Mají černé díry náboje. Černé díry s elektrickým nábojem. Zajímavá fakta o černých dírách

23.03.2022

Když člověk začal studovat vesmír, narazil na záhadný jev. Říká se tomu „černá díra“. Ukazuje se, že v časoprostoru existuje určitá oblast s vysokou gravitační přitažlivostí. Tím pádem se z něj nedokážou dostat ani předměty pohybující se rychlostí světla.

Mluvíme o kvantech samotného světla. Tyto oblasti jsou opravdu černé, pohlcují vše kolem a nikdy nepustí. O jejich povaze a schopnostech se můžeme jen dohadovat a nedostatek informací o tomto fenoménu vyvolává některé mýty.

Mýty o černých dírách

Albert Einstein jako první oznámil existenci černých děr. Zdálo by se, kdo, když ne tento velký vědec, teoretik času a prostoru, by měl prohlásit existenci černých děr? Ve skutečnosti nebyl první, kdo učinil takový předpoklad, ale John Mitchell. Stalo se to již v roce 1783, zatímco Einstein vytvořil svou teorii v roce 1916. Teorie se však v těch dnech ukázala jako nevyužitá, anglický kněz Mitchell pro ni prostě nenašel uplatnění. Sám začal přemýšlet o černých dírách a přijal Newtonovu teorii o povaze světla. V té době se věřilo, že se skládá z nejmenších hmotných částic, fotonů. Při přemýšlení o jejich pohybu si Mitchell uvědomil, že zcela závisí na gravitačním poli hvězdy, odkud částice začnou svou cestu. Vědce zajímalo, co by se stalo s fotony, kdyby gravitační pole bylo tak velké, že by světlo vůbec nevypouštělo. Zajímavé je, že právě Mitchell je považován za zakladatele seismologie, jak ji známe. Jako první to navrhl anglický kněz. Že se zemětřesení šíří po povrchu jako vlny.

Černé hvězdy nepohlcují prostor. Prostor si lze představit jako list gumy. Pak budou planety jakési koule, které na něj vyvíjejí tlak. V důsledku toho dochází k deformaci a přímé čáry mizí. Tak se objevuje gravitace, která vysvětluje pohyb planet kolem hvězd. S rostoucí hmotností se deformace pouze zvětšuje. Objevují se další poruchy pole, které určují sílu přitažlivosti. Orbitální rychlosti se zvyšují, což znamená stále rychlejší pohyb těles kolem objektu. Například planeta Merkur se pohybuje kolem Slunce rychlostí 48 km/sa hvězdy se pohybují ve vesmíru v blízkosti černých děr 100krát rychleji! V případě silné gravitační síly je možná srážka družice s většími objekty. A veškerá tato hmota směřuje ke středu – k černé díře.

Všechny černé díry jsou stejné. Mnohým z nás se zdá, že tento termín patří k předmětům, které jsou v podstatě stejné. Astronomové však dospěli k závěru, že černé díry mají několik druhů. Existují díry, které se otáčejí, některé mají elektrický náboj a jsou tací, kteří mají obě vlastnosti. Typicky se takové objekty objevují absorbováním hmoty, zatímco rotující černá díra se objeví, když se dvě obyčejné spojí. Takové formace v důsledku zvýšeného rozrušení prostoru začnou spotřebovávat mnohem více energie. Nabitá černá díra se promění v jeden obrovský urychlovač částic. Klasickým příkladem objektu této třídy je GRS 1915+105. Tato černá díra se otáčí rychlostí 950 otáček za sekundu a nachází se ve vzdálenosti 35 000 světelných let od naší planety.

