Черная дыра

Часть цикла статей о
Общая теория относительности
${\ displaystyle G _ {\ mu \ nu} + \ Lambda g _ {\ mu \ nu} = {\ frac {8 \ pi G} {c ^ {4}}} T _ {\ mu \ nu}}$
Вступление История Математическая формулировка Тесты
Основные концепции Принцип относительности Теория относительности Точка зрения Инерциальная система отсчета Инертная масса Рама отдыха Рамка центра импульса Световой конус Принцип эквивалентности Масса в общей теории относительности Эквивалентность массы и энергии Инвариантная масса Симметрии пространства-времени Специальная теория относительности Двойная специальная теория относительности инвариант де Ситтера специальная теория относительности Масштаб относительности Мировая линия Подходящее время Принцип локальности Риманова геометрия Энергетическое состояние
Явления Гравитоэлектромагнетизм Проблема Кеплера Сила тяжести Гравитационное поле Гравитационный колодец Гравитационное линзирование Гравитационные волны Гравитационное красное смещение Красное смещение Синее смещение Замедление времени Гравитационное замедление времени Задержка Шапиро Гравитационный потенциал Гравитационное сжатие Гравитационный коллапс Перетаскивание кадра Геодезический эффект Видимый горизонт Горизонт событий Гравитационная сингулярность Обнаженная особенность Черная дыра Белая дыра Пространство-время Космос Время Диаграммы пространства-времени Пространство-время Минковского Замкнутая времениподобная кривая (CTC) Червоточина Червоточина Эллиса
Уравнения Формализмы Уравнения Линеаризованная гравитация Уравнения поля Эйнштейна Фридман Геодезические Матиссон – Папапетру – Диксон Гамильтон – Якоби – Эйнштейн Инвариант кривизны (общая теория относительности) Лоренцево многообразие Формализмы ADM БССН Ньюман – Пенроуз Постньютоновский Продвинутая теория Теория Бранса – Дике Гипотеза космической цензуры Теория Калуцы – Клейна Квантовая гравитация Супергравитация
Решения Релятивистский диск Шварцшильд ( интерьер ) Рейсснер-Нордстрём Гёдель Керр Керр – Ньюман Kasner Лемэтр – Толман Тауб-ОРЕХ Milne Робертсон – Уокер pp-волна van Stockum пыль Вейль – Льюис – Папапетру Вакуумный раствор
Теоремы Теорема Биркгофа Теорема Героха о расщеплении Теорема Гольдберга – Сакса. Теорема Лавлока Теорема об отсутствии волос Теоремы Пенроуза – Хокинга об особенностях Теорема положительной энергии
Ученые Эйнштейн Лоренц Гильберта Пуанкаре Шварцшильд де Ситтер Рейсснер Nordström Weyl Эддингтон Фридман Milne Цвикки Лемэтр Гёдель Уиллер Робертсон Бардин Уокер Керр Чандрасекхар Элерс Пенроуз Хокинг Райчаудхури Тейлор Hulse van Stockum Тауб Новичок Яу Торн другие
v т е

Черная дыра представляет собой область пространства - времени , где гравитация настолько сильна , что ничто, не частицы или даже электромагнитное излучение , такие как светло - -Может побега из него. ^[1] Общая теория относительности предсказывает, что достаточно компактная масса может деформировать пространство-время, образуя черную дыру. ^{[2] [3]}

Граница области, из которой невозможно выбраться, называется горизонтом событий . Хотя горизонт событий имеет огромное влияние на судьбу и обстоятельства пересечения объекта, согласно общей теории относительности, он не имеет локально обнаруживаемых особенностей. ^[4] Во многих отношениях черная дыра действует как идеальное черное тело , поскольку не отражает света. ^{[5] [6]} Более того, квантовая теория поля в искривленном пространстве-времени предсказывает, что горизонты событий испускают излучение Хокинга с тем же спектром, что и у черного тела, температура которого обратно пропорциональна его массе. Эта температура составляет порядка миллиардных долей кельвина длячерные дыры звездной массы , что делает их практически невозможными для непосредственного наблюдения.

Объекты, гравитационные поля которых слишком сильны для выхода света, были впервые рассмотрены в 18 веке Джоном Мичеллом и Пьером-Симоном Лапласом . ^[7] Первое современное решение общей теории относительности, которое характеризует черную дыру, было найдено Карлом Шварцшильдом в 1916 году, хотя его интерпретация как область пространства, из которой ничто не может сбежать, была впервые опубликована Дэвидом Финкельштейном в 1958 году. считается математическим любопытством; только в 1960-х годах теоретические работы показали, что они являются общим предсказанием общей теории относительности. Открытие нейтронных звезд по Jocelyn Bell Burnellв 1967 году вызвал интерес к гравитационно коллапсирующим компактным объектам как возможной астрофизической реальности.

Ожидается, что черные дыры звездной массы образуются, когда очень массивные звезды коллапсируют в конце своего жизненного цикла. После того, как черная дыра сформировалась, она может продолжать расти, поглощая массу из своего окружения. Поглощая другие звезды и слияния с другими черных дыр, сверхмассивных черных дыр миллионов солнечных масс ( M _☉ ) могут образовывать. Все согласны с тем, что сверхмассивные черные дыры существуют в центрах большинства галактик .

О присутствии черной дыры можно судить по ее взаимодействию с другим веществом и с электромагнитным излучением, например, видимым светом. Материя, падающая на черную дыру, может образовывать внешний аккреционный диск, нагретый трением, образуя квазары , одни из самых ярких объектов во Вселенной. Звезды, проходящие слишком близко к сверхмассивной черной дыре, могут быть разорваны на полосы, которые светятся очень ярко, прежде чем их «проглотят». ^[8] Если вокруг черной дыры вращаются другие звезды, их орбиты можно использовать для определения массы и местоположения черной дыры. Такие наблюдения можно использовать для исключения возможных альтернатив, таких как нейтронные звезды. Таким образом, астрономы определили множество звездных кандидатов в черные дыры вбинарные системы , и установили , что источник радио известный как Стрелец А * , в ядре Млечного Пути галактики, содержит сверхмассивную черную дыру около 4,3 миллионов солнечных масс.

На 11 февраля 2016 года LIGO Научного сотрудничество и сотрудничество Virgo объявили первое прямое обнаружение в гравитационных волнах , которые также представляли первое наблюдение черной дыры слияния. ^[9] По состоянию на декабрь 2018 ^{[Обновить]}года наблюдались одиннадцать гравитационно-волновых событий , которые возникли из десяти слияний черных дыр (вместе с одним слиянием двойной нейтронной звезды ). ^{[10] [11]} 10 апреля 2019 г. было опубликовано первое прямое изображение черной дыры и ее окрестностей после наблюдений сверхмассивной черной дыры в 2017 г., сделанных телескопом Event Horizon.Мессье 87 «s галактический центр . ^{[12] [13] [14]}

История

Идея тела настолько массивного, что даже свет не может выйти из него, была кратко предложена пионером астрономии и английским священником Джоном Мичеллом в письме, опубликованном в ноябре 1784 года. Упрощенные вычисления Мичелла предполагали, что такое тело может иметь ту же плотность, что и Солнце, и заключили что такое тело образуется, когда диаметр звезды превышает диаметр Солнца в 500 раз, а скорость убегания с поверхности превышает обычную скорость света. Мичелл правильно заметил, что такие сверхмассивные, но неизлучающие тела можно обнаружить по их гравитационному воздействию на близлежащие видимые тела. ^{[21] [7] [22]}Ученые того времени первоначально были взволнованы предположением о том, что гигантские, но невидимые звезды могут прятаться у всех на виду, но энтузиазм поутих, когда в начале девятнадцатого века стала очевидной волнообразная природа света. ^[23]

Если бы свет был волной, а не « корпускулой », непонятно, какое влияние гравитация оказала бы на уходящие световые волны, если таковая существует. ^{[7] [22]} Современная физика дискредитирует представление Мичелла о том, что световой луч, падающий прямо с поверхности сверхмассивной звезды, замедляется гравитацией звезды, останавливается, а затем свободно падает обратно на поверхность звезды. ^[24]

