Qora tuynuklarni kashf etgan astronom 6 harfli krossvord. Qora tuynuklar tarixi. Juda sayoz entropiya

Qora tuynuklar, qorong'u materiya, qorong'u materiya... Bular, shubhasiz, kosmosdagi eng g'alati va eng sirli ob'ektlardir. Ularning g'alati xususiyatlari koinotdagi fizika qonunlariga va hatto mavjud voqelikning tabiatiga qarshi chiqishi mumkin. Qora tuynuklar nima ekanligini tushunish uchun olimlar "mo'ljallarni o'zgartirishni", qutidan tashqarida o'ylashni o'rganishni va ozgina tasavvurni qo'llashni taklif qilishadi. Qora tuynuklar o'ta massiv yulduzlarning yadrolaridan hosil bo'lib, ularni bo'shliqda ulkan massa to'plangan fazo hududi deb ta'riflash mumkin va u erda hech narsa, hatto yorug'lik ham tortishish kuchidan qochib qutula olmaydi. Bu ikkinchi kosmik tezlik yorug'lik tezligidan oshib ketadigan maydondir: Harakat ob'ekti qanchalik massiv bo'lsa, tortishish kuchidan xalos bo'lish uchun u tezroq harakatlanishi kerak. Bu ikkinchi qochish tezligi sifatida tanilgan.

Collier entsiklopediyasi qora tuynukni fazodagi materiyaning toʻliq tortishish kuchi bilan yemirilishi natijasida paydo boʻlgan hudud deb ataydi, unda tortishish kuchi shunchalik kuchliki, uni na materiya, na yorugʻlik, na boshqa axborot tashuvchilar tark eta olmaydi. Shuning uchun, qora tuynukning ichki qismi koinotning qolgan qismi bilan sababiy bog'liq emas; qora tuynuk ichida sodir bo'ladigan jismoniy jarayonlar uning tashqarisidagi jarayonlarga ta'sir qila olmaydi. Qora tuynuk bir tomonlama membrana xususiyatiga ega sirt bilan o'ralgan: materiya va radiatsiya u orqali qora tuynuk ichiga erkin tushadi, lekin undan hech narsa qochib qutula olmaydi. Bu sirt "voqea gorizonti" deb ataladi.

Kashfiyot tarixi

Umumiy nisbiylik nazariyasi (1915-yilda Eynshteyn tomonidan taklif qilingan tortishish nazariyasi) va boshqa zamonaviyroq tortishish nazariyalari bilan bashorat qilingan qora tuynuklar 1939-yilda R.Oppengeymer va X.Snayder tomonidan matematik asoslab berilgan. Lekin fazo va vaqtning xossalari bu ob'ektlar yaqinida shunday g'ayrioddiy bo'lib chiqdiki, astronomlar va fiziklar ularni 25 yil davomida jiddiy qabul qilishmadi. Biroq, 1960-yillarning o'rtalarida astronomik kashfiyotlar bizni qora tuynuklarga mumkin bo'lgan jismoniy haqiqat sifatida qarashga majbur qildi. Yangi kashfiyotlar va tadqiqotlar fazo va vaqt haqidagi tushunchamizni tubdan o‘zgartirishi, milliardlab kosmik sirlarga oydinlik kiritishi mumkin.

Qora tuynuklarning shakllanishi

Yulduzning ichki qismida termoyadro reaksiyalari sodir boʻlsada, ular yuqori harorat va bosimni saqlab, yulduzning oʻz tortishish kuchi taʼsirida qulashiga yoʻl qoʻymaydi. Biroq, vaqt o'tishi bilan yadro yoqilg'isi tugaydi va yulduz qisqara boshlaydi. Hisob-kitoblar shuni ko'rsatadiki, agar yulduzning massasi uchta quyosh massasidan oshmasa, u "tortishish bilan jangda" g'alaba qozonadi: uning tortishish qulashi "buzilgan" materiya bosimi bilan to'xtatiladi va yulduz abadiy yulduzga aylanadi. oq mitti yoki neytron yulduzi. Ammo agar yulduzning massasi uchta quyoshdan ko'p bo'lsa, uning halokatli qulashini hech narsa to'xtata olmaydi va u tezda qora tuynukga aylanib, voqea ufqiga kiradi.

Qora tuynuk donut teshigimi?

Yorug'lik chiqarmaydigan har qanday narsani ko'rish qiyin. Qora tuynukni qidirishning usullaridan biri kosmosda juda ko'p massaga ega bo'lgan va qorong'i kosmosda joylashgan hududlarni izlashdir. Ushbu turdagi ob'ektlarni qidirishda astronomlar ularni ikkita asosiy sohada topdilar: galaktikalar markazlarida va bizning galaktikamizdagi qo'shaloq yulduz tizimlarida. Umuman olganda, olimlarning fikriga ko'ra, o'n millionlab bunday ob'ektlar mavjud.

Qora tuynuklar tarixi

Aleksey Levin

Ilmiy tafakkur ba'zan shunday paradoksal xususiyatlarga ega ob'ektlarni qurmaydiki, hatto eng zukko olimlar ham dastlab ularni tan olishdan bosh tortadilar. Zamonaviy fizika tarixidagi eng yaqqol misol - qora tuynuklarga uzoq muddatli qiziqishning yo'qligi, deyarli 90 yil oldin bashorat qilingan tortishish maydonining ekstremal holatlari. Uzoq vaqt davomida ular sof nazariy abstraksiya hisoblanardi va faqat 1960-70-yillarda ular haqiqatga ishonishdi. Biroq, qora tuynuklar nazariyasining asosiy tenglamasi ikki yuz yil oldin olingan.

Jon Mishelning tushunchasi

Jon Mishelning ismi, fizik, astronom va geolog, professor Kembrij universiteti va Anglikan cherkovining ruhoniysi, 18-asrda ingliz fanining yulduzlari orasida mutlaqo adashgan edi. Mishel seysmologiya - zilzilalar haqidagi fanga asos solgan, magnitlanishni mukammal o'rgangan va Kulon gravimetrik o'lchovlar uchun foydalangan buralish balansini ixtiro qilishidan ancha oldin. 1783 yilda u Nyutonning ikkita ajoyib ijodini, mexanika va optikani birlashtirishga harakat qildi. Nyuton yorug'likni mayda zarrachalar oqimi deb hisobladi. Mishel oddiy materiya kabi engil tanachalar ham mexanika qonunlariga bo'ysunishni taklif qildi. Ushbu gipotezaning natijasi juda ahamiyatsiz bo'lib chiqdi - samoviy jismlar yorug'lik uchun tuzoqqa aylanishi mumkin.

Mishel qanday fikrda edi? Sayyora yuzasidan otilgan to'p o'zining tortishish kuchini to'liq yengib chiqadi, agar uning boshlang'ich tezligi hozir ikkinchi kosmik tezlik deb ataladigan tezlikdan va qochish tezligidan oshsa. Agar sayyoraning tortishish kuchi shunchalik kuchli bo'lsa, qochish tezligi yorug'lik tezligidan oshsa, zenitga otilgan yorug'lik tanachalari cheksizlikka qochib qutula olmaydi. Xuddi shu narsa aks ettirilgan yorug'lik bilan sodir bo'ladi. Shuning uchun, juda uzoqdagi kuzatuvchi uchun sayyora ko'rinmas bo'lib qoladi. Mishel shunday sayyora radiusining kritik qiymatini hisoblab chiqdi, Rcr, uning massasiga qarab, M, bizning Quyoshimiz massasiga kamaytirilgan Ms: Rcr = 3 km x M/Ms.

Jon Mishel o'z formulalariga ishondi va koinotning chuqurligi Yerdan hech qanday teleskop bilan ko'rinmaydigan ko'plab yulduzlarni yashiradi deb taxmin qildi. Keyinchalik buyuk frantsuz matematigi, astronomi va fizigi Per Simon Laplas ham xuddi shunday xulosaga keldi va uni o'zining "Dunyo tizimi ko'rgazmasi" ning birinchi (1796) va ikkinchi (1799) nashrlariga kiritdi. Ammo uchinchi nashr 1808 yilda nashr etilgan, o'shanda ko'pchilik fiziklar yorug'likni efirning tebranishi deb hisoblashgan. "Ko'rinmas" yulduzlarning mavjudligi yorug'likning to'lqin nazariyasiga zid edi va Laplas ular haqida gapirmaslikni yaxshi deb hisobladi. Keyingi davrlarda bu g'oya faqat fizika tarixiga oid asarlarda ko'rsatilishi kerak bo'lgan qiziqish deb hisoblangan.

Shvartsshild modeli

1915 yil noyabr oyida Albert Eynshteyn tortishish nazariyasini nashr etdi va u umumiy nisbiylik nazariyasi (GR) deb nomladi. Bu asar darhol Berlin Fanlar akademiyasidan hamkasbi Karl Shvartsshild timsolida o'zining qadrli o'quvchisini topdi. Shvartsshild dunyoda birinchi bo'lib umumiy nisbiylik nazariyasini ma'lum bir astrofizik muammoni hal qilish, aylanmaydigan sferik jismning tashqarisidagi va ichidagi fazo-vaqt o'lchovini hisoblash uchun qo'llagan (konkretlik uchun uni yulduz deb ataymiz).

Shvartsshildning hisob-kitoblaridan kelib chiqadiki, yulduzning tortish kuchi, agar uning radiusi Jon Mishel hisoblagan qiymatdan ancha katta bo'lsagina, Nyutonning fazo va vaqtning tuzilishini unchalik buzmaydi! Bu parametr dastlab Shvartsshild radiusi deb atalgan, endi esa tortishish radiusi deb ataladi. Umumiy nisbiy nazariyaga ko'ra, tortishish yorug'lik tezligiga ta'sir qilmaydi, balki yorug'lik tebranishlarining chastotasini vaqtni sekinlashtiradigan nisbatda kamaytiradi. Agar yulduzning radiusi tortishish radiusidan 4 marta katta bo'lsa, u holda uning yuzasida vaqt oqimi 15% ga sekinlashadi va fazo sezilarli egrilikka ega bo'ladi. Ikki marta ortiqcha bo'lsa, u ko'proq egiladi va vaqt uning ishini 41% ga sekinlashtiradi. Gravitatsion radiusga erishilganda, yulduz yuzasida vaqt butunlay to'xtaydi (barcha chastotalar nolga teng, nurlanish muzlaydi va yulduz o'chadi), lekin u erda fazoning egriligi hali ham cheklangan. Quyoshdan uzoqda, geometriya hali ham Evklid bo'lib qoladi va vaqt uning tezligini o'zgartirmaydi.

Mishel va Shvartsshild uchun tortishish radiusining qiymatlari bir xil bo'lishiga qaramay, modellarning o'zida umumiylik yo'q. Mishel uchun makon va vaqt o'zgarmaydi, lekin yorug'lik sekinlashadi. O'lchamlari tortishish radiusidan kichikroq bo'lgan yulduz porlashda davom etadi, lekin u faqat juda uzoq bo'lmagan kuzatuvchiga ko'rinadi. Shvartsshild uchun yorug'lik tezligi mutlaq, ammo fazo va vaqtning tuzilishi tortishish kuchiga bog'liq. Gravitatsiya radiusi ostida tushgan yulduz, qayerda bo'lishidan qat'i nazar, har qanday kuzatuvchi uchun g'oyib bo'ladi (aniqrog'i, gravitatsiyaviy ta'sirlar bilan aniqlanishi mumkin, lekin nurlanish bilan aniqlanmaydi).

Ishonchsizlikdan da'voga qadar

Shvartsshild va uning zamondoshlari tabiatda bunday g'alati kosmik jismlar yo'qligiga ishonishgan. Eynshteynning o'zi nafaqat bu nuqtai nazarga amal qildi, balki o'z fikrini matematik jihatdan asoslashga muvaffaq bo'lganiga yanglishib ishondi.

1930-yillarda yosh hind astrofiziki Chandrasekhar yadro yoqilgʻisini sarflagan yulduz massasi 1,4 Quyosh massasidan kam boʻlsagina qobigʻini yoʻqotib, sekin sovib borayotgan oq mittiga aylanishini isbotladi. Ko'p o'tmay, amerikalik Fritz Zviki o'ta yangi yulduz portlashlarida neytron moddalarining juda zich jismlari paydo bo'lishini taxmin qildi; Keyinchalik Lev Landau xuddi shunday xulosaga keldi. Chandrasekharning ishidan so'ng, faqat massasi 1,4 Quyosh massasidan katta bo'lgan yulduzlar bunday evolyutsiyaga duch kelishi mumkinligi aniq bo'ldi. Shu sababli, tabiiy savol tug'ildi - neytron yulduzlar qoldiradigan o'ta yangi yulduzlar uchun yuqori massa chegarasi bormi?

1930-yillarning oxirida Amerika atom bombasining bo'lajak otasi Robert Oppenxaymer bunday chegara haqiqatan ham mavjudligini va bir necha quyosh massasidan oshmasligini aniqladi. Keyinchalik aniqroq baho berishning iloji yo'q edi; neytron yulduzlarning massalari 1,5-3 M s oralig'ida bo'lishi kerakligi endi ma'lum. Ammo Oppengeymer va uning aspiranti Jorj Volkovning taxminiy hisob-kitoblaridan kelib chiqqan holda, o'ta yangi yulduzlarning eng massiv avlodlari neytron yulduzlarga aylanmaydi, balki boshqa holatga o'tadi. 1939-yilda Oppengeymer va Xartlend Snayder ideallashtirilgan modelda ulkan qulayotgan yulduz o‘zining tortishish radiusigacha qisqarishini isbotladilar. Ularning formulalaridan kelib chiqadigan bo'lsak, yulduz bu erda to'xtamaydi, ammo hammualliflar bunday radikal xulosadan o'zlarini tiyishgan.

