Қара үңгір неліктен пайда болады
Қара тесік-гравитациялық тартылыс зат немесе сәулелену бұл аймақты тастап кете алмайтын кеңістік аймағы. Онда тұрған денелер үшін екінші ғарыштық жылдамдық (қашу жылдамдығы) жарық жылдамдығынан асып кетуі тиіс, бұл мүмкін емес, себебі зат та, сәулелену да жарықтан жылдам қозғала алмайды. Сондықтан қара тесіктен ештеңе ұшып кете алмайды. Жарық шықпайтын Облыстың шекарасы «оқиғалар көкжиегі» немесе қара тесіктің «көкжиегі» деп аталады.
Қара тесік пайда болу гипотезасының мәні мынада болады: егер заттың кейбір массасы оған сыни аз көлемде болса, онда өз тартылыс күші әсерінен мұндай зат қысылмайды. Гравитациялық апат пайда болады — гравитациялық коллапс. Сығылу нәтижесінде заттың концентрациясы өседі. Ақырында, оның бетіндегі тартылыс күші соншалықты үлкен болған кезде, оны жеңу үшін жарық жылдамдығынан асып түсетін жылдамдықты дамыту керек. Мұндай жылдамдықтар іс жүзінде қол жеткізе алмайды және қара тесіктің жабық кеңістігінен жарық сәулесі де, материяның бөлшектері де шығарылмайды. Қара тесіктің сәулеленуі» жабылған » гравитация болып табылады. Қара тесіктер тек Сәуле сіңіре алады
Тартылыс өрісі осы өрісті жасайтын сәулеленуді «құлыптай» алуы үшін масса (M) радиусы бар көлемге дейін қысылуы тиіс, «гравитациялық радиус» rg = 2GM/c2 . Осы себепті зертханада қара тесікті жасау және зерттеу мүмкін емес: кез келген ақылға қонымды массаның денесі (тіпті миллион тонна) қара тесік болуы үшін, оны Протон немесе нейтрон өлшемінен аз мөлшерге дейін қысу керек, сондықтан қара тесіктердің қасиеттері тек теориялық тұрғыдан зерттеледі.
Бірақ есептер астрономиялық масштабтағы денелер (мысалы, ауқымды жұлдыздар) оларда термоядролық отын сарқылғаннан кейін өзінің тартылуының әсерінен өзінің гравитациялық радиус мөлшеріне дейін қысылуы мүмкін екенін көрсетеді. Мұндай нысандарды іздеу 40 жылдан астам уақыт жүріп жатыр, қазір үлкен сеніммен бірліктен миллиардтаған күн массасын құрайтын қара тесіктерге бірнеше ықтимал кандидаттарды көрсетуге болады. Алайда, оларды зерттеу жерден үлкен қашықтықпен қиынға соғады. Қара тесіктердің болу фактісі күмән туғызу қиын болғанымен, олардың қасиеттерін практикалық зерттеу әлі алда.
1. Қара тесік туралы идея тарихы.
Ағылшын геофизигі және астрон Джон Мичелл табиғатта, тіпті жарық сәулесі де олардың бетінен шыға алмайды, соншалықты ауқымды жұлдыздар болуы мүмкін деп болжады. Ньютон, Мичелл заңдарын пайдалана отырып, егер күн массасы бар Жұлдыз 3 км-ден аспайтын радиус болса, онда тіпті жарық бөлшектері (ол Ньютонның артынан, корпускулдар санаған) осындай жұлдыздан алыс ұшып кете алмайтын еді деп есептеді. Сондықтан мұндай жұлдыз алыстан мүлдем қараңғы көрінеді. Мичелл бұл идеяны 27 қараша 1783 Лондон Корольдік қоғамының отырысында ұсынды. Мәселен, «Ньютон» қара тесік тұжырымдамасы дүниеге келді.
Осы идеяны өз кітабында әлемнің жүйесі (1796) француз математигі және астрон Пьер Симон Лаплас білдірді. Қарапайым есептеу оған: «Жердің тығыздығына тең, және диаметрі 250 есе үлкен күн диаметріне тең жарық жұлдыз өзінің тартымдылығына байланысты бізге бірде-бір жарық сәулесі бермейді; сондықтан әлемнің ең жарқын аспан денелері осы себепті көрінбейтін болады»деп жазуға мүмкіндік берді. Алайда мұндай жұлдыздың салмағы күн сәулесінен ондаған миллион есе асып кетуі керек еді. Ал одан әрі астрономиялық өлшеулер нақты жұлдыздардың массалары күн сәулесінен өте өзгеше еместігін көрсетті, Митчел мен Лапластың қара тесіктер туралы идеясы ұмытылды.
XIX ғасыр бойы өзінің массивтілігі салдарынан көрінбейтін денелердің идеясы ғалымдардың үлкен қызығушылығын тудырмады. Бұл классикалық физика аясында жарық жылдамдығы іргелі мәнге ие емес. Алайда XIX ғасырдың аяғы мен XX ғасырдың басында Дж.Максвеллом электродинамика заңдары, бір жағынан, есептеудің барлық инерциалды жүйелерінде орындалады, ал екінші жағынан, Галилейдің өзгерулеріне қатысты инвариант болып табылмайды. Бұл физикада қалыптасқан бір инерциалды есептеу жүйесінен екіншісіне ауысу сипаты туралы түсінік айтарлықтай түзетуді қажет ететінін білдіреді.
Лоренц қаласының электродинамикасын одан әрі дамыту барысында Максвелл теңдеулері инвариантты болып қалған кеңістіктік-уақыттық координаттардың (бүгінде Лоренцтің түрленуі ретінде белгілі) түрлендірулерінің жаңа жүйесі ұсынылды. Лоренц идеяларын дамыта отырып, А. Пуанкаре барлық басқа да физикалық заңдар да осы өзгерістерге қатысты инвариантты деп болжады.