Общая теория относительности

В 1915 году Альберт Эйнштейн разработал свою общую теорию относительности , ранее показав, что гравитация действительно влияет на движение света. Только несколько месяцев спустя, Шварцшильд нашел решение к полевым уравнениям Эйнштейна , описывающее гравитационное поле в виде точечной массы и сферической массы. ^[25] Через несколько месяцев после Шварцшильда Йоханнес Дросте, ученик Хендрика Лоренца , независимо дал такое же решение для точечной массы и более подробно описал ее свойства. ^{[26] [27]} Это решение имело своеобразное поведение в месте, которое сейчас называетсяРадиус Шварцшильда , где он стал сингулярным , что означает, что некоторые члены в уравнениях Эйнштейна стали бесконечными. В то время природа этой поверхности была не совсем понятна. В 1924 году Артур Эддингтон показал, что сингулярность исчезает после изменения координат (см. Координаты Эддингтона – Финкельштейна ), хотя только в 1933 году Жорж Леметр осознал, что это означает, что сингулярность на радиусе Шварцшильда является нефизической координатной сингулярностью . ^[28]Однако Артур Эддингтон прокомментировал возможность звезды с массой, сжатой до радиуса Шварцшильда, в книге 1926 года, отметив, что теория Эйнштейна позволяет нам исключить чрезмерно большие плотности для видимых звезд, таких как Бетельгейзе, потому что «звезда радиусом 250 миллионов км может не может иметь такую ​​высокую плотность, как Солнце. Во-первых, сила гравитации была бы настолько велика, что свет не мог бы выйти из нее, лучи падали бы обратно к звезде, как камень на землю. Во-вторых, красное смещение спектральных линий будет настолько велико, что спектр перестанет существовать. В-третьих, масса создаст такую ​​большую кривизну метрики пространства-времени, что пространство вокруг звезды сузится, оставив нас снаружи (т. е. нигде) . " ^{[29] [30]}

В 1931 году Субраманьян Чандрасекхар вычисляется, используя специальную теорию относительности, что не вращающийся корпус электронно-вырожденной материи выше некоторой предельной массы (теперь называемый предел Чандрасекара в 1,4  М _☉ ) не имеет устойчивых решений. ^[31] Его аргументам противостояли многие его современники, такие как Эддингтон и Лев Ландау , которые утверждали, что какой-то еще неизвестный механизм остановит коллапс. ^[32] Они были частично правильно: а белый карлик чуть более массивной , чем предел чандрасекаровского разрушится в нейтронную звезду , ^[33] , который сам по себе стабильной. Но в 1939 г.Роберт Оппенгеймер и другие предсказали, что нейтронные звезды выше другого предела (предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова ) будут коллапсировать дальше по причинам, представленным Чандрасекхаром, и пришли к выводу, что никакой закон физики вряд ли вмешается и остановит коллапс по крайней мере некоторых звезд. черные дыры. ^[34] Их первоначальные расчеты, основанные на принципе исключения Паули , дали его 0,7  M _☉ ; Последующее рассмотрение сильной силы опосредованного нейтрон-нейтронного отталкивания повысил оценку до приблизительно 1,5  М _☉ до 3,0  М _☉ . ^[35] Наблюдения за слиянием нейтронных звезд GW170817, которая, как считается, вскоре после этого произвела черную дыру, уточнила предельную оценку TOV до ~ 2,17  M _☉ . ^{[36] [37] [38] [39] [40]}

Оппенгеймер и его соавторы интерпретировали сингулярность на границе радиуса Шварцшильда как указание на то, что это была граница пузыря, в котором время остановилось. Это верная точка зрения для сторонних наблюдателей, но не для наблюдателей, падающих на землю. Из-за этого свойства коллапсирующие звезды были названы «замороженными звездами», потому что сторонний наблюдатель мог бы видеть поверхность звезды, застывшую во времени в тот момент, когда коллапс переносит ее на радиус Шварцшильда. ^[41]

Золотой век

В 1958 году Дэвид Финкельштейн определил поверхность Шварцшильда как горизонт событий , «идеальную однонаправленную мембрану: причинные влияния могут пересекать ее только в одном направлении». ^[42] Это не противоречило строго результатам Оппенгеймера, но расширило их, чтобы включить точку зрения падающих наблюдателей. Решение Финкельштейна расширило решение Шварцшильда на будущее наблюдателей, падающих в черную дыру. Полное расширение уже найдено Мартин Крускал , который призвал его опубликовать. ^[43]

Эти результаты появились в начале золотого века общей теории относительности , когда общая теория относительности и черные дыры стали основными объектами исследований. Этот процесс помог открытию пульсаров по Jocelyn Bell Burnell в 1967 году, ^{[44] [45]} , который, к 1969 году, было показано, что быстро вращающиеся нейтронные звезды . ^[46] До этого времени нейтронные звезды, как и черные дыры, считались просто теоретической диковинкой; но открытие пульсаров показало их физическую значимость и стимулировало дальнейший интерес ко всем типам компактных объектов, которые могли образоваться в результате гравитационного коллапса. ^{[ необходима цитата ]}

В этот период были найдены более общие решения для черных дыр. В 1963 году Рой Керр нашел точное решение для вращающейся черной дыры . Два года спустя Эзра Ньюман нашел осесимметричное решение для черной дыры, которая одновременно вращается и электрически заряжена . ^[47] Благодаря работам Вернера Исраэля , ^[48] Брэндона Картера , ^{[49] [50]} и Дэвида Робинсона ^[51] появилась теорема об отсутствии волос , в которой говорится, что стационарное решение для черной дыры полностью описывается тремя параметрами: метрика Керра-Ньюмена: масса , угловой момент и электрический заряд . ^[52]

Сначала предполагалось, что странные особенности решений для черных дыр являются патологическими артефактами из наложенных условий симметрии, и что сингулярности не будут появляться в обычных ситуациях. Этой точки зрения придерживались, в частности, Владимир Белинский , Исаак Халатников и Евгений Лифшиц , которые пытались доказать, что в решениях общего положения не возникают особенности. Однако в конце 1960-х Роджер Пенроуз ^[53] и Стивен Хокинг использовали глобальные методы, чтобы доказать, что сингулярности возникают в общем случае. ^[54] За эту работу Пенроуз получил половину Нобелевской премии по физике 2020 года , Хокинг умер в 2018 году. ^[55]

Работа Джеймса Бардина , Джейкоба Бекенштейна , Картера и Хокинга в начале 1970-х годов привела к формулировке термодинамики черной дыры . ^[56] Эти законы описывают поведение черной дыры в близкой аналогии с законами термодинамики , связывая массу с энергией, площадь с энтропией и поверхностную гравитацию с температурой . Аналогия была завершена, когда Хокинг в 1974 году показал, что квантовая теория поля подразумевает, что черные дыры должны излучать как черное тело с температурой, пропорциональной поверхностной гравитации черной дыры, предсказав эффект, теперь известный какРадиация Хокинга . ^[57]

Этимология

Джон Мичелл использовал термин «темная звезда» ^[58], а в начале 20 века физики использовали термин «гравитационно коллапсированный объект». Научный писатель Марсия Бартусяк прослеживает термин «черная дыра» от физика Роберта Х. Дике , который в начале 1960-х годов, как сообщается, сравнил это явление с Черной дырой в Калькутте , печально известной как тюрьма, в которую люди входят, но никогда не выходят из них живыми. ^[59]

Термин «черная дыра» использовался в печати журналами Life and Science News в 1963 году ^[59] и научным журналистом Энн Юинг в ее статье « Черные дыры в космосе» от 18 января 1964 года, которая представляла собой отчет о встреча Американской ассоциации содействия развитию науки в Кливленде, штат Огайо. ^{[60] [61]}

Сообщается, что в декабре 1967 года студент предложил фразу «черная дыра» на лекции Джона Уиллера ; ^[60] Уиллер использовал термин из-за его краткости и «рекламной ценности», и он быстро прижился, ^[62] заставив некоторых приписать Уиллеру создание этой фразы. ^[63]

