загрузка...

трусы женские
загрузка...

Чорні діри


ПЛАН

1. Чорні діри
2. Так чи чорні чорні діри
3. Нові відкриття щодо чорних дір
4. Список літератури

1. Чорні діри

Термін «чорна діра» з'явився зовсім недавно. Його ввів в ужиток в 1969 р. американський вчений Джон Уілер як метафоричне вираження уявлення, виниклого принаймні 200 років тому, коли існували дві теорії світла: у першій, якої дотримувався Ньютон, вважалося, що світло складається з частинок; згідно ж другої теорії, світло - це хвилі. Зараз ми знаємо, що насправді обидві вони правильні. У силу принципу частково-хвильового дуалізму квантової механіки світло може розглядатися і як частки, і як хвилі. У теорії, в якій світло - хвилі, було незрозуміло, як буде діяти на нього гравітація. Якщо ж світло - потік частинок, то можна вважати, що гравітація діє на них так само, як на гарматні ядра, ракети і планети. Спочатку вчені думали, що частки світла переміщуються з нескінченною швидкістю і тому гравітація не може їх уповільнити, але коли
Ремер встановив, що швидкість світла кінцева, стало ясно, що вплив гравітації може виявитися істотним.
Виходячи з цього Джон Мічел, викладач з Кембриджу, в 1783 р. представив у журнал «Філософські праці Лондонського Королівського товариства» свою роботу, в якій він вказував на те, що достатньо масивна і компактна зірка повинна мати настільки сильне гравітаційне поле, що світло не зможе вийти за його межі: будь-який промінь світла, іспущенний поверхнею такої зірки, не встигнувши відійти від неї, буде втягнутий назад її гравітаційним притяганням. Мічел вважав, що таких зірок може бути дуже багато. Незважаючи на те що їх не можна побачити, так як їх світло не може до нас дійти, ми тим не менше повинні відчувати їх гравітаційне тяжіння.
Подібні об'єкти називають зараз чорними дірами, і цей термін відображає їх суть: темні безодні в космічному просторі. Через кілька років після
Мічела і Французький учений Лаплас висловив, мабуть, незалежно від нього аналогічне припущення. Цікаво, що Лаплас включив його лише в першому і другому видання своєї книги «Система світу» , але виключив з пізніших видань, визнавши, напевно, чорні діри божевільною ідеєю. (До того ж в
XIX в. Корпускулярна теорія світла втратила популярність. Стало здаватися, що всі явища можна пояснити за допомогою хвильової теорії, а в ній вплив гравітаційних сил на світ зовсім не було очевидним.)

Насправді світло не можна розглядати як гарматні ядра в теорії тяжіння Ньютона, тому що швидкість світла фіксована. (Гарматне ядро, що вилетіло вгору з поверхні Землі через гравітації буде сповільнюватися і в кінці кінців зупиниться, а потім почне падати. Фотон ж повинен продовжувати рух вгору з постійною швидкістю. Як же тоді ньютонівська гравітація може впливати на світ?) Послідовна теорія взаємодії світла і гравітації була відсутня до 1915 р. коли Ейнштейн запропонував загальну теорію відносності. Але навіть після цього пройшло чимало часу, поки стало нарешті зрозуміло, які висновки випливають з теорії Ейнштейна щодо масивних зірок.

Щоб зрозуміти, як виникає чорна діра, треба згадати про те, який життєвий цикл зірки. Зірка утворюється, коли велика кількість газу (в основному водню) починає стискатися силами власного гравітаційного тяжіння. У процесі стиснення атоми газу все частіше і частіше стикаються один з одним, рухаючись зі все більшими й більшими швидкостями. В результаті газ розігрівається і зрештою стає таким гарячим, що атоми водню, замість того щоб відскакувати один від одного, будуть зливатися, утворюючи гелій. Тепло, що виділяється в цій реакції, яка нагадує керований вибух водневої бомби, і викликає світіння зірки. Через додаткового тепла тиск газу зростає до тих пір, поки не врівноважить гравітаційне тяжіння, після чого газ перестає стискатися.
Це трохи нагадує надутий гумовий кульку, в якому встановлюється рівновага між тиском повітря всередині, який змушує кульку роздуватися, і натягом гуми, під дією якого кулька стискається. Подібно кульці, зірки будуть довго залишатися в стабільному стані, в якому виділяється в ядерних реакціях теплом врівноважується гравітаційне тяжіння. Але врешті-решт у зірки скінчиться водень та інші види ядерного палива. Як не парадоксально, але чим більше початковий запас палива у зірки, тим швидше воно виснажується, тому що для компенсації гравітаційного тяжіння зірці треба тим сильніше розігрітися, чим більше її маса. А чим гаряче зірка, тим швидше витрачається її паливо. Запасу палива на Сонце вистачить приблизно на п'ять тисяч мільйонів років, але більш важкі зірки витратять своє паливо всього за сто мільйонів років, тобто за час, набагато меньш ^ віку Всесвіту. Витративши паливо, зірка починає охолоджуватися і стискатися, а от що з нею відбувається потім, стало зрозуміло лише в кінці двадцятих років нашого століття.

