close

Вход

Забыли?

вход по аккаунту

?

Презентация

код для вставкиСкачать
Курсова работа по Физика
Тема:Черни дупки
Изработил: Шукран Алиосман
Спец.КММ Курс:1 Група:2 ФК №31133147
ИСТОРИЯ
През 1783 г. преподавателят от Кеймбридж Джон Мичъл публикува в списанието на
Лондонското кралско дружество “Философикъл Транзакшънс” /”Философски трудове”/
разсъжденията си върху това какво би станало със светлината в гравитационното поле на
много масивна звезда. По това време било прието да се счита, че светлината представлява
поток от частици. Тези частици както всичко останало би трябвало да изпитват гравитацията
на изключително масивната звезда и те просто не биха могли да бъдет излъчени. Такава
звезда би била невидима за външен наблюдател. Единствено огромната й гравитация би я
издало.
Интересно, че 13 години по-късно френският учен маркиз Дьо Лаплас, очевидно
независимо от Мичъл, изказва подобна идея и я публикува в първото и второ издание на
труда си “Система на Света”, но не и в следващите издания. Вероятно е решил, че това е
безумна идея, а и корпускулярната теория за светлината по негово време вече е била в
немилост. Приемало се, че светлината е вълна и не било ясно дали електромагнитните
вълни би трябвало да изпитват влиянието на гравитацията.
Всъщност едва Общата теория на относителността на Айнщайн през 1915 г. дава
основата за изграждане на смислена теория на свръхмасивни тела, в каквито трябва да се
превърнат след колапса си най-масивните звезди в крайните стадии на своята еволюция.
Но реалното съществуване на такива обекти било отричано дори от авторите на теорията за
звездната еволюция и самият Айнщайн
През 1928 г. един дипломирал се студент от Индия, Субраманян
Чандрасекар, отплувал за Англия, за да учи в Кеймбридж при
английския астроном сър Артър Едингтън – специалист по Обща
теория на относителността.
Алберт Айнщайн
•
Чандрасекар изчислил, че ако остатъкът след избухването на една звезда е с
маса повече от 3 (2,4) пъти слънчевата – граница на Чандрасекар, не би могла да
устои на по-нататъшния си колапс.
До подобен извод идва почти по същото време и руският учен Лев Ландау .
Такъв обект не е нито бяло джудже, каквото вече се наблюдавало като спътник
на най-ярката звезда Сириус, нито все още хипотетичните, но изведени от
теорията неутронни звезди. Такива обекти би трябвало да колапсират до
безкрайна плътност.
Мястото, откъдето светлинните
лъчи от колапсирал звезден остатък
могат да го напуснат е тясно
конусовидно пространство в близост
до оста на въртене.
Някои светлинни лъчи от неутронна звезда все още
успяват да убегнат отогромното й гравитационно
привличане и да отнесат информация за обекта до
външен наблюдател.
Но звезден остатък с маса отвъд предела на
Чандрасекар не спира колапса си до неутронна звезда.
Гравитацията на такъв обект е толкова силна, че дори фотоните не могат да
излязат от затворилото се в себе си пространство-време. Той става невидим за
външен наблюдател.
Едингтън бил потресен от това следствие и отказал да повярва в резултата
на Чандрасекар. Самият Айнщайн написал труд, в който твърдял, че звездите
не могат да се свиват до нулев размер.
Авторитетите си казали думата и младият учен насочил усилията за понататъшни изследвания в друга насока.
Десетина години по-късно - през 1939 г. американският учен Робърт
Опенхаймер решил уравненията на Общата теория на относителността в
граничния случай на масивно колапсирало тяло, с което доказал отново
съществуването им този път от тази гледна точка. Но работите на Опенхаймер
върху атомната бомба засенчили успеха му в този аспект и години след Втората
световна война общността на учените го игнорирала.
Тайно Опенхаймер възложил на своя сънародник Шварцшилд да наследи
неговия труд върху решенията на уравненията в случай на колапс на
свръхмасивно тяло.
Черна дупка го нарекъл друг водещ учен в тази насока през 1968 г. професорът от Принстънския университет Джон Уилър и това цветисто
наименование се наложило с образността над всички останали опити да бъде
назован екзотичният обект.
ШВАРДШИЛДОВСКА /НЕВЪРТЯЩА СЕ/
ЧЕРНА ДУПКА
Характеристики и структура
Шварцшилд отдавна се занимавал с уравненията на полето,
описващи пространство-времето извън тяло със сферична
симетрия и само месеци след публикуването на Общата теория
на относителността изчислил характерния размер на
колапсирало тяло. Така нареченият радиус на Шварцшилд е
основна формула в теорията на черните дупки:
Rш=2G.M/c2
Тук G е гравитационната константа, а с – скоростта на
светлината.
Следователно, на всеки обект с маса М може да бъде
