Черные дыры – загадки Вселенной.

Черные дыры – загадки Вселенной. Выполнил ученик: Бахарев Алексей ученик 10 класса  Руководитель – учитель физики Купенова Г.М. 2016­2017г. Содержание: Решение Шварцшильда Решение Райсснера — Нордстрёма Решение Керра Решение Керра — Ньюмена 1. Введение 2. Основная часть 2.1.Вступление 2.2.«Чёрная звезда» Мичелла 2.3.Решения уравнений Эйнштейна для чёрных дыр     2.4.Механические свойства мембраны черной дыры. 2.5.Образование черных дыр 2.6.Виды черных дыр  Черные дыры звездной массы  Сверхмассивные черные дыры  Первичные черные дыры  Квантовые черные дыры 2.7.Насколько большой может стать черная дыра? 2.8.Слияние черных дыр 2.9.Внутри черной дыры 3. Заключение 4. Источники 1 – Введение. Во вселенной немало загадочных и недостаточно изученных объектов. Таких как квазары, нейтронные звезды, темная энергия и темная материя. Но, конечно же, одними из самых интересных объектов является черные дыры. Черная дыра, возможно, наиболее фантастическая из всех концепций, созданных человеческим   разумом.   Черные   дыры   –   это   и   не   тела,   и   не   излучение.   Они представляют собой сгустки гравитации. Изучение природы черных дыр позволяет существенно расширить наше знание о фундаментальных свойствах пространства и времени.   Наиболее   замысловатые   свойства   структуры   физического   вакуума проявляются в окрестностях черных дыр, где возникают квантовые процессы. Еще более мощные (катастрофически мощные) квантовые процессы происходят внутри самой черной дыры (в окрестности сингулярности). Можно сказать, что черные дыры открывают путь в новое, очень широкое поле познания физического мира. Тема черных дыр является одной из актуальнейших тем современной астрономии, астрофизики   и   космологии,   так   как   эти   объекты   помогают   лучше   понять устройство нашей вселенной, с момента большого взрыва по настоящий день, а также позволят понять, что будет с нашей вселенной. Целью моей исследовательской работы является понимание того, что такое чёрная дыра. Перед собой я ставлю проблему изучения природы чёрных дыр, возможных механизмов их образования и эволюции. В своем реферате я расскажу о разных типах черных дыр, их слиянии, термодинамике. Одной из важных задач, которую я ставлю перед собой, является изучение и осмысление таких понятий, как горизонт событий, сингулярность, аккреция. 2 – Основная часть. Вступление. Черная   дыра   –   область   пространства,   в   которой   гравитационное   притяжение настолько сильно, что ни вещество, ни излучение не могут эту область покинуть. Для   находящихся   там   тел   вторая   космическая   скорость   (скорость   убегания) должна   была   бы   превышать   скорость   света,   что   невозможно,   поскольку   ни вещество, ни излучение не могут двигаться быстрее света. Поэтому из черной дыры ничто не может вылететь.  Граница черной дыры называется горизонтом событий1, а её характерный размер — гравитационным радиусом. Точный изобретатель термина «черная дыра» неизвестен, но само обозначение было популяризовано Джоном Арчибальдом Уилером и впервые публично употреблено в популярной лекции «Наша Вселенная: известное и неизвестное (Our Universe: the Known and Unknown)» 29 декабря 1967 года. Ранее подобные астрофизические объекты   называли   «сколлапсировавшие   звёзды»   или   «коллапсары»   (от   англ. collapsed stars), а также «застывшие звёзды» (англ. frozen stars). Вопрос о реальном существовании чёрных дыр тесно связан с тем, насколько верна теория гравитации, из которой следует их существование. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтверждённой экспериментально, является   общая   теория   относительности   (ОТО),   уверенно   предсказывающая возможность образования чёрных дыр, но их существование возможно и в рамках других   моделей.   Поэтому   наблюдательные   данные   анализируются   и интерпретируются,   прежде   всего,   в   контексте   ОТО,   хотя,   строго   говоря,   эта теория   не   является   экспериментально   подтверждённой   для   условий, соответствующих области пространства­времени в непосредственной близости от чёрных   дыр   звёздных   масс.   