Yakuniy javob 20-asrning ikkinchi yarmida butun galaktikaning ajoyib nazariy fiziklarining, shu jumladan sovet olimlarining sa'y-harakatlari bilan topildi. Ma'lum bo'lishicha, bunday qulash har doim yulduzni "to'xtashgacha" siqib, uning mazmunini butunlay yo'q qiladi. Natijada, cheksiz kichik hajmda yopilgan tortishish maydonining "superkontsentrati" bo'lgan yagonalik paydo bo'ladi. Ruxsat etilgan teshik uchun bu nuqta, aylanadigan teshik uchun halqa. Fazo-vaqtning egriligi va demak, o'ziga xoslik yaqinidagi tortishish kuchi cheksizlikka intiladi. 1967 yil oxirida amerikalik fizik Jon Archibald Uiler birinchi bo'lib bunday yakuniy yulduz qulashini qora tuynuk deb atadi. Yangi atama fiziklarni sevib qoldi va uni butun dunyo bo'ylab tarqatgan jurnalistlarni xursand qildi (garchi frantsuzlar dastlab buni yoqtirmagan bo'lsalar ham, chunki trou noir iborasi shubhali birlashmalarni taklif qilgan).

U erda, ufqdan tashqarida

Qora tuynuk materiya ham, nurlanish ham emas. Ba'zi majoziy ma'nolar bilan aytishimiz mumkinki, bu fazo-vaqtning yuqori egri mintaqasida to'plangan o'zini o'zi ushlab turadigan tortishish maydonidir. Uning tashqi chegarasi yopiq sirt, hodisa gorizonti bilan belgilanadi. Agar yulduz qulashdan oldin aylanmasa, bu sirt muntazam shar bo'lib chiqadi, uning radiusi Shvartsshild radiusiga to'g'ri keladi.

jismoniy ma'no ufq juda aniq. Uning tashqi mahallasidan yuborilgan yorug'lik signali cheksiz masofani bosib o'tishi mumkin. Ammo ichki mintaqadan yuborilgan signallar nafaqat ufqni kesib o'tmaydi, balki muqarrar ravishda o'ziga xoslikka "tushadi". Ufq - bu yerdagi (va boshqa har qanday) astronomlarga ma'lum bo'lishi mumkin bo'lgan hodisalar va hech qanday sharoitda ma'lumot chiqmaydigan hodisalar o'rtasidagi fazoviy chegara.

"Shvartsshildga ko'ra" bo'lishi kerakligi sababli, ufqdan uzoqda, teshikning tortishishi masofa kvadratiga teskari proportsionaldir, shuning uchun uzoqdan kuzatuvchi uchun u oddiy og'ir tana sifatida namoyon bo'ladi. Massadan tashqari, teshik qulagan yulduzning inersiya momentini va uning elektr zaryadini meros qilib oladi. Va oldingi yulduzning boshqa barcha xususiyatlari (tuzilishi, tarkibi, spektral turi va boshqalar) unutiladi.

Bort vaqtiga ko'ra soniyada bir marta signal yuboradigan radiostantsiya bilan teshikka zond yuboraylik. Masofadagi kuzatuvchi uchun, zond ufqqa yaqinlashganda, signallar orasidagi vaqt oralig'i oshadi - printsipial jihatdan, cheksiz. Kema ko'rinmas ufqni kesib o'tishi bilan "teshik ustidagi" dunyo uchun butunlay jim bo'ladi. Biroq, bu yo'qolib ketish izsiz bo'lmaydi, chunki zond teshikka uning massasini, zaryadini va momentini beradi.

qora tuynuk radiatsiyasi

Oldingi barcha modellar faqat umumiy nisbiylik nazariyasi asosida qurilgan. Biroq, bizning dunyomiz qora tuynuklarni e'tiborsiz qoldirmaydigan kvant mexanikasi qonunlari bilan boshqariladi. Bu qonunlar markaziy singulyarlikni matematik nuqta sifatida ko'rib chiqishga imkon bermaydi. Kvant kontekstida uning diametri Plank-Viler uzunligi bilan belgilanadi, taxminan 10-33 santimetrga teng. Bu mintaqada oddiy fazo mavjud bo'lishni to'xtatadi. Teshikning markazi kvant ehtimollik qonunlariga muvofiq paydo bo'ladigan va o'ladigan turli xil topologik tuzilmalar bilan to'ldirilganligi odatda qabul qilinadi. Uiler kvant ko'pik deb atagan bunday ko'pikli kvazi-kosmosning xususiyatlari hali ham yaxshi tushunilmagan.

Kvant yagonaligining mavjudligi to'g'ridan-to'g'ri qora tuynuk ichiga chuqur tushishi moddiy jismlarning taqdiri bilan bog'liq. Teshikning markaziga yaqinlashganda, hozirgi vaqtda ma'lum bo'lgan materiallardan yasalgan har qanday ob'ekt toshqin kuchlari tomonidan eziladi va parchalanadi. Biroq, bo'lajak muhandis va texnologlar bugungi kunda ko'rilmagan xususiyatlarga ega o'ta kuchli qotishmalar va kompozitlarni yaratgan taqdirda ham, ularning barchasi baribir yo'qolib ketishga mahkum: axir, yagonalik zonasida tanish vaqt ham, tanish makon ham mavjud emas.

Endi tuynuk gorizontiga kvant mexanik linzalari orqali qaraylik. Bo'sh joy - jismoniy vakuum - aslida hech qanday holatda bo'sh emas. Vakuumdagi turli sohalarning kvant tebranishlari tufayli ko'plab virtual zarralar doimiy ravishda tug'iladi va o'ladi. Ufq yaqinidagi tortishish juda kuchli bo'lgani uchun uning tebranishlari juda kuchli tortishish portlashlarini hosil qiladi. Bunday sohalarda tezlashtirilganda, yangi tug'ilgan "virtuallar" qo'shimcha energiya oladi va ba'zan oddiy uzoq umr ko'radigan zarrachalarga aylanadi.

Virtual zarralar har doim qarama-qarshi yo'nalishda harakatlanadigan juft bo'lib tug'iladi (bu impulsning saqlanish qonuni talab qiladi). Agar tortishish tebranishi vakuumdan bir juft zarrachani ajratib olsa, ulardan biri ufqdan tashqarida, ikkinchisi (birinchi antipartikul) ichkarida sodir bo'lishi mumkin. "Ichki" zarracha teshikka tushadi, ammo "tashqi" zarracha qulay sharoitlarda chiqib ketishi mumkin. Natijada, teshik radiatsiya manbasiga aylanadi va shuning uchun energiyani va natijada massani yo'qotadi. Shuning uchun qora tuynuklar asosan beqarordir.

Ushbu hodisa 1970-yillarning o'rtalarida uni kashf etgan ajoyib ingliz nazariy fizigi sharafiga Xoking effekti deb ataladi. Stiven Xoking, xususan, qora tuynuk gorizonti T = 0,5 x 10 -7 x M s /M haroratgacha qizdirilgan mutlaq qora jism kabi fotonlarni chiqarishini isbotladi. Bundan kelib chiqadiki, teshik ingichka bo'lganda, uning harorati oshadi va "bug'lanish", albatta, ortadi. Bu jarayon nihoyatda sekin kechadi va M massali teshikning ishlash muddati taxminan 10 65 x (M/M s) 3 yil. Uning o'lchami Plank-Viler uzunligiga teng bo'lganda, teshik barqarorlikni yo'qotadi va portlaydi va bir vaqtning o'zida million o'n megatonlik vodorod bombasining portlashi bilan bir xil energiyani chiqaradi. Qizig'i shundaki, g'oyib bo'lgan paytdagi teshikning massasi hali ham juda katta, 22 mikrogram. Ba'zi modellarga ko'ra, teshik izsiz yo'qolib ketmaydi, balki orqasida bir xil massaning barqaror qoldiqlarini, ya'ni maximon deb ataladigan narsalarni qoldiradi.

Maximon 40 yil oldin tug'ilgan - atama va jismoniy g'oya sifatida. 1965 yilda akademik M. A. Markov elementar zarrachalar massasining yuqori chegarasi borligini taklif qildi. U ushbu chegaraviy qiymatni uchta asosiy fizik konstantadan - Plank doimiysi h, yorug'lik tezligi C va tortishish doimiysi G dan birlashtirilishi mumkin bo'lgan massa o'lchami sifatida ko'rib chiqishni taklif qildi (tafsilotlarni yaxshi ko'radiganlar uchun: buni amalga oshirish uchun siz quyidagilarni qilishingiz kerak. h va C ni ko'paytiring, natijani G ga bo'ling va ajratib oling Kvadrat ildiz). Bu maqolada aytib o'tilgan bir xil 22 mikrogram, bu qiymat Plank massasi deb ataladi. Xuddi shu konstantalardan uzunlik o'lchami (Plank-Viler uzunligi chiqadi, 10 -33 sm) va vaqt o'lchami (10 -43 sek) bilan qiymat qurish mumkin.
Markov o'z fikrini davom ettirdi. Uning farazlariga ko'ra, qora tuynukning bug'lanishi "quruq qoldiq" - maksimon hosil bo'lishiga olib keladi. Markov bunday tuzilmalarni elementar qora tuynuklar deb atagan. Bu nazariya qay darajada haqiqatga mos keladi, hozircha ochiq savol. Qanday bo'lmasin, Markov maximonlarining analoglari superstring nazariyasiga asoslangan qora tuynuklarning ba'zi modellarida qayta tiklandi.

Kosmosning chuqurliklari

Qora tuynuklar fizika qonunlari bilan taqiqlanmagan, ammo ular tabiatda mavjudmi? Kosmosda kamida bitta bunday ob'ekt mavjudligining mutlaqo qat'iy dalillari hali topilmagan. Biroq, ba'zi ikkilik tizimlarda rentgen nurlari manbalari yulduzlardan kelib chiqqan qora tuynuklar bo'lishi ehtimoli katta. Bu nurlanish oddiy yulduzning atmosferasini qo'shni tuynukning tortishish maydoni tomonidan so'rilishi natijasida paydo bo'lishi kerak. Hodisa gorizonti tomon harakatlanayotganda gaz kuchli isitiladi va rentgen kvantlarini chiqaradi. Hozirda kamida yigirma o'nlab rentgen nurlari manbalari qora tuynuklar roli uchun munosib nomzodlar deb hisoblanadi. Bundan tashqari, yulduzlar statistikasi shuni ko'rsatadiki, birgina bizning Galaktikamizda o'n millionga yaqin yulduzli teshiklar mavjud.

Qora tuynuklar galaktika yadrolarida moddalarning tortishish kondensatsiyasi jarayonida ham paydo bo'lishi mumkin. Massasi millionlab va milliardlab quyosh massalariga ega bo'lgan ulkan teshiklar shunday paydo bo'ladi, ular, ehtimol, ko'plab galaktikalarda uchraydi. Ko'rinishidan, Somon yo'lining chang bulutlari bilan qoplangan markazida 3-4 million quyosh massasi bo'lgan teshik bor.

Stiven Xoking ixtiyoriy massali qora tuynuklar bizning koinotimizni yaratgan Katta portlashdan keyin darhol paydo bo'lishi mumkin degan xulosaga keldi. Og'irligi bir milliard tonnagacha bo'lgan birlamchi teshiklar allaqachon bug'langan, ammo og'irroqlari hali ham kosmos tubida yashirinishi mumkin va o'z vaqtida gamma-nurlanishning kuchli chaqnashlari ko'rinishidagi kosmik otashinlarni o'rnatishi mumkin. Biroq hozirgacha bunday portlashlar kuzatilmagan.

qora tuynuk fabrikasi

Ammo tezlatkichdagi zarrachalarni shunchalik yuqori energiyaga tarqatish mumkinki, ularning to'qnashuvi qora tuynuk paydo bo'lishiga olib keladi? Bir qarashda, bu g'oya shunchaki aqldan ozgan - teshikning portlashi Yerdagi barcha hayotni yo'q qiladi. Bundan tashqari, bu texnik jihatdan mumkin emas. Agar teshikning minimal massasi haqiqatan ham 22 mikrogram bo'lsa, energiya birliklarida u 10 28 elektron voltga teng. Bu chegara 2007 yilda CERN da ishga tushiriladigan dunyodagi eng kuchli tezlatkich - Katta adron kollayderining (LHC) quvvatidan 15 marta kattaroqdir.

src="black_holes1/aerial-view-lhc.jpg" width="275" border="0">

Biroq, teshikning minimal massasining standart bahosi sezilarli darajada oshirib yuborilgan bo'lishi mumkin. Har holda, tortishishning kvant nazariyasini o'z ichiga olgan supertorlar nazariyasini ishlab chiquvchi fiziklar shunday deyishadi (garchi to'liq bo'lmasa ham). Ushbu nazariyaga ko'ra, kosmos uch o'lchamga ega emas, balki kamida to'qqizta. Biz qo'shimcha o'lchamlarni sezmaymiz, chunki ular shunchalik kichik o'lchamda o'ralganki, bizning asboblarimiz ularni sezmaydi. Biroq, tortishish hamma joyda mavjud, u yashirin o'lchamlarga kiradi. Uch o'lchovda tortishish kuchi masofaning kvadratiga teskari proportsionaldir va to'qqiz o'lchovda bu sakkizinchi kuchdir. Shuning uchun ko'p o'lchovli dunyoda tortishish maydonining intensivligi uch o'lchovliga qaraganda masofaning qisqarishi bilan tezroq oshadi. Bunday holda, Plank uzunligi ko'p marta ortadi va teshikning minimal massasi keskin pasayadi.