Hustota černých děr je nízká. Tyto předměty, pro svou velikost, musí být velmi těžké, aby vytvořily přitažlivou sílu, která v nich udrží světlo. Pokud je tedy hmota Země stlačena na hustotu černé díry, dostanete kouli o průměru 9 milimetrů. Mezi Merkur a naši hvězdu by se vešel tmavý objekt o hmotnosti 4 milionů Slunce. Tyto černé díry, které jsou ve středu galaxií, mohou vážit 10-30 milionkrát více než Slunce. Taková grandiózní hmota v relativně malém objemu znamená, že černé díry mají obrovskou hustotu a procesy probíhající uvnitř jsou velmi silné.

Černé díry jsou velmi tiché. Těžko si představit, že obrovský tmavý objekt, nasávající do sebe vše kolem, byl také hlučný. Ve skutečnosti se vše, co spadne do této propasti, pohybuje konstantním zrychlením. Výsledkem je, že na hranici časoprostoru, kterou díky konečnosti rychlosti světla stále pociťujeme, jsou částice urychlovány téměř na rychlost světla. Když se hmota začne pohybovat na své limitní rychlosti, objeví se bublání. Je to důsledek přeměny energie pohybu na zvukové vlny. V důsledku toho se černá díra ukáže jako velmi hlučný objekt. V roce 2003 byli astronomové pracující na kosmické rentgenové observatoři Chandra schopni detekovat zvukové vlny vycházející z masivní černé díry. Nachází se ale ve vzdálenosti 250 milionů světelných let od nás, což opět ukazuje na hlučnost takových objektů.

Nic nemůže uniknout přitažlivosti černých děr. Toto tvrzení je správné. Když se totiž nějaké velké či malé objekty nacházejí v blízkosti černé díry, jistě je zachytí její gravitační pole. Přitom to může být jak malá částice, tak planeta, hvězda nebo dokonce galaxie. Pokud však na tento objekt působí síla větší, než je přitažlivost černé díry, bude se moci vyhnout zajetí smrti. Může to být například raketa. To je ale možné ještě předtím, než objekt dosáhne horizontu událostí, kdy světlo může ještě uniknout ze zajetí. Po této hranici nebude možné uniknout z objetí vše pohlcujícího vesmírného monstra. K úniku za horizont je totiž nutné vyvinout rychlost větší, než je rychlost světla. A to je nemožné ani teoreticky. Takže černé díry jsou skutečně černé - protože světlo se nikdy nedostane ven, nemůžeme se podívat dovnitř tohoto tajemného objektu. Vědci se domnívají, že i malá černá díra roztrhá nevědomého pozorovatele na částice, než dosáhne horizontu událostí. Gravitační síla roste nejen s přibližováním se ke středu planety a hvězdy, ale také směrem k černé díře. Pokud poletíte nohama napřed směrem k němu, pak gravitační síla v chodidlech bude mnohem vyšší než v hlavě a povede k okamžitému roztržení těla.

Černé díry nemění čas. Světlo obchází horizont událostí, ale nakonec pronikne dovnitř a zmizí v neexistenci. Co se tedy stane s hodinami, pokud spadnou do černé díry a budou tam dále pracovat? Když se přiblíží k horizontu událostí, začnou zpomalovat, až se nakonec zastaví. Takové zastavení času je spojeno s jeho gravitačním zpomalením, což vysvětluje Einsteinovu teorii relativity. Černá díra má tak velkou gravitační sílu, že dokáže zpomalit čas. Z pohledu hodinek se nic nezmění, ale zmizí z dohledu a světlo z nich se vlivem těžkého předmětu natáhne. Světlo se začne pohybovat do červeného spektra, jeho vlnová délka se zvýší. V důsledku toho se nakonec stane neviditelným.

Černá díra neprodukuje žádnou energii. Je známo, že tyto objekty vtahují celou okolní hmotu. Vědci naznačují, že vše uvnitř je stlačeno natolik, že se zmenší i prostor mezi atomy. V důsledku toho se rodí subatomární částice, které mohou vyletět. V tom jim pomáhají magnetické siločáry, které protínají horizont událostí. Výsledkem je, že uvolňování takových částic generuje energii a samotná metoda je poměrně účinná. Přeměna hmoty na energii v tomto případě poskytuje 50krát větší návratnost než v průběhu jaderné fúze. Samotná černá díra se jeví jako obrovský reaktor.

