РЕЗЮМЕ - Черные дыры

Черная дыра -- область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть ее не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света.

Граница этой области называется горизонтом событий, а ее характерный размер -- гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной черной дыры он равен радиусу Шварцшильда, где c -- скорость света, M -- масса тела, G -- гравитационная постоянная.

Теоретически возможность существования таких областей пространства-времени следует из некоторых точных решений уравнений Эйнштейна, первое из которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году. Точный изобретатель термина неизвестен, но само обозначение было популяризовано Джоном Арчибальдом Уилером и впервые публично употреблено в популярной лекции "Наша Вселенная: известное и неизвестное (Our Universe: the Known and Unknown)" 29 декабря 1967 года. Ранее подобные астрофизические объекты называли "сколлапсировавшие звезды" или "коллапсары" (от англ. collapsed stars), а также "застывшие звезды" (англ. frozen stars).

Изображение, полученное с помощью телескопа "Хаббл": Активная галактика M87. В ядре галактики, предположительно, находится черная дыра. На снимке видна релятивистская струя длиной около 5 тысяч световых лет

Вопрос о реальном существовании черных дыр тесно связан с тем, насколько верна теория гравитации, из которой их существование следует. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтвержденной экспериментально, является общая теория относительности (ОТО), уверенно предсказывающая возможность образования черных дыр, но их существование возможно и в рамках других (не всех) моделей (см.: Альтернативные теории гравитации). Поэтому наблюдательные данные анализируются и интерпретируются, прежде всего, в контексте ОТО, хотя, строго говоря, эта теория не является экспериментально подтвержденной для условий, соответствующих области пространства-времени в непосредственной близости от черных дыр звездных масс. Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования черных дыр, в том числе и в этой статье ниже, строго говоря, следует понимать в смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и массивных, а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно интерпретировать как черные дыры общей теории относительности.

Кроме того, черными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие данному выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам к такой черной дыре -- например, это могут быть коллапсирующие звезды на поздних стадиях коллапса. В современной астрофизике этому различию не придается большого значения, так как наблюдательные проявления "почти сколлапсировавшей" ("замороженной") звезды и "настоящей" ("извечной") черной дыры практически одинаковы. Это происходит потому, что отличия физических полей вокруг коллапсара от таковых для "извечной" черной дыры уменьшаются по степенным законам с характерным временем порядка гравитационного радиуса, деленного на скорость света.

Согласно теореме Биркхофа, гравитационное поле любого сферически симметричного распределения материи вне ее дается решением Шварцшильда. Поэтому слабо вращающиеся черные дыры, как и пространство-время вблизи Солнца и Земли, в первом приближении тоже описываются этим решением.

Две важнейшие черты, присущие черным дырам в модели Шварцшильда -- это наличие горизонта событий (он по определению есть у любой черной дыры) и сингулярности, которая отделена этим горизонтом от остальной Вселенной.

Решением Шварцшильда точно описывается изолированная невращающаяся, незаряженная и не испаряющаяся черная дыра (это сферически симметричное решение уравнений гравитационного поля (уравнений Эйнштейна) в вакууме). Ее горизонт событий -- это сфера, радиус которой, определенный из ее площади по формуле S = 4рr2, называется гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда.

Все характеристики решения Шварцшильда однозначно определяются одним параметром -- массой. Так, гравитационный радиус черной дыры массы M равен, где G -- гравитационная постоянная, а c -- скорость света. Черная дыра с массой, равной массе Земли, обладала бы радиусом Шварцшильда в 9 мм (то есть Земля могла бы стать черной дырой, если бы кто-либо смог сжать ее до такого размера). Для Солнца радиус Шварцшильда составляет примерно 3 км.

Объекты, размер которых наиболее близок к своему радиусу Шварцшильда, но которые еще не являются черными дырами, -- это нейтронные звезды.

Можно ввести понятие "средней плотности" черной дыры, поделив ее массу на "объем, заключенный под горизонтом событий".

Средняя плотность падает с ростом массы черной дыры. Так, если черная дыра с массой порядка солнечной обладает плотностью, превышающей ядерную плотность, то сверхмассивная черная дыра с массой в 109 солнечных масс (существование таких черных дыр подозревается в квазарах) обладает средней плотностью порядка 20 кг/м?, что существенно меньше плотности воды! Таким образом, черную дыру можно получить не только сжатием имеющегося объема вещества, но и экстенсивным путем, накоплением огромного количества материала.

Для более точного описания реальных черных дыр необходим учет наличия момента импульса. Кроме того, малые, но концептуально важные добавки для черных дыр астрофизических масс -- излучение Старобинского и Зельдовича и излучение Хокинга -- следуют из квантовых поправок. Учитывающую это теорию (то есть ОТО, в которой правая часть уравнений Эйнштейна есть среднее по квантовому состоянию от тензора энергии-импульса) обычно называют "полуклассической гравитацией". Представляется, что для очень малых черных дыр эти квантовые поправки должны стать определяющими, однако это точно не известно, так как отсутствует непротиворечивая модель квантовой гравитации.

Похожие статьи




РЕЗЮМЕ - Черные дыры

Предыдущая | Следующая