سیاهچاله شارژ شده

مجموعه داستان های کاروان

جهان بی کران پر از رازها، معماها و پارادوکس است. علیرغم این واقعیت که علم مدرن جهشی عظیم در اکتشافات فضایی داشته است، بسیاری از این دنیای وسیع برای جهان بینی بشر غیرقابل درک است. ما چیزهای زیادی درباره ستارگان، سحابی ها، خوشه ها و سیارات می دانیم. با این حال، در وسعت کیهان، اشیایی وجود دارند که فقط می توانیم وجود آنها را حدس بزنیم. به عنوان مثال، ما اطلاعات کمی در مورد سیاهچاله ها داریم. اطلاعات و دانش اولیه در مورد ماهیت سیاهچاله ها بر اساس فرضیات و حدسیات است. اخترفیزیکدانان و دانشمندان هسته ای چندین دهه است که با این موضوع دست و پنجه نرم می کنند. سیاهچاله در فضا چیست؟ ماهیت چنین اشیایی چیست؟

در مورد سیاهچاله ها به زبان ساده صحبت کنیم

این جاروبرقی فضایی نیروی گرانشی عظیمی دارد و قادر است کل کهکشان را با همه خوشه‌ها و ابرخوشه‌های ستاره‌ای با سحابی‌ها و ماده تاریک جذب کند. این چگونه ممکن است؟ ما فقط می توانیم حدس بزنیم. قوانین فیزیک که در این مورد برای ما شناخته شده است در حال ترکیدن هستند و توضیحی برای فرآیندهای در حال وقوع ارائه نمی دهند. جوهر پارادوکس این است که در یک بخش معین از کیهان، برهمکنش گرانشی اجسام با جرم آنها تعیین می شود. فرآیند جذب توسط یک شیء دیگر تحت تأثیر ترکیب کیفی و کمی آنها نیست. ذرات با رسیدن به یک عدد بحرانی در یک منطقه خاص، وارد سطح دیگری از برهمکنش می شوند، جایی که نیروهای گرانشی به نیروهای جاذبه تبدیل می شوند. جسم، جسم، ماده یا ماده تحت تأثیر گرانش شروع به فشرده شدن می کند و به چگالی عظیمی می رسد.

فرآیندهای تقریباً مشابهی در طول تشکیل یک ستاره نوترونی رخ می دهد، جایی که ماده ستاره ای تحت تأثیر گرانش داخلی در حجم فشرده می شود. الکترون های آزاد با پروتون ها ترکیب می شوند و ذرات خنثی الکتریکی - نوترون ها را تشکیل می دهند. چگالی این ماده بسیار زیاد است. یک ذره ماده به اندازه یک تکه شکر تصفیه شده میلیاردها تن وزن دارد. در اینجا مناسب است که نظریه نسبیت عام را یادآوری کنیم، جایی که مکان و زمان کمیت های پیوسته هستند. در نتیجه، فرآیند فشرده سازی را نمی توان تا نیمه متوقف کرد و بنابراین محدودیتی ندارد.

به طور بالقوه، یک سیاهچاله شبیه به چاله ای است که در آن ممکن است انتقالی از یک قسمت از فضا به قسمت دیگر وجود داشته باشد. در همان زمان، ویژگی‌های فضا و زمان خود تغییر می‌کنند و به یک قیف فضا-زمان می‌پیچند. با رسیدن به انتهای این قیف، هر ماده ای به کوانتوم تجزیه می شود. آن طرف سیاهچاله، این غول بزرگ چیست؟ شاید فضای دیگری وجود داشته باشد که در آن قوانین دیگری اعمال می شود و زمان در جهت مخالف جریان می یابد.

در زمینه نظریه نسبیت، نظریه سیاهچاله به این صورت است. نقطه ای در فضا که نیروهای گرانشی هر ماده ای را به اندازه های میکروسکوپی فشرده کرده اند دارای نیروی جاذبه عظیمی است که قدر آن تا بی نهایت افزایش می یابد. زمان ظاهر می شود و فضا خم می شود و در یک نقطه بسته می شود. اجسامی که توسط یک سیاهچاله بلعیده شده اند قادر به مقاومت مستقل در برابر نیروی کشش این جاروبرقی هیولا نیستند. حتی سرعت نور که کوانتوم ها دارند، اجازه نمی دهد ذرات بنیادی بر نیروی گرانش غلبه کنند. هر جسمی که به چنین نقطه ای برسد، دیگر جسم مادی نیست و با حباب فضا-زمان ادغام می شود.

سیاهچاله ها از دیدگاه علمی

اگر از خود بپرسید سیاهچاله ها چگونه تشکیل می شوند؟ پاسخ روشنی وجود نخواهد داشت. پارادوکس ها و تضادهای بسیار زیادی در جهان هستی وجود دارد که از دیدگاه علمی قابل توضیح نیست. نظریه نسبیت اینشتین تنها توضیح نظری ماهیت چنین اجسامی را اجازه می دهد، اما مکانیک کوانتومی و فیزیک در این مورد ساکت هستند.

در تلاش برای توضیح فرآیندهای رخ داده با قوانین فیزیک، تصویر به این شکل خواهد بود. جسمی که در نتیجه فشردگی گرانشی عظیم یک جرم کیهانی پرجرم یا پرجرم تشکیل شده است. این فرآیند یک نام علمی دارد - فروپاشی گرانشی. اصطلاح "سیاه چاله" اولین بار در سال 1968 در جامعه علمی شنیده شد، زمانی که اخترشناس و فیزیکدان آمریکایی جان ویلر تلاش کرد وضعیت فروپاشی ستاره را توضیح دهد. طبق نظریه او، در محل یک ستاره عظیم که دچار فروپاشی گرانشی شده است، یک شکاف مکانی و زمانی ظاهر می شود که در آن فشردگی فزاینده ای عمل می کند. هر چیزی که ستاره از آن ساخته شده است به درون خودش می رود.

این توضیح به ما امکان می دهد نتیجه بگیریم که ماهیت سیاهچاله ها به هیچ وجه با فرآیندهایی که در کیهان اتفاق می افتد ارتباط ندارد. هر چیزی که در داخل این جسم اتفاق می افتد به هیچ وجه با یک "اما" در فضای اطراف منعکس نمی شود. نیروی گرانشی یک سیاهچاله آنقدر قوی است که فضا را خم می کند و باعث می شود کهکشان ها به دور سیاهچاله ها بچرخند. بر این اساس، دلیل اینکه کهکشان ها شکل مارپیچی به خود می گیرند، مشخص می شود. چه مدت طول می کشد تا کهکشان بزرگ راه شیری در ورطه یک سیاهچاله عظیم ناپدید شود، مشخص نیست. یک واقعیت جالب این است که سیاهچاله ها می توانند در هر نقطه از فضای بیرونی ظاهر شوند، جایی که شرایط ایده آل برای این کار ایجاد شده است. چنین چین‌خوردگی زمان و مکان، سرعت‌های عظیم چرخش و حرکت ستارگان در فضای کهکشان را خنثی می‌کند. زمان در سیاهچاله در بعد دیگری جریان دارد. در این منطقه، هیچ قانون گرانش را نمی توان از نظر فیزیک تفسیر کرد. به این حالت تکینگی سیاهچاله می گویند.

سیاهچاله ها هیچ علامت شناسایی خارجی را نشان نمی دهند، می توان با رفتار سایر اجرام فضایی که تحت تأثیر میدان های گرانشی هستند، قضاوت کرد. کل تصویر مبارزه مرگ و زندگی در مرز سیاهچاله ای رخ می دهد که با غشایی پوشانده شده است. این سطح قیف خیالی "افق رویداد" نامیده می شود. هر چه تا این مرز می بینیم ملموس و مادی است.

سناریوهای تشکیل سیاهچاله

با توسعه نظریه جان ویلر، می‌توان نتیجه گرفت که رمز و راز سیاهچاله‌ها به احتمال زیاد در روند شکل‌گیری نیست. تشکیل یک سیاهچاله در نتیجه فروپاشی یک ستاره نوترونی رخ می دهد. علاوه بر این، جرم چنین جسمی باید سه بار یا بیشتر از جرم خورشید بیشتر شود. ستاره نوترونی منقبض می شود تا زمانی که نور خود دیگر قادر به فرار از آغوش تنگ گرانش نباشد. اندازه ای که یک ستاره می تواند تا آن اندازه کوچک شود و یک سیاهچاله به دنیا بیاید، محدودیت دارد. این شعاع را شعاع گرانشی می نامند. ستارگان پرجرم در مرحله نهایی رشد خود باید شعاع گرانشی چند کیلومتری داشته باشند.

امروزه دانشمندان به شواهد غیرمستقیم از وجود سیاهچاله ها در ده ها ستاره دوتایی پرتو ایکس دست یافته اند. ستارگان پرتو ایکس، تپ اخترها یا انفجارها سطح جامد ندارند. علاوه بر این، جرم آنها بیشتر از جرم سه خورشید است. وضعیت فعلی فضای بیرونی در صورت فلکی Cygnus - ستاره پرتو ایکس Cygnus X-1، به ما امکان می دهد روند شکل گیری این اجرام کنجکاو را ردیابی کنیم.

بر اساس تحقیقات و فرضیات نظری، امروزه در علم چهار سناریو برای تشکیل ستارگان سیاه وجود دارد:

• فروپاشی گرانشی یک ستاره عظیم در مرحله نهایی تکامل آن؛
• فروپاشی ناحیه مرکزی کهکشان؛
• تشکیل سیاهچاله ها در طول انفجار بزرگ؛
• تشکیل سیاهچاله های کوانتومی

سناریوی اول واقعی ترین سناریو است، اما تعداد ستاره های سیاهی که امروزه با آنها آشنا هستیم از تعداد ستاره های نوترونی شناخته شده بیشتر است. و سن کیهان آنقدر بزرگ نیست که چنین تعداد ستارگان پرجرم بتوانند روند کامل تکامل را طی کنند.

سناریوی دوم حق حیات دارد و یک مثال قابل توجه از آن وجود دارد - سیاهچاله کلان پرجرم Sagittarius A* که در مرکز کهکشان ما قرار دارد. جرم این جسم 3.7 جرم خورشید است. مکانیسم این سناریو شبیه به سناریوی فروپاشی گرانشی است، با این تفاوت که این ستاره نیست که فرو می ریزد، بلکه گاز بین ستاره ای است. تحت تأثیر نیروهای گرانشی، گاز به جرم و چگالی بحرانی فشرده می شود. در یک لحظه بحرانی، ماده به کوانتوم تجزیه می شود و سیاهچاله ای را تشکیل می دهد. با این حال، این نظریه مورد تردید است، زیرا اخیراً ستاره شناسان دانشگاه کلمبیا ماهواره های سیاهچاله Sagittarius A* را شناسایی کرده اند. معلوم شد که آنها سیاهچاله های کوچک زیادی هستند که احتمالاً به روش دیگری شکل گرفته اند.

سناریوی سوم بیشتر تئوری است و با وجود نظریه بیگ بنگ همراه است. در لحظه شکل گیری کیهان، بخشی از ماده و میدان های گرانشی دچار نوساناتی شدند. به عبارت دیگر، فرآیندها مسیر متفاوتی را در پیش گرفتند که به فرآیندهای شناخته شده مکانیک کوانتومی و فیزیک هسته ای ارتباطی نداشت.

آخرین سناریو بر روی فیزیک یک انفجار هسته ای تمرکز دارد. در توده های ماده، در طی واکنش های هسته ای تحت تأثیر نیروهای گرانشی، انفجاری رخ می دهد که در محل آن یک سیاهچاله تشکیل می شود. ماده به داخل منفجر می شود و تمام ذرات را جذب می کند.