Mezi hvězdami a počtem černých děr neexistuje žádný vztah. Kdysi Carl Sagan, slavný astrofyzik, řekl, že ve vesmíru je více hvězd než zrnek písku na plážích celého světa. Vědci se domnívají, že toto číslo je stále konečné a je od 10 do 22. Co to má společného s černými dírami? Právě jejich počet určuje počet hvězd. Ukazuje se, že proudy částic uvolňované černými objekty expandují do bublin nějakého druhu, které se mohou šířit místy vzniku hvězd. Tyto oblasti se nacházejí v oblacích plynu, které po ochlazení dávají vzniknout svítidlům. A proudy částic zahřívají oblaka plynu a brání vzniku nových hvězd. V důsledku toho existuje neustálá rovnováha mezi aktivitou černých děr a počtem hvězd ve vesmíru. Pokud je totiž v galaxii příliš mnoho hvězd, pak se ukáže, že je příliš horká a výbušná, těžko tam vznikne život. A naopak, malý počet hvězd také nepomůže ke vzniku života.

Černé díry jsou vyrobeny z jiného materiálu než my.Řada vědců se domnívá, že černé díry pomáhají se zrodem nových prvků. A to lze pochopit, vzhledem k štěpení hmoty na nejmenší subatomární částice. Poté se podílejí na tvorbě hvězd, což nakonec vede ke vzniku prvků těžších než helium. Mluvíme o uhlíku a železe, nezbytných pro vznik pevných planet. Ve výsledku jsou tyto prvky součástí všeho, co má hmotnost, tedy člověka samotného. Je pravděpodobné, že skutečným stavitelem našeho těla je nějaká vzdálená černá díra.

Pojem černá díra zná každý – od školáků až po seniory, používá se ve sci-fi literatuře, ve žlutých médiích i na vědeckých konferencích. Ale ne každý ví, co přesně tyto díry jsou.

Z historie černých děr

1783 První hypotézu o existenci takového jevu, jako je černá díra, předložil v roce 1783 anglický vědec John Michell. Ve své teorii spojil dva výtvory Newtona – optiku a mechaniku. Michellova myšlenka byla tato: pokud je světlo proudem drobných částic, pak jako všechna ostatní tělesa by částice měly zažít přitažlivost gravitačního pole. Ukazuje se, že čím hmotnější je hvězda, tím obtížnější je pro světlo odolat její přitažlivosti. 13 let po Michellovi předložil francouzský astronom a matematik Laplace (s největší pravděpodobností nezávisle na svém britském protějšku) podobnou teorii.

1915 Všechna jejich díla však zůstala nevyžádaná až do začátku 20. století. V roce 1915 Albert Einstein publikoval Obecnou teorii relativity a ukázal, že gravitace je zakřivení časoprostoru způsobené hmotou, a o pár měsíců později ji německý astronom a teoretický fyzik Karl Schwarzschild použil k řešení konkrétního astronomického problému. Prozkoumal strukturu zakřiveného časoprostoru kolem Slunce a znovu objevil fenomén černých děr.

(John Wheeler vymyslel termín „černé díry“)

1967 Americký fyzik John Wheeler načrtl prostor, který lze zmačkat jako kus papíru do nekonečně malého bodu a označil ho jako „černá díra“.

1974 Britský fyzik Stephen Hawking dokázal, že černé díry, i když polykají hmotu bez návratu, mohou vyzařovat záření a nakonec se vypařit. Tento jev se nazývá „Hawkingovo záření“.