Свойства и структура

Гипотеза « без волос» постулирует, что как только черная дыра достигает стабильного состояния после образования, она обладает только тремя независимыми физическими свойствами: массой , зарядом и угловым моментом ; в остальном черная дыра безликая. Если гипотеза верна, любые две черные дыры, которые имеют одинаковые значения этих свойств или параметров, неотличимы друг от друга. Степень, в которой гипотеза верна для реальных черных дыр в соответствии с законами современной физики, в настоящее время остается нерешенной проблемой. ^[52]

Эти свойства особенные, потому что они видны снаружи черной дыры. Например, заряженная черная дыра отталкивает другие подобные заряды, как и любой другой заряженный объект. Точно так же полную массу внутри сферы, содержащей черную дыру, можно найти, используя гравитационный аналог закона Гаусса (через массу ADM ), вдали от черной дыры. ^[64] Кроме того, угловой момент (или спина) может быть измерена издалека , используя кадр перетаскивания на gravitomagnetic поля , через, например, эффект Ленза-Тирринг . ^[65]

Когда объект падает в черную дыру, любая информация о форме объекта или распределении заряда на нем равномерно распределяется по горизонту черной дыры и теряется для сторонних наблюдателей. Поведение горизонта в этой ситуации представляет собой диссипативную систему, которая очень похожа на поведение проводящей эластичной мембраны с трением и электрическим сопротивлением - мембранная парадигма . ^[66] Это отличается от других теорий поля, таких как электромагнетизм, которые не имеют никакого трения или сопротивления на микроскопическом уровне, потому что они обратимы во времени.. Поскольку черная дыра в конечном итоге достигает стабильного состояния всего с тремя параметрами, невозможно избежать потери информации о начальных условиях: гравитационное и электрическое поля черной дыры дают очень мало информации о том, что произошло. Информация, которая теряется включает в себя все величины, которые нельзя измерить далеко от горизонта черной дыры, включая приблизительно сохраняющиеся квантовые числа, такие как полное барионное число и лептонное число . Такое поведение настолько загадочно, что его назвали парадоксом потери информации черной дырой . ^{[67] [68]}

Физические свойства

Простейшие статические черные дыры обладают массой, но не имеют электрического заряда и углового момента. Эти черные дыры часто называют черными дырами Шварцшильда в честь Карла Шварцшильда, который открыл это решение в 1916 году. ^[25] Согласно теореме Биркгофа , это единственное вакуумное решение, которое является сферически-симметричным . ^[69]Это означает, что на расстоянии нет заметной разницы между гравитационным полем такой черной дыры и любым другим сферическим объектом той же массы. Поэтому популярное представление о черной дыре, «всасывающей все» в ее окружении, верно только вблизи горизонта черной дыры; вдали внешнее гравитационное поле идентично полю любого другого тела такой же массы. ^[70]

Также существуют решения, описывающие более общие черные дыры. Невращающиеся заряженные черные дыры описываются метрикой Рейсснера – Нордстрема , в то время как метрика Керра описывает незаряженную вращающуюся черную дыру . Наиболее общее известное стационарное решение для черной дыры - это метрика Керра – Ньюмана , которая описывает черную дыру как с зарядом, так и с угловым моментом. ^[71]

В то время как масса черной дыры может принимать любое положительное значение, заряд и угловой момент ограничены массой. В единицах Планка , суммарный электрический заряд  Q и полный угловой момент  J , как ожидается , чтобы удовлетворить

${\ displaystyle Q ^ {2} + \ left ({\ tfrac {J} {M}} \ right) ^ {2} \ leq M ^ {2} \,}$

для черной дыры массы M . Черные дыры с минимально возможной массой, удовлетворяющие этому неравенству, называются экстремальными . Решения уравнений Эйнштейна, нарушающие это неравенство, существуют, но у них нет горизонта событий. Эти решения имеют так называемые голые сингулярности, которые можно наблюдать извне, и поэтому они считаются нефизическими . Гипотеза космической цензуры исключает образование таких сингулярностей, когда они создаются в результате гравитационного коллапса реальной материи . ^[2] Это подтверждается численным моделированием. ^[72]

Ожидается, что из- за относительно большой силы электромагнитного взаимодействия черные дыры, образующиеся в результате коллапса звезд, сохранят почти нейтральный заряд звезды. Однако ожидается, что вращение будет универсальной особенностью компактных астрофизических объектов. Двойной рентгеновский источник - кандидат в черные дыры GRS 1915 + 105 ^[73], похоже, имеет угловой момент, близкий к максимально допустимому. Этот незаряженный лимит составляет ^[74]

${\ displaystyle J \ leq {\ frac {GM ^ {2}} {c}},}$

позволяющий определить безразмерный параметр спина такой, что ^[74]

${\ displaystyle 0 \ leq {\ frac {cJ} {GM ^ {2}}} \ leq 1.}$^{[74] [Примечание 1]}

Черные дыры обычно классифицируются по их массе, независимо от момента количества движения, Дж . Размер черной дыры, определяемый радиусом горизонта событий или радиусом Шварцшильда , пропорционален массе M через

${\ displaystyle r _ {\ mathrm {s}} = {\ frac {2GM} {c ^ {2}}} \ приблизительно 2,95 \, {\ frac {M} {M _ {\ mathrm {Sun}}}} ~ \ mathrm {km,}}$

где r _s - радиус Шварцшильда, а M _Sun - масса Солнца . ^[76] Для черной дыры с ненулевым спином и / или электрическим зарядом радиус будет меньше ^{[Примечание 2]} до тех пор, пока экстремальная черная дыра не сможет иметь горизонт событий, близкий к ^[77]

${\ displaystyle r _ {\ mathrm {+}} = {\ frac {GM} {c ^ {2}}}.}$

Горизонт событий

Определяющей чертой черной дыры является появление горизонта событий - границы в пространстве-времени, через которую материя и свет могут проходить только внутрь, к массе черной дыры. Ничто, даже свет, не может ускользнуть из-за горизонта событий. ^{[79] [80]} Горизонт событий называется таковым, потому что, если событие происходит в пределах границы, информация от этого события не может достичь внешнего наблюдателя, что делает невозможным определение того, произошло ли такое событие. ^[81]

Как предсказывает общая теория относительности, присутствие массы деформирует пространство-время таким образом, что пути, по которым движутся частицы, изгибаются к массе. ^[82] На горизонте событий черной дыры эта деформация становится настолько сильной, что не существует путей, ведущих от черной дыры. ^[83]

Для удаленного наблюдателя часы возле черной дыры покажутся медленнее, чем часы, расположенные дальше от нее. ^[84] Из-за этого эффекта, известного как гравитационное замедление времени , объект, падающий в черную дыру, кажется, замедляется по мере приближения к горизонту событий, и для достижения его требуется бесконечное время. ^[85] В то же время все процессы на этом объекте замедляются с точки зрения фиксированного внешнего наблюдателя, в результате чего любой свет, излучаемый объектом, становится более красным и тусклым, эффект, известный как гравитационное красное смещение . ^[86]В конце концов, падающий объект исчезает, пока его больше нельзя будет увидеть. Обычно этот процесс происходит очень быстро, когда объект исчезает из поля зрения менее чем за секунду. ^[87]

С другой стороны, нерушимые наблюдатели, падающие в черную дыру, не замечают ни одного из этих эффектов, когда они пересекают горизонт событий. Согласно их собственным часам, которые кажутся им нормально тикающими, они пересекают горизонт событий через конечное время, не замечая какого-либо особенного поведения; в классической общей теории относительности невозможно определить положение горизонта событий из локальных наблюдений из-за принципа эквивалентности Эйнштейна . ^{[88] [89]}

Топология горизонта событий черной дыры в равновесии всегда сферическая. ^{[Примечание 4] [92]} Для невращающихся (статических) черных дыр геометрия горизонта событий точно сферическая, в то время как для вращающихся черных дыр горизонт событий сжат. ^{[93] [94] [95]}

