Qora tuynukning kelib chiqishi. Qora tuynuk. Bu nima? Eng kichik qora tuynuk

Qora tuynuk - bu fazo-vaqt hududi bo'lib, uning tortishish kuchi shunchalik kuchliki, hatto yorug'lik tezligida harakatlanuvchi jismlar, shu jumladan yorug'lik kvantlari ham uni tark eta olmaydi. Bu hududning chegarasi hodisa gorizonti, uning xarakterli kattaligi esa tortishish radiusi deb ataladi.

"Qora tuynuk" g'oyasi birinchi marta 1916 yilda, fizik Shvartsshild Eynshteyn tenglamalarini yechayotganda paydo bo'lgan. Matematika ixcham ob'ektlar borligi haqidagi g'alati xulosaga olib keldi, ular atrofida qiziqarli xususiyatlarga ega bo'lgan voqea gorizonti paydo bo'ladi. Ammo "qora tuynuk" atamasi hali mavjud emas edi. Voqealar gorizonti - bu qora tuynukni o'rab turgan fazo hududi bo'lib, unda materiya hech qachon bu hududni tark eta olmaydi va qora tuynuk ichiga tusha olmaydi. Yorug'lik hali ham ulkan tortishish kuchini engib, yo'qolib borayotgan materiyadan so'nggi oqimlarni yuborishi mumkin, ammo qisqa vaqt ichida, tushayotgan materiya endi Karl Shvartsshild bo'lmagan yagonalik zonasiga tushmaguncha, nemis astronomi, nazariy astrofizikaning asoschilaridan biri

1930-yillarda Chadwick neytronni kashf etdi. Ko'p o'tmay, neytrino yulduzlarning mavjudligi to'g'risida faraz ilgari surildi, ular katta massalarda beqaror bo'lib chiqadi va qulash holatiga siqiladi. "Qora tuynuk" atamasi hali ham mavjud emas edi. Faqat 1960-yillarning oxirida amerikalik Jon Uiler "qora tuynuk" degan edi. Bu kosmosning tortishish kuchlari ta'sirida materiya va energiya yo'qolgan nuqtasidir. Bu joyda tortishish kuchlari shunchalik kuchliki, yaqin atrofdagi hamma narsa ichkariga so'riladi. Hatto yorug'lik nurlari ham u erdan qochib qutula olmaydi, shuning uchun qora tuynuk butunlay ko'rinmaydi. Jon Uiler, amerikalik fizik.

"Qora tuynuk" moddani so'rganda hosil bo'ladigan o'ziga xos rentgen nurlanishi bilan aniqlanishi mumkin. 1970-yillarda Amerika sun'iy yo'ldoshi "Uhuru" (Afrika dialektlaridan birida - "Ozodlik") o'ziga xos rentgen nurlanishini qayd etdi. O'shandan beri "qora tuynuk" nafaqat hisob-kitoblarda mavjud. Aynan shu tadqiqotlari uchun Rikkardo Giakkoni 2002 yilda Nobel mukofotiga sazovor bo'ldi. Rikkardo Giakkoni, asli italiyalik amerikalik fizik, 2002 yilda "Rentgen astronomiyasini yaratgani va rentgen teleskopini ixtiro qilgani uchun" fizika bo'yicha Nobel mukofoti sovrindori.

Ayni paytda olimlar koinotda qora tuynuklar deb tasniflangan mingga yaqin ob'ektlarni kashf etdilar. Umuman olganda, olimlarning fikriga ko'ra, o'n millionlab bunday ob'ektlar mavjud. Hozirgi vaqtda qora tuynukni boshqa turdagi ob'ektdan ajratishning yagona ishonchli usuli - bu jismning massasi va o'lchamini o'lchash va uning radiusini tortishish radiusi bilan solishtirish, bu = formula bilan berilgan, bu erda G - tortishish doimiysi. , M - jismning massasi, c - supermassiv qora tuynuklarning yorug'lik tezligi. O'sib chiqqan juda katta qora tuynuklar aksariyat galaktikalarning yadrolarini tashkil qiladi. Bularga bizning galaktikamizning yadrosidagi massiv qora tuynuk - Sagittarius A* kiradi, bu Quyoshga eng yaqin supermassiv qora tuynukdir. Hozirgi vaqtda yulduzlar va galaktik shkalalardagi qora tuynuklarning mavjudligi ko'pchilik olimlar tomonidan astronomik kuzatishlar bilan ishonchli tarzda isbotlangan deb hisoblashadi. Amerikalik astronomlar supermassiv qora tuynuklar massasi sezilarli darajada kam baholanishi mumkinligini aniqladilar. Tadqiqotchilar yulduzlar M87 galaktikasida (U Yerdan 50 million yorug‘lik yili uzoqda joylashgan) kuzatilgan tarzda harakatlanishi uchun markaziy qora tuynukning massasi Radio Galaxy Picos kabi katta bo‘lishi kerakligini aniqlashdi. A, ko'rinadigan rentgen nurlari bilan (ko'k) ) uzunligi 300 ming yorug'lik yili,

O'ta massali qora tuynuklarni aniqlash Galaktikalarning markaziy hududlarida o'ta massali qora tuynuklar mavjudligining eng ishonchli dalillari eng ishonchli hisoblanadi. Bugungi kunda teleskoplarning o'lchamlari kosmos hududlarini qora tuynukning tortishish radiusi tartibida o'lchamlari bilan ajratish uchun etarli emas. O'ta massiv jismning massasi va taxminiy o'lchamlarini aniqlashning ko'plab usullari mavjud, ammo ularning aksariyati ular atrofida aylanadigan jismlar (yulduzlar, radio manbalar, gaz disklari) orbitalarining xususiyatlarini o'lchashga asoslangan. Eng oddiy va juda keng tarqalgan holatda, aylanish Kepler orbitalari bo'ylab sodir bo'ladi, bu sun'iy yo'ldosh aylanish tezligining orbita yarim katta o'qining kvadrat ildiziga mutanosibligidan dalolat beradi: . Bunday holda, markaziy tananing massasi taniqli formula bo'yicha topiladi.

Frantsuzlar va inglizlar o'rtasida ba'zan yarim hazil, ba'zan jiddiy munozaralar bo'ladi: kim ko'rinmas yulduzlar mavjudligining kashfiyotchisi deb hisoblanishi kerak - Frantsuz P. Laplas yoki ingliz J. Mishel? 1973 yilda mashhur ingliz nazariy fiziklari S. Xoking va G. Ellis fazo va vaqt tuzilishining zamonaviy maxsus matematik masalalariga bag'ishlangan kitobida fransuz P. Laplasning mavjudligining mumkinligi isboti bilan ishini keltirdilar. qora yulduzlar; O'sha paytda J. Mishelning ishi hali ma'lum emas edi. 1984 yilning kuzida mashhur ingliz astrofiziki M. Rays Tuluzadagi konferensiyada nutq so‘zlab, Fransiya hududida aytish unchalik qulay bo‘lmasa-da, ingliz J. Mishel birinchi bo‘lib buni ta’kidlab o‘tishini ta’kidladi. ko'rinmas yulduzlarni bashorat qildi va uning ishiga mos keladigan birinchi sahifaning suratini ko'rsatdi. Bu tarixiy so‘z yig‘ilganlar tomonidan olqishlar va tabassumlar bilan kutib olindi.

Uran harakatining buzilishidan Neptun sayyorasining o'rnini kim bashorat qilgani haqidagi frantsuzlar va inglizlar o'rtasidagi munozaralarni qanday eslamaslik mumkin: frantsuz V. Le Verrier yoki ingliz J. Adams? Ma'lumki, ikkala olim ham o'z pozitsiyasini mustaqil ravishda to'g'ri ko'rsatgan yangi sayyora. O'shanda fransuz V.Le Veryerga omad kulib boqdi. Bu ko'plab kashfiyotlarning taqdiri. Ular ko'pincha deyarli bir vaqtning o'zida va mustaqil ravishda amalga oshiriladi turli odamlar Odatda muammoning mohiyatiga chuqurroq kirib borganlarga ustuvorlik beriladi, lekin ba'zida bu shunchaki omadning injiqliklari.

Ammo P. Laplas va J. Mishelning bashorati hali qora tuynuk haqidagi haqiqiy bashorat emas edi. Nega?

Gap shundaki, P. Laplas davrida tabiatda hech narsa yorug'likdan tezroq harakat qila olmasligi hali ma'lum emas edi. Bo'shliqda yorug'likdan o'tib bo'lmaydi! Bu Eynshteyn tomonidan bizning asrimizda maxsus nisbiylik nazariyasida o'rnatilgan. Binobarin, P.Laplas uchun u ko‘rib chiqayotgan yulduz faqat qora (yorug‘lik bermaydigan) bo‘lib, bunday yulduz tashqi dunyo bilan har qanday tarzda “muloqot qilish”, “xabar berish” qobiliyatini yo‘qotishini bila olmasdi. unda sodir bo'layotgan voqealar haqida uzoq olamlarga har qanday narsa. Boshqacha qilib aytganda, u bu nafaqat "qora", balki siz tushishingiz mumkin bo'lgan "teshik" ekanligini hali bilmas edi, lekin undan chiqishning iloji yo'q edi. Endi biz bilamizki, agar yorug'lik fazoning biron bir hududidan chiqmasa, demak, bu hech narsa chiqmasligini anglatadi va biz bunday ob'ektni qora tuynuk deb ataymiz.

P. Laplasning mulohazalarini jiddiy hisoblab bo‘lmasligining yana bir sababi shundaki, u ulkan kuchga ega bo‘lgan, yiqilib tushayotgan jismlar yorug‘lik tezligigacha tezlashtirilgan, paydo bo‘layotgan yorug‘likning o‘zi esa kechiktirilishi mumkin bo‘lgan garvitatsiya maydonlarini hisoblagan va Nyutonning tortishish qonunini qo‘llagan.

A. Eynshteyn Nyutonning tortishish nazariyasi bunday maydonlar uchun qoʻllanilmasligini koʻrsatdi va oʻta kuchli maydonlar uchun ham, tez oʻzgaruvchan maydonlar uchun ham amal qiladigan yangi nazariyani yaratdi (bular uchun Nyuton nazariyasi ham amalda boʻlmaydi!) va hokazo. uni umumiy nisbiylik nazariyasi deb atadi. Aynan shu nazariyaning xulosalari qora tuynuklarning mavjudligi ehtimolini isbotlash va ularning xususiyatlarini o'rganish uchun ishlatilishi kerak.

