آیا سیاهچاله ها بار دارند؟ سیاهچاله کوانتومی حقایق جالب در مورد سیاهچاله ها

سیاه چاله ها

از اواسط قرن 19 شروع شد. جیمز کلرک ماکسول با توسعه نظریه الکترومغناطیس اطلاعات زیادی در مورد میدان های الکتریکی و مغناطیسی داشت. به ویژه آنچه که تعجب آور بود این واقعیت بود که برق و نیروهای مغناطیسی با فاصله دقیقاً مانند گرانش کاهش می یابد. هر دو نیروی گرانشی و الکترومغناطیسی نیروهای دوربرد هستند. آنها را می توان در فاصله بسیار زیادی از منابع خود احساس کرد. برعکس، نیروهایی که هسته‌های اتم‌ها را به یکدیگر متصل می‌کنند - نیروهای برهم‌کنش قوی و ضعیف - دامنه عمل کوتاهی دارند. نیروهای هسته ای خود را تنها در یک منطقه بسیار کوچک در اطراف ذرات هسته ای احساس می کنند. گستره وسیع نیروهای الکترومغناطیسی به این معنی است که دور از سیاهچاله، می توان آزمایش هایی را برای یافتن باردار بودن یا نبودن چاله انجام داد. اگر یک سیاهچاله بار الکتریکی (مثبت یا منفی) یا بار مغناطیسی (مطابق با قطب مغناطیسی شمال یا جنوب) داشته باشد، در این صورت یک ناظر از راه دور می تواند از ابزارهای حساس برای تشخیص وجود این بارها در اواخر دهه 1960 و اوایل آن استفاده کند در دهه 1970، اخترفیزیکدانان - نظریه پردازان به شدت روی این مسئله کار کرده اند: چه ویژگی هایی از سیاهچاله ها حفظ شده و کدام یک در آنها گم شده است حرکت زاویه ای. این سه مشخصه اصلی در هنگام تشکیل سیاهچاله حفظ می شوند و هندسه فضا-زمان را در نزدیکی آن تعیین می کنند. به عبارت دیگر، اگر جرم، بار و تکانه زاویه ای یک سیاهچاله را تنظیم کنید، همه چیز در مورد آن از قبل مشخص خواهد شد - سیاهچاله ها هیچ ویژگی دیگری به جز جرم، بار و تکانه زاویه ای ندارند. بنابراین، سیاهچاله ها اجرام بسیار ساده ای هستند. آنها بسیار ساده تر از ستارگانی هستند که سیاهچاله ها از آنها سرچشمه می گیرند. G. Reisner و G. Nordström راه حلی برای معادلات میدان گرانشی انیشتین کشف کردند که به طور کامل سیاهچاله "باردار" را توصیف می کند. چنین سیاهچاله ای ممکن است بار الکتریکی (مثبت یا منفی) و/یا بار مغناطیسی (مرتبط با قطب مغناطیسی شمال یا جنوب) داشته باشد. اگر اجسام دارای بار الکتریکی رایج هستند، پس آنهایی که دارای بار مغناطیسی هستند اصلاً وجود ندارند. اجسامی که دارای میدان مغناطیسی هستند (مثلاً یک آهنربای معمولی، یک سوزن قطب نما، زمین) لزوماً دارای هر دو قطب شمال و جنوب هستند. تا همین اواخر، اکثر فیزیکدانان معتقد بودند که قطب های مغناطیسی همیشه فقط به صورت جفت اتفاق می افتند. با این حال، در سال 1975، گروهی از دانشمندان از برکلی و هیوستون اعلام کردند که در طی یکی از آزمایشات خود یک تک قطبی مغناطیسی را کشف کرده اند. اگر این نتایج تأیید شوند، معلوم می شود که بارهای مغناطیسی جداگانه می توانند وجود داشته باشند، به عنوان مثال. که قطب مغناطیسی شمال می تواند جدا از جنوب وجود داشته باشد و بالعکس. راه حل Reisner-Nordström امکان وجود یک سیاهچاله با میدان مغناطیسی تک قطبی را فراهم می کند. صرف نظر از اینکه چگونه سیاهچاله بار خود را به دست آورده است، تمام ویژگی های آن بار در محلول رایسنر-نوردستروم در یک مشخصه ترکیب می شود - عدد Q. این ویژگی مشابه این واقعیت است که راه حل شوارتزشیلد به چگونگی سیاهی بستگی ندارد. سوراخ جرم خود را به دست آورد. علاوه بر این، هندسه فضا-زمان در راه حل Reisner-Nordström به ماهیت بار بستگی ندارد. می تواند مثبت، منفی، مطابق با قطب مغناطیسی شمال یا جنوب باشد - فقط مقدار کامل آن مهم است که می توان آن را به صورت |Q| نوشت. بنابراین، خواص یک سیاهچاله رایسنر-نوردستروم تنها به دو پارامتر بستگی دارد - جرم کل چاله M و بار کل آن |Q| (به عبارت دیگر بر قدر مطلق آن). فیزیکدانان با اندیشیدن به سیاهچاله های واقعی که می توانند در جهان ما وجود داشته باشند، به این نتیجه رسیدند که راه حل رایسنر-نوردستروم چندان قابل توجه نیست، زیرا نیروهای الکترومغناطیسی بسیار قوی تر از نیروهای گرانشی هستند. به عنوان مثال، میدان الکتریکی یک الکترون یا پروتون تریلیون ها تریلیون بار قوی تر از میدان گرانشی آن است. این بدان معنی است که اگر یک سیاهچاله بار کافی بزرگ داشته باشد، نیروهای عظیمی با منشا الکترومغناطیسی به سرعت گاز و اتم های شناور در فضا را در همه جهات پراکنده می کنند. در مدت زمان بسیار کوتاهی، ذرات با علامت باری مشابه سیاهچاله، دافعه قدرتمندی را تجربه خواهند کرد و ذرات با علامت بار مخالف، جاذبه ای به همان اندازه به سمت آن خواهند داشت. با جذب ذرات با بارهای مخالف، سیاهچاله به زودی از نظر الکتریکی خنثی می شود. بنابراین، می‌توان فرض کرد که سیاه‌چاله‌های واقعی فقط بار کمی دارند. برای سیاهچاله های واقعی، مقدار |Q| باید بسیار کمتر از M باشد. در واقع، از محاسبات به دست می‌آید که سیاه‌چاله‌هایی که واقعاً می‌توانند در فضا وجود داشته باشند، باید جرم M حداقل یک میلیارد میلیارد برابر بیشتر از مقدار |Q| داشته باشند.

با توجه به رشد نسبتاً اخیر علاقه به ساخت فیلم های علمی عامه پسند با موضوع اکتشاف فضا، بینندگان مدرن در مورد پدیده هایی مانند تکینگی یا سیاهچاله چیزهای زیادی شنیده اند. با این حال، بدیهی است که فیلم‌ها ماهیت کامل این پدیده‌ها را آشکار نمی‌کنند و گاهی حتی نظریه‌های علمی ساخته‌شده را برای تأثیر بیشتر تحریف می‌کنند. به همین دلیل، درک بسیاری از افراد مدرن از این پدیده ها یا کاملا سطحی است یا کاملاً اشتباه. یکی از راه حل های مشکل پیش آمده این مقاله است که در آن سعی خواهیم کرد به نتایج تحقیقات موجود پی ببریم و به این سوال پاسخ دهیم که سیاهچاله چیست؟

در سال 1784، جان میشل، کشیش انگلیسی و طبیعت‌شناس، برای اولین بار در نامه‌ای به انجمن سلطنتی از جسم عظیم فرضی خاصی نام برد که دارای جاذبه گرانشی بسیار قوی است که سرعت فرار دوم آن از سرعت نور فراتر می‌رود. سرعت فرار دوم، سرعتی است که یک جسم نسبتا کوچک برای غلبه بر جاذبه گرانشی یک جرم آسمانی و فراتر رفتن از مدار بسته اطراف این جسم به آن نیاز دارد. طبق محاسبات وی، جسمی با چگالی خورشید و شعاع 500 شعاع خورشیدی، سرعت کیهانی دومی در سطح خود برابر با سرعت نور خواهد داشت. در این صورت حتی نور از سطح چنین جسمی خارج نمی شود و بنابراین این جسم فقط نور ورودی را جذب می کند و برای ناظر نامرئی می ماند - نوعی لکه سیاه در پس زمینه فضای تاریک.

با این حال، مفهوم میشل از یک جسم پرجرم تا زمان کار انیشتین مورد توجه قرار نگرفت. به یاد بیاوریم که دومی سرعت نور را به عنوان حداکثر سرعت انتقال اطلاعات تعریف کرد. علاوه بر این، انیشتین نظریه گرانش را به سرعت های نزدیک به سرعت نور گسترش داد (). در نتیجه، دیگر کاربرد نظریه نیوتنی در مورد سیاهچاله ها مهم نبود.

معادله انیشتین

در نتیجه اعمال نسبیت عام برای سیاهچاله ها و حل معادلات انیشتین، پارامترهای اصلی سیاهچاله شناسایی شدند که تنها سه مورد از آنها وجود دارد: جرم، بار الکتریکی و تکانه زاویه ای. شایان ذکر است که اخترفیزیکدان هندی، سوبرامانیان چاندراسخار، که تک نگاری بنیادی را ایجاد کرد: "نظریه ریاضی سیاهچاله ها".

بنابراین، حل معادلات اینشتین در چهار گزینه برای چهار نوع احتمالی سیاهچاله ارائه شده است:

BH بدون چرخش و بدون شارژ - محلول شوارتزشیلد. یکی از اولین توصیفات سیاهچاله (1916) با استفاده از معادلات اینشتین، اما بدون در نظر گرفتن دو پارامتر از سه پارامتر بدن. راه حل فیزیکدان آلمانی کارل شوارتزشیلد به فرد اجازه می دهد تا میدان گرانشی خارجی یک جسم عظیم کروی را محاسبه کند. ویژگی مفهوم سیاهچاله دانشمند آلمانی وجود یک افق رویداد و پنهان شدن در پشت آن است. شوارتزشیلد همچنین اولین کسی بود که شعاع گرانشی را که نام خود را دریافت کرد، محاسبه کرد که شعاع کره ای را که افق رویداد برای جسمی با جرم معین در آن قرار می گیرد، تعیین می کند.
BH بدون چرخش با شارژ - محلول Reisner-Nordström. راه حلی که در سال 1916-1918 ارائه شد، با در نظر گرفتن بار الکتریکی احتمالی یک سیاهچاله. این بار نمی تواند خودسرانه زیاد باشد و به دلیل دافعه الکتریکی حاصل محدود می شود. دومی باید با جاذبه گرانشی جبران شود.
BH با چرخش و بدون بار - راه حل کر (1963). یک سیاهچاله در حال چرخش کر با وجود یک به اصطلاح ارگوسفر با سیاهچاله ایستا متفاوت است (در مورد این و سایر اجزای سیاهچاله بیشتر بخوانید).
BH با چرخش و شارژ - محلول Kerr-Newman. این راه حل در سال 1965 محاسبه شد و در حال حاضر کامل ترین راه حل است، زیرا هر سه پارامتر سیاهچاله را در نظر می گیرد. با این حال، هنوز فرض بر این است که در طبیعت سیاهچاله ها بار ناچیزی دارند.

تشکیل سیاهچاله

نظریه های مختلفی در مورد چگونگی شکل گیری و پیدایش سیاهچاله وجود دارد که معروف ترین آنها این است که در نتیجه فروپاشی گرانشی ستاره ای با جرم کافی به وجود آمده است. چنین فشرده‌سازی می‌تواند به تکامل ستاره‌هایی با جرم بیش از سه جرم خورشید پایان دهد. پس از اتمام واکنش‌های گرما هسته‌ای در داخل چنین ستارگانی، آن‌ها به سرعت شروع به فشرده‌سازی و تبدیل شدن به ابر چگال می‌کنند. اگر فشار گاز یک ستاره نوترونی نتواند نیروهای گرانشی را جبران کند، یعنی جرم ستاره به اصطلاح بر آن غلبه می کند. حد Oppenheimer-Volkoff، سپس فروپاشی ادامه می یابد، و در نتیجه ماده به یک سیاهچاله فشرده می شود.

سناریوی دوم که تولد یک سیاهچاله را توصیف می کند، فشرده سازی گاز پیش کهکشانی، یعنی گاز بین ستاره ای در مرحله تبدیل شدن به یک کهکشان یا نوعی خوشه است. اگر فشار داخلی کافی برای جبران همان نیروهای گرانشی وجود نداشته باشد، ممکن است یک سیاهچاله ایجاد شود.

دو سناریو دیگر همچنان فرضی است:

وقوع یک سیاهچاله در نتیجه به اصطلاح سیاهچاله های اولیه
در نتیجه واکنش های هسته ای رخ می دهد که در انرژی های بالا رخ می دهد. نمونه‌ای از این واکنش‌ها، آزمایش‌هایی در برخورددهنده‌ها است.

ساختار و فیزیک سیاهچاله ها

ساختار سیاهچاله به گفته شوارتزشیلد تنها شامل دو عنصر است که قبلاً ذکر شد: تکینگی و افق رویداد سیاهچاله. به طور خلاصه در مورد تکینگی می توان به این نکته اشاره کرد که کشیدن یک خط مستقیم از طریق آن غیرممکن است و همچنین اکثر نظریه های فیزیکی موجود در داخل آن کار نمی کنند. بنابراین، فیزیک تکینگی امروزه برای دانشمندان یک راز باقی مانده است. سیاهچاله یک مرز مشخص است که یک جسم فیزیکی با عبور از آن فرصت بازگشت به خارج از محدوده خود را از دست می دهد و قطعاً در تکینگی سیاهچاله "سقوط" می کند.