изчислен радиуса на областта, под която той би се свил до
невъобразима плътност.
Между 1965 и 1970 г. съвместната работа на Стивън Хокинг и Роджър
Пенроуз показва, че в черната дупка съществува сингулярност
В такова състояние е била материята и при Големия взрив. С този
термин те наричат състоянието с безкрайно голяма плътност и
безкрайна кривина на пространство-времето, при което законите на
познатата ни физика не са валидни, а времето и пространството имат
начало и край. Но това е само вътре в черната дупка, откъдето нито
лъч светлина или някаква информация могат да излязат.
“С други думи, сингулярностите в резултат на гравитационен колапс
настъпват само на места като черните дупки, където са
благоприлично скрити от външен поглед чрез хоризонта на
събитията ."
“Хоризонтът на събитията, границата на
пространство-времевата област, от която не
може да се избяга, действа като еднопосочна
мембрана около черната дупка: обекти като
непредпазливи астронавти могат да паднат
през хоризонта на събития в черната дупка, но
нищо не може никога да се измъкне от черната
дупка през хоризонта на събитията… Всичко
или всеки, който падне през хоризонта на
събития, скоро ще стигне областта с
безкрайна плътност и края на времето’’.
Черната дупка може да е далеч от звездни компаньони, някъде в
междузвездното пространство, но светлината от звездите все пак стига и до
нея. Направлението на светлинните лъчи могат да достигат до черната
дупка под всякакви ъгли.
Тези, които са насочени точно към сингулярността или центъра на черната
дупка наистина ще навлязат под хоризонта на събития и черната дупка ще
ги погълне. Другите ще се изкривят малко или много в зависимост от ъгъла
на попадение, съгласно едно от следствията на Общата теория на
относителността. Множеството светлинни лъчи с всякакви закривявания
около хоризонта на събитията ще образуват нещо като “фотонна сфера”.
Фотонната сфера е призрака на черната дупка, която издава
присъствието й. Всъщност структурните елементи на самата черна дупка в
пространството са:
сингулярност и
хоризонт на събитията.
<--- фотонна сфера –
в червено
През 1967 г. канадският учен Вернер Израел стига до извода, че
невъртящите се черни дупки трябва да са идеално сферични и
размерът им да зависи само от тяхната маса .
Идеалната сферичност не дотам правилните по форма масивни
звезди достигат в крайния си стадий поради излъчването на
гравитационни вълни - установяват Пенроуз и Уилър. Всяка невъртяща
се звезда, независимо колко сложни са формата и вътрешният й
строеж, след гравитационен колапс ще завърши с идеално сферична
черна дупка, чийто размер ще зависи само от нейната маса. Това е
неизбежното й стационарно състояние.
ВЪРТЯЩА СЕ ЧЕРНА ДУПКА
•
Характеристики и структура
Невъртяща се черна дупка възниква от невъртяща се звезда. Такава
реално не съществува Това е само едно частно математическо решение на
айнщайновите уравнения, получено от Шварцшилд още през 1917 г.
През 1963 г. новозенландецът Рой Кер намира множество решения на
уравненията на Общата теория на относителността, описващи въртящи се
черни дупки.
Черните дупки на Кер се въртят с постоянна скорост, като размерът и
формата им зависят само от масата и скоростта на въртене, но не и от
естеството на тялото, чийто колапс е довел до образуването им.
Този резултат става известен с максимата “черната дупка няма коса”.
“Черната дупка няма коса”, Дж. Уилър
Цялата информация за телата, падащи в черната дупка
бива загубена завинаги. Остават само масата, заряда и
моментът на количеството движение, което значи, че
черните дупки са най-простите обекти във Вселената,
които могат да се опишат само с тези 3 параметъра.
Имайки предвид, че зарядът може много бързо след
възникване на черната дупка да бъде компенсират, то в
крайна сметка остават само 2 параметъра – масата и
въртенето.
В частния случай, когато скоростта на въртене е 0, се стига до случая на
Шварцшилдовска невъртяща се черна дупка с идеална сферична форма.
Колкото е по-голяма скоростта на въртене на черната дупка, толкова
повече тя е издута в екваториалната област.
Всяко въртящо се тяло, което колапсира до образуване на черна дупка,
накрая достига стационарно състояние, описано от решението на Кер.
Въртящите се черни дупки имат 2 хоризонта на събитията. Прието е
външният да се нарича граница на стационарност , а вътрешният хоризонт
на събитията е този, който обгражда идеалната сфера, ако черната дупка не
се върти. При полюсите те се припокриват.
Областта между границата на стационарност и хоризонта на събитията се