Поэтому   утверждения   о   непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, строго говоря, следует понимать в 1 Горизонт событий — воображаемая граница в пространстве-времени, разделяющая те события (точки пространства-времени), которые можно соединить с событиями на светоподобной (изотропной) бесконечности светоподобными геодезическими линиями (траекториями световых лучей), и те события, которые так соединить нельзя смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и   массивных,   а   также   обладающих   некоторыми   другими   наблюдаемыми свойствами,   что   их   можно   интерпретировать   как   чёрные   дыры   общей   теории относительности. Кроме того, чёрными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие данному выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам к такой чёрной   дыре   —   например,   это   могут   быть   коллапсирующие   звёзды   на   поздних стадиях   коллапса.   В   современной   астрофизике   этому   различию   не   придаётся большого   значения,   так   как   наблюдательные   проявления   «почти сколлапсировавшей» («замороженной») звезды и «настоящей» («извечной») чёрной дыры практически одинаковы.  «Чёрная звезда» Мичелла Концепция   массивного   тела,   гравитационное   притяжение   которого   настолько велико,  что  скорость,  необходимая  для  преодоления  этого  притяжения  (вторая космическая   скорость),   равна   или   превышает   скорость   света,   впервые   была высказана   в   1784   году   Джоном   Мичеллом   в   письме,   которое   он   послал   в Королевское общество. Письмо содержало расчёт, из которого следовало, что для тела   с   радиусом   в   500   солнечных   радиусов   и   с   плотностью   Солнца   вторая космическая   скорость   на   его   поверхности   будет   равна   скорости   света.   Таким образом,   свет   не   сможет   покинуть   это   тело,   и   оно   будет   невидимым.   Мичелл предположил, что в космосе может существовать множество таких недоступных наблюдению объектов. В 1796 году Лаплас включил обсуждение этой идеи в свой труд «Exposition du Systeme du Monde»,  однако  в  последующих   изданиях   этот раздел был опущен. Тем не менее, именно благодаря Лапласу эта мысль получила некоторую известность. Как   рассуждал  Мичелл?  Пушечное   ядро,  выстреленное  с  поверхности   планеты, полностью преодолеет ее притяжение, лишь если его начальная скорость превысит значение, называемое теперь второй космической скоростью и скоростью убегания. Если гравитация планеты столь сильна, что скорость убегания превышает скорость света, выпущенные в зенит световые корпускулы не смогут уйти в бесконечность. Это же произойдет и с отраженным светом. Следовательно, для очень удаленного наблюдателя   планета   окажется   невидимой.   Мичелл   вычислил   критическое значение радиуса такой планеты Rкр в зависимости от ее массы М, приведенной к массе нашего Солнца :  Решения уравнений Эйнштейна для чёрных дыр Так   как   чёрные   дыры   являются   локальными   и   относительно   компактными образованиями,   то   при   построении   их   теории   обычно   пренебрегают   наличием космологической   постоянной2,   так   как   её   эффекты   для   таких   характерных размеров задачи неизмеримо малы. Тогда стационарные решения для чёрных дыр в рамках ОТО, характеризуются только тремя параметрами: массой (M), моментом импульса   (L)   и   электрическим   зарядом   (Q),   которые   складываются   из соответствующих характеристик вошедших в чёрную дыру при коллапсе и упавших в неё позднее тел и излучений (если в природе существуют магнитные монополи, то чёрные дыры могут иметь также магнитный заряд (G), но пока подобные частицы не обнаружены). Любая чёрная дыра стремится в отсутствие внешних воздействий стать   стационарной,   что   было   доказано   усилиями   многих   физиков­теоретиков. Более того, представляется, что никаких других характеристик, кроме этих трёх, у не   возмущаемой   снаружи   чёрной   дыры   быть   не   может,   что   формулируется   в образной фразе Уилера как: «Чёрные дыры не имеют волос». Эта теорема означает, что у стационарной чёрной дыры внешних характеристик, помимо массы, момента импульса и определённых зарядов (специфических для различных материальных полей),   быть   не   может,  и   детальная   информация   о   материи   будет   потеряна   (и частично излучена вовне) при коллапсе. Большой вклад в доказательство подобных теорем для различных систем физических полей внесли Брэндон Картер, Вернер Израэль,   Роджер   Пенроуз,   Пётр   Крушель,   Маркус   Хойслер.   