ساختار یک سیاهچاله در مورد راه حل کر، یعنی در حضور چرخش سیاهچاله، تا حدودی پیچیده تر می شود. راه حل کر فرض می کند که سوراخ دارای ارگوسفر است. ارگوسفر ناحیه معینی است که خارج از افق رویداد قرار دارد و در داخل آن همه اجسام در جهت چرخش سیاهچاله حرکت می کنند. این منطقه هنوز هیجان انگیز نیست و بر خلاف افق رویداد امکان ترک آن وجود دارد. ارگوسفر احتمالاً نوعی آنالوگ از یک قرص برافزایشی است که نشان دهنده ماده در حال چرخش به دور اجسام عظیم است. اگر سیاهچاله ایستا شوارتزشیلد به صورت یک کره سیاه نشان داده شود، سیاهچاله کری، به دلیل وجود ارگوسفر، به شکل یک بیضوی مایل است، که به شکل آن اغلب سیاهچاله ها را در نقاشی های قدیم می دیدیم. فیلم یا بازی های ویدیویی

وزن یک سیاهچاله چقدر است؟ - نظری ترین مطالب در مورد پیدایش سیاهچاله برای سناریوی ظهور آن در نتیجه فروپاشی یک ستاره در دسترس است. در این حالت، حداکثر جرم یک ستاره نوترونی و حداقل جرم یک سیاهچاله توسط حد Oppenheimer - Volkoff تعیین می شود که بر اساس آن حد پایین جرم یک سیاهچاله 2.5 - 3 جرم خورشیدی است. سنگین ترین سیاهچاله کشف شده (در کهکشان NGC 4889) جرمی برابر با 21 میلیارد خورشید دارد. با این حال، نباید سیاهچاله‌هایی را که به طور فرضی در نتیجه واکنش‌های هسته‌ای در انرژی‌های بالا، مانند واکنش‌های برخوردکننده‌ها، به وجود می‌آیند، فراموش کنیم. جرم چنین سیاهچاله های کوانتومی، به عبارت دیگر «سیاهچاله های پلانک»، از مرتبه 2·10-5 گرم است.
اندازه سیاهچاله حداقل شعاع یک سیاهچاله را می توان از حداقل جرم (2.5 تا 3 جرم خورشیدی) محاسبه کرد. اگر شعاع گرانشی خورشید، یعنی منطقه ای که افق رویداد در آن قرار دارد، حدود 2.95 کیلومتر باشد، حداقل شعاع یک سیاهچاله با جرم 3 خورشیدی حدود نه کیلومتر خواهد بود. درک چنین اندازه های نسبتاً کوچکی در چه زمانی دشوار است ما در مورددر مورد اجسام عظیمی که همه چیز را در اطراف خود جذب می کنند. با این حال، برای سیاهچاله های کوانتومی شعاع 10-35 متر است.
چگالی متوسط یک سیاهچاله به دو پارامتر بستگی دارد: جرم و شعاع. چگالی یک سیاهچاله با جرم حدود سه جرم خورشیدی حدود 6 10 26 کیلوگرم بر متر مکعب است، در حالی که چگالی آب 1000 کیلوگرم بر متر مکعب است. با این حال، چنین سیاهچاله های کوچکی توسط دانشمندان پیدا نشده است. بیشتر سیاهچاله های کشف شده دارای جرمی بیشتر از جرم 105 خورشیدی هستند. یک الگوی جالب وجود دارد که بر اساس آن هرچه جرم سیاهچاله بیشتر باشد، چگالی آن کمتر است. در این حالت، تغییر جرم با 11 مرتبه بزرگی مستلزم تغییر در چگالی به اندازه 22 مرتبه قدر است. بنابراین، یک سیاهچاله با جرم 1·109 جرم خورشیدی دارای چگالی 18.5 کیلوگرم بر متر مکعب است که یک چگالی کمتر از چگالی طلا است. و سیاهچاله هایی با جرم بیش از 10 10 جرم خورشیدی می توانند چگالی متوسط کمتری از چگالی هوا داشته باشند. بر اساس این محاسبات، منطقی است که فرض کنیم تشکیل سیاهچاله به دلیل فشردگی ماده رخ نمی دهد، بلکه در نتیجه انباشته شدن مقدار زیادی ماده در حجم معینی اتفاق می افتد. در مورد سیاهچاله های کوانتومی، چگالی آنها می تواند حدود 1094 کیلوگرم بر متر مکعب باشد.
دمای یک سیاهچاله نیز به طور معکوس به جرم آن بستگی دارد. این دما رابطه مستقیمی با. طیف این تابش با طیف یک جسم کاملا سیاه، یعنی جسمی که تمام تشعشعات فرودی را جذب می کند، منطبق است. طیف تابش یک جسم کاملا سیاه فقط به دمای آن بستگی دارد، سپس دمای سیاهچاله را می توان از طیف تابش هاوکینگ تعیین کرد. همانطور که در بالا ذکر شد، این تابش هر چه سیاهچاله کوچکتر باشد، قوی تر است. در عین حال، تابش هاوکینگ فرضی باقی می ماند، زیرا هنوز توسط ستاره شناسان مشاهده نشده است. از این نتیجه می‌شود که اگر تابش هاوکینگ وجود داشته باشد، دمای سیاه‌چاله‌های مشاهده‌شده به قدری پایین است که اجازه نمی‌دهد این تابش شناسایی شود. بر اساس محاسبات، حتی دمای یک حفره با جرمی برابر با جرم خورشید بسیار ناچیز است (1·10 -7 کلوین یا -272 درجه سانتیگراد). دمای سیاهچاله های کوانتومی می تواند به حدود 10 12 کلوین برسد و با تبخیر سریع آنها (حدود 1.5 دقیقه) چنین سیاهچاله هایی می توانند انرژی حدود ده میلیون بمب اتمی را ساطع کنند. اما، خوشبختانه، برای ایجاد چنین اشیاء فرضی به انرژی 10 14 برابر بیشتر از آنچه امروز در برخورد دهنده بزرگ هادرون به دست می آید، نیاز است. علاوه بر این، چنین پدیده هایی هرگز توسط ستاره شناسان مشاهده نشده است.

سیاهچاله از چه چیزی تشکیل شده است؟

سوال دیگری هم دانشمندان و هم کسانی را که صرفاً به اخترفیزیک علاقه دارند نگران می کند - سیاهچاله از چه چیزی تشکیل شده است؟ هیچ پاسخ روشنی برای این سوال وجود ندارد، زیرا نمی توان به فراتر از افق رویداد اطراف هر سیاهچاله نگاه کرد. علاوه بر این، همانطور که قبلا ذکر شد، مدل های نظری یک سیاهچاله تنها 3 جزء آن را ارائه می دهند: ارگوسفر، افق رویداد و تکینگی. منطقی است که فرض کنیم در ارگوسفر فقط آن دسته از اجرام وجود دارند که توسط سیاهچاله جذب شده اند و اکنون به دور آن می چرخند - انواع مختلف اجسام کیهانی و گازهای کیهانی. افق رویداد تنها یک مرز ضمنی نازک است، زمانی که فراتر از آن همان اجرام کیهانی به‌طور برگشت‌ناپذیری به سوی آخرین جزء اصلی سیاه‌چاله - تکینگی - جذب می‌شوند. ماهیت تکینگی امروزه مورد مطالعه قرار نگرفته است و هنوز زود است که درباره ترکیب آن صحبت کنیم.

بر اساس برخی فرضیات، یک سیاهچاله ممکن است از نوترون تشکیل شده باشد. اگر سناریوی وقوع سیاهچاله را در نتیجه فشردگی یک ستاره به یک ستاره نوترونی با فشردگی بعدی آن دنبال کنیم، احتمالاً قسمت اصلی سیاهچاله از نوترون هایی تشکیل شده است که خود ستاره نوترونی نیز از آن تشکیل شده است. تشکیل شده. به عبارت ساده: هنگامی که یک ستاره فرو می ریزد، اتم های آن به گونه ای فشرده می شوند که الکترون ها با پروتون ها ترکیب می شوند و در نتیجه نوترون تشکیل می دهند. واکنش مشابهی در واقع در طبیعت رخ می دهد و با تشکیل نوترون، تابش نوترینو رخ می دهد. با این حال، اینها فقط فرضیات هستند.

اگر در سیاهچاله بیفتید چه اتفاقی می افتد؟

افتادن در یک سیاهچاله اخترفیزیکی باعث کشیدگی بدن می شود. یک کیهان نورد فرضی خودکشی را در نظر بگیرید که تنها با لباس فضایی، ابتدا پا به داخل سیاهچاله می رود. با عبور از افق رویداد، فضانورد با وجود اینکه دیگر فرصتی برای بازگشت ندارد، متوجه هیچ تغییری نخواهد شد. در نقطه ای، فضانورد به نقطه ای می رسد (کمی در پشت افق رویداد) که در آن تغییر شکل بدن او شروع می شود. از آنجایی که میدان گرانشی یک سیاهچاله غیریکنواخت است و با شیب نیرویی که به سمت مرکز افزایش می‌یابد نشان داده می‌شود، پاهای فضانورد تحت تأثیر گرانشی به‌طور قابل توجهی بیشتر از مثلاً سر قرار می‌گیرند. سپس، به دلیل گرانش یا نیروهای جزر و مدی، پاها سریعتر "سقوط" می کنند. بنابراین، بدن شروع به دراز شدن تدریجی در طول می کند. برای توصیف این پدیده، اخترفیزیکدانان اصطلاح نسبتاً خلاقانه ای را ارائه کرده اند - اسپاگت کردن. کشش بیشتر بدن احتمالاً آن را به اتم تجزیه می کند، که دیر یا زود به یک تکینگی می رسد. فقط می توان حدس زد که در این شرایط چه احساسی در فرد خواهد داشت. شایان ذکر است که اثر کشش جسم با جرم سیاهچاله نسبت معکوس دارد. به این معنا که اگر سیاهچاله ای با جرم سه خورشید فوراً بدن را کشیده یا پاره کند، آنگاه سیاهچاله عظیم نیروی جزر و مدی کمتری خواهد داشت و پیشنهاداتی وجود دارد که برخی از مواد فیزیکی می توانند چنین تغییر شکلی را بدون از دست دادن ساختار خود "تحمل کنند".

همانطور که می دانید، زمان در نزدیکی اجسام عظیم کندتر جریان دارد، به این معنی که زمان برای یک فضانورد بمب گذار انتحاری بسیار کندتر از زمینیان جریان دارد. در این صورت، شاید او نه تنها از دوستان خود، بلکه خود زمین نیز زنده بماند. برای تعیین اینکه چقدر زمان برای یک فضانورد کاهش می یابد، محاسبات مورد نیاز است، اما با توجه به موارد فوق می توان فرض کرد که فضانورد بسیار آهسته وارد سیاهچاله می شود و شاید به سادگی نمی تواند لحظه ای را ببیند که او بدن شروع به تغییر شکل می کند.

قابل توجه است که برای یک ناظر از بیرون، تمام اجسامی که تا افق رویداد پرواز می کنند تا زمانی که تصویر آنها ناپدید شود، در لبه این افق باقی می مانند. دلیل این پدیده انتقال گرانشی به سرخ است. تا حدودی ساده تر، می توان گفت که نوری که بر روی بدن یک فضانورد انتحاری "یخ زده" در افق رویداد می افتد، به دلیل کاهش زمان آن، فرکانس خود را تغییر می دهد. زیرا زمان در حال اجرا استآهسته تر، فرکانس نور کاهش می یابد و طول موج افزایش می یابد. در نتیجه این پدیده، در خروجی، یعنی برای یک ناظر خارجی، نور به تدریج به سمت فرکانس پایین - قرمز تغییر می کند. یک جابجایی نور در طول طیف رخ خواهد داد، زیرا فضانورد انتحاری بیشتر و بیشتر از ناظر دور می شود، هرچند تقریباً نامحسوس، و زمان او بیشتر و آهسته تر می گذرد. بنابراین، نور منعکس شده توسط بدن او به زودی از طیف مرئی فراتر می رود (تصویر ناپدید می شود) و در آینده بدن فضانورد را فقط می توان در منطقه گرفت. اشعه مادون قرمز، بعداً - در فرکانس رادیویی و در نتیجه تابش کاملاً گریزان خواهد بود.

علی‌رغم موارد فوق، فرض بر این است که در سیاه‌چاله‌های بسیار بزرگ، نیروهای جزر و مد با فاصله زیاد تغییر نمی‌کنند و تقریباً به طور یکنواخت روی جسم در حال سقوط عمل می‌کنند. در این صورت، فضاپیمای در حال سقوط ساختار خود را حفظ خواهد کرد. یک سوال منطقی مطرح می شود: سیاهچاله به کجا منتهی می شود؟ این سوال را می توان با کار برخی از دانشمندان پاسخ داد و دو پدیده مانند کرم چاله ها و سیاهچاله ها را به هم مرتبط کردند.

در سال 1935، آلبرت انیشتین و ناتان روزن فرضیه ای در مورد وجود به اصطلاح کرمچاله ها ارائه کردند که دو نقطه فضا-زمان را از طریق مکان هایی با انحنای قابل توجه دومی - پل یا کرم چاله انیشتین-روزن به هم متصل می کنند. برای چنین انحنای قدرتمندی از فضا، اجسامی با جرم غول پیکر مورد نیاز است که نقش آنها را سیاهچاله ها کاملاً ایفا می کنند.

پل انیشتین روزن به دلیل کوچک بودن و ناپایدار بودن آن به عنوان یک کرم چاله صعب العبور در نظر گرفته می شود.

یک کرم چاله قابل عبور در چارچوب نظریه سیاه و سفیدچاله ها امکان پذیر است. جایی که سفیدچاله خروجی اطلاعات به دام افتاده در سیاهچاله است. سفیدچاله در چارچوب نسبیت عام توصیف شده است، اما امروزه فرضی باقی مانده و کشف نشده است. مدل دیگری از کرم چاله توسط دانشمندان آمریکایی کیپ تورن و دانشجوی فارغ التحصیلش مایک موریس پیشنهاد شد که قابل عبور است. با این حال، هم در مورد کرم چاله موریس-تورن و هم در مورد سیاه و سفید چاله، امکان سفر مستلزم وجود ماده به اصطلاح عجیب و غریب است که انرژی منفی دارد و همچنین فرضی باقی می ماند.

سیاهچاله ها در کیهان

وجود سیاهچاله ها نسبتاً اخیراً تأیید شد (سپتامبر 2015)، اما قبل از آن زمان، مطالب نظری زیادی در مورد ماهیت سیاهچاله ها و همچنین بسیاری از اجسام نامزد برای نقش سیاهچاله وجود داشت. اول از همه، شما باید اندازه سیاهچاله را در نظر بگیرید، زیرا ماهیت این پدیده به آنها بستگی دارد:

سیاهچاله جرم ستاره ای. چنین اجسامی در نتیجه فروپاشی یک ستاره به وجود می آیند. همانطور که قبلا ذکر شد، حداقل جرم جسمی که قادر به تشکیل چنین سیاهچاله ای است 2.5 تا 3 جرم خورشید است.
سیاهچاله های با جرم متوسط. یک نوع میانی مشروط از سیاهچاله که به دلیل جذب اجرام مجاور مانند یک خوشه گاز، یک ستاره همسایه (در سیستم های دو ستاره) و دیگر اجرام کیهانی رشد کرده است.
سیاهچاله فوق العاده. اجرام فشرده با جرم 10 5 -10 10 خورشیدی. ویژگی های متمایز چنین سیاهچاله هایی چگالی متناقض کم آنها و همچنین نیروهای جزر و مدی ضعیف است که قبلاً ذکر شد. این دقیقا همان سیاهچاله ی عظیم در مرکز کهکشان راه شیری ما (Sagittarius A*, Sgr A*) و همچنین اکثر کهکشان های دیگر است.

کاندیداهای ChD

نزدیکترین سیاهچاله، یا بهتر است بگوییم کاندیدای نقش سیاهچاله، یک جرم (V616 Monoceros) است که در فاصله 3000 سال نوری از خورشید (در کهکشان ما) قرار دارد. از دو جزء تشکیل شده است: یک ستاره با جرم نیمی از جرم خورشید، و همچنین یک جسم کوچک نامرئی که جرم آن 3-5 جرم خورشید است. اگر معلوم شود که این جرم یک سیاهچاله کوچک با جرم ستاره ای است، به درستی به نزدیک ترین سیاهچاله تبدیل می شود.

به دنبال این جرم، دومین سیاهچاله نزدیک، جسم Cygnus X-1 (Cyg X-1) است که اولین نامزد برای نقش سیاهچاله بود. فاصله تا آن تقریبا 6070 سال نوری است. کاملاً به خوبی مطالعه شده است: جرم آن 14.8 جرم خورشیدی و شعاع افق رویداد حدود 26 کیلومتر است.

بر اساس برخی منابع، یکی دیگر از نزدیکترین نامزدها برای نقش سیاهچاله ممکن است جسمی در منظومه ستاره ای V4641 Sagittarii (V4641 Sgr) باشد که بر اساس برآوردهای سال 1999، در فاصله 1600 سال نوری قرار داشت. البته مطالعات بعدی این فاصله را حداقل 15 برابر افزایش داده است.

چند سیاهچاله در کهکشان ما وجود دارد؟

هیچ پاسخ دقیقی برای این سوال وجود ندارد، زیرا مشاهده آنها بسیار دشوار است و در کل دوره مطالعه آسمان، دانشمندان توانسته اند حدود دوازده سیاهچاله را در کهکشان راه شیری کشف کنند. بدون افراط در محاسبات، متوجه می‌شویم که حدود 100 تا 400 میلیارد ستاره در کهکشان ما وجود دارد و تقریباً هر هزارمین ستاره دارای جرم کافی برای تشکیل یک سیاه‌چاله است. این احتمال وجود دارد که میلیون ها سیاهچاله در طول وجود کهکشان راه شیری شکل گرفته باشند. از آنجایی که تشخیص سیاهچاله‌هایی با اندازه عظیم آسان‌تر است، منطقی است که فرض کنیم به احتمال زیاد اکثر سیاه‌چاله‌های کهکشان ما فوق‌جرم نیستند. شایان ذکر است که تحقیقات ناسا در سال 2005 حاکی از وجود یک دسته کامل از سیاهچاله ها (10-20 هزار) است که در اطراف مرکز کهکشان می چرخند. علاوه بر این، در سال 2016، اخترفیزیکدانان ژاپنی یک ماهواره عظیم را در نزدیکی جسم * کشف کردند - سیاه چاله، هسته راه شیری. با توجه به شعاع کوچک (0.15 سال نوری) این جسم و همچنین جرم عظیم آن (100000 جرم خورشید)، دانشمندان تصور می کنند که این جرم نیز یک سیاهچاله بسیار پرجرم است.

