort hul med en masse i størrelsesordenen af solen har en tæthed, der overstiger kernedensiteten, så har et supermassivt sort hul med en masse på 10 9 solmasser (eksistensen af sådanne sorte huller er mistænkt i kvasarer ) gennemsnitlig massefylde i størrelsesordenen 20 kg/m³, hvilket er væsentligt mindre end vandtætheden. Således kan et sort hul opnås ikke kun ved at komprimere det eksisterende volumen af stof, men også på en omfattende måde - ved at akkumulere en enorm mængde materiale.

For en mere præcis beskrivelse af rigtige sorte huller er det nødvendigt at tage højde for tilstedeværelsen af vinkelmomentum. Derudover følger små, men konceptuelt vigtige tilføjelser til sorte huller af astrofysiske masser - Starobinsky og Zeldovich- stråling og Hawking-stråling - fra kvantekorrektioner. En teori, der tager højde for dette (det vil sige generel relativitet, hvor højre side af Einsteins ligninger er gennemsnittet over kvantetilstanden af energi-momentum-tensoren ) kaldes normalt "semiklassisk tyngdekraft". Det ser ud til, at for meget små sorte huller bør disse kvantekorrektioner blive afgørende, men det vides ikke med sikkerhed, da der ikke er nogen konsistent model for kvantetyngdekraften [22] .

Metrisk beskrivelse og analytisk fortsættelse

I 1915 udskrev K. Schwarzschild løsninger af Einstein-ligningerne uden et kosmologisk udtryk for tomt rum i det sfærisk symmetriske statiske tilfælde [10] (senere viste Birkhoff , at den statiske antagelse var unødvendig [23] ). Denne løsning viste sig at være en rum-tid med en topologi og et interval, der kunne reduceres til formen ${\mathcal {M}}$ $R^{2}\gange S^{2}$

ds^{2}=-(1-r_{s}/r)c^{2}dt^{2}+(1-r_{s}/r)^{-1}dr^{2}+r ^{2}(d\theta ^{2}+\sin ^{2}\theta \,d\varphi ^{2}),

hvor

t

— tidskoordinat, i sekunder,

r

— radial koordinat i meter,

\theta

er den polære vinkelkoordinat i radianer,

\varphi

er azimutvinkelkoordinaten i radianer,

r_{s}

er Schwarzschild-radius af et legeme med masse i meter.

M

Tidskoordinaten svarer til den tidslignende Killing -vektor , som er ansvarlig for den statiske rum-tid , mens dens skala er valgt således, at det er tiden målt af et uendeligt fjernt hvileur ( ). Et ur, der er fastgjort til en radial koordinat uden rotation ( ) vil løbe langsommere end dem, der er fjernet med en faktor på 1 på grund af gravitationstidsudvidelse . $\partial _{t}$ $t$ $r=\mathrm {const} \rightarrow \infty ,\theta =\mathrm {const} ,\varphi =\mathrm {const}$ $r$ $r=\mathrm {konst} ,\,\theta =\mathrm {konst} ,\,\varphi =\mathrm {konst}$ $1/{\sqrt {1-r_{s}/r}}$

Den geometriske betydning er, at kuglens overfladeareal er . Det er vigtigt, at koordinaten kun tager værdier, der er større, og værdien af parameteren , i modsætning til Laplacian-tilfældet, er ikke "afstanden til centrum ”, da centrum er som et punkt (begivenheder på den faktiske verdenslinje, hvis -eller krop) i Schwarzschild-rummet slet ikke eksisterer. $r$ $\{(t,\,r,\,\theta ,\,\varphi )\mid t=t_{0},\ r=r_{0}\}$ $4\pi r_{0}^{2}.$ $r$ $r_{s},$ $r$ ${\mathcal {M}}$

Endelig koordinerer og svarer vinklen til problemets sfæriske symmetri og er relateret til dets 3 Dræbende vektorer . $\theta$ $\varphi$

Det følger af de grundlæggende principper for generel relativitet, at ethvert sfærisk symmetrisk legeme med radius og masse vil skabe en sådan metrik (uden for sig selv) . ${\displaystyle >r_{s))$ $M={\frac {c^{2}r_{s}}{2G}}.$ $r_{s}$ $r_{g},$ $M.$

Som det kan ses af ovenstående form for metrikken, opfører koefficienterne sig ved og opfører sig patologisk ved , hvor begivenhedshorisonten for det sorte hul i Schwarzschild er placeret - i en sådan notation af Schwarzschild-løsningen er der en koordinatsingularitet . Disse patologier er dog kun en effekt af valget af koordinater (ligesom i et sfærisk koordinatsystem, for enhver værdi beskriver det samme punkt). Schwarzschild-rummet kan, som man siger, "fortsættes ud over horisonten", og hvis rummet også anses for tomt overalt der, så opstår der en større rumtid , som normalt kaldes det maksimalt udvidede Schwarzschild-rum eller (mindre ofte) Kruskal plads. $t$ $r$ ${\displaystyle r\rightarrow r_{s))$ $\theta=0$ $\varphi$ ${\mathcal {M}}$ ${\displaystyle {\tilde {\mathcal {M))))$

For at dække dette større område med et enkelt koordinatkort kan du for eksempel indtaste Kruskal-Shekers-koordinaterne på det . Intervallet i disse koordinater har formen ${\displaystyle {\tilde {\mathcal {M))))$

ds^{2}=-F(u,\,v)^{2}\,du\,dv+r^{2}(u,\,v)(d\theta ^{2}+ \sin ^{2}\theta \,d\varphi ^{2}),

hvor en funktion er defineret (implicit) af ligningen . Rummet er maksimalt , det vil sige, at det ikke længere kan indlejres isometrisk i et større rum-tid (det kan ikke "fortsættes"). Det oprindelige rum er blot en del af at - område I i figuren. Et legeme, der bevæger sig langsommere end lyset - verdenslinjen for et sådant legeme vil være en kurve med en hældningsvinkel til lodret mindre end 45 °, se kurven i figuren - kan forlade . I dette tilfælde falder den ind i område II , hvor Forlad dette område og vend tilbage til det, som det kan ses af figuren, vil ikke længere være i stand til det (for dette vil man skulle afvige mere end 45 ° fra lodret, det vil sige overskride lysets hastighed) . Region II er således et sort hul. Dens grænse (polyline, ) er følgelig begivenhedshorisonten. $F={\frac {4r_{s}^{3}}{r}}e^{-r/r_{s}}),$ $r(u,\,v)$ $(1-r/r_{s})e^{r/r_{s}}=uv.$ ${\displaystyle {\tilde {\mathcal {M))))$ ${\mathcal {M}}$ ${\displaystyle {\tilde {\mathcal {M))))$ ${\displaystyle v>0,\ r>r_{s))$ $\gamma$ ${\mathcal {M}).$ $r<r_{s}.$ $r>r_{s}$ ${\displaystyle v\geqslant 0,\ r=r_{s))$

Vi bemærker flere bemærkelsesværdige egenskaber ved det maksimalt udvidede Schwarzschild-rum ${\tilde {\mathcal {M}}}:$

Det er ental: koordinaterne for en observatør, der falder under horisonten, falder og har en tendens til nul, når hans egen tid har en tendens til en eller anden endelig værdi , men hans verdenslinje kan ikke fortsættes ind i området , da der ikke er nogen punkter c i dette rum. Således er iagttagerens skæbne kun kendt for os indtil et vist tidspunkt i hans (egen) tid. $r$ $\tau$ $\tau _{0}.$ $\tau \geqslant \tau _{0},$ $r=0$
Rummet har to sande gravitationssingulariteter : en i "fortiden" for enhver observatør fra region I og III, og en i "fremtiden" (markeret med gråt i figuren til højre). ${\displaystyle {\tilde {\mathcal {M))))$
Selvom rummet er statisk (du kan se, at den første metrik i dette afsnit er uafhængig af tid ), er rummet det ikke. ${\mathcal {M}}$ $t$ ${\displaystyle {\tilde {\mathcal {M))))$
Region III er også isometrisk , Schwarzschild-rummet indeholder således to "universer" - "vores" (dette ) og et mere af det samme. Region II inde i det sorte hul, der forbinder dem, kaldes Einstein-Rosen-broen . En observatør, der starter fra I og bevæger sig langsommere end lyset, vil ikke være i stand til at komme ind i det andet univers ( se fig. 1 ), men i tidsintervallet mellem at krydse horisonten og ramme singulariteten, vil han være i stand til at se den. Denne struktur af rum-tid, som består og endda bliver mere kompleks, når man overvejer mere komplekse sorte huller, har givet anledning til adskillige spekulationer om mulige parallelle universer og rejser gennem sorte huller i dem både i videnskabelig litteratur og i science fiction (se Ormehuller ) . ${\mathcal {M}).$ ${\mathcal {M}}$

For at forestille sig strukturen af 4-dimensionel rumtid, er det praktisk at betinget betragte det som en udvikling af 3-dimensionelt rum. For at gøre dette kan du indtaste en "tidsbestemt" koordinat og sektioner (disse er rumlignende overflader eller "overflader af samtidighed"), der skal opfattes som "på et givet tidspunkt". På fig. 2 viser sådanne sektioner for forskellige øjeblikke . Vi ser, at der i begyndelsen er to uforbundne 3-dimensionelle rum. Hver af dem er sfærisk symmetrisk og asymptotisk flad. Punktet er fraværende, og ved , vokser krumningen i det uendelige (singularitet). På et tidspunkt forsvinder begge singulariteter, og en "bro" (i moderne terminologi, et ormehul ) opstår mellem tidligere uforbundne rum . Radius af dens hals øges til ved , begynder derefter at falde og ved , broen knækker igen og efterlader de to rum uforbundne [24] . ${\tilde {\mathcal {M}}},$ $T=(u+v)/2$ $T=\mathrm {const}$ ${\displaystyle {\tilde {\mathcal {M))))$ $T$ $r=0$ $r\til 0$ $T=-1$ $r_{s}$ $T=0,$ $T=1$

Reisner-Nordström-løsningen

Dette er en statisk løsning (uafhængig af tidskoordinaten) af Einstein-ligningerne for et sfærisk symmetrisk sort hul med en ladning, men uden rotation.

Reisner-Nordström sort hul metrisk:

{ds}^{2}=-\left(1-{\frac {r_{s}}{r}}+{\frac {r_{Q}^{2}}{r^{2} }}\right)c^{2}dt^{2}+{\frac {dr^{2}}{\displaystyle {1-{\frac {r_{s}}{r}}+{\frac { r_{Q}^{2}}{r^{2}}}}}}+r^{2}(d\theta ^{2}+\sin ^{2}\theta \,d\varphi ^{ 2}),

hvor

c

er lysets hastighed , m/s,

t

- tidskoordinat (tid målt på et uendeligt fjernt stationært ur), i sekunder,

r

— radial koordinat (længden af "ækvator" af den isometriske sfære [Comm 3] , divideret med ), i meter,

2\pi

\theta

er den polære vinkelkoordinat i radianer,

\varphi

er azimutvinkelkoordinaten i radianer,

r_{s}

er Schwarzschild-radius (i meter) af et legeme med masse ,

M

r_{Q}

- længdeskala (i meter) svarende til den elektriske ladning (analog med Schwarzschild-radius, kun ikke for masse, men for ladning) defineret som

Q

r_{Q}^{2}={\frac {Q^{2}G}{4\pi \varepsilon _{0}c^{4}}},

hvor er Coulomb-konstanten . $1/(4\pi \varepsilon _{0})$

Parametrene for et sort hul kan ikke være vilkårlige. Den maksimale ladning, som et Reisner-Nordström sort hul kan have, er hvor er elektronladningen. Dette er et særligt tilfælde af Kerr-Newman-begrænsningen for sorte huller med nul vinkelmomentum ( det vil sige ingen rotation). Når denne kritiske ladning overskrides, eksisterer formelt løsningen af Einsteins ligninger, men det vil ikke være muligt at "samle" en sådan løsning fra et eksternt ladet stof: gravitationel tiltrækning vil ikke være i stand til at kompensere for sin egen elektriske frastødning af stof ( se: Princippet om kosmisk censur ). Derudover skal det bemærkes, at sorte huller i realistiske situationer ikke bør belastes væsentligt [18] . $Q_{\mathrm {max} }=M\ca. 10^{40}e\,M/M_{\odot },$ $e$ $j=0,$

Denne løsning, når den fortsætter ud over horisonten, på samme måde som den med Schwarzschild, genererer en fantastisk rum-tidsgeometri, hvor et uendeligt antal "universer" er forbundet gennem sorte huller, som kan komme ind sekventielt gennem nedsænkninger i et sort hul [ 25] [13] .