Сейчас представляется, что данная теорема верна для известных в настоящее время полей, хотя   в   некоторых   экзотических   случаях,   аналогов   которых   в   природе   не обнаружено, она нарушается. Решение Шварцшильда: 2 Космологическая постоянная — физическая постоянная, характеризующая свойства вакуума, которая вводится в общей теории относительности. Согласно   теореме   Биркхофа,   гравитационное   поле   любого   сферически симметричного   распределения   материи   вне   её   даётся   решением   Шварцшильда. Поэтому   слабо   вращающиеся   чёрные   дыры,   как   и   пространство­время   вблизи Солнца и Земли, в первом приближении тоже описываются этим решением. Две важнейшие черты, присущие чёрным дырам в модели Шварцшильда — это наличие   горизонта   событий   (он   по   определению   есть   у   любой   чёрной   дыры)   и сингулярности3, которая отделена этим горизонтом от остальной Вселенной. Решением   Шварцшильда   точно   описывается   изолированная   невращающаяся, незаряженная   и   не   испаряющаяся   чёрная   дыра   (это   сферически   симметричное решение уравнений гравитационного поля (уравнений Эйнштейна) в вакууме). Её горизонт   событий   —   это   сфера,   радиус   которой,   называется   гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда. Все   характеристики   решения   Шварцшильда   однозначно   определяются   одним параметром — массой. Так, гравитационный радиус чёрной дыры массы M равен:  Чёрная дыра с массой, равной массе Земли, обладала бы радиусом Шварцшильда в 9 мм (то есть Земля могла бы стать чёрной дырой, если бы кто­либо смог сжать её до такого размера). Для Солнца радиус Шварцшильда составляет примерно 3 км. Объекты, размер которых наиболее близок к своему радиусу Шварцшильда, но которые   ещё   не   являются   чёрными   дырами, —  это   нейтронные   звёзды.  Можно ввести понятие «средней плотности» чёрной дыры, поделив её массу на «объём, заключённый под горизонтом событий»: Эту формулу легко вывести: 3 Гравитациоо́нная сингуляо́рность (иногда сингулярность пространства-времени) — точка (или подмножество) в пространстве-времени, через которую невозможно гладко продолжить входящую в неё геодезическую линию. В таких областях становится неприменимым базовое приближение большинства физических теорий, в которых пространство-время рассматривается как гладкое многообразие без края. Средняя плотность падает с ростом массы чёрной дыры. Так, если чёрная дыра с массой   порядка   солнечной   обладает   плотностью,   превышающей   ядерную плотность, то сверхмассивная чёрная дыра с массой в 109 солнечных масс обладает средней плотностью порядка 20 кг/м³, что существенно меньше плотности воды. Таким   образом,   чёрную   дыру   можно   получить   не   только   сжатием   имеющегося объёма вещества, но и экстенсивным путём, накоплением огромного количества материала. Решение Райсснера — Нордстрёма Это   статичное   решение   (не   зависящее   от   временной   координаты)   уравнений Эйнштейна   для   сферически­симметричной   чёрной   дыры   с   зарядом,   но   без вращения. , где  ­ постоянная Кулона  — масштаб длины (в метрах), соответствующий  электрическому заряду Q (аналог радиуса Шварцшильда, только не для массы, а для заряда). Параметры   чёрной   дыры   не   могут   быть   произвольными.   Максимальный   заряд, который может иметь черная дыра Райсснера — Нордстрёма, равен  ,     где e — заряд электрона. При   превышении   этого   критического   заряда   формально   решение   уравнений Эйнштейна   существует,   но   «собрать»   такое   решение   из   внешнего   заряженного вещества   не   получится:   гравитационное   притяжение   не   сможет   компенсировать собственное электрическое отталкивание материи. Кроме того, надо заметить, что в реалистичных ситуациях чёрные дыры не должны быть сколь­либо значительно заряжены. Решение Керра Чёрная   дыра   Керра   обладает   рядом   замечательных   свойств.   Вокруг   горизонта событий   существует   область,   называемая   эргосферой,   внутри   которой   телам невозможно покоиться относительно удалённых наблюдателей. Они могут только вращаться   вокруг   чёрной   дыры   по   направлению   её   вращения.   