هسته کهکشان ما، سیاهچاله راه شیری (Sagittarius A*، Sgr A* یا Sagittarius A*) بسیار پرجرم است و دارای جرم 4.31 10 6 خورشیدی و شعاع 0.00071 سال نوری (6.25 ساعت نوری) است. یا 6.75 میلیارد کیلومتر). دمای Sagittarius A* به همراه خوشه اطراف آن حدود 1·10 7 K است.

بزرگترین سیاهچاله

بزرگ‌ترین سیاه‌چاله‌ای که دانشمندان کشف کرده‌اند، سیاه‌چاله‌ای بزرگ به نام FSRQ blazar است که در مرکز کهکشان S5 0014+81 در فاصله 1.2 10 10 سال نوری از زمین قرار دارد. طبق نتایج مشاهدات اولیه با استفاده از رصدخانه فضایی سوئیفت، جرم سیاهچاله 40 میلیارد (40·10 9) جرم خورشید بود و شعاع شوارتزشیلد چنین چاله ای 118.35 میلیارد کیلومتر (0.013 سال نوری) بود. علاوه بر این، طبق محاسبات، 12.1 میلیارد سال پیش (1.6 میلیارد سال پس از انفجار بزرگ) به وجود آمد. اگر این سیاهچاله غول پیکر مواد اطراف خود را جذب نکند، تا عصر سیاهچاله ها زندگی می کند - یکی از دوران توسعه کیهان، که طی آن سیاهچاله ها در آن تسلط خواهند داشت. اگر هسته کهکشان S5 0014+81 به رشد خود ادامه دهد، به یکی از آخرین سیاهچاله هایی تبدیل خواهد شد که در کیهان وجود خواهد داشت.

دو سیاهچاله شناخته شده دیگر، اگرچه نام خود را ندارند، اما برای مطالعه سیاهچاله ها بیشترین اهمیت را دارند، زیرا وجود آنها را به طور تجربی تأیید کردند و همچنین نتایج مهمی برای مطالعه گرانش ارائه کردند. ما در مورد رویداد GW150914 صحبت می کنیم که برخورد دو سیاهچاله به یک سیاهچاله است. این رویداد امکان ثبت نام را فراهم کرد.

تشخیص سیاهچاله ها

قبل از بررسی روش های تشخیص سیاهچاله ها، باید به این سوال پاسخ دهیم که چرا سیاهچاله سیاه است؟ - پاسخ به این نیاز به دانش عمیق اخترفیزیک و کیهان شناسی ندارد. واقعیت این است که یک سیاهچاله تمام تشعشعات تابیده شده بر روی خود را جذب می کند و به هیچ وجه از خود ساطع نمی کند، البته اگر تابش فرضی را در نظر نگیرید. اگر این پدیده را با جزئیات بیشتری در نظر بگیریم، می توانیم فرض کنیم که فرآیندهایی که منجر به آزاد شدن انرژی به شکل تابش الکترومغناطیسی می شود در داخل سیاهچاله ها اتفاق نمی افتد. سپس، اگر سیاهچاله ای ساطع کند، این کار را در طیف هاوکینگ انجام می دهد (که منطبق با طیف یک جسم گرم شده و کاملا سیاه است). با این حال، همانطور که قبلا ذکر شد، این تشعشع شناسایی نشد، که نشان می دهد دمای سیاهچاله ها کاملاً پایین است.

یکی دیگر از نظریه های پذیرفته شده دیگر می گوید که تابش الکترومغناطیسی به هیچ وجه قادر به خروج از افق رویداد نیست. به احتمال زیاد فوتون ها (ذرات نور) توسط اجسام عظیم جذب نمی شوند، زیرا طبق نظریه، آنها خودشان جرم ندارند. با این حال، سیاهچاله هنوز هم فوتون های نور را از طریق اعوجاج فضا-زمان «جذب» می کند. اگر سیاهچاله در فضا را نوعی فرورفتگی در سطح صاف فضا-زمان تصور کنیم، در این صورت فاصله معینی از مرکز سیاهچاله وجود دارد که نور دیگر قادر به دور شدن از آن نخواهد بود. یعنی، به طور کلی، نور شروع به "افتادن" در "حفره" می کند که حتی "پایین" ندارد.

علاوه بر این، اگر تأثیر انتقال گرانشی به سرخ را در نظر بگیریم، ممکن است نور در سیاهچاله فرکانس خود را از دست بدهد و در امتداد طیف به ناحیه تابش امواج بلند فرکانس پایین منتقل شود تا زمانی که به طور کلی انرژی خود را از دست بدهد.

بنابراین، سیاهچاله سیاه رنگ است و بنابراین تشخیص آن در فضا دشوار است.

روش های تشخیص

بیایید به روش هایی که اخترشناسان برای تشخیص سیاهچاله استفاده می کنند نگاه کنیم:

علاوه بر روش های ذکر شده در بالا، دانشمندان اغلب اجسامی مانند سیاهچاله ها و. کوازارها خوشه های خاصی از اجسام و گازهای کیهانی هستند که از درخشان ترین اجرام نجومی در جهان هستند. از آنجایی که آنها در اندازه های نسبتا کوچک دارای شدت درخشندگی بالایی هستند، دلیلی وجود دارد که فرض کنیم مرکز این اجرام یک سیاهچاله بسیار پرجرم است که ماده اطراف را به خود جذب می کند. به دلیل چنین جاذبه گرانشی قدرتمندی، ماده جذب شده چنان گرم می شود که به شدت تابش می کند. کشف چنین اجسامی معمولاً با کشف یک سیاهچاله مقایسه می شود. گاهی اوقات اختروش ها می توانند جت های پلاسمای گرم شده را در دو جهت ساطع کنند - جت های نسبیتی. دلایل ظهور چنین جت هایی کاملاً مشخص نیست، اما احتمالاً ناشی از برهم کنش میدان های مغناطیسی سیاهچاله و قرص برافزایش هستند و توسط سیاهچاله مستقیم ساطع نمی شوند.

جت در کهکشان M87 که از مرکز سیاهچاله عکسبرداری می کند

برای خلاصه کردن موارد فوق، می توان از نزدیک تصور کرد: این یک جسم سیاه کروی است که ماده بسیار داغ به دور آن می چرخد و یک صفحه برافزایش نورانی را تشکیل می دهد.

ادغام و برخورد سیاهچاله ها

یکی از جالب ترین پدیده های اخترفیزیک، برخورد سیاهچاله هاست که امکان تشخیص چنین اجرام نجومی عظیمی را نیز ممکن می سازد. چنین فرآیندهایی نه تنها مورد توجه اخترفیزیکدانان است، زیرا منجر به پدیده هایی می شود که توسط فیزیکدانان مطالعه ضعیفی دارند. بارزترین نمونه، رویدادی است که قبلاً ذکر شد به نام GW150914، زمانی که دو سیاهچاله آنقدر به هم نزدیک شدند که در نتیجه جاذبه گرانشی متقابلشان، در یکی شدند. پیامد مهم این برخورد، ظهور امواج گرانشی بود.

طبق تعریف، امواج گرانشی تغییراتی در میدان گرانشی هستند که به صورت موج مانند از اجسام متحرک عظیم منتشر می شوند. هنگامی که دو جسم از این دست نزدیکتر می شوند، شروع به چرخش در اطراف مرکز ثقل مشترک می کنند. با نزدیکتر شدن، چرخش آنها حول محور خود افزایش می یابد. چنین نوسانات متناوب میدان گرانشی در لحظه ای می تواند یک موج گرانشی قدرتمند را تشکیل دهد که می تواند میلیون ها سال نوری در فضا پخش شود. بنابراین، در فاصله 1.3 میلیارد سال نوری، دو سیاهچاله با هم برخورد کردند و یک موج گرانشی قدرتمند ایجاد کردند که در 14 سپتامبر 2015 به زمین رسید و توسط آشکارسازهای LIGO و VIRGO ثبت شد.

سیاهچاله ها چگونه می میرند؟

بدیهی است که برای اینکه یک سیاهچاله وجود نداشته باشد، باید تمام جرم خود را از دست بدهد. با این حال، طبق تعریف آن، اگر سیاهچاله از افق رویداد خود عبور کرده باشد، هیچ چیز نمی تواند آن را ترک کند. مشخص است که امکان گسیل ذرات از یک سیاهچاله برای اولین بار توسط فیزیکدان نظری شوروی ولادیمیر گریبوف در بحث خود با دانشمند دیگر شوروی یاکوف زلدوویچ ذکر شد. او استدلال کرد که از نقطه نظر مکانیک کوانتومی، یک سیاهچاله می تواند ذرات را از طریق اثر تونل زنی ساطع کند. بعدها، استیون هاوکینگ، فیزیکدان نظری انگلیسی، با استفاده از مکانیک کوانتومی، نظریه خود را ساخت که کمی متفاوت بود. می توانید در مورد این پدیده بیشتر بخوانید. به طور خلاصه، در خلاء ذرات به اصطلاح مجازی وجود دارند که دائماً به صورت جفت متولد می شوند و یکدیگر را نابود می کنند، بدون اینکه با دنیای خارج تعامل داشته باشند. اما اگر چنین جفت هایی در افق رویداد سیاهچاله ظاهر شوند، گرانش قوی به طور فرضی قادر است آنها را از هم جدا کند، به طوری که یک ذره در سیاهچاله می افتد و دیگری از سیاهچاله دور می شود. و از آنجایی که می توان ذره ای را که از یک سوراخ دور می شود مشاهده کرد و بنابراین دارای انرژی مثبت است، پس ذره ای که در یک سوراخ می افتد باید انرژی منفی داشته باشد. بنابراین سیاهچاله انرژی خود را از دست می دهد و اثری رخ می دهد که به آن تبخیر سیاهچاله می گویند.

با توجه به مدل های موجود از یک سیاهچاله، همانطور که قبلا ذکر شد، با کاهش جرم آن، تشعشعات آن شدیدتر می شود. سپس، در مرحله نهایی وجود سیاهچاله، زمانی که ممکن است به اندازه یک سیاهچاله کوانتومی کوچک شود، مقدار زیادی انرژی به شکل تابش آزاد می کند که می تواند معادل هزاران یا حتی میلیون ها اتم باشد. بمب ها این رویداد تا حدودی یادآور انفجار یک سیاهچاله مانند همان بمب است. طبق محاسبات، سیاهچاله های اولیه می توانستند در نتیجه انفجار بزرگ متولد شوند و سیاهچاله هایی از آنها با جرم حدود 10 12 کیلوگرم در زمان ما تبخیر و منفجر شده بودند. به هر حال، چنین انفجارهایی هرگز مورد توجه ستاره شناسان قرار نگرفته است.

علیرغم مکانیسم پیشنهادی هاوکینگ برای از بین بردن سیاهچاله ها، خواص تابش هاوکینگ باعث ایجاد پارادوکس در چارچوب مکانیک کوانتومی می شود. اگر سیاهچاله جسم خاصی را جذب کند و سپس جرم حاصل از جذب این جسم را از دست بدهد، بدون در نظر گرفتن ماهیت جسم، سیاهچاله با آنچه قبل از جذب جسم بوده تفاوتی نخواهد داشت. در این صورت اطلاعات مربوط به بدن برای همیشه از بین می رود. از نقطه نظر محاسبات نظری، تبدیل حالت خالص اولیه به حالت مخلوط حاصل ("حرارتی") با نظریه فعلی مکانیک کوانتومی مطابقت ندارد. این پارادوکس گاهی اوقات ناپدید شدن اطلاعات در سیاهچاله نامیده می شود. راه حل قطعی برای این پارادوکس هرگز پیدا نشده است. راه حل های شناخته شده برای پارادوکس:

بی اعتباری نظریه هاوکینگ. این امر مستلزم عدم امکان نابودی یک سیاهچاله و رشد مداوم آن است.
وجود سفیدچاله در این حالت، اطلاعات جذب شده ناپدید نمی شوند، بلکه به سادگی به جهان دیگری پرتاب می شوند.
ناسازگاری نظریه عمومی پذیرفته شده مکانیک کوانتومی.

مشکل حل نشده فیزیک سیاهچاله

با قضاوت بر اساس همه چیزهایی که قبلا توضیح داده شد، اگرچه سیاهچاله ها به طور نسبی مورد مطالعه قرار می گیرند برای مدت طولانی، هنوز دارای ویژگی های بسیاری است که مکانیسم های آنها هنوز برای دانشمندان ناشناخته است.

در سال 1970، یک دانشمند انگلیسی به اصطلاح فرموله کرد. "اصل سانسور کیهانی" - "طبیعت از تکینگی برهنه متنفر است." این بدان معنی است که تکینگی ها فقط در مکان هایی که از دید پنهان هستند، مانند مرکز یک سیاهچاله، تشکیل می شوند. با این حال، این اصل هنوز ثابت نشده است. همچنین محاسبات نظری وجود دارد که بر اساس آنها یک تکینگی "برهنه" می تواند ایجاد شود.
«قضیه بدون مو» که بر اساس آن سیاهچاله ها فقط سه پارامتر دارند نیز ثابت نشده است.
نظریه کاملی درباره مگنتوسفر سیاهچاله ایجاد نشده است.
ماهیت و فیزیک تکینگی گرانشی مورد مطالعه قرار نگرفته است.
به طور قطع مشخص نیست که در مرحله نهایی وجود سیاهچاله چه اتفاقی می افتد و پس از فروپاشی کوانتومی آن چه چیزی باقی می ماند.

حقایق جالب در مورد سیاهچاله ها

با جمع بندی موارد فوق، می توانیم چندین ویژگی جالب و غیرعادی ماهیت سیاهچاله ها را برجسته کنیم:

BH ها فقط سه پارامتر دارند: جرم، بار الکتریکی و تکانه زاویه ای. در نتیجه تعداد کمی از ویژگی های این جسم، قضیه ای که بیان می کند «قضیه بدون مو» نامیده می شود. همچنین عبارت "سیاهچاله بدون مو" از اینجا آمده است، به این معنی که دو سیاهچاله کاملاً یکسان هستند، سه پارامتر ذکر شده آنها یکسان است.
چگالی سیاهچاله می تواند کمتر از چگالی هوا باشد و دمای آن نزدیک به صفر مطلق است. از این رو می توان فرض کرد که تشکیل سیاهچاله به دلیل فشردگی ماده رخ نمی دهد، بلکه در نتیجه انباشته شدن مقدار زیادی ماده در حجم معینی اتفاق می افتد.
زمان برای اجسامی که توسط یک سیاهچاله جذب می شوند بسیار کندتر از یک ناظر خارجی می گذرد. علاوه بر این، اجسام جذب شده به میزان قابل توجهی در داخل سیاهچاله کشیده می شوند که دانشمندان آن را اسپاگت کردن می نامند.
ممکن است حدود یک میلیون سیاهچاله در کهکشان ما وجود داشته باشد.
احتمالاً در مرکز هر کهکشانی یک سیاهچاله کلان جرم وجود دارد.
در آینده، طبق مدل نظری، جهان به اصطلاح به عصر سیاهچاله ها می رسد، زمانی که سیاهچاله ها به اجسام غالب در جهان تبدیل می شوند.

اکنون به صحبت در مورد چگونگی عملکرد یک سیاهچاله به عنوان یک ماشین الکتریکی (موتور الکتریکی، دینام و غیره) می پردازیم.

ابتدا باید با خواص شگفت انگیز مرز سیاهچاله آشنا شویم که با

برنج. 5. خطوط میدان الکتریکی یک بار در نزدیکی سیاهچاله. نکات مثبت و منفی نشان دهنده بارهای سطحی ساختگی در مرز یک سیاهچاله است

از دیدگاه یک ناظر خارجی، به عنوان یک "غشاء" ظاهر می شود که دارای خواص الکتریکی خاصی است.