Kerrs løsning

Kerr sorte hul har en række bemærkelsesværdige egenskaber. Rundt om begivenhedshorisonten er der et område kaldet ergosfæren, inden for hvilket det er umuligt for kroppe at hvile i forhold til fjerne observatører. De kan kun dreje rundt om det sorte hul i dets rotationsretning [26] [27] . Denne effekt kaldes " inertial frame drag " og observeres omkring enhver roterende massiv krop, for eksempel rundt om Jorden eller Solen, men i meget mindre grad. Selve ergosfæren kan dog stadig stå tilbage, dette område er ikke spændende. Ergosfærens dimensioner afhænger af drejningsvinkelmomentet.

Parametrene for et sort hul kan ikke være vilkårlige. Vinkelmomentet af det sorte hul må ikke overstige , hvilket også er et specialtilfælde af Kerr-Newman-begrænsningen, denne gang for et sort hul med nul ladning ( , se nedenfor). I det begrænsende tilfælde kaldes metrikken den begrænsende Kerr-løsning. ${\displaystyle J_{\mathrm {max} }=M^{2))$ $Q=0$ $J=J_{\mathrm {max} }$

Denne løsning genererer også forbløffende rum-tidsgeometri, når den fortsætter ud over horisonten [27] . Det er dog nødvendigt at analysere stabiliteten af den tilsvarende konfiguration, som kan brydes på grund af interaktion med kvantefelter og andre effekter. For Kerr rumtid blev analysen udført af Subramanyan Chandrasekhar og andre fysikere. Det blev konstateret, at Kerr sorte hul - eller rettere dets ydre region - er stabil. På samme måde viste Schwarzschild-huller sig som særlige tilfælde at være stabile, og modifikationen af algoritmen gjorde det muligt at bevise stabiliteten af Reisner-Nordström sorte huller [10] [13] . Se afsnittet Strukturen af roterende sorte huller nedenfor.

Kerr-Newman-løsningen

Kerr-Newman-familien med tre parametre er den mest generelle løsning svarende til den endelige ligevægtstilstand for et sort hul, der ikke er forstyrret af eksterne felter (i henhold til "no hair"-sætningerne for kendte fysiske felter ). I Boyer-Lindquist-koordinater og geometriske enheder er Kerr-Newman-metrikken givet af: $G=c=1$

ds^{2}=-\left(1-{2\,Mr-Q^{2} \over \Sigma }\right)\,dt^{2}-2(2\,Mr-Q^{2 })a{\sin ^{2}\theta \over \Sigma }\,dt\,d\varphi \,+

+\venstre(r^{2}+a^{2}+{(2\,Mr-Q^{2})a^{2}\sin ^{2}\theta \over \Sigma }\right) \sin ^{2}\theta \,{d\varphi ^{2}}+{\Sigma \over \Delta }\,dr^{2}+{\Sigma \,{d\theta ^{2}} },

hvor ; og , hvor er vinkelmomentet . $\Sigma \equiv r^{2}+a^{2}\cos ^{2}\theta$ $\Delta \equiv r^{2}-2Mr+a^{2}+Q^{2}$ $a\equiv J/M$ $J$

Det følger let af denne formel, at begivenhedshorisonten er placeret på en radius , og derfor kan parametrene for et sort hul ikke være vilkårlige: den elektriske ladning og vinkelmomentet kan ikke være større end de værdier, der svarer til begivenhedens forsvinden horisont. Følgende begrænsninger skal overholdes: $r_{+}=M+{\sqrt {M^{2}-Q^{2}-a^{2}}},$

a^{2}+Q^{2}\leqslant M^{2}

er begrænsningen for Kerr-Newman BH .

Hvis disse begrænsninger overtrædes, vil begivenhedshorisonten forsvinde, og løsningen i stedet for et sort hul vil beskrive den såkaldte " nøgne singularitet ", men sådanne objekter burde ifølge populær overbevisning ikke eksistere i det virkelige univers (ifølge det endnu ikke beviste, men plausible princip om kosmisk censur ). Alternativt kan der være en kilde til kollapset stof under horisonten, der lukker singulariteten, og derfor skal den ydre løsning af Kerr eller Kerr-Newman kontinuerligt kobles til den indre løsning af Einstein-ligningerne med energi-momentum-tensoren af dette stof. . Som bemærket af B. Carter (1968), har Kerr-Newman-løsningen et dobbelt gyromagnetisk forhold , det samme som for en elektron ifølge Dirac-ligningen [Comm 4] . $g=2$

Kerr-Newman-metrikken (og kun Kerr og Reisner-Nordström, men ikke Schwarzschild) kan analytisk udvides også gennem horisonten på en sådan måde, at den forbinder uendeligt mange "uafhængige" rum i et sort hul. Det kan både være "andre" universer og fjerne dele af vores univers. Der er lukkede tidslignende kurver i de således opnåede rum : den rejsende kan i princippet komme ind i sin fortid, det vil sige møde sig selv. Der er også et område omkring begivenhedshorisonten for et roterende ladet sort hul, kaldet ergosfæren , hvilket praktisk talt svarer til ergosfæren fra Kerrs løsning; en stationær observatør der befinder sig der skal rotere med en positiv vinkelhastighed (i det sorte huls rotationsretning) [28] .

Termodynamik og fordampning af sorte huller

Konceptet med et sort hul som et absolut absorberende objekt blev korrigeret af A. A. Starobinsky og Ya. B. Zeldovich i 1974 for at rotere sorte huller, og derefter, i det generelle tilfælde, af S. Hawking i 1975 . Ved at studere adfærden af kvantefelter nær et sort hul, foreslog Hawking, at et sort hul nødvendigvis udstråler partikler ud i det ydre rum og derved mister masse. [29] Denne hypotetiske effekt kaldes Hawking-stråling (fordampning) . Kort sagt polariserer gravitationsfeltet vakuumet, som et resultat af hvilket dannelsen af ikke kun virtuelle, men også ægte partikel - antipartikel -par er mulig . En af partiklerne, som viste sig at være lige under begivenhedshorisonten, falder ned i det sorte hul, og den anden, som viste sig at være lige over horisonten, flyver væk og fjerner energien (det vil sige en del af masse) af det sorte hul. Strålingseffekten af et sort hul er

L={\frac {\hbar c^{6}}{15360\pi G^{2}M^{2}}}

og vægttabet

{\frac {dM}{dt}}=-{\frac {\hbar c^{4}}{15360\pi G^{2}M^{2}}}

Formentlig afhænger strålingens sammensætning af størrelsen af det sorte hul: for store sorte huller er disse hovedsageligt masseløse fotoner og lette neutrinoer , og tunge partikler begynder at dukke op i spektret af lyse sorte huller. Spektret af Hawking-stråling for masseløse felter viste sig at være strengt sammenfaldende med strålingen fra et absolut sort legeme , hvilket gjorde det muligt at tildele en temperatur til det sorte hul

T_{H}={\frac {\hbar c^{3}}{8\pi kGM}}

hvor er den reducerede Planck-konstant , er lysets hastighed, er Boltzmann-konstanten , er gravitationskonstanten , er massen af det sorte hul. $\hbar$ $c$ $k$ $G$ $M$

På dette grundlag blev termodynamikken af sorte huller bygget, herunder nøglekonceptet for entropien af et sort hul, som viste sig at være proportional med arealet af dets begivenhedshorisont:

S={\frac {Akc^{3}}{4\hbar G}}

hvor er området af begivenhedshorisonten. $EN$

Fordampningshastigheden af et sort hul er jo større, jo mindre dets størrelse [30] . Fordampning af sorte huller af stjerners (og især galaktiske) skalaer kan negligeres, men for primære og især for kvantesorte huller bliver fordampningsprocesser centrale.

På grund af fordampning mister alle sorte huller masse, og deres levetid viser sig at være begrænset:

\tau ={\frac {5120\pi G^{2}M^{3}}{\hbar c^{4}}}

Samtidig stiger intensiteten af fordampningen som en lavine, og evolutionens sidste fase har karakter af en eksplosion, f.eks. vil et sort hul med en masse på 1000 tons fordampe på omkring 84 sekunder og frigive energi svarende til til en eksplosion på omkring ti millioner mellemkraftige atombomber.

Samtidig kan store sorte huller, hvis temperatur er under temperaturen af den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling (2,7 K), kun vokse på det nuværende stadium af universets udvikling, da den stråling, de udsender, har mindre energi end absorberet stråling.

Uden kvanteteorien om tyngdekraft er det umuligt at beskrive det sidste trin af fordampningen, når sorte huller bliver mikroskopiske (kvante) [30] .

Falder ind i et astrofysisk sort hul

Et legeme, der falder frit under påvirkning af gravitationskræfter, er i en tilstand af vægtløshed og oplever kun tidevandskræfter , som, når det falder ned i et sort hul, strækker kroppen i radial retning og komprimerer den i tangential retning. Størrelsen af disse kræfter vokser og har en tendens til uendelig ved (hvor r er afstanden til midten af hullet). $r\til 0$

På et tidspunkt i sin egen tid vil kroppen krydse begivenhedshorisonten . Fra synspunktet om en observatør, der falder med kroppen, er dette øjeblik ikke kendetegnet ved noget, men nu er der ingen tilbagevenden. Kroppen ender i nakken (dens radius ved det punkt, hvor kroppen befinder sig er ), som trækker sig så hurtigt sammen, at det ikke længere er muligt at flyve ud af det, før det endelige kollaps (dette er singulariteten), selv bevæger sig med lysets hastighed. $r$

Fra en fjern observatørs synspunkt vil fald i et sort hul se anderledes ud. Lad for eksempel kroppen være lysende og derudover sende signaler tilbage med en bestemt frekvens. Først vil en fjernobservatør se, at kroppen, der er i færd med frit fald, gradvist accelererer under påvirkning af tyngdekraften mod midten. Kroppens farve ændres ikke, frekvensen af de detekterede signaler er næsten konstant. Men når kroppen begynder at nærme sig begivenhedshorisonten, vil fotoner , der kommer fra kroppen, opleve mere og mere rødforskydning, forårsaget af to årsager: Doppler-effekten og gravitationstidsudvidelse - på grund af gravitationsfeltet er alle fysiske processer set fra et synspunkt en fjern observatør vil gå langsommere og langsommere, for eksempel vil et ur, der er fastgjort i Schwarzschild rum-tid på en radial koordinat uden rotation ( ), gå langsommere end uendeligt fjerne tider. Afstande vil også blive opfattet forskelligt. For en fjern iagttager vil det se ud til, at kroppen i en ekstremt fladt form vil sænke farten , nærme sig begivenhedshorisonten og i sidste ende praktisk talt stoppe. Frekvensen af signalet vil falde kraftigt [31] . Bølgelængden af det lys, som kroppen udsender, vil vokse hurtigt, så lyset hurtigt bliver til radiobølger og derefter til lavfrekvente elektromagnetiske svingninger, som ikke længere vil være mulige at fikse. Observatøren vil aldrig se kroppen krydse begivenhedshorisonten, og i denne forstand vil faldet i det sorte hul vare på ubestemt tid. $r$ $r=\mathrm {const} ,\theta =\mathrm {const} ,\varphi =\mathrm {const}$ $1/{\sqrt {1-r_{s}/r}}$

Der er dog et øjeblik, hvorfra en fjern observatør ikke længere vil være i stand til at påvirke det faldende legeme. En lysstråle, der sendes efter denne krop, vil enten aldrig indhente den overhovedet, eller vil indhente den allerede ud over begivenhedshorisonten. På den anden side, givet at et faldende lysende legeme vil udsende et begrænset antal fotoner før det krydser horisonten, er der også et øjeblik, hvorfra en fjern observatør ikke længere vil være i stand til at få nogen information om det faldende legeme, og faktisk al information indeholdt i den vil gå tabt for en fjernobservatør [32] . Derudover vil afstanden mellem kroppen og begivenhedshorisonten, såvel som "tykkelsen" af en fladtrykt (set fra en udefrakommende iagttagers synspunkt) hurtigt nå Planck-længden og (fra et matematisk synspunkt ) vil fortsætte med at falde. For en rigtig fysisk observatør (en førende måling med Planck-fejlen) svarer dette til, at massen af det sorte hul vil stige med massen af det faldende legeme, hvilket betyder, at radius af begivenhedshorisonten vil stige, og det faldende legeme vil være "inde i" begivenhedshorisonten i en begrænset tid [33] . Processen med gravitationssammenbrud vil ligne for en fjern observatør . Først vil sagen skynde sig mod midten, men nær begivenhedshorisonten vil den begynde at bremse kraftigt, dens stråling vil gå ind i radioområdet, og som et resultat vil en fjern observatør se, at stjernen er slukket [34 ] .

