Был мәҡәлә һайланған мәҡәләләр исемлегенә керә

Ҡара упҡын

Википедия — ирекле энциклопедия мәғлүмәте
Унда күсергә: төп йүнәлештәр, эҙләү
«Хаббл» телескопы аша алынған һүрәт: әүҙем M87 галактикаһы. Галактика ядроһында ҡара упҡын бар тип фараз ителә. Һүрәттә 5 мең яҡтылыҡ йылы оҙонлоғондағы релятивистик ағым күренә.

Ҡара упҡын — арауыҡ-ваҡыттағы өлкә, гравитацион тартыу көсө шул тиклем ҙур, унан хатта яҡтылыҡ тиҙлеге менән хәрәкәт иткән объекттар ҙа, шул иҫәптән яҡтылыҡтың үҙенең кванттары ла, ысҡынып китә алмай. Был өлкәнең сиктәре — ваҡиғалар горизонты тип, ә үлсәме гравитация радиусы тип атала. Ҡара упҡындың сфераһы симметриялы булған иң ябай осраҡта ул Шварцшильд радиусына тиң.

Теоретик яҡтан, бындай арауыҡ-ваҡыт өлкәләре булыу ихтималлығы Эйнштейн тигеҙләмәләренең аныҡ сиселештәренән килеп сыға, уларҙың беренсеһе[1] 1915 йылда Карл Шварцшильд тарафынан сығарыла. Ҡара упҡын тигән терминды кем тапҡаны билдәле түгел[2], ләкин уны Джон Арчибальд Уилер тарата, тәүләп «Беҙҙең Ғаләм: билдәле һәм билдәһеҙ яҡтары» тигән 1967 йылғы популяр лекцияла ҡуллана. Әүәле бындай астрофизик объекттарҙы «коллапсланған йондоҙҙар» или «коллапсарҙар» (ингл. collapsed stars тигәндән), шулай уҡ «ҡатҡан йондоҙҙар» (ингл. rozen stars) тип тә йөрөтәләр.[3]

Ҡара упҡындар бармы-юҡмы, тигән һорауға яуап гравитация теорияһының ни тиклем дөрөҫ булыуына бәйләнгән. Хәҙерге физикала эксперименталь рәүештә иң һәйбәт иҫбатланған стандарт гравитация теорияһы булып дөйөм сағыштырмалыҡ теорияһы (ДСТ) тора, ул ҡара упҡындар яһалыу ихтималлығын ышанырлыҡ итеп фаразлай ҙа инде. Шунлыҡтан күҙәтелеүсе бирелмәләр бөтәһенән элек дөйөм сағыштырмалыҡ теорияһы эсендә анализлана, аңлатыла, хәйер, был теория ҡара упҡындарға иң яҡын торған йондоҙ массаларына тап килгән арауыҡ-ваҡыт шарттары өсөн эксперименталь раҫланмаған (ләкин үтә ҙур ҡара упҡындар өсөн раҫланған).[4] Шунлыҡтан ҡара упҡындар барлығы тураһындағы раҫлауҙарҙы, шул иҫәптән был мәҡәләлә лә, уларҙы дөйөм сағыштырмалыҡ теорияһының ҡара упҡыны тип һанарға нигеҙ биреүсе һыҙаттарға эйә булған тығыҙ һәм бик ҙур күләмле астрономик объекттар барлығын раҫлау тип ҡабул итергә кәрәк.[4]

Бынан тыш, үрҙә бирелгән билдәләмәгә теүәл тап килеп бөтмәгән, ә бары тик үҙенсәлектәре буйынса ҡара упҡынға бер аҙ оҡшаш булған объекттарҙы, мәҫәлән, коллапстың һуңғы стадияһындағы коллапсланыусы йондоҙҙарҙы ла ҡара упҡын тип йөрөтәләр. Хәҙерге астрофизикала был айырмаға ҙур әһәмиәт бирелмәй,[5] сөнки «коллапсланған тиерлек» («туңған») йондоҙ менән «ысын» («мәңгелек») ҡара упҡындың күҙәтелеүсе билдәләре бер төрлө. Бының сәбәбе шунда: коллапсар әйләнәһендәге физик ҡырҙар менән «мәңгелек» ҡара упҡын әйләнәһендәге физик ҡырҙар араһындағы айырма гравитация радиусының яҡтылыҡ тиҙлегенә бүлендеге тәртибендә кәмей бара.[6]

Ҡара упҡын барлыҡҡа килеүҙең 4 сценарийы бар, икеһе ысынға яҡын: етерлек ҙур массалы йондоҙҙоң гравитацион коллапсы (ҡыҫылыуы); галактиканың үҙәк өлөшөнөң йәки протогалактик газдың коллапсы; һәм икеһе фараз ителә: ҡара упҡындарҙың Ҙур Шартлау булғас та яһалғанлығы (беренсел ҡара упҡындар); юғары энергияларҙың ядро реакцияларында барлыҡҡа килеү.