2013 Nejnovější výzkumy pulsarů a kvasarů a také objev kosmického mikrovlnného záření na pozadí konečně umožnily popsat samotný koncept černých děr. V roce 2013 se plynný mrak G2 přiblížil velmi blízko k černé díře a pravděpodobně jí bude pohlcen. Pozorování unikátního procesu poskytuje skvělé příležitosti pro nové objevy rysů černých děr.

(Masivní objekt Sagittarius A *, jeho hmotnost je 4 milionykrát větší než Slunce, což znamená shluk hvězd a vznik černé díry)

2017. Skupina vědců ze spolupráce několika zemí s teleskopem Event Horizon Telescope, která spojovala osm dalekohledů z různých míst zemských kontinentů, provedla pozorování černé díry, což je supermasivní objekt a nachází se v galaxii M87, souhvězdí Panny. Hmotnost objektu je 6,5 miliardy (!) hmotností Slunce, giganticky krát větší než hmotný objekt Sagittarius A *, pro srovnání, průměr je o něco menší než vzdálenost od Slunce k Plutu.

Pozorování probíhala v několika fázích, počínaje jarem 2017 a v průběhu období 2018. Množství informací bylo vypočítáno v petabajtech, které pak bylo nutné dešifrovat a získat skutečný obraz ultravzdáleného objektu. Další celé dva roky proto trvalo předskenování všech dat a jejich spojení do jednoho celku.

2019 Data byla úspěšně dekódována a zobrazena, čímž vznikl vůbec první snímek černé díry.

(Vůbec první snímek černé díry v galaxii M87 v souhvězdí Panny)

Rozlišení obrazu umožňuje vidět stín bodu, ze kterého není návratu ve středu objektu. Obraz byl získán jako výsledek interferometrických pozorování s extra dlouhou základní linií. Jedná se o tzv. synchronní pozorování jednoho objektu z více radioteleskopů, vzájemně propojených sítí a umístěných v různých částech zeměkoule, nasměrovaných jedním směrem.

Co jsou vlastně černé díry?

Lakonické vysvětlení jevu zní takto.

Černá díra je časoprostorová oblast, jejíž gravitační přitažlivost je tak silná, že ji žádný objekt, včetně světelných kvant, nemůže opustit.

Černá díra byla kdysi masivní hvězdou. Dokud termonukleární reakce udrží v jejích útrobách vysoký tlak, zůstává vše normální. Časem se ale zásoby energie vyčerpají a nebeské těleso se vlivem vlastní gravitace začne zmenšovat. Poslední fází tohoto procesu je kolaps hvězdného jádra a vznik černé díry.

1. Vyvržení výtrysku černé díry vysokou rychlostí

2. Disk hmoty roste v černou díru

3. Černá díra

4. Detailní schéma oblasti černé díry

5. Velikost nalezených nových pozorování

Nejběžnější teorie říká, že podobné jevy jsou v každé galaxii, včetně středu naší Mléčné dráhy. Obrovská gravitace díry je schopná udržet kolem sebe několik galaxií a zabránit jim, aby se od sebe vzdalovaly. "Oblast pokrytí" může být různá, vše závisí na hmotnosti hvězdy, která se proměnila v černou díru, a může být tisíce světelných let.

Schwarzschildův poloměr

Hlavní vlastností černé díry je, že jakákoliv hmota, která se do ní dostane, se už nikdy nemůže vrátit. Totéž platí pro světlo. Díry jsou ve svém jádru tělesa, která zcela pohlcují veškeré světlo, které na ně dopadá, a nevyzařují své vlastní. Takové předměty se mohou vizuálně jevit jako sraženiny absolutní tmy.

