Черные дыры квазары нейтронные звезды

Содержание

 

 

 

Введение

 

Вселенной называют совокупность всего существующего, всех материальных частиц и пространства между этими частицами. По современным представлениям возраст Вселенной составляет около 14 миллиардов лет.

Размеры видимой части  вселенной составляют примерно 14 миллиардов световых лет (один световой год - это расстояние, которое проходит свет в вакууме за один год). По оценкам некоторых ученых протяженность вселенной достигает 90 миллиардов световых лет. Для того, чтобы было удобно оперировать со столь огромными расстояниями используют такую величину как Парсек. Парсек — это такое расстояние, с которого средний радиус земной орбиты, перпендикулярный лучу зрения, виден под углом одной угловой секунды. 1 парсек = 3,2616 световых лет.

Приведем некоторые факты, чтобы можно было представить эти огромные расстояния:

• длинна земного экватора - 40000 км,
• расстояние от Земли до Луны - 300000 км. или одна световая секунда,
• расстояние от Земли до Солнца - 150 млн. км. или 8,31 световых минуты,
• расстояние до последней планеты солнечной системы - Нептуна - около 4 световых часов,
• расстояние от Солнца до ближайшей звезды - Альфа Центавра - 4,36 световых лет,
• размеры нашей галактики - Млечного пути - 100 тыс. световых лет или 30 тысяч парсек.

 

1 Черная дыра

 

Чёрная дыра́ — это область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света.

Граница этой области  называется горизонтом событий, а её радиус (если она сферически симметрична) — гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда:

Существование чёрных дыр  следует из точных решений уравнений Эйнштейна, первое из которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1916 году. Сам термин был придуман Джоном Арчибальдом Уилером в конце 1967 года и впервые употреблён в публичной лекции «Наша Вселенная: известное и неизвестное (Our Universe: the Known and Unknown)» 29 декабря 1967 года. Ранее подобные астрофизические объекты называли «сколлапсировавшие звёзды» или «коллапсары» (от англ. collapsed stars), а также «застывшие звёзды» (англ. frozen stars).¹

Вопрос о реальном существовании чёрных дыр в соответствии с данным выше определением во многом связан с тем, насколько верна  теория гравитации, из которой существование таких объектов следует. В современной физике такой теорией является общая теория относительности (ОТО), хотя существование чёрных дыр возможно и в рамках других (не всех) теоретических моделей гравитации. Поэтому наблюдательные данные анализируются и интерпретируются прежде всего в её контексте, хотя, строго говоря, эта теория не является экспериментально подтверждённой для условий, соответствующих обсуждаемой проблеме. Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, в том числе и в этой статье ниже, строго говоря следовало бы понимать в смысле подтверждения существования объектов, таких плотных и массивных, а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно было бы интерпретировать как чёрные дыры общей теории относительности.

Кроме того, чёрными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие  данному выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам  к такой чёрной дыре ОТО, например, коллапсирующие звёзды на поздних стадиях  коллапса. В современной астрофизике этому различию не придаётся большого значения, так как наблюдательные проявления «почти сколлапсировавшей» («замороженной») звезды и «настоящей» чёрной дыры практически одинаковы.

История представлений о чёрных дырах

В истории представлений о чёрных дырах выделяют три периода:

• Начало первого периода связано с опубликованной в 1784 году работой Джона Мичелла, в которой был изложен расчёт массы для недоступного наблюдению объекта.
• Второй период связан с развитием общей теории относительности, стационарное решение уравнений которой было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году.
• Публикация в 1975 году работы Стивена Хокинга, в которой он предложил идею об излучении чёрных дыр, начинает третий период. Граница между вторым и третьим периодами довольно условна, поскольку не сразу стали ясны все следствия открытия Хокинга, изучение которых продолжается до сих пор.
• В середине девяностых Эндрю Стромингер и Камран Вафа из Гарвардского университета подошли к проблеме моделирования внутренней структуры чёрной дыры с точки зрения перспективной теории струн.

 

Основные свойства

 

Рисунок художника: аккреционный диск горячей плазмы, вращающийся вокруг чёрной дыры.

