Введение.

Одними из самых загадочных объектов во вселенной являются черные дыры. Я не случайно выбрал эту тему. Черные дыры являются одновременно очень простыми и очень сложными в понимании. Черная дыра является порождением тяготения. Их тяжело изучать, т.к. они в данный момент времени недосягаемы для нас, но по расчетам математиков о них можно судить. Даже изучение этих объектов на расстоянии давалось с трудом (пока на орбиту не взошли рентгеновские обсерватории). Ведь свет не может покинуть горизонт событий черной дыры, поэтому об их существовании можно было судить только по мощному воздействию на окружающую материю. Поэтому в видимом спектре излучения такие объекты обнаружить нельзя. Это были сложности черных дыр. К простым чертам этих объектов можно отнести то что они не имеют химического состава и описываются только математическими законами гравитации Эйнштейна. Удивительно, но такие экзотические объекты устроены даже проще чем звезды. Поверхности, в нашем понимании, у нее нету. Характеризуются эти объекты в первую очередь массой, во вторую – моментом количества движения, в третью – электрическим зарядом. Сам термин “черная дыра” был введен в науку Джоном Уилером в 1968г для обозначения сколлапсировавшейся звезды. Еще Пьер Симон Лаплас в свое время уже догадывался о возможности существования таких объектов. Он писал: “Светящееся небесное тело, обладающее плотностью, равной плотности Земли, и диаметром, в двести пятьдесят раз превосходящим диаметр Солнца, из-за силы своего притяжения не даст своему свету достигнуть нас. Таким образом, возможно, самые большие светящиеся тела во Вселенной именно по причине своей величины остаются невидимыми”. Основываясь только на законе тяготения Ньютона, Лаплас приходит к открытию того, что тела с огромной массой и повышенной плотностью не позволят излучению покидать их поверхность. Это было предвидением черных дыр. Однако реальные характеристики черных дыр отличны от лапласовских, так как они определяются теорией относительности Эйнштейна, уточняющей теорию Ньютона.

Черная дыра – как последняя стадия эволюции звезд.

После выгорания термоядерного вещества в звезде, масса которой сравнима с массой солнца, то свойства газа кардинально меняются. Подобный газ называется вырожденным, а звезды, которые состоят из него – вырожденными звездами (в середине 20х годов итальянский физик Энрико Ферми разработал теорию, которая описывает свойства газов с плотностями, характерными для белых карликов. Давление такого газа не зависит от температуры. Оно остается высоким, даже если тело охладить до абсолютного нуля. Газ, обладающий такими свойствами получил название вырожденного. Эта теория хорошо объясняла наблюдаемые свойства белых карликов, поэтому их стали называть вырожденными звездами). После образования вырожденного ядра, горение продолжается в источнике вокруг него, имеющем форму шарового слоя. При этом звезда переходит в состояние, называемое красным гигантом. Оболочка такого гиганта достигает колоссальных размеров – в сотни радиусов солнца и за время 10-100 тысяч лет рассеивается в пространство. Сброшенная оболочка видна как планетарная туманность. Оставшееся горячее ядро постепенно остывает, звезда превращается в белый карлик. Средняя плотность вещества белого карлика – 109 кг/м3. Ядерные реакции внутри белого карлика не идут, а свечение происходит за счет медленного остывания. Основной запас энергии белого карлика – колебательные движения ионов, которые при температуре нижу 15000K образуют кристаллическую решетку. У белых карликов есть предел массы(граница Чандрасекара, равная 1,4 массы Солнца), при превышении которого звезда превращается в нейтронную звезду (если она именно сколлапсирует, а не сбросит оболочку). В ходе коллапса резко повышается плотность вещества, протоны и электроны объединяются за счет мощного давления, и образуются нейтроны. Освободившуюся энергию в основном уносят нейтрино. Вначале скорость сжатия звезды невелика, но его темп непрерывно возрастает, поскольку сила притяжения обратно пропорциональна квадрату расстояния. Скорость движения оболочки звезды к ее центру увеличивается, при достаточной массе, приближаясь к скорости света. Коллапс обычно останавливается при плотности ~ 10¹⁷ кг/м³, либо выделившаяся энергия разрушает дыру, то есть коллапс перерастает во взрыв. Большинство нейтронных звезд образуются при коллапсе звезд с массой более 10 M๏. Так как размеры звезды сильно сокращаются, то по закону сохранения вращательного импульса, резко возрастает частота вращения вокруг оси. Если масса нейтронной звезды больше 3 M๏ (предел Оппенгеймера-Волкова), то звезда коллапсирует еще дальше – образуется черная дыра (маломассивная). Звезды с массой меньше 8 M๏ оканчивают жизнь как белые карлики, между 8 и 45 M๏ - как нейтронные звезды; черные дыры образуются только из звезд массивнее 45 M๏. В типичной галактике типа нашей должно быть порядка 107 – 108 черных дыр звездных масс.

Время гравитационного коллапса звезды размером с Солнце составит 29 минут, а гораздо более плотной и компактной нейтронной звезды – только 1/20 000 секунды.