1. Pohybující se hmota poloviční rychlostí světla

2. Fotonový prstenec

3. Vnitřní fotonový prstenec

4. Horizont událostí v černé díře

Na základě Einsteinovy obecné teorie relativity, pokud se těleso přiblíží ke kritické vzdálenosti od středu díry, už se nemůže vrátit. Tato vzdálenost se nazývá Schwarzschildův poloměr. Co přesně se v tomto okruhu děje, není s jistotou známo, ale existuje nejběžnější teorie. Předpokládá se, že veškerá hmota černé díry je soustředěna v nekonečně malém bodě a v jeho středu se nachází objekt s nekonečnou hustotou, kterému vědci říkají singulární porucha.

Jak spadne do černé díry

(Na obrázku vypadá černá díra Sagittarius A * jako extrémně jasný shluk světla)

Není to tak dávno, v roce 2011, vědci objevili oblak plynu a dali mu jednoduchý název G2, který vyzařuje neobvyklé světlo. Taková záře může způsobit tření v plynu a prachu, způsobené činností černé díry Sagittarius A * a které se kolem ní otáčejí ve formě akrečního disku. Stáváme se tak pozorovateli úžasného jevu absorpce plynového mračna superhmotnou černou dírou.

Podle nedávných studií dojde k nejbližšímu přiblížení k černé díře v březnu 2014. Můžeme si znovu vytvořit obrázek o tom, jak tato vzrušující podívaná dopadne.

1. Když se oblak plynu poprvé objeví v datech, připomíná obrovskou kouli plynu a prachu.

2. Nyní, od června 2013, je mrak od černé díry vzdálen desítky miliard kilometrů. Padá do něj rychlostí 2500 km/s.

3. Očekává se, že mrak projde černou dírou, ale slapové síly způsobené rozdílem v přitažlivosti působící na přední a zadní okraj mraku způsobí, že se bude stále více prodlužovat.

4. Po rozbití mraku se většina z něj s největší pravděpodobností spojí do akrečního disku kolem Sagittarius A* a vytvoří v něm rázové vlny. Teplota stoupne na několik milionů stupňů.

5. Část mraku spadne přímo do černé díry. Nikdo přesně neví, co se s touto látkou stane, ale očekává se, že v procesu pádu bude vydávat silné proudy rentgenového záření a nikdo jiný ji neuvidí.

Video: Černá díra spolkne oblak plynu

(Počítačová simulace toho, kolik z oblaku plynu G2 bude zničeno a spotřebováno černou dírou Sagittarius A*)

Co je uvnitř černé díry

Existuje teorie, která tvrdí, že černá díra uvnitř je prakticky prázdná a veškerá její hmota je soustředěna v neuvěřitelně malém bodě umístěném v jejím samém středu – singularitě.

Podle jiné teorie, která existuje již půl století, vše, co spadne do černé díry, jde do jiného vesmíru umístěného v samotné černé díře. Nyní tato teorie není hlavní.

A existuje třetí, nejmodernější a nejhouževnatější teorie, podle které se vše, co spadne do černé díry, rozpouští ve vibracích strun na jejím povrchu, který je označen jako horizont událostí.

Jaký je tedy horizont událostí? Do nitra černé díry se nelze podívat ani pomocí supervýkonného dalekohledu, protože ani světlo, které se dostane do obřího kosmického trychtýře, nemá šanci se vrátit zpět. Vše, co lze nějak zvážit, je v jeho bezprostřední blízkosti.

Horizont událostí je podmíněná linie povrchu, z níž nemůže nic uniknout (ani plyn, ani prach, ani hvězdy, ani světlo). A to je velmi tajemný bod, odkud není návratu v černých dírách vesmíru.

Stávající představy o černých dírách jsou založeny na teorémech dokázaných pomocí diferenciální geometrie variet. Prezentace výsledků teorie je dostupná v knihách a nebudeme je zde opakovat. Odkazujeme-li čtenáře na podrobnosti k monografiím a sborníkům, stejně jako původním článkům a recenzím, omezíme se na stručný výčet hlavních ustanovení, která jsou základem moderních představ o černých dírách.