برای اینکه بفهمید اینجا چه خبر است، میدان الکتریکی باری را در نظر بگیرید که در نزدیکی یک سیاهچاله غیر چرخنده و بدون بار قرار دارد. همانطور که قبلاً گفتیم، فضای سه بعدی در مجاورت یک سیاهچاله منحنی است و بنابراین خطوط میدان این میدان بسیار غیرعادی به نظر می رسند، همانطور که در شکل نشان داده شده است. 5. این طراحی، البته، شماتیک است، زیرا غیرممکن است که پیکربندی خطوط را در یک فضای منحنی بر روی یک تکه کاغذ صاف به تصویر بکشید. می بینیم که بخشی از خطوط میدان، خم شده، به فضا دور از سیاهچاله می رود. خطوط دیگر نیرو به سیاهچاله اشاره می کند.

اگر موضوع به این محدود می شد، به این معنی بود که سیاهچاله باردار است. در واقع، می دانیم که قانون گاوس می گوید که تعداد خطوط نیرویی که از یک سطح بسته عبور می کنند، بار کل داخل آن را تعیین می کند. اما سیاهچاله ما در کل شارژ نمی شود. این بدان معنی است که اگر خطوط نیرو وارد سیاهچاله می شود، باید خطوطی نیز از آن خارج شوند. و در واقع در شکل می بینیم که خطوط میدان الکتریکی از سیاهچاله در سمت مخالف بار خارج شده و از سیاهچاله دور می شوند. چنین پیکربندی میدان پیچیده ای با انحنای شدید فضا همراه است.

خطوط میدان در شکل. 5 به نظر می رسد که سطح سیاهچاله یک کره رسانای الکتریکی است و نزدیک شدن بار از خارج باعث قطبی شدن بارهای آزاد در کره رسانای الکتریکی می شود. اتهامات مخالف

برنج. 6. جریان سطحی ساختگی در مرز سیاهچاله. سیاهچاله به دلیل چرخش مسطح شد

نشانه در مقایسه با نزدیک شدن، جذب آن می شوند و در یک طرف کره جمع می شوند. بارهایی از همان علامتی که نزدیک می شود دفع می شوند و در طرف مقابل جمع می شوند (شکل 5 را ببینید). این قیاس به ما اجازه می دهد تا به طور مشروط فرض کنیم که در سطح یک سیاهچاله بارهای (ساختی) وجود دارد که خطوط نیروی میدان الکتریکی خارجی در آنها به پایان می رسد.

بیایید نگاهی دقیق تر به روند نزدیک شدن بار الکتریکی به سیاهچاله بیندازیم. با نزدیک شدن بار، توزیع بار سطحی ساختگی سیاهچاله تغییر می کند - بارهای علامت مخالف به نقطه ای کشیده می شوند که مستقیماً در زیر بار نزدیک شده قرار دارد. این به این معنی است که می توانیم فرض کنیم که یک جریان (ساختگی) روی سطح سیاهچاله می گذرد! علاوه بر این، همانطور که توسط یک ناظر دور دیده می شود، می توانیم قدرت این جریان را به قدرت میدان الکتریکی که در امتداد سطح سیاهچاله هنگام نزدیک شدن بار عمل می کند، مرتبط کنیم:

این رابطه شکل قانون معروف اهم را دارد. در اینجا ما با مقاومت سطح (ساختی) سیاهچاله نشان می دهیم. بررسی دقیق نشان می دهد که در واحدهای معمولی برابر با 377 اهم است.

بنابراین، در نظر گرفتن ساده‌ترین مسائل الکترودینامیکی نشان می‌دهد که سطح یک سیاه‌چاله مانند یک غشاء عمل می‌کند.

خواص الکتریکی توجه به مسائل پیچیده تر این دیدگاه را تأیید می کند. به عنوان مثال، اجازه دهید دو جریان از بارهای دارای علائم متضاد به قسمت های مختلف سطح یک سیاهچاله بیفتد (شکل 6)، به طوری که بار کل سیاهچاله تغییر نکند. سپس می توانیم فرض کنیم که از جایی که بارهای مثبت A تا جایی که بارهای منفی B سقوط می کنند، یک جریان سطحی جریان دارد. برق، همانطور که در شکل نشان داده شده است. 6.

باید بار دیگر به خواننده یادآوری کنیم که در واقعیت یک سیاهچاله هیچ بار و جریان سطحی (و همچنین خود سطح ماده) ندارد. اگر یک ناظر در یک سیاهچاله بیفتد، پس هنگام عبور از افق با هیچ سطح مادی، هیچ بار و جریانی مواجه نمی شود. معرفی این مقادیر ساختگی صرفاً یک روش بصری برای نمایش رفتار خطوط میدان الکتریکی (و همانطور که خواهیم دید، همچنین مغناطیسی) در نزدیکی مرز یک سیاهچاله، از دید ناظری است که "دور از سیاه چاله. این نمایش بسیار راحت، بصری است و به شهود ما که به تجزیه و تحلیل آزمایشات آزمایشگاهی با کره های هدایت عادت دارد، اجازه می دهد تا کار کند. این به ما این امکان را می دهد که بدون توسل به مفاهیم و محاسبات پیچیده در مورد فضا-زمان چهار بعدی خمیده ای که نظریه نسبیت عام با آن سروکار دارد، رفتار یک سیاهچاله را در شرایط خاص نسبتاً ساده تصور کنیم.

در ادامه، از نمایش شرح داده شده استفاده خواهیم کرد، بدون اینکه هر بار تصریح کنیم که مفاهیم بارهای سطحی و جریان برای یک سیاهچاله ساختگی هستند.

اکنون به بررسی این موضوع می پردازیم که چگونه یک سیاهچاله می تواند نقش عناصر مختلف مدار الکتریکی و ماشین های الکتریکی را ایفا کند. این حوزه تحقیقاتی اکنون به طور فعال توسط فیزیکدان آمریکایی کیپ تورن و همکارانش در حال توسعه است. البته به جزئیات فنی سازه ها نمی پردازیم و فقط نمودارهای کلی را ارائه می کنیم.

ارسال کار خوب خود در پایگاه دانش ساده است. از فرم زیر استفاده کنید

دانشجویان، دانشجویان تحصیلات تکمیلی، دانشمندان جوانی که از دانش پایه در تحصیل و کار خود استفاده می کنند از شما بسیار سپاسگزار خواهند بود.

معرفی

1.1 مفهوم سیاهچاله

نتیجه

منابع

کاربرد

معرفی

سیاهچاله منطقه ای در فضا-زمان است که جاذبه گرانشی آن به حدی قوی است که حتی اجسامی که با سرعت نور حرکت می کنند، از جمله کوانتوم های خود نور، نمی توانند از آن خارج شوند. مرز این ناحیه را افق رویداد و اندازه مشخصه آن را شعاع گرانشی می نامند.

از نظر تئوری، احتمال وجود چنین مناطقی از فضا-زمان از برخی از حل های دقیق معادلات انیشتین ناشی می شود که اولین مورد توسط کارل شوارتزشیلد در سال 1915 به دست آمد. مخترع دقیق این اصطلاح ناشناخته است، اما خود این نام توسط جان آرچیبالد ویلر رایج شد و برای اولین بار در سخنرانی عمومی "جهان ما: شناخته شده و ناشناخته" در 29 دسامبر 1967 مورد استفاده قرار گرفت. پیش از این، چنین اجرام اخترفیزیکی "ستارگان فرو ریخته" یا "ستارگان فرو ریخته" و همچنین "ستارگان یخ زده" نامیده می شدند.

ارتباط: در ادبیات اختصاص داده شده به فیزیک سیاهچاله ها، توصیف سیاهچاله های Reissner-Nordström کاملاً رسمی است و عمدتاً ماهیت نظری دارد. علاوه بر این، ستاره‌شناسی که اجرام آسمانی را رصد می‌کند، هرگز ساختار یک سیاه‌چاله باردار را نخواهد دید. پوشش ناکافی این موضوع و عدم امکان رصد فیزیکی سیاهچاله های باردار مبنای بررسی اثر قرار گرفت.

هدف کار: ساخت مدل سیاهچاله با توجه به راه حل Reissner-Nordström برای تجسم رویدادها.

برای دستیابی به هدف تعیین شده در کار، وظایف زیر باید حل شود:

· انجام یک بررسی نظری از ادبیات فیزیک سیاهچاله ها و ساختار آنها.

· مدل اطلاعات سیاهچاله Reissner-Nordström را شرح دهید.

· یک مدل کامپیوتری از سیاهچاله Reissner-Nordström بسازید.

فرضیه تحقیق: یک سیاهچاله باردار در صورتی وجود دارد که جرم سیاهچاله از بار آن بیشتر باشد.

روش تحقیق: مدلسازی کامپیوتری.

موضوع مطالعه سیاهچاله ها است.

موضوع ساختار یک سیاهچاله بر اساس راه حل Reissner-Nordström است.

ادبیات آموزشی و روش‌شناختی، دوره‌ای و چاپی محققان، فیزیکدانان و اخترفیزیک‌دانان روسی و خارجی سیاهچاله‌ها به‌عنوان پایگاه اطلاعاتی مورد استفاده قرار گرفت. کتابشناسی در پایان کار ارائه شده است.

ساختار کار با توجه به اهداف تعیین شده در مطالعه تعیین می شود و از دو فصل تشکیل شده است. فصل اول به بررسی اجمالی نظری فیزیک سیاهچاله ها اختصاص دارد. فصل دوم مراحل مدل سازی سیاهچاله رایسنر-نوردستروم و نتیجه مدل کامپیوتری را مورد بحث قرار می دهد.

تازگی علمی: این مدل به شما امکان می دهد ساختار سیاهچاله Reissner-Nordström را مشاهده کنید، ساختار آن را مطالعه کنید، پارامترهای آن را بررسی کنید و نتایج شبیه سازی را به صورت بصری ارائه دهید.

اهمیت عملی کار: در قالب یک مدل توسعه یافته از یک سیاهچاله باردار Reissner-Nordström ارائه شده است که نشان دادن نتیجه مدل را در فرآیند آموزشی امکان پذیر می کند.

فصل 1. بررسی اجمالی نظریات در مورد سیاهچاله ها

1.1 مفهوم سیاهچاله

در حال حاضر، سیاهچاله معمولاً به عنوان منطقه ای در فضا شناخته می شود که جاذبه گرانشی آن چنان قوی است که حتی اجسامی که با سرعت نور حرکت می کنند نمی توانند از آن خارج شوند. مرز این ناحیه را افق رویداد و شعاع آن را (اگر به صورت کروی متقارن باشد) شعاع گرانشی می گویند.

مسئله وجود واقعی سیاهچاله‌ها ارتباط نزدیکی با نظریه گرانش دارد که وجود آن‌ها از آن نتیجه می‌گیرد. در فیزیک مدرن، نظریه استاندارد گرانش، که به بهترین شکل به صورت تجربی تایید شده است، نظریه نسبیت عام (GR) است که با اطمینان احتمال تشکیل سیاهچاله ها را پیش بینی می کند. بنابراین، داده های رصدی، اول از همه، در زمینه نسبیت عام تجزیه و تحلیل و تفسیر می شوند، اگرچه، به بیان دقیق، این نظریه به طور تجربی برای شرایط مربوط به منطقه فضا-زمان در مجاورت بلافصل سیاهچاله های ستاره تأیید نمی شود. جرم ها (با این حال، در شرایط مربوط به سیاهچاله های پرجرم به خوبی تایید شده است). بنابراین، اظهارات مربوط به شواهد مستقیم از وجود سیاهچاله ها را باید به معنای تأیید وجود اجرام نجومی به قدری متراکم و پرجرم و همچنین داشتن برخی ویژگی های قابل مشاهده دیگر دانست که می توان آنها را چنین تفسیر کرد. سیاهچاله های نظریه نسبیت عام

علاوه بر این، سیاهچاله‌ها اغلب اجسامی نامیده می‌شوند که دقیقاً با تعریف ارائه‌شده در بالا مطابقت ندارند، اما فقط از نظر ویژگی‌های خود به چنین سیاه‌چاله‌ای نزدیک می‌شوند - برای مثال، اینها می‌توانند ستارگان در حال فروپاشی در مراحل پایانی فروپاشی باشند. در اخترفیزیک مدرن، به این تفاوت اهمیت زیادی داده نمی شود، زیرا تظاهرات رصدی یک ستاره "تقریباً فرو ریخته" ("یخ زده") و یک "واقعی" ("ابدی") سیاه چالهتقریبا یکسان این به این دلیل اتفاق می‌افتد که تفاوت‌های بین میدان‌های فیزیکی اطراف فروگیر و میدان‌های سیاه‌چاله «ابدی» طبق قوانین قدرت با زمان مشخصی از ترتیب شعاع گرانشی تقسیم بر سرعت نور کاهش می‌یابد.

یک ستاره بسیار پرجرم می تواند قبل از تبدیل شدن به یک جرم مرموز به نام سیاهچاله، فراتر از مرحله تپ اختر به انقباض (فروپاشی) ادامه دهد.

اگر سیاهچاله‌های پیش‌بینی‌شده توسط نظریه واقعاً وجود داشته باشند، آن‌قدر چگال هستند که جرمی برابر با خورشید به صورت توپی با قطر کمتر از 2.5 کیلومتر فشرده می‌شود. نیروی گرانشی چنین ستاره ای آنقدر قوی است که طبق نظریه نسبیت انیشتین، هر چیزی را که به آن نزدیک می شود، حتی نور را می مکد. سیاهچاله را نمی توان دید زیرا هیچ نوری، بدون ماده و هیچ سیگنال دیگری نمی تواند بر گرانش آن غلبه کند.

منبع اشعه ایکس Cygnus X-1، واقع در فاصله 8000 sv. سال (2500 pc) در صورت فلکی ماکیان، کاندیدای احتمالی برای یک سیاهچاله. Cygnus X-1 یک ستاره دوگانه گرفتار نامرئی است (دوره 5-6 روز). جزء قابل مشاهده آن یک ابر غول آبی است که طیف آن از شب به شب تغییر می کند. پرتوهای ایکس شناسایی شده توسط اخترشناسان ممکن است زمانی منتشر شوند که Cygnus X-1، با میدان گرانشی خود، مواد را از سطح یک ستاره نزدیک به دیسک چرخشی که در اطراف سیاه‌چاله تشکیل می‌شود، بمکد.

برنج. 1.1. برداشت یک هنرمند از سیاهچاله NGC 300 X-1.

چه اتفاقی برای یک سفینه فضایی می افتد که ناموفق به یک سیاهچاله در فضا نزدیک می شود؟

کشش گرانشی قوی سیاهچاله فضاپیما را به داخل می کشد و نیروی مخربی ایجاد می کند که با سقوط کشتی افزایش می یابد و در نهایت آن را از هم می پاشد.

1.2 تجزیه و تحلیل ایده ها در مورد سیاهچاله ها

در تاریخچه ایده‌های مربوط به سیاهچاله‌ها، سه دوره را می‌توان تقریباً تشخیص داد:

دوره دوم با توسعه نظریه نسبیت عام همراه است که حل ثابت معادلات آن توسط کارل شوارتزشیلد در سال 1915 به دست آمد.

انتشار آثار استیون هاوکینگ در سال 1975، که در آن ایده تابش از سیاهچاله ها را مطرح کرد، دوره سوم را آغاز می کند. مرز بین دوره دوم و سوم نسبتاً خودسرانه است، زیرا تمام پیامدهای کشف هاوکینگ بلافاصله مشخص نشد، که مطالعه آن هنوز ادامه دارد.