1905 жылы А. Эйнштейн Лоренц және Пуанкаре концепцияларын өзінің арнайы салыстырмалылық теориясында (СТО) қолданды, онда инерциялық есептеу жүйелерін қайта құру Заңының рөлі Галилейдің қайта құруларынан Лоренцтің қайта құруларына түбегейлі көшті. Классикалық (галилеевски-инвариантты) механика жаңа, лоренц-инвариантты релятивистік механикке ауыстырылды. Соңғы жарық жылдамдығы аясында физикалық денені дамытатын шекті жылдамдық болды, бұл теориялық физикада қара тесіктердің мәнін түбегейлі өзгертті.
Алайда, Ньютон тарту теориясы (қара дыр бастапқы теориясы негізделген) лоренц-инвариантты емес. Сондықтан ол жарық және жарық жылдамдығымен қозғалатын денелерге қолданылмайды. Бұл кемшіліктен айырылған релятивистік тартылыс теориясы негізінен Эйнштейнмен (оны 1915 жылдың соңына дейін тұжырымдаған) құрылып, салыстырмалықтың жалпы теориясының (ОТО) атауын алды.
Екінші рет ғалымдар 1916 жылы қара тесіктермен» тап», неміс астрономы Карл Шварцшильд ОТО теңдеулерінің бірінші дәл шешімін алған кезде. Сондықтан rg шамасын жиі «шварцшильдовский радиусы» деп атайды, ал тиісті бет (Оқиғалар көкжиегі) – шварцшильдовск беті деп атайды. Теоретиктердің күш-жігерімен келесі жарты ғасырда Шварцшильд шешімінің көптеген таңғажайып ерекшеліктері анықталды, бірақ зерттеудің нақты нысаны ретінде қара тесіктер әлі қарастырылмады.
Рас, 1930 жылы кванттық механика және нейтронды ашқаннан кейін физиктер қалыпты жұлдыздардың эволюциясының өнімдері ретінде жинақы объектілердің (ақ карликтер және нейтронды жұлдыздардың)қалыптасу мүмкіндігін зерттеді. Бағалаулар ядролық отын жұлдызының жер қойнауында сарқылғаннан кейін оның ядросы кішкентай және өте тығыз АҚ карликке немесе одан да тығыз және өте кішкентай нейтрон жұлдызына айналуы мүмкін екенін көрсетті.
1934 жылы АҚШта жұмыс істеген Еуропалық астрономдар Цвикки Фриц және Вальтер Бааде гипотеза – жарқылдарын ұсынды жұлдыз ядросының апатты қысуынан туындаған жұлдызды жарылыстардың мүлдем ерекше түрі болып табылады. Осылайша бірінші рет жұлдыз коллапсын көру мүмкіндігі туралы идея пайда болды. Бааде мен Цвикки жарылыс нәтижесінде нейтрондардан тұратын өте тығыз туған жұлдыз пайда болады деген болжам айтты. Есептеулер мұндай объектілер шын мәнінде туылуы және тұрақты болуы мүмкін екенін көрсетті, бірақ жұлдыздың орташа бастапқы салмағы кезінде ғана. Бірақ егер жұлдыздың массасы күннің үш массасынан асып кетсе, онда оның апатты коллапсын тоқтата алмайды.
1939-да американдық физиктер Роберт Оппенгеймер және Хартланд Снайдер массивті жұлдыз ядросы шекті кіші объектіге тоқтаусыз коллапсациялауы тиіс деген тұжырымды негіздеді, оның айналасындағы кеңістіктің қасиеттері (егер ол айналмаса) Шварцшильдтың шешімімен сипатталған. Басқаша айтқанда, оның эволюциясының соңында массивті жұлдыз ядросы жылдам қысылып, қара тесік бола отырып, оқиғалар көкжиегіне кетіп қалуы тиіс. Бірақ мұндай объект («коллапсар» немесе «қатып қалған жұлдыз») Электромагниттік толқындарды шығармайтындықтан, астрономдар оны ғарышта табу өте қиын екенін түсінді, сондықтан ұзақ уақыт іздестіруге кірісті.
Ешқандай ақпарат тасығыш оқиғаның көкжиегінен шыға алмайтындықтан, қара тесіктің ішкі бөлігі қара тесік ішінде болып жатқан басқа ғаламға байланысты емес, физикалық процестер одан тыс процестерге әсер ете алмайды. Сонымен қатар, сырттан қара тесікке түсетін зат пен сәулелену горизонт арқылы ішке еркін өтеді. Қара тесік бәрін жұтып, ештеңе шығармайды деп айтуға болады. Осы себепті 1967 жылы американдық физик Джон Арчибальд Уилермен ұсынылған «қара тесік» термині дүниеге келді.
2. Қара тесіктерді қалыптастыру
Қара тесіктің қалыптасуының ең айқын жолы – жаппай жұлдыз ядросының коллапсы. Жұлдыздардың жер қойнауында ядролық отын қоры таусылғанға дейін, оның тепе-теңдігі термоядролық реакциялар (сутегінің гелийге, содан кейін көміртекке, және т.б., тіпті ең көлемді жұлдыздарда темірге дейін айналуы) есебінен сақталады. Бұл ретте бөлінетін жылу жұлдыздан оның сәулеленуі мен жұлдызды желмен кететін энергияның жоғалуын өтейді. Термоядролық реакциялар жұлдыздың жер қойнауында жоғары қысымды ұстап, оны өз гравитациясының әсерінен қысуға кедергі жасайды. Алайда уақыт өте келе ядролық отын таусылып, жұлдыз қысыла бастайды.