Nejobecnější rodina vakuových řešení Einsteinových rovnic, které popisují stacionární asymptoticky ploché časoprostory s nesingulárním horizontem událostí a jsou pravidelné všude mimo horizont, má osovou symetrii a shoduje se s dvouparametrovou Kerrovou rodinou. Dva nezávislé parametry a a definují hmotnost a moment hybnosti černé díry. Věty podporující toto tvrzení byly formulovány v dokumentech pro nerotující černou díru a zobecněny na Kerrovu metriku v . Řešení Einsteinových nevakuových rovnic popisujících černé díry lze charakterizovat velkým množstvím parametrů. Takže v případě Einstein-Maxwellovy soustavy rovnic má rodina Kerr-Newmanových řešení uvedené vlastnosti, která má čtyři parametry, kde elektrické, magnetické náboje, jedinečnost této rodiny byla prokázána v . Existují řešení pro Einstein-Yang-Millsův systém rovnic popisujících černé díry nesoucí kalibrační (barevné) náboje, stejně jako Einstein-Yang-Mills-Higgsův systém se spontánně narušenou symetrií, popisující bodové gravitační monopóly a dyony skryté pod událostí. horizont. V rozšířené supergravitaci byla nalezena řešení, která popisují extrémně nabité černé díry s fermionovou strukturou. Je nezbytné, aby všechna uvedená řešení byla známa pro pole nulové hmotnosti, která nemohou mít masivní vnější pole černé díry.

Kerr-Newmanovo pole

Odkládáme diskusi o řešeních s magnetickými a kalibračními náboji do § 18, uvažujme podrobněji Kerr-Newmanovo řešení popisující rotující elektricky nabitý

Černá díra. V Boyer-Lindqvistových souřadnicích má čtverec časoprostorového intervalu tvar

kde je zaveden standardní zápis

4-potenciál (-forma) elektromagnetického pole, definovaný vztahem

neboť se neliší od potenciálu bodového náboje v Minkowského prostoru. Další člen úměrný a se v prostorovém nekonečnu shoduje s potenciálem magnetického dipólu. Nenulové složky kontravariančního metrického tenzoru jsou

Pro metriku Kerr-Newman existuje třicet nenulových Christoffelových symbolů, z nichž dvacet dva je párově stejných

kde je uvedeno

Christoffelovy symboly jsou dokonce diferenční funkce a nemizí v rovníkové rovině Kerrovy metriky. Ostatní komponenty konektivity jsou liché s ohledem na odraz v rovině, kde nabývají nulových hodnot. To je užitečné mít na paměti při řešení rovnic pohybu částic.

Nenulové složky tenzoru elektromagnetického pole se rovnají

což odpovídá superpozici Coulombova pole a magnetického dipólového pole.

Prvek čáry (1) nezávisí na souřadnicích, tedy na vektorech

jsou zabíjející vektory generující posuny v čase a rotace kolem osy symetrie. Zabíjející vektory a nejsou navzájem ortogonální

Symetrie elektromagnetického pole vzhledem k transformacím daným Killingovými vektory je vyjádřena v rovnosti nule Lieových derivací 4-potenciálu (3) podél vektorových polí (8),

Vektor času je podobný v oblasti ohraničené nerovností

a stává se izotropním na povrchu ergosféry

což je elipsoid revoluce. Uvnitř ergosféry je vektor podobný prostoru, ale existuje lineární kombinace zabíjejících vektorů

což je časově podobný vektor zabíjení uvnitř ergosféry v případě nerovnosti

Povrch, na kterém se spojují, je horizont událostí, jeho poloha je určena velkým kořenem rovnice

kde kde najdeme

Veličina hraje roli úhlové rychlosti rotace horizontu; v souladu s obecnou větou nezávisí na úhlu