وجود و تکامل سیاهچاله ها

داشتن یک ایده تقریبی از ماهیت چنین اجرام فضایی عجیب و غریب، چیز دیگری جالب است. اندازه واقعی سیاهچاله ها چقدر است و چقدر سریع رشد می کنند؟ اندازه سیاهچاله ها با شعاع گرانشی آنها تعیین می شود. برای سیاهچاله ها شعاع سیاهچاله با جرم آن تعیین می شود و شعاع شوارتزشیلد نامیده می شود. به عنوان مثال، اگر جرم جسمی برابر با جرم سیاره ما باشد، شعاع شوارتزشیلد در این مورد 9 میلی متر است. شعاع چراغ اصلی ما 3 کیلومتر است. چگالی متوسط ​​سیاهچاله ای که به جای ستاره ای با جرم 108 خورشیدی تشکیل شده است، نزدیک به چگالی آب خواهد بود. شعاع چنین سازندی 300 میلیون کیلومتر خواهد بود.

به احتمال زیاد چنین سیاهچاله های غول پیکری در مرکز کهکشان ها قرار دارند. تا به امروز 50 کهکشان شناخته شده است که در مرکز آنها چاه های زمانی و مکانی عظیم وجود دارد. جرم چنین غول هایی میلیاردها جرم خورشید است. فقط می توان تصور کرد که چنین سوراخی چه نیروی جاذبه عظیم و هیولایی دارد.

در مورد سوراخ های کوچک، این ها اشیاء کوچکی هستند که شعاع آنها به مقادیر ناچیز می رسد، تنها 10¹2 سانتی متر، جرم چنین خرده هایی 1014 گرم است. چنین تشکیلاتی در زمان انفجار بزرگ پدید آمدند، اما با گذشت زمان اندازه آنها افزایش یافت و امروزه به عنوان هیولا در فضای بیرونی خودنمایی می کند. اکنون دانشمندان در تلاش هستند تا شرایطی را که در آن سیاهچاله های کوچک در شرایط زمینی شکل می گیرند، بازسازی کنند. برای این منظور، آزمایش‌هایی در برخورددهنده‌های الکترونی انجام می‌شود که از طریق آن ذرات بنیادی تا سرعت نور شتاب می‌گیرند. اولین آزمایش‌ها به دست آوردن پلاسمای کوارک گلوئون در شرایط آزمایشگاهی - ماده‌ای که در سپیده‌دم شکل‌گیری کیهان وجود داشت - ممکن ساخت. چنین آزمایشاتی به ما این امکان را می دهد که امیدوار باشیم که یک سیاهچاله روی زمین فقط موضوع زمان است. نکته دیگر این است که آیا چنین دستاوردی از علم بشر برای ما و سیاره ما به فاجعه تبدیل نمی شود؟ با ایجاد یک سیاهچاله مصنوعی می توانیم جعبه پاندورا را باز کنیم.

مشاهدات اخیر کهکشان های دیگر به دانشمندان اجازه داده تا سیاهچاله هایی را کشف کنند که ابعاد آنها فراتر از همه انتظارات و فرضیات قابل تصور است. تکاملی که با چنین اجسامی رخ می دهد به ما این امکان را می دهد که بهتر بفهمیم چرا جرم سیاهچاله ها رشد می کند و حد واقعی آن چقدر است. دانشمندان به این نتیجه رسیده اند که تمام سیاهچاله های شناخته شده در عرض 13 تا 14 میلیارد سال به اندازه واقعی خود رشد کرده اند. تفاوت در اندازه با تراکم فضای اطراف توضیح داده می شود. اگر یک سیاهچاله غذای کافی در دسترس نیروهای گرانشی خود داشته باشد، با جهش و مرز رشد می کند و به جرم صدها یا هزاران خورشیدی می رسد. از این رو اندازه غول پیکر چنین اجرامی که در مرکز کهکشان ها قرار دارند. خوشه ای عظیم از ستارگان، توده های عظیم گاز بین ستاره ای، غذای فراوانی برای رشد فراهم می کند. وقتی کهکشان‌ها با هم ادغام می‌شوند، سیاه‌چاله‌ها می‌توانند با هم ادغام شوند و یک جرم پرجرم جدید را تشکیل دهند.

با قضاوت بر اساس تجزیه و تحلیل فرآیندهای تکاملی، مرسوم است که دو دسته از سیاهچاله ها را تشخیص دهیم:

• اجسام با جرم 10 برابر جرم خورشید؛
• اجرام عظیمی که جرم آنها صدها هزار، میلیاردها جرم خورشید است.

سیاهچاله هایی با جرم متوسط ​​​​100-10 هزار خورشیدی وجود دارد، اما ماهیت آنها هنوز ناشناخته باقی مانده است. در هر کهکشان تقریباً یک جرم وجود دارد. مطالعه ستارگان پرتو ایکس امکان یافتن دو سیاهچاله با جرم متوسط ​​را در فاصله 12 میلیون سال نوری در کهکشان M82 فراهم کرد. جرم یک جسم در محدوده 200-800 جرم خورشیدی متغیر است. جرم دیگر بسیار بزرگتر است و جرم آن بین 10 تا 40 هزار خورشید است. سرنوشت چنین اشیایی جالب است. آن‌ها در نزدیکی خوشه‌های ستاره‌ای قرار دارند و به تدریج به سمت سیاه‌چاله‌ی عظیم واقع در بخش مرکزی کهکشان جذب می‌شوند.

سیاره ما و سیاهچاله ها

با وجود جستجوی سرنخ‌هایی در مورد ماهیت سیاه‌چاله‌ها، جهان علم نگران جایگاه و نقش سیاه‌چاله در سرنوشت کهکشان راه شیری و به‌ویژه در سرنوشت سیاره زمین است. چین خوردگی زمان و مکان که در مرکز کهکشان راه شیری وجود دارد به تدریج تمام اجسام موجود در اطراف خود را جذب می کند. میلیون ها ستاره و تریلیون ها تن گاز بین ستاره ای قبلاً در سیاهچاله بلعیده شده اند. با گذشت زمان، نوبت به بازوهای Cygnus و Sagittarius می رسد که منظومه شمسی در آن قرار دارد و مسافتی معادل 27 هزار سال نوری را پوشش می دهد.

نزدیکترین سیاهچاله ابرپرجرم دیگر در بخش مرکزی کهکشان آندرومدا قرار دارد. حدود 2.5 میلیون سال نوری از ما فاصله دارد. احتمالاً قبل از اینکه جسم ما Sagittarius A* کهکشان خود را ببلعد، باید منتظر ادغام دو کهکشان همسایه باشیم. بر این اساس، دو سیاه‌چاله بسیار پرجرم با هم ادغام می‌شوند و به یک سیاهچاله تبدیل می‌شوند که اندازه وحشتناک و هیولایی دارد.

سیاهچاله های کوچک موضوع کاملا متفاوتی هستند. برای بلعیدن سیاره زمین، سیاهچاله ای به شعاع چند سانتی متر کافی است. مشکل این است که، طبق ماهیت خود، یک سیاهچاله یک جسم کاملاً بدون چهره است. هیچ تشعشع یا تشعشعی از شکم آن ساطع نمی شود، بنابراین تشخیص چنین شی مرموز بسیار دشوار است. فقط در فاصله نزدیک می توانید خم شدن نور پس زمینه را تشخیص دهید که نشان می دهد سوراخی در فضا در این منطقه از کیهان وجود دارد.

تا به امروز، دانشمندان مشخص کرده اند که نزدیک ترین سیاهچاله به زمین، جرم V616 Monocerotis است. این هیولا در فاصله 3000 سال نوری از منظومه ما قرار دارد. این یک سازند بزرگ در اندازه است، جرم آن 9-13 جرم خورشید است. یکی دیگر از جرم های نزدیک که تهدیدی برای جهان ما به شمار می رود سیاهچاله Gygnus X-1 است. فاصله ما از این هیولا 6000 سال نوری است. سیاهچاله های کشف شده در همسایگی ما بخشی از یک سیستم دوتایی هستند، یعنی. در نزدیکی ستاره ای که جسم سیری ناپذیر را تغذیه می کند وجود دارد.

نتیجه گیری

وجود چنین اجرام مرموز و مرموز در فضا مانند سیاهچاله ها قطعا ما را مجبور می کند که مراقب خود باشیم. با این حال، با توجه به قدمت جهان و فواصل بسیار زیاد، هر اتفاقی که برای سیاهچاله ها می افتد به ندرت اتفاق می افتد. به مدت 4.5 میلیارد سال، منظومه شمسی در حال استراحت بوده و طبق قوانین شناخته شده ما وجود داشته است. در طول این مدت، چیزی شبیه به این، نه تحریف فضا و نه چین خوردگی زمان، در نزدیکی منظومه شمسی ظاهر نشد. احتمالا شرایط مناسبی برای این کار وجود ندارد. بخشی از کهکشان راه شیری که منظومه ستاره ای خورشید در آن قرار دارد، منطقه ای آرام و پایدار از فضا است.

دانشمندان اعتراف می کنند که پیدایش سیاهچاله ها تصادفی نیست. چنین اجسامی نقش نظم دهندگان را در جهان بازی می کنند و اجسام کیهانی اضافی را از بین می برند. در مورد سرنوشت خود هیولاها، تکامل آنها هنوز به طور کامل مورد مطالعه قرار نگرفته است. نسخه ای وجود دارد که سیاهچاله ها ابدی نیستند و در مرحله خاصی ممکن است وجود نداشته باشند. دیگر بر کسی پوشیده نیست که چنین اجسامی منابع قدرتمند انرژی را نشان می دهند. اینکه چه نوع انرژی است و چگونه اندازه گیری می شود بحث دیگری است.

با تلاش استیون هاوکینگ، علم با این نظریه ارائه شد که یک سیاهچاله همچنان انرژی ساطع می کند در حالی که جرم خود را از دست می دهد. در مفروضات خود، دانشمند توسط نظریه نسبیت هدایت شد، که در آن همه فرآیندها با یکدیگر مرتبط هستند. هیچ چیز بدون ظاهر شدن در جای دیگری ناپدید نمی شود. هر ماده ای می تواند به ماده دیگری تبدیل شود، با حرکت یک نوع انرژی به سطح انرژی دیگر. این ممکن است در مورد سیاهچاله ها که دریچه گذار از یک حالت به حالت دیگر هستند، صادق باشد.

اگر سوالی دارید، آنها را در نظرات زیر مقاله مطرح کنید. ما یا بازدیدکنندگان ما خوشحال خواهیم شد که به آنها پاسخ دهیم

بار الکتریکی سیاهچاله چقدر است؟ برای سیاهچاله های "عادی" در مقیاس نجومی این سوال احمقانه و بی معنی است، اما برای سیاهچاله های مینیاتوری بسیار مرتبط است. فرض کنید یک سیاهچاله مینیاتوری کمی بیشتر از پروتون ها الکترون خورد و بار الکتریکی منفی به دست آورد. چه اتفاقی می افتد وقتی یک سیاهچاله مینیاتوری باردار به درون ماده متراکم ختم شود؟

ابتدا بیایید بار الکتریکی یک سیاهچاله را به طور تقریبی تخمین بزنیم. بیایید ذرات باردار افتادن به سیاهچاله را از همان ابتدای تیرآمپاپشن که منجر به ظهور آن شد، شماره گذاری کنیم و شروع به جمع آوری بارهای الکتریکی آنها کنیم: پروتون - 1+، الکترون -1. بیایید این را به عنوان یک فرآیند تصادفی در نظر بگیریم. احتمال دریافت 1+ در هر مرحله 0.5 است، بنابراین ما یک مثال کلاسیک از پیاده روی تصادفی داریم، یعنی. میانگین بار الکتریکی یک سیاهچاله، که بر حسب بارهای اولیه بیان می شود، برابر خواهد بود

Q = sqrt (2N/π)

که در آن N تعداد ذرات باردار جذب شده توسط سیاهچاله است.

