Черные дыры

Длительность технологического цикла
Расчет длительности производственного цикла с построением графика и оформлением решения в Word.

Свойства черных и белых дыр объединены в серых дырах. Так, серая дыра, антиколлапсируя и проявляя себя вначале как белая звезда, затем коллапсирует под гравитационный радиус и превращается в черную дыру. При определенных условиях это неоднократно повторяется, отон как бы колеблется, осциллирует, и в данном случае серая дыра называется осциллирующим отоном. При более детальном анализе серых дыр можно выделить светло- и темно-серые дыры. Но всем отонам присуще одно общее свойство – они являются дырами в пространстве-времени.

ДРУГИЕ ТИПЫ ЧЕРНЫХ ДЫР

Вращающиеся черные дыры

Черная дыра, о которой шла речь выше, относится к невращающимся. Однако большинство, если не все, звезды вращаются, и, следовательно, вращаются образовавшиеся из них черные дыры.

Мысль о том, что достаточно реалистические модели черных дыр должны обладать вращением, не нова. Однако целых пятьдесят лет после создания общей теории относительности во всех расчетах использовалось только решение Шварцшильда. Все понимали, что нужно учитывать влияние вращения, но никто не мог правильно решить уравнения Эйнштейна. Собственно говоря, полное решение уравнений гравитационного поля с учетом вращения должно зависеть от двух параметров – массы черной дыры и момента количества движения дыры. Кроме того, это решение должно быть асимптотически плоским, т. е. вдали от черной дыры пространство-время должно становиться плоским. Но уравнения гравитационного поля настолько сложны математически, что никому не удавалось отыскать ни одного точного решения, удовлетворяющего этим простым требованиям.

Решительный шаг вперед в этом направлении был сделан в 1963 г., когда Рой Керр, австралийский математик, работавший тогда в Техасском университете, нашел полное решение уравнений гравитационного поля вращающейся черной дыры. Решение это сложнее предложенного Шварцшильдом, и соответственно сложнее поведение черной дыры. Впервые почти за полсотни лет после основополагающей работы Эйнштейна астрофизики получили, наконец, математическое описание геометрии пространства-времени, окружающего массивный вращающийся объект. В 1975 году была доказана единственность решения Керра. Получение решения Керра является одним из важнейших достижений теоретической астрофизики середины ХХ в.

Как только наблюдатель приблизится к черной дыре Керра, он начнет вращаться в том же направлении, что и эта дыра. И чем ближе он к этой черной дыре, тем выше будет скорость вращения. На определенном расстоянии от оси вращения он обнаружит, что вращается со скоростью, близкой к световой. Та поверхность, на которой это произойдет, называется статическим пределом. Если же проникнуть за него, то можно обнаружить, что в такой черной дыре есть свой горизонт событий, и так же, как в случае со шварцшильдовской черной дырой, форма у него сферическая. С другой стороны, поверхность, соответствующая статическому пределу, сплющена и соприкасается с горизонтом событий только у полюсов. Область между этими поверхностями называется эргосферой.

Попав за горизонт событий, мы обнаружим сингулярность, хотя и отличную от предыдущей – тут она имеет форму кольца. Есть и другое важное отличие. Эйнштейн показал, что в случае шварцшильдовской черной дыры, для того, чтобы пройти через связанную с ней кротовую нору, необходимо иметь скорость больше световой. В случае, рассмотренном Керром, скорость может быть меньше световой.

Рассмотрим подробнее коллапс вращающейся звезды. Прежде всего, нам известно, что если звезда вращается, то по мере сжатия она будет вращаться все быстрее в соответствии с законом сохранения момента импульса. У коллапсирующей звезды, даже при небольшой скорости вращения (такой, как, например, у Солнца), к концу коллапса скорость возрастает на столько, что, не успев стать черной дырой, такая звезда разлетится. Для того, чтобы превратиться в черную дыру, звезда должна уменьшить скорость вращения, и, очевидно, со многими именно так и происходит. Поэтому логично предположить, что большинство массивных звезд превращаются в черные дыры Керра.

Предсказаны еще два типа черных дыр. Возможно, в природе их нет, но теоретически они очень важны. Когда звезда превращается в черную дыру, почти все ее характеристики растворяются в сингулярности. Мы никогда точно не узнаем ни ее температуру, ни состав: они утрачиваются при превращении звезды в черную дыру. Остаются только три характеристики: масса, момент вращения и заряд. Это и определяет существование четырех типов черных дыр. Кроме черных дыр Шварцшильда и Керра существуют черные дыры Рейснера – Нордстрема (невращающиеся заряженные) и черные дыры Керра – Ньюмена (вращающиеся заряженные).