Сингулярность

В центре черной дыры, как описано в общей теории относительности, может лежать гравитационная сингулярность , область, в которой кривизна пространства-времени становится бесконечной. ^[96] Для невращающейся черной дыры эта область принимает форму единственной точки, а для вращающейся черной дыры она размазывается, образуя кольцевую сингулярность , лежащую в плоскости вращения. ^[97] В обоих случаях особая область имеет нулевой объем. Также можно показать, что особая область содержит всю массу раствора черной дыры. ^[98] Таким образом, можно представить, что особая область имеет бесконечную плотность . ^[99]

Наблюдатели, попадающие в черную дыру Шварцшильда (т. Е. Невращающуюся и не заряженную), не могут избежать попадания в сингулярность, как только они пересекают горизонт событий. Они могут продлить опыт, ускоряясь, чтобы замедлить спуск, но только до предела. ^[100] Когда они достигают сингулярности, они раздавливаются до бесконечной плотности, и их масса добавляется к общей массе черной дыры. Прежде чем это произойдет, они будут разорваны растущими приливными силами в процессе, который иногда называют спагеттификацией или «эффектом лапши». ^[101]

В случае заряженной (Рейсснера – Нордстрёма) или вращающейся (Керр) черной дыры можно избежать сингулярности. Расширение этих решений, насколько это возможно, открывает гипотетическую возможность выхода из черной дыры в другое пространство-время, когда черная дыра действует как кротовая нора . ^[102] Возможность путешествия в другую вселенную, однако, является только теоретической, поскольку любое возмущение разрушило бы эту возможность. ^[103] Также представляется возможным проследить замкнутые временноподобные кривые (возвращение в собственное прошлое) вокруг сингулярности Керра, что приводит к проблемам с причинностью, подобным парадоксу дедушки . ^[104]Ожидается, что ни один из этих специфических эффектов не сохранится при правильном квантовом рассмотрении вращающихся и заряженных черных дыр. ^[105]

Появление сингулярностей в общей теории относительности обычно воспринимается как сигнал о крахе теории. ^{[106] Однако} эта поломка ожидаема; это происходит в ситуации, когда квантовые эффекты должны описывать эти действия из-за чрезвычайно высокой плотности и, следовательно, взаимодействий частиц. На сегодняшний день не удалось объединить квантовые и гравитационные эффекты в единую теорию, хотя существуют попытки сформулировать такую ​​теорию квантовой гравитации . Обычно ожидается, что такая теория не будет иметь особенностей. ^{[107] [108]}

Фотонная сфера

Фотонная сфера - это сферическая граница нулевой толщины, в которой фотоны , движущиеся по касательным к этой сфере, будут захвачены на круговой орбите вокруг черной дыры. Для невращающихся черных дыр фотонная сфера имеет радиус в 1,5 раза больше радиуса Шварцшильда. Их орбиты будут динамически нестабильны , поэтому любое небольшое возмущение, такое как падающая частица материи, вызовет нестабильность, которая будет расти с течением времени, либо установив фотон на внешнюю траекторию, заставляя его покинуть черную дыру, либо на внутреннюю спираль, где он в конечном итоге пересечет горизонт событий. ^[109]

Хотя свет все еще может выходить из фотонной сферы, любой свет, который пересекает фотонную сферу по входящей траектории, будет захвачен черной дырой. Следовательно, любой свет, который достигает внешнего наблюдателя из фотонной сферы, должен быть испущен объектами между фотонной сферой и горизонтом событий. ^[109] Для керровской черной дыры радиус фотонной сферы зависит от параметра спина и деталей орбиты фотона, которая может быть прогрессивной (фотон вращается в том же направлении, что и спин черной дыры) или ретроградным. ^{[110] [111]}

Эргосфера

Вращающиеся черные дыры окружены областью пространства-времени, в которой невозможно стоять на месте, называемой эргосферой. Это результат процесса, известного как перетаскивание кадра ; Общая теория относительности предсказывает, что любая вращающаяся масса будет иметь тенденцию слегка «тянуться» в пространстве-времени, непосредственно окружающем ее. Любой объект рядом с вращающейся массой будет стремиться начать движение в направлении вращения. Для вращающейся черной дыры этот эффект настолько силен вблизи горизонта событий, что объекту пришлось бы двигаться в противоположном направлении со скоростью, превышающей скорость света, чтобы просто остановиться. ^[113]

Эргосфера черной дыры - это объем, внутренняя граница которого - горизонт событий черной дыры, а внешняя граница, называемая эргоповерхностью , совпадает с горизонтом событий на полюсах, но заметно шире вокруг экватора. ^[112]

Предметы и излучение могут нормально выходить из эргосферы. Благодаря процессу Пенроуза объекты могут выходить из эргосферы с большей энергией, чем вошли. Дополнительная энергия берется из вращательной энергии черной дыры. Тем самым замедляется вращение черной дыры. ^[114] Вариант процесса Пенроуза в присутствии сильных магнитных полей, процесс Бландфорда-Знаека считается вероятным механизмом огромной светимости и релятивистских джетов квазаров и других активных ядер галактик .

Внутренняя стабильная круговая орбита (ISCO)

В ньютоновской гравитации , пробные частицы могут стабильно орбиту при произвольных расстояниях от центрального объекта. В общей теории относительности , однако, существует внутренняя стабильная круговая орбита (часто называемая ISCO), внутри которой любые бесконечно малые возмущения круговой орбиты приведут к спиральному проникновению в черную дыру. ^[115] Расположение ISCO зависит от спина черной дыры, в случае черной дыры Шварцшильда (нулевой спин):

${\ displaystyle r _ {\ rm {ISCO}} = 3 \, r_ {s} = {\ frac {6 \, GM} {c ^ {2}}},}$

и уменьшается с увеличением спина черной дыры для частиц, вращающихся в том же направлении, что и спин. ^[116]

Становление и эволюция

Учитывая причудливый характер черных дыр, долгое время возникал вопрос, могут ли такие объекты действительно существовать в природе или они были просто патологическими решениями уравнений Эйнштейна. Сам Эйнштейн ошибочно полагал, что черные дыры не образуются, поскольку считал, что угловой момент коллапсирующих частиц стабилизирует их движение на некотором радиусе. ^[117] Это привело к тому, что сообщество общей теории относительности отвергло все результаты об обратном в течение многих лет. Однако меньшинство релятивистов продолжало утверждать, что черные дыры являются физическими объектами ^[118], и к концу 1960-х годов они убедили большинство исследователей в этой области, что нет препятствий для формирования горизонта событий. ^{[ необходима цитата ]}

Пенроуз продемонстрировал, что как только формируется горизонт событий, общая теория относительности без квантовой механики требует, чтобы внутри образовалась сингулярность. ^[53] Вскоре после этого Хокинг показал, что многие космологические решения, описывающие Большой взрыв, имеют сингулярности без скалярных полей или другой экзотической материи (см. « Теоремы Пенроуза – Хокинга о сингулярностях »). ^{[ требуется пояснение ]} Решение Керра , теорема об отсутствии волос и законы термодинамики черной дырыпоказали, что физические свойства черных дыр просты и понятны, что делает их респектабельными объектами для исследований. ^[119] Обычные черные дыры образуются в результате гравитационного коллапса тяжелых объектов, таких как звезды, но теоретически они могут быть образованы и другими процессами. ^{[120] [121]}

Гравитационный коллапс

Гравитационный коллапс происходит, когда внутреннее давление объекта недостаточно, чтобы противостоять собственной гравитации объекта. Для звезд это обычно происходит либо потому, что у звезды осталось слишком мало «топлива», чтобы поддерживать свою температуру посредством звездного нуклеосинтеза , либо потому, что звезда, которая была бы стабильной, получает дополнительное вещество таким образом, чтобы не повышать температуру ее ядра. В любом случае температура звезды уже недостаточно высока, чтобы предотвратить ее коллапс под собственным весом. ^[122] Коллапс может быть остановлен давлением вырождения составляющих звезды, что приводит к конденсации вещества в экзотическое более плотное состояние . В результате получается один из различных типов компактной звезды.. Какой тип формируется, зависит от массы остатка первоначальной звезды, оставшейся, если внешние слои были сдуты (например, в сверхновой типа II ). Масса остатка, сколлапсировавшего объекта, пережившего взрыв, может быть существенно меньше массы исходной звезды. Остатки , превышающие 5  M _☉ производятся звездами , которые были более чем на 20  М _☉ до распада. ^[122]