Две важнейшие черты, присущие чёрным дырам в модели Шварцшильда  — это наличие горизонта событий (он по определению есть у любой чёрной дыры) и сингулярности, которая отделена этим горизонтом от остальной вселенной.

Решением Шварцшильда описывается  изолированная невращающаяся, незаряженная и не испаряющаяся чёрная дыра (это сферически симметричное решение уравнений гравитационного поля (уравнений Эйнштейна) в вакууме). Её горизонт событий — это сфера, радиус которой называется гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда.

Все характеристики решения Шварцшильда однозначно определяются одним параметром — массой. Так, гравитационный радиус чёрной дыры массы M равен

где G — гравитационная постоянная, а c — скорость света. Чёрная дыра с массой, равной массе Земли, обладала бы радиусом Шварцшильда в 9 миллиметров (то есть Земля могла бы стать чёрной дырой, если бы кто-либо смог сжать её до такого размера). Для Солнца радиус Шварцшильда составляет примерно 3 километра.²

Объекты, размер которых  наиболее близок к своему радиусу  Шварцшильда, но которые ещё не являются чёрными дырами, — это нейтронные звёзды.

Можно ввести понятие  «средней плотности» чёрной дыры, поделив  её массу на объём, заключённый под  горизонтом событий:

Средняя плотность падает с ростом массы чёрной дыры. Так, если чёрная дыра с массой порядка  солнечной обладает плотностью, превышающей ядерную плотность, то сверхмассивная чёрная дыра с массой в 10⁹ солнечных масс (существование таких чёрных дыр подозревается в квазарах) обладает средней плотностью порядка 20 кг/м³, что существенно меньше плотности воды!

Таким образом, чёрную дыру можно получить не только сжатием имеющегося объёма вещества, но и экстенсивным путём, накоплением огромного количества материала.

Для точного описания реальных чёрных дыр необходим учёт квантовых поправок, а также наличия момента импульса. Около горизонта событий сильны квантовые эффекты, связанные с материальными полями (электромагнитное, нейтринное и т. д.). Учитывающую это теорию (то есть ОТО, в которой правая часть уравнений Эйнштейна есть среднее по квантовому состоянию от тензора энергии-импульса) обычно называют «полуклассической гравитацией».

2 Квазар

 

Квазар (англ. quasar — сокращение от QUASi stellAR radio source — «квази звёздный радиоисточник») — класс внегалактических объектов, отличающихся очень высокой светимостью и настолько малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд.

Впервые квазары обнаружили в 1960 году как радиоисточники, совпадающие в оптическом диапазоне со слабыми звездообразными объектами. В 1963 году голландский астроном Мартин Шмидт доказал, что линии в их спектрах сильно смещены в красную сторону. Принимая, что это красное смещение вызвано эффектом Допплера, возникшего в результате удаления квазаров, до них определили расстояние по закону Хаббла.

Очень сложно определить точное число обнаруженных на сегодняшний  день квазаров. Это объясняется, с  одной стороны, постоянным открытием  новых квазаров, а с другой — некоторой размытостью границы между квазарами и другими типами активных галактик. В 2005 году группа астрономов использовала в своём исследовании данные о 195 000 квазаров.

Ближайший и наиболее яркий квазар (3C 273) имеет блеск около 13^m и красное смещение z = 0,158 (что соответствует расстоянию около 2 млрд световых лет). Самые далёкие квазары, благодаря своей гигантской светимости, превосходящей в сотни раз светимость нормальных галактик, видны на расстоянии более 10 млрд световых лет. Нерегулярная переменность блеска квазаров на временных масштабах менее суток указывает на то, что область генерации их излучения имеет малый размер, сравнимый с размером Солнечной системы.³

Последние наблюдения показали, что большинство квазаров находятся вблизи центров огромных эллиптических галактик.

Квазары сравнивают с  маяками Вселенной. Они видны с огромных расстояний (до красного смещения z=6,4), по ним исследуют структуру и эволюцию Вселенной, определяют распределение вещества на луче зрения: сильные спектральные линии поглощения водорода разворачиваются в лес линий по красному смещению поглощающих облаков.