Umumiy nisbiylik - bu ajoyib nazariya. U shu qadar chuqur va nozikki, u bilan tanishgan har bir odamda estetik zavq hissini uyg'otadi. Sovet fiziklari L. Landau va E. Lifshits o'zlarining "Dala nazariyasi" darsliklarida uni "mavjud bo'lgan barcha fizik nazariyalarning eng chiroylisi" deb atashgan. Nemis fizigi Maks Born nisbiylik nazariyasi kashfiyoti haqida shunday dedi: "Men uni san'at asari sifatida hayratda qoldiraman". Sovet fizigi V. Ginzburg esa "...nasvir, haykaltaroshlik yoki arxitekturaning eng ajoyib durdonalarini ko'rishda boshdan kechirganga o'xshash ... tuyg'uni" uyg'otadi, deb yozgan.

Eynshteyn nazariyasini ommalashtirishga qaratilgan ko'plab urinishlar, albatta, u haqida umumiy taassurot qoldirishi mumkin. Ammo, ochig'ini aytganda, bu nazariyaning o'zini bilish zavqiga o'xshamaydi, chunki "Sistine Madonna" ning reproduktsiyasi bilan tanishish Rafael dahosi tomonidan yaratilgan asl nusxani ko'rishda yuzaga keladigan tajribadan farq qiladi.

Va shunga qaramay, asl nusxaga qoyil qolish imkoniyati bo'lmasa, siz mavjud reproduktsiyalar bilan tanishishingiz mumkin (va kerak!), yaxshisi yaxshi (va barcha turlari mavjud).

Novikov I.D.

Qora tuynuklar tarixi

Aleksey Levin

Ilmiy fikrlash ba'zan shunday paradoksal xususiyatlarga ega ob'ektlarni yaratadiki, hatto eng zukko olimlar ham dastlab ularni tan olishdan bosh tortadilar. Tarixdagi eng yorqin misol eng so'nggi fizika- qora tuynuklarga uzoq muddatli qiziqishning etishmasligi, deyarli 90 yil oldin bashorat qilingan tortishish maydonining ekstremal holatlari. Uzoq vaqt davomida ular sof nazariy abstraksiya hisoblanardi va faqat 1960-70-yillarda odamlar ularning haqiqatiga ishonishdi. Biroq, qora tuynuklar nazariyasi uchun asosiy tenglama ikki yuz yil oldin olingan.

Jon Mishelning tushunchasi

Fizik, astronom va geolog, Kembrij universiteti professori va Anglikan cherkovining pastori Jon Mishelning nomi 18-asr ingliz fani yulduzlari orasida mutlaqo yo'qoldi. Mishel seysmologiyaga - zilzilalar haqidagi fanga asos soldi, magnitlanish bo'yicha ajoyib tadqiqotlar olib bordi va Kulondan ancha oldin gravimetrik o'lchovlar uchun foydalangan buralish balansini ixtiro qildi. 1783 yilda u Nyutonning ikkita buyuk ijodini - mexanika va optikani birlashtirishga harakat qildi. Nyuton yorug'likni mayda zarrachalar oqimi deb hisobladi. Mishel oddiy materiya kabi engil tanachalar ham mexanika qonunlariga bo'ysunishini taklif qildi. Ushbu gipotezaning natijasi juda ahamiyatsiz bo'lib chiqdi - samoviy jismlar yorug'lik uchun tuzoqqa aylanishi mumkin.

Mishel qanday fikr yuritdi? Sayyora yuzasidan otilgan to'p o'zining tortishish kuchini to'liq yengib chiqadi, agar uning dastlabki tezligi hozir ikkinchi qochish tezligi deb ataladigan tezlikdan oshsa. Agar sayyoraning tortishish kuchi shunchalik kuchli bo'lsa, qochish tezligi yorug'lik tezligidan oshsa, zenitda chiqarilgan yorug'lik tanachalari abadiylikka chiqa olmaydi. Xuddi shu narsa aks ettirilgan yorug'lik bilan sodir bo'ladi. Binobarin, sayyora juda uzoqdagi kuzatuvchiga ko'rinmas bo'lib qoladi. Mishel bunday sayyora R cr radiusining kritik qiymatini uning M ning Quyoshimiz M s massasiga kamaytirilgan massasiga qarab hisoblab chiqdi: R cr = 3 km x M/M s.

Jon Mishel o'z formulalariga ishondi va koinotning chuqurligi Yerdan hech qanday teleskop bilan ko'rinmaydigan ko'plab yulduzlarni yashiradi deb taxmin qildi. Keyinchalik buyuk frantsuz matematigi, astronomi va fizigi Per Simon Laplas xuddi shunday xulosaga keldi va u buni o'zining "Jahon tizimi ko'rgazmasi" ning birinchi (1796) va ikkinchi (1799) nashrlariga kiritdi. Ammo uchinchi nashr 1808 yilda nashr etilgan, o'shanda ko'pchilik fiziklar yorug'likni efirning tebranishi deb hisoblashgan. "Ko'rinmas" yulduzlarning mavjudligi yorug'likning to'lqin nazariyasiga zid edi va Laplas ular haqida gapirmaslikni yaxshi deb hisobladi. Keyingi davrlarda bu g'oya faqat fizika tarixiga oid asarlarda taqdim etishga loyiq bo'lgan qiziqish deb hisoblangan.

Shvartsshild modeli

1915 yil noyabr oyida Albert Eynshteyn tortishish nazariyasini nashr etdi va uni umumiy nisbiylik nazariyasi (GR) deb atadi. Bu asar darhol Berlin Fanlar Akademiyasidagi hamkasbi Karl Shvartsshild timsolida minnatdor o'quvchini topdi. Shvartsshild dunyoda birinchi bo'lib ma'lum bir astrofizik muammoni hal qilish uchun umumiy nisbiylik nazariyasini ishlatgan, aylanmaydigan sferik jismning tashqarisidagi va ichidagi fazo-vaqt ko'rsatkichini hisoblagan (o'ziga xoslik uchun biz uni yulduz deb ataymiz).

Shvartsshildning hisob-kitoblaridan kelib chiqadiki, yulduzning tortish kuchi, agar uning radiusi Jon Mishel hisoblagan qiymatdan ancha katta bo'lsagina, Nyutonning fazo va vaqtning tuzilishini juda ko'p buzmaydi! Bu parametr dastlab Shvartsshild radiusi deb atalgan, endi esa tortishish radiusi deb ataladi. Umumiy nisbiy nazariyaga ko'ra, tortishish kuchi yorug'lik tezligiga ta'sir qilmaydi, lekin vaqtni sekinlashtirganidek, yorug'lik tebranishlarining chastotasini bir xil nisbatda kamaytiradi. Agar yulduzning radiusi tortishish radiusidan 4 baravar katta bo'lsa, uning yuzasida vaqt oqimi 15% ga sekinlashadi va bo'shliq sezilarli egrilikka ega bo'ladi. Ikki marta oshib ketganda, u kuchliroq egiladi va vaqt 41% ga sekinlashadi. Gravitatsion radiusga erishilganda, yulduz yuzasida vaqt butunlay to'xtaydi (barcha chastotalar nolga tushadi, nurlanish muzlaydi va yulduz o'chadi), lekin u erda fazoning egriligi hali ham cheklangan. Yulduzdan uzoqda, geometriya hali ham Evklid bo'lib qoladi va vaqt uning tezligini o'zgartirmaydi.

Mishel va Shvartsshildning tortishish radiusi qiymatlari bir-biriga mos kelishiga qaramay, modellarning o'zida umumiylik yo'q. Mishel uchun makon va vaqt o'zgarmaydi, lekin yorug'lik sekinlashadi. O'lchamlari tortishish radiusidan kichikroq bo'lgan yulduz porlashda davom etadi, lekin u faqat juda uzoq bo'lmagan kuzatuvchiga ko'rinadi. Shvartsshild uchun yorug'lik tezligi mutlaq, ammo fazo va vaqtning tuzilishi tortishish kuchiga bog'liq. Gravitatsiya radiusi ostiga tushgan yulduz, qayerda bo'lishidan qat'i nazar, har qanday kuzatuvchi uchun g'oyib bo'ladi (aniqrog'i, uni tortishish effektlari bilan aniqlash mumkin, lekin nurlanish bilan emas).

Ishonchsizlikdan tasdiqlashgacha

Shvartsshild va uning zamondoshlari bunday g'alati kosmik jismlar tabiatda yo'q deb hisoblashgan. Eynshteynning o'zi nafaqat bu nuqtai nazarga amal qildi, balki o'z fikrini matematik jihatdan asoslashga muvaffaq bo'ldi, deb noto'g'ri ishondi.

1930-yillarda yosh hind astrofiziki Chandrasekhar yadro yoqilg‘isini iste’mol qilgan yulduz massasi 1,4 Quyosh massasidan kam bo‘lsagina qobig‘ini yo‘qotib, sekin soviydigan oq mittiga aylanishini isbotladi. Ko'p o'tmay, amerikalik Frits Zviki o'ta yangi yulduz portlashlari neytron moddalarining juda zich jismlarini hosil qilishini tushundi; Keyinchalik Lev Landau xuddi shunday xulosaga keldi. Chandrasekharning ishidan so'ng, faqat massasi 1,4 quyosh massasidan katta bo'lgan yulduzlar bunday evolyutsiyaga duch kelishi aniq edi. Shunday qilib, tabiiy savol tug'ildi: neytron yulduzlar qoldiradigan o'ta yangi yulduzlar massasining yuqori chegarasi bormi?

30-yillarning oxirida amerikalikning bo'lajak otasi atom bombasi Robert Oppengeymer bunday chegara haqiqatda mavjudligini va bir necha quyosh massasidan oshmasligini aniqladi. Keyinchalik aniqroq baho berishning iloji yo'q edi; Endi neytron yulduzlarning massalari 1,5-3 M s oralig'ida bo'lishi kerakligi ma'lum. Ammo Oppengeymer va uning aspiranti Jorj Volkovning taxminiy hisob-kitoblaridan kelib chiqadiki, o'ta yangi yulduzlarning eng massiv avlodlari neytron yulduzlarga aylanmaydi, balki boshqa holatga aylanadi. 1939 yilda Oppengeymer va Xartlend Snayder massiv qulab tushayotgan yulduzning tortishish radiusigacha qisqarishini isbotlash uchun ideallashtirilgan modeldan foydalanganlar. Ularning formulalaridan ko'rinib turibdiki, yulduz bu erda to'xtamaydi, ammo hammualliflar bunday radikal xulosadan o'zlarini tiyishgan.