Strengteorimodellen

Strengteori tillader konstruktion af ekstremt tætte og småskala strukturer fra strengene selv og andre objekter beskrevet af teorien - braner , hvoraf nogle har mere end tre dimensioner. I dette tilfælde kan et sort hul være opbygget af strenge og braner på et meget stort antal måder, og det mest overraskende er det faktum, at dette antal mikrotilstande nøjagtigt svarer til den sorte huls entropi forudsagt af Hawking og hans kollega Bekenstein i 1970'erne. Dette er et af de mest berømte strengteoriresultater i 1990'erne.

I 1996 udgav strengteoretikere Andrew Strominger og Kamran Wafa , der bygger på tidligere resultater af Susskind og Sen , The Microscopic Nature of Bekenstein and Hawking 's Entropy . I dette arbejde lykkedes det for Strominger og Vafa at bruge strengteori til at konstruere en bestemt klasse af sorte huller ud fra mikroskopiske komponenter, de såkaldte Reisner-Nordström ekstremt ladede huller [35] , og også nøjagtigt at beregne disse komponenters bidrag til entropien . Arbejdet var baseret på anvendelsen af en ny metode, delvist uden for perturbationsteoriens rammer , som blev brugt i 1980'erne og begyndelsen af 1990'erne. Resultatet af arbejdet faldt nøjagtigt sammen med forudsigelserne fra Bekenstein og Hawking, lavet mere end tyve år tidligere.

Strominger og Vafa imødegik de virkelige processer for dannelse af sorte hul med en konstruktiv tilgang [36] . Den nederste linje er, at de ændrede synspunktet om dannelsen af sorte huller, og viste, at de kan konstrueres ved omhyggeligt at samle det nøjagtige sæt af braner , der blev opdaget under den anden superstrengrevolution , til én mekanisme .

Strominger og Vafa var i stand til at beregne antallet af permutationer af et sort huls mikroskopiske komponenter, der efterlader almindelige observerbare egenskaber, såsom masse og ladning , uændrede. Så er entropien af denne tilstand per definition lig med logaritmen af det resulterende tal - antallet af mulige mikrotilstande i det termodynamiske system . De sammenlignede derefter resultatet med arealet af det sorte huls begivenhedshorisont - dette område er proportionalt med det sorte huls entropi , som forudsagt af Bekenstein og Hawking baseret på den klassiske forståelse [36] - og fandt perfekt overensstemmelse [37 ] . I det mindste for klassen af ekstreme sorte huller var Strominger og Vafa i stand til at finde en anvendelse af strengteori til analysen af mikroskopiske komponenter og den nøjagtige beregning af den tilsvarende entropi. Næsten samtidigt, med en forskel på flere uger, kom både Kurt Callan og Juan Maldacena fra Princeton [38] til den samme entropi for næsten ekstreme sorte huller .

Resultaterne af denne gruppe blev dog udvidet yderligere. Da de var i stand til at konstruere et ikke helt ekstremt sort hul, var de i stand til også at beregne fordampningshastigheden for dette objekt, hvilket matchede Hawkings resultater [39] . Dette resultat blev bekræftet i samme år af arbejdet fra to par indiske fysikere: Samit Das og Samir Mathur, og Gautam Mandal og Spenta Vadya opnåede den samme fordampningshastighed. Denne succes tjente som et af beviserne på fraværet af informationstab under dannelsen og fordampningen af sorte huller [40] .

I 2004 kiggede Samir Mathurs team på Ohio University ind i det indre af et sort hul. Som et resultat viste de, at der næsten altid, i stedet for mange separate strenge, opstår en - en meget lang streng, hvis stykker konstant vil "stikke ud" ud over begivenhedshorisonten på grund af kvanteudsving og følgelig falde af, at sikre fordampningen af det sorte hul. Ingen singularitet dannes inde i en sådan spole, og dens størrelse falder nøjagtigt sammen med størrelsen af den klassiske horisont. I en anden model udviklet af Gary Horowitz fra University of California i Santa Barbara og Juan Maldacena fra Institute for Advanced Study er der en singularitet, men information falder ikke ind i den, da den forlader det sorte hul på grund af kvanteteleportation , ændrer sig egenskaberne ved Hawking-stråling, som nu ikke bliver helt termisk - disse konstruktioner er baseret på AdS/CFT-korrespondancehypotesen. Alle sådanne modeller er dog stadig foreløbige [41] .

Hvide huller

Et hvidt hul er den tidsmæssige modsætning til et sort hul [43] — hvis det er umuligt at komme ud af et sort hul, så er det umuligt at komme ind i et hvidt hul [44] . Et hvidt hul er region IV i det udvidede Schwarzschild rum-tid - det er umuligt at komme ind i det fra region I og III, men fra det kan du komme ind i region I og III. Da den generelle relativitetsteori og de fleste andre gravitationsteorier er reversible i tid, er det muligt at udfolde løsningen af gravitationelt kollaps i tid og få et objekt, der ikke kollapser, og danner en fremtidig begivenhedshorisont omkring sig selv og en singularitet under det. , men omvendt, et objekt, der er født fra en usynlig en singularitet under den tidligere begivenhedshorisont og derefter eksploderer og ødelægger horisonten (vend mentalt sammenbrudstegningen i næste afsnit) - dette vil være et hvidt hul.

Det komplette Schwarzschild rum-tidskort indeholder både et sort og et hvidt hul og separat et "rent" evigt sort hul (det vil sige et, der ikke opstod på grund af stoffets kollaps ) eller et "rent" evigt hvidt hul på det komplette rum-tidskort kan i princippet ikke være [45] .

På nuværende tidspunkt er der ingen kendte fysiske objekter, der pålideligt kan betragtes som hvide huller. Desuden er de teoretiske mekanismer for deres dannelse også ukendte, udover relikvien - umiddelbart efter Big Bang , samt en meget kontroversiel idé, som ikke kan bekræftes ved beregninger, at hvide huller kan dannes, når stoffet af en sort hullet forlader begivenhedshorisonten , placeret i et andet tidspunkt. Der er ingen forudsætninger for metoder til at søge efter hvide huller. Baseret på dette betragtes hvide huller nu som absolut hypotetiske objekter, teoretisk tilladte af den generelle relativitetsteori, men som næppe eksisterer i universet, i modsætning til sorte huller.

Israelske astronomer Alon Retter og Shlomo Heller foreslår, at den unormale GRB 060614 , der fandt sted i 2006, var et "hvidt hul" [46] [47] .

Sorte huller i universet

Siden den teoretiske forudsigelse af sorte huller er spørgsmålet om deres eksistens forblevet åbent, da tilstedeværelsen af en "sort hul"-type løsning endnu ikke garanterer, at der er mekanismer til dannelse af sådanne objekter i universet . Fra et matematisk synspunkt er det kendt, at i det mindste sammenbruddet af gravitationsbølger i den generelle relativitetsteori støt fører til dannelsen af fældeoverflader , og dermed et sort hul, som bevist af Demetrios Christodoulou i 2000'erne ( Shao -prisen 2011).

Fra et fysisk synspunkt kendes mekanismer, der kan føre til, at et bestemt område af rum-tid vil have de samme egenskaber (samme geometri) som det tilsvarende område i et sort hul. Så for eksempel, som et resultat af en stjernes kollaps, kan rumtiden vist på figuren dannes.

Området afbildet i mørk farve er fyldt med stjernens stof, og dets metriske bestemmes af dette stofs egenskaber. Men det lysegrå område falder sammen med det tilsvarende område af Schwarzschild-rummet, se fig. over. Det er netop sådanne situationer i astrofysikken, der omtales som dannelsen af sorte huller, hvilket fra et formelt synspunkt er en vis ytringsfrihed [Komm 5] . Udefra vil dette objekt meget snart blive næsten umuligt at skelne fra et sort hul i alle dets egenskaber, så dette udtryk er anvendeligt på den resulterende konfiguration med en meget høj grad af nøjagtighed [48] .

I virkeligheden, på grund af tilvæksten af stof på den ene side og (muligvis) Hawking-stråling på den anden, afviger rumtiden omkring kollapsaren fra de nøjagtige løsninger af Einstein-ligningerne givet ovenfor. Og selvom metrikken i et hvilket som helst lille område (bortset fra singularitetens nabolag) er lidt forvrænget, kan den globale kausale struktur af rum-tid afvige dramatisk. Især kan det nuværende rum-tid ifølge nogle teorier ikke længere have en begivenhedshorisont [49] . Dette skyldes, at tilstedeværelsen eller fraværet af en begivenhedshorisont blandt andet bestemmes af begivenheder, der finder sted i observatørens uendeligt fjerne fremtid [50] .

Ifølge moderne koncepter er der fire scenarier for dannelsen af et sort hul [51] [52] :

Gravitationskollaps (katastrofisk sammentrækning) af en temmelig massiv stjerne i den sidste fase af dens udvikling.
Sammenbrud af den centrale del af galaksen eller protogalctic gas. Moderne koncepter placerer et enormt ( ) sort hul i centrum af mange, hvis ikke alle, spiralformede og elliptiske galakser . For eksempel er der i midten af vores galakse et sort hul Skytten A* med masse [53] . $>1000M_{\odot }$ $4{,}31\cdot 10^{6}M_{\odot }$
Dannelsen af sorte huller i øjeblikket umiddelbart efter Big Bang som følge af udsving i gravitationsfeltet og/eller stof. Sådanne sorte huller kaldes primordiale.
Fremkomsten af sorte huller i højenergikernereaktioner - kvante sorte huller.

Sorte huller af stjernemasser

Stjernemasse sorte huller dannes som den sidste fase af en stjernes liv, efter den fuldstændige udbrænding af termonuklear brændsel og afslutningen af reaktionen, skulle stjernen teoretisk begynde at afkøle, hvilket vil føre til et fald i det indre tryk og komprimering af stjernen under påvirkning af tyngdekraften. Kompression kan stoppe på et bestemt tidspunkt, eller det kan blive til et hurtigt gravitationssammenbrud . Afhængigt af stjernens masse og drejningsmoment er følgende sluttilstande mulige :

En uddød, meget tæt stjerne, der primært, afhængigt af massen, består af helium , kulstof , oxygen , neon , magnesium , silicium eller jern (hovedelementerne er anført i rækkefølge efter stigende masse af resten af stjernen). Sådanne rester kaldes hvide dværge , deres masse er begrænset ovenfra af Chandrasekhar-grænsen - omkring 1,4 solmasser.
En neutronstjerne, hvis masse er begrænset af Oppenheimer-Volkov-grænsen - 2-3 solmasser.
Sort hul.

Efterhånden som massen af resten af stjernen stiger, bevæger ligevægtskonfigurationen sig ned i den beskrevne sekvens. Rotationsmomentet øger de begrænsende masser på hvert trin, men ikke kvalitativt, men kvantitativt (med maksimalt 2-3 gange).

Betingelserne (hovedsageligt masse), hvorunder den endelige tilstand af stjerneudvikling er et sort hul, er ikke blevet undersøgt godt nok, da det til dette er nødvendigt at kende stoffets adfærd og tilstande ved ekstremt høje tætheder, som er utilgængelige for eksperimentel undersøgelse. Yderligere vanskeligheder præsenteres ved at modellere stjerner på de senere stadier af deres udvikling på grund af kompleksiteten af den resulterende kemiske sammensætning og et kraftigt fald i processernes karakteristiske tid. Det er tilstrækkeligt at nævne, at nogle af de største kosmiske katastrofer, supernovaeksplosioner , sker netop på disse stadier af stjernernes udvikling . Forskellige modeller giver et lavere estimat af massen af et sort hul som følge af gravitationssammenbrud, fra 2,5 til 5,6 solmasser. Den karakteristiske størrelse af et sort hul er meget lille, op til flere titusinder af kilometer [Komm 6] .