بیایید سیاهچاله 14 کیلوتنی مورد علاقه خود را برداریم و محاسبه کنیم که چند ذره باردار خورده است.

N = M/m پروتون = 1.4 * 10 7 / (1.67 * 10 -27) = 8.39 * 10 33
بنابراین q = 7.31 * 10 16 شارژ اولیه = 0.0117 C. خیلی به نظر نمی رسد - چنین شارژی در یک ثانیه از رشته یک لامپ 20 واتی عبور می کند. اما برای بار استاتیک، مقدار بد نیست (مجموعه‌ای از پروتون‌ها با چنین بار کلی 0.121 نانوگرم وزن دارند)، و برای بار استاتیک جسمی به اندازه یک ذره بنیادی، این مقدار بسیار عالی است.

بیایید ببینیم وقتی یک سیاهچاله باردار وارد ماده نسبتاً متراکم می شود چه اتفاقی می افتد. ابتدا بیایید ساده ترین مورد را در نظر بگیریم - هیدروژن دو اتمی گازی. فشار را اتمسفر و دما را دمای اتاق در نظر می گیریم.

انرژی یونیزاسیون اتم هیدروژن 1310 کیلوژول بر مول یا 18-10*2.18 در هر اتم است. انرژی پیوند کووالانسی در یک مولکول هیدروژن 432 KJ/mol یا 7.18*10 -19 J در هر مولکول است. بیایید فاصله ای که الکترون ها باید از اتم ها دور شوند را 10-10 متر در نظر بگیریم که به نظر کافی است. بنابراین، نیروی وارد بر یک جفت الکترون در یک مولکول هیدروژن در طول فرآیند یونیزاسیون باید برابر با 5.10 * 10 -8 نیوتن باشد. برای یک الکترون - 2.55 * 10 -8 نیوتن.

طبق قانون کولن

R = sqrt(kQq/F)

برای یک سیاهچاله 14 کیلوتنی، R = sqrt (8.99*10 9 *0.0117*1.6*10 -19 /2.55*10 -8) = 2.57 سانتی متر داریم.

الکترون های پاره شده از اتم ها شتاب اولیه حداقل 1.40 * 10 32 m / s 2 (هیدروژن)، یون ها - حداقل 9.68 * 10 14 m / s 2 (اکسیژن) دریافت می کنند. شکی نیست که تمام ذرات بار مورد نیاز خیلی سریع توسط سیاهچاله جذب می شوند. جالب است که محاسبه کنیم ذرات با بار مخالف چه مقدار انرژی برای انتشار به محیط خواهند داشت، اما محاسبه انتگرال ها شکسته می شود:-(و من نمی دانم چگونه بدون انتگرال این کار را انجام دهم:-(خب، جلوه های بصری متفاوت خواهد بود. از رعد و برق توپ بسیار کوچک تا رعد و برق توپ کاملا مناسب.

یک سیاهچاله تقریباً همین کار را با سایر دی الکتریک ها انجام می دهد. برای اکسیژن، شعاع یونیزاسیون 2.55 سانتی متر، برای نیتروژن - 2.32 سانتی متر، نئون - 2.21 سانتی متر، هلیوم - 2.07 سانتی متر در مایعات، ثابت دی الکتریک محیط به طور قابل توجهی بیشتر از واحد است، و در آب، شعاع یونیزاسیون یک عدد است. سیاهچاله 14 کیلوتنی تنها 2.23 میلی متر است. کریستال ها دارای ثابت دی الکتریک متفاوتی در جهات مختلف هستند و ناحیه یونیزاسیون شکل پیچیده ای خواهد داشت. برای الماس، متوسط ​​شعاع یونیزاسیون (بر اساس مقدار جدول ثابت دی الکتریک) 8.39 میلی متر خواهد بود. مطمئناً او تقریباً در همه جا درباره چیزهای کوچک دروغ گفته است، اما ترتیب بزرگی باید اینگونه باشد.

بنابراین، یک سیاهچاله، هنگامی که در یک دی الکتریک قرار می گیرد، به سرعت بار الکتریکی خود را از دست می دهد، بدون اینکه هیچ اثر خاصی به جز تبدیل حجم کمی از دی الکتریک به پلاسما ایجاد کند.

اگر به فلز یا پلاسما برخورد کند، یک سیاهچاله باردار ثابت تقریباً بلافاصله بار خود را خنثی می کند.

حال بیایید ببینیم بار الکتریکی یک سیاهچاله چگونه بر اتفاقی که برای سیاهچاله در روده های ستاره می افتد تأثیر می گذارد. در بخش اول رساله، ویژگی‌های پلاسما در مرکز خورشید قبلاً آورده شده است - 150 تن در متر مکعب هیدروژن یونیزه شده در دمای 15،000،000 کلوین. ما در حال حاضر آشکارا هلیم را نادیده می‌گیریم. سرعت حرارتی پروتون ها در این شرایط 498 کیلومتر بر ثانیه است، اما الکترون ها با سرعت تقریباً نسبیتی پرواز می کنند - 21300 کیلومتر در ثانیه. گرفتن چنین الکترون سریعی توسط گرانش تقریبا غیرممکن است، بنابراین سیاهچاله به سرعت بار الکتریکی مثبتی به دست می آورد تا زمانی که تعادل بین جذب پروتون ها و جذب الکترون ها برقرار شود. ببینیم این چه نوع تعادلی خواهد بود.

پروتون در معرض نیروی گرانشی از سیاهچاله است.

F p = (GMm p - kQq)/R 2

اولین سرعت "الکتروکیهانی" :-) برای چنین نیرویی از معادله به دست می آید

mv 1 2 /R = (GMm p - kQq)/R 2

v p1 = sqrt((GMm p - kQq)/mR)

دومین سرعت "الکتروکیهانی" پروتون است

v p2 = sqrt(2)v 1 = sqrt(2(GMm p - kQq)/(m p R))

بنابراین شعاع جذب پروتون برابر است

R p = 2 (GMm p - kQq)/(m p v p 2)

به طور مشابه، شعاع جذب الکترون برابر است با

R e = 2 (GMm e + kQq)/(m e v e 2)

برای اینکه پروتون ها و الکترون ها با شدت مساوی جذب شوند، این شعاع ها باید برابر باشند، یعنی.

2(GMm p - kQq)/(m p v p 2) = 2(GMm e + kQq)/(m e v e 2)

توجه داشته باشید که مخرج ها برابر هستند و معادله را کاهش دهید.

GMm p - kQq = GMm e + kQq

جای تعجب است که هیچ چیز به دمای پلاسما بستگی ندارد. ما تصمیم می گیریم:

Q = GM(m p - m e)/(kq)

ما اعداد را جایگزین می کنیم و شگفت زده می شویم که Q = 5.42 * 10 -22 C - کمتر از بار الکترون است.

ما این Q را با R p = R e جایگزین می کنیم و با شگفتی حتی بیشتر R = 7.80*10 -31 - کمتر از شعاع افق رویداد برای سیاهچاله ما به دست می آید.

PREVED MEDVED

نتیجه تعادل در صفر است. هر پروتون بلعیده شده توسط سیاهچاله بلافاصله منجر به بلع یک الکترون می شود و بار سیاهچاله دوباره صفر می شود. جایگزین کردن یک پروتون با یک یون سنگین تر اساساً چیزی را تغییر نمی دهد - بار تعادلی نه سه مرتبه قدر کمتر از یون اولیه، بلکه یک خواهد بود، پس چه می شود؟

بنابراین، نتیجه گیری کلی: بار الکتریکی یک سیاهچاله تأثیر قابل توجهی بر چیزی ندارد. و خیلی وسوسه انگیز به نظر می رسید...

در قسمت بعدی، اگر نه نویسنده و نه خوانندگان خسته نشوند، به پویایی یک سیاهچاله مینیاتوری خواهیم پرداخت - چگونه از درون سیاره یا ستاره عبور می کند و ماده را در راه خود می بلعد.

تجزیه و تحلیل تکامل ستارگان، اخترشناسان را به این نتیجه رسانده است که سیاهچاله ها می توانند هم در کهکشان ما و هم در کیهان به طور کلی وجود داشته باشند. در دو فصل قبل، تعدادی از ویژگی‌های ساده‌ترین سیاهچاله‌ها را بررسی کردیم که با حل معادله میدان گرانشی که شوارتزشیلد پیدا کرد توضیح داده شده‌اند. سیاهچاله شوارتزشیلد فقط با جرم مشخص می شود. بار الکتریکی ندارد همچنین فاقد میدان مغناطیسی و چرخش است. تمام خصوصیات سیاهچاله شوارتزشیلد به طور منحصر به فردی توسط کار تعیین می شود توده به تنهاییآن ستاره ای که در حال مرگ، در طی فروپاشی گرانشی به سیاهچاله تبدیل می شود.

شکی نیست که راه حل شوارتزشیلد یک مورد بسیار ساده است. واقعیسیاهچاله حداقل باید در حال چرخش باشد. با این حال، یک سیاهچاله واقعا چقدر می تواند پیچیده باشد؟ چه جزئیات اضافی را باید در نظر گرفت و کدام موارد را می توان در توصیف کامل سیاهچاله که هنگام رصد آسمان قابل تشخیص است نادیده گرفت؟

بیایید ستاره ای عظیم را تصور کنیم که به تازگی تمام منابع انرژی هسته ای اش تمام شده و در آستانه ورود به مرحله فروپاشی گرانشی فاجعه بار است. ممکن است تصور شود که چنین ستاره ای ساختار بسیار پیچیده ای دارد و توصیف جامع آن باید ویژگی های بسیاری را در نظر بگیرد. در اصل، یک اخترفیزیکدان می‌تواند ترکیب شیمیایی تمام لایه‌های چنین ستاره‌ای، تغییر دما از مرکز آن به سطح را محاسبه کند و تمام داده‌های مربوط به وضعیت ماده در درون ستاره را به دست آورد (مثلاً ، چگالی و فشار آن) در تمام اعماق ممکن. چنین محاسباتی پیچیده هستند و نتایج آنها به طور قابل توجهی به کل تاریخ توسعه ستاره بستگی دارد. ساختار درونی ستارگانی که از ابرهای گازی مختلف و در زمان‌های مختلف تشکیل شده‌اند، آشکارا باید متفاوت باشد.

با این حال، با وجود همه این شرایط پیچیده، یک واقعیت غیرقابل انکار وجود دارد. اگر جرم یک ستاره در حال مرگ تقریباً از سه جرم خورشید بیشتر شود، آن ستاره قطعادر پایان چرخه زندگی خود به سیاهچاله تبدیل می شود. هیچ نیروی فیزیکی وجود ندارد که بتواند از فروپاشی چنین ستاره عظیمی جلوگیری کند.