Yakuniy javob 20-asrning ikkinchi yarmida butun galaktikaning ajoyib nazariy fiziklarining, shu jumladan sovet olimlarining sa'y-harakatlari natijasida topildi. Ma'lum bo'lishicha, bunday qulash Har doim yulduzni "butun yo'lda" siqib, uning materiyasini butunlay yo'q qiladi. Natijada, cheksiz kichik hajmda yopilgan tortishish maydonining "superkontsentrati" bo'lgan yagonalik paydo bo'ladi. Harakatsiz tuynuk uchun bu nuqta, aylanuvchi tuynuk uchun esa halqadir. Fazo-vaqtning egriligi va shuning uchun singulyarlik yaqinidagi tortishish kuchi cheksizlikka intiladi. 1967 yil oxirida amerikalik fizik Jon Archibald Uiler birinchi bo'lib bunday yakuniy yulduz qulashini qora tuynuk deb atadi. Yangi atama fiziklar va uni butun dunyoga tarqatgan jurnalistlar tomonidan juda yoqdi (garchi frantsuzlar dastlab buni yoqtirmagan bo'lsalar ham, trou noir iborasi shubhali birlashmalarni taklif qilgan).

U erda, ufqdan tashqarida

Qora tuynuk materiya ham, nurlanish ham emas. Ba'zi majoziy ma'nolar bilan aytishimiz mumkinki, bu fazo-vaqtning yuqori egri mintaqasida to'plangan o'z-o'zini ushlab turadigan tortishish maydoni. Uning tashqi chegarasi yopiq sirt, hodisa gorizonti bilan belgilanadi. Agar yulduz qulashdan oldin aylanmasa, bu sirt muntazam shar bo'lib chiqadi, uning radiusi Shvartsshild radiusiga to'g'ri keladi.

Ufqning jismoniy ma'nosi juda aniq. Uning tashqi yaqinidan yuborilgan yorug'lik signali cheksiz uzoq masofani bosib o'tishi mumkin. Ammo ichki mintaqadan yuborilgan signallar nafaqat ufqni kesib o'tmaydi, balki muqarrar ravishda o'ziga xoslikka "tushadi". Ufq - bu yerdagi (va boshqa har qanday) astronomlarga ma'lum bo'lishi mumkin bo'lgan hodisalar va hech qanday sharoitda ma'lumot chiqmaydigan hodisalar o'rtasidagi fazoviy chegara.

"Shvartsshildga ko'ra" kutilganidek, ufqdan uzoqda teshikning tortishishi masofa kvadratiga teskari proportsionaldir, shuning uchun uzoqdan kuzatuvchi uchun u oddiy og'ir jism sifatida namoyon bo'ladi. Massadan tashqari, teshik qulagan yulduzning inersiya momentini va uning elektr zaryadini meros qilib oladi. Va oldingi yulduzning boshqa barcha xususiyatlari (tuzilishi, tarkibi, spektral turi va boshqalar) unutilib ketadi.

Bort vaqtiga ko'ra soniyada bir marta signal yuboradigan radiostantsiya bilan teshikka zond yuboraylik. Masofaviy kuzatuvchi uchun, zond ufqqa yaqinlashganda, signallar orasidagi vaqt oralig'i oshadi - printsipial jihatdan cheksiz. Kema ko'rinmas ufqni kesib o'tishi bilan u "teshik ustidagi" dunyo uchun butunlay jim bo'lib qoladi. Biroq, bu yo'qolish izsiz bo'lmaydi, chunki zond o'z massasini, zaryadini va momentini teshikka beradi.

Qora tuynuk radiatsiyasi

Oldingi barcha modellar faqat umumiy nisbiylik nazariyasi asosida qurilgan. Biroq, bizning dunyomiz qora tuynuklarni e'tiborsiz qoldirmaydigan kvant mexanikasi qonunlari bilan boshqariladi. Bu qonunlar markaziy singulyarlikni matematik nuqta sifatida ko'rib chiqishga imkon bermaydi. Kvant kontekstida uning diametri Plank-Viler uzunligi bilan berilgan, taxminan 10-33 santimetrga teng. Bu sohada oddiy makon mavjud bo'lishni to'xtatadi. Teshikning markazi kvant ehtimollik qonunlariga muvofiq paydo bo'ladigan va o'ladigan turli xil topologik tuzilmalar bilan to'ldirilganligi odatda qabul qilinadi. Uiler kvant ko'pik deb atagan bunday ko'pikli kvazi-kosmosning xususiyatlari hali ham yaxshi tushunilmagan.

Kvant yagonaligining mavjudligi qora tuynuk qa'riga tushadigan moddiy jismlarning taqdiriga bevosita ta'sir qiladi. Teshik markaziga yaqinlashganda, hozirda ma'lum bo'lgan materiallardan yasalgan har qanday ob'ekt toshqin kuchlari tomonidan eziladi va parchalanadi. Biroq, bo'lajak muhandislar va texnologlar hozirda misli ko'rilmagan xususiyatlarga ega bo'lgan juda kuchli qotishmalar va kompozitlarni yaratgan taqdirda ham, ularning barchasi yo'q bo'lib ketishga mahkum: axir, yagonalik zonasida odatiy vaqt ham, odatiy makon ham mavjud emas.

Endi tuynuk gorizontiga kvant mexanik linzalari orqali qaraylik. Bo'sh joy - jismoniy vakuum - aslida umuman bo'sh emas. Vakuumdagi turli sohalarning kvant tebranishlari tufayli ko'plab virtual zarralar doimiy ravishda tug'iladi va o'ladi. Ufq yaqinidagi tortishish juda kuchli bo'lgani uchun uning tebranishlari juda kuchli tortishish portlashlarini hosil qiladi. Bunday sohalarda tezlashtirilganda, yangi tug'ilgan "virtuallar" qo'shimcha energiya oladi va ba'zan oddiy uzoq umr zarrachalarga aylanadi.

Virtual zarralar har doim qarama-qarshi yo'nalishda harakatlanadigan juft bo'lib tug'iladi (bu impulsning saqlanish qonuni talab qiladi). Agar tortishish tebranishi vakuumdan bir juft zarrachani ajratib olsa, ulardan biri ufqdan tashqarida, ikkinchisi esa (birinchi zarrachaning antizarrasi) ichida sodir bo'lishi mumkin. "Ichki" zarracha teshikka tushadi, ammo "tashqi" zarracha qulay sharoitda qochib ketishi mumkin. Natijada, teshik radiatsiya manbasiga aylanadi va shuning uchun energiyani va natijada massani yo'qotadi. Shuning uchun qora tuynuklar printsipial jihatdan barqaror emas.

Ushbu hodisa 1970-yillarning o'rtalarida kashf etgan ajoyib ingliz nazariy fizigi sharafiga Xoking effekti deb ataladi. Stiven Xoking, xususan, qora tuynuk gorizonti T = 0,5 x 10 – 7 x M s /M haroratgacha qizdirilgan mutlaqo qora jism kabi fotonlarni chiqarishini isbotladi. Bundan kelib chiqadiki, teshik ingichka bo'lganda, uning harorati oshadi va "bug'lanish" tabiiy ravishda kuchayadi. Bu jarayon juda sekin kechadi va M massali teshikning ishlash muddati taxminan 10 65 x (M/M s) 3 yil. Uning o'lchami Plank-Viler uzunligiga teng bo'lganda, teshik barqarorlikni yo'qotadi va portlaydi va bir vaqtning o'zida million o'n megatonlik vodorod bombasining portlashi bilan bir xil energiya chiqaradi. Qizig'i shundaki, u g'oyib bo'lgan paytdagi teshikning massasi hali ham juda katta, 22 mikrogram. Ba'zi modellarga ko'ra, tuynuk izsiz yo'qolib ketmaydi, balki orqasida bir xil massaning barqaror qoldiqlari, ya'ni maximon deb ataladi.

Maximon 40 yil oldin tug'ilgan - atama va jismoniy g'oya sifatida. 1965 yilda akademik M.A.Markov elementar zarrachalar massasining yuqori chegarasi borligini taklif qildi. U ushbu cheklovchi qiymatni uchta asosiy fizik konstantadan birlashtirish mumkin bo'lgan massa o'lchami sifatida ko'rib chiqishni taklif qildi - Plank doimiysi h, yorug'lik tezligi C va tortishish doimiysi G (tafsilotlarni yaxshi ko'radiganlar uchun: buni amalga oshirish uchun sizga kerak bo'ladi. h va C ni ko'paytirish uchun natijani G ga bo'ling va ajratib oling Kvadrat ildiz). Bu maqolada aytib o'tilgan bir xil 22 mikrogram; bu qiymat Plank massasi deb ataladi. Xuddi shu konstantalardan uzunlik o'lchami (Plank-Viler uzunligi 10-33 sm chiqadi) va vaqt o'lchami (10-43 sek) bo'lgan miqdorni qurish mumkin.
Markov o'z fikrini davom ettirdi. Uning farazlariga ko'ra, qora tuynukning bug'lanishi "quruq qoldiq" - maksimon hosil bo'lishiga olib keladi. Markov bunday tuzilmalarni elementar qora tuynuklar deb atagan. Bu nazariya qay darajada haqiqatga mos keladi, hali ham ochiq savol. Qanday bo'lmasin, Markov maximonlarining analoglari superstring nazariyasiga asoslangan qora tuynuklarning ba'zi modellarida qayta tiklandi.

Kosmosning chuqurliklari

Qora tuynuklar fizika qonunlari bilan taqiqlanmagan, ammo ular tabiatda mavjudmi? Kosmosda kamida bitta bunday ob'ekt mavjudligining mutlaqo qat'iy dalillari hali topilmagan. Biroq, ba'zi ikkilik tizimlarda rentgen nurlanishining manbalari yulduzlardan kelib chiqqan qora tuynuklar bo'lishi ehtimoldan yiroq. Bu nurlanish oddiy yulduzning atmosferasi qo'shni tuynukning tortishish maydoni tomonidan so'rilishi natijasida paydo bo'lishi kerak. Gaz hodisa gorizonti tomon harakatlanar ekan, u juda qizib ketadi va rentgen kvantlarini chiqaradi. Hozirda kamida yigirma o'nlab rentgen nurlari manbalari qora tuynuklar roli uchun munosib nomzodlar deb hisoblanadi. Bundan tashqari, yulduzlar statistikasi shuni ko'rsatadiki, birgina bizning Galaktikamizda yulduzlardan kelib chiqqan o'n millionga yaqin teshiklar mavjud.