Ҡара упҡындар тураһындағы фаразламалар тарихы[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Мичеллдың «ҡара йондоҙо» (1784—1796)[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Гравитацион тартыу көсө бик ҙур булған [хатта был тартыу көсөн еңерлек тиҙлек (икенсе космик тиҙлек) яҡтылыҡ тиҙлегенә тиң йә унан юғарыраҡ] ҙур массалы есем концепцияһы тәү башлап 1784 йылда Джон Мичеллдың Королева йәмғиәтенә яҙған хатында әйтелә. Был хатта хисаплап күрһәтелеүенсә, радиусы 500 Ҡояштыҡына һәм тығыҙлығы Ҡояштыҡына тиң есемдең өҫтөндәге икенсе космик тиҙлек яҡтылыҡ тиҙлегенә тиң була[7]. Шулай итеп, яҡтылыҡ был есемдән ысҡынып китә алмай һәм был есем күҙгә күренмәҫ була[8]. Мичелл фаразлауынса, космоста күҙәтеп булмай торған бындай объекттарҙың бик күп булыуы ихтимал. 1796 йылда Лаплас был идея тураһында фекер алышыуҙы «Exposition du Systeme du Monde» тигән хеҙмәтенә индерә, ләкин артабанғы баҫмаларҙа ул төшөрөп ҡалдырыла. Шуға ҡарамаҫтан, нәҡ Лаплас арҡаһында был фекер билдәле була[8].

Мичеллдан Шварцшильдҡаса (1796—1915)[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

XIX быуат буйына ҙур массалы булыуы арҡаһында күренмәй торған есемдәр идеяһы ғалимдарҙы ҡыҙыҡһындырмай. Сөнки классик физикала яҡтылыҡ тиҙлеге фундаменталь әһәмиәткә эйә түгел. Ләкин XIX б. аҙағы — XX б. башында шул асыҡлана: Дж. Максвелл тарафынан төҙөлгән электродинамика закондары, бер яҡтан, бөтә инерциаль хисаплау системаларында үтәлә, икенсе яҡтан, Галилей үҙгәртеүҙәренә ҡарата инвариантлы булып тора. Был бер инерциаль хисаплау системаһынан икенсеһенә күсеү тураһында физикала барлыҡҡа килгән күҙаллауҙарҙың төҙәтмәләр индереүгә мохтаж булыуын аңлата.

Электродинамиканы артабан үҫтереү барышында Г. Лоренц тарафынан арауыҡ-ваҡыт координаталарын үҙгәртеүҙең яңы системаһы (бөгөн улар Лоренц үҙгәртеүҙәре тип йөрөтөлә) тәҡдим ителә, уларға ҡарата Максвелл тигеҙләмәләре инвариантлы булып ҡала. Лоренц идеяларын үҫтереп, А. Пуанкаре был үҙгәртеүҙәргә ҡарата башҡа физика закондарының да инвариантлы булыуын фаразлай.

1905 йылда А. Эйнштейн Лоренц менән Пуанкаре концепцияларын үҙенең махсус сағыштырмалыҡ теорияһында (МСТ) ҡуллана, унда инерциаль хисаплау системаларының үҙгәреү законының роле Галилей үҙгәреүҙәренән Лоренц үҙгәреүҙәренә күсерелә. Классик (Галилейса инвариантлы) механика Лоренцса инвариантлы релятивистик яңы механикаға алмаштырыла. Һуңғыһында яҡтылыҡ тиҙлеге физик есем эйә була ала торған сикке тиҙлек итеп алына, был иһә теоретик физикала ҡара упҡындарҙың әһәмиәтен тамырҙан үҙгәртә.

Ләкин Ньютондың тартылыш теорияһы (иң башта ҡара упҡындар теорияһы шуға нигеҙләнә) Лоренцса инвариантлы булмай. Шунлыҡтан ул яҡтылыҡтыҡына яҡын йә яҡтылыҡ тиҙлеге менән хәрәкәт итеүсе есемдәргә ҡарата ҡулланыла алмай. Был етешһеҙлектән азат булған релятивистик тартылыш теорияһы нигеҙҙә Эйнштейн тарафынан барлыҡҡа килтерелә (ул уны 1915 йылға эшләп бөтә) һәм дөйөм сағыштырмалыҡ теорияһы (ДСТ) тигән атама ала[8]. Хәҙерге астрофизик ҡара упҡындар теорияһы нәҡ шуға ниҙеләнә[5].

ДСТ үҙенең һыҙаттары буйынса геометрик теория булып тора. Уға ярашлы, гравитация ҡыры — арауыҡ-ваҡыт кәкрәйеүе сағылышы (шулай итеп, ул псевдоримандыҡы булып тора, ә махсус сағыштырмалыҡ теорияһындағыса псевдоевклидтыҡы түгел). Арауыҡ-ваҡыт кәкрелегенең унда булған массалар таралыуы һәм хәрәкәте менән бәйләнеше теорияның төп тигеҙләмәләре — Эйнштейн тигеҙләмәләре менән бирелә.