Efterfølgende kan det sorte hul vokse på grund af absorption af stof - som regel er dette gassen fra en nabostjerne i binære stjernesystemer (en kollision af et sort hul med ethvert andet astronomisk objekt er meget usandsynligt på grund af dets lille diameter ). Processen med gas, der falder på ethvert kompakt astrofysisk objekt, inklusive et sort hul, kaldes tilvækst . Samtidig dannes der på grund af gassens rotation en tilvækstskive , hvor stoffet accelererer til relativistiske hastigheder, opvarmes og som følge heraf udstråler kraftigt, herunder i røntgenområdet , hvilket gør det principielt muligt at detektere sådanne tilvækstskiver (og derfor sorte huller) ved hjælp af ultraviolette og røntgenteleskoper . Hovedproblemet er den lille størrelse og vanskeligheden ved at opdage forskellene mellem tilvækstskiverne af neutronstjerner og sorte huller, hvilket fører til usikkerhed i at identificere astronomiske objekter som sorte huller. Den væsentligste forskel er, at gas, der falder på alle objekter før eller siden støder på en fast overflade, hvilket fører til intens stråling under deceleration, men en gassky, der falder på et sort hul, på grund af den uendeligt voksende gravitationstidsudvidelse (rødforskydning) er det simpelthen falmer hurtigt, når det nærmer sig begivenhedshorisonten, som blev observeret af Hubble-teleskopet i tilfældet med Cygnus X-1- kilden [55] .

Kollisionen af sorte huller med hinanden og med andre massive objekter, såvel som kollisionen af neutronstjerner, der forårsager dannelsen af et sort hul, fører til den kraftigste gravitationsstråling , som kan detekteres ved hjælp af gravitationsteleskoper . For eksempel annoncerede LIGO-medarbejdere den 11. februar 2016 opdagelsen af gravitationsbølger [56] , der stammer fra sammensmeltningen af to sorte huller med masser af omkring 30 solmasser i en afstand af omkring 1,3 milliarder lysår fra Jorden [57 ] [58] .

Derudover er der rapporter om observationer i røntgenområdet af kollisioner af sorte huller med stjerner [59] . Den 25. august 2011 dukkede en meddelelse op om, at for første gang i videnskabens historie var en gruppe japanske og amerikanske specialister i marts 2011 i stand til at bestemme dødsøjeblikket for en stjerne, der absorberes af et sort hul [ 60] [61] .

Den nærmeste kandidat til sorte huller blev anset for at være en af komponenterne i det tredobbelte system HR 6819 (QV Telescope), placeret i en afstand af 1120 ± 70 sv. år fra Solen [62] , men yderligere undersøgelser viste, at dette ikke er et tredobbelt, men et binært system, og der er intet sort hul i det [63] .

Objektet "Enhjørningen" (Enhjørningen), placeret i stjernebilledet Enhjørningen i en afstand af 1500 sv. år fra Solen, er en følgesvend af den røde kæmpestjerne V723 Monocerotis og har en masse mindre end 5 solmasser [64] [65] . En sort hulkandidat er blevet opdaget i et binært system med en stjerne af spektralklasse G, placeret i en afstand af 1.545 tusind ly. år (474 parsecs) fra Solen . Kandidatens masse er 11,9 gange Solens masse [66] . Det binære system A0620-00 (V616 Unicorn) er placeret i en afstand af 3000 ly. år fra Solen, Cygnus X-1 - i en afstand af 6070 sv. år, VLA J213002.08 + 120904 (VLA J2130 + 12, M15 S2) i stjernebilledet Pegasus - i en afstand af 7200 sv. år [67] , V404 Cygnus - i en afstand af 7800 sv. år [68] .

V404X-1SolV616HR 6819

Nogle sorte huller tættest på Solen

Supermassive sorte huller

Udvidede meget store sorte huller udgør ifølge moderne koncepter kernen i de fleste galakser. Disse omfatter det massive sorte hul i kernen af vores galakse , Sagittarius A* , som er det tætteste supermassive sorte hul på Solen (26.000 lysår).

På nuværende tidspunkt anses eksistensen af sorte huller i stjerne- og galaktiske skalaer af de fleste videnskabsmænd for at være pålideligt bevist af astronomiske observationer [69] .

Amerikanske astronomer har fundet ud af, at masserne af supermassive sorte huller kan undervurderes betydeligt. Forskerne fandt ud af, at for at stjernerne kan bevæge sig i M87- galaksen (som er placeret i en afstand af 50 millioner lysår fra Jorden), som den observeres nu, skal massen af det centrale sorte hul være mindst 6,4 milliarder solceller masser, det vil sige dobbelt så store som de nuværende estimater af M87-kernen, som er 3 milliarder solmasser [70] . Der er næsten intet mørkt stof i Leo I dværggalaksen , men der er et supermassivt sort hul i midten med en masse på ~3 millioner M⊙ . Forskere har ingen forklaring på, hvordan et supermassivt sort hul dukkede op i en dværg-sfærisk galakse [71] .

Primordiale sorte huller

Primordiale sorte huller har i øjeblikket status som en hypotese. Hvis der i de indledende øjeblikke af universets liv var tilstrækkelige afvigelser fra tyngdefeltets homogenitet og stoffets tæthed, så kunne sorte huller dannes fra dem ved hjælp af kollaps [72] . Desuden er deres masse ikke begrænset nedefra, som ved stjernekollaps - deres masse kan sandsynligvis være ret lille. Detektionen af primordiale sorte huller er af særlig interesse i forbindelse med muligheden for at studere fænomenet sorte huls fordampning (se ovenfor) [73] .

Kvante sorte huller

Det antages, at stabile mikroskopiske sorte huller, de såkaldte kvantesorte huller, kan opstå som følge af kernereaktioner. En matematisk beskrivelse af sådanne objekter kræver en kvanteteori om tyngdekraften . Men ud fra generelle betragtninger [74] er det meget sandsynligt, at massespektret af sorte huller er diskret, og at der eksisterer et minimalt sort hul, Planck sorte hul . Dens masse er omkring 10 −5 g, og dens radius er 10 −35 m. Compton-bølgelængden af et sort Planck hul er i størrelsesorden lig med dets gravitationsradius [75] .

Således kan alle "elementære objekter" opdeles i elementarpartikler (deres bølgelængde er større end deres gravitationsradius) og sorte huller (bølgelængden er mindre end gravitationsradius). Planck sorte hul er et grænseobjekt, for det kan du møde navnet maximon , hvilket indikerer, at det er den tungeste af de mulige elementarpartikler. Et andet udtryk, der nogle gange bruges til at henvise til det, er plankeon .

For nylig er der blevet foreslået eksperimenter for at finde beviser for forekomsten af sorte huller i nukleare reaktioner. For den direkte syntese af et sort hul i en accelerator kræves der imidlertid en energi på 10 26 eV, som er uopnåelig i dag. Tilsyneladende kan virtuelle mellemliggende sorte huller optræde i superhøjenergireaktioner.

Eksperimenter med proton-proton-kollisioner med en samlet energi på 7 TeV ved Large Hadron Collider viste, at denne energi ikke er nok til at danne mikroskopiske sorte huller. Baseret på disse data konkluderes det, at mikroskopiske sorte huller skal være tungere end 3,5-4,5 TeV, afhængig af den specifikke implementering [76] .

Påvisning af sorte huller

I øjeblikket har forskere opdaget omkring tusind genstande i universet, som er klassificeret som sorte huller. Alt i alt antyder videnskabsmænd, at der er titusinder af sådanne genstande [77] .

I øjeblikket er den eneste pålidelige måde at skelne et sort hul fra en anden type objekt på at måle objektets masse og størrelse og sammenligne dets radius med gravitationsradius, som er givet af formlen

\ R_{g}={2GM \over c^{2}}

hvor er gravitationskonstanten, er objektets masse, er lysets hastighed [78] . $\G$ $\M$ $\c$

Påvisning af supermassive sorte huller

Beviser for eksistensen af supermassive sorte huller i de centrale områder af galakser anses for at være de mest pålidelige . I dag er opløsningen af teleskoper utilstrækkelig til at skelne områder af rummet i størrelsesordenen af gravitationsradiusen for et sort hul (ud over det sorte hul i midten af vores galakse , som observeres ved ultralang basislinje-radiointerferometri ved grænse for deres opløsning). Derfor er der en vis grad af antagelse i at identificere de centrale objekter i galakser som sorte huller (bortset fra midten af vores galakse ). Det menes, at den fastsatte øvre størrelsesgrænse for disse objekter er utilstrækkelig til at betragte dem som klynger af hvide eller brune dværge, neutronstjerner eller endda sorte huller med almindelig masse.

Der er mange måder at bestemme massen og de omtrentlige dimensioner af et supermassivt legeme, men de fleste af dem er baseret på måling af karakteristikaene for kredsløbene for objekter, der roterer omkring dem (stjerner, radiokilder , gasskiver). I det enkleste og ret almindelige tilfælde sker vendingen langs Kepler-baner, som det fremgår af proportionaliteten af satellittens rotationshastighed til kvadratroden af kredsløbets semi-hovedakse:

\ V={\sqrt {GM \over r))

I dette tilfælde findes massen af det centrale legeme ved den velkendte formel

\ M={V^{2}r \over G}

I en række tilfælde, når satellitobjekter er et kontinuerligt medium (en gasformig skive, en tæt stjernehob), som påvirker banens karakteristika ved dens tyngdekraft, opnås den radiale massefordeling i den galaktiske kerne ved at løse den så- hedder. kollisionsfri Boltzmann-ligning .

Direkte målinger af strålekilders dimensioner

Hvis radiokilden Sagittarius A* er nær begivenhedshorisonten for et sort hul, vil den ligne en plet, udtværet og forstærket af gravitationslinser . Derfor, hvis kilden er tæt på begivenhedshorisonten og dækker hele hullet, skal dens størrelse være mindst 5,2 Schwarzschild-radier , hvilket for et objekt i midten af vores galakse giver en vinkelstørrelse på omkring 52 mikrosekunders bue. Dette er endda lidt større end størrelsen i mikrosekunder observeret i 1,3 mm radiobølger, hvilket viser, at strålingen ikke kommer fra overfladen af hele hullet, men er koncentreret i et område nær det, måske ved kanten af accretionskiven eller i den relativistiske stråle af materiale udstødt fra denne disk [80] . $37_{-10}^{+16}$

Metoden masse-lysstyrkeforhold

På nuværende tidspunkt er den vigtigste metode til at søge efter supermassive sorte huller studiet af fordelingen af lysstyrken og hastigheden af stjerners bevægelse afhængigt af afstanden til centrum af galaksen. Lysstyrkefordelingen tages ved fotometriske metoder ved fotografering af galakser med høj opløsning, stjernernes hastighed tages fra rødforskydningen og udvidelsen af absorptionslinjerne i stjernens spektrum.

Med fordelingen af stjernehastigheden kan man finde den radiale fordeling af masser i galaksen. For eksempel, med en elliptisk symmetri af hastighedsfeltet giver løsningen af Boltzmann-ligningen følgende resultat: $V(r)$ $Hr)$

\ M(r)={V^{2}r \over G}+{\sigma _{r}^{2}r \over G}\venstre[-{d\,\ln \,\ nu \over d\,\ln \,r}-{d\,\ln \,\sigma _{r}^{2} \over d\,\ln \,r}-\venstre(1-{\ sigma _{\theta }^{2} \over \sigma _{r}^{2}}\right)-\left(1-{\sigma _{\phi }^{2} \over \sigma _{ r}^{2}}\right)\right]

hvor er rotationshastigheden, , og er de radiale og azimutale projektioner af hastighedsspredningen, er gravitationskonstanten, er tætheden af stjernestoffet, som normalt antages at være proportional med lysstyrken. $\V$ $\ \sigma _{r}$ $\ \sigma _{\theta }$ $\ \sigma _{\phi }$ $\G$ $\ \nu$

Da et sort hul har en stor masse ved lav lysstyrke, kan et af tegnene på tilstedeværelsen af et supermassivt sort hul i centrum af galaksen være et højt masse-til-lysstyrke-forhold for den galaktiske kerne. En tæt klynge af almindelige stjerner har et forhold i størrelsesordenen én (masse og lysstyrke er udtrykt i solens masser og lysstyrker), så værdierne (for nogle galakser ) indikerer tilstedeværelsen af en supermassiv sort hul. Imidlertid er alternative forklaringer på dette fænomen mulige: klynger af hvide eller brune dværge, neutronstjerner, sorte huller med almindelig masse. $\M/L$ $\M/L$ $\ M/L\gg 1$ $\M/L>1000$

Måling af en gass rotationshastighed

For nylig, takket være stigningen i opløsningen af teleskoper, er det blevet muligt at observere og måle hastighederne af individuelle objekter i umiddelbar nærhed af galaksernes centrum. Ved hjælp af FOS (Faint Object Spectrograph )-spektrografen fra Hubble-rumteleskopet opdagede en gruppe ledet af H. Ford en roterende gasstruktur i midten af M87-galaksen. Gassens rotationshastighed i en afstand på omkring 60 sv. år fra galaksens centrum var 550 km/s, hvilket svarer til en Kepler-bane med en central kropsmasse på omkring 3⋅10 9 solmasser. På trods af den gigantiske masse af det centrale objekt kan det ikke siges med fuldstændig sikkerhed, at det er et sort hul, da gravitationsradiusen for et sådant sort hul er omkring 0,001 ly. år [81] .