Qora tuynuklar galaktika yadrolarida materiyaning tortishish kondensatsiyasi paytida ham paydo bo'lishi mumkin. Shunday qilib, millionlab va milliardlab quyosh massalariga ega ulkan teshiklar paydo bo'ladi, ular, ehtimol, ko'plab galaktikalarda mavjud. Ko'rinishidan, Somon yo'lining markazida chang bulutlari yashiringan, 3-4 million quyosh massasi bo'lgan teshik bor.

Stiven Xoking ixtiyoriy massali qora tuynuklar darhol paydo bo'lishi mumkin degan xulosaga keldi. Katta portlash, bu bizning koinotimizni yaratdi. Og'irligi bir milliard tonnagacha bo'lgan birlamchi teshiklar allaqachon bug'langan, ammo og'irroqlari hali ham kosmos tubida yashirinishi mumkin va o'z vaqtida kosmik o't o'chirishlari mumkin. kuchli olovlar gamma nurlanishi. Biroq shu paytgacha bunday portlashlar kuzatilmagan.

Qora tuynuk fabrikasi

Tezlatgichdagi zarrachalarni shunday yuqori energiyaga tezlashtirish mumkinmi, shunda ularning to'qnashuvi qora tuynuk hosil qiladi? Bir qarashda, bu g'oya shunchaki aqldan ozgan - teshikning portlashi Yerdagi barcha hayotni yo'q qiladi. Bundan tashqari, bu texnik jihatdan mumkin emas. Agar teshikning minimal massasi haqiqatan ham 22 mikrogram bo'lsa, energiya birliklarida u 10 28 elektron voltga teng. Bu chegara 2007-yilda CERNda ishga tushiriladigan dunyodagi eng kuchli tezlatkich – Katta adron kollayderining (LHC) imkoniyatlaridan 15 marta kattaroqdir.

Biroq, teshikning minimal massasining standart bahosi sezilarli darajada oshirilgan bo'lishi mumkin. Har holda, fiziklar tortishishning kvant nazariyasini o'z ichiga olgan supertorlar nazariyasini ishlab chiqishda shunday deyishadi (garchi to'liq emas). Ushbu nazariyaga ko'ra, kosmosning uchta o'lchovi emas, balki kamida to'qqiz o'lchovi bor. Biz qo'shimcha o'lchamlarni sezmaymiz, chunki ular shunchalik kichik o'lchamda o'ralganki, bizning asboblarimiz ularni sezmaydi. Biroq, tortishish hamma joyda mavjud, u yashirin o'lchamlarga kiradi. Uch o'lchovli fazoda tortishish kuchi masofaning kvadratiga teskari proportsional, to'qqiz o'lchovli fazoda esa sakkizinchi darajaga proportsionaldir. Shu sababli, ko'p o'lchovli dunyoda tortishish maydonining intensivligi uch o'lchovli dunyoga qaraganda masofaning qisqarishi bilan tezroq ortadi. Bunday holda, Plank uzunligi ko'p marta ortadi va teshikning minimal massasi keskin pasayadi.

String nazariyasi to'qqiz o'lchovli fazoda massasi atigi 10-20 g bo'lgan qora tuynuk tug'ilishi mumkinligini taxmin qiladi.Cern super tezlatgichida tezlashtirilgan protonlarning hisoblangan relyativistik massasi taxminan bir xil. Eng optimistik stsenariyga ko'ra, u har soniyada bitta teshik hosil qila oladi, bu taxminan 10-26 soniya davomida saqlanib qoladi. Uning bug'lanishi jarayonida barcha turdagi elementar zarralar tug'iladi, ularni ro'yxatga olish qiyin bo'lmaydi. Teshikning yo'q bo'lib ketishi energiyaning chiqishiga olib keladi, bu hatto bir mikrogram suvni mingdan bir daraja isitish uchun ham etarli bo'lmaydi. Shu sababli, LHC zararsiz qora tuynuklar zavodiga aylanishiga umid bor. Agar ushbu modellar to'g'ri bo'lsa, unda yangi avlod orbital kosmik nurlar detektorlari bunday teshiklarni aniqlay oladi.

Yuqorida aytilganlarning barchasi statsionar qora tuynuklarga tegishli. Ayni paytda, qiziqarli xususiyatlarga ega bo'lgan aylanadigan teshiklar ham mavjud. Qora tuynuk nurlanishining nazariy tahlili natijalari, shuningdek, entropiya tushunchasini jiddiy qayta ko'rib chiqishga olib keldi, bu ham alohida muhokamaga loyiqdir.

Kosmik superflywheels

Biz gapirgan statik elektr neytral qora tuynuklar haqiqiy dunyoga mutlaqo atipikdir. Yiqilgan yulduzlar odatda aylanadi va elektr zaryadiga ham ega bo'lishi mumkin.

Kallik teoremasi

Galaktika yadrolaridagi ulkan teshiklar, ehtimol, tortishish kondensatsiyasining asosiy markazlaridan - bitta "yulduzdan keyingi" tuynuk yoki to'qnashuv natijasida birlashtirilgan bir nechta teshiklardan hosil bo'lgan. Bunday urug 'teshiklari yaqin atrofdagi yulduzlarni va yulduzlararo gazni yutib yuboradi va shu bilan ularning massasini ko'p marta oshiradi. Yana gorizontdan pastga tushgan materiya ham elektr zaryadiga (kosmik gaz va chang zarralari oson ionlanadi) va aylanish momentiga (yiqilish spiral shaklida aylanadi) ega. Har qanday jismoniy jarayon inertsiya momenti va zaryad saqlanib qoladi va shuning uchun qora tuynuklarning paydo bo'lishi bundan mustasno emas deb taxmin qilish tabiiydir.

Ammo bundan ham kuchliroq bayonot ham to'g'ri bo'lib, uning alohida holati maqolaning birinchi qismida shakllantirilgan (qarang: A. Levin, The Amazing History of Black Holes, Popular Mechanics № 11, 2005). Makroskopik qora tuynukning ajdodlari qanday bo'lishidan qat'i nazar, u ulardan faqat massa, moment va elektr zaryadini oladi. Jon Uilerning so'zlariga ko'ra, "qora tuynukning sochlari yo'q". 1970-yillarda bir nechta nazariy fiziklarning birgalikdagi sa'y-harakatlari bilan isbotlangan har qanday tuynuk ufqida uchtadan ortiq "soch" osilganligini aytish to'g'riroq bo'ladi. To'g'ri, teshikda magnit zaryad ham saqlanib qolishi kerak, uning faraziy tashuvchilari magnit monopollari 1931 yilda Pol Dirak tomonidan bashorat qilingan. Biroq, bu zarralar hali kashf etilmagan va to'rtinchi "sochlar" haqida gapirishga hali erta. Asos sifatida, kvant maydonlari bilan bog'liq qo'shimcha "sochlar" bo'lishi mumkin, ammo makroskopik teshikda ular butunlay ko'rinmasdir.

Va shunga qaramay ular aylanishadi

Agar statik yulduz qayta zaryadlangan bo'lsa, fazo-vaqt ko'rsatkichi o'zgaradi, lekin voqea gorizonti hali ham sharsimon bo'lib qoladi. Biroq, bir qator sabablarga ko'ra, yulduz va galaktik qora tuynuklar katta zaryadga ega bo'lolmaydi, shuning uchun astrofizika nuqtai nazaridan bu holat unchalik qiziq emas. Ammo teshikning aylanishi yanada jiddiy oqibatlarga olib keladi. Birinchidan, ufqning shakli o'zgaradi. Markazdan qochma kuchlar uni aylanish o'qi bo'ylab siqadi va ekvator tekisligida cho'zadi, shunda shar ellipsoidga o'xshash narsaga aylanadi. Aslida, xuddi shu narsa ufqda, har qanday aylanadigan jismda, xususan, bizning sayyoramizda sodir bo'ladi - axir, Yerning ekvator radiusi qutbdan 21,5 km uzunroqdir. Ikkinchidan, aylanish ufqning chiziqli o'lchamlarini kamaytiradi. Eslatib o'tamiz, ufq uzoq olamlarga signal yuborishi yoki yubormasligi mumkin bo'lgan hodisalar orasidagi interfeysdir. Agar teshikning tortishish kuchi yorug'lik kvantlarini o'ziga jalb qilsa, markazdan qochma kuchlar, aksincha, ularning kosmosga qochishiga yordam beradi. Shuning uchun aylanadigan teshik gorizonti bir xil massaga ega bo'lgan statik yulduz gorizontiga qaraganda uning markaziga yaqinroq joylashishi kerak.

Lekin bu hammasi emas. Uning aylanishidagi teshik atrofdagi bo'shliqni olib ketadi. Teshikka yaqin joyda kirish tugallanadi, periferiyada u asta-sekin zaiflashadi. Shuning uchun tuynuk gorizonti koinotning maxsus hududiga - ergosferaga botiriladi. Ergosferaning chegarasi qutblarda gorizontga tegib, ekvator tekisligida undan uzoqroqqa siljiydi. Bu sirtda fazoga kirish tezligi yorug'lik tezligiga teng; uning ichida yorug'lik tezligidan katta, tashqarida esa kamroq. Shuning uchun har qanday moddiy tana, u gaz molekulasi, kosmik chang zarrasi yoki razvedka zond bo'ladimi, u ergosferaga kirganda, albatta, teshik atrofida aylana boshlaydi va o'zi bilan bir xil yo'nalishda.

Yulduzli generatorlar

Ergosferaning mavjudligi, printsipial jihatdan, teshikni energiya manbai sifatida ishlatishga imkon beradi va. Ba'zi bir ob'ekt ergosferaga kirib, u erda ikkita bo'lakka bo'linsin. Ma'lum bo'lishicha, ulardan biri ufq ostiga tushadi, ikkinchisi esa ergosferani tark etadi va uning kinetik energiyasi butun tananing dastlabki energiyasidan oshadi! Ergosfera, shuningdek, unga tushadigan va yana kosmosga tarqaladigan elektromagnit nurlanishni kuchaytirish qobiliyatiga ega (bu hodisa superradiatsiya deb ataladi).