Ҡара упҡындар өсөн Эйнштейн тигеҙләмәләренең сиселештәре[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Ҡара упҡындар локаль һәм ярайһы уҡ йыйнаҡ нәмә булғанлыҡтан, уларҙың теорияһын эшләгәндә ғәҙәттә космологик даими дәүмәлде һанға һуҡмайҙар сөнки уның эффекттары бындай күләмдәр өсөн үтә бәләкәй. Ул сағында ДСТ сиктәрендә ҡара упҡындар өсөн стационар сиселештәр өс параметр менән генә һүрәтләнә: масса (M), импульс мәле (L) һәм электр заряды (Q), улар иһә коллапс ваҡытында ҡара упҡында булған йәки уға һуңынан төшкән есемдәр һәм яҡтылыҡ сығанаҡтары билдәләренән хасил була (әгәр тәбиғәттә магнитлы монополиялар булһа, ҡара упҡындарҙың шулай уҡ магнит зарядына ла (G) эйә булыуы ихтимал[9], ләкин әлегә ундай киҫәксәләр тап ителмәгән). Бөтә ҡара упҡындар ҙа тыштан бер ниндәй ҙә тәьҫир булмағанда стационарға әйләнергә ынтыла, был күп физик-теоретиктар тарафынан иҫбатланды, айырыуса Нобель премияһы лауреаты Субраманьян Чандрасекарҙың өлөшө ҙур[10]. Етмәһә, тышҡы тәьҫиргә дусар булмаған ҡара упҡындың үрҙә әйтелгән өсәүҙән башҡа билдәләре булыуы мөмкин түгел, тип иҫәпләнелә. Уилерҙың образлы әйтеүенсә: «Ҡара упҡындың сәсе булмай»[9].

Тәғәйен һүрәтләнешле ҡара упҡындар өсөн Эйнштейн тигеҙләмәләре сиселештәре:

ҠУ һүрәтләнеше Әйләнмәй Әйләнә
Зарядһыҙ Шварцшильд

сиселеше

Керр

сиселеше

Зарядлы Рейснер — Нордстрём

сиселеше

Керр — Ньюмен

сиселеше

  • Шварцшильд сиселеше (1916 йыл, Карл Шварцшильд) — әйләнмәүсе һәм электр зарядһыҙ симметрик сфералы ҡара упҡын өсөн статик сиселеш.
  • Рейснер — Нордстрём сиселеше (1916 йыл, Ганс Рейснер һәм 1918 йыл, Гуннар Нордстрём) — зарядлы, ләкин әйләнмәүсе симметрик сфералы ҡара упҡын өсөн статик сиселеш.
  • Керр сиселеше (1963 йыл, Рой Керр) — әйләнеүсе, ләкин зарядһыҙ ҡара упҡын өсөн үҙәккә симметриялы стационар сиселеш.
  • Керр — Ньюмен сиселеше (1965 йыл, Э. Т. Ньюмен, Э. Кауч, К. Чиннапаред, Э. Экстон, Э. Пракаш һәм Р. Торренс)[11] — хәҙерге көнгә иң тулы сиселеш: стационар һәм үҙәккә симметриялы, өс параметрға ла бәйле.

Әйләнеүсе ҡара упҡын өсөн сиселеш бик ҡатмарлы. Ул Керр тарафынан 1963 йылда ҡыҫҡаса һүрәтләнә[12], бер йылдан ғына деталдәре Керр һәм Шильд тарафынан конференция хеҙмәттәрендә баҫыла.

Астрофизика өсөн Керр сиселеше иң әһәмиәтлеһе тип иҫәпләнә, сөнки зарядлы ҡара упҡындар, космос мөхитенән ҡапма-ҡаршы зарядлы иондарҙы һәм туҙанды йотоп, зарядын тиҙ арала юғалтырға тейеш була.

«Сәсһеҙлек» тураһындағы теоремалар[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Ҡара упҡындың «сәсһеҙлеге» тураһындағы теоремалар (ингл.  No hair theorem) шуны һөйләй: стационар ҡара упҡындың массанан, импульс мәленән һәм зарядынан башҡа тышҡы билдәләре юҡ, һәм материя тураһындағы ентекле мәғлүмәт коллапс ваҡытында юғалтыла. Бындай теоремаларҙы иҫбатлауға ҙур өлөш индергәндәр: Брэндон Картер, Вернер Израэль, Роджер Пенроуз, Петр Крушель, Маркус Хойслер.

Шварцшильд сиселеше[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Төп үҙенсәлектәр[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Биркгоф теоремаһына ярашлы, теләһә ҡайһы симметрик сфералы бүленешле материяның унан ситтәге гравитация ҡыры Шварцшильд сиселеше менән бирелә. Шунлыҡтан әкрен әйләнеүсе ҡара упҡындар, Ҡояш һәм Ер эргәһендәге арауыҡ-ваҡыт кеүек үк, тәү яҡынлашыуҙа ошо сиселеш менән һүрәтләнә.

Шварцшильд моделендәге ҡара упҡындарға хас ике иң мөһим һыҙат — ваҡиғалар горизонтының (ул бөтә ҡара упҡындарҙа ла була) һәм ҡалған Ғаләмдән ошо горизонт менән айырылған сингулярлыҡтың (яңғыҙланыу) булыуы[8].

