„орн≥ д≥ри

–еферат

Ђ„орн≥ д≥риї

«м≥ст

¬ступ

1. —труктура чорноњ д≥ри

2. ¬ипром≥нюванн¤ чорноњ д≥ри

3. ≈волюц≥¤ з≥рок

¬исновок

—писок використовуваноњ л≥тератури

¬ступ

” наш час важко знайти людину, ¤ка не чула б про чорн≥ д≥ри. –азом з тим, мабуть, не менш важко в≥дшукати того, хто зм≥г би по¤снити, що це таке. ¬т≥м, дл¤ фах≥вц≥в чорн≥ д≥ри вже перестали бути фантастикою - астроном≥чн≥ спостереженн¤ давно довели ≥снуванн¤ ¤к Ђмалихї чорних д≥р (з масою пор¤дку сон¤чноњ), ¤к≥ утворилис¤ в результат≥ грав≥тац≥йного стисненн¤ з≥рок, так ≥ надмасивних (до 109 мас —онц¤), ¤к≥ породив колапс ц≥лих зор¤них скупчень в центрах багатьох галактик, включаючи нашу. ¬ даний час м≥кроскоп≥чн≥ чорн≥ д≥ри шукають в потоках косм≥чних промен≥в надвисоких енерг≥й (м≥жнародна лаборатор≥¤ Pierre Auger, јргентина) ≥ нав≥ть припускають Ђналагодити њх виробництвої на ¬еликому адронному коллайдер≥ (LHC). ѕроте справжн¤ роль чорних д≥р, њх Ђпризначенн¤ї дл¤ ¬сесв≥ту, знаходитьс¤ далеко за межами астроном≥њ та ф≥зики елементарних частинок. ѕри њх вивченн≥ досл≥дники глибоко просунулис¤ в науковому розум≥нн≥ перш суто ф≥лософських питань - що Ї прост≥р ≥ час, чи ≥снують меж≥ п≥знанн¤ ѕрироди, ¤ка зв'¤зок м≥ж матер≥Їю та ≥нформац≥Їю.

“ерм≥н Ђчорна д≥раї був запропонований ƒж. ”≥лер в 1967 роц≥, однак перш≥ пророкуванн¤ ≥снуванн¤ тел наст≥льки масивних, що нав≥ть св≥тло не може њх покинути, датуютьс¤ XVIII стол≥тт¤м ≥ належать ƒж. ћ≥тчеллу ≥ ѕ. Ћапласа. ѓх розрахунки грунтувалис¤ на теор≥њ т¤ж≥нн¤ Ќьютона ≥ корпускул¤рну природу св≥тла.

1. —труктура чорноњ д≥ри

¬далин≥ в≥д чорноњ д≥ри прост≥р-час майже плоске, ≥ там св≥тлов≥ промен≥ поширюютьс¤ пр¤мол≥н≥йно. ÷е - важливий факт. ѕромен≥ св≥тла, що проход¤ть ближче до чорноњ д≥рки, в≥дхил¤ютьс¤ на б≥льш значн≥ кути.  оли св≥тло поширюЇтьс¤ через область простору-часу з б≥льшою кривизною, його св≥това л≥н≥¤ стаЇ все б≥льш викривленою. ћожна нав≥ть направити пром≥нь св≥тла точно в такому напр¤мку щодо чорноњ д≥ри, щоб цей св≥т ви¤вивс¤ сп≥йманий на кругову орб≥ту навколо д≥рки. ÷¤ сфера навколо чорноњ д≥ри ≥нод≥ називаЇтьс¤ Ђ‘отон сфероюї або - фотон≥в окружн≥стю ї; вона утворена св≥тлом, обб≥гали навколо чорноњ д≥ри по вс≥л¤ких кругових орб≥тах.  ожна з≥рка у ¬сесв≥т≥ посилаЇ хоч трохи св≥тла саме на таку в≥дстань в≥д чорноњ д≥ри, що цей св≥т захоплюЇтьс¤ на фотонних сферу.