Måling af hastigheden af mikrobølgekilder

I 1995 observerede en gruppe ledet af J. Moran punktmikrobølgekilder , der roterede i umiddelbar nærhed af centrum af galaksen NGC 4258. Observationerne blev udført ved hjælp af et radiointerferometer, der omfattede et netværk af jordbaserede radioteleskoper , som lavede det muligt at observere galaksens centrum med en vinkelopløsning på 0 "001. Der blev fundet i alt 17 kompakte kilder, placeret i en skivelignende struktur med en radius på omkring 10 lysår. Kilderne roterede i overensstemmelse med Kepler-loven (rotationshastigheden er omvendt proportional med kvadratroden af afstanden), hvorfra massen af det centrale objekt blev estimeret til 4⋅10 7 masser af solen, og den øvre grænse for kerneradius er 0,04 lysår [82 ] .

Observation af individuelle stjerners baner

I 1993-1996 observerede A. Eckart og R. Genzel bevægelsen af individuelle stjerner i nærheden af centrum af vores galakse [83] . Observationerne blev udført i infrarøde stråler, for hvilke laget af kosmisk støv nær den galaktiske kerne ikke er en hindring. Som et resultat var det muligt nøjagtigt at måle bevægelsesparametrene for 39 stjerner placeret i en afstand på 0,13 til 1,3 sv. år fra galaksens centrum. Det blev fundet, at stjernernes bevægelse svarer til den Keplerske, det centrale legeme med en masse på 2,5⋅10 6 solmasser og en radius på højst 0,05 sv. svarer til positionen af den kompakte radiokilde Sagittarius-A (Sgr A).

I 1991 blev SHARP I infrarød array-detektoren sat i drift ved det 3,5 meter lange teleskop af European Southern Observatory (ESO) i La Silla (Chile). Et kamera med en rækkevidde på 1-2,5 μm gav en opløsning på 50 μs pr. pixel af matrixen. Derudover blev der installeret et 3D - spektrometer på det 2,2 meter lange teleskop på samme observatorium.

Med fremkomsten af højopløselige infrarøde detektorer blev det muligt at observere individuelle stjerner i de centrale områder af galaksen. En undersøgelse af deres spektrale karakteristika viste, at de fleste af dem tilhører unge stjerner, der er flere millioner år gamle. I modsætning til tidligere accepterede synspunkter blev det fundet, at processen med stjernedannelse aktivt foregår i nærheden af et supermassivt sort hul. Det menes, at kilden til gas til denne proces er to flade gasringe, der blev opdaget i midten af galaksen i 1980'erne. Imidlertid er den indre diameter af disse ringe for stor til at forklare processen med stjernedannelse i umiddelbar nærhed af det sorte hul. Stjerner inden for en radius på 1" fra et sort hul (såkaldte "S-stjerner") har en tilfældig retning af orbital momentum, som modsiger tilvækstscenariet for deres oprindelse. Det antages, at disse er varme kerner af røde kæmper, der er dannet i de fjerntliggende områder af galaksen, og vandrede derefter til den centrale zone, hvor deres ydre skaller blev revet af af tidevandskræfterne fra det sorte hul [84] .

I 1996 kendte man mere end 600 stjerner i et område omkring en parsec (25") i diameter omkring radiokilden Sagittarius A *, og for 220 af dem blev radiale hastigheder pålideligt bestemt. Massen af det centrale legeme blev estimeret til at være være 2–3⋅10

På nuværende tidspunkt (oktober 2009) er opløsningen af infrarøde detektorer nået op på 0,0003" (hvilket svarer til 2,5 AU i en afstand på 8 kpc). Antallet af stjerner inden for 1 pc af galaksens centrum, for hvilke bevægelsesparametrene har været målt har oversteget 6000 [85] .

De nøjagtige kredsløb for de 28 stjerner tættest på galaksens centrum beregnes, hvoraf den mest interessante er stjernen S2 . I observationsperioden (1992-2007) lavede den en fuldstændig omdrejning omkring det sorte hul, hvilket gjorde det muligt at estimere parametrene for dets kredsløb med stor nøjagtighed. Omløbsperioden for S2 er 15,8 ± 0,11 år, kredsløbets semi-hovedakse er 0,123" ± 0,001 (1000 AU), excentriciteten er 0,880 ± 0,003, og den maksimale tilgang til det centrale legeme er 0, "015 120 AU. e. [86] . Den nøjagtige måling af parametrene for S2-kredsløbet, som viste sig at være tæt på den Keplerske, gjorde det muligt at estimere massen af det centrale legeme med høj nøjagtighed. Ifølge de seneste skøn er det lig med

\ (4{,}31\pm 0{,}06\mid _{stat}\pm \,0{,}36\midt _{R_{0)))\ gange 10^{6}M_ {\odot },

hvor fejlen 0,06 skyldes fejlen ved måling af parametrene for stjernens S2 kredsløb , og fejlen 0,36 skyldes fejlen ved måling af afstanden fra Solen til Galaksens centrum [86] .

De mest nøjagtige moderne skøn over afstanden til galaksens centrum giver

\ R_{0}=8{,}33\pm 0{,}35\,\mathrm {kpc} .

Genberegningen af det centrale legemes masse med en ændring i afstandsestimatet udføres i henhold til formlen

\ [\,4{,}31(R_{0}/8{,}33\,\mathrm {kpc} )^{2{,}19}\pm 0{,}06\pm 8{ ,}6\Delta R/R_{0}\,]\ gange 10^{6}M_{\odot }.

Gravitationsradiusen for et sort hul med en masse på 4⋅10 6 solmasser er cirka 12 millioner km eller 0,08 AU. dvs. 1400 gange mindre end den nærmeste afstand, som stjernen S2 nærmede sig det centrale legeme . Der er dog praktisk talt ingen tvivl blandt forskere om, at det centrale objekt ikke er en klynge af stjerner med lav lysstyrke, neutronstjerner eller sorte huller, da de koncentreret i så lille et volumen uundgåeligt ville smelte sammen på kort tid til et enkelt supermassivt objekt, som ifølge almen relativitetsteori ikke kan være andet end et sort hul [87] .

Observation af processerne for tidevandsødelæggelse af stjerner

Under faldet af en stjerne i et sort hul dannes en tilvækstskive, som kan bruges til at detektere processen med tidevandsødelæggelse af stjernen i form af et kort og lyst udbrud af stråling [88] .

Fotografering af sorte huller

Den 10. april 2019 udgav US National Science Foundation for første gang et "billede" af det supermassive sorte hul i centrum af Messier 87-galaksen , beliggende 54 millioner lysår fra Jorden [89] [90] . Billedet blev opnået takket være Event Horizon Telescope -projektet , som omfatter otte radioteleskoper placeret rundt om på kloden [91] [92] . "Det resulterende billede bekræfter eksistensen af begivenhedshorisonten, det vil sige bekræfter rigtigheden af Einsteins generelle relativitetsteori," sagde Luciano Rezzola, en af lederne af Event Horizon Telescop-projektet [93] . Det var Årets Gennembrud i 2019 af magasinet Science.

I april 2020 opnåede videnskabsmænd det mest detaljerede billede af den relativistiske stråle af et supermassivt sort hul [94] .

Forskningslinjer i sorte huls fysik

Ikke-kvantefænomener

Strukturen af roterende sorte huller

I 1963 fandt den newzealandske matematiker Roy P. Kerr en komplet løsning på gravitationsfeltligningerne for et roterende sort hul, kaldet Kerr-løsningen. Derefter blev der udarbejdet en matematisk beskrivelse af rumtidens geometri omkring et massivt roterende objekt. Det er imidlertid kendt, at selv om den ydre opløsning tenderer mod den ydre del af Kerr-opløsningen under kollaps, er dette ikke længere tilfældet for den indre struktur af det kollapsede objekt. Moderne videnskabsmænd udfører forskning for at studere strukturen af roterende sorte huller, der opstår i færd med et reelt sammenbrud [95] [96] .

Begivenhedshorisontforstyrrelser og deres dæmpning

Fremtidens begivenhedshorisont er et nødvendigt træk ved et sort hul som teoretisk objekt. Begivenhedshorisonten for et sfærisk symmetrisk sort hul kaldes Schwarzschild-kuglen og har en karakteristisk størrelse kaldet gravitationsradius .

Energi, måske, kan efterlade et sort hul gennem den såkaldte. Hawking-stråling , som er en kvanteeffekt. Hvis det er tilfældet, dannes sande begivenhedshorisonter i streng forstand ikke for kollapsede objekter i vores univers. Ikke desto mindre, da astrofysiske kollapsede objekter er meget klassiske systemer, er nøjagtigheden af deres beskrivelse af den klassiske sorte hul-model tilstrækkelig til alle tænkelige astrofysiske anvendelser [97] .

Det er kendt, at horisonten af et sort hul opfører sig som en membran: forstyrrelser af horisonten forårsaget af eksterne legemer og felter, når interaktionen er slået fra, begynder at oscillere og udstråles delvist udad i form af gravitationsbølger , og delvist absorberes af selve hullet. Så falder horisonten til ro, og det sorte hul kommer til ligevægtstilstanden i Kerr-Newman sorte hul. Funktionerne ved denne proces er interessante ud fra et synspunkt om genereringen af gravitationsbølger, som kan registreres af gravitationsbølgeobservatorier i den nærmeste fremtid [98] .

Kollision af sorte huller og emission af gravitationsbølger

Når sorte huller kolliderer, smelter de sammen, ledsaget af emission af gravitationsbølger. Værdien af denne energi er nogle få procent af massen af begge sorte huller. Da disse kollisioner forekommer langt fra Jorden, er det indkommende signal svagt, så deres detektion er vanskelig, men sådanne hændelser er ifølge moderne koncepter de mest intense udsender af gravitationsbølger i universet og er af usædvanlig interesse for gravitationsbølgeastronomi [99] .

Muligheden for eksistensen af lukkede tidslignende baner i rum-tid

Eksistensen af sådanne linjer i generel relativitet blev først diskuteret af Kurt Gödel i 1949 baseret på hans nøjagtige løsning af Einsteins ligninger , kendt som Gödel-metrikken . Lignende kurver forekommer også i andre løsninger såsom " Tiplers cylinder " og " gennemkøreligt ormehul ". Eksistensen af lukkede tidslignende kurver tillader tidsrejser med alle de paradokser , der er forbundet med det . Der er også lukkede tidslignende kurver i Kerr rum-tid, som kan tilgås fra vores univers: de er adskilt fra os af en horisont, men de kan gå til andre universer af denne løsning. Spørgsmålet om deres faktiske eksistens i tilfælde af et reelt sammenbrud af en kosmisk krop er dog endnu ikke løst.

Nogle fysikere foreslår, at den fremtidige teori om kvantetyngdekraft vil pålægge et forbud mod eksistensen af lukkede tidslignende linjer. Stephen Hawking kaldte denne idé for hypotesen om kronologibeskyttelse .

Kvantefænomener

Forsvinden af information i et sort hul

Forsvinden af information i et sort hul er det største problem for kvantetyngdekraften , fordi det er i strid med kvantemekanikkens generelle principper .

Inden for rammerne af den klassiske (ikke-kvante) teori om tyngdekraften er et sort hul et uforgængeligt objekt. Den kan kun vokse, men den kan hverken falde eller helt forsvinde. Det betyder, at der i princippet er en situation mulig, at den information , der er faldet ned i et sort hul , faktisk ikke er forsvundet, den bliver ved med at være inde i det sorte hul, men simpelthen ikke kan observeres udefra. En anden version af samme tanke: hvis et sort hul fungerer som en bro mellem vores univers og et andet univers, så kan informationen simpelthen være blevet overført til et andet univers.