Шварцшильд сиселеше әйләнмәүсе, зарядһыҙ, бер киҫәксәһен дә бүлеп сығармаусы айырым торған ҡара упҡынды бик дөрөҫ һүрәтләй (был гравитацион ҡыр тигеҙләмәләренең (Эйнштейн тигеҙләмәләренең) вакуумда сферик симметриялы сиселеше). Уның ваҡиғалар горизонты — радиусы уның майҙанынан формулаһы буйынса сығарылған сфера, был радиус гравитацион радиус йәки Шварцшильд радиусы тип атала.

Шварцшильд сиселешенең бөтә һүрәтләнештәре бер параметр — масса тарафынан билдәләнә. Мәҫәлән, массаһы булған ҡара упҡындың гравитацион радиусы ошолай була[13]

бында G — гравитацияның даими дәүмәле, c — яҡтылыҡ тиҙлеге. Массаһы Ер массаһына тигеҙ булған ҡара упҡындың Шварцшильд радиусы 9 мм самаһы булыр ине (йәғни Ерҙе ошондай дәүмәлгә ҡалдырып ҡыҫһаң, ул ҡара упҡынға әйләнер ине). Ҡояш өсөн Шварцшильд радиусы яҡынса 3 км тәшкил итә.

Радиустары менән Шварцшильд радиусына яҡын торған, ләкин ҡара упҡын булып етмәгән объекттар нейтронлы йондоҙҙар тип йөрөтөлә.

Ҡара упҡындың массаһын «ваҡиғалар горизонтына бикләнгән күләмгә» бүлеп, ҡара упҡындың «уртаса тығыҙлығы» тигән төшөнсәне индерергә мөмкин[Комм 1]:

Ҡара упҡындың массаһы артҡан һайын уртаса тығыҙлыҡ кәмей. Мәҫәлән, Ҡояштыҡына тиң массалы ҡара упҡын ядро тығыҙлығынан ҙурыраҡ тығыҙлыҡҡа эйә булһа, 109 Ҡояш массаһына тиң үтә ҙур массалы ҡара упҡын (квазарҙарҙа ошондай ҡара упҡындар барҙыр, тип фараз ителә) 20 кг/м³ самаһы тығыҙлыҡлы була, йәғни һыуҙың тығыҙлығынан да кәмерәк. Шулай итеп, ниндәй ҙә булһа матдәне ҡыҫыу юлы менән генә түгел, экстенсив юл, йәғни бик ҙур күләмдә материал туплау, менән дә ҡара упҡын барлыҡҡа килтереп була.

Ҡара упҡын тирәләй аккрецион дисктың оптик кәкрәйеүе

Ғәмәлдәге ҡара упҡындарҙы анығыраҡ һүрәтләр өсөн импульс мәле булыуын хисапҡа алырға кәрәк. Астрофизик массалы ҡара упҡындар өсөн мөһим булған Старобинский менән Зельдович нурланышы һәм Хокинг нурланышы квант төҙәтмәләренә эйәрә.[14]

Рейснер — Нордстрём сиселеше[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Был — Эйнштейн тигеҙләмәләренең симметрик сфералы, зарядлы, ләкин әйләнмәүсе ҡара упҡындар өсөн статик сиселеше (ваҡыт координатаһына бәйһеҙ).

Был сиселеш, горизонт аръяғына дауам иткән осраҡта, Шварцшильдтыҡы кеүек үк, ғәжәп арауыҡ-ваҡыт геометрияһын хасил итә, унда ҡара упҡындар аша сикһеҙ һандағы «ғаләмдәр» тоташа, һәм ҡара упҡынға инеп, уларға эләгергә мөмкин[15][10].

Керр сиселеше[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Керрҙың ҡара упҡыны тирәһендәге эргосфера

Керрҙың ҡара упҡынына шәп һыҙаттар хас. Ваҡиғалар горизонты тирәләй эргосфера тигән өлкә бар, уның эсендә есемдәр алыҫлаштырылған күҙәтеүселәр өсөн тынлыҡта ҡала алмай. Улар ҡара упҡын тирәләй уның әйләнеше йүнәлешендә әйләнә генә ала[16][17]. Был эффект «инерциаль хисаплау системаһының ылыҡтырылыуы» (инглframe-dragging) тип атала һәм әйләнеүсе теләһә ҡайһы ҙур массалы есем тирәләй, мәҫәлән, Ер йәки Ҡояш тирәһендә лә, ләкин күпкә кәм дәрәжәлә, күҙәтелә. Әммә эргосфераның үҙенән ысҡынып китергә мөмкин, был өлкә йотоусы түгел. Эргосфераның ҙурлығы әйләнеү мөйөшө мәленә бәйле.

Ҡара упҡындың параметрҙары ирекле булмай. ҠУ мөйөш мәленең иң ҙуры: , был да Керр — Ньюмендың сикләүенең айырым осрағы, был юлы нуль зарядлы ҡара упҡын өсөн (). а сикке осрағында метрика Керрҙың сикке сиселеше тип атала.