Если масса остатка превышает примерно 3–4  M _☉ ( предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова ^[34] ), либо потому, что исходная звезда была очень тяжелой, либо потому, что остаток набрал дополнительную массу за счет аккреции вещества, даже давление вырождения из нейтронов недостаточно , чтобы остановить коллапс. Ни один известный механизм (кроме, возможно, давления вырождения кварка, см. Кварковая звезда ) не является достаточно мощным, чтобы остановить сжатие, и объект неизбежно схлопнется, образуя черную дыру. ^[122]

Считается, что гравитационный коллапс тяжелых звезд является причиной образования черных дыр звездной массы . Звездообразование в ранней Вселенной могло привести к образованию очень массивных звезд, которые при коллапсе образовали бы черные дыры размером до 10 ³  M _☉ . Эти черные дыры могут быть семенами сверхмассивных черных дыр, обнаруженных в центрах большинства галактик. ^[124] Кроме того , было предложено , что массивные черные дыры с типичными массами ~ 10 ⁵  М _☉ могла образоваться из прямого коллапса газовых облаков в молодой Вселенной. ^[120]Эти массивные объекты были предложены в качестве зародышей, которые в конечном итоге сформировали самые ранние квазары, наблюдаемые уже на красном смещении . ^[125] Некоторые кандидаты в такие объекты были найдены при наблюдениях за молодой Вселенной. ^[120]${\ displaystyle z \ sim 7}$

Хотя большая часть энергии, выделяющейся во время гравитационного коллапса, испускается очень быстро, сторонний наблюдатель на самом деле не видит конца этого процесса. Несмотря на то, что коллапс занимает конечное количество времени от системы отсчета падающей материи, удаленный наблюдатель будет видеть, как падающий материал замедляется и останавливается прямо над горизонтом событий из-за гравитационного замедления времени . Свету от схлопывающегося материала требуется все больше и больше времени, чтобы достичь наблюдателя, при этом свет, излучаемый непосредственно перед формированием горизонта событий, задерживается на бесконечное количество времени. Таким образом, внешний наблюдатель никогда не видит формирования горизонта событий; вместо этого схлопывающийся материал, кажется, становится более тусклым и все более смещенным в красный цвет, в конечном итоге исчезает. ^[126]

Первозданные черные дыры и Большой взрыв

Гравитационный коллапс требует большой плотности. В нынешнюю эпоху Вселенной такие высокие плотности обнаруживаются только в звездах, но в ранней Вселенной вскоре после Большого взрыва плотности были намного выше, что, возможно, позволяло создавать черные дыры. Одной только высокой плотности недостаточно для образования черной дыры, поскольку равномерное распределение массы не позволяет массе сгущаться. Для того чтобы первичные черные дыры образовались в такой плотной среде, должны были быть начальные возмущения плотности, которые затем могли расти под действием собственной гравитации. Различные модели ранней Вселенной сильно различаются в своих предсказаниях масштаба этих флуктуаций. Различные модели предсказывают создание первичных черных дыр размером от массы Планка.до сотен тысяч солнечных масс. ^[121]

Несмотря на то, что ранняя Вселенная была чрезвычайно плотной - намного более плотной, чем обычно требуется для образования черной дыры, - во время Большого взрыва она не коллапсировала повторно в черную дыру. Модели гравитационного коллапса объектов относительно постоянного размера, таких как звезды , не обязательно одинаково применимы к быстро расширяющемуся пространству, например Большому взрыву. ^[127]

Столкновения с высокой энергией

Гравитационный коллапс - не единственный процесс, который может создавать черные дыры. В принципе, черные дыры могут образоваться в столкновениях с высокой энергией, которые достигают достаточной плотности. По состоянию на 2002 год таких событий не было обнаружено ни прямо, ни косвенно как дефицит баланса массы в экспериментах с ускорителями частиц . ^[128] Это говорит о том, что должен существовать нижний предел массы черных дыр. Теоретически ожидается, что эта граница будет лежать вокруг массы Планка ( m _P = √ ħ c / G ≈1,2 × 10 ¹⁹  ГэВ / c 2 ≈2,2 × 10 ⁻⁸  кг ), где ожидается, что квантовые эффекты аннулируют предсказания общей теории относительности. ^[129] Это сделало бы создание черных дыр вне досягаемости для любого высокоэнергетического процесса, происходящего на Земле или вблизи нее. Однако некоторые разработки в области квантовой гравитации предполагают, что минимальная масса черной дыры может быть намного ниже: например, в некоторых сценариях мира на бране граница устанавливается ниже1 ТэВ / c ² . ^[130] Это сделало бы возможным создание микрочерных дыр в результате столкновений высоких энергий, которые происходят, когда космические лучи попадают в атмосферу Земли, или, возможно, в Большом адронном коллайдере в ЦЕРНе . Эти теории очень умозрительны, и создание черных дыр в этих процессах многие специалисты считают маловероятным. ^[131] Даже если бы могли образоваться микрочерные дыры, ожидается, что они испарятся примерно за ^10-25 секунд, не представляя угрозы для Земли. ^[132]

Рост

Как только черная дыра сформировалась, она может продолжать расти, поглощая дополнительное вещество . Любая черная дыра будет постоянно поглощать газ и межзвездную пыль из своего окружения. Этот процесс роста является одним из возможных путей образования некоторых сверхмассивных черных дыр, хотя образование сверхмассивных черных дыр все еще остается открытой областью исследований. ^[124] Аналогичный процесс был предложен для образования черных дыр промежуточной массы, обнаруженных в шаровых скоплениях . ^[133]Черные дыры также могут сливаться с другими объектами, такими как звезды или даже другие черные дыры. Считается, что это было важно, особенно на раннем этапе роста сверхмассивных черных дыр, которые могли образоваться из скопления множества более мелких объектов. ^[124] Этот процесс также был предложен как источник некоторых черных дыр промежуточной массы. ^{[134] [135]}

Испарение

В 1974 году Хокинг предсказал, что черные дыры не совсем черные, но испускают небольшое количество теплового излучения с температурой ℏ  c ³ / (8 π  G  M  k B ); ^[57] этот эффект получил название излучения Хокинга . Применяя квантовую теорию поля к статическому фону черной дыры, он определил, что черная дыра должна испускать частицы, которые отображают идеальный спектр черного тела . После публикации Хокинга многие другие проверили результат с помощью различных подходов. ^[136]Если теория излучения черной дыры Хокинга верна, то ожидается, что черные дыры со временем уменьшатся и испарятся, поскольку они теряют массу из-за испускания фотонов и других частиц. ^[57] Температура этого теплового спектра ( температура Хокинга ) пропорциональна силе тяжести на поверхности черной дыры, которая для черной дыры Шварцшильда обратно пропорциональна массе. Следовательно, большие черные дыры излучают меньше излучения, чем маленькие черные дыры. ^[137]

Звездная черная дыра размером 1  M _☉ имеет температуру Хокинга 62  нанокельвина . ^[138] Это намного меньше температуры 2,7 К фонового космического микроволнового излучения. Звездные или более крупные черные дыры получают больше массы от космического микроволнового фона, чем они испускают через излучение Хокинга, и, таким образом, будут расти, а не сокращаться. ^[139] Чтобы иметь температуру Хокинга выше 2,7 К (и иметь возможность испаряться), черной дыре потребуется масса меньше Луны . Такая черная дыра имела бы диаметр менее одной десятой миллиметра. ^[140]