نظریه گرانش نیوتن (که نظریه اصلی سیاهچاله ها بر اساس آن بود) لایتغیر لورنتس نیست، بنابراین نمی توان آن را برای اجسامی که با سرعت نزدیک به نور و نور حرکت می کنند، اعمال کرد. نظریه نسبیتی گرانش، بدون این اشکال، عمدتاً توسط انیشتین ایجاد شد (که سرانجام آن را در پایان سال 1915 تدوین کرد) و نظریه نسبیت عام (GTR) نامیده شد. بر این اساس است که است نظریه مدرنسیاهچاله های اخترفیزیکی

نسبیت عام فرض می کند که میدان گرانشی مظهر انحنای فضازمان است (که به این ترتیب معلوم می شود که شبه ریمانی است نه شبه اقلیدسی، همانطور که در نسبیت خاص است). ارتباط بین انحنای فضا-زمان و ماهیت توزیع و حرکت توده های موجود در آن توسط معادلات اساسی نظریه - معادلات اینشتین ارائه می شود.

از آنجایی که سیاهچاله ها سازندهای محلی و نسبتا فشرده هستند، هنگام ساخت نظریه آنها، معمولاً از وجود یک ثابت کیهانی غفلت می شود، زیرا تأثیرات آن برای چنین ابعاد مشخصه ای از مسئله بسیار کوچک است. سپس راه حل های ثابت برای سیاهچاله ها در چارچوب نسبیت عام، تکمیل شده توسط میدان های مواد شناخته شده، تنها با سه پارامتر مشخص می شوند: جرم (M)، تکانه زاویه ای (L) و بار الکتریکی (Q)، که مجموع مقادیر مربوطه هستند. ویژگی های کسانی که در هنگام فروپاشی وارد سیاهچاله شده اند و کسانی که دیرتر از اجسام و تشعشعات داخل سیاهچاله افتاده اند.

راه حل های معادلات انیشتین برای سیاهچاله ها با ویژگی های مربوطه (به جدول 1.1 مراجعه کنید):

جدول 1.1 حل معادلات انیشتین برای سیاهچاله ها

محلول شوارتزشیلد (1916، کارل شوارتزشیلد) یک راه حل ساکن برای یک سیاهچاله متقارن کروی بدون چرخش و بدون بار الکتریکی است.

راه حل رایسنر-نوردستروم (1916، هانس ریسنر (1918، گونار نوردستروم) یک راه حل ایستا از یک سیاهچاله متقارن کروی با بار، اما بدون چرخش است.

راه حل کر (1963، روی کر) یک راه حل ثابت و متقارن برای یک سیاهچاله در حال چرخش است، اما بدون بار.

راه حل Kerr-Newman (1965، E. T. Newman، E. Couch، K. Chinnapared، E. Exton، E. Prakash و R. Torrance) کامل ترین راه حل در حال حاضر است: ثابت و متقارن محور، به هر سه پارامتر بستگی دارد.

بر اساس مفاهیم مدرن، چهار سناریو برای تشکیل یک سیاهچاله وجود دارد:

1. فروپاشی گرانشی یک ستاره نسبتاً پرجرم (بیش از 3.6 جرم خورشید) در مرحله نهایی تکامل خود.

2. فروپاشی بخش مرکزی کهکشان یا گاز پیش کهکشانی. ایده های کنونی یک سیاهچاله عظیم را در مرکز بسیاری از کهکشان های مارپیچی و بیضی شکل قرار می دهد.

3. تشکیل سیاهچاله ها در لحظه انفجار بزرگ در نتیجه نوسانات میدان گرانشی و/یا ماده. چنین سیاهچاله هایی را ازلی می گویند.

4. پیدایش سیاهچاله ها در واکنش های هسته ای پرانرژی - سیاهچاله های کوانتومی.

سیاهچاله هایی با جرم ستاره ای به عنوان آخرین مرحله در زندگی برخی از ستارگان شکل می گیرند. پس از سوختن کامل سوخت گرما هسته ای و توقف واکنش، ستاره از نظر تئوری باید شروع به خنک شدن کند که منجر به کاهش فشار داخلی و فشرده سازی ستاره تحت تأثیر گرانش می شود. فشرده سازی می تواند در مرحله خاصی متوقف شود یا می تواند به فروپاشی گرانشی سریع تبدیل شود. بسته به جرم ستاره و حرکت چرخشی آن، ممکن است به سیاهچاله تبدیل شود.

شرایط (عمدتاً جرم) که تحت آن وضعیت نهایی تکامل ستاره‌ای سیاه‌چاله است، به اندازه کافی مورد مطالعه قرار نگرفته است، زیرا این امر مستلزم آگاهی از رفتار و حالات ماده در چگالی‌های بسیار بالا است که برای مطالعه تجربی غیرقابل دسترس است. مدل های مختلف تخمین کمتری از جرم سیاهچاله حاصل از فروپاشی گرانشی از 2.5 تا 5.6 جرم خورشید ارائه می دهند. شعاع سیاهچاله بسیار کوچک است - چند ده کیلومتر.

سیاهچاله های کلان پرجرم بر اساس ایده های مدرن، سیاهچاله های بسیار عظیم که بیش از حد رشد کرده اند، هسته اکثر کهکشان ها را تشکیل می دهند. اینها شامل سیاهچاله عظیم در هسته کهکشان ما می شود.

سیاهچاله های اولیه در حال حاضر وضعیت یک فرضیه را دارند. اگر در لحظات اولیه زندگی کیهان انحرافات کافی از یکنواختی میدان گرانشی و چگالی ماده وجود داشته باشد، سیاهچاله ها می توانند از طریق فروپاشی از آنها تشکیل شوند. علاوه بر این، جرم آنها از پایین محدود نمی شود، همانطور که در یک فروپاشی ستاره ای - جرم آنها احتمالا می تواند بسیار کوچک باشد. کشف سیاهچاله های اولیه به دلیل امکان مطالعه پدیده تبخیر سیاهچاله از جذابیت خاصی برخوردار است.

سیاهچاله های کوانتومی فرض بر این است که سیاهچاله های میکروسکوپی پایدار، به اصطلاح سیاهچاله های کوانتومی، می توانند در نتیجه واکنش های هسته ای ایجاد شوند. توصیف ریاضی چنین اجسامی نیازمند یک نظریه کوانتومی گرانش است که هنوز ایجاد نشده است. با این حال، از ملاحظات کلی، بسیار محتمل است که طیف جرمی سیاهچاله ها گسسته باشد و یک سیاهچاله حداقل وجود داشته باشد - سیاهچاله پلانک. جرم آن حدود 10 -5 گرم، شعاع - 10 -35 متر است. طول موج کامپتون یک سیاهچاله پلانک به ترتیب قدر با شعاع گرانشی آن برابر است.

حتی اگر حفره های کوانتومی وجود داشته باشند، عمر آنها بسیار کوتاه است، که تشخیص مستقیم آنها را بسیار مشکل ساز می کند. اخیراً آزمایشاتی برای کشف شواهدی از سیاهچاله ها در واکنش های هسته ای پیشنهاد شده است. با این حال، برای سنتز مستقیم یک سیاهچاله در یک شتاب دهنده، انرژی 1026 eV، که امروزه غیرقابل دسترسی است، مورد نیاز است. ظاهراً در واکنش‌های انرژی‌های فوق‌العاده، سیاه‌چاله‌های حد واسط مجازی می‌توانند ظاهر شوند. با این حال، طبق نظریه ریسمان، انرژی بسیار کمتری مورد نیاز است و می توان به سنتز رسید.

1.3 سیاهچاله با بار الکتریکی Reissner-Nordström

در طول جنگ جهانی اول، جی رایسنر و جی. نوردستروم راه حلی برای معادلات میدان گرانشی انیشتین کشف کردند که به طور کامل سیاهچاله "باردار" را توصیف می کند. چنین سیاهچاله ای ممکن است بار الکتریکی (مثبت یا منفی) یا بار مغناطیسی (مرتبط با قطب مغناطیسی شمال یا جنوب) داشته باشد. اگر اجسام دارای بار الکتریکی رایج هستند، پس آنهایی که دارای بار مغناطیسی هستند اصلاً وجود ندارند. اجسامی که میدان مغناطیسی دارند (مثلاً یک آهنربای معمولی، یک سوزن قطب نما، زمین) لزوماً دارای هر دو قطب شمال و جنوب هستند. تا همین اواخر، اکثر فیزیکدانان معتقد بودند که قطب های مغناطیسی همیشه فقط به صورت جفت اتفاق می افتند. با این حال، در سال 1975، گروهی از دانشمندان از برکلی و هیوستون اعلام کردند که در طی یکی از آزمایشات خود یک تک قطبی مغناطیسی را کشف کرده اند. اگر این نتایج تأیید شوند، معلوم می شود که بارهای مغناطیسی جداگانه می توانند وجود داشته باشند، به عنوان مثال. که قطب مغناطیسی شمال می تواند جدا از جنوب وجود داشته باشد و بالعکس. راه حل Reisner-Nordström این امکان را می دهد که سیاهچاله دارای میدان مغناطیسی تک قطبی باشد. صرف نظر از اینکه چگونه سیاهچاله بار خود را به دست آورده است، تمام ویژگی های آن بار در محلول رایسنر-نوردستروم در یک مشخصه ترکیب می شود - عدد Q. این ویژگی مشابه این واقعیت است که راه حل شوارتزشیلد به چگونگی سیاهی بستگی ندارد. سوراخ جرم خود را به دست آورد. می تواند از فیل ها، سنگ ها یا ستاره ها تشکیل شده باشد - نتیجه نهایی همیشه یکسان خواهد بود. علاوه بر این، هندسه فضا-زمان در راه حل Reisner-Nordström به ماهیت بار بستگی ندارد. می تواند مثبت، منفی، مطابق با قطب مغناطیسی شمال یا جنوب باشد - فقط مقدار کامل آن مهم است که می تواند به صورت |Q| نوشته شود. بنابراین، خواص سیاهچاله رایسنر-نوردستروم تنها به دو پارامتر بستگی دارد - جرم کل چاله M و بار کل آن |Q| (به عبارت دیگر بر قدر مطلق آن). فیزیکدانان با اندیشیدن به سیاهچاله های واقعی که می توانند در جهان ما وجود داشته باشند، به این نتیجه رسیدند که راه حل رایسنر-نوردستروم چندان قابل توجه نیست، زیرا نیروهای الکترومغناطیسی بسیار قوی تر از نیروهای گرانشی هستند. به عنوان مثال، میدان الکتریکی یک الکترون یا پروتون تریلیون ها تریلیون بار قوی تر از میدان گرانشی آن است. این بدان معنی است که اگر یک سیاهچاله بار کافی بزرگ داشته باشد، نیروهای عظیمی با منشاء الکترومغناطیسی به سرعت گاز و اتم های شناور در فضا را در همه جهات پراکنده می کنند. در مدت زمان بسیار کوتاهی، ذرات با علامت باری مشابه سیاهچاله، دافعه قدرتمندی را تجربه خواهند کرد و ذرات با علامت بار مخالف، جاذبه ای به همان اندازه به سمت آن خواهند داشت. با جذب ذرات با بارهای مخالف، سیاهچاله به زودی از نظر الکتریکی خنثی می شود. بنابراین، می‌توان فرض کرد که سیاه‌چاله‌های واقعی فقط بار کمی دارند. برای سیاهچاله های واقعی، مقدار |Q| باید بسیار کمتر از M باشد. در واقع، از محاسبات به دست می‌آید که سیاه‌چاله‌هایی که واقعاً می‌توانند در فضا وجود داشته باشند، باید جرم M حداقل یک میلیارد میلیارد برابر بیشتر از مقدار |Q| داشته باشند. از نظر ریاضی این با نابرابری بیان می شود

علیرغم این محدودیت های متأسفانه تاسف بار تحمیل شده توسط قوانین فیزیک، انجام یک تحلیل دقیق از راه حل Reisner-Nordström آموزنده است.

برای درک آسان‌تر ویژگی‌های راه‌حل رایسنر-نوردستروم، بیایید یک سیاه‌چاله معمولی را بدون بار در نظر بگیریم. همانطور که از راه حل شوارتزشیلد بر می آید، چنین حفره ای شامل یک تکینگی است که توسط یک افق رویداد احاطه شده است. تکینگی در مرکز سوراخ قرار دارد (در r = 0)، و افق رویداد در فاصله 1 شعاع شوارتزشیلد (دقیقا در r = 2M) است. حال تصور کنید که به این سیاهچاله یک بار الکتریکی کوچک دادیم. هنگامی که سوراخ باردار شد، باید به راه حل رایسنر-نوردستروم برای هندسه فضازمان مراجعه کنیم. دو افق رویداد در راه حل Reisner-Nordström وجود دارد. یعنی از دید یک ناظر از راه دور، دو موقعیت در فواصل مختلف از تکینگی وجود دارد که زمان حرکت خود را متوقف می کند. در کم‌اهمیت‌ترین بار، افق رویداد، که قبلاً در «ارتفاع» شعاع 1 شوارتزشیلد بود، کمی پایین‌تر به سمت تکینگی جابه‌جا می‌شود. اما شگفت‌انگیزتر این است که بلافاصله نزدیک به تکینگی، افق رویداد دوم ظاهر می‌شود. بنابراین، تکینگی در یک سیاهچاله باردار توسط دو افق رویداد - بیرونی و داخلی - احاطه شده است. ساختارهای یک سیاهچاله بدون بار (شوارتزشیلد) و یک سیاهچاله باردار Reisner-Nordström (برای M>>|Q|) در شکل 1 مقایسه شده است. 1.2.

اگر بار سیاهچاله را افزایش دهیم، افق رویداد بیرونی شروع به کوچک شدن می کند و افق درونی گسترش می یابد. در نهایت، هنگامی که بار سیاهچاله به مقداری می رسد که برابری M=|Q| برقرار است، هر دو افق با یکدیگر ادغام می شوند. اگر شارژ را حتی بیشتر کنید، افق رویداد به طور کامل ناپدید می شود و آنچه باقی می ماند یک تکینگی "برهنه" است. دستگاه خودپرداز<|Q| горизонты событий отсутствуют, так что сингулярность открывается прямо во внешнюю Вселенную. Такая картина нарушает знаменитое "правило космической этики", предложенное Роджером Пенроузом. Это правило ("нельзя обнажать сингулярность!") будет подробнее обсуждаться ниже. Последовательность схем на рис. 1.3 иллюстрирует расположение горизонтов событий у черных дыр, имеющих одну и ту же массу, но разные значения заряда.

برنج. 1.2. سیاهچاله های باردار و خنثی اضافه کردن حتی یک بار ناچیز منجر به ظهور یک افق رویداد دوم (داخلی) مستقیماً بالای تکینگی می شود.

ما می دانیم که انجیر. شکل 1.3 موقعیت افق رویداد را نسبت به تکینگی سیاهچاله ها در فضا نشان می دهد، اما تحلیل نمودارهای فضا-زمان برای سیاهچاله های باردار حتی مفیدتر است. برای ساخت چنین نمودارهایی - نمودارهای زمان در مقابل فاصله، با رویکرد "خط مستقیم" شروع می کنیم.

برنج. 1.3. تصویر سیاهچاله های باردار در فضا. با اضافه شدن بار به سیاهچاله، افق رویداد بیرونی به تدریج منقبض می شود و افق درونی گسترش می یابد. هنگامی که بار کل سوراخ به مقدار |Q|= M می رسد، هر دو افق در یک افق ادغام می شوند. در مقادیر بالاتر شارژ، افق رویداد به طور کلی ناپدید می شود و یک تکینگی باز یا "برهنه" باقی می ماند.

فاصله اندازه گیری شده به سمت بیرون از تکینگی به صورت افقی و زمان، طبق معمول، به صورت عمودی ترسیم می شود. در چنین نموداری، سمت چپ نمودار همیشه با یک تکینگی محدود می شود، که با خطی که به صورت عمودی از گذشته دور تا آینده دور ادامه دارد، توصیف می شود. خطوط جهان از افق رویداد نیز عمودی هستند و جهان بیرونی را از مناطق درونی سیاهچاله جدا می کنند.