Был сиселеш арауыҡ-ваҡыттың, ул горизонт артына дауам ителгән хәлдә, ғәжәп геометрияһын хасил итә[17]. Ләкин тәғәйен конфигурацияның квант ҡырҙары һәм башҡа эффекттар менән бәйләнеш ваҡытында боҙолоуы ихтимал булған тотороҡлолоғон анализларға кәрәк була. Керр арауыҡ-ваҡыты өсөн анализды Субраманьян Чандрасекар һәм башҡа физиктар үткәрә. Керр ҡара упҡыны — дөрөҫөрәге, уның тышҡы ҡаты — тотороҡло икәнлеге асыҡлана.

Керр — Ньюмен сиселеше[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Керр — Ньюмендың өс параметрлы тупланмаһы — тышҡы ҡырҙар тарафынан боҙолмаған ҡара упҡындың хәл-торошона тап килгән иң дөйөм сиселеш (билдәле физик ҡырҙар өсөн «сәсһеҙлек» тураһындағы теоремаларға ярашлы).

Анализда Керр — Ньюмен метрикаһын ҡара упҡында сикһеҙ күп һанлы «бойондороҡһоҙ» арауыҡтарҙы тоташтырырлыҡ горизонт аша дауам иттерергә була. Улар араһында башҡа ғаләмдәр ҙә булыуы ихтимал. Ошо юл менән хасил ителгән арауыҡтарҙа йомоҡ ваҡыт кеүек кәкре һыҙыҡтар бар: йәғни сәйәхәтсе үҙ үткәненә барып эләгергә, йәғни үҙе менән осрашырға ихтимал тип күҙалларға мөмкин. Әйләнеүсе ҡара упҡындың ваҡиғалар горизонты тирәләй шулай уҡ Керр сиселешендәге эргосфераға оҡшаш эргосфера бар; унда торған стационар күҙәтеүсе ыңғай мөйөш тиҙлеге менән (ҡара упҡын әйләнгән яҡҡа) әйләнергә тейеш[18].

Термодинамика һәм ҡара упҡындарҙың быуланыуы[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Ҡара упҡынды тик йотоусы объект тип һанаған ҡарашҡа 1974 йылда Старобинский һәм Зельдович — әйләнеүсе ҡара упҡындар өсөн, һуңғараҡ, 1975 йылда, С. Хокинг төҙәтеүҙәр индерә. Ҡара упҡындар эргәһендәге квант ҡырҙарын өйрәнгәндә, Хокинг шундай фараз-һығымтаға килә: ҡара упҡын мотлаҡ тышҡы арауыҡҡа киҫәксәләр бүлеп сығара һәм шунлыҡтан массаһын юғалта[19]. Был эффект Хокинг нурланыуы (быуланыуы) тип атала. Ябайлаштырып әйткәндә, гравитацион ҡыр вакуумды полюстарға бүлә, һөҙөмтәлә виртуаль генә түгел, реаль киҫәксә-антикиҫәксә парҙары барлыҡҡа килергә мөмкин. Ваҡиғалар горизонтынан аҫтараҡ булған киҫәксәләрҙең береһе ҡара упҡындың эсенә төшә, горизонттан өҫкәрәк күтәрелгәне, ҡара упҡындың энергияһын (йәғни массаһының бер өлөшөн) алып, осоп китә.

Фараз ителеүенсә, нурланыу составы ҡара упҡындың күләменә бәйле: ауыр ҡара упҡындарҙа — нигеҙҙә массаһыҙ фотондар һәм еңел нейтринолар, ә еңел ҡара упҡындарҙыҡында ауыр киҫәксәләр ҙә була.

Ҡара упҡын ни тиклем бәләкәй булһа, быуланыу тиҙлеге шул тиклем ҙурыраҡ була[20].

Быуланыу иҫәбенә бөтә ҡара упҡындар ҙа массаһын юғалта һәм шунлыҡтан уларҙың ғүмере сикле булып сыға.

Быуланыу тиҙлеге йылдам арта бара һәм уның аҙағы шартлау менән тамамлана. Мәҫәлән, 1000 тонна массалы ҡара упҡын яҡынса 84 секунд эсендә быуланып осоп бөтә, бының барышында уртаса ҡеүәтле 10 миллион атом бомбаһы шартлауына тиң энергия бүленеп сыға.

Шул уҡ ваҡытта температураһы Ғаләмдең реликт нурланыуы температураһынан (2,7 К) түбән булған ҙур ҡара упҡындар Ғаләм үҫешенең әлеге баҫҡысында үҫә генә ала, сөнки улар бүлеп сығарған нурланыу йотолғанға ҡарағанда кәмерәк энергияға эйә.

Гравитацияның квант теорияһынан башҡа нурланыуҙың һуңғы этабын һүрәтләү мөмкин түгел, был этапта ҡара упҡындар микроскопик (квант) дәүмәлдә була[20].

Астрофизик ҡара упҡынға ҡолау[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Гравитация көстәре йоғонтоһо аҫтында ирекле ҡолаусы есем ауырлыҡ юғалтыу хәлендә була һәм күбәйеүсе көс йоғонтоһон ғына кисерә, был көс ҡара упҡынға төшөп барған есемде радиаль йүнәлештә һүҙа, тангенциаль йүнәлештә ҡыҫа. Был көстәрҙең дәүмәле үҫә һәм булғанда (бында r — упҡындың уртаһына тиклемге алыҫлыҡ) сикһеҙлеккә ынтыла.