Если черная дыра очень мала, ожидается, что радиационные эффекты станут очень сильными. Черная дыра массой автомобиля имела бы диаметр около 10 ^-24  м и испарилась бы за наносекунду, за это время ее светимость на короткое время была бы более чем в 200 раз больше, чем у Солнца. Ожидается, что черные дыры меньшей массы будут испаряться еще быстрее; например, черной дыре с массой 1 ТэВ / c ² потребуется менее 10 ^-88 секунд, чтобы полностью испариться. Ожидается, что для такой маленькой черной дыры эффекты квантовой гравитации будут играть важную роль и гипотетически могут сделать такую ​​маленькую черную дыру стабильной, хотя текущие разработки в области квантовой гравитации не указывают на это. ^[141][142]

Предполагается, что излучение Хокинга астрофизической черной дыры будет очень слабым, и поэтому его будет чрезвычайно трудно обнаружить с Земли. Возможным исключением, однако, является вспышка гамма-излучения, испускаемая на последней стадии испарения первичных черных дыр. Поиски таких вспышек оказались безуспешными и строго ограничивают возможность существования первичных черных дыр малой массы. ^[143] Космический гамма-телескоп Ферми НАСА, запущенный в 2008 году, продолжит поиск этих вспышек. ^[144]

Если черные дыры испарятся из-за излучения Хокинга , черная дыра солнечной массы испарится (начиная с того момента, когда температура космического микроволнового фона упадет ниже температуры черной дыры) в течение 10 ⁶⁴ лет. ^[145] сверхмассивной черной дыры с массой 10 ¹¹ (100 млрд) М _☉ будет испаряться примерно 2 × 10 ¹⁰⁰ лет. ^[146] Некоторые чудовищные черные дыры во Вселенной, по прогнозам, продолжат расти, возможно, до 10 ¹⁴ M _☉ во время коллапса сверхскоплений галактик. Даже они испарились бы за время до 10 ¹⁰⁶ лет. ^[145]

Наблюдательные свидетельства

По своей природе черные дыры сами по себе не испускают никакого электромагнитного излучения, кроме гипотетического излучения Хокинга , поэтому астрофизикам, ищущим черные дыры, обычно приходится полагаться на косвенные наблюдения. Например, о существовании черной дыры иногда можно сделать вывод, наблюдая ее гравитационное влияние на окружающую среду. ^[147]

10 апреля 2019 года было выпущено изображение черной дыры, которое видно в увеличенном виде, поскольку световые пути около горизонта событий сильно изогнуты. Темная тень посередине является результатом световых путей, поглощаемых черной дырой. ^[19] Изображение имеет ложный цвет , так как обнаруженный световой ореол на этом изображении находится не в видимом спектре, а в радиоволнах.

Event Horizon Telescope (EHT), является активной программой , которая непосредственно наблюдает непосредственное окружение горизонта событий черных дыр, такие , как черная дыра в центре Млечного Пути. В апреле 2017 года EHT начал наблюдение черной дыры в центре Мессье 87. ^[148] «Всего восемь радиообсерваторий на шести горах и четырех континентах наблюдали за галактикой в ​​Деве в течение 10 дней в апреле 2017 года», чтобы предоставить данные, дающие изображение два года спустя, в апреле 2019 года. ^[149] После двух лет обработки данных EHT опубликовал первое прямое изображение черной дыры, в частности сверхмассивной черной дыры, которая находится в центре вышеупомянутой галактики. ^{[150] [151]}Видна не черная дыра, которая отображается черной из-за потери всего света в этой темной области, а газы на краю горизонта событий, которые отображаются оранжевым или красным цветом, которые определяют черный цвет. дыра. ^[152]

Считается, что увеличение яркости этого материала в «нижней» половине обработанного EHT-изображения вызвано доплеровским излучением , в результате чего материал, приближающийся к зрителю с релятивистскими скоростями, воспринимается ярче, чем удаляемый материал. В случае черной дыры это явление означает, что видимый материал вращается с релятивистскими скоростями (> 1000 км / с), единственными скоростями, на которых возможно центробежно уравновесить огромное гравитационное притяжение сингулярности и, таким образом, оставаться в ней. орбита над горизонтом событий. Такая конфигурация яркого материала подразумевает, что EHT наблюдал M87 * с точки зрения захвата аккреционного диска черной дыры почти с ребра, поскольку вся система вращалась по часовой стрелке. ^[153] Однако крайнийгравитационное линзирование, связанное с черными дырами, создает иллюзию перспективы, при которой аккреционный диск виден сверху. В действительности, большая часть кольца на изображении EHT была создана, когда свет, излучаемый обратной стороной аккреционного диска, огибал гравитационный колодец черной дыры и ускользнул так, что большинство возможных перспектив на M87 * могли видеть весь диск. даже то, что прямо за «тенью».

До этого, в 2015 году, EHT обнаружил магнитные поля сразу за горизонтом событий Стрельца A * и даже определил некоторые их свойства. Линии поля, проходящие через аккреционный диск, оказались сложной смесью упорядоченного и запутанного. Существование магнитных полей было предсказано теоретическими исследованиями черных дыр. ^{[154] [155]}

Обнаружение гравитационных волн от сливающихся черных дыр

14 сентября 2015 года обсерватория гравитационных волн LIGO провела первое успешное прямое наблюдение гравитационных волн . ^{[9] [157]} Сигнал соответствовал теоретическим предсказаниям для гравитационных волн, созданных слиянием двух черных дыр: одна с массой около 36 солнечных масс , а другая около 29 масс Солнца. ^{[9] [158]}Это наблюдение является наиболее конкретным свидетельством существования черных дыр на сегодняшний день. Например, сигнал гравитационной волны предполагает, что расстояние между двумя объектами до слияния составляло всего 350 км (или примерно в четыре раза больше радиуса Шварцшильда, соответствующего предполагаемым массам). Следовательно, объекты должны были быть чрезвычайно компактными, что оставило черные дыры как наиболее правдоподобную интерпретацию. ^[9]

Что еще более важно, сигнал , наблюдаемый с помощью LIGO также включено начала после слияния конечной стадии , сигнал , производимый в новообразованном компактном объекте располагается в стационарное состояние. Возможно, кольцевой спуск - самый прямой способ наблюдения черной дыры. ^[159] Из сигнала LIGO можно извлечь частоту и время затухания доминирующего режима сигнала вызова. По ним можно сделать вывод о массе и угловом моменте конечного объекта, которые соответствуют независимым предсказаниям численного моделирования слияния. ^[160]Частота и время затухания доминирующей моды определяются геометрией фотонной сферы. Следовательно, наблюдение этой моды подтверждает наличие фотонной сферы; однако он не может исключить возможные экзотические альтернативы черным дырам, которые достаточно компактны, чтобы иметь фотонную сферу. ^[159]

Наблюдение также является первым наблюдательным свидетельством существования двойных звездных черных дыр. Кроме того, это первое наблюдательное свидетельство наличия черных дыр звездных масс, весящих 25 или более солнечных масс. ^[161]

С тех пор было обнаружено еще много событий , связанных с гравитационными волнами . ^[11]

Собственные движения звезд, вращающихся вокруг Стрельца A *

В собственные движения звезд вблизи центра нашей Галактики обеспечивают сильное наблюдательное доказательство того, что эти звезды вращаются вокруг сверхмассивных черных дыр. ^[162] С 1995 года астрономы отслеживали движения 90 звезд, вращающихся вокруг невидимого объекта, совпадающего с радиоисточником Стрелец A * . Подгоняя свои движения к кеплеровским орбитам , астрономы смогли в 1998 году сделать вывод, что объект размером 2,6 миллиона M ☉ должен содержаться в объеме с радиусом 0,02 светового года, чтобы вызвать движение этих звезд. ^[163] С тех пор одна из звезд под названием S2- завершил полный оборот. На основе орбитальных данных астрономы смогли уточнить расчет массы до 4,3 миллиона M _☉ и радиуса менее 0,002 световых лет для объекта, вызывающего орбитальное движение этих звезд. ^[162] Верхний предел размера объекта все еще слишком велик, чтобы проверить, меньше ли он, чем его радиус Шварцшильда; тем не менее, эти наблюдения убедительно свидетельствуют о том, что центральным объектом является сверхмассивная черная дыра, поскольку нет других вероятных сценариев для удержания такой большой невидимой массы в таком небольшом объеме. ^[163] Кроме того, есть некоторые данные наблюдений, свидетельствующие о том, что этот объект может обладать горизонтом событий - особенностью, уникальной для черных дыр. ^[164]