Biroq, energiyaning saqlanish qonuni o'zgarmasdir - abadiy harakatlanuvchi mashinalar mavjud emas. Teshik energiyani zarrachalarga yoki radiatsiyaga berganda, uning aylanish energiyasi kamayadi. Kosmik superflywheel asta-sekin sekinlashadi va oxirida u hatto to'xtashi mumkin. Hisob-kitoblarga ko'ra, shu tarzda teshik massasining 29% gacha energiyaga aylanishi mumkin. Bundan samaraliroq yagona jarayon materiya va antimateriyani yo'q qilishdir, chunki bu holda massa butunlay nurlanishga aylanadi. Ammo quyosh termoyadroviy yoqilg'isi ancha past samaradorlik bilan yonadi - taxminan 0,6%.

Shunday qilib, tez aylanadigan qora tuynuk kosmik o'ta tsivilizatsiyalar uchun deyarli ideal energiya generatoridir (agar ular mavjud bo'lsa). Qanday bo'lmasin, tabiat bu manbadan juda qadimdan foydalanib keladi. Kvazarlar, eng kuchli kosmik "radiostansiyalar" (elektromagnit to'lqinlar manbalari) galaktikalar yadrolarida joylashgan ulkan aylanadigan teshiklarning energiyasidan quvvat oladi. Bu gipoteza Edvin Salpeter va Yakov Zeldovich tomonidan 1964 yilda ilgari surilgan va shundan beri u umumiy qabul qilingan. Teshikka yaqinlashadigan material halqa shaklidagi tuzilmani hosil qiladi, ya'ni yig'ish diski deb ataladi. Teshik yaqinidagi bo'shliq uning aylanishi bilan kuchli burishganligi sababli, diskning ichki zonasi ekvator tekisligida ushlab turiladi va asta-sekin hodisa gorizonti tomon joylashadi. Bu zonadagi gaz ichki ishqalanish natijasida juda qiziydi va infraqizil, yorug'lik, ultrabinafsha va rentgen nurlanishini, ba'zan hatto gamma nurlarini ham hosil qiladi. Kvazarlar issiqlik bo'lmagan radio emissiyasini ham chiqaradi, bu asosan sinxrotron effekti bilan bog'liq.

Juda sayoz entropiya

Tuynuk teoremasi juda makkor tuzoqni yashiradi. Yiqilayotgan yulduz tortishish kuchlari tomonidan siqilgan o'ta issiq gaz to'plamidir. Yulduz plazmasining zichligi va harorati qanchalik baland bo'lsa, undagi tartib va ​​tartibsizlik shunchalik ko'p bo'ladi. Xaos darajasi juda aniq jismoniy miqdor - entropiya bilan ifodalanadi. Vaqt o'tishi bilan har qanday izolyatsiya qilingan ob'ektning entropiyasi ortadi - bu termodinamikaning ikkinchi qonunining mohiyatidir. Yulduzning qulashi boshlanishidan oldin uning entropiyasi juda yuqori va teshikning entropiyasi juda kichik ko'rinadi, chunki teshikni aniq tasvirlash uchun faqat uchta parametr kerak. Gravitatsion kollaps paytida termodinamikaning ikkinchi qonuni buziladimi?

Yulduz o'ta yangi yulduzga aylanganda, uning entropiyasi chiqarilgan qobiq bilan birga olib ketiladi deb taxmin qilish mumkinmi? Afsuski yo `q. Birinchidan, qobiqning massasini yulduzning massasi bilan taqqoslab bo'lmaydi, shuning uchun entropiyaning yo'qolishi kichik bo'ladi. Ikkinchidan, termodinamikaning ikkinchi qonunini yanada ishonchli aqliy "rad etish" ni topish qiyin emas. Qandaydir entropiyaga ega bo'lgan nolga teng bo'lmagan haroratli jism tayyor teshikning tortishish zonasiga tushsin. Voqealar ufqi ostiga tushib, u o'zining entropiya zahiralari bilan birga yo'qoladi va teshikning entropiyasi, shekilli, umuman oshmaydi. O'zga sayyoralikning entropiyasi yo'qolmaydi, balki teshikning ichki qismiga o'tadi, deb bahslashish vasvasasi bor, lekin bu shunchaki og'zaki hiyla. Fizika qonunlari biz va asboblarimiz uchun ochiq bo'lgan dunyoda amalga oshiriladi va har qanday tashqi kuzatuvchi uchun hodisa ufqi ostidagi mintaqa terra incognita hisoblanadi.

Ushbu paradoksni Uilerning aspiranti Jeykob Bekenshteyn hal qildi. Termodinamika juda kuchli intellektual manbaga ega - ideal issiqlik dvigatellarini nazariy o'rganish. Bekenshteyn qora tuynukni isitgich sifatida ishlatib, issiqlikni foydali ishga aylantiradigan aqliy qurilmani o'ylab topdi. Ushbu modeldan foydalanib, u qora tuynukning entropiyasini hisoblab chiqdi, voqea gorizontining maydoniga mutanosib bo'lib chiqdi. Bu maydon teshik radiusining kvadratiga proportsionaldir, bu esa uning massasiga proportsionaldir. Har qanday tashqi ob'ektni ushlashda teshikning massasi ortadi, radius uzayadi, ufqning maydoni oshadi va shunga mos ravishda entropiya oshadi. Hisob-kitoblar shuni ko'rsatdiki, begona jismni yutib yuborgan teshikning entropiyasi bu ob'ektning umumiy entropiyasidan va ular uchrashishdan oldingi teshikdan oshadi. Xuddi shunday, qulab tushayotgan yulduzning entropiyasi ham voris tuynuk entropiyasidan ko'p marta kichikroqdir. Aslida, Bekenshteynning fikriga ko'ra, teshik yuzasi nol bo'lmagan haroratga ega va shuning uchun termal fotonlarni (va agar etarlicha qizdirilsa, boshqa zarralarni) chiqarishga majburdir. Biroq, Bekenshteyn bu qadar uzoqqa borishga jur'at eta olmadi (Stiven Xoking bu qadamni tashladi).

Biz nimaga keldik? Qora tuynuklar haqida fikr yuritish nafaqat termodinamikaning ikkinchi qonunini buzilmagan holda qoldiradi, balki entropiya tushunchasini boyitish imkonini beradi. Oddiy jismoniy jismning entropiyasi uning hajmiga ozmi-ko'pmi, tuynukning entropiyasi esa ufq yuzasiga proportsionaldir. Bir xil chiziqli o'lchamlarga ega bo'lgan har qanday moddiy ob'ektning entropiyasidan kattaroq ekanligini qat'iy isbotlash mumkin. Bu shuni anglatadiki maksimal Kosmosning yopiq maydonining entropiyasi faqat uning tashqi chegarasi maydoni bilan belgilanadi! Ko'rib turganimizdek, qora tuynuklarning xususiyatlarini nazariy tahlil qilish bizga umumiy jismoniy tabiatning juda chuqur xulosalarini chiqarish imkonini beradi.

Koinotning tubiga qarab

Kosmos chuqurligidagi qora tuynuklarni qidirish qanday amalga oshiriladi? Popular Mechanics bu savolni mashhur astrofizik va Garvard universiteti professori Ramesh Narayanga berdi.

“Qora tuynuklarning kashf etilishini zamonaviy astronomiya va astrofizikaning eng katta yutuqlaridan biri deb hisoblash kerak. So'nggi o'n yilliklarda kosmosda minglab manbalar aniqlandi rentgen nurlanishi, ularning har biri oddiy yulduz va to'planish diski bilan o'ralgan juda kichik yorug'liksiz ob'ektdan iborat. Massalari bir yarimdan uchgacha bo'lgan quyosh massasiga ega qorong'u jismlar, ehtimol, neytron yulduzlardir. Biroq, bu ko'rinmas ob'ektlar orasida qora tuynuk roliga kamida ikki o'nlab deyarli yuz foiz nomzodlar bor. Bundan tashqari, olimlar galaktika yadrolarida kamida ikkita ulkan qora tuynuk yashiringan degan fikrga kelishdi. Ulardan biri bizning Galaktikamizning markazida joylashgan; Amerika Qo'shma Shtatlari va Germaniya astronomlari tomonidan o'tgan yili nashrga ko'ra, uning massasi 3,7 million quyosh massasi (Ms). Bir necha yil oldin, mening Garvard-Smitson astrofizika markazidagi hamkasblarim Jeyms Moran va Linkoln Grinxill Seyfert galaktikasi NGC 4258 markazidagi teshikni tortishga katta hissa qo'shgan, u 35 million M s tezlikda tortilgan. Katta ehtimol bilan, ko'pgina galaktikalarning yadrolarida massasi milliondan bir necha milliard M s gacha bo'lgan teshiklar mavjud.

Hali Yerdan qora tuynukning chinakam noyob belgisini - hodisalar gorizonti mavjudligini aniqlashning imkoni yo'q. Biroq, biz uning yo'qligini qanday tekshirishni allaqachon bilamiz. Neytron yulduzining radiusi 10 kilometr; bir xil kattalik tartibi yulduzlarning qulashi natijasida tug'ilgan teshiklarning radiusidir. Biroq, neytron yulduzi qattiq sirtga ega, teshik esa yo'q. Neytron yulduz yuzasiga materiyaning tushishi termoyadro portlashlariga olib keladi, bu esa bir soniya davom etadigan davriy rentgen portlashlarini keltirib chiqaradi. Va gaz qora tuynuk gorizontiga etib kelganida, u uning ostiga kiradi va hech qanday nurlanish sifatida o'zini namoyon qilmaydi. Shuning uchun qisqa rentgen nurlarining yo'qligi ob'ektning teshik tabiatining kuchli tasdig'idir. Qora tuynuklarni o'z ichiga olgan barcha yigirma ikkilik tizimlar bunday chaqnashlarni chiqarmaydi.

Tan olish kerakki, endi biz qora tuynuklar mavjudligining salbiy dalillari bilan kifoyalanishga majburmiz. Biz teshiklar deb e'lon qilgan ob'ektlar umumiy qabul qilingan nazariy modellar nuqtai nazaridan boshqa narsa bo'lishi mumkin emas. Boshqacha qilib aytadigan bo'lsak, biz ularni teshik deb hisoblaymiz, chunki biz ularni boshqa narsa deb hisoblay olmaymiz. Umid qilamanki, astronomlarning keyingi avlodlari biroz omadli bo‘ladi”.