Үҙ ваҡытының ниндәйҙер бер мәлендә есем ваҡиғалар горизонтын киҫеп үтә. Есем менән бергә ҡолаған күҙәтеүсе күҙлегенән был мәлдең айырым билдәһе юҡ, ләкин кире боролоу мөмкинлеге лә юҡҡа сыҡҡан була. Есем ауыҙға эләгә (уның есем торған нөктәләге радиусы була ла инде), был ауыҙ шул тиклем тиҙ тарая, уның тулыһынса ябылыу мәленә (был сингулярлыҡ була) хатта яҡтылыҡ тиҙлеге менән хәрәкәт иткән хәлдә лә унан кире ысҡынып булмай.

Ләкин алыҫтан күҙәтеүсенең ҡолап барған есемгә йоғонто яһай алмай башлау мәле бар. Был есем артынан ебәрелгән яҡтылыҡ нуры уны йә бер ҡасан да ҡыуып етә алмай, йә горизонт артында ҡыуып етә. Бынан тыш, есем менән ваҡиғалар горизонты араһындағы алыҫлыҡ, йәнә йәлпәкләнгән (алыҫтан күҙәтеүсе ҡарашына) есемдең «ҡалынлығы» тиҙ арала Планк оҙонлоғона етер һәм (математик ҡараштан) артабан да бәләкәйләнер. Ғәмәлдәге физик күҙәтеүсе (Планк яңылышлығы менән үлсәүсе) өсөн был ғәмәл ҡара упҡындың массаһы уға ҡолаған есемдең массаһына артыу, тимәк, ваҡиғалар горизонты радиусы үҫеү булып күренер, һәм ҡолаусы есем ваҡиғалар горизонты «эсенә» билдәле бер ваҡыт арауығында төшкәндәй булыр.[21] Алыҫтан күҙәтеүсе өсөн гравитацион коллапс процесы ла ошолай булып күренер. Башта матдә үҙәккә ынтылыр, ваҡиғалар горизонты эргәһендә ул ҡапыл әкренәйер, нурланыуы радиодиапазонға китер, һөҙөмтәлә алыҫтан күҙәтеүсе йондоҙҙоң һүнгәнен күрер[22].

Ҡылдар теорияһына нигеҙләнгән модель[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Ҡылдар теорияһы ҡылдарҙан һәм теорияла һүрәтләнгән башҡа объекттарҙан — браналарҙан — бик тығыҙ һәм бәләкәй структуралар төҙөү мөмкинлеген аса. Ҡара упҡын да ҡылдарҙан һәм браналарҙан төрлө ысулдар менән эшләнә ала, иң ғәжәбе — был микрохәл-тороштар һаны, 1970-се йылдарҙа Хокинг һәм уның коллегаһы Бекенштейн күҙаллағанса, ҡара упҡын энтропияһына теүәл тап килә. Был — ҡылдар теорияһының 1990-сы йылдарҙа алынған иң билдәле һөҙөмтәләренең береһе.

1996 йылда ҡыл теоретиктары Эндрю Строминджер менән Кумрун Вафа «Бекенштейн һәм Хокинг энтропияһының микроскопик тәбиғәте» тигән хеҙмәтен баҫтыра. Унда Строминджер менән Вафа микроскопик компоненттарҙан Рейснер — Нордстрёмдың экстремаль зарядлы упҡындары тип аталған ҡара упҡындарҙы ҡороу, шулай уҡ был компоненттарҙың энтропияға индергән өлөшөн иҫәпләп сығарыу өсөн ҡылдар теорияһын файҙалана[23]. Хеҙмәттең һөҙөмтәһе уға тиклем егерме йыдан ашыу элек Бекенштейн менән Хокинг әйткәнгә тулыһынса тап килә.

Ҡара упҡындың ғәмәлдә барлыҡҡа килеү процестарына Строминджер менән Вафа конструктив ҡарашты ҡаршы ҡуя[24]. Бының асылы — уларҙың ҡара упҡындар барлыҡҡа килеүгә ҡарашты үҙгәртеүендә, ҡара упҡындарҙы икенсе суперҡыл революцияһы ваҡытында асылған браналарҙың билдәле йыйылмаларын бер механизмға туплау юлы менән ҡорорға мөмкин икәнлеген күрһәтеүҙәрендә.