—л≥д пам'¤тати, що ц≥ кругов≥ орб≥ти на фотон≥в сфер≥ надзвичайно нест≥йк≥. ўоб зрозум≥ти сенс цього твердженн¤, у¤в≥мо соб≥ майже кругову орб≥ту «емл≥ навколо —онц¤. ќрб≥та «емл≥ ст≥йка. якщо «емлю злегка штовхнути, то не станетьс¤ н≥чого особливого. ќднак коли пром≥нь св≥тла хоч трохи в≥дхилитьс¤ в≥д свого ≥деального кругового шл¤ху на фотон≥в сфер≥, то в≥н дуже швидко п≥де по сп≥рал≥ або всередину чорноњ д≥ри, або назад в косм≥чний прост≥р. —аме н≥кчемне обуренн¤, куди б воно не було спр¤мовано - всередину або назовн≥, в≥дводить св≥тло з фотонами сфери. —аме в цьому сенс≥ говор¤ть про нест≥йк≥сть вс≥х кругових орб≥т на фотон≥в сфер≥.

Ќарешт≥, т≥ промен≥ св≥тла, ¤к≥ нац≥лен≥ майже пр¤мо на чорну д≥ру, Ђвсмоктуютьс¤ї в нењ. “ак≥ промен≥ назавжди йдуть з зовн≥шнього св≥ту чорна д≥ра њх буквально поглинаЇ.

ѕредставлений тут сценар≥й описуЇ повед≥нку самого простого з можливих тип≥в чорних д≥р. ” 1916 р., всього через к≥лька м≥с¤ц≥в п≥сл¤ того, ¤к ≈йнштейн опубл≥кував своњ р≥вн¤нн¤ грав≥тац≥йного пол¤, н≥мецький астроном  арл Ўварцшильда знайшов њх точне р≥шенн¤, ¤ке, ¤к ви¤вилос¤ згодом, описуЇ геометр≥ю простору-часу поблизу ≥деальноњ чорноњ д≥ри. ÷е р≥шенн¤ Ўварцшильда описуЇ сферично симетричну чорну д≥рку, що характеризуЇтьс¤ т≥льки масою. ѕородила цю чорну д≥ру г≥потетична вмираюча з≥рка повинна не обертатис¤ ≥ бути позбавленою ¤к електричного зар¤ду, так ≥ магн≥тного пол¤. –ечовина такий вмираючоњ з≥рки падаЇ по рад≥усу Ђвнизї до центру з≥рки, ≥ кажуть, що вийшла, чорна д≥ра маЇ сферичноњ симетр≥Їю. якби чорна д≥ра виникала при колапс≥ обертаЇтьс¤ з≥рки, то у нењ були б ¤кесь Ђприв≥лейованеї напр¤м, а саме д≥ра мала б в≥ссю обертанн¤. –≥шенн¤ Ўварцшильда в≥льно в≥д под≥бних ускладнень. “ака шварцш≥льдовська чорна д≥ра представл¤Ї собою найпрост≥ший з ус≥х можливих тип≥в чорноњ д≥ри. ћи обмежимос¤ розгл¤дом лише цього простого випадку.