3 Нейтронная звезда

 

Нейтро́нная звезда́ — астрономическое тело, один из конечных продуктов эволюции звёзд, состоит из нейтронной сердцевины и тонкой коры вырожденного вещества с преобладанием ядер железа и никеля.

Нейтронные звёзды имеют  очень малый размер — 20—30 км в диаметре, поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8×10¹⁷ кг/м³). Массы большинства известных нейтронных звёзд близки к 1,4 массы Солнца, что равно значению предела Чандрасекара. Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 0,1 до примерно 2,5 солнечных масс, однако эти значения в настоящее время известны весьма неточно. Самая массивная нейтронная звезда из открытых Vela X-1 имеет массу не менее (1,88+/−0,13) солнечных масс (на уровне 1σ, что соответствует уровню значимости α≈34%).^[1] Силы тяготения в нейтронных звёздах уравновешиваются давлением вырожденного нейтронного газа, максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера — Волкова, численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды.⁴

Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 10¹²—10¹³ Гс (для сравнения — у Земли около 1 Гс), именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. Начиная с 1990-х годов, некоторые нейтронные звёзды отождествлены как магнитары (реже пишут также магнетары) — звёзды, обладающие магнитными полями порядка 10¹⁴ Гс и выше. Такие поля (превышающие «критическое» значение 4,414×10¹³ Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя m_ec²) привносят качественно новую физику, так как становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т.д.

Нейтронные звёзды —  одни из немногих астрономических объектов, которые были теоретически предсказаны до открытия наблюдателями. Ещё в 1933 году В. Бааде и Ф. Цвикки высказали предположение, что в результате взрыва сверхновой образуется нейтронная звезда. Но первое общепризнанное наблюдение нейтронной звезды состоялось только в 1968, с открытием пульсаров.

 

Заключение

 

На основе проведенной  работы можно сделать следующие  выводы.

Во вселенной находятся  огромное число различных объектов, название которых у многих на слуху, такие как планеты, спутники, звезды, черные дыры и другие.

Звезды очень разнообразны по своей яркости, размерам, температуре  и другим параметрам. К звездам  относят такие объекты как белые карлики, нейтронные звезды, гиганты и сверхгиганты, квазары и пульсары. Трудно даже себе представить, но плотность вещества в некоторых звездах может в тысячи раз превосходить плотность свинца. В наших статьях мы попытаемся описать все эти виды звезд.

Звезды в свою очередь  тоже не неподвижны. Скопление большого числа звезд вращаются вокруг некого единого центра. Такие скопления  называют галактиками, а центры вращения - центром галактики. Галактика, в которую входит Солнце называется млечный путь. Исследование галактик показало, что большая часть материи, из которой состоят галактики, мы по непонятным причинам не видим. Такую материю в науке принято называть темной материей.

Особый интерес представляют центы галактик. По современным представлениям, на роль объекта, находящегося в центе галактики подходит черная дыра. Черные дыры - это уникальные по своим свойствам продукты эволюции звезд. Экспериментальная достоверность существования черных дыр во многом зависит от справедливости общей теории относительности.

 

Список литературы

 

1. Дубнищева Т.Я. Концепции современного естествознания. – Н.: ЮКЭА, 2006. 
2. Концепции современного естествознания./Под ред. С.И. Самыгина. -  РнД.: Феникс,2005. 
3. Концепции современного естествознания./Под ред. В.Г. Горохова. – М.: Инфра-М, 2006.
4. Основные концепции современного естествознания./Под ред. В.С. Данилова. – М.: Пресс, 2006. 

¹ Концепции современного естествознания./Под ред. С.И. Самыгина. -  РнД.: Феникс,2005.  с. 125

² Основные концепции современного естествознания./Под ред. В.С. Данилова. – М.: Пресс, 2006.  с. 127

³ Дубнищева Т.Я. Концепции современного естествознания. – Н.: ЮКЭА, 2006.  с. 98

⁴ Концепции современного естествознания./Под ред. В.Г. Горохова. – М.: Инфра-М, 2006. с. 163