String nazariyasi to'qqiz o'lchovli fazoda massasi atigi 10-20 g bo'lgan qora tuynuk tug'ilishi mumkinligini taxmin qiladi.CERN o'ta tezlatgichida tezlashtirilgan protonlarning hisoblangan relyativistik massasi taxminan bir xil. Eng optimistik stsenariyga ko'ra, u har soniyada bitta teshik ishlab chiqarishi mumkin bo'ladi, bu taxminan 10-26 soniya davomida yashaydi. Uning bug'lanishi jarayonida barcha turdagi elementar zarralar tug'iladi, ularni ro'yxatga olish oson bo'ladi. Teshikning yo'qolishi energiyaning chiqishiga olib keladi va bu hatto darajaning mingdan biriga bir mikrogram suvni isitish uchun etarli emas. Shu sababli, LHC zararsiz qora tuynuklar zavodiga aylanishiga umid bor. Agar ushbu modellar to'g'ri bo'lsa, yangi avlod orbital kosmik nurlar detektorlari ham bunday teshiklarni aniqlay oladi.

Yuqorida aytilganlarning barchasi statsionar qora tuynuklarga tegishli. Ayni paytda, qiziqarli xususiyatlarga ega bo'lgan aylanadigan teshiklar mavjud. Qora tuynuk nurlanishining nazariy tahlili natijalari, shuningdek, entropiya tushunchasini jiddiy qayta ko'rib chiqishga olib keldi, bu ham alohida muhokamaga loyiqdir.

Kosmik super volanlar

Biz aytib o'tgan statik elektr neytral qora tuynuklar uchun umuman xos emas haqiqiy dunyo. Yiqilayotgan yulduzlar aylanishga moyil bo'lib, ular elektr zaryadlanishi ham mumkin.

Kal bosh teoremasi

Galaktika yadrolaridagi ulkan teshiklar, ehtimol, tortishish kondensatsiyasining birlamchi markazlaridan - bitta "yulduzdan keyingi" teshikdan yoki to'qnashuvlar natijasida birlashgan bir nechta teshiklardan hosil bo'ladi. Bunday urug 'teshiklari yaqin atrofdagi yulduzlarni va yulduzlararo gazni yutadi va shu bilan ularning massasini ko'p marta oshiradi. Yana ufqdan pastga tushgan materiya ham elektr zaryadiga (kosmik gaz va chang zarralari osongina ionlanadi) va aylanish momentiga (yiqilish spiral shaklida sodir bo'ladi) ega. Har qanday jismoniy jarayonda inertsiya momenti va zaryad saqlanadi va shuning uchun qora tuynuklarning paydo bo'lishi bundan mustasno emas deb taxmin qilish tabiiydir.

Ammo bundan ham kuchliroq bayonot ham to'g'ri bo'lib, uning alohida holati maqolaning birinchi qismida shakllantirilgan (qarang: A. Levin, The Amazing History of Black Holes, Popular Mechanics № 11, 2005). Makroskopik qora tuynukning ajdodlari qanday bo'lishidan qat'i nazar, u ulardan faqat massa, aylanish momenti va elektr zaryadini oladi. Jon Uilerning so'zlari bilan aytganda, "Qora tuynukning sochlari yo'q". 1970-yillarda bir nechta nazariy fiziklarning birgalikdagi sa'y-harakatlari bilan isbotlangan har qanday tuynuk gorizontida uchtadan ortiq "soch" osilganligini aytish to'g'riroq bo'ladi. To'g'ri, magnit zaryad ham teshikda saqlanishi kerak, uning faraziy tashuvchilari magnit monopollari 1931 yilda Pol Dirak tomonidan bashorat qilingan. Biroq, bu zarralar hali kashf etilmagan va to'rtinchi "soch" haqida gapirishga hali erta. Asos sifatida, kvant maydonlari bilan bog'liq qo'shimcha "sochlar" bo'lishi mumkin, ammo makroskopik teshikda ular butunlay ko'rinmasdir.

Va shunga qaramay, ular aylanadilar

Agar statik yulduz qayta zaryadlangan bo'lsa, fazo-vaqt ko'rsatkichi o'zgaradi, lekin voqea gorizonti baribir sferik bo'lib qoladi. Biroq, yulduz va galaktik qora tuynuklar bir qator sabablarga ko'ra katta zaryadni ko'tara olmaydi, shuning uchun bu holat astrofizika nuqtai nazaridan unchalik qiziq emas. Ammo teshikning aylanishi yanada jiddiy oqibatlarga olib keladi. Birinchidan, ufqning shakli o'zgaradi. Markazdan qochma kuchlar uni aylanish o'qi bo'ylab siqadi va ekvator tekisligida cho'zadi, shunda shar ellipsoidga o'xshash narsaga aylanadi. Aslini olganda, xuddi shu narsa ufqda, har qanday aylanadigan jismda, xususan, bizning sayyoramizda sodir bo'ladi - axir, Yerning ekvator radiusi qutbdan 21,5 km uzunroqdir. Ikkinchidan, aylanish ufqning chiziqli o'lchamlarini kamaytiradi. Eslatib o'tamiz, ufq uzoq olamlarga signal yuborishi mumkin bo'lgan yoki yubormasligi mumkin bo'lgan hodisalar o'rtasidagi ajratuvchi chiziqdir. Agar teshikning tortishish kuchi yorug'lik kvantlarini o'ziga jalb qilsa, markazdan qochma kuchlar, aksincha, ularning kosmosga qochishiga yordam beradi. Shuning uchun aylanuvchi tuynuk gorizonti bir xil massali statik yulduz gorizontiga qaraganda uning markaziga yaqinroq joylashishi kerak.

Lekin bu hammasi emas. Uning aylanishidagi teshik atrofdagi bo'shliqni u bilan birga tortadi. Teshikka yaqin joyda yutilish tugallanadi, periferiyada u asta-sekin zaiflashadi. Shuning uchun tuynuk gorizonti koinotning maxsus hududiga - ergosferaga botiriladi. Ergosferaning chegarasi qutblarda ufqqa tegib, ekvator tekisligida undan uzoqroqqa siljiydi. Bu sirtda fazoning kirib borish tezligi yorug'lik tezligiga teng; uning ichida yorug'lik tezligidan katta, tashqarida esa kamroq. Shuning uchun har qanday moddiy jism, xoh u gaz molekulasi, xoh kosmik chang zarrasi yoki razvedka zond bo'ladimi, u ergosferaga kirganida, albatta, teshik atrofida va o'zi bilan bir xil yo'nalishda aylana boshlaydi.

Yulduzli generatorlar

Ergosferaning mavjudligi, printsipial jihatdan, energiya manbai sifatida teshikdan foydalanishga imkon beradi. Ergosferaga biron bir ob'ekt kirib, u erda ikkita bo'lakka bo'linsin. Ma'lum bo'lishicha, ulardan biri ufq ostiga tushib qoladi, ikkinchisi esa ergosferani tark etadi va uning kinetik energiyasi butun tananing boshlang'ich energiyasidan oshadi! Ergosfera, shuningdek, unga tushadigan va yana kosmosga tarqaladigan elektromagnit nurlanishni kuchaytirish qobiliyatiga ega (bu hodisa superradiatsiya deb ataladi).

Biroq, energiyaning saqlanish qonuni o'zgarmasdir - doimiy harakatlanuvchi mashinalar mavjud emas. Teshik zarrachani yoki nurlanishni quvvatlantirsa, uning aylanish energiyasi kamayadi. Kosmik superflywheel asta-sekin sekinlashadi va oxirida u hatto to'xtashi mumkin. Teshik massasining 29% gacha bo'lgan qismini shu tarzda energiyaga aylantirish mumkinligi hisoblab chiqilgan. Bu jarayondan ko'ra samaraliroq faqat materiya va antimateriyani yo'q qilishdir, chunki bu holda massa butunlay nurlanishga aylanadi. Ammo quyosh termoyadro yoqilg'isi ancha past samaradorlik bilan yonib ketadi - taxminan 0,6%.

Shunday qilib, tez aylanadigan qora tuynuk kosmik o'ta tsivilizatsiyalar uchun deyarli ideal energiya generatoridir (agar ular mavjud bo'lsa). Har holda, tabiat bu boylikdan qadimdan foydalanib keladi. Kvazarlar, eng kuchli kosmik "radiostansiyalar" (elektromagnit to'lqinlar manbalari) galaktikalar yadrolarida joylashgan ulkan aylanadigan teshiklarning energiyasi bilan oziqlanadi. Bu faraz Edvin Salpeter va Yakov Zel'dovich tomonidan 1964 yilda ilgari surilgan va shundan beri u hamma tomonidan qabul qilingan. Teshikka yaqinlashayotgan materiya halqaga o'xshash tuzilmani hosil qiladi, ya'ni yig'ilish diski deb ataladi. Teshik yaqinidagi bo'shliq uning aylanishi bilan kuchli burishganligi sababli, diskning ichki zonasi ekvator tekisligida saqlanadi va asta-sekin hodisa gorizonti tomon joylashadi. Bu zonadagi gaz ichki ishqalanish natijasida kuchli isitiladi va infraqizil, yorug'lik, ultrabinafsha va rentgen nurlari, ba'zan esa gamma nurlarini hosil qiladi. Kvazarlar issiqlik bo'lmagan radio emissiyasini ham chiqaradi, bu asosan sinxrotron effekti bilan bog'liq.

Juda sayoz entropiya

Tuynuk teoremasi juda makkor tuzoqni yashiradi. Yiqilayotgan yulduz tortishish kuchlari tomonidan siqilgan o'ta issiq gazlar to'plamidir. Yulduz plazmasining zichligi va harorati qanchalik baland bo'lsa, undagi tartibsizlik va tartibsizlik shunchalik ko'p. Tasodifiylik darajasi juda aniq ifodalangan jismoniy miqdor- entropiya. Vaqt o'tishi bilan har qanday izolyatsiya qilingan ob'ektning entropiyasi ortadi - bu termodinamikaning ikkinchi qonunining mohiyatidir. Yulduzning qulashi boshlanishidan oldin uning entropiyasi juda yuqori va teshikning entropiyasi juda kichik ko'rinadi, chunki teshikni noyob tasvirlash uchun faqat uchta parametr kerak. Gravitatsion kollaps jarayonida termodinamikaning ikkinchi qonuni buziladimi?

Yulduzning o'ta yangi yulduzga aylanishi paytida uning entropiyasi chiqarilgan qobiq bilan birga olib ketiladi deb taxmin qilish mumkin emasmi? Afsuski yo `q. Birinchidan, qobiqning massasini yulduz massasi bilan taqqoslab bo'lmaydi, shuning uchun entropiyaning yo'qolishi kichik bo'ladi. Ikkinchidan, termodinamikaning ikkinchi qonunini yanada ishonchli aqliy "rad etish"ni o'ylab topish oson. Bir oz entropiyaga ega bo'lgan nolga teng bo'lmagan haroratli jism allaqachon tayyorlangan teshikning tortishish zonasiga tushsin. Voqealar ufqi ostiga tushib, u entropiya zahiralari bilan birga yo'qoladi va teshikning entropiyasi, shekilli, umuman oshmaydi. O'zga sayyoralikning entropiyasi yo'qolmaydi, balki teshikning ichki qismiga o'tadi, deb da'vo qilish vasvasasi, lekin bu faqat og'zaki hiyla. Fizika qonunlari biz va qurilmalarimiz uchun ochiq bo'lgan dunyoda amalga oshiriladi va har qanday tashqi kuzatuvchi uchun hodisa gorizonti ostidagi maydon terra incognita hisoblanadi.

Ushbu paradoksni Uilerning aspiranti Jeykob Bekkenshteyn hal qildi. Termodinamika juda kuchli intellektual manbaga ega - ideal issiqlik dvigatellarini nazariy o'rganish. Bekkenshteyn qora tuynukni isitgich sifatida ishlatib, issiqlikni foydali ishga aylantiruvchi aqliy qurilmani yaratdi. Ushbu modeldan foydalanib, u qora tuynukning entropiyasini hisoblab chiqdi, voqea gorizontining maydoniga mutanosib bo'lib chiqdi. Bu maydon teshik radiusining kvadratiga proportsionaldir, bu esa uning massasiga proportsionaldir. Har qanday tashqi ob'ektni ushlashda teshikning massasi ortadi, radius uzayadi, ufqning maydoni oshadi va shunga mos ravishda entropiya oshadi. Hisob-kitoblar shuni ko'rsatdiki, begona jismni yutib yuborgan tuynukning entropiyasi bu ob'ektning umumiy entropiyasidan va ular uchrashishdan oldingi teshikdan oshadi. Xuddi shunday, qulab tushayotgan yulduzning entropiyasi ham voris tuynukning entropiyasidan ko'p marta kichikroqdir. Aslida, Bekkenshteynning fikridan kelib chiqadiki, teshik yuzasi nol bo'lmagan haroratga ega va shuning uchun oddiygina termal fotonlarni (va agar etarlicha qizdirilsa, boshqa zarralar) chiqarishi kerak. Biroq, Bekkenshteyn bu qadar uzoqqa borishga jur'at eta olmadi (bu qadamni Stiven Xoking tashlagan).