«розум≥ти природу шварцш≥льдовськоњ чорноњ д≥ри можна, розгл¤даючи масивну (але не обертаЇтьс¤ ≥ не маЇ зар¤ду) вмираючу з≥рку в процес≥ грав≥тац≥йного колапсу. Ќехай хтось стоњть на поверхн≥ такоњ вмираючоњ з≥рки, у ¤коњ т≥льки що вичерпалос¤ ¤дерне паливо. Ѕезпосередньо перед початком колапсу наш спостер≥гач бере потужний прожектор ≥ направл¤Ї його промен≥ в р≥зн≥ боки. “ак ¤к речовина з≥рки поки розпод≥лено в досить великому обс¤з≥ простору, грав≥тац≥йне поле б≥л¤ поверхн≥ з≥рки залишаЇтьс¤ досить слабким. “ому пром≥нь прожектора поширюЇтьс¤ пр¤мол≥н≥йно або майже пр¤мол≥н≥йно. ќднак п≥сл¤ початку колапсу речовина з≥рки стискаЇтьс¤ в ус≥ меншому ≥ меншому обс¤з≥. ” м≥ру зменшенн¤ розм≥р≥в з≥рки т¤ж≥нн¤ у њњ поверхн≥ зростаЇ все б≥льше ≥ б≥льше. «б≥льшенн¤ кривизни простору-часу призводить до в≥дхиленн¤ св≥тлового промен¤ в≥д колишнього пр¤мол≥н≥йного розповсюдженн¤. —початку промен≥, що виход¤ть з прожектора п≥д малим кутом до горизонту, в≥дхил¤ютьс¤ вниз до поверхн≥ з≥рки. јле надал≥, в м≥ру розвитку колапсу, нашому досл≥дников≥ доводитьс¤ направл¤ти промен≥ вгору все ближче до вертикал≥, щоб вони могли назавжди п≥ти в≥д з≥рки. ¬решт≥-решт, на де¤к≥й критичн≥й стад≥њ колапсу досл≥дник ви¤вить, що вже н≥¤коњ пром≥нь не в змоз≥ п≥ти в≥д з≥рки. як би наш досл≥дник н≥ направл¤в св≥й прожектор, його пром≥нь все одно зм≥нюЇ св≥й напр¤мок так, що знову падаЇ вниз, на з≥рку. “од≥ кажуть, що з≥рка пройшла св≥й горизонт под≥й. Ќ≥що, опинившись за горизонтом под≥й, не може вийти назовн≥, нав≥ть св≥тло. ƒосл≥дник вмикаЇ св≥й рад≥опередавач ≥ ви¤вл¤Ї, що в≥н н≥чого не може передати залишилис¤ зовн≥, оск≥льки рад≥охвил≥ не здатн≥ вирватис¤ за обр≥й под≥й. Ќаш досл≥дник буквально зникаЇ з зовн≥шньоњ ¬сесв≥ту.

“ерм≥н Ђгоризонт под≥йї - дуже вдала назва дл¤ т≥Їњ поверхн≥ в простор≥-часу, з ¤кою н≥що не може вибратис¤. ÷е справд≥ Ђобр≥йї, за ¤ким вс≥ Ђпод≥њї пропадають з пол¤ зору. ≤нод≥ горизонт под≥й, що оточуЇ чорну д≥ру, називають њњ поверхнею.

«наючи р≥шенн¤ Ўварцшильда, можна розрахувати положенн¤ горизонту под≥й, що оточуЇ чорну д≥ру. Ќаприклад, поперечник сфери горизонту под≥й чорноњ д≥ри з масою, р≥вною 10 сон¤чних мас, становить близько 60 км. як т≥льки вмираюча з≥рка з масою в 10 сон¤чних мас стиснетьс¤ до поперечника в 60 км, прост≥р-час наст≥льки сильно скривилос¤, що навколо з≥рки виникне горизонт под≥й. ” результат≥ з≥рка зникне.

” момент, коли вмираюча з≥рка п≥де за св≥й горизонт под≥й, њњ розм≥ри ще досить велик≥, але н≥¤к≥ ф≥зичн≥ сили вже не зможуть зупинити њњ подальше стисненн¤. ≤ з≥рка в ц≥лому продовжуЇ стискатис¤, поки, нарешт≥, не припинить своЇ ≥снуванн¤ в точц≥ в центр≥ чорноњ д≥ри. ” ц≥й точц≥ неск≥нченно тиск, неск≥нченна щ≥льн≥сть ≥ неск≥нченна кривизна простору-часу. ÷е Ђм≥сцеї в простор≥-часу ≥менуЇтьс¤ сингул¤рност≥.

ѕерш за все, чорну д≥ру оточуЇ фотонна сфера, що складаЇтьс¤ з промен≥в св≥тла, що рухаютьс¤ по нест≥йким кругових орб≥тах. ¬середин≥ фотон≥в сфери знаходитьс¤ горизонт под≥й - односторонньо пропускаЇ поверхню в простор≥-часу, з ¤кою н≥що не може вирватис¤. Ќарешт≥, в центр≥ чорноњ д≥ри знаходитьс¤ сингул¤рн≥сть. ¬се те, що провалюЇтьс¤ кр≥зь горизонт под≥й, засмоктуЇтьс¤ в сингул¤рн≥сть, де воно п≥д д≥Їю неск≥нченно сильно викривленого простору-часу припин¤Ї своЇ ≥снуванн¤. ѕ≥сл¤ того ¤к вмираюча з≥рка заходить за свою фотонних сферу ≥ наближаЇтьс¤ до горизонту под≥й, в≥д нењ в навколишнЇ ¬сесв≥т може вирватис¤ все менше ≥ менше св≥тлових промен≥в. ” м≥ру наближенн¤ катастроф≥чного колапсу масивноњ з≥рки до його неминучого к≥нц¤, промен¤м св≥тла з поверхн≥ з≥рки стаЇ все важче ≥ важче п≥ти назавжди в≥д з≥рки.