برای درک بهتر معنای این جمله، به یاد داشته باشید که سیاهچاله، ناحیه ای منحنی از فضا-زمان است که هیچ چیز نمی تواند از آن فرار کند، حتی نور! به عبارت دیگر از سیاهچاله نمی توان هیچ اطلاعاتی به دست آورد. هنگامی که یک افق رویداد در اطراف یک ستاره عظیم الجثه در حال مرگ پدیدار شد، تشخیص جزئیات آنچه در زیر آن افق اتفاق می افتد غیرممکن می شود. جهان ما برای همیشه دسترسی به اطلاعات مربوط به رویدادهای زیر افق رویداد را از دست می دهد. به همین دلیل است که گاهی سیاهچاله نامیده می شود قبر برای اطلاع

اگرچه در هنگام فروپاشی یک ستاره با ظهور یک سیاهچاله، حجم عظیمی از اطلاعات از بین می رود، اما برخی از اطلاعات از بیرون باقی می ماند. به عنوان مثال، انحنای شدید فضا-زمان در اطراف یک سیاهچاله نشان می دهد که ستاره ای در آنجا مرده است. جرم یک ستاره مرده مستقیماً با ویژگی‌های خاص سوراخ، مانند قطر کره فوتون یا افق رویداد مرتبط است (شکل‌های 8.4 و 8.5 را ببینید). اگرچه خود سوراخ به معنای واقعی کلمه سیاه است، اما فضانورد وجود آن را از دور توسط میدان گرانشی حفره تشخیص خواهد داد. با اندازه گیری میزان انحراف مسیر فضاپیمای او از یک خط مستقیم، یک فضانورد می تواند به طور دقیق جرم کل سیاهچاله را محاسبه کند. بنابراین، جرم سیاهچاله یکی از عناصر اطلاعاتی است که در هنگام فروپاشی از بین نمی رود.

برای حمایت از این گفته، مثال دو ستاره یکسان را در نظر بگیرید که در هنگام فروپاشی سیاهچاله ها را تشکیل می دهند. بیایید یک تن سنگ را روی یک ستاره و یک فیل با وزن یک تن را روی ستاره دیگر قرار دهیم. پس از تشکیل سیاهچاله ها، قدرت میدان گرانشی را در فواصل زیاد از آنها، مثلاً با مشاهده مدارهای ماهواره ها یا سیارات آنها، اندازه گیری می کنیم. معلوم می شود که نقاط قوت هر دو رشته یکسان است. در فواصل بسیار زیاد از سیاهچاله ها می توان از مکانیک نیوتنی و قوانین کپلر برای محاسبه جرم کل هر یک از آنها استفاده کرد. از آنجایی که مجموع مجموع جرم های اجزای تشکیل دهنده ورودی به هر یک از سیاهچاله ها یکسان است، نتایج نیز یکسان خواهند بود. اما آنچه مهمتر است، عدم امکان نشان دادن این است که کدام یک از این سوراخ ها فیل را بلعیده اند و کدام سنگ. این اطلاعات برای همیشه از بین رفته است. مهم نیست چه چیزی را در سیاهچاله پرتاب کنید، نتیجه همیشه یکسان خواهد بود. شما می توانید تعیین کنید که سوراخ چقدر از ماده را جذب کرده است، اما اطلاعات در مورد اینکه این ماده چه شکلی، چه رنگی، چه ترکیب شیمیایی داشته است برای همیشه از بین می رود.

جرم کل یک سیاهچاله همیشه قابل اندازه گیری است زیرا میدان گرانشی آن بر هندسه فضا و زمان در فواصل بسیار زیاد از آن تأثیر می گذارد. فیزیکدانی که دور از سیاهچاله قرار دارد می تواند آزمایش هایی را برای اندازه گیری این میدان گرانشی انجام دهد، به عنوان مثال با پرتاب ماهواره های مصنوعی و مشاهده مدار آنها. این منبع مهمی از اطلاعات است که به یک فیزیکدان اجازه می دهد با اطمینان بگوید که یک سیاهچاله است نهجذب شده است. به طور خاص، همه چیزهایی که این محقق فرضی می تواند دور از سیاهچاله اندازه گیری کند، وجود دارد وجود نداشتکاملا جذب می شود.

از اواسط قرن 19 شروع شد. جیمز کلرک ماکسول با توسعه نظریه الکترومغناطیس اطلاعات زیادی در مورد میدان های الکتریکی و مغناطیسی داشت. به ویژه، آنچه شگفت‌انگیز بود این واقعیت بود که نیروهای الکتریکی و مغناطیسی با فاصله دقیقاً به همان روشی کاهش می‌یابند که گرانش. هر دو نیروی گرانشی و الکترومغناطیسی نیرو هستند برد طولانیآنها را می توان در فاصله بسیار زیادی از منابع خود احساس کرد. برعکس، نیروهایی که هسته اتم ها را به یکدیگر متصل می کنند - نیروهای برهم کنش قوی و ضعیف - دارای برد کوتاهنیروهای هسته ای خود را تنها در یک منطقه بسیار کوچک در اطراف ذرات هسته ای احساس می کنند.

دامنه وسیع نیروهای الکترومغناطیسی به این معنی است که یک فیزیکدان، به دور از یک سیاهچاله، می تواند آزمایش هایی را برای کشف این موضوع انجام دهد. شارژ شده استاین سوراخ یا نه اگر یک سیاهچاله دارای بار الکتریکی (مثبت یا منفی) یا بار مغناطیسی (مرتبط با قطب مغناطیسی شمال یا جنوب) باشد، فیزیکدانی که در دوردست قرار دارد می تواند وجود این بارها را با استفاده از ابزارهای حساس تشخیص دهد. بنابراین، علاوه بر اطلاعات در مورد جرم، اطلاعات در مورد شارژسیاه چاله

سومین (و آخرین) تأثیر مهمی وجود دارد که یک فیزیکدان از راه دور می تواند آن را اندازه گیری کند. همانطور که در فصل بعدی مشاهده خواهد شد، هر جسم در حال چرخش تمایل دارد فضا-زمان اطراف را در چرخش درگیر کند. این پدیده نامیده می شود یا اثر درگ سیستم های اینرسی. هنگامی که زمین ما می چرخد، فضا و زمان را نیز با خود حمل می کند، اما به میزان بسیار کمی. اما برای اجرام پرجرم که به سرعت در حال چرخش هستند، این اثر بیشتر محسوس می شود و اگر سیاهچاله از در حال چرخشستاره، سپس کشش فضا-زمان در نزدیکی آن کاملاً محسوس خواهد بود. یک فیزیکدان در یک فضاپیما دور از این سیاهچاله متوجه خواهد شد که به تدریج به سمت چرخش در اطراف حفره در همان جهتی کشیده می شود که خود آن در حال چرخش است. و هر چه فیزیکدان ما به سیاهچاله در حال چرخش نزدیک‌تر شود، این درگیری قوی‌تر خواهد بود.

هنگامی که هر جسم در حال چرخش را در نظر می گیریم، فیزیکدانان اغلب در مورد آن صحبت می کنند تکانه تکانه;این کمیتی است که هم با جرم بدن و هم سرعت چرخش آن تعیین می شود. هر چه جسم سریعتر بچرخد، تکانه زاویه ای آن بیشتر می شود. علاوه بر جرم و بار، تکانه زاویه ای سیاهچاله یکی از ویژگی های آن است که اطلاعات مربوط به آن از بین نمی رود.

در اواخر دهه 1960 و اوایل دهه 1970، اخترفیزیکدانان نظری به سختی روی این مسئله کار کردند: کدام ویژگی سیاهچاله ها حفظ شده و کدام یک در آنها از بین رفته است؟ ثمره تلاش آنها قضیه معروف "سیاهچاله بدون مو" بود که برای اولین بار توسط جان ویلر از دانشگاه پرینستون (ایالات متحده آمریکا) فرموله شد. قبلاً دیده‌ایم که ویژگی‌های یک سیاه‌چاله که می‌تواند توسط یک ناظر دور اندازه‌گیری شود، جرم، بار و تکانه زاویه‌ای آن است. این سه مشخصه اصلی در هنگام تشکیل سیاهچاله حفظ می شوند و هندسه فضا-زمان را در نزدیکی آن تعیین می کنند. کار استیون هاوکینگ، ورنر اسرائیل، براندون کارتر، دیوید رابینسون و سایر محققان نشان داده است که فقطاین ویژگی ها در طول شکل گیری سیاهچاله ها حفظ می شوند. به عبارت دیگر، اگر جرم، بار و تکانه زاویه ای یک سیاهچاله را تنظیم کنید، همه چیز در مورد آن از قبل مشخص خواهد شد - سیاهچاله ها هیچ ویژگی دیگری به جز جرم، بار و تکانه زاویه ای ندارند. بنابراین، سیاهچاله ها اجرام بسیار ساده ای هستند. آنها بسیار ساده تر از ستارگانی هستند که سیاهچاله ها از آنها به وجود می آیند. برای توصیف کامل یک ستاره نیاز به دانش تعداد زیادی از ویژگی ها، مانند ترکیب شیمیایی، فشار، چگالی و دما در اعماق مختلف است. یک سیاهچاله چیزی شبیه به این ندارد (شکل 10.1). واقعاً سیاهچاله اصلاً مو ندارد!

از آنجایی که سیاهچاله ها به طور کامل با سه پارامتر (جرم، بار و تکانه زاویه ای) توصیف می شوند، باید تنها چند راه حل برای معادلات میدان گرانشی انیشتین وجود داشته باشد که هر کدام نوع "محترم" خود را از سیاهچاله را توصیف می کنند. به عنوان مثال، در دو فصل قبل ساده‌ترین نوع سیاه‌چاله را بررسی کردیم. این سوراخ فقط جرم دارد و هندسه آن با حل شوارتزشیلد تعیین می شود. راه حل شوارتزشیلد در سال 1916 پیدا شد، و اگرچه راه حل های بسیاری از آن زمان برای سیاهچاله های فقط جرم پیدا شده است. همهمعلوم شد که معادل آن هستند.

تصور اینکه چگونه سیاهچاله ها بدون ماده می توانند تشکیل شوند غیرممکن است. بنابراین، هر سیاهچاله ای باید جرم داشته باشد. اما علاوه بر جرم، سوراخ می تواند دارای بار الکتریکی یا چرخش یا هر دو باشد. بین 1916 و 1918 G. Reisner و G. Nordström راه حلی برای معادلات میدان پیدا کردند که سیاهچاله ای با جرم و بار را توصیف می کند. گام بعدی در این مسیر تا سال 1963 به تعویق افتاد، زمانی که روی پی کر راه حلی برای سیاهچاله ای با جرم و حرکت زاویه ای پیدا کرد. سرانجام، در سال 1965، نیومن، کخ، چیناپارد، اکستون، پراکاش و تورنس راه حلی را برای پیچیده ترین نوع سیاهچاله، یعنی سیاهچاله ای با جرم، بار و تکانه زاویه ای منتشر کردند. هر یک از این راه حل ها منحصر به فرد است - هیچ راه حل ممکن دیگری وجود ندارد. سیاهچاله حداکثر مشخص می شود سه پارامتر- جرم (مشخص شده با م) بار (الکتریکی یا مغناطیسی، نشان داده شده با س) و تکانه زاویه ای (مشخص شده با الف). همه این راه حل های ممکن در جدول خلاصه شده است. 10.1.

هندسه یک سیاهچاله به طور اساسی به معرفی هر پارامتر اضافی (بار، اسپین یا هر دو) بستگی دارد. راه حل های Reisner-Nordström و Kerr با یکدیگر و راه حل شوارتزشیلد بسیار متفاوت هستند. البته در حدی که بار و تکانه زاویه ای از بین می رود (س -> 0 و الف-> 0)، هر سه راه حل پیچیده تر به راه حل شوارتزشیلد کاهش می یابد. با این حال سیاهچاله هایی که دارای بار و/یا حرکت زاویه ای هستند دارای تعدادی ویژگی قابل توجه هستند.