Biz nimaga keldik? Qora tuynuklar haqida fikr yuritish nafaqat termodinamikaning ikkinchi qonunini o'zgarmas qoldiradi, balki entropiya tushunchasini boyitish imkonini beradi. Oddiy jismoniy jismning entropiyasi uning hajmiga ozmi-ko'pmi, tuynukning entropiyasi esa ufq yuzasiga proportsionaldir. Bir xil chiziqli o'lchamlarga ega bo'lgan har qanday moddiy ob'ektning entropiyasidan katta ekanligini qat'iy isbotlash mumkin. Bu shuni anglatadiki maksimal Kosmosning yopiq maydonining entropiyasi faqat uning tashqi chegarasi maydoni bilan belgilanadi! Ko'rib turganimizdek, qora tuynuklar xossalarini nazariy tahlil qilish umumiy jismoniy tabiatga oid juda chuqur xulosalar chiqarish imkonini beradi.

Koinotning tubiga nazar tashlash

Kosmosning chuqurligida qora tuynuklarni qidirish qanday? Popular Mechanics bu savolni mashhur astrofizik, Garvard universiteti professori Ramesh Narayanga berdi.

“Qora tuynuklarning kashf etilishini zamonaviy astronomiya va astrofizikaning eng katta yutuqlaridan biri deb hisoblash kerak. So'nggi o'n yilliklarda kosmosda minglab rentgen nurlari manbalari aniqlandi, ularning har biri oddiy yulduz va to'planish diski bilan o'ralgan juda kichik yorug'liksiz ob'ektdan iborat. Massalari bir yarimdan uch quyosh massasigacha bo'lgan qorong'u jismlar, ehtimol, neytron yulduzlaridir. Biroq, bu ko'rinmas ob'ektlar orasida qora tuynuk roliga kamida ikki o'nlab deyarli yuz foiz nomzodlar bor. Bundan tashqari, olimlar galaktika yadrolarida kamida ikkita ulkan qora tuynuk yashiringan degan fikrga kelishdi. Ulardan biri bizning Galaktikamizning markazida joylashgan; AQSh va Germaniya astronomlari tomonidan o'tgan yilgi nashrga ko'ra, uning massasi 3,7 million quyosh massasi (M s). Bir necha yil oldin Garvard-Smitson astrofizika markazidagi hamkasblarim Jeyms Moran va Linkoln Grinxill Seyfert galaktikasi NGC 4258 markazidagi tuynukni tortishga asosiy hissa qo'shgan, u 35 million M s ni tortgan. Katta ehtimol bilan, ko'pgina galaktikalar yadrolarida massasi milliondan bir necha milliard M s gacha bo'lgan teshiklar mavjud.

Hozircha Yerdan qora tuynukning haqiqiy noyob belgisini - voqea ufqining mavjudligini aniqlashning hech qanday usuli yo'q. Biroq, biz uning yo'qligiga qanday ishonch hosil qilishni allaqachon bilamiz. Neytron yulduzining radiusi 10 kilometr; yulduzlarning qulashi natijasida tug'ilgan teshiklarning radiusi bir xil darajada. Biroq, neytron yulduzi qattiq sirtga ega, teshik esa yo'q. Neytron yulduzi yuzasiga materiyaning tushishi termoyadro portlashlariga olib keladi, bu esa ikkinchi davomiylik davriy rentgen nurlanishini keltirib chiqaradi. Va gaz qora tuynuk gorizontiga etib kelganida, u uning ostiga kiradi va hech qanday nurlanish sifatida o'zini namoyon qilmaydi. Shuning uchun qisqa rentgen nurlarining yo'qligi ob'ektning teshik tabiatining kuchli tasdig'idir. Taxminan qora tuynuklarni o'z ichiga olgan yigirma o'nlab ikkilik tizimlarning barchasi bunday chaqnashlarni chiqarmaydi.

Hozir biz qora tuynuklar mavjudligi haqidagi salbiy dalillar bilan kifoyalanishga majbur bo'lganimizni tan olmaslik mumkin emas. Biz teshiklar deb e'lon qilgan ob'ektlar umumiy qabul qilingan nazariy modellar nuqtai nazaridan boshqa narsa bo'lishi mumkin emas. Boshqacha qilib aytganda, biz ularni teshik deb hisoblaymiz, chunki biz ularni boshqa narsa deb hisoblay olmaymiz. Umid qilamanki, astronomlarning keyingi avlodlari biroz ko‘proq omadga ega bo‘ladi”.

Professor Narayanning so'zlariga shuni qo'shish mumkinki, astronomlar qora tuynuklar mavjudligi haqiqatiga uzoq vaqtdan beri ishonishgan. Tarixiy jihatdan, bu lavozimga birinchi ishonchli nomzod bizdan 6500 yorug'lik yili uzoqda joylashgan juda yorqin ko'k supergigant HDE 226868 ning qorong'u sherigi edi. U 1970-yillarning boshida Cygnus X-1 rentgen ikkilik tizimida topilgan. Oxirgi ma'lumotlarga ko'ra, uning massasi taxminan 20 M s ni tashkil qiladi. Qayd etish joizki, joriy yilning 20 sentabr kuni astronomlar 17 yil avval borligiga shubha qilgan yana bir galaktik miqyosdagi tuynuk haqiqatiga oid shubhalarni deyarli butunlay yo‘qqa chiqargan ma’lumotlar e’lon qilingan edi. U Andromeda tumanligi nomi bilan mashhur M31 galaktikasining markazida joylashgan. Galaxy M31 juda qadimgi, taxminan 12 milliard yil. Teshik ham ancha katta - 140 million quyosh massasi. 2005 yilning kuziga kelib, astronomlar va astrofiziklar nihoyat uchta o'ta katta qora tuynuklar va ularning yana bir necha o'nlab oddiy hamrohlari mavjudligiga ishonch hosil qilishdi.

Teoriklarning xulosasi

Ommaviy mexanika, shuningdek, qora tuynuklarni o'rganishga o'n yilliklarini bag'ishlagan dunyodagi eng yaxshi tortishish nazariyotchilaridan ikkitasi bilan suhbatlasha oldi. Bu boradagi eng muhim yutuqlarni sanab o‘tishlarini so‘radik. Kaliforniya texnologiya institutining nazariy fizika professori Kip Torn bizga shunday dedi:

"Agar biz GR tenglamalari bilan yaxshi tasvirlangan makroskopik qora tuynuklar haqida gapiradigan bo'lsak, unda ularning nazariyasi sohasida asosiy natijalar XX asrning 60-80-yillarida olingan. Yaqinda olib borilgan ishlarga kelsak, ularning eng qiziqlari bizga qora tuynukning qarigan sari uning ichida sodir bo'layotgan jarayonlarni yaxshiroq tushunishga imkon berdi. So'nggi yillarda torlar nazariyasida tabiiy ravishda paydo bo'ladigan ko'p o'lchovli bo'shliqlardagi qora tuynuklar modellariga katta e'tibor berildi. Ammo bu tadqiqotlar endi klassik emas, balki hali kashf etilmagan kvant teshiklariga tegishli. So'nggi yillarning asosiy natijasi bu bir necha quyosh massasi massasi bo'lgan teshiklar, shuningdek, galaktikalar markazlarida o'ta massiv teshiklar mavjudligi haqiqatining juda ishonchli astrofizik tasdig'idir. Bugungi kunda bu teshiklar haqiqatan ham mavjudligiga shubha yo'q va biz ularning paydo bo'lish jarayonlarini yaxshi tushunamiz.

Xuddi shu savolga Kanadaning Alberta universiteti professori, akademik Markovning shogirdi Valeriy Frolov javob berdi:

“Avvalo, men Galaktikamiz markazidagi qora tuynuk kashfiyoti deb atagan bo‘lardim. Qo'shimcha o'lchamlarga ega bo'lgan bo'shliqlardagi teshiklarning nazariy tadqiqotlari ham juda qiziqarli bo'lib, ulardan to'qnashuvlarda tajribalar va kosmik nurlarning er usti moddasi bilan o'zaro ta'siri jarayonlarida kichik teshiklarning paydo bo'lish ehtimoli kelib chiqadi. Yaqinda Stiven Xoking qora tuynukning termal nurlanishi tashqi dunyoga uning gorizonti ostiga tushgan jismlarning holati to'g'risidagi ma'lumotni to'liq qaytarishini ko'rsatadigan qog'ozning dastlabki nashrini yubordi. Ilgari u bu ma'lumotlar qaytarilmas tarzda yo'qolib borayotganiga ishongan bo'lsa, endi u teskari xulosaga keldi. Shunga qaramay, shuni ta'kidlash kerakki, bu muammoni faqat hali qurilmagan tortishishning kvant nazariyasi asosida hal qilish mumkin.

Xokingning ishi alohida izohga loyiq. Kvant mexanikasining umumiy tamoyillaridan kelib chiqadiki, hech qanday ma'lumot izsiz yo'qolmaydi, faqat u kamroq "o'qiladigan" shaklga o'tadi. Biroq, qora tuynuklar materiyani qaytarib bo'lmaydigan tarzda yo'q qiladi va, aftidan, ma'lumot bilan xuddi shunday qo'pol muomala qiladi. 1976 yilda Xoking ushbu xulosani matematik apparat tomonidan qo'llab-quvvatlangan maqola chop etdi. Ba'zi nazariyotchilar u bilan rozi bo'lishdi, ba'zilari esa yo'q; xususan, tor nazariyotchilari axborotni buzilmaydi, deb hisoblashgan. O'tgan yozda Dublindagi konferentsiyada Xoking ma'lumot hanuzgacha saqlanib qolayotganini va bug'lanish teshigi sirtini termal nurlanish bilan birga tark etishini aytdi. Ushbu uchrashuvda Xoking o'zining yangi hisob-kitoblarining faqat diagrammasini taqdim etdi va ularni o'z vaqtida to'liq nashr etishga va'da berdi. Va endi, Valeriy Frolov aytganidek, bu asar oldindan nashr sifatida mavjud bo'ldi.

Va nihoyat, biz professor Frolovdan nima uchun qora tuynuklarni inson aqlining eng fantastik ixtirolaridan biri deb bilishini tushuntirishini so'radik.

“Astronomlar uzoq vaqtdan beri tushunish uchun yangi jismoniy g'oyalarni talab qilmaydigan ob'ektlarni kashf qilishdi. Bu nafaqat sayyoralar, yulduzlar va galaktikalarga, balki oq mittilar va neytron yulduzlari kabi ekzotik jismlarga ham tegishli. Ammo qora tuynuk - bu butunlay boshqacha narsa, bu noma'lumlikka yutuq. Kimdir uning ichida ekanligini aytdi - eng yaxshi joy yer osti dunyosini joylashtirish uchun. Teshiklarni, ayniqsa o'ziga xosliklarni o'rganish, yaqin vaqtgacha fizikada deyarli muhokama qilinmagan nostandart tushunchalar va modellardan foydalanishga majbur qiladi - masalan, kvant tortishish kuchi va simlar nazariyasi. Bu erda ko'plab muammolar paydo bo'ladi, ular fizika uchun g'ayrioddiy, hatto og'riqli, ammo hozir aniq bo'lganidek, mutlaqo haqiqiydir. Shuning uchun teshiklarni o'rganish doimiy ravishda yangi nazariy yondashuvlarni, shu jumladan jismoniy dunyo haqidagi bilimlarimiz yoqasida turgan yondashuvlarni talab qiladi.

Frantsuzlar va inglizlar o'rtasida ba'zida yarim hazil, ba'zan esa jiddiy tortishuvlar bo'ladi: kim ko'rinmas yulduzlar mavjudligining kashfiyotchisi deb hisoblanishi kerak - Fransuz P. Laplas yoki ingliz J. Mishel? 1973 yilda taniqli ingliz nazariy fiziklari S. Xoking va G. Ellis fazo va vaqt tuzilishining zamonaviy maxsus matematik muammolariga bag'ishlangan kitobida fransuz P. Laplasning ishini isbotlash imkoniyatini isbotlagan holda keltirdilar. qora yulduzlarning mavjudligi; keyin J. Mishelning ishi hali ma'lum emas edi. 1984 yilning kuzida mashhur ingliz astrofiziki M Ries Tuluzadagi konferentsiyada so'zga chiqib, Frantsiya hududida gapirish unchalik qulay bo'lmasa-da, ingliz J. Mishel birinchi bo'lib bashorat qilganligini ta'kidlashi kerak. ko'rinmas yulduzlar va tegishli ishning birinchi sahifasining suratini ko'rsatdi. Bu tarixiy so‘z yig‘ilganlar tomonidan ham olqishlar, ham tabassumlar bilan kutib olindi.

Uran harakatining buzilishidan Neptun sayyorasining o'rnini kim bashorat qilganligi haqidagi frantsuzlar va inglizlar o'rtasidagi munozaralarni qanday eslamaslik mumkin: frantsuz U. Le Verrier yoki ingliz J. Adams? Ma'lumki, ikkala olim ham yangi sayyoraning o'rnini mustaqil ravishda to'g'ri ko'rsatgan. O'shanda fransuz U.Le Veryerga omad kulib boqdi. Ko'pgina kashfiyotlar taqdiri shunday. Ko'pincha ular deyarli bir vaqtning o'zida va mustaqil ravishda turli odamlar tomonidan amalga oshiriladi.Odatda muammoning mohiyatiga chuqurroq kirib borganlarga ustuvorlik beriladi, lekin ba'zida bu shunchaki omadning injiqliklari.

Ammo P.Laplas va J.Mishelning bashorati hali qora tuynuk haqidagi haqiqiy bashorat emas edi. Nega?