Men hvis der tages højde for kvantefænomener, vil det hypotetiske resultat indeholde modsigelser. Hovedresultatet af at anvende kvanteteori på et sort hul er, at det gradvist fordamper på grund af Hawking-stråling . Det betyder, at der vil komme et øjeblik, hvor massen af det sorte hul igen vil falde til sin oprindelige værdi (før man kaster en krop ind i den). Som et resultat bliver det således indlysende, at det sorte hul forvandlede det oprindelige legeme til en strøm af forskellige strålinger, men selv ændrede sig ikke på samme tid (da det vendte tilbage til sin oprindelige masse). Den udsendte stråling er fuldstændig uafhængig af arten af det legeme, der er faldet ned i det. Det vil sige, at det sorte hul ødelagde den information, der kom ind i det, hvilket matematisk udtrykkes som ikke-enheden i udviklingen af hullets kvantetilstand og felterne omkring det .

I denne situation bliver følgende paradoks tydeligt. Hvis vi betragter det samme for faldet og den efterfølgende fordampning af et kvantesystem, der er i en eller anden ren tilstand, så - da selve det sorte hul ikke har ændret sig - får vi transformationen af den oprindelige rene tilstand til en "termisk" ( blandet ) stat. En sådan transformation er, som allerede nævnt, ikke-enhedsmæssig, og al kvantemekanik er baseret på enhedstransformationer . Denne situation er således i modstrid med kvantemekanikkens oprindelige postulater.

Egenskaber for Hawking-stråling

Hawking-stråling er en hypotetisk proces med emission af forskellige elementære partikler, hovedsageligt fotoner, fra et sort hul. Temperaturerne i sorte huller, som astronomerne kender, er for lave til at detektere Hawking-stråling fra dem – hullernes masser er for store. Derfor er effekten endnu ikke blevet bekræftet af observationer.

Ifølge den generelle relativitetsteori kunne der under dannelsen af universet blive født primære sorte huller , hvoraf nogle (med en begyndelsesmasse på 10 12 kg) skulle afslutte fordampningen i vor tid. Da fordampningshastigheden stiger, efterhånden som størrelsen af det sorte hul falder, må de sidste stadier i det væsentlige være en eksplosion af det sorte hul. Indtil videre er der ikke registreret sådanne eksplosioner.

Det er kendt om et forsøg på at studere "Hawking-stråling" baseret på en model - en analog af begivenhedshorisonten for et hvidt hul , i løbet af et fysisk eksperiment udført af forskere fra University of Milano [101] [102] .

Sidste stadier af sort hul-fordampning

Fordampningen af et sort hul er en kvanteproces . Faktum er, at konceptet om et sort hul som et objekt, der ikke udsender noget, men kun kan absorbere stof, er gyldigt, så længe der ikke tages højde for kvanteeffekter. I kvantemekanikken bliver det, takket være tunneling , muligt at overvinde potentielle barrierer , der er uoverstigelige for et ikke-kvantesystem. Påstanden om, at den endelige tilstand af et sort hul er stationær, er kun korrekt inden for rammerne af den almindelige, ikke-kvanteteori om tyngdekraft. Kvanteeffekter fører til, at det sorte hul i virkeligheden hele tiden skulle udstråle og miste sin energi i processen. I dette tilfælde stiger temperaturen og strålingshastigheden med tabet af masse fra det sorte hul, og de sidste stadier af processen skal ligne en eksplosion. Hvad der bliver tilbage af det sorte hul i den endelige fordampning vides ikke præcist. Måske er der et sort Planck hul med minimal masse tilbage, måske fordamper hullet fuldstændigt. Svaret på dette spørgsmål skal gives af den stadig uudviklede kvanteteori om tyngdekraften [49] .

Det faktum, at roterende sorte huller (også kendt som Kerr-sorte huller ) er stabile, pålægger begrænsninger for massen af fotoner i nogle teorier, der er forlængelser af standardmodellen [103] .

Massespektret af kvante sorte huller

I 1966 foreslog Markov eksistensen af en elementarpartikel med en ekstremt stor masse - et maksimon . Tyngre partikler, hvis de Broglie-bølgelængde er mindre end deres gravitationsradius , er muligvis kvantesorte huller. Da alle kendte kvantepartikler har strengt definerede mulige masseværdier, ser det ud til, at kvantesorte huller også bør have et diskret spektrum af veldefinerede masser. Kvanteteorien om tyngdekraft er engageret i at finde massespektret af kvantesorte huller [75] .

Interaktion af Planck sorte huller med elementære partikler

Et Planck sort hul er et hypotetisk sort hul med den mindst mulige masse , som er lig med Planck-massen . Et sådant objekt er identisk med en hypotetisk elementarpartikel med en (formodentlig) maksimal mulig masse - et maksimon . Det er muligt, at Planck sorte hul er slutproduktet af udviklingen af almindelige sorte huller, er stabilt og ikke længere er udsat for Hawking-stråling . Studiet af sådanne objekters interaktioner med elementarpartikler kan kaste lys over forskellige aspekter af kvantetyngdekraft og kvantefeltteori [49] [104] .

Astrofysiske aspekter af sorte huls fysik

Membranparadigme

I sorte huls fysik er membranparadigmet en nyttig model til at visualisere og beregne de virkninger, der forudsiges af den generelle relativitetsteori uden direkte at overveje området omkring det sorte huls begivenhedshorisont. I denne model er et sort hul repræsenteret som en klassisk udstrålende overflade (eller membran) tæt nok på begivenhedshorisonten - en udvidet horisont. Denne tilgang til sort hul-teori blev formuleret af Damour og uafhængigt af Znaek i slutningen af 1970'erne og begyndelsen af 1980'erne og udviklet på basis af 3 + 1 rumtidsopdelingsmetoden af Kip Thorne , Richard Price og Douglas McDonald [105] [106] .

Accretion af stof i et hul

Accretion er processen med at falde stof ned på en kosmisk krop fra det omgivende rum. Ved akkretering på sorte huller observeres en supervarm akkretionsskive som røntgenkilde [107] [108] :116 .

Uløste problemer i sort huls fysik

Beviset for princippet om kosmisk censur er ukendt , såvel som den nøjagtige formulering af de betingelser, hvorunder det er opfyldt [109] .
Der er intet kendt bevis i det generelle tilfælde af " no-hair-sætningen " for et sort hul [110] .
Der er ingen fuldstændig og fuldstændig teori om magnetosfæren af sorte huller [111] .
Der kendes ingen nøjagtig formel til at beregne antallet af forskellige tilstande i et system, hvis sammenbrud fører til dannelsen af et sort hul med en given masse, vinkelmoment og ladning [112] .
Det vides ikke, hvad der er tilbage efter afslutningen af processen med kvantehenfald af et sort hul [113] .

Noter

Kommentarer

↑ Teksten til foredraget blev offentliggjort i Phi Beta Kappa-studentersamfundets tidsskrift The American Scholar (Vol. 37, nr. 2, forår 1968) og Sigma Xi-samfundet American Scientist, 1968, Vol. 56, nr. 1, pp. 1-20. En side fra dette arbejde er gengivet i VP Frolov og ID Novikov, Black Hole Physics: Basic Concepts and New Developments, (Kluwer og Dordrecht, 1998), s. 5.
↑ Dette er et betinget begreb, der ikke har en reel betydning af et sådant bind, men blot efter aftale svarende til ${\frac {4}{3}}\pi r_{s}^{3}.$
↑ Isometrisk i denne situation betyder, at alle punkter i denne kugle ikke adskiller sig i deres egenskaber, det vil sige, for eksempel, krumningen af rum-tid og hastigheden af et stationært ur er den samme i dem alle.
↑ Historien om denne retning for Kerr-Newman-løsningen er beskrevet i Alexander Burinskii. Superledende kilde til Kerr-Newman-elektronen // Proc. af XIII Adv. Res.Workshop om HEP (DSPIN-09). - Dubna, 2009. - S. 439 . Arkiveret fra originalen den 2. august 2016.
↑ Selvom der ikke siges noget om rumtidens geometri i fremtiden, ved vi ikke, om alle kausale kurver forbliver i , og derfor kan vi ikke sige, om det er et sort hul, og overfladen er en begivenhedshorisont. Men eftersom intet, der sker i det område, der er vist på figuren, påvirkes, kan denne subtilitet normalt ignoreres. $O$ $r=r_{s}$
↑ Den kendte astrofysiker Brian Green nævner Solen som et eksempel på en stjernes kollaps: når den komprimeres til tætheden af et sort hul, vil Solens størrelse i diameter ikke overstige 1 m [54] .