در شکل شکل 1.4 نمودارهای فضا-زمان را برای چندین سیاهچاله نشان می دهد که جرم یکسان اما بارهای متفاوت دارند. در بالا، برای مقایسه، نموداری برای سیاهچاله شوارتزشیلد آمده است (به یاد داشته باشید که راه حل شوارتزشیلد همان راه حل Reisner-Nordström برای |Q|=0 است). اگر بار بسیار کوچکی به این سوراخ اضافه شود، افق دوم (داخلی) مستقیماً در نزدیکی تکینگی قرار خواهد گرفت. برای یک سیاهچاله با بار متوسط (M > |Q|)، افق داخلی دورتر از تکینگی قرار دارد و افق بیرونی ارتفاع خود را بالاتر از تکینگی کاهش داده است. در یک بار بسیار زیاد (M=|Q|؛ در این مورد ما از راه حل حد رایسنر-نوردستروم صحبت می کنیم)، هر دو افق رویداد در یکی ادغام می شوند. در نهایت، زمانی که شارژ فوق العاده زیاد است (M< |Q|), горизонты событий просто исчезают.

برنج. 1.4. نمودارهای فضا-زمان برای سیاهچاله های باردار این دنباله از نمودارها ظاهر فضازمان را برای سیاهچاله هایی که جرم یکسان اما بارهای متفاوت دارند را نشان می دهد. در بالا، برای مقایسه، نمودار یک سیاهچاله شوارتزشیلد (|Q|=0) آمده است.

برنج. 1.5. تکینگی "برهنه". سیاه چاله ای که بار آن هیولایی است (M<|Q|), вообще не окружает горизонт событий. Вопреки "закону космической этики" сингулярность красуется на виду у всей внешней Вселенной.

همانطور که در شکل دیده میشود. 1.5، در غیاب افق، تکینگی مستقیماً به جهان بیرونی باز می شود. یک ناظر دور می‌تواند این تکینگی را ببیند، و یک فضانورد می‌تواند مستقیماً به منطقه‌ای از فضا-زمان خمیده بدون عبور از هیچ افق رویدادی پرواز کند. یک محاسبه دقیق نشان می دهد که بلافاصله در کنار تکینگی، گرانش شروع به عمل به عنوان دافعه می کند. اگرچه سیاهچاله تا زمانی که فضانورد را به اندازه کافی از خود دور کند به سمت خود جذب می کند، اما اگر در فاصله بسیار کوتاهی به تکینگی نزدیک شود، دفع می شود. دقیقاً نقطه‌ی مقابل راه‌حل شوارتزشیلد، ناحیه‌ای از فضا است که بلافاصله در اطراف تکینگی رایسنر-نوردستروم است - این قلمرو ضد جاذبه است.

شگفتی های راه حل رایسنر-نوردستروم فراتر از دو افق رویداد و دافعه گرانشی نزدیک به تکینگی است. با یادآوری تجزیه و تحلیل دقیق راه حل شوارتزشیلد که در بالا انجام شد، می توان فکر کرد که نمودارهایی مانند آنچه در شکل نشان داده شده است. 1.4 تمام جنبه های تصویر را توصیف نمی کند. بنابراین، در هندسه شوارتزشیلد با مشکلات بزرگی مواجه شدیم که ناشی از همپوشانی نواحی مختلف فضا-زمان در یک نمودار ساده شده بود (شکل 1.9 را ببینید). در نمودارهایی مانند شکل، همان مشکلات در انتظار ما است. 1.4، بنابراین وقت آن است که به شناسایی و غلبه بر آنها بپردازیم.

درک ساختار جهانی فضا-زمان با اعمال قوانین ابتدایی زیر آسانتر است. نموداری به نام نمودار پنروز در شکل نشان داده شده است. 1.6، الف.

برنج. 1.6، الف. نمودار پنروز برای سیاهچاله شوارتزشیلد. در اینجا می توانید دورترین حومه دو جهان (I - ، I 0 و I + برای هر یک از آنها) را مشاهده کنید.

سیاهچاله شارژ رایسنر

همچنین می‌توان آن را نمودار پنروز برای مورد خاص سیاه‌چاله رایسنر-نوردستروم، زمانی که باری وجود ندارد، نامید (|Q|=0). علاوه بر این، اگر سوراخ رایسنر-نوردستروم را از شارژ محروم کنیم (یعنی به حد |Q|->0 برویم)، نمودار ما (هر چه که باشد) لزوماً در حد نمودار پنروز برای حل شوارتزشیلد کاهش می یابد. . از این رو اولین قانون ما چنین است: باید جهان دیگری در مقابل جهان ما وجود داشته باشد که دستیابی به آن فقط در خطوط ممنوعه فضایی امکان پذیر است.

هنگام ساختن نمودار پنروز برای یک سیاهچاله باردار، دلیلی وجود دارد که انتظار وجود جهان های زیادی را داشته باشیم. هر یک از آنها باید دارای پنج نوع بی نهایت (و) باشد.

این من است - بی نهایت زمان مانند در گذشته. این "مکان" است که همه اشیاء مادی (بوریا، واسیا، ماشا، زمین، کهکشان ها و هر چیز دیگری) از آن سرچشمه گرفته اند. همه این اجسام در امتداد خطوط جهان مانند زمان حرکت می کنند و باید به I + - بی نهایت زمان مانند آینده، جایی میلیاردها سال پس از "اکنون" بروند. علاوه بر این، I 0 وجود دارد - بی نهایت فضایی، و از آنجایی که هیچ چیز نمی تواند سریعتر از نور حرکت کند، هیچ چیز هرگز نمی تواند وارد I 0 شود. اگر هیچ جسمی که برای فیزیک شناخته شده است سریعتر از نور حرکت نکند، فوتون ها دقیقاً با سرعت نور در امتداد خطوط جهان که در نمودار فضا-زمان 45 درجه کج شده اند حرکت می کنند. این امکان معرفی بی نهایت نور از گذشته را فراهم می کند، جایی که همه پرتوهای نور از آنجا می آیند. سرانجام، بی نهایت نور آینده (جایی که همه «پرتوهای نور» می روند) وجود دارد.

علاوه بر این، هر یک از این جهان‌های بیرونی باید به صورت یک مثلث به تصویر کشیده شوند، زیرا روش نقشه‌برداری منسجم پنروز در این مورد مانند تیمی از بولدوزرهای کوچک عمل می‌کند و تمام فضا-زمان را در یک مثلث فشرده "تند" می‌کند. بنابراین، قانون دوم ما به شرح زیر خواهد بود: هر جهان خارجی باید به صورت یک مثلث نشان داده شود که دارای پنج نوع بی نهایت است. چنین جهان خارجی می تواند به سمت راست (مانند شکل 1.6b) یا به سمت چپ جهت گیری کند.

برنج. 1.6، ب. جهان بیرونی. در نمودار پنروز برای هر سیاهچاله، جهان بیرونی همیشه به صورت مثلثی با پنج بی‌نهایت (I، S~، I 0، S +، I +) نشان داده می‌شود. سمت راست (همانطور که در شکل نشان داده شده است) یا به سمت چپ.

برای رسیدن به قانون سوم، به یاد بیاورید که در نمودار پنروز (نگاه کنید به شکل 1.6a) افق رویداد سیاهچاله شوارتزشیلد دارای شیب 45 درجه بود. بنابراین، قانون سوم: هر افق رویدادی باید نور مانند باشد و بنابراین همیشه میل 45 درجه داشته باشد.

برای استخراج قانون چهارم (و آخرین) به یاد داشته باشید که هنگام عبور از افق رویداد، مکان و زمان در مورد سیاهچاله شوارتزشیلد تغییر نقش می دهند. از جانب تجزیه و تحلیل دقیقجهت‌های فضا مانند و زمان‌مانند برای یک سیاه‌چاله باردار نتیجه می‌شود که همین تصویر در اینجا به دست می‌آید. از این رو قانون چهارم: هر زمان که افق رویداد تلاقی می کند، فضا و زمان نقش ها را تغییر می دهند.

در شکل 1.7 قانون چهارمی که به تازگی فرموله شده است برای مورد یک سیاهچاله با بار کوچک یا متوسط نشان داده شده است (M>|Q|). دور از چنین سیاهچاله باردار، جهت فضا مانند موازی با محور فضا و جهت زمان مانند موازی با محور زمان است. پس از گذشتن از افق رویداد بیرونی، تغییری در نقش‌های این دو جهت خواهیم یافت - جهت فضا مانند اکنون با محور زمان موازی شده است و جهت زمان مانند اکنون موازی با محور مکانی شده است. با این حال، همانطور که ما به حرکت به سمت مرکز ادامه می دهیم و به زیر افق رویداد درونی فرو می رویم، شاهد تغییر نقش دوم هستیم. نزدیک به تکینگی، جهت جهات فضا مانند و زمان مانند همان می شود که از سیاهچاله دور بود.

برنج. 1.7. تغییر نقش های مکان و زمان (برای M>|Q|). هرگاه از افق رویداد عبور کرد، فضا و زمان نقش خود را تغییر می دهند. به این معنی که در یک سیاهچاله باردار، به دلیل وجود دو افق رویداد، دو بار تغییر کامل نقش ها برای مکان و زمان اتفاق می افتد.

معکوس شدن مضاعف نقش جهت‌های فضامانند و زمان‌مانند برای ماهیت تکینگی یک سیاه‌چاله باردار بسیار مهم است. در مورد سیاهچاله شوارتزشیلد که بار ندارد، فضا و زمان فقط یک بار نقش تغییر می کنند. در یک افق رویداد واحد، خطوط با فاصله ثابت در یک جهت فضا مانند (افقی) هدایت می شوند. این بدان معنی است که خطی که مکان تکینگی را نشان می دهد (r = 0) باید افقی باشد، یعنی. به صورت مکانی هدایت می شود. با این حال، هنگامی که دو افق رویداد وجود دارد، خطوط با فاصله ثابت نزدیک تکینگی دارای جهت زمانی (عمودی) هستند. بنابراین، خطی که موقعیت تکینگی سوراخ باردار را توصیف می کند (r = 0) باید عمودی باشد و باید به روشی مانند زمان جهت گیری شود. بنابراین، به نتیجه ای بسیار مهم می رسیم: تکینگی یک سیاهچاله باردار باید شبیه زمان باشد!

اکنون می توانید از قوانین بالا برای ساختن نمودار پنروز برای حل رایسنر-نوردستروم استفاده کنید. بیایید با تصور یک فضانورد در جهان ما (مثلاً فقط در زمین) شروع کنیم. او وارد سفینه فضایی خود می شود، موتورها را روشن می کند و به سمت سیاهچاله باردار می رود. همانطور که در شکل دیده میشود. 1.8، جهان ما مانند یک مثلث با پنج بی نهایت در نمودار پنروز به نظر می رسد. هر مسیر مجاز یک فضانورد باید همیشه روی نمودار با زاویه ای کمتر از 45 درجه نسبت به عمودی باشد، زیرا او نمی تواند با سرعت فوق العاده پرواز کند.

برنج. 1.8. بخش نمودار پنروز. بخشی از نمودار پنروز برای راه حل رایسنر-نوردستروم را می توان با در نظر گرفتن خطوط احتمالی جهان فضانوردی که از کیهان ما به یک سیاهچاله باردار سفر می کند، ساخت.

در شکل 1.8 چنین خطوط جهان مجاز با خطوط نقطه چین نشان داده شده است. وقتی فضانورد به سیاهچاله باردار نزدیک می شود، به زیر افق رویداد بیرونی (که باید دقیقاً 45 درجه کج شود) فرود می آید. با گذشتن از این افق، فضانورد هرگز نمی تواند به جهان ما بازگردد. با این حال، می تواند در زیر افق رویداد داخلی که شیب 45 درجه ای نیز دارد، فرو رود. در زیر این افق درونی، یک فضانورد ممکن است احمقانه با یک تکینگی مواجه شود که در آن در معرض دافعه گرانشی قرار می گیرد و فضازمان بی نهایت منحنی می شود. اما توجه داشته باشیم که نتیجه غم انگیز این پرواز به هیچ وجه اجتناب ناپذیر نیست! از آنجایی که تکینگی یک سیاهچاله باردار شبیه زمان است، باید با یک خط عمودی در نمودار پنروز نشان داده شود. همانطور که در شکل نشان داده شده است، یک فضانورد می تواند با هدایت فضاپیمای خود به دور از تکینگی در امتداد مسیر زمانی مجاز، از مرگ جلوگیری کند. 1.8. مسیر فرار او را از تکینگی دور می کند و دوباره از افق رویداد درونی که شیب 45 درجه ای نیز دارد عبور می کند. در ادامه پرواز، فضانورد از افق رویداد بیرونی فراتر می رود (و دارای شیب 45 درجه است) و وارد کیهان بیرونی می شود. از آنجایی که چنین سفری بدیهی است زمان می برد، توالی وقایع در امتداد خط جهانی باید از گذشته به آینده برود. بنابراین، فضانورد نمی تواند دوباره به جهان ما بازگردد، اما در نهایت در جهان دیگری، جهان آینده قرار می گیرد. همانطور که انتظار دارید، این جهان آینده باید مانند یک مثلث با پنج بی نهایت معمول در نمودار پنروز به نظر برسد.

لازم به تاکید است که هنگام ساختن این نمودارهای پنروز دوباره با سیاهچاله ها و سفیدچاله ها مواجه می شویم. یک فضانورد می تواند از افق رویداد بیرون بپرد و خود را در جهان بیرونی آینده بیابد. اکثر فیزیکدانان متقاعد شده اند که اصولاً سفیدچاله در طبیعت نمی تواند وجود داشته باشد. اما ما همچنان به تحلیل نظری خود درباره ساختار جهانی فضا-زمان ادامه خواهیم داد، که شامل وجود سیاه‌چاله‌های سفید و سیاه در کنار یکدیگر است.

اپیزودهای پرواز و نمودارهای نشان داده شده در شکل. 1.8 نباید چیزی بیش از بخشی از یک کل باشد. نمودار پنروز برای یک سیاهچاله باردار باید با حداقل یک نمونه از جهان دیگری در مقابل جهان ما تکمیل شود، که فقط در امتداد خطوط جهان مانند فضا (ممنوع) قابل دسترسی است. این نتیجه گیری بر اساس قانون 1 ما است: اگر بار آن را از یک سیاهچاله بردارید، نمودار پنروز باید به تصویری از راه حل شوارتزشیلد کاهش یابد. و اگرچه هیچ کس از جهان ما هرگز نمی تواند به این جهان "دیگر" به دلیل عدم امکان سفر سریعتر از نور نفوذ کند، ما هنوز می توانیم فضانوردی از آن جهان دیگر را در حال سفر به همان سیاهچاله باردار تصور کنیم. خطوط احتمالی جهان آن در شکل نشان داده شده است. 1.9.

برنج. 1.9. بخش دیگری از نمودار پنروز. این بخش جدید از نمودار پنروز برای راه حل رایسنر-نوردستروم را می توان با در نظر گرفتن خطوط احتمالی جهان یک فضانورد از یک جهان بیگانه ساخت.

چنین سفر یک فضانورد بیگانه از یک جهان دیگر دقیقاً مشابه سفر یک فضانورد است که از جهان ما، از زمین، پرواز کرده است. جهان بیگانه نیز در نمودار پنروز با مثلث معمولی به تصویر کشیده شده است. در راه رسیدن به سیاهچاله باردار، فضانورد بیگانه از افق رویداد بیرونی عبور می کند که باید دارای شیب 45 درجه باشد. بعداً با شیب 45 درجه به زیر افق رویداد داخلی فرود می آید. بیگانه اکنون با یک انتخاب روبرو است: یا به تکینگی زمان‌مانند برخورد کند (که در نمودار پنروز عمودی است)، یا بپیچد و دوباره از افق رویداد درونی عبور کند. برای جلوگیری از پایان ناگوار، بیگانه تصمیم می گیرد سیاهچاله را ترک کند و از افق رویداد داخلی که طبق معمول شیب 45 درجه دارد، خارج می شود. سپس از طریق افق رویداد بیرونی (در نمودار پنروز 45 درجه کج شده) به سوی جهان آینده جدید پرواز می کند.

هر یک از این دو سفر فرضی تنها دو قسمت از نمودار پنروز کامل را پوشش می دهد. همانطور که در شکل نشان داده شده است اگر به سادگی این قسمت ها را با یکدیگر ترکیب کنید، تصویر کامل به دست می آید. 1.10.