Gap shundaki, P. Laplas davrida tabiatda yorug'likdan tezroq harakat qila olmasligi hali ma'lum emas edi. Bo'shliqda yorug'likni bosib o'tish mumkin emas! Buni bizning asrimizda ham Eynshteyn maxsus nisbiylik nazariyasida o'rnatgan. Binobarin, P.Laplas uchun u hisoblagan yulduz faqat qora (yorugʻlik qilmaydigan) boʻlib, bunday yulduz tashqi dunyo bilan har qanday tarzda “muloqot qilish”, har qanday narsa haqida “xabar berish” qobiliyatini yoʻqotishini bila olmasdi. unda sodir bo'layotgan voqealar haqida uzoq olamlar. Ya’ni, bu nafaqat “qora”, balki odam tushib qolishi mumkin bo‘lgan, lekin chiqib bo‘lmaydigan “teshik” ekanligini hali bilmas edi. Endi biz bilamizki, agar yorug'lik fazoning biron bir mintaqasidan chiqib keta olmasa, unda hech narsa qochib qutula olmaydi va biz bunday ob'ektni qora tuynuk deb ataymiz.

P. Laplasning mulohazalarini jiddiy hisoblab bo‘lmasligining yana bir sababi shundaki, u ulkan kuchga ega tortishish maydonlarini ko‘rib chiqdi, ularda tushayotgan jismlar yorug‘lik tezligigacha tezlashadi, chiqadigan yorug‘likning o‘zi esa kechiktirilishi mumkin va Nyutonning tortishish qonunini qo‘llaydi.

A. Eynshteyn Nyutonning tortishish nazariyasi bunday maydonlar uchun qoʻllanilmasligini koʻrsatdi va super kuchlar uchun ham, tez oʻzgaruvchan maydonlar uchun ham amal qiladigan yangi nazariyani yaratdi (bular uchun Nyuton nazariyasi ham amalda boʻlmaydi!), va. uni umumiy nisbiylik nazariyasi deb atadi. Aynan shu nazariyaning xulosalari qora tuynuklarning mavjudligini isbotlash va ularning xususiyatlarini o'rganish uchun ishlatilishi kerak.

Umumiy nisbiylik ajoyib nazariyadir. U shunchalik chuqur va nozikki, u bilan tanishgan har qanday odamda estetik zavq tuyg'usini uyg'otadi. Sovet fiziklari L. Landau va E. Lifshits o'zlarining "Dala nazariyasi" darsliklarida uni "mavjud bo'lgan barcha fizik nazariyalarning eng chiroylisi" deb atashgan. Nemis fizigi Maks Born nisbiylik nazariyasi kashfiyoti haqida shunday degan edi: “Men uni san’at asari sifatida hayratda qoldiraman”. A Sovet fizigi V. Ginzburg "... rangtasvir, haykaltaroshlik yoki arxitekturaning eng ajoyib durdonalarini ko'rish orqali boshdan kechirilgan tuyg'uga o'xshash ... tuyg'uni uyg'otadi", deb yozgan.

Eynshteyn nazariyasining ommabop taqdimotiga bo'lgan ko'plab urinishlar, albatta, u haqida umumiy taassurot qoldirishi mumkin. Ammo, ochig'ini aytganda, bu nazariyani bilishning zavqiga o'xshamaydi, chunki "Sistine Madonna" ning reproduktsiyasi bilan tanishish Rafael dahosi tomonidan yaratilgan asl nusxani ko'rib chiqishda yuzaga keladigan tajribadan farq qiladi.

Va shunga qaramay, asl nusxaga qoyil qolish imkoni bo'lmaganda, siz yaxshi reproduktsiyalardan yaxshiroq (va har xil turdagi) mavjud reproduktsiyalar bilan tanishishingiz mumkin (va kerak!).

Novikov I.D.

10 aprel kuni Event Horizon Telescope loyihasi astrofiziklari jamoasi ilk bor qora tuynuk tasvirini taqdim etdi. Bu ulkan, ammo ko'rinmas kosmik ob'ektlar hali ham bizning koinotimizdagi eng sirli va qiziqarli narsalardan biridir.

Quyida oʻqing

Qora tuynuk nima?

Qora tuynuk - tortishish kuchi shunchalik kuchliki, u barcha ma'lum ob'ektlarni, shu jumladan yorug'lik tezligida harakatlanuvchilarni ham o'ziga tortadigan ob'ekt (fazoda mintaqa). Yorug'lik kvantlarining o'zi ham bu hududni tark eta olmaydi, shuning uchun qora tuynuk ko'rinmas. Siz faqat elektromagnit to'lqinlarni, radiatsiya va qora tuynuk atrofidagi bo'shliqning buzilishlarini kuzatishingiz mumkin. Event Horizon teleskopi tomonidan nashr etilgan qora tuynukning hodisa gorizonti - tuynuk tomonidan "so'rilgan" yorug'lik moddasi - akkretsiya diski bilan o'ralgan o'ta kuchli tortishish kuchiga ega mintaqaning chegarasi tasvirlangan.

"Qora tuynuk" atamasi 20-asrning o'rtalarida paydo bo'lgan, uni amerikalik nazariy fizik Jon Archibald Uiler kiritgan. U bu atamani birinchi marta 1967 yilda ilmiy konferentsiyada ishlatgan.

Biroq, shu qadar massiv jismlarning mavjudligi haqidagi taxminlar, hatto yorug'lik ham ularning tortishish kuchini engib bo'lmaydi, 18-asrdayoq ilgari surilgan. Qora tuynuklarning zamonaviy nazariyasi umumiy nisbiylik nazariyasi doirasida shakllana boshladi. Qizig'i shundaki, Albert Eynshteynning o'zi qora tuynuklar mavjudligiga ishonmagan.

Qora tuynuklar qayerdan keladi?

Olimlar qora tuynuklarning kelib chiqishi turlicha ekanligiga ishonishadi. Massiv yulduzlar umrining oxirida qora tuynukga aylanadi: milliardlab yillar davomida gazlar tarkibi va ulardagi harorat o'zgaradi, bu esa yulduzning tortishish kuchi va issiq gazlar bosimi o'rtasidagi muvozanatga olib keladi. Keyin yulduz qulab tushadi: uning hajmi kamayadi, lekin massa o'zgarmasligi sababli, zichlik ortadi. Oddiy yulduz massali qora tuynukning radiusi 30 kilometr va zichligi kub santimetr uchun 200 million tonnadan ortiq. Taqqoslash uchun: Yer qora tuynuk bo'lishi uchun uning radiusi 9 millimetr bo'lishi kerak.

Qora tuynukning yana bir turi mavjud - ko'pchilik galaktikalarning yadrosini tashkil etuvchi o'ta massiv qora tuynuklar. Ularning massasi yulduz qora tuynuklarining massasidan milliard marta katta. O'ta massiv qora tuynuklarning kelib chiqishi noma'lum, ammo ular bir vaqtlar boshqa yulduzlarni qamrab olgan yulduz massasidagi qora tuynuklar bo'lgan deb taxmin qilinadi.

Koinot mavjudligining boshida har qanday massaning siqilishi natijasida paydo bo'lishi mumkin bo'lgan ibtidoiy qora tuynuklarning mavjudligi haqidagi munozarali g'oya ham mavjud. Bundan tashqari, Katta adron kollayderida massasi elementar zarrachalar massasiga yaqin boʻlgan juda kichik qora tuynuklar hosil boʻladi, degan taxmin mavjud. Biroq, bu versiyaning tasdiqlanishi hozircha yo'q.

Qora tuynuk bizning galaktikamizni yutib yuboradimi?

Somon yo'li galaktikasining markazida qora tuynuk joylashgan - Sagittarius A*. Uning massasi Quyosh massasidan to'rt million marta, o'lchami - 25 million kilometr - taxminan 18 quyosh diametriga teng. Bunday tarozilar ba'zilarni hayratga soladi: qora tuynuk butun galaktikamizga tahdid soladimi? Bunday taxminlarning sabablari nafaqat ilmiy fantastika: bir necha yil oldin olimlar sayyoramizdan 12,5 milliard yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan W2246-0526 galaktikasi haqida xabar berishdi. W2246-0526 markazida joylashgan astronomlarning tavsifiga ko'ra, supermassiv qora tuynuk uni asta-sekin parchalab tashlaydi va bu jarayon natijasida paydo bo'lgan radiatsiya barcha yo'nalishlarda ulkan issiq gaz bulutlarini tezlashtiradi. Qora tuynuk tomonidan parchalanib ketgan galaktika 300 trillion quyoshdan ham yorqinroq porlaydi.

Biroq, bizning uy galaktikamizga hech narsa tahdid solmaydi (hech bo'lmaganda qisqa muddatda). Somon yo'lidagi aksariyat ob'ektlar, shu jumladan quyosh sistemasi, uning tortishishini his qilish uchun qora tuynukdan juda uzoqda. Bundan tashqari, "bizning" qora tuynuk changyutgich kabi barcha materiallarni o'ziga tortmaydi, balki faqat uning atrofida aylanayotgan yulduzlar guruhi uchun tortishish langari vazifasini bajaradi - sayyoralar uchun Quyosh kabi.

Ammo, agar biz qora tuynukning voqealar gorizontidan chiqib ketsak ham, biz buni sezmaymiz ham.

Agar siz qora tuynukga "yiqilib tushsangiz" nima bo'ladi?

Qora tuynuk tortgan jism, katta ehtimol bilan u yerdan qaytib kela olmaydi. Qora tuynukning tortishish kuchini engish uchun siz yorug'lik tezligidan yuqori tezlikni rivojlantirishingiz kerak, ammo insoniyat buni qanday amalga oshirish mumkinligini hali bilmaydi.

Qora tuynuk atrofidagi tortishish maydoni juda kuchli va bir xil emas, shuning uchun uning yaqinidagi barcha jismlar shakli va tuzilishini o'zgartiradi. Ob'ektning hodisa gorizontiga yaqinroq bo'lgan tomoni ko'proq kuch bilan tortiladi va ko'proq tezlanish bilan tushadi, shuning uchun butun ob'ekt cho'ziladi, makaronga o'xshaydi. U bu hodisani kitobida tasvirlab bergan Qisqa hikoya vaqt, mashhur nazariyotchi fizik Stiven Xoking. Xokingdan oldin ham astrofiziklar bu hodisani spagettilanish deb atashgan.

Agar siz qora tuynuk oyoqlariga birinchi bo'lib uchgan kosmonavt nuqtai nazaridan spagettilanishni tasvirlasangiz, unda tortishish maydoni uning oyoqlarini tortadi, so'ngra tanani cho'zadi va yirtib tashlab, uni subatomik zarralar oqimiga aylantiradi.

Tashqi tomondan, qora tuynuk ichiga tushishni ko'rishning iloji yo'q, chunki u yorug'likni yutadi. Tashqi kuzatuvchi faqat qora tuynukga yaqinlashayotgan ob'ekt asta-sekin sekinlashishini va keyin butunlay to'xtashini ko'radi. Shundan so'ng, ob'ektning silueti tobora xiralashib, qizarib ketadi va nihoyat abadiy yo'qoladi.

Stiven Xokingning so'zlariga ko'ra, qora tuynuk tomonidan jalb qilingan barcha jismlar hodisa ufqida qoladi. Nisbiylik nazariyasidan kelib chiqadiki, qora tuynuk yaqinida vaqt to'xtashgacha sekinlashadi, shuning uchun yiqilgan odam uchun qora tuynukga tushishning o'zi hech qachon sodir bo'lmasligi mumkin.

Ichida nima bor?

Aniq sabablarga ko'ra, hozirda bu savolga ishonchli javob yo'q. Biroq, olimlar bizga tanish bo'lgan fizika qonunlari endi qora tuynuk ichida qo'llanilmasligiga qo'shiladilar. Eng hayajonli va ekzotik gipotezalardan biriga ko'ra, qora tuynuk atrofidagi fazo-vaqt uzluksizligi shunchalik buzilganki, haqiqatning o'zida teshik hosil bo'ladi, u boshqa koinotga - yoki qurt teshigi deb ataladigan narsaga portal bo'lishi mumkin.

Qora tuynuklar: koinotdagi eng sirli ob'ektlar

Kosmosni o'rganish haqida ilmiy-ommabop filmlar suratga olishga qiziqish nisbatan yaqinda ortib borayotganligi sababli, zamonaviy tomoshabin o'ziga xoslik yoki qora tuynuk kabi hodisalar haqida ko'p eshitgan. Biroq, filmlar, shubhasiz, bu hodisalarning to'liq mohiyatini ochib bermaydi va ba'zida katta ta'sir ko'rsatish uchun tuzilgan ilmiy nazariyalarni buzib ko'rsatadi. Shu sababli, ko'pchilikning taqdimoti zamonaviy odamlar bu hodisalar haqida yoki butunlay yuzaki, yoki butunlay noto'g'ri. Yaratilgan muammoning yechimlaridan biri bu maqola bo'lib, unda biz mavjud tadqiqot natijalarini tushunishga harakat qilamiz va savolga javob beramiz - qora tuynuk nima?

1784 yilda ingliz ruhoniysi va tabiatshunosi Jon Mishel Qirollik jamiyatiga yozgan maktubida birinchi marta shunday kuchli tortishish kuchiga ega bo'lgan gipotetik massiv jismni eslatib o'tdiki, uning ikkinchi kosmik tezligi yorug'lik tezligidan oshib ketadi. Ikkinchi qochish tezligi - bu nisbatan kichik ob'ektning tortishish kuchini engish uchun kerak bo'lgan tezligi. samoviy jism va bu tananing atrofidagi yopiq orbitadan tashqariga chiqing. Uning hisob-kitoblariga ko'ra, Quyoshning zichligi va radiusi 500 quyosh radiusi bo'lgan jism o'z yuzasida yorug'lik tezligiga teng bo'lgan ikkinchi kosmik tezlikka ega bo'ladi. Bunday holda, hatto yorug'lik ham bunday jismning sirtini tark etmaydi va shuning uchun bu tana faqat kiruvchi yorug'likni o'zlashtiradi va kuzatuvchiga ko'rinmas qoladi - qorong'u bo'shliq fonida bir xil qora nuqta.