Professor Narayanning so'zlariga shuni qo'shishimiz mumkinki, astronomlar ancha vaqtdan beri qora tuynuklar mavjudligi haqiqatiga ishonishgan. Tarixiy nuqtai nazardan, bu lavozimga birinchi ishonchli nomzod 6500 yorug'lik yili uzoqlikdagi juda yorqin ko'k supergigant HDE 226868ning quyuq sun'iy yo'ldoshi edi. U 1970-yillarning boshida rentgen ikkilik Cygnus X-1 da topilgan. Oxirgi ma'lumotlarga ko'ra, uning massasi taxminan 20 M s. Ta'kidlash joizki, joriy yilning 20 sentyabrida astronomlar 17 yil avval borligiga shubha qilgan yana bir galaktik proportsional tuynuk haqiqati haqidagi shubhalarni deyarli butunlay yo'q qilgan ma'lumotlar e'lon qilingan edi. U Andromeda tumanligi nomi bilan mashhur M31 galaktikasining markazida joylashgan. Galaxy M31 juda qadimgi, taxminan 12 milliard yil. Teshik ham juda katta - 140 million quyosh massasi. 2005 yilning kuziga kelib, astronomlar va astrofiziklar nihoyat uchta katta massali qora tuynuklar va ularning yana bir necha o'nlab oddiy hamrohlari mavjudligiga ishonch hosil qilishdi.

Nazariychilarning hukmi

Popular Mechanics shuningdek, o'nlab yillar davomida qora tuynuklar sohasidagi tadqiqotlarga bag'ishlagan tortishish nazariyasi bo'yicha eng nufuzli ikki mutaxassis bilan suhbatlashishga muvaffaq bo'ldi. Biz ulardan bu boradagi eng muhim yutuqlarni sanab o‘tishlarini so‘radik. Kaltek nazariy fizikasi professori Kip Torn bizga shunday dedi:

"Agar biz umumiy nisbiylik tenglamalari bilan yaxshi tasvirlangan makroskopik qora tuynuklar haqida gapiradigan bo'lsak, ularning nazariyasi sohasida asosiy natijalar 20-asrning 60-80-yillarida olingan. Yaqinda olib borilgan ishlarga kelsak, ularning eng qiziqarlilari qora tuynukning yoshi bilan uning ichida sodir bo'layotgan jarayonlarni yaxshiroq tushunishga imkon berdi. IN o'tgan yillar Ko'p o'lchovli fazolardagi qora tuynuklar modellariga katta e'tibor qaratiladi, ular tabiiy ravishda torlar nazariyasida paydo bo'ladi. Ammo bu tadqiqotlar endi klassiklarga emas, balki hali kashf etilmagan kvant teshiklariga tegishli. So'nggi yillarning asosiy natijasi - bir necha quyosh massasi massasi bo'lgan teshiklar, shuningdek, galaktikalar markazlarida o'ta massiv teshiklar mavjudligi haqiqatining juda ishonchli astrofizik tasdig'idir. Bugungi kunda bu teshiklar haqiqatan ham mavjudligiga shubha yo'q va biz ularning paydo bo'lish jarayonlarini yaxshi tushunamiz.

Akademik Markovning shogirdi va Kanadaning Alberta provinsiyasi universiteti professori Valeriy Frolov xuddi shu savolga shunday javob berdi:

“Avvalo, Galaktikamiz markazidagi qora tuynuk kashfiyotining nomini aytgan bo‘lardim. Qo'shimcha o'lchamlarga ega bo'lgan bo'shliqlardagi teshiklarning nazariy tadqiqotlari ham juda qiziqarli bo'lib, ulardan kollayder tezlatgichlaridagi tajribalarda va kosmik nurlarning er usti moddasi bilan o'zaro ta'siri jarayonlarida kichik teshiklar paydo bo'lishi mumkin. Stiven Xoking yaqinda qora tuynukdan keladigan termal nurlanish butunlay qaytarilganligini ko'rsatadigan qog'ozning oldindan nashrini yubordi. tashqi dunyo uning gorizonti ostiga tushgan ob'ektlarning holati haqida ma'lumot. Ilgari u bu ma'lumotlar qaytarib bo'lmaydigan darajada yo'qolib borayotganiga ishongan bo'lsa, endi u teskari xulosaga keldi. Ammo shuni ta'kidlash kerakki, bu muammoni faqat hali tuzilmagan tortishishning kvant nazariyasi asosida hal qilish mumkin."

Xokingning ishi alohida izohga loyiq. Kvant mexanikasining umumiy tamoyillaridan kelib chiqadiki, hech qanday ma'lumot izsiz yo'qolmaydi, faqat kamroq "o'qiladigan" shaklga aylanadi. Biroq, qora tuynuklar materiyani qaytarib bo'lmaydigan tarzda yo'q qiladi va, aftidan, ma'lumot bilan xuddi shunday qattiq muomala qiladi. 1976 yilda Xoking ushbu xulosani matematik apparatlar tomonidan qo'llab-quvvatlangan maqola chop etdi. Ba'zi nazariyotchilar u bilan rozi bo'lishdi, ba'zilari esa yo'q; xususan, tor nazariyotchilari axborotni buzilmaydi, deb hisoblashgan. O'tgan yozda Dublindagi konferentsiyada Xoking ma'lumot hanuzgacha saqlanib qolganligini va bug'lanish teshigi sirtini termal nurlanish bilan birga tark etishini aytdi. Ushbu uchrashuvda Xoking o'zining yangi hisob-kitoblarining faqat diagrammasini taqdim etdi va ularni vaqt o'tishi bilan to'liq nashr etishga va'da berdi. Va endi, Valeriy Frolov aytganidek, bu asar preprint shaklida mavjud bo'ldi.

Va nihoyat, biz professor Frolovdan nima uchun qora tuynuklarni inson aqlining eng fantastik ixtirolaridan biri deb bilishini tushuntirishini so'radik.

“Astronomlar uzoq vaqtdan beri tushunarli darajada yangi jismoniy g'oyalarni talab qilmaydigan ob'ektlarni kashf qilishgan. Bu nafaqat sayyoralar, yulduzlar va galaktikalarga, balki oq mittilar va neytron yulduzlari kabi ekzotik jismlarga ham tegishli. Ammo qora tuynuk - bu butunlay boshqacha narsa, bu noma'lumlikka yutuq. Kimdir uning ichki qismi yer osti dunyosini joylashtirish uchun eng yaxshi joy ekanligini aytdi. Teshiklarni, ayniqsa o'ziga xoslikni o'rganish, yaqin vaqtgacha fizikada deyarli muhokama qilinmagan nostandart tushunchalar va modellardan foydalanishga majbur qiladi - masalan, kvant tortishish kuchi va simlar nazariyasi. Bu erda fizika uchun g'ayrioddiy, hatto og'riqli bo'lgan ko'plab muammolar paydo bo'ladi, ammo hozir aniq bo'lganidek, mutlaqo haqiqiydir. Shuning uchun teshiklarni o'rganish doimiy ravishda yangi nazariy yondashuvlarni, shu jumladan jismoniy dunyo haqidagi bilimlarimiz chegarasida bo'lgan yondashuvlarni talab qiladi.

Ogayo universiteti astronomlarining so'nggi bayonotiga ko'ra, Andromeda galaktikasidagi g'ayrioddiy qo'sh yadro qandaydir massiv ob'ekt, katta ehtimol bilan qora tuynuk atrofida elliptik orbitalarda aylanadigan yulduzlar klasteri bilan izohlanadi. Bu xulosalar Hubble kosmik teleskopi yordamida olingan ma'lumotlar asosida qilingan. Andromedaning ikkilik yadrosi birinchi marta 70-yillarda kashf etilgan, ammo qora tuynuklar nazariyasi faqat 90-yillarning o'rtalarida ilgari surilmagan.

Galaktikalar yadrolarida qora tuynuklar mavjudligi haqidagi fikr yangilik emas.

Hatto Somon yo'li - Yer tegishli bo'lgan galaktikaning yadrosida massasi Quyosh massasidan 3 million marta katta bo'lgan katta qora tuynuk bor, deb ishonish uchun barcha asoslar mavjud. Biroq, 2 million yorug'lik yili masofasida joylashgan Andromeda galaktikasining yadrosini o'rganish yorug'lik bor-yo'g'i 30 ming yil yuradigan galaktikamizning yadrosidan osonroqdir - siz daraxtlar uchun o'rmonni ko'ra olmaysiz.

Olimlar qora tuynuklarning to'qnashuvini taqlid qiladilar

Qora tuynuklarning tabiati va xatti-harakatlarini aniqlashtirish, tortishish to'lqinlarini o'rganish uchun superkompyuterlarda raqamli simulyatsiyani qo'llash.

Albert Eynshteyn instituti nomi bilan ham tanilgan va Potsdam (Germaniya) chekkasida joylashgan Golmda joylashgan Gravitatsion fizika instituti (Max-Planck-Institut fur Gravitationsphysik) olimlari birinchi marta ikkita qora tuynukning birlashishini simulyatsiya qilishdi. Ikki qora tuynukning birlashishi natijasida chiqarilgan tortishish to'lqinlarini rejalashtirilgan aniqlash superkompyuterlarda to'liq 3D simulyatsiyalarni talab qiladi.

Qora tuynuklar shunchalik zichki, ular hech qanday yorug'likni aks ettirmaydi yoki chiqarmaydi - shuning uchun ularni aniqlash juda qiyin. Biroq, bir necha yil ichida olimlar bu sohada sezilarli o'zgarishlarga umid qilishmoqda.

Kosmosni tom ma'noda to'ldiradigan tortishish to'lqinlari keyingi asrning boshida yangi vositalar yordamida aniqlanishi mumkin.

Professor Ed Zaydel boshchiligidagi olimlar kuzatuvchilarga qora tuynuklar hosil qilgan to‘lqinlarni aniqlashning ishonchli usulini taqdim etadigan bunday tadqiqotlar uchun raqamli simulyatsiyalar tayyorlamoqda. "Qora tuynuklarning to'qnashuvi tortishish to'lqinlarining asosiy manbalaridan biridir", dedi professor Zaydel, so'nggi yillarda qora tuynuklar to'g'ridan-to'g'ri to'qnashuvlarda qulaganda paydo bo'ladigan tortishish to'lqinlarini simulyatsiya qilish bo'yicha muvaffaqiyatli tadqiqotlar olib borgan.