Аккреция вещества

Из - за сохранения углового момента , ^[166] газа падает в гравитационную и создаваемом массивном объекте, как правило , образует диск-подобную структуре вокруг объекта. Впечатления художников, такие как сопутствующее изображение черной дыры с короной, обычно изображают черную дыру, как если бы это было тело в плоском пространстве, скрывающее часть диска сразу за ним, но в действительности гравитационное линзирование сильно исказило бы изображение аккреционный диск. ^[167]

Внутри такого диска трение вызовет перенос углового момента наружу, позволяя материи падать дальше внутрь, высвобождая таким образом потенциальную энергию и повышая температуру газа. ^[168]

Когда аккрецирующим объектом является нейтронная звезда или черная дыра, газ во внутреннем аккреционном диске вращается с очень высокой скоростью из-за его близости к компактному объекту . Получающееся трение настолько велико, что нагревает внутренний диск до температур, при которых он испускает огромное количество электромагнитного излучения (в основном рентгеновских лучей). Эти яркие рентгеновские источники можно обнаружить в телескопы. Этот процесс аккреции - один из самых эффективных известных процессов производства энергии; до 40% остальной массы сросшегося материала может испускаться в виде излучения. ^[168] (При ядерном синтезе только около 0,7% массы покоя будет выделяться в виде энергии.) Во многих случаях аккреционные диски сопровождаются релятивистскими струями.которые излучаются вдоль полюсов, унося большую часть энергии. Механизм создания этих джетов в настоящее время не совсем понятен, отчасти из-за недостатка данных. ^[169]

Таким образом, многие из наиболее энергичных явлений во Вселенной были приписаны аккреции вещества на черные дыры. В частности, активные ядра галактик и квазары считаются аккреционными дисками сверхмассивных черных дыр. ^[170] Точно так же рентгеновские двойные системы обычно считаются двойными звездными системами, в которых одна из двух звезд представляет собой компактный объект, аккрецирующий материю от своего компаньона. ^[170] Также было высказано предположение, что некоторые сверхъестественные источники рентгеновского излучения могут быть аккреционными дисками черных дыр промежуточных масс . ^[171]

В ноябре 2011 года было сообщено о первом прямом наблюдении аккреционного диска квазара вокруг сверхмассивной черной дыры. ^{[172] [173]}

Рентгеновские двойные системы

Рентгеновские двойные системы - это двойные звездные системы, которые излучают большую часть своего излучения в рентгеновской части спектра. Обычно считается, что это рентгеновское излучение возникает, когда одна из звезд (компактный объект) аккрецирует материю от другой (обычной) звезды. Присутствие обычной звезды в такой системе дает возможность изучить центральный объект и определить, может ли он быть черной дырой. ^[170]

Если такая система излучает сигналы, которые можно напрямую проследить до компактного объекта, это не может быть черная дыра. Однако отсутствие такого сигнала не исключает возможности того, что компактный объект является нейтронной звездой. Изучая звезду-компаньон, часто можно получить параметры орбиты системы и получить оценку массы компактного объекта. Если это намного больше, чем предел Толмена – Оппенгеймера – Волкова (максимальная масса, которую звезда может иметь без коллапса), то объект не может быть нейтронной звездой и обычно ожидается, что это черная дыра. ^[170]

Первым сильным кандидатом на черную дыру, Cygnus X-1 , был обнаружен в этом путе Чарльз Томас Болтон , ^[174] Луиза Вебстер , и Пол Murdin ^[175] в 1972 г. ^{[176] [177]}Некоторые сомнения, однако, оставались из-за неопределенностей, связанных с тем, что звезда-компаньон намного тяжелее черной дыры-кандидата. В настоящее время лучшие кандидаты в черные дыры находятся в классе рентгеновских двойных систем, называемых транзиентами мягкого рентгеновского излучения. В этом классе систем звезда-компаньон имеет относительно небольшую массу, что позволяет более точно оценить массу черной дыры. Причем эти системы активно излучают рентгеновское излучение всего несколько месяцев раз в 10–50 лет. В период низкого рентгеновского излучения (так называемого покоя) аккреционный диск чрезвычайно тусклый, что позволяет детально наблюдать за звездой-компаньоном в этот период. Одним из лучших таких кандидатов является V404 Cygni . ^[170]

Квазипериодические колебания

Рентгеновское излучение аккреционных дисков иногда мерцает на определенных частотах. Эти сигналы называются квазипериодическими колебаниями и считаются вызванными движением материала по внутреннему краю аккреционного диска (самая внутренняя стабильная круговая орбита). Таким образом, их частота связана с массой компактного объекта. Таким образом, их можно использовать как альтернативный способ определения массы кандидатов в черные дыры. ^[178]

Галактические ядра

Астрономы используют термин « активная галактика » для описания галактик с необычными характеристиками, такими как необычное излучение спектральной линии и очень сильное радиоизлучение. Теоретические и наблюдательные исследования показали, что активность в этих активных галактических ядрах (AGN) может быть объяснена наличием сверхмассивных черных дыр , которые могут быть в миллионы раз массивнее звездных. Модели этого АЯГ состоят из центральной черной дыры, которая может быть в миллионы или миллиарды раз массивнее Солнца ; диск из газа и пыли, называемый аккреционным диском; и две струи, перпендикулярные аккреционному диску. ^{[179] [180]}

Хотя ожидается, что сверхмассивные черные дыры будут обнаружены в большинстве ядер галактик, только ядра некоторых галактик были изучены более тщательно в попытках идентифицировать и измерить фактические массы центральных кандидатов в сверхмассивные черные дыры. Некоторые из наиболее известных галактик с кандидатами в сверхмассивные черные дыры включают Галактику Андромеды , M32 , M87 , NGC 3115 , NGC 3377 , NGC 4258 , NGC 4889 , NGC 1277 , OJ 287 , APM 08279 + 5255 и галактику Сомбреро . ^[182]

В настоящее время широко признано, что в центре почти каждой галактики, не только активной, находится сверхмассивная черная дыра. ^[183] Тесная корреляция между массой этой дыры и дисперсией скоростей балджа родительской галактики , известная как M-сигма-соотношение , убедительно указывает на связь между образованием черной дыры и образованием самой галактики. ^[184]

Микролинзирование (предлагается)

Другой способ проверить природу объекта как черной дыры в будущем - это наблюдение за эффектами, вызванными сильным гравитационным полем в их окрестностях. Одним из таких эффектов является гравитационное линзирование : деформация пространства-времени вокруг массивного объекта заставляет световые лучи отклоняться так же, как свет, проходящий через оптическую линзу . Были сделаны наблюдения за слабым гравитационным линзированием, при котором световые лучи отклоняются всего на несколько угловых секунд . Однако для черной дыры это никогда не наблюдалось напрямую. ^[186] Одной из возможностей наблюдения гравитационного линзирования черной дыры было бы наблюдение звезд на орбите вокруг черной дыры. Есть несколько кандидатов на такое наблюдение на орбите вокругСтрелец А * . ^[186]

Альтернативы

Доказательства наличия звездных черных дыр в значительной степени основываются на существовании верхнего предела массы нейтронной звезды. Размер этого предела сильно зависит от предположений о свойствах плотной материи. Новые экзотические фазы материи могут поднять эту планку. ^[170] Фаза свободных кварков при высокой плотности может позволить существование плотной кварковой звезды , ^[187] и некоторые суперсимметричные модели предсказывают существование Q звезд . ^[188] Некоторые расширения стандартной модели постулируют существование преонов как фундаментальных строительных блоков кварков и лептонов., которые гипотетически могли образовывать преонные звезды . ^[189] Эти гипотетические модели могут потенциально объяснить ряд наблюдений звездных кандидатов в черные дыры. Однако из аргументов общей теории относительности можно показать, что любой такой объект будет иметь максимальную массу. ^[170]