Этот   эффект называется   «увлечением   инерциальной   системы   отсчёта»   и   наблюдается   вокруг любого вращающегося массивного тела, например, вокруг Земли или Солнца, но в гораздо   меньшей   степени.   Однако   саму   эргосферу   ещё   можно   покинуть,   эта область   не   является   захватывающей.   Размеры   эргосферы   зависят   от   углового момента вращения. Площадь поверхности горизонта черной дыры может быть записана через её массу M и угловой момент J=aM, где а – угловой момент на единичную массу (c = 1 G = 1): Вращательная энергия, или соответствующая масса  Mrot, черной дыры Керра есть следующая величина: Эта вращательная энергия (энергия вихревого гравитационного поля) может быть (в принципе) извлечена из черной дыры. Параметры  чёрной  дыры  не  могут  быть  произвольными   При  Jmax  = M2  метрика называется предельным решением Керра. Для пространства­времени Керра анализ был   проведён   Субраманьяном   Чандрасекаром   и   другими   физиками   и   было обнаружено,   что   керровская   чёрная   дыра   —   а   точнее   её   внешняя   область   — является   устойчивой.   Аналогично,   как   частные   случаи,   оказались   устойчивыми шварцшильдовские и рейсснер­нордстрёмовские дыры. Решение Керра — Ньюмена ее юе Решение К рра—Нь мена — точное решение уравнений Эйнштейна, описывающее невозмущённую электрически заряженную вращающуюся чёрную дыру.  Горизонт событий находится на радиусе: , и   следовательно   параметры   чёрной   дыры   не   могут   быть   произвольными: электрический   заряд   и   угловой   момент   не   могут   быть   больше   значений, соответствующих   исчезновению   горизонта   событий.   Должны   выполняться следующие ограничения:  — это ограничение для ЧД Керра — Ньюмена. Астрофизическая   значимость   решения   неясна,   так   как   предполагается,   что встречающиеся в природе коллапсары не могут быть существенно электрически заряжены. Механические свойства мембраны черной дыры Черная дыра – это сгусток гравитации, на ее горизонте нет вещества. Несмотря на это, горизонт выглядит для внешнего наблюдателя (вне черной дыры) и ведет себя как   физическая   мембрана,   сделанная   из   двумерной   вязкой   жидкости   с   электрическими   и   термодинамическими определенными   механическими, свойствами.   при   которой   горизонт рассматривается как мембрана, известна как мембранная парадигма4. Очень важно подчеркнуть, что мембранная парадигма не есть метод приближения или некоторая аналогия. Это точный формализм, который дает те же самые результаты, что и стандартный формализм общей теории относительности.   Эта   удивительная   точка   зрения, В соответствии с мембранным формализмом, с точки зрения внешнего наблюдателя мембрана   черной   дыры   имеет   определенную   поверхностную   плотность   массы определяемая соотношением: 4В физике чёрных дыр мембранная парадигма является полезной моделью для визуализации и вычисления эффектов, предсказываемых общей теорией относительности, без прямого рассмотрения области, окружающей горизонт событий чёрной дыры. В этой модели чёрная дыра представляется как классическая излучающая поверхность (или мембрана), достаточно близкая к горизонту событий — растянутый горизонт. Этот подход к теории чёрных дыр был разработан Кипом Торном, Ричардом Прайсом и Дугласом Макдональдом. Результаты, полученные с помощью такого подхода, считаются достаточно надёжными. Где   ­ относительное изменение площади поверхности элемента на единицу времени   наблюдателя   на   бесконечности.   Величина     для   классических процессов   всегда   неотрицательна,   следовательно,   величина     всегда неположительна.   Можно   сказать,   что   для   случая   черной   дыры,   находящейся   в равновесии   (например   невращающаяся   черная   дыра   (Шварцшильда)   или   черная дыра Керра в пустом пространстве),   = 0. В   мембране   существует   поверхностное   давление  pH  Шварцшильда это давление равно: .   