« наближенн¤м поверхн≥ з≥рки до горизонту под≥й њњ ¤скрав≥сть убуваЇ з неймов≥рною швидк≥стю. „ерез всього 1 / 1000 з п≥сл¤ початку грав≥тац≥йного колапсу конус виходу стаЇ наст≥льки вузьким, що лише одна квадрильйон (10 ~ 15!) —в≥тла з≥рки може вислизнути в зовн≥шню ¬сесв≥т. ”сього мить ≥ колишн¤ ¤скрава з≥рка стаЇ майже зовс≥м чорноњ.

ќдночасно з швидким ослабленн¤м ¤скравост≥ вмираючоњ з≥рки вступаЇ в гру й ≥нший важливий ефект. “¤ж≥нн¤ викликаЇ упов≥льненн¤ переб≥гу часу. ÷ей ефект ≥менуЇтьс¤ грав≥тац≥йним червоним зм≥щенн¤м бо св≥тло, ¤ке випускаЇтьс¤ атомами, зануреними у грав≥тац≥йне поле, Ђзм≥щуЇтьс¤ї у б≥к б≥льш довгих хвиль. “ому в ход≥ посиленн¤ грав≥тац≥йного пол¤ поблизу з≥рки в процес≥ њњ колапсу св≥тло, ¤ке випускаЇтьс¤ атомами на поверхн≥ ц≥Їњ з≥рки, в≥дчуваЇ все б≥льшу ≥ б≥льшу червоне зм≥щенн¤. “ому дл¤ спостер≥гаЇ њњ з боку астронома коллапсуюча з≥рка стаЇ одночасно ≥ слабкою, ≥ випром≥нюючоњ св≥тло все б≥льш довгих (б≥льш Ђчервонихї) хвиль.

2. ¬≥пром≥нюванн¤ чорноњ д≥ри

„орна д≥ра народжуЇ частинки. ѕор≥вн¤но велик≥ чорн≥ д≥ри масою в дек≥лька сон¤чних мають наст≥льки низькою температурою, що можуть робити т≥льки Ђбезмасов≥ї частинки - частки, що лет¤ть завжди з≥ швидк≥стю св≥тла ≥ не мають власноњ маси спокою. ƒо них, в≥днос¤тьс¤ фотони, електронн≥ та мюонн≥ нейтрино, њх античастинки ≥, нарешт≥, ще грав≥тон - кванти грав≥тац≥йних хвиль. „орна д≥ра масою, типовою дл¤ з≥рок, народжуЇ особливо багато нейтрино (81% усього потоку) вс≥х сорт≥в, пот≥м фотон≥в (17%) ≥ грав≥тон≥в (2%) (рис. 8). “ой факт, що р≥зн≥ частинки випром≥нюютьс¤ в р≥зних к≥лькост¤х, по¤снюЇтьс¤ р≥зницею њхн≥х властивостей. Ќейтрино випром≥нюЇтьс¤ б≥льше за все, тому що њх внутр≥шн≥й кутовий момент (сп≥н) м≥н≥мальний (1 / г), а грав≥тон≥в менше за все, так ¤к њх сп≥н максимальний (2).

„орн≥ д≥ри малоњ маси мають велику температуру. “ак, температура чорних д≥р масою, меншою; 1017-1016 р, вище 109-1010  . ÷≥ чорн≥ д≥ри породжують, кр≥м перерахованих частинок, електронно-позитронн≥ пари. «ауважимо, що розм≥ри таких чорних д≥р становл¤ть усього 1011см (в 1000 раз≥в менше розм≥ру атома).

ўе менш≥ чорн≥ д≥ри масою <5 * 1014 р здатн≥ випром≥нювати мюони ≥ б≥льш важк≥ елементарн≥ частинки. „орна д≥ра масою 1014 г випром≥нюЇ 12% важких частинок ≥ античастинок, 28% електрон≥в ≥ позитрон≥в,. 48% нейтрино вс≥х сорт≥в, 11% фотон≥в ≥ 1% грав≥тон≥в (розм≥р цих чорних д≥р менше атомного ¤дра).