Kilder

↑ Dymnikova I. G. Sorte huller // Physical Encyclopedia. T. 5. Stroboskopiske enheder - Lysstyrke / Kap. udg. A. M. Prokhorov. Ed. Kol.: D. M. Alekseev, A. M. Baldin, A. M. Bonch-Bruevich, etc. - M .: Great Russian Encyclopedia, 1998. - S. 452-459. — 760 s. — ISBN 5-85270-101-7 .
↑ Vladimir Surdin. Sort hul . Encyclopedia Around the World. Hentet 19. maj 2012. Arkiveret fra originalen 23. juni 2012. (ubestemt)
↑ Michael Quinion. Sort hul . Verdensomspændende ord . Hentet 26. november 2009. Arkiveret fra originalen 22. august 2011. (ubestemt)
↑ Black Holes: The Membrane Approach, 1988 , s. 9.
↑ 1 2 Arkiveret kopi . Hentet 20. november 2009. Arkiveret fra originalen 29. juli 2013. (ubestemt)
↑ 1 2 Sergey Popov. Ekstravagante konservative og konservative excentrikere // Trinity Variant: avis. - 27. oktober 2009. - Udgave. 21(40N) . - S. 6-7 . Arkiveret fra originalen den 5. november 2009.
↑ C. Misner, K. Thorne, J. Wheeler. Gravity, bind 3, 1977 , § 33.1. Hvorfor "sort hul"? - S. 78-81.
↑ Michell J. Om midlerne til at opdage afstanden, størrelsen osv. af de faste stjerner, som følge af formindskelsen af hastigheden af deres lys, i tilfælde af at en sådan formindskelse skulle findes at finde sted i nogen af dem, og sådanne andre data skulle fremskaffes fra observationer, som ville være længere nødvendige for det Formål. Af Rev. John Michell, BDFRS I et brev til Henry Cavendish, Esq. FRS og A. S (engelsk) // Philosophical Transactions of the Royal Society . - 1784. - Bd. 74 . - S. 35-57 . - doi : 10.1098/rstl.1784.0008 . - . — . Arkiveret fra originalen den 28. juni 2018.
↑ Alan Ellis . Sorte huller - Del 1 - Historie Arkiveret 6. oktober 2017. // The Astronomical Society of Edinburgh Journal, nr. 39 (sommeren 1999).
↑ 1 2 3 4 5 6 Levin A. Sorte hullers historie // Popular Mechanics. - Fashion Press LLC, 2005. - Nr. 11 . - S. 52-62 . Arkiveret fra originalen den 19. januar 2017.
↑ Landau L. D., Lifshitz E. M. Felteori. - 8. udgave, stereotypisk. — M .: Fizmatlit , 2006 . — 534 s. - ("Teoretisk fysik", bind II). — ISBN 5-9221-0056-4 . — § 91. Krumningstensor.
↑ 1 2 I. D. Novikov, V. P. Frolov. Fysik af sorte huller, 1986 , § 6.1. Sorte huller har ikke hår, s. 112.
↑ 1 2 3 4 Subramanyan Chandrasekhar . Matematisk teori om sorte huller. I 2 bind = Matematisk teori om sorte huller / Oversat fra engelsk af ph.d. n. V. A. Berezina. Ed. d.f.-m. n. D. A. Galtsova. — M .: Mir, 1986.
↑ Newman ET, Couch E., Chinnapared K., Exton A., Prakash A., Torrence RJ Metric of a rotating charged mass // Journal of Mathematical Physics . - 1965. - T. 6 . - S. 918 . - doi : 10.1063/1.1704351 .
↑ Kerr, RP Gravitationsfelt af en spinnende masse som et eksempel på algebraisk specielle målinger // Physical Review Letters. - 1963. - Bd. 11 . - S. 237-238 . - doi : 10.1103/PhysRevLett.11.237 .
↑ Debney GC, Kerr RP og Schild A. Solutions of the Einstein and Einstein-Maxwell Equations // Journal of Mathematical Physics . - 1969. - Bd. 10 . - S. 1842-1854 . - doi : 10.1063/1.1664769 .
↑ For en gennemgang af teorien se for eksempel
Ruffini, Remo; Bernardini, Maria Grazia; Bianco, Carlo Luciano; Caito, Letizia; Chardonnet, Pascal; Dainotti, Maria Giovanna; Fraschetti, Federico; Guida, Roberto; Rotondo, Michael; Vereshchagin, Gregory; Vitagliano, Luca; Xue, She-Sheng. Den sortholske energi og det kanoniske gammastråleudbrud (engelsk) // Kosmologi og tyngdekraft: XIIth Brazilian School of Cosmololy and Gravitation: AIP Conference Proceedings. - 2007. - Bd. 910 . - S. 55-217 .
↑ 1 2 Se: Don N. Side. Evidence Against Astrophysical Dyadospheres // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Vol. 653 . - S. 1400-1409 . Arkiveret fra originalen den 2. august 2016. og links nedenfor.
↑ Markus Heusler. Stationære sorte huller: Uniqueness and Beyond // Levende anmeldelser i relativitetsteorien. - 1998. - Bd. 1 , iss. 6 .
↑ V. I. Eliseev. Schwarzschilds gravitationsfelt i komplekst rum // Introduktion til metoder til teorien om funktioner af en rumlig kompleks variabel . — M .: NIAT, 1990.
↑ Ginzburg V. L. Om fysik og astrofysik. - M., Nauka, 1980. - s. 112
↑ I. D. Novikov, V. P. Frolov. Fysik af sorte huller, 1986 , kapitel 9. Kvanteeffekter i sorte huller. Fødsel af partikler.
↑ Generelle egenskaber ved sorte huller . Hentet 27. april 2012. Arkiveret fra originalen 27. maj 2012. (ubestemt)
↑ C. Misner, K. Thorne, J. Wheeler. Gravity, bind 3, 1977 , § 31.6. Dynamik af Schwarzschild geometri.
↑ William J. Kaufman. Relativitetsteoriens kosmiske grænser, 1981 , kapitel 10. Sorte huller med elektrisk ladning .
↑ Jean-Pierre Luminet. Black Holes: A Popular Introduction Arkiveret fra originalen den 9. november 2007.
↑ 1 2 William J. Kaufman. Relativitetsteoriens kosmiske grænser, 1981 , kapitel 11. Roterende sorte huller ..
↑ C. Misner, K. Thorne, J. Wheeler. Gravity, bind 3, 1977 , supplement 33.2. Kerr-Newman Geometri og det elektromagnetiske felt, ca. 88.
↑ Hawking, SW Sorte huls eksplosioner? (engelsk) // Nature. - 1974. - Bd. 248 , nr. 5443 . - S. 30-31 . - doi : 10.1038/248030a0 . — .
↑ 1 2 Fordamper sorte huller? . einstein online . Max Planck Institute for Gravitational Physics (2010). Hentet 12. december 2010. Arkiveret fra originalen 23. juni 2012. (ubestemt)
↑ Jean-Pierre Luminet. Stoptid, når du krydser begivenhedshorisonten . Sorte huller: En populær introduktion . Astronet . Hentet 3. maj 2012. Arkiveret fra originalen 27. maj 2012. (ubestemt)
↑
Under kollapset ville objektet kun udsende et begrænset antal fotoner, før det krydsede begivenhedshorisonten. Disse fotoner ville være fuldstændig utilstrækkelige til at give al information om det kollapsende objekt. Dette betyder, at der i kvanteteorien ikke er nogen måde, hvorpå en ekstern observatør kan bestemme tilstanden af et sådant objekt ( The Nature of Space and Time Archived May 15, 2017. ).
↑ I. D. Novikov, V. P. Frolov. Fysik af sorte huller, 1986 , § 9.1. Kvanteeffekternes rolle i sorte huls fysik, s. 192.
↑ C. Misner, K. Thorne, J. Wheeler. Gravity, bind 3, 1977 , § 33.1. Hvorfor "sort hul"?
↑ R. Dijkgraaf , E. Verlinde , H. Verlinde (1997) " 5D sorte huller og matrixstrenge arkiveret 30. august 2021 på Wayback Machine " (engelsk) .
↑ 1 2 Gross, David. Kommende revolutioner inden for grundlæggende fysik. Arkiveret fra originalen den 6. august 2013. Projekt "Elementer", det andet offentlige foredrag om fysik (25.04.2006).
↑ Sorte huller. Svar fra strengteori . Astronet . Dato for adgang: 18. oktober 2009. Arkiveret fra originalen den 22. august 2011. (ubestemt)
↑ Susskind, 2008 , s. 391.
↑ Ekstreme sorte huller inden for rammerne af sorte huls termodynamik har nul temperatur og fordamper ikke - der er ingen Hawking-stråling fra dem .
↑ Susskind, 2008 , s. 393.
↑ Roman Georgiev. Strengteori og sorte huller // Computerra-Online. — 1. februar 2005. Arkiveret fra originalen den 28. november 2012. - fra den originale kilde 28-11-2012.
↑ William J. Kaufman. Relativitetsteoriens kosmiske grænser, 1981 , kapitel 14. Hvide huller og partiklernes fødsel .
↑ Ordliste Arkiveret 16. april 2014.
↑ En fysiker tabte universet i et sort hul matryoshka Arkiveret 6. juli 2017.
↑ I. D. Novikov, V. P. Frolov. Fysik af sorte huller. - M .: Nauka, 1986. - 328 s., s. 25-27
↑ Genoplivelsen af hvide huller som små pandehår // Ny astronomi. — 2012-2. - T. 17 , no. 2 . - S. 73-75 . - doi : 10.1016/j.newest.2011.07.003 . Arkiveret fra originalen den 11. august 2020.
↑ Leonid Popov. Israelerne fandt et hvidt hul (utilgængeligt link) (27. maj 2011). Hentet 3. maj 2012. Arkiveret fra originalen 27. maj 2012. (ubestemt)
↑ S. B. Popov, M. E. Prokhorov. Dannelsen af sorte huller . Astronet . Hentet 2. juni 2012. Arkiveret fra originalen 17. oktober 2008. (Russisk)
↑ 1 2 3 I. D. Novikov, V. P. Frolov. Fysik af sorte huller, 1986 , § 13.3. Hvad er der tilbage af kvantehenfaldet af et sort hul?
↑ I. D. Novikov, V. P. Frolov. § 3.1 // Sorte huller i Universet . UFN 171 307-324, 2001.
↑ Jean-Pierre Luminet. Astrofysik af sorte huller . Sorte huller: En populær introduktion . Astronet . Dato for adgang: 2. juni 2012. Arkiveret fra originalen den 28. april 2009. (ubestemt)
↑ B.-J. Carr, S.-B. Giddings. Kvante sorte huller = Scientific American. 2005, maj, 48-55. // Abbr. om. fra engelsk. A. V. BERKOVA Fysik: tidsskrift. - Første september 2008. - Udgave. 13 . Arkiveret fra originalen den 29. juli 2013. (Russisk)
↑ Surfer i et sort hul (link utilgængeligt) . European Southern Observatory (16. oktober 2002). Hentet 19. maj 2012. Arkiveret fra originalen 23. juni 2012. (ubestemt) (Engelsk)
↑ Grøn, 2021 , Ødelæggelse af ekstreme sorte huller.
↑ 'Dødsspiral' omkring et sort hul giver spændende beviser på en begivenhedshorisont (engelsk) (11. januar 2001). Dato for adgang: 24. januar 2010. Arkiveret fra originalen 22. august 2011.
↑ Gravitationsbølger opdaget, bekræfter Einsteins teori - The New York Times Arkiveret 11. februar 2016.
↑ Fysisk. Rev. Lett. 116, 061102 (2016) - Observation af gravitationsbølger fra en binær sort hul-fusion . Hentet 26. juni 2020. Arkiveret fra originalen 11. februar 2016. (ubestemt)
↑ Forskere annoncerer opdagelsen af gravitationsbølger - Gazeta. En Arkiveret 13. februar 2016.
↑ Astronomer beviser: sorte huller "spiser" virkelig stjerner Arkiveret den 8. maj 2008.
↑ Vasily Golovnin. Forskere fra Japan og USA formåede for første gang i historien at fastsætte dødsøjeblikket for en stjerne . ITAR-TASS (25. august 2011). Hentet 25. august 2011. Arkiveret fra originalen 3. februar 2012. (ubestemt)
↑ Astronomer vejer et rovhul i stjernebilledet Draco . Lenta.ru (25. august 2011). Hentet 25. august 2011. Arkiveret fra originalen 3. oktober 2011. (ubestemt)
↑ Et tredobbelt system med blotte øjne med et ikke-tilvækst sort hul i det indre binære arkiv Arkiveret 6. maj 2020 på Wayback Machine // Astronomy&Astrophysicsmanuscript no. 38020korr. 28. april 2020
↑ Frost AJ et al. HR 6819 er et binært system uden sort hul Astronomi & Astrofysik. 2022. V. 659 (marts 2022). L3 DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/202143004
↑ Jayasinghe T. et al. A Unicorn in Monoceros: den 3M⊙ mørke følgesvend til den lyse, nærliggende røde kæmpe V723 Mon er en ikke-interagerende sort hul-kandidat med massegab Arkiveret 23. april 2021 på Wayback Machine , 26. marts 2021
↑ Laura Arenschield . Sort hul er tættest på Jorden, blandt de mindste nogensinde opdaget Arkiveret 22. april 2021 på Wayback Machine 21. april 2021
↑ Et monster sort hul blev fundet i Jordens "baghave": det er meget tæt på vores planet
↑ Clandestine Black Hole kan repræsentere ny befolkning arkiveret 1. juli 2016.
↑ Miller-Jones, JAC; jonker; Dhawan. Den første nøjagtige parallakseafstand til et sort hul // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 2009. - Vol. 706 , nr. 2 . — P.L230 . - doi : 10.1088/0004-637X/706/2/L230 . - . - arXiv : 0910.5253 .
↑ Friedrich W. Hehl, Claus Kiefer, Ralph JK Metzler (red.) Sorte huller: teori og observation (Proceedings of the 179th WE Heraeus Seminar afholdt i Bad Honnef, Tyskland, 18.–22. august 1997) / Springer, 1998. Lecture Notes i fysik 514. ISBN 3-540-65158-6 .
↑ Supermassive sorte huller er endnu mere massive . Lenta.ru (9. juni 2009). Dato for adgang: 14. august 2010. Arkiveret fra originalen 2. januar 2011. (ubestemt)
↑ Texas-astronomer opdager mærkeligt massivt sort hul i Mælkevejens satellitgalakse Arkiveret 12. december 2021 på Wayback-maskinen 1. december 2021
↑ Zeldovich Ya. B., Novikov I. D. Relativistisk astrofysik. Moskva: Nauka, 1967
↑ I. D. Novikov, V. P. Frolov. Fysik af sorte huller, 1986 , § 13.1. Primordiale sorte huller..
↑ The Amazing History of Black Holes: The End of Star Destiny . Hentet 27. april 2012. Arkiveret fra originalen 4. oktober 2015. (ubestemt)
↑ 1 2 V. A. Berezin. Om kvantegravitationskollaps og kvantesorte huller. — Afsnit 2.4. Kvantiseret massespektrum // Fysik af elementarpartikler og atomkerne . - 2003. - T. 34 , no. 7 . - S. 48-111 . — ISSN 1814-7445 . Arkiveret fra originalen den 1. juni 2012. (Russisk)
↑ Elementer: Ingen mikroskopiske sorte huller synlige ved LHC . Hentet 27. april 2012. Arkiveret fra originalen 27. maj 2012. (ubestemt)
↑ FRASER CAIN. Finde alle de sorte huller (8. september 2006). Hentet 3. maj 2012. Arkiveret fra originalen 27. maj 2012. (ubestemt)
↑ Wald, 1984 , s. 124-125.
↑ 1 2 Kormendy J., Richstone D. Inward Bound – The Search of Supermassive Black Holes in Galactic Nuclei // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - Årlige anmeldelser , 1995. - Vol. 33 . — S. 581 .
↑ Sh. Doeleman et al. Begivenhed-horisont-skala struktur i det supermassive sorte hul-kandidat ved Galactic Center // Nature . - 2008. - Bd. 455 , nr. 7209 . - S. 78-80 . - doi : 10.1038/nature07245 . — . — PMID 18769434 .
↑ Harms, Richard J.; Ford, Holland C.; Tsvetanov, Zlatan I.; Hartig, George F.; Dressel, Linda L.; Kriss, Gerard A.; Bohlin, Ralph; Davidsen, Arthur F.; Margon, Bruce; Kochhar, Ajay K. HST FOS-spektroskopi af M87: Beviser for en skive af ioniseret gas omkring et massivt sort hul // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Vol. 435 , nr. 1 . -P.L35- L38 .
↑ Greenhill, L.J.; Jiang, D.R.; Moran, JM; Reid, MJ; Lo, K.Y.; Claussen, MJ Detektion af en subparsec-diameterskive i kernen af NGC 4258 // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1995. - Vol. 440 . — S. 619 .
↑ Eckart, A.; Genzel, R. Observationer af stjernernes egenbevægelser nær Galactic Center // Nature . - 1996. - Bd. 383 . - S. 415-417 .
↑ Martins, F.; Gillessen, S.; Eisenhauer, F.; Genzel, R.; Ott, T.; Trippe, S. On the Nature of the Fast Moving Star S2 in the Galactic Center // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2008. - Vol. 672 . -P.L119 - L122 .
↑ Schödel, R.; Merritt, D.; Eckart, A. Mælkevejens nukleare stjernehob: egenbevægelser og masse // Astronomi og astrofysik . - EDP Sciences , 2009. - Vol. 502 . - S. 91-111 .
↑ 1 2 Gillessen, S.; Eisenhauer, F.; Trippe, S.; Alexander, T.; Genzel, R.; Martins, F.; Ott, T. Overvågning af stjernernes kredsløb omkring det massive sorte hul i det galaktiske center // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2008. - Vol. 692 . - S. 1075-1109 .
↑ R. Genzel, R. Schödel, T. Ott, F. Eisenhauer, R. Hofmann og M. Lehnert. The Stellar Cusp omkring det supermassive sorte hul i Galactic Center // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 594 . - s. 812-832 . - doi : 10.1086/377127 .
De nye orbitaldata udelukker nu definitivt en mørk klynge af astrofysiske objekter (f.eks. neutronstjerner) eller en kugle af 10-60 keV fermioner som mulige konfigurationer af den centrale massekoncentration. Den eneste ikke-sort hul-konfiguration er en kugle af hypotetiske, tunge bosoner, som dog ikke ville være stabile. Gravitationspotentialet i det centrale lysår i det galaktiske center er således næsten helt sikkert domineret af et massivt sort hul forbundet med Sgr A*.
↑ Neil Gerels, Steven Bradley Senko How to Swallow the Sun Arkiveret 7. juli 2017. // I videnskabens verden . - 2017. - Nr. 5-6. - S. 102-111.
↑ Kazunori Akiyama, Antxon Alberdi5, Walter Alef6, Keiichi Asada, Rebecca Azulay, Anne-Kathrin Baczko, David Ball, Mislav Baloković, John Barrett Resultater af første M87 Event Horizon Telescope. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole Arkiveret 24. april 2019 på Wayback Machine The Event Horizon Telescope Collaboration, // The Astrophysical Journal , Udgivet 2019 10. april 2019. The American Astronomical Society.
↑ Alexey Poniatov. Billede af et sort hul: hvad astronomer faktisk fik // Videnskab og liv . - 2019. - Nr. 5 . - S. 18-26 . (Russisk)
↑ Astronomer modtog det første foto af "skyggen" af et sort hul Arkivkopi af 10. april 2019 på Wayback Machine // RIA Novosti , 04/10/2019
↑ Forskere har set et sort hul for første gang. Hvad vil det give menneskeheden? Arkiveret 16. april 2019 på Wayback Machine // Lenta. Ru , 14. april 2019
↑ Astrofysikere afslører de første billeder af sort hul . RBC (10. april 2019). Hentet 10. april 2019. Arkiveret fra originalen 10. april 2019. (ubestemt)
↑ [Et hidtil uset foto af et sort hul blev opnået] // Lenta. Ru , 8. april 2020
↑ William J. Kaufman. Struktur af roterende sorte huller, Kerr-løsning . Astronet (1977, oversættelse 1981). Hentet 3. maj 2012. Arkiveret fra originalen 27. maj 2012. (ubestemt)
↑ I. D. Novikov, V. P. Frolov. Fysik af sorte huller, 1986 , kapitel 12. Intern struktur af sorte huller..
↑ Sergey Popov. Ekstravagante konservative og konservative excentrikere // Trinity Variant: avis. - 27. oktober 2009. - Udgave. 21(40N) . - S. 6-7 . Arkiveret fra originalen den 29. juli 2013.
↑ Black Holes: The Membrane Approach, 1988 , Ch. VI og VII..
↑ Forskningscenter ved Moscow State University. Sort hul kollisionssimulering og gravitationsbølgeforskning . Hentet 3. maj 2012. Arkiveret fra originalen 27. maj 2012. (ubestemt)
↑ K. Torn. Tidens sorte huller og folder, 2009 , Ch. fjorten.
↑ F. Belgiorno, S. L. Cacciatori, M. Clerici. Hawking-stråling fra ultrakorte laserpulsfilamenter . – 2010.
↑ Alexander Budik. Hawking-stråling blev opnået for første gang . 3DNews (28. september 2010). Hentet 9. oktober 2010. Arkiveret fra originalen 4. oktober 2010. (ubestemt)
↑ Kerr sorte huller hjalp fysikere med at veje fotoner Arkiveret 3. oktober 2012.
↑ I. D. Novikov, V. P. Frolov. Fysik af sorte huller, 1986 , § 13.4. Elementære sorte huller (maximoner). Virtuelle sorte huller og skumstruktur af rum-tid..
↑ Black Holes: The Membrane Approach, 1988 , s. 5.
↑ I. D. Novikov, V. P. Frolov. Fysik af sorte huller, 1986 , s. 271.
↑ Tilvækst . "Physical Encyclopedia " / Phys.Web.Ru. Astronet . Hentet 1. juni 2012. Arkiveret fra originalen 6. december 2010. (Russisk)
↑ Accretion / G. S. Bisnovaty-Kogan // Space Physics: Little Encyclopedia / Editorial Board: R. A. Sunyaev (Chief ed.) og andre - 2. udg. - M .: Soviet Encyclopedia , 1986. - S. 115-117. — 783 s. — 70.000 eksemplarer.
↑ I. D. Novikov, V. P. Frolov. Fysik af sorte huller, 1986 , s. 99.
↑ I. D. Novikov, V. P. Frolov. Fysik af sorte huller, 1986 , s. 132.
↑ I. D. Novikov, V. P. Frolov. Fysik af sorte huller, 1986 , s. 151.
↑ I. D. Novikov, V. P. Frolov. Fysik af sorte huller, 1986 , s. 267.
↑ I. D. Novikov, V. P. Frolov. Fysik af sorte huller, 1986 , s. 291.