Для   черной   дыры С точки зрения мембранного формализма гравитация черной дыры, находящейся в равновесии, производится поверхностным давлением pH. Сдвиговая   вязкость   горизонта     и   объемная   вязкость     горизонта соответственно равны: В мембранном подходе черная дыра рассматривается как двумерная мембрана с  хорошо известными механическими свойствами, что дает возможность  интуитивного понимания и количественного расчета процессов происходящих в  черной дыре при некоторых определенных условиях. Образование черных дыр По современным представлениям, есть четыре сценария образования чёрной дыры:  Гравитационный коллапс (катастрофическое сжатие) достаточно массивной звезды на конечном этапе её эволюции.  Коллапс   центральной   части   галактики   или   пра­галактического   газа. ) Современные представления помещают огромную ( чёрную  дыру   в  центр   многих,  если   не  всех,  спиральных   и   эллиптических галактик.   Например   в   центре   нашей   Галактики   находится   чёрная   дыра Стрелец   A*   массой   ,   вокруг   которой   вращается меньшая чёрная дыра.  Формирование   чёрных   дыр   в   момент   Большого   Взрыва   в   результате флуктуаций   гравитационного   поля   и/или   материи.   Такие   чёрные   дыры называются первичными.  Возникновение   чёрных   дыр   в   ядерных   реакциях   высоких   энергий   — квантовые чёрные дыры. Черные дыры звездных масс. Чёрные дыры звёздных масс образуются как конечный этап жизни звезды, после полного   выгорания   термоядерного   топлива   и   прекращения   реакции   звезда теоретически должна начать остывать, что приведёт к уменьшению внутреннего давления и сжатию звезды под действием гравитации. Сжатие может остановиться на   определённом   этапе,   а   может   перейти   в   стремительный   гравитационный коллапс.   В   зависимости   от   массы   звезды   и   вращательного   момента   возможны следующие конечные состояния: o Погасшая  очень  плотная  звезда, состоящая  в основном,  в зависимости  от массы, из гелия, углерода, кислорода, неона, магния, кремния или железа (основные   элементы   перечислены   в   порядке   возрастания   массы   остатка звезды). o Белый карлик. o Нейтронная звезда. o Чёрная дыра. По   мере   увеличения   массы   остатка   звезды   происходит   движение   равновесной конфигурации   вниз   по   изложенной   последовательности.   Вращательный   момент увеличивает   предельные   массы   на   каждой   ступени,   но   не   качественно,   а количественно (максимум в 2—3 раза). Условия (главным образом, масса), при которых конечным состоянием эволюции звезды является чёрная дыра, изучены недостаточно хорошо, так как для этого необходимо   знать   поведение   и   состояния   вещества   при   чрезвычайно   высоких плотностях,   недоступных   экспериментальному   изучению.   Дополнительные сложности представляет моделирование звёзд на поздних этапах их эволюции из­за сложности возникающего химического состава и резкого уменьшения характерного времени протекания процессов. Достаточно упомянуть, что одни из крупнейших космических катастроф, вспышки сверхновых, возникают именно на этих этапах эволюции   звёзд.   Различные   модели   дают   нижнюю   оценку   массы   чёрной   дыры, получающейся в результате гравитационного коллапса, от 2,5 до 5,6 масс Солнца. Радиус чёрной дыры при этом очень мал — несколько десятков километров. Впоследствии чёрная дыра может разрастись за счёт поглощения вещества — как правило,   это   газ   соседней   звезды   в   двойных   звёздных   системах   (столкновение чёрной дыры с любым другим астрономическим объектом очень маловероятно из­ за её малого диаметра) (см. Приложение 1). Процесс падения газа на любой компактный астрофизический объект, в том числе и на   чёрную   дыру,   называется   аккрецией5.   При   этом   из­за   вращения   газа формируется   аккреционный   диск6,   в   котором   вещество   разгоняется   до релятивистских скоростей, нагревается и в результате сильно излучает, в том числе и в рентгеновском диапазоне, что даёт принципиальную возможность обнаруживать такие   аккреционные   диски   (и,   следовательно,   чёрные   дыры)   при   помощи ультрафиолетовых   и   рентгеновских   телескопов.   