нарича ергосфера .От нея е възможно да се измъкне нещо попаднало обратно
в нашата Вселена.
В шварцшилдова черна дупка сингулярността е точка и върху нея
попада всичко, срещайки неминуемата си гибел. Сингулярността
на въртящата се керовска черна дупка е пръстеновидна. Има
възможност да се премине през нея, но пътешественикът се
озовава в странна област на пространство-времето –
отрицателното пространство, както и да попадне в друга
вселена – в света на антигравитацията . Тук вместо
привличането има отблъскване и на вещество, и на светлина –
най-удивителното свойство на черните дупки.
Ентропия – Хоризонт на събитията
•
•
Всяко тяло с температура над абсолютната /-273o К/ излъчва
енергия. Следователно и черните дупки излъчват.
Ролята на “температура” при черните дупки играе
гравитацията, а тя се определя от масата на черната дупка. Пак
от масата на черната дупка зависи нейният размер, т.е.
хоризонта на събитията. И така:
Колкото е по-голяма масата на черната дупка, толкова е поголям размерът й или хоризонта на събитията, но масата е
обратно пропорционална на температурата.
Колкото е по-малка една черна дупка, толкова повече енергия
трябва да излъчва, толкова е по-висока температурата й.
ЕВОЛЮЦИЯ НА ЧЕРНИТЕ ДУПКИ
•
•
В нашия свят масата и енергията на телата са само
положителни величини. Но светът под хоризонта на черните
дупки е друг. В този смисъл може да се приеме, че втургащите
се към сингулярността частици внасят в черната дупка
отрицателна маса-енергия, която намалява маса-енергията на
черната дупка. С намаляване на масата на черната дупка се
смалява и хоризонта на събитията или размерът на областта от
пространство-времето.
Черните дупки, излъчвайки, се смаляват. При това, колкото
повече се смаляват, толкова по-бързо губят маса. Не е напълно
ясно какво става, когато масата стане съвсем малка, но
следвайки логиката на разсъжденията – все по-ускоряващият се
процес в крайна сметка ще доведе до много бързо изчерпване
на масата или до “един гигантски последен взрив, равностоен
на експлозията на милиони водородни бомби ”.
•
НАБЛЮДАВАНЕ НА ЧЕРНИ ДУПКИ
Не е лесно да се наблюдава тяло, което не излъчва светлина или друг вид
електромагнитни лъчение! Но както можете да "видите" вятъра посредством
ефекта му върху листата и праха, така и астрономите могат да видят черна
дупка посредством ефекта й върху обкръжаващата я среда. Да
предположим, че масивна звезда в двойна система експлодира, а ядрото й
има маса не 2 М☼, при която то би колапсирало в неутронна звезда, а 10
М☼, което неминуемо ще доведе до образуването на черна дупка. Газ от
звездата спътник може да бъде привлечен към дупката от гравитацията й,
какъвто знаем, че е случаят при неутронните звезди, които са силен
източник на рентгенови лъчи. Падащата материя се завърта около дупката,
образувайки акреционен диск, чийто вътрешен ръб е точно до радиуса на
Шварцшилд.Там дискът се върти почти със скоростта на светлината, а
турбуленцията и триенето загряват газа до 10 милиона К, карайки го да
излъчва рентгенови и гама лъчи.
Черните дупки могат да бъдат разкрити чрез излъчващия рентгенови лъчи газ, който обикаля около тях в
акреционен диск .
•
Движението на дупката около спътника й може да
затъмнява излъчващия газ. Рентгенов телескоп, следящ
подобна система би показвал постоянен рентгенов
сигнал, който ще изчезва при всяко затъмнение.
Рентгеново излъчване от газ около черна дупка. Сигналът прекъсва
когато звездата спътник затъмни черната дупка
•
Такъв сигнал може да издава черна дупка и поне три
космически източника на рентгенови лъчи отговарят на
гореописания модел. Но как да разберем дали източникът не е
просто неутронна звезда?
Тъй като рентгеновите източници са двойни звезди можем да
изчислим масите им. Ако излъчващ рентгенови лъчи газ
обкръжава тяло, което не можем да видим, но чиято маса
надвишава 5 М☼, можем да сме в голяма степен убедени, че
невидимия обект е черна дупка. Неутронните звезди не могат да
са толкова масивни. Например Лебед Х-1 - първия засечен
източник на рентгенови лъчи се състои от В свръхгигант и
невидим спътник, чиято маса, изчислена чрез модифицирания
вид на третия закон на Кеплер, е поне 6 М☼. Никой от познатите
ни обекти не може да е така масивен и в същото време така
невидим. Дори по-добър кандидат е АО620-00 - обект излъчващ
рентгенови лъчи и намиращ се в съзвездието Еднорог. Масата
на невидимия компонент от системата вероятно е около 16 М☼.
Документ
Категория
Презентации по философии
Просмотров
43
Размер файла
1 191 Кб
Теги
1/--страниц
Пожаловаться на содержимое документа