در طول جنگ جهانی اول، جی رایسنر و جی. نوردستروم راه حلی برای معادلات میدان گرانشی انیشتین کشف کردند که به طور کامل سیاهچاله "باردار" را توصیف می کند. چنین سیاهچاله ای ممکن است بار الکتریکی (مثبت یا منفی) و/یا بار مغناطیسی (مرتبط با قطب مغناطیسی شمال یا جنوب) داشته باشد. اگر اجسام دارای بار الکتریکی رایج هستند، پس آنهایی که دارای بار مغناطیسی هستند اصلاً وجود ندارند. اجسامی که میدان مغناطیسی دارند (مثلاً آهنربای معمولی، سوزن قطب نما، زمین) دارای هر دو قطب شمال و جنوب هستند. بلافاصلهتا همین اواخر، اکثر فیزیکدانان معتقد بودند که قطب های مغناطیسی همیشه فقط به صورت جفت اتفاق می افتند. . اگر این نتایج تأیید شوند، معلوم می شود که بارهای مغناطیسی جداگانه می توانند وجود داشته باشند، به عنوان مثال. که قطب مغناطیسی شمال می تواند جدا از جنوب وجود داشته باشد و بالعکس. راه حل Reisner-Nordström این امکان را می دهد که سیاهچاله دارای میدان مغناطیسی تک قطبی باشد. صرف نظر از اینکه چگونه سیاهچاله بار خود را به دست آورده است، تمام خواص این بار در محلول رایسنر-نوردستروم در یک مشخصه ترکیب می شود - عدد س. این ویژگی مشابه این واقعیت است که راه حل شوارتزشیلد به چگونگی بدست آوردن جرم سیاهچاله بستگی ندارد. می تواند از فیل ها، سنگ ها یا ستاره ها تشکیل شده باشد - نتیجه نهایی همیشه یکسان خواهد بود. علاوه بر این، هندسه فضا-زمان در راه حل Reisner-Nordström به ماهیت بار بستگی ندارد. می تواند مثبت، منفی، مطابق با قطب مغناطیسی شمال یا جنوب باشد - فقط مقدار کامل آن مهم است، که می تواند به صورت نوشته شود. | س|. بنابراین، خواص یک سیاهچاله تنها به دو پارامتر بستگی دارد - جرم کل آن مو شارژ کامل آن | س|љљ (به عبارت دیگر از قدر مطلق آن). فیزیکدانان با اندیشیدن به سیاهچاله های واقعی که می توانند در کیهان ما وجود داشته باشند، به این نتیجه رسیده اند که راه حل رایسنر- نوردستروم خوب نیستقابل توجه است، زیرا نیروهای الکترومغناطیسی بسیار بیشتر از نیروهای گرانشی هستند. به عنوان مثال، میدان الکتریکی یک الکترون یا پروتون تریلیون ها تریلیون بار قوی تر از میدان گرانشی آن است. این بدان معنی است که اگر یک سیاهچاله بار کافی بزرگ داشته باشد، نیروهای عظیمی با منشا الکترومغناطیسی به سرعت گاز و اتم های شناور در فضا را در همه جهات پراکنده می کنند. در مدت زمان بسیار کوتاهی، ذرات با علامت باری مشابه سیاهچاله، دافعه قدرتمندی را تجربه خواهند کرد و ذرات با علامت بار مخالف، جاذبه ای به همان اندازه به سمت آن خواهند داشت. با جذب ذرات با بارهای مخالف، سیاهچاله به زودی از نظر الکتریکی خنثی می شود. بنابراین، می‌توان فرض کرد که سیاه‌چاله‌های واقعی فقط بار کمی دارند. برای سیاهچاله های واقعی مقدار | س| باید خیلی کمتر از م.در واقع، از محاسبات به دست می‌آید که سیاه‌چاله‌هایی که واقعاً می‌توانند در فضا وجود داشته باشند، باید جرم داشته باشند محداقل یک میلیارد میلیارد برابر بیشتر از ارزش | س|. از نظر ریاضی این با نابرابری بیان می شود

علیرغم این محدودیت های متأسفانه تاسف بار تحمیل شده توسط قوانین فیزیک، انجام یک تحلیل دقیق از راه حل Reisner-Nordström آموزنده است. این تحلیل ما را برای بحث دقیق تری درباره تصمیم کر در فصل بعدی آماده می کند.

برای سهولت درک ویژگی های راه حل Reisner-Nordström، یک سیاهچاله معمولی را بدون بار در نظر بگیرید. همانطور که از راه حل شوارتزشیلد بر می آید، چنین حفره ای شامل یک تکینگی است که توسط یک افق رویداد احاطه شده است. تکینگی در مرکز سوراخ قرار دارد (در r=0) و افق رویداد در فاصله 1 شعاع شوارتزشیلد (دقیقا در r=2م). حال تصور کنید که ما به این سیاهچاله یک بار الکتریکی کوچک دادیم. هنگامی که سوراخ باردار شد، باید به راه حل رایسنر-نوردستروم برای هندسه فضازمان مراجعه کنیم. محلول Reisner-Nordström حاوی دوافق رویداد یعنی از دید یک ناظر از راه دور، دو موقعیت در فواصل مختلف از تکینگی وجود دارد که زمان حرکت خود را متوقف می کند. در کم‌اهمیت‌ترین بار، افق رویداد، که قبلاً در «ارتفاع» شعاع 1 شوارتزشیلد بود، کمی پایین‌تر به سمت تکینگی جابه‌جا می‌شود. اما شگفت‌انگیزتر این است که بلافاصله نزدیک به تکینگی، افق رویداد دوم ظاهر می‌شود. بنابراین تکینگی در یک سیاهچاله باردار با احاطه شده است دو افق رویداد - بیرونی و داخلی.ساختارهای یک سیاهچاله بدون بار (شوارتزشیلد) و یک سیاهچاله باردار Reisner-Nordström (در م>>|س|) در شکل مقایسه شده اند. 10.2.

اگر بار سیاهچاله را افزایش دهیم، افق رویداد بیرونی شروع به کوچک شدن می کند و افق درونی گسترش می یابد. در نهایت، زمانی که بار سیاهچاله به مقداری می رسد که در آن برابر است M=|س|, هر دو افق با یکدیگر ادغام می شوند. اگر شارژ را حتی بیشتر کنید، افق رویداد کاملاً ناپدید می شود و تنها چیزی که باقی می ماند همین است تکینگی "برهنه".در م<|س| افق رویداد گم شده،بنابراین تکینگی مستقیماً به جهان بیرونی باز می شود. این تصویر قانون معروف "قاعده اخلاق فضایی" پیشنهادی راجر پنروز را نقض می کند. این قانون ("شما نمی توانید تکینگی را آشکار کنید!") با جزئیات بیشتر در زیر مورد بحث قرار خواهد گرفت. دنباله مدارها در شکل. شکل 10.3 مکان افق رویداد را برای سیاهچاله هایی که جرم یکسان اما مقادیر بار متفاوت دارند نشان می دهد.

برنج. 10.3 موقعیت افق رویداد را نسبت به تکینگی سیاهچاله نشان می دهد. در فضا،اما تحلیل نمودارهای فضا-زمان برای سیاهچاله های باردار حتی مفیدتر است. برای ساختن چنین نمودارهایی - نمودارهای زمان در مقابل مسافت - با رویکرد "خط مستقیم" استفاده شده در ابتدای فصل قبل شروع خواهیم کرد (شکل 9.3 را ببینید). فاصله اندازه گیری شده به سمت بیرون از تکینگی به صورت افقی و زمان، طبق معمول، به صورت عمودی ترسیم می شود. در چنین نموداری، سمت چپ نمودار همیشه با یک تکینگی محدود می شود، که با خطی که به صورت عمودی از گذشته دور تا آینده دور ادامه دارد، توصیف می شود. خطوط جهان از افق رویداد نیز عمودی هستند و جهان بیرونی را از مناطق درونی سیاهچاله جدا می کنند.

در شکل شکل 10.4 نمودارهای فضا-زمان را برای چندین سیاهچاله نشان می دهد که جرم یکسان اما بارهای متفاوت دارند. در بالا، برای مقایسه، نموداری برای سیاهچاله شوارتزشیلد آمده است (به یاد داشته باشید که راه حل شوارتزشیلد همان راه حل رایسنر-نوردستروم برای | س| =0). اگر شارژ بسیار کمی را به این سوراخ اضافه کنید، دومی

شگفتی های راه حل رایسنر-نوردستروم فراتر از دو افق رویداد و دافعه گرانشی نزدیک به تکینگی است. با یادآوری تجزیه و تحلیل دقیق راه حل شوارتزشیلد که در بالا انجام شد، می توان فکر کرد که نمودارهایی مانند آنچه در شکل نشان داده شده است. 10.4 دور را توصیف کنید نه همهطرف های تصویر بنابراین، در هندسه شوارتزشیلد با مشکلات بزرگ ناشی از همپوشانی در نمودار ساده شده مواجه شدیم. متفاوت استمناطق فضا-زمان (نگاه کنید به شکل 9.9). در نمودارهایی مانند شکل، همان مشکلات در انتظار ما است. 10.4، بنابراین وقت آن است که به شناسایی و غلبه بر آنها بپردازیم.

درک راحت تر ساختار جهانیفضا-زمان، با استفاده از قوانین ابتدایی زیر. در بالا متوجه شدیم که ساختار جهانی سیاهچاله شوارتزشیلد چیست. تصویر مربوطه، به نام ، در شکل نشان داده شده است. 9.18. همچنین می توان آن را نمودار پنروز برای مورد خاص یک سیاهچاله Reisner-Nordström نامید، زمانی که شارژ وجود ندارد (| س| =0). علاوه بر این، اگر سوراخ Reisner-Nordström را از شارژ محروم کنیم (یعنی برو به حد | س| -> 0)، سپس نمودار ما (هر چه که باشد) لزوماً در حد نمودار پنروز برای حل شوارتزشیلد کاهش می یابد. از این رو اولین قانون ما چنین است: باید جهان دیگری در مقابل جهان ما وجود داشته باشد که دستیابی به آن فقط در خطوط ممنوعه فضایی امکان پذیر است. و) در فصل قبل مورد بحث قرار گرفت. علاوه بر این، هر یک از این جهان‌های بیرونی باید به‌صورت مثلث به تصویر کشیده شوند، زیرا روش نقشه‌برداری هم‌نقل پنروز در این مورد مانند تیمی از بولدوزرهای کوچک عمل می‌کند (شکل 9.14 یا 9.17 را ببینید)، که تمام فضا-زمان را در یک فشرده جمع می‌کند. مثلث بنابراین، قانون دوم ما به شرح زیر خواهد بود: هر جهان خارجی باید به صورت یک مثلث نشان داده شود که دارای پنج نوع بی نهایت است. چنین جهان بیرونی می تواند به سمت راست (مانند شکل 10.6) یا به سمت چپ باشد.

برای رسیدن به قانون سوم، به یاد بیاورید که در نمودار پنروز (نگاه کنید به شکل 9.18)، افق رویداد سیاهچاله شوارتزشیلد دارای شیب 45 درجه بود. بنابراین، قانون سوم: هر افق رویدادی باید مانند نور باشد، بنابراین همیشه شیب 45 درجه داشته باشد.

برای استخراج قانون چهارم (و آخرین) به یاد داشته باشید که هنگام عبور از افق رویداد، مکان و زمان در مورد سیاهچاله شوارتزشیلد تغییر نقش می دهند. از تجزیه و تحلیل دقیق جهت‌های فضا مانند و زمان برای یک سیاهچاله باردار، نتیجه می‌شود که همین تصویر در اینجا به دست می‌آید. از این رو قانون چهارم: فضا و زمان نقش ها را تغییر می دهند هر باروقتی از افق رویداد عبور کرد.

در شکل 10.7 قانون چهارمی را که به تازگی برای مورد یک سیاهچاله با بار کوچک یا متوسط ​​فرموله شده است، نشان می دهد. M>|س| ). دور از چنین سیاهچاله باردار، جهت فضا مانند موازی با محور فضا و جهت زمان مانند موازی با محور زمان است. پس از گذشتن از افق رویداد بیرونی، تغییری در نقش‌های این دو جهت خواهیم یافت - جهت فضا مانند اکنون با محور زمان موازی شده است و جهت زمان مانند اکنون موازی با محور مکانی شده است. اما با ادامه نهضت به سمت مرکز و نزول به زیر افق درونی حوادث شاهد تغییر نقش دوم می شویم. نزدیک به تکینگی، جهت جهات فضا مانند و زمان مانند همان می شود که از سیاهچاله دور بود.