Biroq, ikkita spiral qora tuynukning o'zaro ta'siri va ularning birlashishi to'g'ridan-to'g'ri to'qnashuvlarga qaraganda tez-tez uchraydi va astronomiyada katta ahamiyatga ega. Bunday tangensial to'qnashuvlarni birinchi marta Albert Eynshteyn institutida ishlaydigan Bernd Brugman hisoblagan.

Biroq, o'sha paytda hisoblash quvvati yo'qligi sababli, u to'qnashuv paytida qora tuynuklarning xatti-harakatlari haqida muhim ma'lumotlarni o'z ichiga olgan, chiqarilgan tortishish to'lqinlarining aniq izi kabi muhim tafsilotlarni hisoblay olmadi. Brugman so'nggi natijalarni International Journal of Modern Physics jurnalida e'lon qildi.

Brugman o'zining birinchi hisob-kitoblarida institutning Origin 2000 serveridan foydalangan.U sekundiga 3 milliard operatsiyani tashkil qiluvchi jami eng yuqori unumdorlikka parallel ravishda ishlaydigan 32 ta alohida protsessorni o'z ichiga oladi. Joriy yilning iyun oyida esa Brugman, Zaydel va boshqa olimlardan iborat xalqaro jamoa Superkompyuter ilovalari milliy markazida (NCSA) ancha kuchliroq 256 protsessorli Origin 2000 superkompyuteri bilan ishlayotgan edi. Guruh tarkibida olimlar ham bor edi

Sent-Luis universiteti (AQSh) va Berlindagi Konrad-Zuse-Zentrum tadqiqot markazidan. Ushbu superkompyuter Brugman avvalroq o'rgangan teng bo'lmagan massali qora tuynuklarning tangensial to'qnashuvlari hamda ularning aylanishlarining birinchi batafsil simulyatsiyasini taqdim etdi. Konrad-Zuse-Zentrumdan Verner Benger hatto to'qnashuv jarayonining ajoyib rasmini qayta tiklashga muvaffaq bo'ldi. Massalari bir milliondan bir necha yuz milliongacha bo'lgan quyosh massasiga ega bo'lgan "qora yirtqich hayvonlar" qanday qo'shilib, tez orada maxsus vositalar yordamida aniqlanishi mumkin bo'lgan tortishish to'lqinlarining portlashlarini yaratishi namoyish etildi.

Buning eng muhim natijalaridan biri tadqiqot ishi tortishish to'lqinlari ko'rinishidagi qora tuynuklarning to'qnashuvi paytida chiqarilgan ulkan energiyaning kashfiyoti edi. Agar massasi 10 va 15 Quyosh massasiga teng boʻlgan ikkita jism bir-biridan 30 milya masofada kelib toʻqnashsa, tortishish energiyasi miqdori ularning massasining 1% ga toʻgʻri keladi. "Bu so'nggi besh milliard yil ichida Quyosh tomonidan chiqarilgan barcha energiyadan ming marta ko'pdir". - ta'kidladi Brugman. Koinotdagi ko'plab yirik to'qnashuvlar erdan juda uzoqda sodir bo'lganligi sababli, signallar Yerga yetib borishi bilan juda zaif bo'lishi kerak.

Butun dunyoda bir nechta yuqori aniqlikdagi detektorlar qurilishi boshlandi.

Ulardan biri Maks Plank instituti tomonidan Germaniya-Britaniya Geo 600 loyihasi doirasida qurilgan, uzunligi 0,7 milya bo'lgan lazer interferometridir. Olimlar qora tuynuklarning to'qnashuvi paytida yuzaga keladigan qisqa tortishish tebranishlarini o'lchashga umid qilmoqdalar, ammo ular yiliga faqat bitta to'qnashuvni va taxminan 600 million yorug'lik yili masofasida kutishadi. Kompyuter modellari kuzatuvchilarga qora tuynuklar tomonidan ishlab chiqarilgan to'lqinlarni aniqlash haqida ishonchli ma'lumot berish uchun kerak. Superkompyuterlarni simulyatsiya qilish imkoniyatlarini takomillashtirish tufayli olimlar yangi turdagi eksperimental fizika yoqasida turibdi.

Astronomlarning ta'kidlashicha, ular minglab qora tuynuklarning joylashishini bilishadi, ammo biz ular bilan er yuzida hech qanday tajriba o'tkaza olmaymiz. Albert Eynshteyn instituti direktori, professor Bernard Shuts: "Faqat bitta holatda biz tafsilotlarni o'rganishimiz va ularning raqamli modelini kompyuterimizda qurishimiz va kuzatishimiz mumkin", deb tushuntirdi. "Men qora tuynuklarni o'rganish keyingi asrning birinchi o'n yilligida astronomlar uchun asosiy tadqiqot mavzusi bo'lishiga ishonaman".

Hamroh yulduzi o'ta yangi yulduzning changini ko'rishga imkon beradi.

Qora tuynuklarni to'g'ridan-to'g'ri ko'rish mumkin emas, ammo astronomlar gazlar hamroh yulduzga otganda ularning mavjudligini ko'rishlari mumkin.

Agar dinamit portlasa, portlovchi moddaning mayda bo'laklari yaqin atrofdagi narsalarga chuqur kirib boradi va bu portlashning doimiy dalillarini qoldiradi.

Astronomlar qora tuynuk atrofida aylanib yuruvchi yulduzda ham xuddi shunday izni topdilar, chunki qora tuynuk - shu qadar kuchli qulaganki, hatto yorug'lik ham uning tortishish kuchini engib bo'lmaydigan sobiq yulduz - o'ta yangi yulduz portlashi natijasida yaratilganiga asossiz ishonmaydilar.

Zulmatdagi yorug'lik.

Bu vaqtga kelib, astronomlar o'ta yangi yulduz portlashlarini kuzatdilar va ularning o'rnida dog'li narsalarni topdilar, ularning fikricha, qora tuynuklar edi. Yangi kashfiyot bir hodisa va boshqa hodisa o'rtasidagi bog'liqlikning birinchi haqiqiy dalilidir. (Qora tuynuklarni to'g'ridan-to'g'ri ko'rish mumkin emas, lekin ularning mavjudligini ba'zan ularning tortishish maydonining yaqin atrofdagi ob'ektlarga ta'siri bilan aniqlash mumkin.

GRO J1655-40 deb nomlangan yulduz va qora tuynuk tizimi bizning galaktikamizdan taxminan 10 000 yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan. Somon yo'li. 1994 yilda kashf etilgan u kuchli chaqnashlari bilan astronomlarning e'tiborini tortdi. rentgen nurlari Qora tuynuk gazlarni 7,4 million mil uzoqlikda joylashgan yulduz tomon itarib yuborganda radioto'lqinlar to'lqini paydo bo'ldi.

Ispaniya va Amerika tadqiqotchilari hamroh yulduzni diqqat bilan o'rgana boshladilar va u qora tuynuk paydo bo'lish jarayonini ko'rsatadigan izni saqlab qolishi mumkinligiga ishonishdi.

Yulduz o'lchamidagi qora tuynuklar barcha vodorod yoqilg'isini ishlatgandan so'ng shunchaki qisqargan yirik yulduzlarning jismlari deb hisoblanadi. Ammo hali noma'lum sabablarga ko'ra, o'layotgan yulduz portlashdan oldin o'ta yangi yulduzga aylanadi.

1994 yil avgust va sentyabr oylarida GRO J1655-40 tomonidan olib borilgan kuzatishlar shuni ko'rsatdiki, chiqarilgan gaz yorug'lik tezligining 92% gacha tezlikda oqadi va bu qora tuynuk mavjudligini qisman tasdiqlaydi.

Yulduzli chang.

Agar olimlar adashmasa, bizning Quyoshdan 25-40 marta katta bo'lgan portlovchi yulduzlarning bir qismi tirik qolgan sun'iy yo'ldoshlarga aylandi.

Aynan shu ma'lumotlar astronomlar tomonidan kashf etilgan.

Yo'ldosh yulduzning atmosferasida kislorod, magniy, kremniy va oltingugurtning me'yordan yuqori konsentratsiyalari bor edi - og'ir elementlar, ular faqat o'ta yangi yulduz portlashi paytida erishilgan ko'p milliard darajali haroratlarda katta miqdorda hosil bo'lishi mumkin. Bu ba'zi qora tuynuklar birinchi marta o'ta yangi yulduz sifatida paydo bo'lganligi haqidagi nazariyani chinakam tasdiqlovchi birinchi dalil edi, chunki ko'rilgan narsa astronomlar kuzatgan yulduzdan tug'ilishi mumkin emas edi.

Qora tuynuk tushunchasi hammaga ma'lum - maktab o'quvchilaridan tortib keksalargacha, u ilmiy va ilmiy sohalarda qo'llaniladi. fantastik adabiyot, tabloid ommaviy axborot vositalarida va ilmiy anjumanlarda. Ammo bunday teshiklar nima ekanligi hammaga ma'lum emas.

Qora tuynuklar tarixidan

1783 yil Qora tuynuk kabi hodisaning mavjudligi haqidagi birinchi gipotezani 1783 yilda ingliz olimi Jon Mishel ilgari surgan. O'z nazariyasida u Nyutonning ikkita ijodini - optika va mexanikani birlashtirdi. Mishelning fikri shunday edi: agar yorug'lik mayda zarralar oqimi bo'lsa, u holda boshqa barcha jismlar kabi zarralar ham tortishish maydonining tortishishini boshdan kechirishi kerak. Ma'lum bo'lishicha, yulduz qanchalik massiv bo'lsa, yorug'lik uning jalb etilishiga qarshilik ko'rsatishi shunchalik qiyin bo'ladi. Misheldan 13 yil o'tgach, frantsuz astronomi va matematigi Laplas (ehtimol, ingliz hamkasbidan mustaqil ravishda) xuddi shunday nazariyani ilgari surdi.

1915 yil Biroq, ularning barcha asarlari 20-asr boshlariga qadar talab qilinmagan. 1915-yilda Albert Eynshteyn umumiy nisbiylik nazariyasini nashr etdi va tortishish materiyadan kelib chiqadigan fazo-vaqt egriligi ekanligini ko'rsatdi va bir necha oy o'tgach, nemis astronomi va nazariy fizigi Karl Shvartsshild ma'lum bir astronomik muammoni hal qilishda foydalandi. U Quyosh atrofidagi egri fazo-vaqt tuzilishini tadqiq qildi va qora tuynuklar hodisasini qayta kashf etdi.