2004 йылда Огайо университетынан һинд физигы Самир Матурҙың командаһы ҡыллы ҡара упҡындың эске төҙөлөшө мәсьәләһе менән шөғөлләнә башлай. Улар шуны иҫбатлай: һәр ваҡыт тиерлек айырым ҡылдар массаһы урынына бер бик оҙон ҡыл барлыҡҡа килә, уның киҫәктәре квант флуктуациялары иҫәбенә гел ваҡиғалар горизонты сиктәренән сығып һәм өҙөлөп китеп торасаҡ, шуның менән ҡара упҡындың быуланыуын тәьмин итәсәк. Бындай йомғаҡ эсендә сингулярлыҡтар хасил булмай. Ә уның ҙурлығы классик горизонттыҡына тиң була. Санта-Барбаралағы Калифорния университетынан Гэри Горовиц менән Перспектив тикшеренеүҙәр институтынан Хуан Малдасена эшләгән моделдә сингулярлыҡ бар, ләкин уға мәғлүмәт инмәй, сөнки квант телепортацияһы иҫәбенә ҡара упҡындан сыға һәм Хокинг нурланыуы һүрәтләнешен үҙгәртә. Бындай моделдәрҙең бөтәһе лә алдан күҙаллау рәүешендә була[25].

Аҡ упҡындар[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Аҡ упҡын ҡара упҡынға ваҡыт буйынса ҡапма-ҡаршы тора — ҡара упҡындан сығып булмаһа, аҡ упҡынға инеп булмай. Шварцшильдтың киңәйтелгән арауыҡ-ваҡытында IV өлкә аҡ упҡын булып тора — I һәм III өлкәләрҙән уға инеп булмай, ә унан был өлкәләргә инергә мөмкин. Дөйөм сағыштырмалыҡ теорияһы һәм башҡа гравитация теориялары ваҡыт буйынса ҡайтыусан булғанлыҡтан, гравитацион коллапс сиселешен ваҡытта кирегә борорға һәм ябылмай торған объект алырға була. Был объект ваҡиғалар горизонты аҫтында күҙгә күренмәҫ сингулярлыҡтан ярала ла горизонтты юҡ итеп таралып осоп китә. Шул аҡ упҡын була ла инде.

Бөгөнгө кәнгә аҡ упҡын тип һаналырлыҡ объекттар табылғаны юҡ. Ҙур Шартлауҙан һуң уҡ барлыҡҡа килгән реликт объекттарҙан башҡа уларҙың теоретик яралыу механизмдары ла билдәле түгел. Аҡ упҡындар, ҡара упҡындарҙан айырмалы, дөйөм сағыштырмалыҡ теорияһы буйынса ихтимал булһалар ҙа, бары тик гипотезаларҙа ғына йәшәгән объект тип һанала.

Ғаләмдә ҡара упҡындар[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Теоретик йәһәттән ҡара упҡындар фараз ителгәндән бирле уларҙың барлығы-юҡлығы тураһындағы һорау асыҡ ҡала килде, сөнки бындай объекттарҙың Ғаләмдә барлыҡҡа килеү механизмы билдәле түгел. Математика күҙлегенән шул билдәле: дөйөм сағыштырмалыҡ теорияһында кәм тигәндә гравитация тулҡындарының коллапсы йотоусы объекттарҙы, шул иҫәптән ҡара упҡындарҙы барлыҡҡа килтерә ала. Быны 2000-се йылдарҙа Деметриос Кристодулу иҫбатланы (2001 йылғы Шао премияһы).

Физика күҙлегенән билдәле булыуынса, арауыҡ-ваҡыттың ниндәйҙер бер өлкәһе ҡара упҡындың шундай уҡ өлкәһе эйә булған үҙенсәлектәргә эйә булыуы механизмдары билдәле.

Йондоҙ массаларының ҡара упҡындары[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Шварцшильдовская чёрная дыра
Ҡара упҡындың гравитацияон линзаланыуы моделе, ул үтеп барышлай галактика күренешен кәкрәйтә. (Тулы үлсәмле анимацияны күрер өсөн сиртегеҙ.)
NGC 300 X-1 ҡара упҡыны — рәсссам һүрәтләүендә. Иллюстрация ESO.

Йондоҙ массаларының ҡара упҡындары йондоҙ ғүмеренең ахырында, термоядро яғыулығы тулыһынса янып бөтөп, реакция тамамланыу мәлендә яһала. Был ваҡытта теоретик йәһәттән йондоҙ һыуынырға тейеш, был иһә эске баҫым кәмеүгә һәм гравитация көсө аҫтында йондоҙҙоң ҡыҫылыуына килтерә. Ҡыҫылыу ниндәйҙер этапта туҡтап ҡалырға мөмкин, ләкин бик етеҙ гравитация коллапсына ла китергә мөмкин.

Йондоҙ эволюцияһының ҡара упҡынға әйләнеү менән тамамланыуы әллә ни яҡшы өйрәнелмәгән, сөнки матдәнең ғәйәт юғары тығыҙлыҡ шарттарындағы тәртибен һәм хәлен эксперименталь юл менән өйрәнеп булмай.

Ҡара упҡындарҙы табыу[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Әлеге көнгә ҡара упҡынды башҡа төр объекттан айырыу ысулы булып уның массаһын һәм ҙурлығын үлсәп, радиусын гравитацион радиус менән түбәндәге формула буйынса сағыштырыу тора:

,

бында  — гравитацион даими дәүмәл,  — объекттың массаһы,  — яҡтылыҡ тиҙлеге[26].