ќсобливу важлив≥сть квантов≥ процеси набувають дл¤ первинних чорних д≥рок. якщо на початку розширенн¤ ¬сесв≥ту, коли речовина була щ≥льним, утворилис¤ чорн≥ д≥ри масою, меншою 1015г, то вс≥ вони повинн≥ до нашого часу випаруватис¤. « ц≥Їњ причини процес, в≥дкритий ’оук≥нг, маЇ дуже важливе значенн¤ дл¤ космолог≥њ. ѕроцес випаровуванн¤ первинних чорних д≥рок веде до випром≥нюванн¤ високочастотних фотон≥в - гамма-випром≥нюванн¤. “ак, чорн≥ д≥ри масою близько 1015 р повинн≥ випром≥нювати кванти з енерг≥Їю близько 100 ће¬.

—постереженн¤ таких квант≥в, що приход¤ть з космосу, в принцип≥ могло б допомогти ви¤вленню первинних чорних д≥рок. ѕоки ж вони не ви¤влен≥, ≥ можна т≥льки сказати, що к≥льк≥сть чорних д≥р масою близько 1015 р у ¬сесв≥т≥ маЇ бути в середньому не б≥льше, н≥ж дес¤ть тис¤ч на кожен куб≥чний парсек. якщо б њх було б≥льше, то загальна к≥льк≥сть гамма-квант≥в, з енерг≥Їю близько 100 ће¬ було б б≥льше спостережуваного зараз потоку гамма-квант≥в з космосу.

3. ≈волюц≥¤ з≥рок

«ор¤н≥ рештки можуть бути трьох р≥зновид≥в: це б≥л≥ карлики, нейтронн≥ з≥рки ≥ чорн≥ д≥ри.

ѕрирода б≥лих карлик≥в ¤к Ђмертвихї з≥рок стала досить ¤сна п≥сл¤ п≥онерськоњ роботи —. „андрасекара на початку 1930-х рок≥в. “а термо¤дерна Ђп≥чї, ¤ка п≥дтримуЇ структуру звичайних з≥рок, не може бути причиною ст≥йкост≥ зовн≥шн≥х шар≥в у б≥лих карлик≥в просто тому, що в них вже вичерпано все пальне. ƒл¤ розум≥нн¤ того, що ж п≥дтримуЇ структуру б≥лого карлика, розгл¤немо речовину в серцевин≥ колапсуючоњ, вмираючоњ з≥рки. ” м≥ру стисненн¤ з≥рки тиску ≥ щ≥льност≥ стають так≥ велик≥, що вс≥ атоми повн≥стю Ђроздавлюютьс¤ї. ” результат≥ виходить море в≥льних електрон≥в, у ¤кому ¤к би Ђплаваютьї ¤дра. ≈лектрони мають сп≥ном, або власним Ђобертанн¤мї, внасл≥док чого њх повед≥нка п≥дкор¤Їтьс¤ важливого закону природи, що зветьс¤ у ф≥зиц≥ принципом заборони ѕаул≥. «г≥дно з цим, два електрони одночасно не можуть займати одне ≥ те ж м≥сце, ¤кщо њх швидкост≥ ≥ сп≥ни однаков≥. ” м≥ру стисненн¤ вмираючоњ з≥рки електрони п≥ддаютьс¤ тиску до такоњ м≥ри, що врешт≥-решт ви¤вл¤ютьс¤ заповненими вс≥ ваканс≥њ можливого розташуванн¤ ≥ швидкостей електрон≥в. як т≥льки це сталос¤, електрони починають з великою силою д≥¤ти один на одного, чин¤чи оп≥р подальшому стисненню вмираючоњ з≥рки. “аким чином, виникаЇ тиск вироджених електрон≥в, що запоб≥гаЇ необмежену стиск (колапс) б≥лого карлика.

Ѕ≥л≥ карлики в≥дом≥ астрономам вже прот¤гом багатьох рок≥в. ÷≥ з≥рки наст≥льки звичайн≥, що до недавн≥х п≥р вс≥ вважали њх к≥нцевим станом ус≥х вмираючих з≥рок.