(Jon Uiler "Qora tuynuklar" atamasini kiritgan)

1967 yil Amerikalik fizik Jon Uiler qog'oz parchasi kabi g'ijimlanishi mumkin bo'lgan bo'shliqni cheksiz kichik nuqtaga aylantirdi va uni "Qora tuynuk" atamasi bilan belgiladi.

1974 yil Britaniyalik fizik Stiven Xoking qora tuynuklar moddalarni qaytarmasdan o‘zlashtirsa-da, radiatsiya chiqarishi va oxir-oqibat bug‘lanishi mumkinligini isbotladi. Bu hodisa "Xoking nurlanishi" deb ataladi.

2013 yil Pulsarlar va kvazarlar bo'yicha olib borilgan so'nggi tadqiqotlar, shuningdek, kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishining kashfiyoti nihoyat qora tuynuklar tushunchasini tasvirlashga imkon berdi. 2013-yilda G2 gaz buluti qora tuynukga juda yaqin keldi va uni so‘rib olishi mumkin, noyob jarayonni kuzatish qora tuynuklar xususiyatlarini yangi kashfiyotlar uchun ulkan imkoniyatlar yaratadi.

(Sagittarius A* massiv ob'ekti, uning massasi Quyoshnikidan 4 million marta katta, bu yulduzlar to'plamini va qora tuynukning shakllanishini nazarda tutadi.)

2017 yil. Ko‘p mamlakatli hamkorlikdagi Event Horizon Telescope kompaniyasining bir guruh olimlari Yer qit’alarining turli nuqtalaridan sakkizta teleskopni bog‘lab, M87 galaktikasi, Virgo yulduz turkumida joylashgan o‘ta massiv ob’ekt bo‘lgan qora tuynukni kuzatdi. Ob'ektning massasi 6,5 milliard (!) Quyosh massasi bo'lib, Sagittarius A* massiv ob'ektidan gigant marta katta, diametri Quyoshdan Plutongacha bo'lgan masofadan bir oz kamroq.

Kuzatishlar 2017-yil bahoridan boshlab va 2018-yil davomida bir necha bosqichda oʻtkazildi. Axborot hajmi petabaytlarni tashkil etdi, keyin ularni shifrlash va o'ta uzoqdagi ob'ektning haqiqiy tasvirini olish kerak edi. Shu sababli, barcha ma'lumotlarni yaxshilab qayta ishlash va ularni bir butunga birlashtirish uchun yana ikki yil kerak bo'ldi.

2019 Ma'lumotlar muvaffaqiyatli shifrlangan va ko'rsatilib, qora tuynukning birinchi tasvirini yaratdi.

(Virgo yulduz turkumidagi M87 galaktikasidagi qora tuynukning birinchi surati)

Tasvir o'lchamlari ob'ektning markazida qaytib kelmaydigan nuqtaning soyasini ko'rish imkonini beradi. Tasvir ultra uzun bazaviy interferometrik kuzatishlar natijasida olingan. Bular tarmoq orqali ulangan va bir-biriga bog'langan bir nechta radioteleskoplardan bitta ob'ektning sinxron kuzatuvlari deb ataladi. turli qismlar globus, bir yo'nalishga yo'naltirilgan.

Qora tuynuklar aslida nima

Bu hodisaning lakonik tushuntirishi shunday bo'ladi.

Qora tuynuk - bu fazo-vaqt hududi bo'lib, uning tortishish kuchi shunchalik kuchliki, hech qanday ob'ekt, jumladan yorug'lik kvantlari uni tark eta olmaydi.

Qora tuynuk bir vaqtlar ulkan yulduz edi. Modomiki, termoyadro reaksiyalari uning chuqurligida yuqori bosimni saqlab tursa, hamma narsa normal bo'lib qoladi. Ammo vaqt o'tishi bilan energiya ta'minoti tugaydi va samoviy tana, o'z tortishish kuchi ta'sirida siqishni boshlaydi. Bu jarayonning yakuniy bosqichi yulduz yadrosining qulashi va qora tuynukning paydo bo'lishidir.

• 1. Qora tuynuk reaktivni yuqori tezlikda chiqarib yuboradi


• 2. Materiya diski qora tuynukga aylanadi


• 3. Qora tuynuk


• 4. Qora tuynuk hududining batafsil diagrammasi


• 5. Topilgan yangi kuzatishlar hajmi

Eng keng tarqalgan nazariya shundan iboratki, shunga o'xshash hodisalar har bir galaktikada, shu jumladan bizning Somon yo'lining markazida ham mavjud. Teshikning ulkan tortishish kuchi uning atrofida bir nechta galaktikalarni ushlab turishga qodir va ularning bir-biridan uzoqlashishiga to'sqinlik qiladi. "Qoplash maydoni" har xil bo'lishi mumkin, barchasi qora tuynukga aylangan yulduzning massasiga bog'liq va minglab yorug'lik yili bo'lishi mumkin.

Shvartsshild radiusi

Qora tuynukning asosiy xususiyati shundaki, unga tushgan har qanday modda hech qachon qaytib kelmaydi. Xuddi shu narsa yorug'likka ham tegishli. Teshiklar o'z mohiyatiga ko'ra, ularga tushadigan barcha yorug'likni to'liq o'zlashtiradigan va o'z nurlarini chiqarmaydigan jismlardir. Bunday ob'ektlar vizual ravishda mutlaq qorong'ulik pıhtıları sifatida ko'rinishi mumkin.

• 1. Yorug'likning yarmi tezligida harakatlanuvchi modda


• 2. Foton halqasi


• 3. Ichki foton halqasi


• 4. Qora tuynukdagi hodisalar gorizonti

dan boshlab Umumiy nazariya Eynshteynning nisbiylik nazariyasiga ko'ra, agar tana teshik markaziga kritik masofaga yaqinlashsa, u endi qaytib kela olmaydi. Bu masofa Shvartsshild radiusi deb ataladi. Ushbu radiusda nima sodir bo'lishi aniq ma'lum emas, lekin eng keng tarqalgan nazariya mavjud. Qora tuynukning barcha materiyalari cheksiz kichik nuqtada to'plangan va uning markazida cheksiz zichlikka ega bo'lgan ob'ekt mavjud bo'lib, olimlar uni yagona buzilish deb atashadi.

Qora tuynukga tushish qanday sodir bo'ladi?

(Rasmda Sagittarius A* qora tuynuk juda yorqin yorug'lik to'plamiga o'xshaydi)

Yaqinda, 2011 yilda olimlar gaz bulutini topib, unga g'ayrioddiy yorug'lik chiqaradigan oddiy G2 nomini berishdi. Bu porlash Sagittarius A* qora tuynugining uni to'plash diski sifatida aylanib yuradigan gaz va changdagi ishqalanish bilan bog'liq bo'lishi mumkin. Shunday qilib, biz gaz bulutining o'ta massali qora tuynuk tomonidan yutilishining ajoyib hodisasining kuzatuvchisiga aylanamiz.

So'nggi tadqiqotlarga ko'ra, qora tuynukga eng yaqin yaqinlashish 2014 yilning mart oyida sodir bo'ladi. Biz bu hayajonli tomosha qanday sodir bo'lishi haqidagi rasmni qayta yaratishimiz mumkin.

• 1. Ma'lumotlarda birinchi marta paydo bo'lgan gaz buluti gaz va changdan iborat ulkan to'pga o'xshaydi.


• 2. Hozir, 2013-yil iyun holatiga ko‘ra, bulut qora tuynukdan o‘nlab milliard kilometr uzoqlikda joylashgan. Unga 2500 km/s tezlikda tushadi.


• 3. Bulutning qora tuynuk yonidan oʻtishi kutilmoqda, biroq bulutning yetakchi va orqa tomonlariga taʼsir etuvchi tortishish farqi natijasida yuzaga kelgan toʻlqin kuchlari uning tobora choʻzilgan shaklga ega boʻlishiga olib keladi.


• 4. Bulut parchalanganidan keyin uning katta qismi Sagittarius A* atrofidagi to‘planish diskiga oqib, unda zarba to‘lqinlarini hosil qiladi. Harorat bir necha million darajaga ko'tariladi.


• 5. Bulutning bir qismi to‘g‘ridan-to‘g‘ri qora tuynuk ichiga tushadi. Keyinchalik bu modda bilan nima sodir bo'lishini hech kim aniq bilmaydi, biroq u qulashi bilan kuchli rentgen nurlari oqimini chiqaradi va boshqa hech qachon ko'rinmaydi deb taxmin qilinadi.

Video: qora tuynuk gaz bulutini yutib yuboradi

(G2 gaz bulutining qancha qismi Sagittarius A* qora tuynuk tomonidan yo'q qilinishi va iste'mol qilinishini kompyuter simulyatsiyasi)

Qora tuynuk ichida nima bor

Qora tuynukning ichida deyarli bo'sh va uning butun massasi uning markazida joylashgan juda kichik nuqtada - yagonalikda to'planganligini aytadigan nazariya mavjud.

Yarim asrdan beri mavjud bo'lgan boshqa bir nazariyaga ko'ra, qora tuynuk ichiga tushgan hamma narsa qora tuynukning o'zida joylashgan boshqa koinotga o'tadi. Endi bu nazariya asosiy emas.

Uchinchi, eng zamonaviy va qat'iyatli nazariya mavjud, unga ko'ra qora tuynukga tushgan hamma narsa uning yuzasida torlarning tebranishida eriydi, bu hodisa gorizonti sifatida belgilanadi.

Xo'sh, hodisa gorizonti nima? Qora tuynukning ichiga hatto o'ta kuchli teleskop bilan qarashning iloji yo'q, chunki ulkan kosmik huni ichiga kirgan yorug'lik ham orqaga qaytish imkoniyatiga ega emas. Hech bo'lmaganda qandaydir tarzda ko'rib chiqilishi mumkin bo'lgan hamma narsa uning yaqinida joylashgan.

Hodisa gorizonti - bu oddiy sirt chizig'i bo'lib, uning ostidan hech narsa (na gaz, na chang, na yulduzlar, na yorug'lik) chiqib keta olmaydi. Va bu koinotning qora tuynuklarida qaytib kelmaydigan juda sirli nuqta.