Biroq, Mishel tomonidan taklif qilingan supermassiv jism tushunchasi Eynshteynning ishiga qadar katta qiziqish uyg'otmadi. Eslatib o'tamiz, ikkinchisi yorug'lik tezligini ma'lumot uzatishning cheklovchi tezligi sifatida belgilagan. Bundan tashqari, Eynshteyn tortishish nazariyasini yorug'lik tezligiga yaqin tezliklar uchun kengaytirdi (). Natijada, Nyuton nazariyasini qora tuynuklarga qo'llash endi ahamiyatli emas edi.

Eynshteyn tenglamasi

Qora tuynuklarga umumiy nisbiylik nazariyasini qoʻllash va Eynshteyn tenglamalarini yechish natijasida qora tuynukning asosiy parametrlari aniqlandi, ulardan faqat uchtasi bor: massa, elektr zaryadi va burchak momenti. Fundamental monografiyani yaratgan hind astrofiziki Subramanyan Chandrasekharning katta hissasini ta'kidlash kerak: " matematik nazariya qora tuynuklar."

Shunday qilib, Eynshteyn tenglamalarining yechimi qora tuynuklarning to'rtta mumkin bo'lgan turi uchun to'rtta variant bilan ifodalanadi:

• Aylanmasiz va zaryadsiz qora tuynuk - Shvartsshild yechimi. Qora tuynukning birinchi ta'riflaridan biri (1916) Eynshteyn tenglamalaridan foydalangan holda, lekin tananing uchta parametridan ikkitasini hisobga olmagan holda. Nemis fizigi Karl Shvartsshildning yechimi sharsimon massiv jismning tashqi tortishish maydonini hisoblash imkonini beradi. Nemis olimining qora tuynuklar kontseptsiyasining o'ziga xos xususiyati - bu hodisa gorizonti va uning orqasida joylashganligi. Shvartsshild birinchi navbatda uning nomini olgan tortishish radiusini hisoblab chiqdi, bu esa ma'lum bir massaga ega bo'lgan jism uchun hodisa gorizonti joylashgan sfera radiusini aniqlaydi.
• Zaryadli aylanma qora tuynuk - Reisner-Nordström eritmasi. Qora tuynukning mumkin bo'lgan elektr zaryadini hisobga olgan holda 1916-1918 yillarda ilgari surilgan yechim. Bu zaryad o'zboshimchalik bilan katta bo'lishi mumkin emas va natijada paydo bo'lgan elektr itarilishi tufayli cheklangan. Ikkinchisi gravitatsiyaviy tortishish bilan qoplanishi kerak.
• Aylanadigan va zaryadsiz qora tuynuk - Kerr yechimi (1963). Aylanadigan Kerr qora tuynuklari statikdan ergosfera deb ataladigan narsaning mavjudligi bilan farq qiladi (bu va qora tuynukning boshqa tarkibiy qismlari haqida o'qing).
• Aylanish va zaryad bilan BH - Kerr-Nyuman eritmasi. Ushbu yechim 1965 yilda hisoblab chiqilgan va hozirda eng to'liq hisoblanadi, chunki u uchta BH parametrini hisobga oladi. Shunga qaramay, tabiatdagi qora tuynuklar ahamiyatsiz zaryadga ega deb taxmin qilinadi.

Qora tuynukning shakllanishi

Qora tuynuk qanday paydo bo'lishi va paydo bo'lishi haqida bir qancha nazariyalar mavjud bo'lib, ulardan eng mashhuri tortishish kuchining qulashi natijasida yetarli massaga ega bo'lgan yulduzning paydo bo'lishidir. Bunday siqilish massasi uchdan ortiq quyosh massasi bo'lgan yulduzlarning evolyutsiyasini tugatishi mumkin. Bunday yulduzlar ichidagi termoyadro reaktsiyalari tugagach, ular tezda o'ta zichlikka aylana boshlaydi. Agar neytron yulduz gazining bosimi tortishish kuchlarini qoplay olmasa, ya'ni yulduzning massasi deb ataladigan narsani engib chiqadi. Oppengeymer-Volkov chegarasi, keyin qulash davom etadi, buning natijasida materiya qora tuynuk ichiga siqiladi.

Qora tuynukning tug'ilishini tavsiflovchi ikkinchi stsenariy - bu protogalaktik gazning, ya'ni galaktikaga yoki qandaydir klasterga aylanish bosqichida bo'lgan yulduzlararo gazning siqilishi. Xuddi shu tortishish kuchlarini qoplash uchun ichki bosim etarli bo'lmagan taqdirda, qora tuynuk paydo bo'lishi mumkin.

Boshqa ikkita stsenariy faraz bo'lib qolmoqda:

• Natijada qora tuynukning paydo bo'lishi - deb ataladi. dastlabki qora tuynuklar.
• Yuqori energiyadagi yadro reaksiyalari natijasida yuzaga kelishi. Bunday reaksiyalarga misol qilib kollayderlar ustida olib borilgan tajribalarni keltirish mumkin.

Qora tuynuklarning tuzilishi va fizikasi

Shvartsshildning fikriga ko'ra, qora tuynukning tuzilishi faqat yuqorida aytib o'tilgan ikkita elementni o'z ichiga oladi: qora tuynukning o'ziga xosligi va hodisalar gorizonti. Yakkalik haqida qisqacha gapiradigan bo'lsak, u orqali to'g'ri chiziq o'tkazishning iloji yo'qligini, shuningdek, mavjud fizik nazariyalarning aksariyati uning ichida ishlamasligini ta'kidlash mumkin. Shunday qilib, yagonalik fizikasi bugungi kunda olimlar uchun sir bo'lib qolmoqda. qora tuynuk - bu chegaraning bir turi bo'lib, uni kesib o'tishda jismoniy ob'ekt undan orqaga qaytish qobiliyatini yo'qotadi va shubhasiz qora tuynukning o'ziga xosligiga "tushadi".

Qora tuynukning tuzilishi Kerr eritmasi holatida, ya'ni BH aylanishi mavjudligida biroz murakkablashadi. Kerrning yechimi teshikning ergosferaga ega ekanligini nazarda tutadi. Ergosfera - voqea gorizontidan tashqarida joylashgan ma'lum bir hudud, uning ichida barcha jismlar qora tuynukning aylanish yo'nalishi bo'yicha harakat qiladi. Bu maydon hali hayajonli emas va voqea gorizontidan farqli o'laroq, uni tark etish mumkin. Ergosfera, ehtimol, massiv jismlar atrofida aylanadigan moddani ifodalovchi akkreditatsiya diskining o'ziga xos analogidir. Agar Shvartsshildning statik qora tuynug'i qora shar shaklida tasvirlangan bo'lsa, Kerri qora tuynugida ergosfera mavjudligi sababli, biz ko'pincha qora tuynuklarni chizmalarda ko'rganmiz, ergosfera mavjudligi sababli, tekis ellipsoid shakliga ega. filmlar yoki video o'yinlar.

• Qora tuynukning og'irligi qancha? - Qora tuynukning paydo bo'lishi haqidagi eng katta nazariy material uning yulduzning qulashi natijasida paydo bo'lishi stsenariysi uchun mavjud. Bunda neytron yulduzning maksimal massasi va qora tuynukning minimal massasi Oppengeymer-Volkov chegarasi bilan aniqlanadi, unga ko'ra BH massasining pastki chegarasi 2,5 - 3 quyosh massasi. Hozirgacha topilgan eng og'ir qora tuynuk (NGC 4889 galaktikasida) 21 milliard quyosh massasiga ega. Biroq, gipotetik jihatdan yuqori energiyadagi, masalan, kollayderlardagi yadroviy reaktsiyalar natijasida paydo bo'lgan qora tuynuklar haqida unutmaslik kerak. Bunday kvant qora tuynuklarining massasi, boshqacha aytganda, "Plank qora tuynuklari" ga teng, ya'ni 2 10 −5 g.
• Qora tuynuk hajmi. Minimal BH radiusini minimal massadan (2,5 - 3 quyosh massasi) hisoblash mumkin. Agar Quyoshning tortishish radiusi, ya'ni hodisa gorizonti bo'ladigan maydon taxminan 2,95 km bo'lsa, u holda 3 quyosh massasi bo'lgan BH ning minimal radiusi taxminan to'qqiz kilometrga teng bo'ladi. Bunday nisbatan kichik o'lchamlar qachon boshiga mos kelmaydi gaplashamiz atrofdagi hamma narsani o'ziga tortadigan ulkan ob'ektlar haqida. Biroq, kvant qora tuynuklari uchun radius -10 −35 m.
• Qora tuynukning o'rtacha zichligi ikkita parametrga bog'liq: massa va radius. Massasi taxminan uch quyosh massasi bo'lgan qora tuynukning zichligi taxminan 6 10 26 kg / m³, suvning zichligi esa 1000 kg / m³. Biroq bunday kichik qora tuynuklar olimlar tomonidan topilmagan. Aniqlangan BHlarning aksariyati 105 quyosh massasidan kattaroq massaga ega. Qiziqarli naqsh mavjud, unga ko'ra qora tuynuk qanchalik katta bo'lsa, uning zichligi shunchalik past bo'ladi. Bunday holda, massaning 11 darajaga o'zgarishi zichlikning 22 darajaga o'zgarishiga olib keladi. Shunday qilib, massasi 1 ·109 quyosh massasi bo'lgan qora tuynukning zichligi 18,5 kg / m³ ni tashkil qiladi, bu oltinning zichligidan bir kam. Va massasi 10 10 dan ortiq quyosh massasi bo'lgan qora tuynuklar havo zichligidan kamroq o'rtacha zichlikka ega bo'lishi mumkin. Ushbu hisob-kitoblarga asoslanib, qora tuynukning paydo bo'lishi materiyaning siqilishi tufayli emas, balki ma'lum hajmdagi katta miqdordagi moddalarning to'planishi natijasida sodir bo'ladi, deb taxmin qilish mantiqan to'g'ri keladi. Kvant qora tuynuklari holatida ularning zichligi taxminan 10 94 kg / m³ bo'lishi mumkin.
• Qora tuynukning harorati ham uning massasiga teskari proportsionaldir. Bu harorat to'g'ridan-to'g'ri bog'liq. Bu nurlanish spektri butunlay qora jismning spektriga, ya'ni barcha tushayotgan nurlanishni yutuvchi jismga to'g'ri keladi. Qora tananing nurlanish spektri faqat uning haroratiga bog'liq bo'lsa, u holda qora tuynukning harorati Xoking nurlanish spektridan aniqlanishi mumkin. Yuqorida aytib o'tilganidek, bu nurlanish qanchalik kuchli bo'lsa, qora tuynuk shunchalik kichikroq. Shu bilan birga, Xoking nurlanishi gipotetik bo'lib qolmoqda, chunki u hali astronomlar tomonidan kuzatilmagan. Bundan kelib chiqadiki, agar Xoking nurlanishi mavjud bo'lsa, u holda kuzatilgan BHlarning harorati shunchalik pastki, u ko'rsatilgan nurlanishni aniqlashga imkon bermaydi. Hisob-kitoblarga ko'ra, hatto Quyosh massasi tartibida massasi bo'lgan teshikning harorati ham arzimas darajada kichik (1 ·10 -7 K yoki -272 ° S). Kvant qora tuynuklarining harorati taxminan 10 12 K ga yetishi mumkin va ularning tez bug'lanishi (taxminan 1,5 min.) bilan bunday qora tuynuklar o'n million atom bombasi energiyasini chiqarishi mumkin. Ammo, xayriyatki, bunday faraziy ob'ektlarni yaratish uchun bugungi kunda Katta adron kollayderida erishilganidan 10 14 baravar ko'proq energiya talab qilinadi. Bundan tashqari, bunday hodisalar astronomlar tomonidan hech qachon kuzatilmagan.

CHD nimadan iborat?

Yana bir savol olimlarni ham, oddiygina astrofizikani yaxshi ko'radiganlarni ham tashvishlantiradi - qora tuynuk nimadan iborat? Bu savolga yagona javob yo'q, chunki har qanday qora tuynukni o'rab turgan voqea ufqidan tashqariga qarash mumkin emas. Bundan tashqari, avval aytib o'tganimizdek, qora tuynukning nazariy modellari uning faqat 3 ta komponentini ko'zda tutadi: ergosfera, hodisa gorizonti va o'ziga xoslik. Ergosferada faqat qora tuynuk tomonidan jalb qilingan va hozir uning atrofida aylanayotgan ob'ektlar - turli xil kosmik jismlar va kosmik gazlar mavjud deb taxmin qilish mantiqan to'g'ri. Voqealar gorizonti shunchaki ingichka yashirin chegara bo'lib, undan keyin bir xil kosmik jismlar qora tuynukning oxirgi asosiy komponenti - yakkalik tomon qaytarib bo'lmaydigan tarzda tortiladi. Singulyarlikning tabiati bugungi kunda o'rganilmagan va uning tarkibi haqida gapirishga hali erta.