¬иконавши детальн≥ розрахунки структури б≥лих карлик≥в, „андрасекара прийшов до ц≥кавого в≥дкритт¤: дл¤ маси б≥лого карлика ≥снуЇ сувора верхн¤ межа. “иск вироджених електрон≥в здатне п≥дтримувати речовина мертвоњ з≥рки лише в тому випадку, ¤кщо њњ маса не перевищуЇ приблизно 1,25 маси —онц¤. якщо ж маса вмираючоњ з≥рки ≥стотно б≥льше 1,25 сон¤чноњ, то нав≥ть потужних сил м≥ж виродженими електронами недостатньо дл¤ того, щоб протисто¤ти нищ≥вного тиску гор≥шн≥х шар≥в з≥рки. ÷ей критичний межа маси - близько 1,25 маси —онц¤-називаЇтьс¤ межею „андрасекара.

“ак ¤к б≥л≥ карлики вельми звичайн≥ ≥ так ¤к не було в≥домо ≥нших тип≥в Ђмертвихї з≥рок, то астрономи вважали, що вс≥ вмираюч≥ з≥рки примудр¤ютьс¤ так чи ≥накше скинути достатню к≥льк≥сть речовини, щоб њх маси опинилис¤ в межах маси „андрасекара ≥ дали нейтрони.  оли, нарешт≥, вс¤ з≥рка майже ц≥лком перетворитьс¤ на нейтрони, знову почне в≥д≥гравати важливу роль принцип заборони ѕаул≥. —или м≥ж нейтронами викличуть по¤ву тиску вироджених нейтрон≥в. ÷е нове, ще б≥льш могутнЇ тиск здатний зупинити стиск ≥ веде до по¤ви зор¤ного т≥ла нового типу - нейтронноњ з≥рки.

ўе через п'¤ть рок≥в, в 1939 р., ё.–. ќппенгеймер ≥ √. ¬олков опубл≥кували велик≥ обчисленн¤, що довод¤ть пл≥дн≥сть цих м≥ркувань. јле так ¤к н≥хто н≥коли не спостер≥гав нейтронних з≥рок, ц≥ пророч≥ ≥дењ не знайшли п≥дход¤щоњ грунту. ѕо сут≥ справи астрономи просто не знали, де ≥ ¤к њм шукати нейтронн≥ з≥рки.

” 1054 р. н. е.. астрономи —тародавнього  итаю в≥дзначили по¤ву на неб≥ Ђз≥рки-гост≥ї в суз≥р'њ “ельц¤. яскрав≥сть ц≥Їњ новоњ з≥рки була наст≥льки велика, що њњ можна було бачити без прац≥ в сон¤чний день, ѕот≥м вона почала слабшати ≥ незабаром зовс≥м пропала з пол¤ зору.

 оли сучасн≥ астрономи направили своњ телескопи на те м≥сце неба, де, за давн≥ми записами, з'¤вилас¤ Ђз≥рка-гост¤ї, вони ви¤вили чудову  рабопод≥бна туманн≥сть.  рабопод≥бна туманн≥сть Ї прекрасним прикладом залишку вибуху надновоњ, а давньокитайських астрономам наст≥льки пощастило, що вони побачили вмираючу з≥рку, коли вона скидала свою атмосферу.

Ќаприк≥нц≥ 1968 астроном≥в чекала нова рад≥сть: був ви¤влений пульсар, ¤кий знаходитьс¤ точно посередин≥  рабопод≥бноњ туманност≥. ÷ей пульсар, в≥домий ¤к NP 0532, - самий швидко пульсуючий з ус≥х пульсар≥в. ≤мпульси рад≥овипром≥нюванн¤ приход¤ть в≥д нього по 30 раз≥в за секунду. ÷е в≥дкритт¤ дало астрономам прив≥д дл¤ п≥дозр, що вмираюч≥ з≥рки можуть мати ¤кийсь стосунок до пульсара. Ѕезпосередн≥ розрахунки показали, що б≥л≥ карлики не здатн≥ давати тридц¤ть ≥мпульс≥в рад≥ошум≥в в секунду. ѕрийшла пора воскресити ≥дењ Ѕааде, ÷в≥кк≥, ќппенгеймера ≥ ¬олкова.