Так как средняя плотность черной дыры внутри его радиуса Шварцшильда обратно пропорциональна квадрату ее масс, черные дыры гораздо менее плотным , чем звездные черные дыры (средняя плотность в 10 ⁸  M _☉ черной дыры сравнима с таковым воды). ^[170] Следовательно, физика материи, образующей сверхмассивную черную дыру, гораздо лучше понята, и возможные альтернативные объяснения наблюдений сверхмассивной черной дыры гораздо более приземлены. Например, сверхмассивную черную дыру можно смоделировать большим скоплением очень темных объектов. Однако такие альтернативы обычно недостаточно стабильны, чтобы объяснить кандидатов в сверхмассивные черные дыры. ^[170]

Свидетельства существования звездных и сверхмассивных черных дыр подразумевают, что для того, чтобы черные дыры не образовались, общая теория относительности должна потерпеть неудачу как теория гравитации, возможно, из-за появления квантово-механических поправок. Очень ожидаемая особенность теории квантовой гравитации заключается в том, что в ней не будет сингулярностей или горизонтов событий, и, следовательно, черные дыры не будут настоящими артефактами. ^[190] Например, в модели пушистого шара, основанной на теории струн , отдельные состояния решения для черной дыры обычно не имеют горизонта событий или сингулярности, но для классического / полуклассического наблюдателя статистическое среднее таких состояний представляется просто как обычная черная дыра согласно общей теории относительности.^[191]

Было выдвинуто предположение, что несколько теоретических объектов идентично или почти идентично совпадают с наблюдениями астрономических кандидатов в черные дыры, но функционируют посредством другого механизма. К ним относятся гравастар , на черную звезду , ^[192] и темно-энергии звезды . ^[193]

Открытые вопросы

Энтропия и термодинамика

В 1971 году Хокинг показал при общих условиях ^{[Примечание 5],} что общая площадь горизонтов событий любого набора классических черных дыр никогда не может уменьшиться, даже если они сталкиваются и сливаются. ^[194] Этот результат, теперь известный как второй закон механики черной дыры , удивительно похож на второй закон термодинамики , который гласит, что полная энтропия изолированной системы никогда не может уменьшиться. Как и в случае с классическими объектами при абсолютном нулетемпература, предполагалось, что черные дыры имеют нулевую энтропию. Если бы это было так, то второй закон термодинамики был бы нарушен, если бы насыщенная энтропией материя попала в черную дыру, что привело бы к уменьшению полной энтропии Вселенной. Поэтому Бекенштейн предположил, что у черной дыры должна быть энтропия, и что она должна быть пропорциональна площади ее горизонта. ^[195]

Связь с законами термодинамики была дополнительно усилена открытием Хокинга, согласно которому квантовая теория поля предсказывает, что черная дыра излучает излучение черного тела при постоянной температуре. Это, по-видимому, вызывает нарушение второго закона механики черной дыры, поскольку излучение уносит энергию из черной дыры, вызывая ее сжатие. Однако излучение также уносит энтропию, и при общих предположениях можно доказать, что сумма энтропии вещества, окружающей черную дыру, и четверть площади горизонта, измеренная в единицах Планка, на самом деле всегда увеличивается. Это позволяет сформулировать первый закон механики черной дыры как аналогПервый закон термодинамики , в котором масса действует как энергия, поверхностная сила тяжести - как температура, а площадь - как энтропия. ^[195]

Одна загадочная особенность заключается в том, что энтропия черной дыры зависит от ее площади, а не от ее объема, поскольку энтропия обычно представляет собой обширную величину, которая линейно масштабируется с объемом системы. Это странное свойство привело Джерарда Т Хоофта и Леонарда Сасскинда к предложению голографического принципа , который предполагает, что все, что происходит в объеме пространства-времени, может быть описано данными на границе этого объема. ^[196]

Хотя общую теорию относительности можно использовать для полуклассического вычисления энтропии черной дыры, эта ситуация теоретически неудовлетворительна. В статистической механике энтропия понимается как подсчет количества микроскопических конфигураций системы, которые обладают одинаковыми макроскопическими качествами (такими как масса , заряд , давление и т. Д.). Без удовлетворительной теории квантовой гравитации невозможно выполнить такие вычисления для черных дыр. Некоторый прогресс был достигнут в различных подходах к квантовой гравитации. В 1995 году Эндрю Строминджер и Кумрун Вафа показали, что подсчет микросостояний определенного суперсимметричногочерная дыра в теории струн воспроизводит энтропию Бекенштейна – Хокинга. ^[197] С тех пор аналогичные результаты были получены для различных черных дыр как в теории струн, так и в других подходах к квантовой гравитации, таких как петлевая квантовая гравитация . ^[198]

Парадокс потери информации

Нерешенная проблема в физике : Теряется ли физическая информация в черных дырах? (больше нерешенных задач по физике)

Поскольку черная дыра имеет лишь несколько внутренних параметров, большая часть информации о материи, которая сформировала черную дыру, теряется. Независимо от типа вещества, попадающего в черную дыру, оказывается, что сохраняется только информация о полной массе, заряде и угловом моменте. Пока считалось, что черные дыры сохраняются вечно, эта потеря информации не является такой проблемой, поскольку информация может рассматриваться как существующая внутри черной дыры, недоступная извне, но представленная на горизонте событий в соответствии с голографическим принципом. Однако черные дыры медленно испаряются, испуская излучение Хокинга.. Это излучение, похоже, не несет никакой дополнительной информации о материи, которая сформировала черную дыру, а это означает, что эта информация, похоже, исчезла навсегда. ^[199]

Вопрос о том, действительно ли информация теряется в черных дырах ( парадокс информации о черной дыре ), разделил сообщество теоретических физиков (см. Пари Торна – Хокинга – Прескилла ). В квантовой механике потеря информации соответствует нарушению свойства, называемого унитарностью , и утверждалось, что потеря унитарности также будет означать нарушение сохранения энергии ^[200], хотя это также оспаривается. ^[201] В последние годы появились свидетельства того, что действительно информация и унитарность сохраняются при полном квантово-гравитационном рассмотрении проблемы. ^[202]

Одна попытка разрешить информационный парадокс черной дыры известна как дополнительность черной дыры . В 2012 году был введен « парадокс межсетевого экрана » с целью продемонстрировать, что взаимодополняемость черных дыр не решает информационный парадокс. Согласно квантовой теории поля в искривленном пространстве - времени , одного излучения от излучения Хокинга включает в себя две взаимно запутываютсячастицы. Уходящая частица улетает и испускается как квант излучения Хокинга; падающая частица поглощается черной дырой. Предположим, что черная дыра образовалась за конечное время в прошлом и полностью испарится через какое-то конечное время в будущем. Тогда он будет излучать только конечное количество информации, закодированной в его излучении Хокинга. Согласно исследованиям таких физиков, как Дон Пейдж ^{[203] [204]} и Леонард Сасскинд, в конечном итоге наступит время, когда исходящая частица должна быть запутана всем излучением Хокинга, которое ранее испускала черная дыра. Это, по-видимому, создает парадокс: принцип, называемый «моногамия запутывания», требует, чтобы, как и любая квантовая система, исходящая частица не могла быть полностью запутана с двумя другими системами одновременно; однако здесь исходящая частица оказывается запутанной как с падающей частицей, так и, независимо, с прошлым излучением Хокинга. ^[205] Чтобы разрешить это противоречие, физики могут в конечном итоге быть вынуждены отказаться от одного из трех проверенных временем принципов: принципа эквивалентности Эйнштейна , унитарности или локальной квантовой теории поля.. Одно из возможных решений, которое нарушает принцип эквивалентности, состоит в том, что «брандмауэр» уничтожает входящие частицы на горизонте событий. ^[206] В целом, от чего следует отказаться, если от любого из этих допущений следует отказаться, остается предметом дискуссий. ^[201]

Смотрите также

Примечания

Рекомендации