Основной   проблемой   является малая   величина   и   трудность   регистрации   отличий   аккреционных   дисков нейтронных звёзд и чёрных дыр, что приводит к неуверенности в идентификации астрономических объектов с чёрными дырами. Основное отличие состоит в том, что газ, падающий на все объекты, рано или поздно встречает твёрдую поверхность, что   приводит   к   интенсивному   излучению   при   торможении,   но   облако   газа, падающее   на   чёрную   дыру,   из­за   неограниченно   растущего   гравитационного 5 Аккреция — процесс падения вещества на космическое тело из окружающего пространства. 6 Аккреционный диск — диск, образующийся вокруг космического тела в результате аккреции, если падающее вещество имеет момент вращения. Ситуация, приводящая к образованию аккреционного диска, в частности, возникает в тесных двойных системах. замедления времени (красного смещения) просто быстро меркнет при приближении к   горизонту   событий.   Столкновение   чёрных   дыр   с   другими   звёздами,   а   также столкновение нейтронных звёзд, вызывающее образование чёрной дыры, приводит к мощнейшему гравитационному излучению, которое, как ожидается, можно будет обнаруживать   в   ближайшие   годы   при   помощи   гравитационных   телескопов.   В настоящее   время   есть   сообщения   о   наблюдении   столкновений   в   рентгеновском диапазоне. Рассмотрим   пример   черной   дыры   звездной   массы,   известный   галактический источник рентгеновского излучения в созвездии Лебедя, Лебедь X­1 (сокращённо Cyg X­1). Он был открыт в 1964 году во время суборбитального полёта и является одним из ярчайших источников рентгеновского излучения, обладая максимальной плотностью потока 2,3×10−23Вт×м−2×Гц−1. Лебедь X­1 был первым рентгеновским источником ­ кандидатом в чёрные дыры и является среди них одним из самых изученных объектов. Известно, что его масса составляет 8,7 масс Солнца, показано, что объект слишком компактен, чтобы быть каким­либо объектом кроме чёрной дыры. Радиус его горизонта событий составляет примерно 26 км. Лебедь   X­1   входит   в   состав   массивной   двойной   системы,   располагающейся   на расстоянии   примерно   6000   световых   лет   от   Солнца.   Также   в   систему   входит голубой сверхгигант с переменным блеском, обозначенный HDE 226868. Объекты находятся на расстоянии 0,2 а.е. друг от друга, или 20 % расстояния от Земли до Солнца.   Звёздный   ветер   сверхгиганта   даёт   материал   для   аккреционного   диска вокруг   рентгеновского   источника.   Внутренняя   часть   диска,   разогретая   до миллионов  Кельвинов,  генерирует   наблюдаемое  рентгеновское   излучение.  Часть вещества   уносится   в   межзвёздное   пространство   двумя   джетами7,   бьющими перпендикулярно к диску. Двойная   система   может   принадлежать   к   звёздной   ассоциации   Лебедь  OB3,   что может означать, что возраст Лебедь X­1 составляет порядка пяти миллионов лет и он   сформировался   из   звезды   с   массой   более   40   солнечных.   Звезда   лишилась большей части вещества, скорее всего из­за звёздного ветра. Если бы после звезда взорвалась как сверхновая, взрыв с большой вероятностью выбросил бы звёздный 7Джеты, релятивистские струи (англ. jet) — струи плазмы, вырывающиеся из центров (ядер) таких астрономических объектов, как активные галактики, квазары и радиогалактики. остаток из системы. Это значит, что звезда сколлапсировала непосредственно в чёрную дыру. Сверхмассивные черные дыры. ие 5—1010  масс Сверхмасс вная чёрная дыр  — это чёрная дыра с массой около 10 Солнца. Сверхмассивные чёрные дыры были обнаружены в центре многих галактик, включая Млечный Путь (см. Приложение 2). ае Сверхмассивные чёрные дыры имеют специфические свойства, отличающие их от меньших чёрных дыр: o Парадоксально, но средняя плотность сверхмассивной чёрной дыры может быть очень мала (даже меньше плотности воздуха). o Приливные силы около горизонта событий значительно слабее. Из­за того, что центральная   сингулярность   расположена   настолько   далеко   от   горизонта, гипотетический   космонавт,   путешествующий   к   центру   чёрной   дыры,   не почувствует   действия   экстремальных   приливных   сил   до   тех   пор,   пока   не погрузится в неё очень глубоко. Общепринятой   теории   образования   черных   дыр   подобной   массы   еще   нет. Существует несколько гипотез, наиболее очевидной из которых является гипотеза, описывающая постепенное наращивание массы при аккреции вещества чёрной дыры звёздной массы. Другая гипотеза предполагает, что сверхмассивные чёрные дыры образуются   при   коллапсе   больших   газовых   облаков   и   их   превращении   в релятивистскую звезду массой в несколько сотен тысяч масс Солнца или больше. Такая звезда быстро становится нестабильной к радиальным возмущениям в связи с процессами образования электронно­позитронных пар, происходящими в её ядре, и может сколлапсировать сразу в чёрную дыру. При этом коллапс идёт минуя стадию сверхновой,   при   которой   взрыв   выбросил   бы   большую   часть   массы,   что   не позволило   бы   образоваться   сверхмассивной   чёрной   дыре.   