معکوس شدن مضاعف نقش‌های جهت‌های فضا مانند و زمان‌مانند برای ماهیت تکینگی یک سیاه‌چاله باردار بسیار مهم است. در مورد سیاه‌چاله‌های شوارتزشیلد که بار ندارد، فضا و زمان نقش تغییر می‌دهند فقط یک باردر یک افق رویداد واحد، خطوط با فاصله ثابت در یک جهت فضا مانند (افقی) هدایت می شوند. این بدان معنی است که خطی که مکان تکینگی را نشان می دهد ( r= 0)، باید افقی باشد، یعنی. به صورت مکانی هدایت می شود. با این حال، زمانی که وجود دارد دوافق رویداد، خطوط فاصله ثابت نزدیک تکینگی دارای جهت زمانی (عمودی) هستند. بنابراین، خطی که موقعیت تکینگی یک سوراخ باردار را توصیف می کند ( r= 0)، باید عمودی باشد، و باید به شیوه ای مانند زمان جهت گیری شود. بنابراین، به نتیجه ای بسیار مهم می رسیم: تکینگی یک سیاهچاله باردار باید شبیه زمان باشد!

اکنون می توانید از قوانین بالا برای ساختن نمودار پنروز برای حل رایسنر-نوردستروم استفاده کنید. بیایید با تصور یک فضانورد در جهان ما (مثلاً فقط در زمین) شروع کنیم. او وارد سفینه فضایی خود می شود، موتورها را روشن می کند و به سمت سیاهچاله باردار می رود. همانطور که از شکل مشاهده می شود. 10.8، جهان ما مانند یک مثلث با پنج بی نهایت در نمودار پنروز به نظر می رسد. هر مسیر مجاز یک فضانورد باید همیشه روی نمودار با زاویه ای کمتر از 45 درجه نسبت به عمودی جهت گیری شود، زیرا او نمی تواند با سرعت فوق العاده پرواز کند.

در پایان سال 1967 و برای اولین بار در سخنرانی عمومی "جهان ما: شناخته شده و ناشناخته" در 29 دسامبر 1967 استفاده شد. پیش از این، چنین اجرام اخترفیزیکی "ستاره های فروریخته" یا "فروپاشیده" (از انگلیسی. ستاره های فرو ریخته) و همچنین "ستاره های یخ زده" (eng. ستاره های یخ زده).

مسئله وجود واقعی سیاهچاله‌ها مطابق با تعریفی که در بالا ارائه شد، تا حد زیادی به درستی نظریه گرانش مربوط می‌شود، که وجود چنین اجرامی از آن ناشی می‌شود. در فیزیک مدرن، نظریه استاندارد گرانش، که به بهترین شکل به صورت تجربی تایید شده است، نظریه نسبیت عام (GTR) است، اگرچه وجود سیاهچاله ها در چارچوب سایر مدل های نظری (نه همه) گرانش امکان پذیر است (نگاه کنید به: نظریه های گرانش). جاذبه). بنابراین، داده های رصدی، اول از همه، در زمینه آن تجزیه و تحلیل و تفسیر می شوند، اگرچه، به بیان دقیق، این نظریه به طور تجربی برای شرایط مربوط به منطقه فضا-زمان در مجاورت بلافصل یک سیاهچاله تأیید نشده است. بنابراین، اظهارات مربوط به شواهد مستقیم از وجود سیاهچاله ها، از جمله در این مقاله زیر، باید به طور دقیق، به معنای تأیید وجود اجرام بسیار متراکم و عظیم و همچنین داشتن برخی ویژگی های قابل مشاهده دیگر درک شود. که می توان آنها را به عنوان نظریه نسبیت عام سیاهچاله ها تعبیر کرد.

علاوه بر این، سیاهچاله ها را اغلب اجسامی می نامند که دقیقاً با تعریف ارائه شده در بالا مطابقت ندارند، اما فقط از نظر ویژگی های خود به چنین سیاهچاله ای از نسبیت عام نزدیک می شوند، به عنوان مثال، ستارگان در حال فروپاشی در مراحل پایانی فروپاشی. در اخترفیزیک مدرن، به این تفاوت اهمیت چندانی داده نمی شود، زیرا تظاهرات رصدی یک ستاره "تقریباً فرو ریخته" ("یخ زده") و یک سیاهچاله "واقعی" تقریباً یکسان است.

تاریخچه ایده ها در مورد سیاهچاله ها

در تاریخ ایده های سیاهچاله ها، سه دوره متمایز می شود:

• آغاز دوره اول مربوط به کار جان میشل است که در سال 1784 منتشر شد، که محاسبه جرم را برای یک جسم غیرقابل مشاهده برای مشاهده مشخص کرد.
• دوره دوم با توسعه نظریه نسبیت عام همراه است که حل ثابت معادلات آن توسط کارل شوارتزشیلد در سال 1915 به دست آمد.
• انتشار در سال 1975 کار استیون هاوکینگ، که در آن ایده تابش از سیاهچاله ها را پیشنهاد کرد، دوره سوم را آغاز می کند. مرز بین دوره دوم و سوم نسبتاً خودسرانه است، زیرا تمام پیامدهای کشف هاوکینگ بلافاصله مشخص نشد، که مطالعه آن هنوز ادامه دارد.

"ستاره سیاه" میشل

"سیاه چاله" میشل

در میدان گرانشی نیوتنی برای ذرات ساکن در بی نهایت، با در نظر گرفتن قانون بقای انرژی:

بگذارید شعاع گرانشی فاصله ای از جرم گرانشی باشد که در آن سرعت ذرات برابر با سرعت نور می شود. سپس .

مفهوم جسم عظیمی که کشش گرانشی آن به قدری قوی است که سرعت لازم برای غلبه بر آن کشش (سرعت فرار دوم) برابر یا بیشتر از سرعت نور است، اولین بار در سال 1784 توسط جان میشل در نامه ای که به او فرستاد ارائه شد. انجمن سلطنتی این نامه حاوی محاسبه‌ای بود که از آن نتیجه می‌گرفت که برای جسمی با شعاع 500 شعاع خورشیدی و با چگالی خورشید، دومین سرعت فرار روی سطح آن برابر با سرعت نور خواهد بود. بنابراین نور نمی تواند از این جسم خارج شود و نامرئی خواهد بود. میشل پیشنهاد کرد که چنین اجسام غیرقابل دسترس زیادی در فضا وجود دارد. در سال 1796، لاپلاس بحثی در مورد این ایده را در Exposition du Systeme du Monde خود وارد کرد، اما این بخش در ویرایش های بعدی حذف شد.

بعد از لاپلاس، قبل از شوارتزشیلد

در طول قرن نوزدهم، ایده اجسام نامرئی به دلیل انبوه بودن آنها توجه زیادی را در بین دانشمندان جلب نکرد. این به این دلیل بود که در چارچوب فیزیک کلاسیک، سرعت نور معنای اساسی ندارد. با این حال، در پایان قرن نوزدهم - آغاز قرن بیستم، مشخص شد که قوانین الکترودینامیک فرموله شده توسط جی. ماکسول، از یک سو، در تمام سیستم های مرجع اینرسی رعایت می شود، و از سوی دیگر، چنین نیست. تحت تحولات گالیله تغییر ناپذیری دارند. این بدان معناست که ایده های رایج در فیزیک در مورد ماهیت انتقال از یک سیستم مرجع اینرسی به سیستم مرجع دیگر نیاز به تعدیل قابل توجهی دارد.

در طول توسعه بیشتر الکترودینامیک، G. Lorentz سیستم جدیدی از تبدیل مختصات فضا-زمان (که امروزه به عنوان تبدیلات لورنتس شناخته می‌شود) پیشنهاد کرد، که با توجه به آن معادلات ماکسول ثابت ماندند. A. Poincaré با توسعه ایده های لورنتس، فرض کرد که سایر قوانین فیزیکی نیز نسبت به این دگرگونی ها ثابت هستند.

انحنای فضا

(شبه) فضاهای ریمانی فضاهایی هستند که در مقیاس های کوچک، «تقریباً» مانند فضاهای معمولی (شبه) اقلیدسی رفتار می کنند. بنابراین، در مناطق کوچک کره، قضیه فیثاغورث و سایر حقایق هندسه اقلیدسی با دقت بسیار بالایی برآورده می شود. زمانی، این شرایط امکان ساخت هندسه اقلیدسی را بر اساس مشاهدات سطح زمین (که در واقعیت مسطح نیست، اما نزدیک به کروی است) ممکن کرد. همین شرایط همچنین انتخاب فضاهای شبه ریمانی (و نه هر فضای دیگری) را به عنوان هدف اصلی در نسبیت عام تعیین کرد: ویژگی‌های بخش‌های کوچک فضا-زمان نباید تفاوت زیادی با موارد شناخته شده از نسبیت خاص داشته باشد.

با این حال، در مقیاس های بزرگ، فضاهای ریمانی می توانند بسیار متفاوت از فضاهای اقلیدسی باشند. یکی از ویژگی های اصلی چنین تفاوتی مفهوم انحنا است. ماهیت آن چنین است: فضاهای اقلیدسی دارای خاصیت هستند توازی مطلق: برداری X"، در نتیجه ترجمه موازی بردار به دست می آید Xدر امتداد هر مسیر بسته، با بردار اصلی منطبق است X. برای فضاهای ریمانی این دیگر همیشه صدق نمی کند، که به راحتی در مثال زیر نشان داده می شود. فرض کنید که ناظر در تقاطع خط استوا با نصف النهار اول، رو به شرق ایستاده و شروع به حرکت در امتداد استوا کرد. او با رسیدن به نقطه ای با طول جغرافیایی 180 درجه، جهت حرکت را تغییر داد و بدون تغییر جهت نگاهش شروع به حرکت در امتداد نصف النهار به سمت شمال کرد (یعنی اکنون در طول مسیر به سمت راست نگاه می کند). . بدین ترتیب وقتی او از قطب شمال عبور می کند و به نقطه شروع خود باز می گردد، خود را رو به غرب (و نه شرق، همانطور که در ابتدا) می بیند، خواهد یافت. به عبارت دیگر، بردار که به صورت موازی در طول مسیر ناظر منتقل می شود، نسبت به بردار اصلی "پیمایش" می کند. ویژگی بزرگی چنین "پیمایش" انحنا است.

حل معادلات انیشتین برای سیاهچاله ها

راه حل های ثابت برای سیاهچاله ها در چارچوب نسبیت عام با سه پارامتر مشخص می شوند: جرم ( محرکت زاویه ای ( L) و بار الکتریکی ( س) که شامل مشخصات متناظر اجسام و تشعشعاتی است که به آن می افتند. هر سیاهچاله ای در غیاب تأثیرات خارجی تمایل به ثابت ماندن دارد، که این امر با تلاش بسیاری از فیزیکدانان نظری ثابت شده است، که به ویژه سهم سوبرامانیان چاندراسهکار برنده جایزه نوبل، که تک نگاری «نظریه ریاضی سیاهچاله ها» را نوشت، قابل توجه است. ، اساسی برای این جهت.