У 1928 р. Субраманьян Чандрасекар, аспірант з Індії, вирушив морем до Англії, в Кембридж, щоб пройти там курс навчання у найбільшого фахівця в галузі загальної теорії відносності Артура Еддінгтона.
(Кажуть, на початку двадцятих років один журналіст сказав Еддінгтон, що він чув, ніби світі лише три людини розуміють загальну теорію відносності. Еддінгтон, помовчавши, сказав: «Я думаю - хто ж третій?» ). під час своєї подорожі з Індії Чандрасекар обчислив, якої величини повинна бути зірка, щоб, витративши цілком своє паливо, вона все ж могла б протистояти впливу власних гравітаційних сил.
Чандрасекар міркував так. Коли зірка зменшується, частки речовини дуже сильно зближуються один з одним і в силу принципу заборони (виключення)
Паулі їх швидкості повинні все більше відрізнятися. Отже, частки прагнуть розійтися і зірка розширюється. Таким чином, радіус зірки може утримуватися постійним завдяки рівноваги між гравітаційним притяганням і які виникають в силу принципу Паулі відштовхуванням, точнісінько як на більш ранній стадії розвитку зірки гравітаційні сили врівноважувалося її тепловим розширенням.
Однак Чандрасекар розумів, що відштовхування, обумовлене принципом
Паулі, не безмежно. Відповідно до теорії відносності, максимальна різниця швидкостей частинок речовини в зірці дорівнює швидкості світла. Це означає, що, коли зірка стає досить щільною, відштовхування, обумовлене принципом Паулі, має поменшати, ніж гравітаційне тяжіння. Чандрасекар розрахував, що якщо маса холодної зірки більш ніж у півтора рази перевищує масу Сонця, то ця зірка не зможе протистояти власної гравітації. (Дане значення маси зараз називають межею Чандрасекара.) Приблизно в той же час аналогічне відкриття зробив радянський фізик Л. Д. Ландау.
Висновки Чандрасекара і Ландау мали важливі слідства щодо долі зірок з великою масою. Якщо маса зірки менше межі Чандрасекара, то вона зрештою може перестати скорочуватися, перетворившись на «білого карлика» - одне з можливих кінцевих станів зірки. «Білий карлик» має у радіусі кілька тисяч кілометрів, щільність - сотні тонн на кубічний сантиметр і утримується в рівновазі завдяки відштовхуванню електронів в його речовині, отталкиванию, яке виникає через принципу
Паулі. На небі видно чимало білих Орликів. Одним з перших був відкритий білий карлик, що обертається навколо Сіріуса, - найяскравішої зірки на нічному небі.
Ландау показав, що зірка може виявитися і в іншому кінцевому стані, гранична маса якого дорівнює одній-двом масам Сонця, а розміри навіть менше, ніж у білого карлика. Ці зірки теж повинні існувати завдяки виникає через принципу Паулі відштовхуванню, але не між електронами, а між протонами і нейтронами. Тому такі зірки отримали назву нейтронних зірок. Їх радіус максимум кільком десятків кілометрів, а щільність - сотні мільйонів тонн на кубічний сантиметр. Коли Ландау передбачив нейтронні зірки спостерігати їх ніхто не вмів, а реальна можливість їх спостереження з'явилася значно пізніше.

Якщо маса зірки перевищує межу Чандрасекара, то коли її паливо закінчується, виникають великі складності. Щоб уникнути катастрофічного гравітаційного колапсу, зірка може вибухнути або якимось чином викинути з себе частину речовини щоб маса стала менше граничної.
Важко, однак, повірити що так відбувається з усіма зірками незалежно від їх розмірів. Як зірка дізнається, що їй пора втрачати вагу? А навіть якби кожної зірці вдалося втратити у вазі настільки, щоб уникнути колапсу, то що сталося б, якби ми збільшили масу білого карлика або нейтронної зірки так, що вона перевищила б межа? Може бути, тоді відбувся би колапс і щільність зірки стала безкінечною? Еддінгтон був так цим вражений, що відмовився вірити результату Чандрасекара. Він вважав просто неможливим, щоб зірка сколлапсировала в точку. Такої позиції дотримувалася більшість учених: сам Ейнштейн заявив у своїй статті, що зірки не можуть стискатися до нульових розмірів. Вороже ставлення учених, особливо Еддінгтона, який був першим учителем Чандрасекара і головним авторитетом у дослідженні будови зірок, змусили Чандрасекара залишити роботу в колишньому напрямку і переключитися на інші завдання астрономії, такі, як рух зоряних скупчень. Однак Нобелівська премія 1983 була, принаймні частково, присуджена Чандрасекару за ранні роботи, пов'язані з граничною масою холодних зірок.

Він показав,

Сторінки: 1 2 3 4 5 6 7 8
загрузка...
ur.co.ua

енциклопедія  з сиру  аджапсандалі  ананаси  узвар