Еще   одна   модель предполагает,   что   подобные   чёрные   дыры   могли   образоваться   при   коллапсе плотных звёздных кластеров, когда отрицательная теплоемкость системы приводит дисперсию   скорости   в   ядре   к   релятивистским   значениям.   Наконец,   первичные чёрные дыры могли образоваться из начальных возмущений сразу после Большого взрыва. Трудность   образования   сверхмассивной   чёрной   дыры   заключается   в   том,   что достаточное   для   этого   количество   вещества   должно   быть   сконцентрировано   в относительно небольшом объёме. Для этого у материи должен быть очень малый начальный   угловой   момент   —   то   есть   медленное   вращение.   Обычно   скорость процесса   аккреции   на   чёрную   дыру   лимитируется   именно   угловым   моментом падающей материи, который должен быть в основном передан обратно наружу, что ограничивает скорость роста массы чёрной дыры. Первичные черные дыры. Процессы образования первичных черных дыр с массой, меньшей солнечной, могли происходить   лишь   в   адронную   эру8,   когда   средняя   плотность   вещества   была достаточно высока. Первичных черных дыр образуется тем больше, чем больше была амплитуда начальных неоднородностей и чем “мягче” уравнения состояния вещества   в  момент   их   образования.  Дальнейшая   судьба   первичных   черных   дыр зависит от их массы. Черные дыры с массой от 1015 до 1033 г могли бы доживать до настоящего   времени   и   оказаться   “живыми   свидетелями”   процессов, происходивших во времени 10­23—10­5 с после “большого взрыва”. Черные дыры с массами  М1014,5  должны   испаряться   в   настоящую   эпоху.   Как   только   масса становится   меньше   1014  г,   черная   дыра   начинает   испускать   адроны.   Первичные черные   дыры   меньшей   массы   должны   были   взорваться   вскоре   после   своего возникновения. Квантовые чёрные дыры. Предполагается, что в результате ядерных реакций могут возникать устойчивые микроскопические   чёрные   дыры,   так   называемые   квантовые   чёрные   дыры.   Для 8Адронная эра, своим названием она обязана тому, что главными её действующими лицами были элементарные частицы с сильным взаимодействием - адроны (то есть протоны, нейтроны и другие массивные частицы). Она подразделяется на несколько частей. Прежде всего это планковская эпоха (около 10-43с), для которой пока не существует физической теории, объясняющей поведение вещества. Температура на этой стадии была около 10 32К. Далее идёт эпоха великого объединения с ещё неразделившимися сильным, слабым и электромагнитным взаимодействиями. Среди всех взаимодействий выделялась только гравитация. Эта фаза заканчивается при достижении температуры 1027К и времени 10-32с. В конце этой эпохи сильное взаимодействие отделяется от остальных и возникают кварки и связанные с ними элементарные частицы.Признаком окончания этого этапа стало начало бариосинтеза, то есть образование протонов, нейтронов и аннигиляции соответствующих им частиц. Потом наступает эпоха электрослабого взаимодействия, которая заканчивается при разделении слабого и электромагнитного взаимодействия в момент 10-7с и при температуре 1015К. математического   описания   таких   объектов   необходима   квантовая   теория гравитации.   Однако   из   общих   соображений   весьма   вероятно,   что   спектр   масс чёрных   дыр  дискретен   и  существует   минимальная   чёрная  дыра  —  планковская чёрная дыра. Её масса порядка 10−5  г, радиус — 10−35  м. Комптоновская длина волны910 11 9 Комптоновская длина волны (λC) — параметр элементарной частицы: величина размерности длины, характерная для релятивистских квантовых процессов, идущих с участием этой частицы. 10 11 1) 2) 3) 4)