حل معادلات اینشتین برای سیاهچاله ها با ویژگی های مربوطه:

راه حل برای یک سیاهچاله در حال چرخش بسیار دشوار است. جالب است که پیچیده ترین نوع راه حل را کر از روی "ملاحظات فیزیکی" حدس زده است. اولین اشتقاق ثابت راه حل کر اولین بار توسط S. Chandrasekhar بیش از پانزده سال بعد ساخته شد. اعتقاد بر این است که راه حل کر برای اخترفیزیک از اهمیت بالایی برخوردار است، زیرا سیاهچاله های باردار باید به سرعت بار خود را از دست بدهند و یون ها و غبار با بار مخالف را از فضای بیرونی جذب و جذب کنند. همچنین نظریه‌ای وجود دارد که انفجارهای پرتو گاما را با فرآیند خنثی‌سازی انفجاری سیاه‌چاله‌های باردار از طریق تولد جفت‌های الکترون-پوزیترون از خلأ و سقوط یکی از ذرات روی حفره و ذرات دوم به سمت بی‌نهایت (R روفینی و همکاران).

راه حل شوارتزشیلد

اجرامی که اندازه آنها به شعاع شوارتزشیلد آنها نزدیک است، اما هنوز سیاهچاله نیستند، ستاره های نوترونی هستند.

شما می توانید مفهوم "چگالی متوسط" یک سیاهچاله را با تقسیم جرم آن بر حجم موجود در زیر افق رویداد معرفی کنید:

چگالی متوسط ​​با افزایش جرم سیاهچاله کاهش می یابد. بنابراین، اگر یک سیاهچاله با جرمی برابر با خورشید، چگالی بیش از چگالی هسته ای داشته باشد، آنگاه یک سیاهچاله کلان جرم با جرم 109 خورشیدی (وجود چنین سیاهچاله هایی در اختروش ها مشکوک است) دارای یک چگالی متوسط ​​حدود 20 کیلوگرم بر متر مکعب، که به طور قابل توجهی کمتر از چگالی آب است!

بنابراین، یک سیاهچاله را می توان نه تنها با فشرده کردن حجم ماده موجود، بلکه به روشی گسترده، با انباشتن مقدار زیادی ماده، به دست آورد.

برای توصیف دقیق سیاهچاله‌های واقعی، باید اصلاحات کوانتومی و همچنین وجود تکانه زاویه‌ای را در نظر گرفت. در نزدیکی افق رویداد، اثرات کوانتومی مرتبط با میدان‌های مادی (الکترومغناطیسی، نوترینو و غیره) قوی هستند. با در نظر گرفتن این موضوع، این نظریه (یعنی نسبیت عام، که در آن سمت راست معادلات انیشتین میانگین روی حالت کوانتومی تانسور انرژی-تکانه است) معمولاً "گرانش نیمه کلاسیک" نامیده می شود.

راه حل Reissner-Nordström

این یک راه حل ایستا برای معادلات انیشتین برای یک سیاهچاله کروی متقارن با بار اما بدون چرخش است.

متریک سیاهچاله رایسنر-نوردستروم:

پارامترهای یک سیاهچاله نمی توانند دلخواه باشند. حداکثر باری که یک سیاهچاله Reissner-Nordström می تواند داشته باشد، جایی است که ه- بار الکترون این یک مورد خاص از محدودیت کر-نیومن برای یک سیاهچاله با تکانه زاویه ای صفر است ( جی= 0، یعنی بدون چرخش).

با این حال، باید توجه داشت که در موقعیت های واقع بینانه (نگاه کنید به: اصل سانسور کیهانی) سیاهچاله ها نباید به میزان قابل توجهی شارژ شوند.

راه حل کر

سیاهچاله کر دارای چندین ویژگی قابل توجه است. در اطراف افق رویداد منطقه ای به نام ارگوسفر وجود دارد که در داخل آن استراحت ناظران نسبتاً دور غیرممکن است، بلکه فقط می توانند به دور سیاهچاله در جهت چرخش آن بچرخند. این اثر "کشش چارچوب اینرسی مرجع" نامیده می شود (eng. فریم کشیدن) و در اطراف هر جسم پرجرم در حال چرخش، مانند زمین یا خورشید، مشاهده می شود، اما در بسیاربه میزان کمتر. با این حال، خود ارگوسفر هنوز هم می تواند باقی بماند. ابعاد ارگوسفر به تکانه زاویه ای چرخش بستگی دارد.

پارامترهای یک سیاهچاله نمی توانند دلخواه باشند (نگاه کنید به: اصل سانسور کیهانی). در جی مترجرم و حرکت زاویه ای (پارامترهاx = م 2 متریک راه حل حد کر نامیده می شود. این یک مورد خاص از محدودیت کر-نیومن، برای یک سیاهچاله با بار صفر است ( س = 0 ).

این راه‌حل و راه‌حل‌های دیگر سیاه‌چاله به هندسه فضا-زمان شگفت‌انگیزی منجر می‌شود. با این حال، تجزیه و تحلیل پایداری پیکربندی مربوطه مورد نیاز است، که می تواند به دلیل تعامل با میدان های کوانتومی و سایر اثرات مختل شود.

برای فضازمان کر، این تحلیل توسط سوبرامانی چاندراسخار انجام شد و مشخص شد که سیاهچاله کر - ناحیه بیرونی آن - پایدار است. به طور مشابه، به عنوان موارد خاص، سوراخ‌های شوارتزشیلد و رایسنر-نوردستروم پایدار بودند. با این حال، تجزیه و تحلیل فضا-زمان کر-نیومن به دلیل مشکلات زیاد ریاضی هنوز انجام نشده است.

راه حل کر-نیومن

خانواده کر-نیومن سه پارامتری کلی ترین راه حل مربوط به حالت تعادل نهایی یک سیاهچاله است. در مختصات بویر - لیندکوئیست، متریک کر - نیومن توسط:

از این فرمول ساده به راحتی می توان نتیجه گرفت که افق رویداد در شعاع قرار دارد: .

و بنابراین پارامترهای یک سیاهچاله نمی توانند دلخواه باشند. بار الکتریکی و تکانه زاویه ای نمی توانند بیشتر از مقادیر مربوط به ناپدید شدن افق رویداد باشند. محدودیت های زیر باید رعایت شود:

اگر این محدودیت ها نقض شود، افق رویداد ناپدید می شود و راه حل، به جای سیاهچاله، به اصطلاح تکینگی "برهنه" را توصیف می کند، اما طبق باور عمومی، چنین اشیایی نباید در جهان واقعی وجود داشته باشند. (نگاه کنید به: اصل سانسور کیهانی، اما هنوز ثابت نشده است).

متریک کر-نیومن را می توان به صورت تحلیلی گسترش داد تا بی نهایت فضاهای "مستقل" را در یک سیاهچاله به هم متصل کند. اینها می توانند هم جهان های "دیگر" و هم بخش های دوردست جهان ما باشند. در فضاهای حاصل، منحنی‌های زمان‌مانند بسته وجود دارد: مسافر در اصل می‌تواند به گذشته‌اش وارد شود، یعنی خود را ملاقات کند. همچنین منطقه ای به نام ارگوسفر در اطراف افق رویداد یک سیاهچاله در حال چرخش وجود دارد که عملاً معادل ارگوسفر از محلول کر است. یک ناظر ثابت واقع در آنجا باید با سرعت زاویه ای مثبت (در جهت چرخش سیاهچاله) بچرخد.

ترمودینامیک و تبخیر سیاهچاله ها

ایده سیاهچاله به عنوان یک جسم کاملاً جذب کننده توسط اس. هاوکینگ در سال 1975 تصحیح شد. او با مطالعه رفتار میدان‌های کوانتومی نزدیک یک سیاه‌چاله، پیش‌بینی کرد که سیاه‌چاله لزوماً ذرات را به فضای بیرونی پرتاب می‌کند و در نتیجه جرم خود را از دست می‌دهد. این اثر تابش هاوکینگ (تبخیر) نامیده می شود. به بیان ساده، میدان گرانشی خلاء را قطبی می کند، در نتیجه تشکیل جفت ذره- پاد ذره نه تنها مجازی، بلکه واقعی نیز امکان پذیر است. یکی از ذرات، درست در زیر افق رویداد، به سیاهچاله می افتد و دیگری، درست بالای افق، پرواز می کند و انرژی (یعنی بخشی از جرم) سیاهچاله را با خود می برد. قدرت تشعشع یک سیاهچاله برابر است

ترکیب تابش به اندازه سیاهچاله بستگی دارد: برای سیاهچاله های بزرگ عمدتا فوتون ها و نوترینوها هستند و ذرات سنگین شروع به حضور در طیف سیاهچاله های سبک می کنند. معلوم شد که طیف تابش هاوکینگ کاملاً با تابش یک جسم کاملاً سیاه منطبق است که امکان تعیین درجه حرارت را به سیاهچاله می دهد.

ثابت پلانک کاهش یافته کجاست، ج- سرعت نور، ک- ثابت بولتزمن، جی- ثابت گرانشی، م- جرم سیاهچاله

بر این اساس، ترمودینامیک سیاهچاله ها ساخته شد، از جمله معرفی مفهوم کلیدی آنتروپی سیاهچاله، که مشخص شد متناسب با مساحت افق رویداد آن است:

کجا الف- منطقه افق رویداد.

سرعت تبخیر یک سیاهچاله بیشتر است، اندازه آن کوچکتر است. تبخیر سیاهچاله های مقیاس های ستاره ای (و به ویژه کهکشانی) را می توان نادیده گرفت، با این حال، برای سیاهچاله های اولیه و به ویژه کوانتومی، فرآیندهای تبخیر مرکزی می شوند.

به دلیل تبخیر، همه سیاهچاله ها جرم خود را از دست می دهند و طول عمر آنها محدود می شود:

در این حالت، شدت تبخیر مانند بهمن افزایش می‌یابد و مرحله نهایی تکامل ویژگی انفجار دارد، مثلاً سیاه‌چاله‌ای به وزن 1000 تن در حدود 84 ثانیه تبخیر می‌شود و انرژی برابر با انفجار تقریباً آزاد می‌کند. ده میلیون بمب اتمی با قدرت متوسط

در عین حال، سیاهچاله های بزرگ که دمای آنها کمتر از دمای تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی جهان (2.7 K) است، در مرحله کنونی توسعه کیهان تنها می توانند رشد کنند، زیرا تابش آنها انرژی کمتری نسبت به تشعشعاتی که جذب می کنند دارند. این فرآیند تا زمانی ادامه خواهد داشت که گاز فوتون تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی در نتیجه انبساط کیهان سرد شود.

بدون نظریه کوانتومی گرانش، توصیف مرحله نهایی تبخیر، زمانی که سیاهچاله ها میکروسکوپی (کوانتومی) می شوند، غیرممکن است. طبق برخی نظریه ها، پس از تبخیر باید یک "سیدر" باقی بماند - یک سیاهچاله حداقل پلانک.

قضایای "بدون مو".

قضایا در مورد "بدون مو" سیاهچاله بدون قضیه مو) می گویند که یک سیاهچاله ساکن نمی تواند ویژگی های خارجی دیگری به جز جرم، تکانه زاویه ای و بارهای خاص (مخصوص میدان های مختلف مادی) داشته باشد و اطلاعات دقیق در مورد ماده در هنگام فروپاشی از بین می رود (و تا حدی به بیرون ساطع می شود). براندون کارتر، ورنر اسرائیل، راجر پنروز، پیوتر کروشیل و مارکوس هوسلر سهم عمده‌ای در اثبات قضایای مشابه برای سیستم‌های مختلف میدان‌های فیزیکی داشتند. اکنون به نظر می رسد که این قضیه برای میدان های شناخته شده فعلی صادق است، اگرچه در برخی موارد عجیب و غریب که هیچ مشابهی برای آن در طبیعت یافت نشده است، نقض می شود.