برنج. 1.10. نمودار پنروز کامل برای سیاهچاله Reisner-Nordström (M > > |Q|). یک نمودار پنروز کامل برای یک سیاهچاله با بار کوچک یا متوسط (M > |Q|) را می توان با اتصال بخش های نشان داده شده در شکل ایجاد کرد. 1.8 و 1.9. این نمودار تا بی نهایت هم در آینده و هم در گذشته تکرار می شود.

چنین نموداری باید بی نهایت بار در آینده و در گذشته تکرار شود، زیرا هر یک از دو فضانورد در نظر گرفته شده می توانند دوباره تصمیم بگیرند که کیهانی را که در آن ظهور کرده است ترک کنند و دوباره به یک سیاهچاله باردار بروند. بنابراین، فضانوردان می توانند به جهان های دیگر نفوذ کنند، حتی بیشتر در آینده. به همین ترتیب، می‌توانیم فضانوردان دیگری از جهان‌ها در گذشته‌های دور را تصور کنیم که به جهان ما می‌رسند. بنابراین، یک نمودار پنروز کامل در هر دو جهت در زمان تکرار می شود، مانند یک نوار بلند با الگوی استنسیل تکراری. به طور کلی، هندسه جهانی یک سیاهچاله باردار تعداد بی نهایت جهان گذشته و آینده را با جهان خودمان متحد می کند. این به همان اندازه شگفت انگیز است که با استفاده از یک سیاهچاله باردار، یک فضانورد می تواند از یک جهان به جهان دیگر پرواز کند. این تصویر باورنکردنی ارتباط نزدیکی با مفهوم سفیدچاله دارد که در فصل بعدی مورد بحث قرار خواهد گرفت.

رویکردی برای روشن کردن ساختار جهانی فضازمان که به تازگی توضیح داده شد، مربوط به مورد سیاهچاله‌هایی با بار کوچک یا کوچک بود (M>|Q|). با این حال، در مورد سیاه‌چاله نهایی رایسنر-نوردستروم (وقتی M=|Q|)، بار آنقدر بزرگ است که افق درونی و بیرونی با یکدیگر ادغام می‌شوند. این ترکیب دو افق رویداد منجر به تعدادی پیامد جالب می شود.

به یاد بیاورید که دور از یک سیاهچاله باردار (خارج از افق رویداد بیرونی)، جهت فضا مانند موازی با محور فضا و جهت زمان مانند موازی با محور زمان است. همچنین به یاد داشته باشیم که در نزدیکی تکینگی (زیر افق رویداد درونی - پس از اینکه فضا و زمان دو بار نقش‌های خود را تغییر دادند) جهت فضا مانند دوباره موازی با محور فضا است و جهت زمان مانند موازی با محور زمان است. همانطور که بار سیاهچاله رایسنر-نوردستروم بیشتر و بیشتر می شود، منطقه بین دو افق رویداد کوچکتر و کوچکتر می شود. هنگامی که در نهایت، بار آنقدر افزایش می یابد که M = |Q|، این ناحیه میانی به صفر کوچک می شود. در نتیجه، هنگام گذر از افق رویداد واحد بیرونی-درونی، فضا و زمان نقش‌هایشان را تغییر نمی‌دهند. البته، ما می‌توانیم به خوبی در مورد تغییر مضاعف نقش‌ها برای فضا و زمان صحبت کنیم که به طور همزمان در افق رویداد منفرد سیاه‌چاله نهایی رایسنر-نوردستروم اتفاق می‌افتد. همانطور که در شکل نشان داده شده است. 1.11، جهت زمان مانند در آن همه جا موازی با محور زمان است و جهت فضا مانند در همه جا موازی با محور مکانی است.

برنج. 1.11. نمودار فضا-زمان برای سیاهچاله نهایی رایسنر-نوردستروم (M=|Q|). وقتی بار سیاهچاله آنقدر زیاد می شود که M=|Q|، افق رویداد درونی و بیرونی با هم ادغام می شوند. این بدان معنی است که هنگام عبور از افق (دوگانه) حاصل، نقش مکان و زمان تغییر نمی کند.

اگرچه سیاهچاله نهایی رایسنر-نوردستروم تنها یک افق رویداد دارد، اما وضعیت در اینجا کاملاً متفاوت از مورد سیاهچاله شوارتزشیلد است که آن هم فقط یک افق رویداد دارد. همانطور که در شکل 1 مشاهده می شود، با یک افق رویداد واحد، همیشه تغییری در نقش جهت های فضا و زمان وجود دارد. 1.12. با این حال، افق رویداد سیاهچاله نهایی رایسنر-نوردستروم را می توان به عنوان "دوگانه" تفسیر کرد، یعنی. به عنوان افق های درونی و بیرونی که بر یکدیگر قرار گرفته اند. به همین دلیل است که تغییری در نقش های مکان و زمان ایجاد نمی شود.

برنج. 1.12. نمودار فضا-زمان برای سیاهچاله شوارتزشیلد (|Q|=0). اگرچه یک سیاهچاله شوارتزشیلد (که بار ندارد) فقط یک افق رویداد دارد، اما هنگام حرکت از یک سمت به سمت دیگر، فضا و زمان نقش تغییر می کنند. (مقایسه با شکل 1.11.)

این واقعیت که افق رویداد بیرونی و درونی در سیاهچاله نهایی رایسنر-نوردستروم ادغام می‌شوند به این معنی است که یک نمودار پنروز جدید مورد نیاز است. مانند قبل، می توان آن را با در نظر گرفتن خط جهانی یک فضانورد فرضی ساخت. در این مورد، فهرست قوانین یکسان باقی می‌ماند، با این استثنا که هنگام عبور از افق رویداد، مکان و زمان نقش‌ها را تغییر نمی‌دهند. بیایید فضانوردی را تصور کنیم که زمین را ترک می کند و در سیاهچاله نهایی رایسنر-نوردستروم می افتد. جهان ما، طبق معمول، به صورت یک مثلث در نمودار پنروز به تصویر کشیده شده است. پس از غواصی در زیر افق رویداد، فضانورد در انتخاب آزاد است: او می تواند به یک تکینگی برخورد کند، که شبیه زمان است و بنابراین باید به صورت عمودی در نمودار پنروز به تصویر کشیده شود، یا (شکل 1.13) فضاپیمای خود را از فضا دور کند. تکینگی در امتداد یک خط جهانی مجاز مانند زمان.

برنج. 1.13. نمودار پنروز برای سیاهچاله نهایی رایسنر-نوردستروم (M=|Q|). نموداری از ساختار جهانی فضا-زمان را می توان با در نظر گرفتن خطوط احتمالی جهان یک فضانورد که در سیاهچاله نهایی رایسنر-نوردستروم غواصی می کند و از آن بیرون می آید، ساخت.

اگر او راه دوم را انتخاب کرد، بعداً دوباره از افق رویداد عبور می کند و به جهان دیگری ظاهر می شود. او دوباره با یک جایگزین روبرو خواهد شد - ماندن در این جهان آینده و پرواز به برخی از سیارات، یا برگشتن و رفتن دوباره به سیاهچاله. اگر فضانورد به عقب برگردد، مسیر خود را به سمت نمودار پنروز ادامه خواهد داد و از هر تعداد جهان آینده بازدید خواهد کرد. تصویر کامل در شکل نشان داده شده است. 1.13. مانند قبل، نمودار بی نهایت بار در گذشته و آینده تکرار می شود، مانند یک نوار با الگوی استنسیل تکراری.

از نظر ریاضی، سیاهچاله ای با بار عظیم M نیز قابل قبول است<|Q|; правда, она не имеет смысла с точки зрения физики. В этом случае горизонты событий попросту исчезают, остается лишь "голая" сингулярность. Ввиду отсутствия горизонтов событий не может быть и речи о каком-то обмене ролями между пространством и временем. Сингулярность просто находится у всех на виду. "Голая" сингулярность - это не закрытая никакими горизонтами область бесконечно сильно искривленного пространства-времени.

اگر یک فضانورد، پس از خروج از زمین، به سمت تکینگی "لخت" بشتابد، مجبور نیست به زیر افق رویداد فرود آید. او همیشه در جهان ما باقی می ماند. نزدیک به تکینگی، نیروهای گرانشی دافعه قدرتمند بر روی آن عمل می کنند. با موتورهای به اندازه کافی قدرتمند، فضانورد، تحت شرایط خاص، می تواند به تکینگی سقوط کند، اگرچه این یک جنون محض از طرف او است.

برنج. 1.14. تکینگی "برهنه". در تکینگی "برهنه" (M<|Q|) горизонтов событий нет. Черная дыра этого типа не связывает нашу Вселенную с какой-либо другой Вселенной.

یک سقوط ساده در یک تکینگی - یک تکینگی "برهنه" جهان ما را با هیچ جهان دیگری متصل نمی کند. مانند هر سیاهچاله باردار دیگر، در اینجا نیز تکینگی شبیه زمان است و بنابراین باید با یک عمود در نمودار پنروز نشان داده شود. از آنجایی که در حال حاضر هیچ جهان دیگری به جز جهان ما وجود ندارد، نمودار پنروز برای یک تکینگی "لخت" بسیار ساده به نظر می رسد. از شکل 1.14 واضح است که جهان ما، طبق معمول، توسط مثلثی با پنج بی نهایت به تصویر کشیده شده است که در سمت چپ با یک تکینگی محدود شده است. هر چه در سمت چپ تکینگی باشد کاملاً از ما جدا شده است. هیچ کس و هیچ چیز نمی تواند از تکینگی عبور کند.

از آنجایی که سیاهچاله های واقعی فقط می توانند بارهای بسیار ضعیفی داشته باشند (اگر اصلاً داشته باشند)، بسیاری از مواردی که در بالا توضیح داده شد، فقط جنبه علمی دارند. با این حال، ما در نهایت قوانین بدون مشکلی را برای ساختن نمودارهای پیچیده Penrose ایجاد کردیم.

فصل 2. توسعه مدل ریسنر-نوردستروم از یک سیاهچاله باردار در محیط برنامه نویسی دلفی

2.1 توصیف ریاضی مدل

متریک Reissner-Nordström با عبارت زیر تعریف می شود:

که در آن ضریب متریک B(r) به صورت زیر تعریف می شود:

این یک عبارت در واحدهای هندسی است، که در آن سرعت نور و ثابت گرانش نیوتن هر دو برابر یک هستند، C = G = 1. در واحدهای معمولی، .

افق ها زمانی همگرا می شوند که ضریب متریک B(r) برابر با صفر باشد، که در افق های خارجی و داخلی r + و r- اتفاق می افتد:

از نقطه نظر مکان افق r ±، ضریب متریک B(r) به صورت زیر تعریف می شود:

شکل 2.1 نموداری از فضای Reissner-Nordström را نشان می دهد. این نموداری از فضای هندسه رایسنر-نوردستروم است. محور افقی نشان دهنده فاصله شعاعی و محور عمودی نشان دهنده زمان است.

دو خط قرمز عمودی افق درونی و بیرونی، در موقعیت های شعاعی r+ و r- هستند. خطوط زرد و اخرایی خطوط جهانی پرتوهای نور هستند که به ترتیب به صورت شعاعی به سمت داخل و خارج حرکت می کنند. هر نقطه در شعاع r در نمودار فضازمان، نمایانگر یک کره فضایی سه بعدی از یک دایره است که توسط ناظران ساکن در هندسه رایسنر-نوردستروم اندازه‌گیری شده است. خطوط بنفش تیره خطوط زمانی ثابت Reissner-Nordström هستند، در حالی که خطوط آبی عمودی خطوط دایره ثابت با شعاع r هستند. خط آبی روشن شعاع صفر را نشان می دهد، r = 0.

برنج. 2.1. نمودار فضایی رایسنر-نوردستروم

مانند هندسه‌های شوارتزشیلد، هندسه‌های رایسنر-نوردستروم در افق‌های خود رفتار ضعیفی از خود نشان می‌دهند و پرتوهای نور بدون عبور از افق به مجانبی در افق تمایل دارند. باز هم آسیب شناسی نشانه یک سیستم مختصات ایستا است. پرتوهای فروخورده نور در واقع از افق ها عبور می کنند و در هیچ افقی خاصیتی ندارند.

همانطور که در هندسه شوارتزشیلد، سیستم هایی وجود دارند که در افق ها بهتر عمل می کنند و فیزیک هندسه رایسنر-نوردستروم را به وضوح نشان می دهند. یکی از این سیستم های مختصات، سیستم مختصات فینکلشتاین است.

برنج. 2.2. طرح فضای Finkelstein برای هندسه Reissner-Nordström

طبق معمول، مختصات شعاعی فینکلشتاین r شعاع دایره است، به طوری که دایره متناظر توپ در شعاع r 2r است، در حالی که مختصات فینکلشتاین زمانی تعریف می‌شود که پرتوهای شعاعی نور (خطوط زرد) در حرکت باشند. زاویه 45 درجه در نمودار فضا-زمان.

زمان فینکلشتاین t F با زمان t رایسنر-نوردستروم با عبارت زیر مرتبط است:

ارسال شده در http://www.allbest.ru/

g(r) گرانشی در موقعیت شعاعی r شتاب داخلی است

g(r) =

ارسال شده در http://www.allbest.ru/

dt ff

ارسال شده در http://www.allbest.ru/

رنگ آمیزی خطوط، مانند سیاهچاله شوارتزشیلد: خط افق قرمز، خط آبی خط در شعاع صفر است، خطوط زرد و اخر به ترتیب خطوط جهانی برای پرتوهای نوری شعاعی فرود و خروجی هستند، در حالی که خطوط بنفش تیره و فیروزه ای به ترتیب خطوطی از زمان ثابت شوارتزشیلد و شعاع ثابت یک دایره هستند.

بیایید مدل آبشار فضای Reissner-Nordström را در نظر بگیریم. مدل آبشار برای یک سیاهچاله باردار هندسی Reissner-Nordström به خوبی کار می کند. با این حال، در حالی که در هندسه شوارتزشیلد، آبشار با سرعت فزاینده ای تا حد تکینگی مرکزی سقوط می کند، در هندسه رایسنر-نوردستروم به دلیل دافعه گرانشی ناشی از کشش یا فشار منفی میدان الکتریکی، سرعت آبشار کاهش می یابد.

آبشار Reissner-Nordström دقیقاً با همان متریک Gullstrand-Pineliv برای متریک شوارتزشیلد توصیف می شود، اما جرم M برای سرعت فرار با جرم M(r) شعاع داخلی r جایگزین می شود:

شکل 2.3. آبشار رایسنر-نوردستروم

جرم داخلی M(r) برابر با جرم M است که در بی نهایت مشاهده می شود، منهای جرم-انرژی Q 2 / (2r) در میدان الکتریکی

جرم الکترومغناطیسی Q 2 / (2r) جرم خارج از r مرتبط با چگالی انرژی E 2 / (8r) میدان الکتریکی E = Q/r 2 است که بار Q را احاطه کرده است.

سرعت فضای ورودی v از سرعت نور c در افق بیرونی r + = M + (M 2 - Q 2) 1/2 بیشتر است، اما به سرعت کمتر از سرعت نور در افق داخلی r - کاهش می یابد. = M - (M 2 - Q 2 ) 12 . سرعت تا نقطه صفر r 0 = Q 2 / (2M) در داخل افق داخلی کاهش می یابد. در این نقطه، فضا می چرخد و به عقب شتاب می گیرد و یک بار دیگر در افق درونی r - به سرعت نور می رسد. اکنون فضا وارد سفیدچاله می شود، جایی که فضا سریعتر از نور به سمت بیرون حرکت می کند. برنج. شکل 2.3 یک سفیدچاله را در همان مکان سیاهچاله نشان می دهد، اما در واقع، همانطور که از نمودار پنروز مشاهده می شود، سفیدچاله و سیاهچاله مناطق مختلف فضازمان هستند. همانطور که فضا در سفیدچاله به سمت بیرون سقوط می کند، دافعه گرانشی ناشی از فشار منفی میدان الکتریکی نسبت به کشش گرانشی جرم ضعیف می شود. فضای خروجی به سرعت نور در افق بیرونی سفیدچاله r+ کاهش می یابد. این فضا در منطقه جدیدی از فضا-زمان ظاهر می شود، احتمالاً یک جهان جدید.