”с≥ з≥рки обертаютьс¤ ≥ вс≥ вони, ймов≥рно, волод≥ють магн≥тними пол¤ми. ” звичайних умовах обидва цих властивост≥ досить несуттЇв≥. Ќаприклад, —онце робить один оборот навколо своЇњ ос≥ приблизно за м≥с¤ць. …ого магн≥тне поле до того ж досить слабке. ” середньому у —онц¤ магн≥тне поле маЇ приблизно таку ж напружен≥сть, ¤к ≥ у «емл≥. ќднак ¤кщо —онце або под≥бна йому з≥рка стане стискатис¤ до розм≥р≥в нейтронноњ з≥рки, то обидва зазначених властивост≥ придбають виключно важливе значенн¤. ўоб зрозум≥ти причини цього, у¤в≥мо соб≥ ф≥гуристку, що робить п≥рует на льоду. ÷е - пр¤мий насл≥док фундаментального закону ф≥зики, в≥домого ¤к закон збереженн¤ моменту к≥лькост≥ руху. ѕод≥бним же чином, ¤кщо велика з≥рка, розм≥ром з —онце, стискаЇтьс¤ до малого обс¤гу, то швидк≥сть њњ обертанн¤ стр≥мко зростаЇ. “ому астрономи вважають, що нейтронн≥ з≥рки дуже швидко обертаютьс¤, ймов≥рно, швидше, н≥ж оборот за секунду.

 оли з≥рка дуже велика, њњ магн≥тне поле розпод≥лено по багатьом м≥льйонам квадратних к≥лометр≥в њњ поверхн≥. Ќапружен≥сть магн≥тного пол¤ в ус≥х точках поверхн≥ досить невелика. ќднак, вмираючи, з≥рка зменшуЇтьс¤ в розм≥рах. “о магн≥тне поле, ¤ке спочатку було розпод≥лено на велик≥й площ≥, зосереджуЇтьс¤ на дек≥лькох сотн¤х квадратних к≥лометр≥в. ѕри скороченн≥ площ≥, займаноњ магн≥тним полем, його напружен≥сть теж стр≥мко зростаЇ. якби з≥рка начебто —онц¤ стиснулас¤ до розм≥р≥в нейтронноњ з≥рки, то напружен≥сть њњ магн≥тного пол¤ зб≥льшилас¤ б приблизно в м≥ль¤рд раз≥в!

” астроном≥в, ¤к≥ об≥ймають проблемами нейтронних з≥рок, Ї вагом≥ п≥дстави вважати, що ц≥ з≥рки швидко обертаютьс¤ навколо ос≥ ≥ волод≥ють потужними магн≥тними пол¤ми.

Ќе може ≥снувати нейтронних з≥рок з масою б≥льше приблизно 2,25 сон¤чноњ! ¬ище цього критичноњ меж≥ тиск вироджених нейтрон≥в у свою чергу ви¤вл¤Їтьс¤ недостатн≥м, щоб п≥дтримати вмираючу з≥рку.

—постереженн¤ подв≥йних з≥рок св≥дчать про те, що у ¬сесв≥т≥ ≥снують з≥рки з масами до 40 або 50 сон¤чних. –озрахунки процес≥в еволюц≥њ з≥рок говор¤ть про те, що масивн≥ з≥рки стар≥ють дуже швидко. ѕрипустимо, що вмираюча масивна з≥рка не викине все зайве речовина в косм≥чний прост≥р спалахнувши ¤к найнов≥ша, нехай тому, що залишилас¤ в≥д з≥рки мертва серцевина волод≥Ї масою б≥льше 3 сон¤чних мас. “ака з≥рка не може стати б≥лим карликом, так ¤к њњ маса значно перевищуЇ межу „андрасекара. “ака з≥рка не може стати ≥ пульсаром, бо њњ маса занадто велика, щоб њњ могла витримати тиск виродженого нейтронного газу. ўо вмираЇ з≥рка, мертва серцевина ¤коњ м≥стить речовини б≥льше 3 сон¤чних мас просто стаЇ менше ≥ менше. —пр¤мована всередину нищ≥вного сила ваги м≥ль¤рд≥в тонн речовини не може зустр≥ти г≥дного опору. ” м≥ру стисненн¤ з≥рки напружен≥сть грав≥тац≥йного пол¤ навколо нењ стаЇ все б≥льше. ” ход≥ триваючого стисненн¤ наростаЇ викривленн¤ простору-часу. Ќарешт≥, коли з≥рка стиснетьс¤ до поперечника у к≥лька к≥лометр≥в, прост≥р-час Ђзгорнетьс¤ї ≥ з≥рка зникне, а те, що залишитьс¤, називаЇтьс¤ чорною д≥рою.