Ba'zi taxminlarga ko'ra, qora tuynuk neytronlardan iborat bo'lishi mumkin. Agar yulduzning neytron yulduzga siqilishi va uning keyingi siqilishi natijasida qora tuynukning paydo bo'lishi stsenariysiga amal qiladigan bo'lsak, unda, ehtimol, qora tuynukning asosiy qismi neytronlardan iborat bo'lib, ulardan neytron yulduzi o'zidan iborat. Oddiy so'zlar bilan aytganda: Yulduz qulaganda uning atomlari shunday siqiladiki, elektronlar protonlar bilan birlashadi va shu bilan neytronlarni hosil qiladi. Bunday reaktsiya haqiqatan ham tabiatda sodir bo'ladi, neytron hosil bo'lishi bilan neytrino emissiyasi sodir bo'ladi. Biroq, bu faqat taxminlar.

Agar siz qora tuynukga tushib qolsangiz nima bo'ladi?

Astrofizik qora tuynukga tushish tananing cho'zilishiga olib keladi. O'z joniga qasd qilgan kosmonavtning qora tuynukga faqat kosmik kostyum kiygan holda, oyoqlarini ko'tarib kirayotganini ko'rib chiqing. Voqealar ufqini kesib o'tib, kosmonavt endi qaytib kelish imkoniyati yo'qligiga qaramay, hech qanday o'zgarishlarni sezmaydi. Bir nuqtada, astronavt tanasining deformatsiyasi sodir bo'ladigan nuqtaga (hodisalar ufqidan bir oz orqada) etib boradi. Qora tuynukning tortishish maydoni bir xil bo'lmaganligi va markazga qarab kuchayib borayotgan kuch gradienti bilan ifodalanganligi sababli, astronavtning oyoqlari, masalan, boshga qaraganda sezilarli darajada ko'proq tortishish ta'siriga duchor bo'ladi. Keyin, tortishish, aniqrog'i, to'lqin kuchlari tufayli, oyoqlar tezroq "tushadi". Shunday qilib, tana asta-sekin uzunligi bo'ylab cho'zila boshlaydi. Ushbu hodisani tasvirlash uchun astrofiziklar juda ijodiy atama - spagettilanishni taklif qilishdi. Tananing keyingi cho'zilishi, ehtimol uni atomlarga parchalaydi, ular ertami-kechmi o'ziga xoslikka erishadi. Bu vaziyatda odam nimani his qilishini faqat taxmin qilish mumkin. Ta'kidlash joizki, tanani cho'zish ta'siri qora tuynukning massasiga teskari proportsionaldir. Ya'ni, agar massasi uchta Quyosh bo'lgan BH tanani bir zumda cho'zsa/sindirsa, u holda supermassiv qora tuynuk pastroq to'lqin kuchlariga ega bo'ladi va ba'zi jismoniy materiallar bunday deformatsiyaga o'z tuzilishini yo'qotmasdan "toqat qilishi" mumkin degan taxminlar mavjud.

Ma'lumki, massiv jismlar yaqinida vaqt sekinroq oqadi, ya'ni o'z joniga qasd qilgan astronavt uchun vaqt yerdagilarga qaraganda ancha sekinroq o'tadi. Bunday holda, u nafaqat do'stlaridan, balki Yerning o'zidan ham ko'proq yashaydi. Astronavt uchun qancha vaqt sekinlashishini aniqlash uchun hisob-kitoblar talab qilinadi, ammo yuqoridagilardan ko'ra, kosmonavt qora tuynukga juda sekin tushadi va uning tanasi boshlangan paytni ko'rish uchun yashamasligi mumkin deb taxmin qilish mumkin. deformatsiya qilish.

Shunisi e'tiborga loyiqki, tashqaridagi kuzatuvchi uchun hodisa ufqiga ko'tarilgan barcha jismlar tasviri yo'qolguncha shu ufqning chekkasida qoladi. Ushbu hodisaning sababi gravitatsiyaviy qizil siljishdir. Biroz soddalashtirilgan holda aytishimiz mumkinki, hodisa gorizontida "muzlab qolgan" o'z joniga qasd qilgan astronavtning tanasiga tushayotgan yorug'lik vaqti sekinlashgani sababli uning chastotasini o'zgartiradi. Vaqt sekin o'tishi bilan yorug'lik chastotasi pasayadi va to'lqin uzunligi ortadi. Ushbu hodisa natijasida chiqishda, ya'ni tashqi kuzatuvchi uchun yorug'lik asta-sekin past chastotali - qizil rangga o'tadi. Spektr bo'ylab yorug'likning siljishi sodir bo'ladi, chunki o'z joniga qasd qilgan astronavt kuzatuvchidan deyarli sezilmas bo'lsa-da, uzoqroq va uzoqroq harakat qiladi va uning vaqti tobora sekinroq oqadi. Shunday qilib, uning tanasi tomonidan aks ettirilgan yorug'lik tez orada ko'rinadigan spektrdan tashqariga chiqadi (tasvir yo'qoladi) va kelajakda kosmonavtning jasadi faqat infraqizil mintaqada, keyinroq radiochastota hududida aniqlanishi mumkin va buning natijasida, radiatsiya butunlay ushlanib qolmaydi.

Yuqorida yozilganlarga qaramay, juda katta supermassiv qora tuynuklarda to'lqin kuchlari masofaga qarab unchalik o'zgarmaydi va yiqilgan jismga deyarli bir xilda ta'sir qiladi deb taxmin qilinadi. Bunday holda, qulagan kosmik kema o'z tuzilishini saqlab qoladi. O'rtacha savol tug'iladi - qora tuynuk qaerga olib boradi? Bu savolga qurt teshiklari va qora tuynuklar kabi ikkita hodisani bog'laydigan ba'zi olimlarning ishi javob berishi mumkin.

1935 yilda Albert Eynshteyn va Neytan Rozenni hisobga olib, fazo-vaqtning ikkita nuqtasini ikkinchisining sezilarli egrilik joylarida - Eynshteyn-Rozen ko'prigida bog'laydigan chuvalchang teshiklari mavjudligi haqidagi farazni ilgari surdilar. yoki qurt teshigi. Kosmosning bunday kuchli egriligi uchun ulkan massaga ega jismlar kerak bo'ladi, ular rolini qora tuynuklar juda yaxshi bajaradi.

Eynshteyn-Rozen ko'prigi o'tib bo'lmaydigan qurt teshigi hisoblanadi, chunki u kichik va beqaror.

Qora va oq tuynuklar nazariyasi doirasida o'tish mumkin bo'lgan qurt teshigi mumkin. Bu erda oq tuynuk qora tuynuk ichiga tushgan ma'lumotlarning chiqishi. Oq tuynuk umumiy nisbiylik nazariyasi doirasida tasvirlangan, ammo bugungi kunda u faraz bo'lib qolmoqda va kashf etilmagan. Chuvalchang teshigining yana bir modeli amerikalik olimlar Kip Torn va uning aspiranti Mayk Morris tomonidan taklif qilingan, bu o'tish mumkin. Biroq, Morris-Torn qurt teshigi misolida bo'lgani kabi, qora va oq tuynuklarda ham sayohat qilish imkoniyati salbiy energiyaga ega va faraziy bo'lib qoladigan ekzotik materiyaning mavjudligini talab qiladi.

Koinotdagi qora tuynuklar

Qora tuynuklarning mavjudligi nisbatan yaqinda (2015 yil sentyabr) tasdiqlangan, ammo bu vaqtgacha qora tuynuklarning tabiati haqida juda ko'p nazariy materiallar, shuningdek, qora tuynuk roliga ko'plab nomzod ob'ektlar mavjud edi. Avvalo, qora tuynukning o'lchamlarini hisobga olish kerak, chunki hodisaning tabiati ularga bog'liq:

• yulduz massasi qora tuynuk. Bunday jismlar yulduzning qulashi natijasida hosil bo'ladi. Yuqorida aytib o'tilganidek, bunday qora tuynuk hosil qila oladigan jismning minimal massasi 2,5 - 3 quyosh massasi.
• Oraliq massali qora tuynuklar. Gaz to'planishi, qo'shni yulduz (ikki yulduzli tizimda) va boshqa kosmik jismlar kabi yaqin atrofdagi ob'ektlarning yutilishi tufayli ko'paygan qora tuynuklarning shartli oraliq turi.
• Supermassiv qora tuynuk. 10 5 -10 10 quyosh massasi bo'lgan ixcham ob'ektlar. Bunday BHlarning o'ziga xos xususiyatlari paradoksal past zichlik, shuningdek, ilgari muhokama qilingan zaif gelgit kuchlaridir. Bu bizning Somon yo'li galaktikamiz (Sagittarius A*, Sgr A*) va boshqa ko'pgina galaktikalar markazidagi bu o'ta massiv qora tuynuk.

CHD uchun nomzodlar

Eng yaqin qora tuynuk, aniqrog'i qora tuynuk roliga nomzod - bu Quyoshdan 3000 yorug'lik yili masofasida (bizning galaktikamizda) joylashgan ob'ekt (V616 Unicorn). U ikkita komponentdan iborat: massasi quyosh massasining yarmiga teng bo'lgan yulduz, shuningdek, massasi 3 - 5 quyosh massasi bo'lgan ko'rinmas kichik jism. Agar bu ob'ekt yulduz massasiga ega kichik qora tuynuk bo'lib chiqsa, o'ng tomondan u eng yaqin qora tuynuk bo'ladi.

Ushbu ob'ektdan keyin ikkinchi eng yaqin qora tuynuk Cyg X-1 (Cyg X-1) bo'lib, u qora tuynuk roliga birinchi nomzod bo'lgan. Ungacha bo'lgan masofa taxminan 6070 yorug'lik yili. Juda yaxshi o'rganilgan: uning massasi 14,8 quyosh massasi va hodisa gorizonti radiusi taxminan 26 km.

Ba'zi manbalarga ko'ra, qora tuynuk roliga yana bir eng yaqin nomzod V4641 Sagittarii (V4641 Sgr) yulduz tizimidagi jism bo'lishi mumkin, u 1999 yilda hisob-kitoblarga ko'ra 1600 yorug'lik yili masofasida joylashgan edi. Biroq, keyingi tadqiqotlar bu masofani kamida 15 marta oshirdi.

Bizning galaktikamizda nechta qora tuynuk bor?

Bu savolga aniq javob yo'q, chunki ularni kuzatish juda qiyin va osmonni butun o'rganish davomida olimlar Somon yo'lida o'nga yaqin qora tuynuklarni aniqlashga muvaffaq bo'lishdi. Hisob-kitoblarga berilmasdan, shuni ta'kidlaymizki, bizning galaktikamizda taxminan 100-400 milliard yulduz bor va har minginchi yulduz qora tuynuk hosil qilish uchun etarli massaga ega. Somon yo'li mavjud bo'lganda millionlab qora tuynuklar paydo bo'lishi mumkin edi. Katta qora tuynuklarni ro'yxatga olish osonroq bo'lganligi sababli, bizning galaktikamizdagi BHlarning aksariyati supermassiv emas deb taxmin qilish mantiqan to'g'ri keladi. Shunisi e'tiborga loyiqki, NASAning 2005 yildagi tadqiqotlari galaktika markazini aylanib yuruvchi butun qora tuynuklar to'dasi (10-20 ming) mavjudligini ko'rsatmoqda. Bundan tashqari, 2016 yilda yapon astrofiziklari ob'ekt * yaqinida katta yo'ldosh - Somon yo'lining yadrosi bo'lgan qora tuynukni topdilar. Ushbu jismning kichik radiusi (0,15 yorug'lik yili), shuningdek, uning ulkan massasi (100 000 quyosh massasi) tufayli olimlar bu ob'ektni ham o'ta massali qora tuynuk deb taxmin qilmoqdalar.

Galaktikamizning yadrosi, Somon yo‘lining qora tuynug‘i (Sagittarius A *, Sgr A * yoki Sagittarius A *) o‘ta massiv bo‘lib, uning massasi 4,31 10 6 Quyosh massasi, radiusi esa 0,00071 yorug‘lik yili (6,25 yorug‘lik soati) ga teng. yoki 6,75 mlrd km). Sagittarius A* ning harorati uning atrofidagi klaster bilan birgalikda 1 10 7 K atrofida.

Eng katta qora tuynuk

Olimlar aniqlashga muvaffaq bo‘lgan koinotdagi eng katta qora tuynuk bu S5 0014+81 galaktikasining markazida, Yerdan 1,2·10 10 yorug‘lik yili uzoqlikda joylashgan o‘ta massali qora tuynuk FSRQ blazaridir. tomonidan dastlabki natijalar Swift kosmik observatoriyasidan foydalangan holda kuzatuvlar natijasida qora tuynukning massasi 40 milliard (40 10 9) quyosh massasini tashkil etdi va bunday tuynukning Shvartsshild radiusi 118,35 milliard kilometrni (0,013 yorug'lik yili) tashkil etdi. Bundan tashqari, hisob-kitoblarga ko'ra, u 12,1 milliard yil oldin (Katta portlashdan 1,6 milliard yil keyin) paydo bo'lgan. Agar bu gigant qora tuynuk atrofidagi materiyani o'ziga singdirmasa, u qora tuynuklar davrini - koinot rivojlanishidagi davrlardan birini ko'rish uchun yashaydi, bu davrda qora tuynuklar unda hukmronlik qiladi. Agar S5 0014+81 galaktikasining yadrosi o‘sishda davom etsa, u koinotda mavjud bo‘lgan oxirgi qora tuynuklardan biriga aylanadi.

Ma'lum bo'lgan boshqa ikkita qora tuynuklar nomlanmagan bo'lsa-da eng yuqori qiymat qora tuynuklarni o'rganish uchun, chunki ular o'zlarining mavjudligini eksperimental ravishda tasdiqladilar, shuningdek, tortishish kuchini o'rganish uchun muhim natijalar berdi. Gap ikkita qora tuynukning biriga to'qnashuvi deb ataladigan GW150914 hodisasi haqida ketmoqda. Ushbu hodisa ro'yxatdan o'tishga imkon berdi.