Litteratur

C. Mizner, K. Thorne, J. Wheeler. Tyngdekraft. - Mir, 1977. - T. 3. - 512 s.
I. D. Novikov, V. P. Frolov. Fysik af sorte huller. — M .: Nauka, 1986. — 328 s.
Sorte huller: Membranparadigmet / Red. K. Thorne , R. Price og D. McDonald. — Trans. fra engelsk. — M .: Mir, 1988. — 428 s. — ISBN 5030010513 .
Robert M. Wald . Generel relativitet . - University of Chicago Press, 1984. - ISBN 978-0-226-87033-5 .
A. M. Cherepashchuk. Sorte huller i universet. - Century 2, 2005. - 64 s. — (Videnskab i dag). - 2500 eksemplarer. — ISBN 5-85099-149-2 .
K. Thorn . Sorte huller og tidens folder. Einsteins dristige arv. - M .: Statens forlag for fysisk og matematisk litteratur, 2009.
I. D. Novikov, V. P. Frolov. Sorte huller i universet // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Det russiske videnskabsakademi , 2001. - T. 131 , nr. 3 . - S. 307-324 . Arkiveret fra originalen den 31. marts 2007. (Russisk)
William J. Kaufman. Relativitetsteoriens kosmiske grænser . — M .: Mir, 1981. — 352 s.
Yu. I. Koptev og S. A. Nikitin. Plads: Samling. Videnskabelig - populærlitteratur. - M. : Det. lit., 1976. - 223 s.
D. A. Kirzhnits , V. P. Frolov. Universets fortid og fremtid. - M. : Nauka, 1986. - 61 s.
L. Brillouin. Videnskab og informationsteori. — M .: GIFML, 1960.
S. Kh. Karpenkov. Begreber af moderne naturvidenskab. - M . : Højere. skole, 2003.
Leonard Susskind. Det sorte huls krig: min kamp med Stephen Hawking for at gøre verden sikker for kvantemekanik. - Back Bay Books, 2008. - VIII + 472 s.
Brian Grøn. For evigt og altid. Bevidsthed, stof og søgen efter mening i et foranderligt univers = Brian Greene. Indtil tidens ende: Sind, materie og vores søgen efter mening i et udviklende univers.. - M. : Alpina faglitteratur, 2021. - 548 s. - ISBN 978-5-00139-343-6 .

Links

Sorte huller Arkiveret 27. april 2009 på Wayback Machine // Encyclopedia of Physics
W. J. Kaufman . The Cosmic Frontiers of Relativity Arkiveret 3. april 2005 på Wayback Machine
Price, Richard; Creighton, Teviet. Sorte huller // Scholarpedia . - 2008. - V. 3 , nr. 1 . - S. 4277 . doi : 10.4249 /scholarpedia.4277 . - .
Gallo, Elena; Marolf, Donald. Ressourcebogstav BH-2: Sorte huller // American Journal of Physics : tidsskrift. - 2009. - Bd. 77 , nr. 4 . - S. 294-307 . - doi : 10.1119/1.3056569 . — . - arXiv : 0806.2316 .

Tematiske steder

Åbn mappe

Ordbøger og encyklopædier

I bibliografiske kataloger
BNE : XX528239 BNF : 11933630s GND : 4053793-6 J9U : 987007283120105171 LCCN : sh85014574 NDL : 00561056 NKC : ph128097 SUDOC : 027253430

Sorte huller

Typer

Dimensioner

Uddannelse

Ejendomme

Modeller

teorier

Præcise løsninger i generel relativitetsteori

Schwarzschild
Kerra
Reisner-Nordström
Kerr-Newman
Præcis sort hul-løsning

relaterede emner

Liste over sorte huller
- Liste over kvasarer
Kronik om sorte huls fysik
RXTE
Hyperkompakt stjernesystem
singularitetsreaktor
Numerisk relativitet
Gravitationsbølger

Kategori:Sorte huller

Stjerner
Klassifikation	Hypergiganter supergiganter Lyse kæmper Kæmper Undergiganter Hovedsekvensstjerner (dværge) underdværge hvide dværge hyperhastighedsstjerner variable stjerner
Substellære objekter	brun dværg subbrun dværg Planetar
Udvikling	Dannelse protostjerne Stjerne til hovedsekvens Hovedsekvens Subgiant gren Rød kæmpe gren vandret gren rød fortykkelse blå sløjfe Asymptotisk gren af kæmper planetarisk tåge supernova hvid dværg blå dværg neutronstjerne Sort hul
Nukleosyntese	Proton-proton cyklus CNO cyklus helium flash Tredobbelt heliumreaktion Brændende kulstof kulstofdetonation neon brændende brændende ilt Silicium brændende s-proces r-proces p-proces rp proces alfa proces
Struktur	Nucleus konvektiv zone strålende zone stjernestemning Fotosfære Kromosfære krone Vind Et magnetfelt
Ejendomme	Absolut størrelse metallicitet Farveindeks Korrekt bevægelse Spektral klasse Effektiv temperatur
Beslægtede begreber	Helt sort krop Hertzsprung-Russell diagram Stjerneforeninger stjernesystemer stjernehobe planetsystemer Fraunhofer linjer
Stjernelister	Den mest massive Den største Den lyseste med den højeste lysstyrke Den nærmeste brune dværge Egne navne på stjerner