¬исновок

¬ останн≥ роки наш≥ у¤вленн¤ про чорн≥ д≥ри пом≥тно зм≥нилис¤. ўе недавно ц≥ об'Їкти вважалис¤ екзотичними. “епер астрономи впевнен≥, що ¬сесв≥т р¤сн≥Ї чорними д≥рами. «а розрахунками вчених, њх не менше 400 м≥льйон≥в. ѕарадоксально, але факт: майже половина всього св≥тла у ¬сесв≥т≥ породжена самими похмурими косм≥чними об'Їктами - чорними д≥рами. ¬они перетворюють речовину в енерг≥ю св≥тла ефективн≥ше, н≥ж будь-¤ка з≥рка.

ќднак механ≥зм колапсу разюче нагадуЇ схему формуванн¤ чорноњ д≥ри.  оли з≥рка ЂвигораЇї, њњ руњни п≥д д≥Їю власноњ ваги стискаютьс¤. Ќа м≥сц≥ з≥рки утворюЇтьс¤ неймов≥рно щ≥льний об'Їкт - чорна д≥ра. Ќав≥ть св≥тло не повинно вирватис¤ з њњ надр. ” той же час лише на њњ приклад≥ можна вивчати процеси, ¤к≥ передували ¬еликого ¬ибуху ≥ привели до народженн¤ нового ¬сесв≥ту. „орна д≥ра - њх жива модель, що зам≥нюЇ космологам складн≥ математичн≥ формули, ¤кими вони описують ¬еликий ¬ибух.

—кладн≥шим стаЇ ≥ у¤вленн¤ про чорних д≥рах. јстрономи навчилис¤ розр≥зн¤ти в цих згустках мороку к≥лька р≥зновид≥в:

* ћ≥н≥атюрн≥ чорн≥ д≥ри д≥аметром к≥лька к≥лометр≥в; вони утворюютьс¤ при колапс≥ з≥рки, ≥ њх маса незначно перевищуЇ масу —онц¤;

* „орн≥ д≥ри середн≥х розм≥р≥в; вони утворюютьс¤ при злитт≥ м≥н≥атюрних чорних д≥рок, ≥ њх маса в10 - 100 тис¤ч раз≥в перевищуЇ масу —онц¤;

* Ќадмасивн≥ чорн≥ д≥ри, вони в м≥льйони, а то ≥ в м≥ль¤рди раз≥в важч≥ за —онце; под≥бн≥ пр≥рви розверзаютьс¤ в центр≥ галактик.

Ѕудь-¤ка чорна д≥ра здаЇтьс¤ наст≥льки дивним об'Їктом, що нав≥ть у¤ви бракуЇ нам, коли ми намагаЇмос¤ подумки зазирнути в њњ надра, адже вона н≥ на що не схожа - н≥ на з≥рки, н≥ на комети.

—писок використовуваноњ л≥тератури

1. ¬айнсберг —. ѕерш≥ три хвилини. ћ.: Ёнергоиздат. 1981

2.  ауфман ”.  осм≥чн≥ рубеж≥ теор≥њ в≥дносност≥. ћ.: ћ≥р.1981

3. Ќов≥ков ≤.ƒ. „орн≥ д≥рки у ¬сесв≥т≥. ћ.: «нание. 1977

4. Ќов≥ков ≤.ƒ. ≈нергетика чорних д≥р. ћ.: «нание. 1986

5. «нанн¤ - сила / / ¬олков ј. ѕр¤муючи в чорну д≥ру. Ѕ.м. - 2005. - є 4 —.19 - 25

6. Ќаука ≥ житт¤ /  . „орн≥ д≥ри Ѕ.ћ.