Qora tuynuklarni aniqlash

Qora tuynuklarni aniqlash usullarini ko'rib chiqishdan oldin, savolga javob berish kerak - nega qora tuynuk qora? - unga javob astrofizika va kosmologiyada chuqur bilim talab qilmaydi. Gap shundaki, qora tuynuk unga tushadigan barcha nurlanishni o'ziga singdiradi va farazni hisobga olmasangiz, umuman nurlanmaydi. Agar biz ushbu hodisani batafsilroq ko'rib chiqsak, qora tuynuklar ichida elektromagnit nurlanish ko'rinishida energiya chiqishiga olib keladigan jarayonlar yo'qligini taxmin qilishimiz mumkin. Keyin qora tuynuk nurlansa, u Xoking spektrida (issiq, mutlaqo qora tananing spektriga to'g'ri keladi). Biroq, avval aytib o'tilganidek, bu nurlanish aniqlanmadi, bu qora tuynuklarning butunlay past haroratini ko'rsatadi.

Yana bir keng tarqalgan nazariya - bu elektromagnit nurlanish va voqea ufqini umuman tark eta olmaydi. Katta ehtimol bilan fotonlar (yorug'lik zarralari) massiv jismlar tomonidan tortilmaydi, chunki nazariyaga ko'ra, ularning o'zlari massaga ega emas. Biroq, qora tuynuk hali ham fazo-vaqtning buzilishi orqali yorug'lik fotonlarini "o'ziga tortadi". Agar biz kosmosdagi qora tuynukni fazo-vaqtning silliq yuzasida o'ziga xos tushkunlik sifatida tasavvur qilsak, qora tuynuk markazidan ma'lum masofa mavjud bo'lib, unga yaqinlashganda yorug'lik endi undan uzoqlasha olmaydi. . Ya'ni, qo'pol qilib aytganda, yorug'lik hatto "pastki" ham bo'lmagan "chuqur" ga "tusha" boshlaydi.

Bundan tashqari, agar tortishishning qizil siljishi ta'sirini hisobga oladigan bo'lsak, qora tuynukdagi yorug'lik o'z chastotasini yo'qotib, spektr bo'ylab past chastotali uzun to'lqinli nurlanish mintaqasiga siljiydi, toki u butunlay energiyasini yo'qotadi.

Shunday qilib, qora tuynuk qora va shuning uchun kosmosda aniqlash qiyin.

Aniqlash usullari

Astronomlar qora tuynukni aniqlash uchun foydalanadigan usullarni ko'rib chiqing:

Yuqorida aytib o'tilgan usullardan tashqari, olimlar ko'pincha qora tuynuklar va kabi ob'ektlarni bog'lashadi. Kvazarlar - bu koinotdagi eng yorqin astronomik ob'ektlardan biri bo'lgan kosmik jismlar va gazlarning bir nechta to'planishi. Ular nisbatan kichik o'lchamlarda lyuminesansning yuqori intensivligiga ega bo'lganligi sababli, bu jismlarning markazi atrofdagi materiyani o'ziga tortadigan o'ta massiv qora tuynuk ekanligiga ishonish uchun asos bor. Bunday kuchli tortishish kuchi tufayli tortilgan materiya shunchalik qiziydiki, u intensiv ravishda nurlanadi. Bunday ob'ektlarni aniqlash odatda qora tuynukni aniqlash bilan taqqoslanadi. Ba'zan kvazarlar qizdirilgan plazma oqimlarini ikki yo'nalishda - relyativistik oqimlarda chiqarishi mumkin. Bunday jetlar (jet) paydo bo'lishining sabablari to'liq aniq emas, lekin ular, ehtimol, BH magnit maydonlari va akkretsiya diskining o'zaro ta'siridan kelib chiqadi va to'g'ridan-to'g'ri qora tuynuk tomonidan chiqarilmaydi.

M87 galaktikasidagi reaktiv qora tuynuk markazidan urildi

Yuqoridagilarni sarhisob qiladigan bo'lsak, yaqindan tasavvur qilish mumkin: bu sharsimon qora jism bo'lib, uning atrofida kuchli qizigan materiya aylanadi va yorug'lik to'plash diskini hosil qiladi.

Qora tuynuklarning birlashishi va to'qnashuvi

Astrofizikadagi eng qiziqarli hodisalardan biri qora tuynuklarning to'qnashuvi bo'lib, u ham shunday massiv astronomik jismlarni aniqlash imkonini beradi. Bunday jarayonlar nafaqat astrofiziklarni qiziqtiradi, chunki ular fiziklar tomonidan yaxshi o'rganilmagan hodisalarga olib keladi. Bunga eng yaqqol misol, avval aytib o'tilgan GW150914 hodisasi bo'lib, ikkita qora tuynuk shu qadar yaqinlashdiki, o'zaro tortishish natijasida ular bittaga qo'shildi. Ushbu to'qnashuvning muhim natijasi tortishish to'lqinlarining paydo bo'lishi edi.

Gravitatsion to'lqinlarning ta'rifiga ko'ra, bu massa harakatlanuvchi jismlardan to'lqinga o'xshash tarzda tarqaladigan tortishish maydonidagi o'zgarishlar. Ikki bunday jism bir-biriga yaqinlashganda, ular umumiy og'irlik markazi atrofida aylana boshlaydi. Ular bir-biriga yaqinlashganda, ularning o'z o'qi atrofida aylanishi kuchayadi. Gravitatsion maydonning bunday o'zgaruvchan tebranishlari ma'lum bir nuqtada kosmosda millionlab yorug'lik yili davomida tarqaladigan bitta kuchli tortishish to'lqinini hosil qilishi mumkin. Shunday qilib, 1,3 milliard yorug'lik yili masofasida ikkita qora tuynukning to'qnashuvi sodir bo'ldi, bu kuchli tortishish to'lqinini hosil qildi, u 2015 yil 14 sentyabrda Yerga etib keldi va LIGO va VIRGO detektorlari tomonidan qayd etildi.

Qora tuynuklar qanday o'ladi?

Shubhasiz, qora tuynuk yo'q bo'lib ketishi uchun u butun massasini yo'qotishi kerak edi. Biroq, uning ta'rifiga ko'ra, qora tuynuk voqealar ufqini kesib o'tgan bo'lsa, uni hech narsa tark eta olmaydi. Ma'lumki, sovet nazariyotchi fizigi Vladimir Gribov birinchi marta boshqa sovet olimi Yakov Zeldovich bilan suhbatida qora tuynuk tomonidan zarrachalarni chiqarish imkoniyatini eslatib o'tgan. Uning ta'kidlashicha, kvant mexanikasi nuqtai nazaridan qora tuynuk tunnel effekti orqali zarrachalarni chiqarishga qodir. Keyinchalik, kvant mexanikasi yordamida u o'zining biroz boshqacha nazariyasini, ingliz nazariyotchi fizigi Stiven Xokingni yaratdi. Haqida batafsil bu hodisa O'qishingiz mumkin. Muxtasar qilib aytganda, vakuumda virtual zarralar deb ataladigan narsalar mavjud bo'lib, ular doimo juft bo'lib tug'iladi va bir-birini yo'q qiladi, lekin atrofdagi dunyo bilan o'zaro ta'sir qilmaydi. Ammo agar bunday juftliklar qora tuynukning hodisa gorizontida paydo bo'lsa, unda kuchli tortishish gipotetik jihatdan ularni ajrata oladi, bir zarracha qora tuynuk ichiga tushadi, ikkinchisi esa qora tuynukdan uzoqlashadi. Va teshikdan uchib ketgan zarrachani kuzatish mumkinligi va shuning uchun ijobiy energiyaga ega bo'lganligi sababli, teshikka tushgan zarra salbiy energiyaga ega bo'lishi kerak. Shunday qilib, qora tuynuk o'z energiyasini yo'qotadi va qora tuynuk bug'lanishi deb ataladigan effekt paydo bo'ladi.

Qora tuynukning mavjud modellariga ko'ra, yuqorida aytib o'tilganidek, uning massasi kamayishi bilan uning nurlanishi yanada kuchliroq bo'ladi. Keyin, qora tuynuk mavjudligining so'nggi bosqichida, u kvant qora tuynuk hajmiga kichrayganda, u minglab yoki hatto ekvivalent bo'lishi mumkin bo'lgan nurlanish ko'rinishida juda katta energiya chiqaradi. millionlab atom bombalari. Bu hodisa xuddi shu bomba kabi qora tuynuk portlashini biroz eslatadi. Hisob-kitoblarga ko'ra, ibtidoiy qora tuynuklar Katta portlash natijasida tug'ilishi mumkin edi va ularning massasi 10 12 kg bo'lganlari bizning davrimizda bug'lanib, portlashi kerak edi. Qanday bo'lmasin, bunday portlashlarni astronomlar hech qachon ko'rmagan.

Xoking tomonidan qora tuynuklarni yo'q qilish uchun taklif qilingan mexanizmga qaramay, Xoking nurlanishining xususiyatlari kvant mexanikasi doirasida paradoksni keltirib chiqaradi. Agar qora tuynuk ba'zi jismni o'ziga singdirsa va keyin bu jismning so'rilishi natijasida hosil bo'lgan massani yo'qotsa, u holda tananing tabiatidan qat'i nazar, qora tuynuk tananing so'rilishidan oldingi holatdan farq qilmaydi. Bunday holda, tana haqidagi ma'lumotlar abadiy yo'qoladi. Nazariy hisob-kitoblar nuqtai nazaridan, boshlang'ich sof holatning hosil bo'lgan aralash ("issiqlik") holatga aylanishi hozirgi kvant mexanikasi nazariyasiga mos kelmaydi. Bu paradoks ba'zan qora tuynukda ma'lumotlarning yo'qolishi deb ataladi. Ushbu paradoksning haqiqiy yechimi hech qachon topilmagan. Paradoksni hal qilishning ma'lum variantlari:

• Xoking nazariyasining nomuvofiqligi. Bu qora tuynukni yo'q qilishning iloji yo'qligi va uning doimiy o'sishiga olib keladi.
• Oq teshiklarning mavjudligi. Bunday holda, so'rilgan ma'lumot yo'qolmaydi, balki boshqa olamga tashlanadi.
• Kvant mexanikasining umume'tirof etilgan nazariyasining nomuvofiqligi.

Qora tuynuk fizikasining hal qilinmagan muammosi

Yuqorida tavsiflangan hamma narsaga qaraganda, qora tuynuklar, ular nisbatan uzoq vaqt davomida o'rganilgan bo'lsa-da, hali ham ko'plab xususiyatlarga ega, ularning mexanizmlari hali ham olimlarga ma'lum emas.

• 1970 yilda ingliz olimi bu so'zni ishlab chiqdi. "kosmik tsenzura printsipi" - "Tabiat yalang'och yagonalikdan nafratlanadi". Bu shuni anglatadiki, yagonalik faqat qora tuynuk markazi kabi ko'zdan yashirin joylarda hosil bo'ladi. Biroq, bu tamoyil hali isbotlanmagan. Shuningdek, nazariy hisob-kitoblar mavjud, ularga ko'ra "yalang'och" yagonalik paydo bo'lishi mumkin.
• Qora tuynuklar faqat uchta parametrga ega bo'lgan "sochsiz teorema" ham isbotlanmagan.
• Qora tuynuk magnitosferasining to'liq nazariyasi ishlab chiqilmagan.
• Gravitatsion yagonalikning tabiati va fizikasi o'rganilmagan.
• Qora tuynuk mavjudligining oxirgi bosqichida nima sodir bo'lishi va uning kvant parchalanishidan keyin nima qolishi aniq noma'lum.

Qora tuynuklar haqida qiziqarli faktlar

Yuqoridagilarni umumlashtirib, biz qora tuynuklar tabiatining bir nechta qiziqarli va g'ayrioddiy xususiyatlarini ajratib ko'rsatishimiz mumkin:

• Qora tuynuklar faqat uchta parametrga ega: massa, elektr zaryadi va burchak momentum. Bu jismning juda kam sonli xarakteristikalari natijasida buni bildiruvchi teorema "sochsiz teorema" deb ataladi. “Qora tuynukning sochi yo‘q” iborasi ham shu yerdan kelib chiqqan, ya’ni ikkita qora tuynuk mutlaqo bir xil, ularning qayd etilgan uchta parametri bir xil.
• Qora tuynukning zichligi havo zichligidan kamroq bo'lishi mumkin va harorat unga yaqin. mutlaq nol. Bundan kelib chiqib, qora tuynukning paydo bo'lishi materiyaning siqilishidan emas, balki ma'lum hajmdagi katta miqdordagi moddalarning to'planishi natijasida sodir bo'ladi, deb taxmin qilish mumkin.
• Qora tuynuklar tomonidan so'rilgan jismlar uchun vaqt tashqi kuzatuvchiga qaraganda ancha sekinroq ketadi. Bundan tashqari, so'rilgan jismlar qora tuynuk ichida sezilarli darajada cho'ziladi, bu olimlar tomonidan spagettilanish deb ataladi.
• Galaktikamizda millionga yaqin qora tuynuklar bo'lishi mumkin.
• Ehtimol, har bir galaktikaning markazida juda katta qora tuynuk mavjud.
• Kelajakda, nazariy modelga ko'ra, Olam qora tuynuklar davri deb ataladigan davrga etadi, bunda qora tuynuklar Olamdagi hukmron jismlarga aylanadi.