2.2 نتایج مدل سازی یک سیاهچاله باردار Reissner-Nordström در محیط برنامه نویسی دلفی

مدلسازی با استفاده از روش بلوک انجام شد. این برنامه در پنج حالت عمل می کند که در آن امکان مشاهده فضای یک سیاهچاله از دیدگاه های مختلف وجود دارد.

1. ساختار یک سیاهچاله را مشاهده کنید. به شما امکان می دهد تا تغییرات در موقعیت افق های داخلی و خارجی را بسته به بار سیاهچاله شبیه سازی کنید. در حداقل شارژ Q = 0، تنها یک افق بیرونی مشاهده می شود که در شکل نشان داده شده است. 2.4.

برنج. 2.4. افق بیرونی سیاهچاله با شارژ صفر.

با افزایش شارژ، یک افق داخلی ظاهر می شود. در این حالت افق بیرونی با افزایش افق درونی منقبض می شود. می توانید با کشیدن نشانگر لغزنده به موقعیت مورد نظر، شارژ را افزایش دهید (شکل 2.5 را ببینید).

برنج. 2.5. افق بیرونی و درونی سیاهچاله در حضور بار.

هنگامی که بار به مقداری برابر با جرم سیاهچاله افزایش می یابد، افق های درونی و بیرونی در یکی می شوند، همانطور که در شکل نشان داده شده است. 2.6.

برنج. 2.6. افق بیرونی و درونی زمانی که مقدار بار برابر با جرم سیاهچاله باشد به یکی می پیوندند.

وقتی از مقدار بار جرم سیاهچاله فراتر رفت، افق ها ناپدید می شوند و یک تکینگی آشکار باز می شود.

2. مدلسازی نمودار فضایی در Reissner-Nordström. این حالت به شما امکان می‌دهد تا جهت‌های متغیر پرتوهای نور ورودی و خروجی را که در هندسه Reissner-Nordström نشان داده شده‌اند، مشاهده کنید. با تغییر شارژ، تصویر تغییر می کند. تغییر در پرتوهای نور را می توان در شکل مشاهده کرد. 2.7، 2.8 و 2.9.

برنج. 2.7. نمودار فضایی هندسه رایسنر-نوردستروم در شارژ صفر.

دو خط قرمز عمودی افق درونی و بیرونی هستند. خطوط زرد خطوط جهانی پرتوهای نور هستند که به صورت شعاعی به سمت داخل از پایین به بالا حرکت می کنند، خطوط اخرایی خطوط جهانی پرتوهای نور هستند که به صورت شعاعی به سمت بیرون و همچنین از پایین به بالا حرکت می کنند.

تغییر جهت (از بالا به پایین) پرتوهای زرد رنگ ورودی بین دو افق نشان دهنده تغییر مکان و زمان در افق بیرونی و درونی است که دو بار اتفاق می افتد.

پرتوهای نور زرد ورودی دارای مجانبی در افق هستند که به دلیل ویژگی های هندسه رایسنر-نوردستروم تصویر واقعی را منعکس نمی کند. در واقع از افق ها می گذرند و مجانبی بر روی خود ندارند.

برنج. 2.8. نمودار فضایی هندسه رایسنر-نوردستروم در حضور بار.

اسناد مشابه

تشکیل سیاهچاله ها محاسبه فروپاشی کروی ایده آل. نظریه مدرن تکامل ستارگان. فضا و زمان. ویژگی های سیاهچاله نظریه نسبیت عام اینشتین. جستجوی سیاهچاله ها افق رویداد و تکینگی.

ارائه، اضافه شده در 2016/05/12

سیاهچاله ها اسرارآمیزترین جسم در تمام علم هستند. شکل گیری و ویژگی های سیاهچاله ها معماها و گسترش کیهان. جمعیت شناسی سیاهچاله ها نظریه استیون هاوکینگ که نظریه نسبیت و مکانیک کوانتومی را در یک نظریه واحد ترکیب کرد.

ارائه، اضافه شده در 2016/10/20

سیاهچاله ها مناطقی از فضا هستند که به قدری متراکم هستند که حتی نور نیز نمی تواند بر کشش گرانشی آنها، یعنی هدف اصلی آنها غلبه کند. مشخصات کلی قضیه بیرخوف. جوهر مفهوم "کرم چاله"، آشنایی با ویژگی های کلیدی.

ارائه، اضافه شده در 01/08/2014

ویژگی های "سیاه چاله" - فضایی که در آن جاذبه گرانشی آنقدر قوی است که نه ماده و نه تشعشع نمی توانند این منطقه را ترک کنند. علائم غیرمستقیم وجود "سیاه چاله"، اعوجاج ویژگی های عادی اشیاء مجاور.

مقاله، اضافه شده در 2010/02/08

سیاهچاله محصول گرانش است. تاریخچه پیش بینی ها در مورد خواص شگفت انگیز سیاهچاله ها. مهمترین نتایج نظریه انیشتین. فرآیند فروپاشی گرانشی نسبیتی مکانیک آسمانی سیاهچاله ها جستجوها و مشاهدات. تابش اشعه ایکس.

چکیده، اضافه شده در 10/05/2011

تعریف و مفهوم نظری "سیاه چاله ها": شرایط ظاهری آنها، خواص، تأثیر میدان گرانشی بر اجرام نزدیک به آنها، روش های جستجو در کهکشان ها. نظریه ریسمان به عنوان یک احتمال فرضی تولد "سیاهچاله" میکروسکوپی.

کار خلاقانه، اضافه شده در 2009/04/26

آشنایی با تاریخچه کشف، ویژگی های شکل گیری، خواص (جرم، فشرده، نامرئی)، انواع (بسیار جرم، اولیه، کوانتومی)، اثر تبخیر، فرآیند فروپاشی گرانشی و جهت های جستجوی سیاهچاله ها.

چکیده، اضافه شده در 2010/05/08

سیاهچاله ها به عنوان منحصر به فرد در خواص خود محصول تکامل ستارگان، تجزیه و تحلیل سناریوهای تشکیل آنها. مقدمه ای بر ویژگی های ستاره های نوترونی. ویژگی های روش های تداخل سنجی رادیویی خط پایه فوق العاده طولانی بررسی سیاهچاله های کوانتومی

چکیده، اضافه شده در 2014/05/06

ظهور، توسعه و مرگ کیهان. ایجاد مدلی از کیهان. ایده "بیگ بنگ". کشف لحظه ای که کیهان شروع به ایجاد اولین اتم های خود کرد. گرانش سیاهچاله و سرعت فرار. اصول و مبانی تشکیل سیاهچاله ها.

ارائه، اضافه شده در 2012/02/16

افرادی که راه را به سوی ستاره ها هموار کردند. طرح کشتی مداری "بوران". شرح موقعیت، پارامترها و ویژگی های سیارات منظومه شمسی. ویژگی ها و ویژگی های یک سیاهچاله به عنوان یک جرم کیهانی. اهمیت عملی اکتشاف فضایی انسانی

ایده های موجود در مورد سیاهچاله ها بر اساس قضایای اثبات شده با استفاده از هندسه دیفرانسیل منیفولدها است. نتایج این نظریه در کتاب ارائه شده است و ما در اینجا آنها را تکرار نمی کنیم. با ارجاع خواننده برای جزئیات به تک نگاری ها و مجموعه ها، و همچنین مقالات و بررسی های اصلی، خود را به فهرست مختصری از مفاد اصلی زیربنای ایده های مدرن درباره سیاهچاله ها محدود می کنیم.

کلی‌ترین خانواده جواب‌های خلاء معادلات اینشتین، که فضا-زمان‌های مجانبی ثابت را با افق رویداد غیرمفرد و منظم در همه جا خارج از افق توصیف می‌کنند، دارای تقارن محوری و منطبق با خانواده کر دو پارامتری است. دو پارامتر مستقل و a جرم و گشتاور چرخشی سیاهچاله را تعیین می کنند. قضایای حمایت کننده از این گزاره در مقالاتی برای یک سیاهچاله غیر چرخشی فرموله شده و به متریک کر در . راه حل های معادلات غیر خلاء انیشتین که سیاهچاله ها را توصیف می کنند را می توان با تعداد زیادی پارامتر مشخص کرد. بنابراین، در مورد سیستم معادلات انیشتین-مکسول، ویژگی های ذکر شده در خانواده حل های کر-نیومن است که دارای چهار پارامتر است که در آن بارهای الکتریکی و مغناطیسی، منحصر به فرد بودن این خانواده ثابت می شود. راه‌حل‌هایی برای معادلات سیستم انیشتین-یانگ-میلز وجود دارد که سیاهچاله‌های حامل بارهای سنج (رنگی) را توصیف می‌کند، و همچنین سیستم‌های انیشتین-یانگ-میلز-هیگز با تقارن خود به خود شکسته، که تک قطبی‌های گرانشی نقطه‌ای و دایون‌های پنهان شده در زیر را توصیف می‌کنند. افق رویداد در ابرگرانش گسترده، راه حل هایی پیدا شده است که سیاهچاله های بسیار باردار با ساختار فرمیونی را توصیف می کند. مهم است که همه راه حل های ذکر شده برای میدان هایی با جرم صفر شناخته شده باشند.

میدان کر-نیومن

با به تعویق انداختن بحث راه حل های دارای بارهای مغناطیسی و گیج به § 18، اجازه دهید راه حل Kerr-Newman را با جزئیات بیشتری در نظر بگیریم، که یک بار الکتریکی دوار را توصیف می کند.

سیاه چاله. در مختصات بویر-لیندکوئیست مربع فاصله فضا-زمان شکل دارد

جایی که نماد استاندارد معرفی شده است

4-پتانسیل (-فرم) میدان الکترومغناطیسی که توسط رابطه تعیین می شود

at با پتانسیل بار نقطه ای در فضای مینکوفسکی تفاوتی ندارد. یک عبارت اضافی متناسب با a، در بی‌نهایت فضایی، با پتانسیل دوقطبی مغناطیسی مقدار مولفه‌های غیرصفر تانسور متریک متناقض برابر است (مختصات را 0، 1، 2، 3 شماره‌گذاری می‌کنیم)

برای متریک کر-نیومن 30 نماد کریستوفل غیر صفر وجود دارد که بیست و دو تای آنها به صورت زوجی برابر هستند.

جایی که نشان داده شده است

نمادهای کریستوفل حتی توابع تفاوت هستند و در صفحه استوایی متریک کر ناپدید نمی شوند. اجزای متصل باقی مانده نسبت به انعکاس در صفحه ای که مقادیر صفر می گیرند فرد هستند. در نظر گرفتن این موضوع هنگام حل معادلات حرکت ذرات مفید است.

اجزای غیر صفر تانسور میدان الکترومغناطیسی برابر هستند

که مربوط به برهم نهی میدان کولن و میدان دوقطبی مغناطیسی است.

عنصر خطی (1) به مختصات بستگی ندارد، بنابراین بردارها

بردارهای کشنده ای هستند که تغییرات زمانی و چرخش حول محور تقارن ایجاد می کنند. بردارهای کشنده و متعامد با یکدیگر نیستند

تقارن میدان الکترومغناطیسی با توجه به تبدیل های مشخص شده توسط بردارهای Killing در برابری صفر مشتقات Lie از 4 پتانسیل (3) در امتداد میدان های برداری (8) بیان می شود.

بردار در ناحیه ای که توسط نابرابری محدود شده است مانند زمان است

و در سطح ارگوسفر همسانگرد می شود

که بیضی از انقلاب است. در داخل ارگوسفر، بردار فضا مانند است، اما ترکیبی خطی از بردارهای کشتار وجود دارد.

که اگر نابرابری برقرار باشد، بردار کشتار در داخل ارگوسفر است

سطحی که روی آن ادغام می شوند افق رویداد است، موقعیت آن توسط ریشه بزرگ معادله تعیین می شود

کجا پیدا کنیم کجا

کمیت نقش سرعت زاویه ای چرخش افق را بازی می کند. مطابق با قضیه کلی، به زاویه بستگی ندارد

افق رویداد یک ابر سطح همسانگرد است که بخش فضایی آن دارای توپولوژی یک کره است. مساحت سطح دو بعدی افق با فرمول محاسبه می شود

چیزی که منجر به نتیجه می شود

طبق قضیه هاوکینگ، مساحت سطح افق رویداد یک سیاهچاله غوطه ور در یک محیط مادی که تانسور انرژی-ممنتوم آن شرایط تسلط انرژی را برآورده می کند، نمی تواند کاهش یابد. جرم و گشتاور چرخشی یک چاله می تواند به صورت جداگانه کاهش یابد و با از دست دادن گشتاور چرخشی خود، سیاهچاله جرمی کمتر از

که جرم "تقلیل ناپذیر" سیاهچاله نامیده شده است. قانون عدم کاهش سطح افق رویداد ماهیت مشترکی با قانون افزایش آنتروپی دارد که می تواند با از دست دادن اطلاعات در مورد وضعیت ماده در زیر افق رویداد مرتبط باشد. اگر سیاهچاله مقداری نداشت

آنتروپی، پس زمانی که مثلاً یک گاز گرم شده در فضای خارجی جذب می شود، کاهش آنتروپی رخ می دهد. استناد به ملاحظات کوانتومی خطر تضاد با قانون دوم ترمودینامیک را از بین می برد، زیرا معلوم می شود که در گرانش کوانتومی، آنتروپی یک سیاهچاله در واقع متناسب با مساحت سطح افق رویداد (21) در واحد مربع است. از طول پلانک

این همچنین با محاسبات قبلی اثر ایجاد ذرات در سیاهچاله ها در چارچوب نظریه نیمه کلاسیک مطابقت دارد. آنتروپی کل سیاهچاله و ماده جذب شده در این مورد کاهش نمی یابد، زیرا در طول جذب، جرم (و احتمالاً گشتاور چرخشی) سیاهچاله افزایش می یابد، در نتیجه مساحت سطح افق رویداد افزایش می یابد. افزایش. لازم به ذکر است که مخرج در (23) بسیار کوچک است، بنابراین، با یک تغییر ماکروسکوپیک در ناحیه افق، آنتروپی سیاهچاله به مقدار بسیار زیادی تغییر می کند.

در افق رویداد یک ترکیب خطی ثابت از اجزای 4 پتانسیل وجود دارد که به معنای پتانسیل الکترواستاتیک افق برای ناظری است که با افق می چرخد.

همچنین مقداری به نام "گرانش سطحی" یک سیاهچاله ثابت است که برابر است با شتاب (بر حسب واحد زمان مختصات) ذره ای که در حالت سکون در افق به شکل ثابت باقی مانده است.

که در آن بردار با فرمول (14) تعیین می شود. در (یعنی یک بردار همسانگرد است که روی سطح فوقانی قرار دارد

یکی دیگر از بردارهای همسانگرد نرمال شده توسط شرط برای متریک کر-نیومن، گرانش سطح افق برابر است با

آیا سیاهچاله ها بار دارند؟ سیاهچاله کوانتومی حقایق جالب در مورد سیاهچاله ها

معادله انیشتین

تشکیل سیاهچاله

ساختار و فیزیک سیاهچاله ها

سیاهچاله از چه چیزی تشکیل شده است؟

اگر در سیاهچاله بیفتید چه اتفاقی می افتد؟

سیاهچاله ها در کیهان

کاندیداهای ChD

چند سیاهچاله در کهکشان ما وجود دارد؟

بزرگترین سیاهچاله

تشخیص سیاهچاله ها

روش های تشخیص

ادغام و برخورد سیاهچاله ها

سیاهچاله ها چگونه می میرند؟

مشکل حل نشده فیزیک سیاهچاله

حقایق جالب در مورد سیاهچاله ها

ارسال کار خوب خود در پایگاه دانش ساده است. از فرم زیر استفاده کنید

اسناد مشابه

میدان کر-نیومن

مقالات جدید

مقالات محبوب