افتادن در سیاهچاله

بیایید تصور کنیم که افتادن در سیاهچاله شوارتزشیلد چگونه خواهد بود. جسمی که آزادانه تحت تأثیر گرانش قرار می گیرد در حالت بی وزنی است. جسمی که در حال سقوط است، نیروهای جزر و مدی را تجربه می کند، بدن را در جهت شعاعی کشیده و در جهت مماسی فشرده می کند. بزرگی این نیروها رشد می کند و به بی نهایت در . در نقطه ای از زمان خود، بدن از افق رویداد عبور می کند. از دیدگاه ناظری که همراه با بدن سقوط می کند، این لحظه با هیچ چیز برجسته نمی شود، اما اکنون بازگشتی وجود ندارد. بدن خود را در یک گلو می‌بیند (شعاع آن در نقطه‌ای که بدن قرار دارد)، آن‌قدر سریع فشرده می‌شود که دیگر نمی‌توان قبل از لحظه فروپاشی نهایی از آن دور شد (این تکینگی است)، حتی حرکت در سرعت نور

بیایید اکنون روند سقوط یک جسم به داخل سیاهچاله را از دید یک ناظر از راه دور در نظر بگیریم. به عنوان مثال، اجازه دهید بدنه نورانی باشد و علاوه بر این، سیگنال ها را با فرکانس خاصی به عقب ارسال کنید. در ابتدا، یک ناظر از راه دور می بیند که بدن در حال سقوط آزاد، به تدریج تحت تأثیر گرانش به سمت مرکز شتاب می گیرد. رنگ بدن تغییر نمی کند، فرکانس سیگنال های شناسایی شده تقریبا ثابت است. با این حال، هنگامی که بدن شروع به نزدیک شدن به افق رویداد می کند، فوتون هایی که از بدن می آیند، انتقال گرانشی به سرخ بیشتر و بیشتر را تجربه خواهند کرد. علاوه بر این، به دلیل میدان گرانشی، هم نور و هم تمام فرآیندهای فیزیکی از دید یک ناظر از راه دور کندتر و کندتر پیش می روند. به نظر می رسد که بدن - به شکل بسیار مسطح - خواهد بود کند کردن، به افق رویداد نزدیک می شود و در نهایت عملا متوقف می شود. فرکانس سیگنال به شدت کاهش می یابد. طول موج نور ساطع شده از بدن به سرعت افزایش می یابد، به طوری که نور به سرعت به امواج رادیویی و سپس به ارتعاشات الکترومغناطیسی با فرکانس پایین تبدیل می شود که دیگر قابل تشخیص نخواهد بود. ناظر هرگز جسم را در حال عبور از افق رویداد نخواهد دید و از این نظر، سقوط در سیاهچاله برای مدت نامحدودی ادامه خواهد داشت. با این حال، لحظه ای وجود دارد که از آن زمان، یک ناظر از راه دور دیگر نمی تواند بر بدن در حال سقوط تأثیر بگذارد. پرتوی از نور که به دنبال این جسم فرستاده می‌شود یا هرگز به آن نمی‌رسد، یا از قبل فراتر از افق به آن می‌رسد.

روند فروپاشی گرانشی شبیه به یک ناظر دور خواهد بود. در ابتدا، ماده به سمت مرکز حرکت می کند، اما در نزدیکی افق رویداد، سرعت آن به شدت کاهش می یابد، تابش آن به محدوده رادیویی می رود، و در نتیجه، یک ناظر دور می بیند که ستاره خارج شده است. .

مدل نظریه ریسمان

گروه سمیر ماتور اندازه چندین مدل سیاهچاله را با استفاده از روش خود محاسبه کردند. نتایج به‌دست‌آمده با ابعاد «افق رویداد» در نظریه سنتی منطبق بود.

در این رابطه، ماتور پیشنهاد کرد که افق رویداد در واقع یک توده کف‌آلود از رشته‌ها است، نه یک مرز کاملاً مشخص.

بنابراین، طبق این مدل، سیاهچاله در واقع اطلاعات را از بین نمی برد زیرا در سیاهچاله ها تکینگی وجود ندارد. جرم رشته ها در طول حجم تا افق رویداد توزیع می شود و اطلاعات را می توان در رشته ها ذخیره کرد و با تابش هاوکینگ خروجی منتقل شد (و بنابراین فراتر از افق رویداد رفت).

گزینه دیگری توسط گری هوروویتز از دانشگاه کالیفرنیا در سانتا باربارا و خوان مالداسینا از موسسه مطالعات پیشرفته پرینستون پیشنهاد شد. به گفته این محققان، یک تکینگی در مرکز یک سیاه‌چاله وجود دارد، اما اطلاعات به سادگی وارد آن نمی‌شوند: ماده به تکینگی می‌رود و اطلاعات - از طریق تله‌پورت کوانتومی - بر روی تابش هاوکینگ نقش می‌بندد.

سیاهچاله ها در کیهان

از زمان پیش‌بینی نظری سیاه‌چاله‌ها، مسئله وجود آنها باز مانده است، زیرا وجود راه‌حلی از نوع «سیاه‌چاله» تضمین نمی‌کند که مکانیسم‌هایی برای تشکیل چنین اجسامی در جهان وجود دارد. با این حال، مکانیسم های شناخته شده ای وجود دارد که می تواند منجر به این واقعیت شود که برخی از منطقهفضا-زمان همان ویژگی ها (هندسه مشابه) را خواهد داشت منطقهدر یک سیاهچاله به عنوان مثال، در نتیجه فروپاشی یک ستاره، فضا-زمان نشان داده شده در شکل می تواند تشکیل شود.

از اواسط قرن 19 شروع شد. جیمز کلرک ماکسول با توسعه نظریه الکترومغناطیس اطلاعات زیادی در مورد میدان های الکتریکی و مغناطیسی داشت. به ویژه، آنچه شگفت‌انگیز بود این واقعیت بود که نیروهای الکتریکی و مغناطیسی با فاصله دقیقاً به همان روشی کاهش می‌یابند که گرانش. هر دو نیروی گرانشی و الکترومغناطیسی نیروهای دوربرد هستند. آنها را می توان در فاصله بسیار زیادی از منابع خود احساس کرد. برعکس، نیروهایی که هسته اتم ها را به یکدیگر متصل می کنند - نیروهای برهمکنش قوی و ضعیف - دارای دامنه عمل کوتاهی هستند. نیروهای هسته ای خود را تنها در یک منطقه بسیار کوچک در اطراف ذرات هسته ای احساس می کنند. گستره وسیع نیروهای الکترومغناطیسی به این معنی است که دور از سیاهچاله، می توان آزمایش هایی را برای یافتن باردار بودن یا نبودن چاله انجام داد. اگر سیاهچاله دارای بار الکتریکی (مثبت یا منفی) یا بار مغناطیسی (مرتبط با قطب مغناطیسی شمال یا جنوب) باشد، ناظر دور می تواند با استفاده از ابزارهای حساس وجود این بارها را تشخیص دهد. در اواخر دهه 1960 و اوایل دهه 1970، اخترفیزیکدانان نظری به سختی روی این مسئله کار کردند: کدام ویژگی سیاهچاله ها حفظ شده و کدام یک در آنها از بین رفته است؟ ویژگی های یک سیاهچاله که می تواند توسط یک ناظر دور اندازه گیری شود جرم، بار و تکانه زاویه ای آن است. این سه مشخصه اصلی در هنگام تشکیل سیاهچاله حفظ می شوند و هندسه فضا-زمان را در نزدیکی آن تعیین می کنند. به عبارت دیگر، اگر جرم، بار و تکانه زاویه ای یک سیاهچاله را تنظیم کنید، همه چیز در مورد آن از قبل مشخص خواهد شد - سیاهچاله ها هیچ ویژگی دیگری به جز جرم، بار و تکانه زاویه ای ندارند. بنابراین، سیاهچاله ها اجرام بسیار ساده ای هستند. آنها بسیار ساده تر از ستارگانی هستند که سیاهچاله ها از آنها به وجود می آیند. G. Reisner و G. Nordström راه حلی برای معادلات میدان گرانشی انیشتین کشف کردند که به طور کامل سیاهچاله "باردار" را توصیف می کند. چنین سیاهچاله ای ممکن است بار الکتریکی (مثبت یا منفی) و/یا بار مغناطیسی (مرتبط با قطب مغناطیسی شمال یا جنوب) داشته باشد. اگر اجسام دارای بار الکتریکی رایج هستند، پس آنهایی که دارای بار مغناطیسی هستند اصلاً وجود ندارند. اجسامی که دارای میدان مغناطیسی هستند (مثلاً یک آهنربای معمولی، یک سوزن قطب نما، زمین) لزوماً دارای هر دو قطب شمال و جنوب هستند. تا همین اواخر، اکثر فیزیکدانان معتقد بودند که قطب های مغناطیسی همیشه فقط به صورت جفت اتفاق می افتند. با این حال، در سال 1975، گروهی از دانشمندان از برکلی و هیوستون اعلام کردند که در طی یکی از آزمایشات خود یک تک قطبی مغناطیسی را کشف کرده اند. اگر این نتایج تأیید شوند، معلوم می شود که بارهای مغناطیسی جداگانه می توانند وجود داشته باشند، به عنوان مثال. که قطب مغناطیسی شمال می تواند جدا از جنوب وجود داشته باشد و بالعکس. راه حل Reisner-Nordström این امکان را می دهد که سیاهچاله دارای میدان مغناطیسی تک قطبی باشد. صرف نظر از اینکه چگونه سیاهچاله بار خود را به دست آورده است، تمام ویژگی های آن بار در محلول رایسنر-نوردستروم در یک مشخصه ترکیب می شود - عدد Q. این ویژگی مشابه این واقعیت است که راه حل شوارتزشیلد به چگونگی سیاهی بستگی ندارد. سوراخ جرم خود را به دست آورد. علاوه بر این، هندسه فضا-زمان در راه حل Reisner-Nordström به ماهیت بار بستگی ندارد. می تواند مثبت، منفی، مطابق با قطب مغناطیسی شمال یا جنوب باشد - فقط مقدار کامل آن مهم است که می تواند به صورت |Q| نوشته شود. بنابراین، خواص یک سیاهچاله رایسنر-نوردستروم تنها به دو پارامتر بستگی دارد - جرم کل چاله M و بار کل آن |Q| (به عبارت دیگر بر قدر مطلق آن). فیزیکدانان با اندیشیدن به سیاهچاله های واقعی که می توانند در جهان ما وجود داشته باشند، به این نتیجه رسیدند که راه حل رایسنر-نوردستروم چندان قابل توجه نیست، زیرا نیروهای الکترومغناطیسی بسیار قوی تر از نیروهای گرانشی هستند. به عنوان مثال، میدان الکتریکی یک الکترون یا پروتون تریلیون ها تریلیون بار قوی تر از میدان گرانشی آن است. این بدان معنی است که اگر یک سیاهچاله بار کافی بزرگ داشته باشد، نیروهای عظیمی با منشا الکترومغناطیسی به سرعت گاز و اتم های شناور در فضا را در همه جهات پراکنده می کنند. در مدت زمان بسیار کوتاهی، ذرات با علامت باری مشابه سیاهچاله، دافعه قدرتمندی را تجربه خواهند کرد و ذرات با علامت بار مخالف، جاذبه ای به همان اندازه به سمت آن خواهند داشت. با جذب ذرات با بارهای مخالف، سیاهچاله به زودی از نظر الکتریکی خنثی می شود. بنابراین، می‌توان فرض کرد که سیاه‌چاله‌های واقعی فقط بار کمی دارند. برای سیاهچاله های واقعی، مقدار |Q| باید بسیار کمتر از M باشد. در واقع، از محاسبات به دست می‌آید که سیاه‌چاله‌هایی که واقعاً می‌توانند در فضا وجود داشته باشند، باید جرم M حداقل یک میلیارد میلیارد برابر بیشتر از مقدار |Q| داشته باشند.