Иҫкәрмәләр[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

Комментарийҙар[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

  1. Это условное понятие, не имеющее действительного смысла такого объёма, а просто по соглашению равное

Сығанаҡтар[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

  1. Владимир Сурдин. Чёрная дыра. Энциклопедия Кругосвет. Тәүге сығанаҡтан архивланған 24 июнь 2012. 19 май 2012 тикшерелгән.
  2. Michael Quinion.
  3. Чёрные дыры: Мембранный подход, 1988, с. 9.
  4. 4,0 4,1 et.jpg|thumb|250px|Изображение, полученное с пом
  5. 5,0 5,1 Сергей Попов. [л: M87 jet.jpg|thumb|250px|Изображение, полученное с помощью те Экстравагантные консерваторы и консервативные эксцентрики] // Троицкий Вариант : газета. — 27 октября 2009. — В. 21 (40N). — С. 6—7.
  6. Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация, Т. 3, 1977, § 33.1. ПОЧЕМУ «ЧЕРНАЯ ДЫРА»? — С. 78—81.
  7. Alan Ellis.
  8. 8,0 8,1 8,2 8,3 А. Левин История чёрных дыр // Популярная механика. — ООО «Фэшн Пресс», 2005. — № 11. — С. 52-62.
  9. 9,0 9,1 И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр, 1986, § 6.1. «Черные дыры не имеют волос», с. 112.
  10. 10,0 10,1 Субраманьян Чандрасекар. [ощью телескопа «Хаббл»: Математическая теория черных дыр. В 2-х томах = Mathematical theory of black holes / Перевод с английского к. ф.-м. н. В. А. Березина. Под ред. д. ф.-м. н. Д. А. Гальцова. — М.: Мир, 1986.
  11. Newman E.
  12. Kerr, R.
  13. В. И. Елисеев. Поле тяготения Шварцшильда в комплексном пространстве // Хаббл": активная галак Введение в методы теории функций пространственного комплексного переменного. — М.: НИАТ, 1990.
  14. И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр, 1986, ГЛАВА 9.
  15. Уильям Дж. Кауфман. Космические рубежи теории относительности, 1981, [ самого света. Граница этой области называется горизонт со Глава 10.
  16. Жан-Пьер Люмине.
  17. 17,0 17,1 Уильям Дж. Кауфман. Космические рубежи теории относительности, 1981, [иеся со скоростью света, в том числе Глава 11.
  18. Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация, Т. 3, 1977, Дополнение 33.2. ГЕОМЕТРИЯ КЕРРА — НЬЮМАНА И ЭЛЕКТРОМАГНИТНОЕ ПОЛЕ, c. 88.
  19. Hawking, S.
  20. 20,0 20,1 Evaporating black holes?. Einstein online. Max Planck Institute for Gravitational Physics (2010). Тәүге сығанаҡтан архивланған 24 июнь 2012. 12 декабрь 2010 тикшерелгән.
  21. И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр, 1986, § 9.1. Роль квантовых эффектов в физике черных дыр, с. 192
  22. Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация, Т. 3, 1977, § 33.1.
  23. R.
  24. Гросс, Дэвид. Грядущие революции в фундаментальной физике. Проект «Элементы», вторые публичные лекции по физике (25.04.2006).
  25. Роман Георгиев. Теория струн и чёрные дыры // Компьютерра-Онлайн. — 01 февраля 2005 года.Архивировано из первоисточника 28-11-2012.
  26. Wald, 1984, с. 124—125.

Әҙәбиәт[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]

  • Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация. — Мир, 1977. — Т. 3. — 512 с.
  • И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика черных дыр. — М.: Наука, 1986. — 328 с.
  • Чёрные дыры: Мембранный подход = Black Holes: The membrane paradigm / Под ред. К. Торна, Р. Прайса и Д. Макдональда. — Пер. с англ. — М.: Мир, 1988. — 428 с. ISBN 5030010513.
  • Robert M. Wald. General Relativity. — University of Chicago Press, 1984. — ISBN 978-0-226-87033-5.
  • А. М. Черепащук. Чёрные дыры во Вселенной. — Век 2, 2005. — 64 с. — (Наука сегодня). — 2500 экз. ISBN 5-85099-149-2.
  • К. Торн. Черные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна. — М.: Государственное издательство физико-математической литературы, 2009.
  • И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Чёрные дыры во Вселенной // Успехи физических наук. — 2001. — Т. 131, № 3. — С. 307—324.
  • Уильям Дж. Кауфман. Космические рубежи теории относительности. — М.: Мир, 1981. — 352 с.
  • Ю. И. Коптев и С. А. Никитин. Космос: Сборник. Научно — популярная литература. — М.: Дет. лит, 1976. — 223 с.
  • Д. А. Киржниц, В. П. Фролов. Прошлое и будущее Вселенной. — М.: Наука, 1986. — 61 с.
  • Л. Бриллюен. Наука и теория информации. — М.: ГИФМЛ, 1960.
  • С. Х. Карпенков. Концепции современного естествознания. — М.: Высш. школа, 2003.
  • Leonard Susskind. The black hole war: my battle with Stephen Hawking to make the world safe for quantum mechanics. — Back Bay Books, 2008. — VIII + 472 p.

Һылтанмалар[үҙгәртергә | вики-тексты үҙгәртергә]