Horizont událostí je izotropní hyperpovrch, jehož prostorový řez má topologii koule. Plocha dvourozměrného povrchu horizontu se vypočítá podle vzorce

což vede k výsledku

Podle Hawkingova teorému se povrchová plocha horizontu událostí černé díry ponořené do hmotného média, jehož tenzor energie-hybnosti splňuje podmínky energetické dominance, nemůže zmenšit. Hmotnost a moment rotace díry se mohou individuálně snižovat, zatímco po úplné ztrátě rotačního momentu se ukáže, že černá díra bude mít hmotnost alespoň

který byl nazýván "neredukovatelnou" hmotností černé díry. Zákon neklesání plochy horizontu událostí má společnou povahu se zákonem rostoucí entropie, může být spojen se ztrátou informací o stavu hmoty, která je pod horizontem událostí. Kdyby černá díra nějaké neměla

entropie, pak by absorpce, řekněme, zahřátého plynu ve vnějším prostoru vedla k poklesu entropie. Použití kvantových úvah eliminuje nebezpečí rozporu s druhým termodynamickým zákonem, protože se ukazuje, že v kvantové gravitaci je entropie černé díry skutečně úměrná ploše horizontu událostí (21) v jednotkách čtverec Planckovy délky

To také odpovídá dřívějším výpočtům vlivu produkce částic v černých dírách v rámci semiklasické teorie. Celková entropie černé díry a absorbované hmoty se v tomto případě nesnižuje, protože hmotnost (a případně rotační moment) černé díry se během absorpce zvyšuje, v důsledku čehož povrchová plocha se zvyšuje horizont událostí. Je třeba poznamenat, že jmenovatel v (23) je extrémně malý, proto se při makroskopické změně oblasti horizontu entropie černé díry změní o velmi velkou hodnotu.

Na horizontu událostí je konstantní lineární kombinace složek 4-potenciálu, což má pro pozorovatele rotujícího s horizontem význam elektrostatického potenciálu horizontu.

Konstantní je také množství zvané „povrchová gravitace“ černé díry, které se rovná zrychlení (v jednotkách souřadnicového času) částice držené v klidu na horizontu v invariantní formě.

kde vektor je určen vzorcem (14). at (tj. je izotropní vektor ležící na hyperpovrchu

Další izotropní vektor normalizovaný podmínkou Pro Kerr-Newmanovu metriku je povrchová gravitace horizontu

Vědci z univerzit ve Valencii a Lisabonu se rozhodli podívat se za hranice obecné relativity, aby vyřešili hlavní problém s černými dírami – podivné jevy v jejich středu.

Elektricky nabité černé díry

Černá díra, kterou považují za zvláštní případ, který v přírodě neexistuje, protože je elektricky nabitá a neotáčí se kolem sebe. Tento podivný objekt není bodem nekonečné hustoty, ale červí dírou – jakýmsi mostem do jiného místa v čase a prostoru.

Aby vědci dospěli k tomuto závěru, srovnali černou díru s grafenem nebo krystalem. Jejich geometrie může být použita k reprodukci prostoru a času.

Časoprostorová anomálie

Stejně jako krystaly jsou nedokonalé ve své mikrostruktuře, lze centrální oblast černé díry interpretovat jako anomálii v prostoru a čase, a to vyžaduje nové geometrické prvky, které ji popíší přesněji. Vědci prozkoumali všechny možné možnosti, přičemž vzali v úvahu fakta, která pozorovali v přírodě.

Popsat rysy černých děr je stále neuvěřitelně obtížný úkol. K jejímu zajištění je nutné spojit teorii relativity a kvantovou mechaniku, které spolu fungují dost špatně.

Teorie vědců přirozeně řeší několik problémů při interpretaci elektricky nabitých černých děr. Nejprve vyřešili problém singularity, protože ve středu černé díry jsou "dveře" - červí díra, kterou může čas a prostor pokračovat.

Role červí díry

V interpretaci vědců je místo ve středu černé díry nahrazeno červí dírou, jejíž velikost je přímo úměrná jejímu elektrickému náboji. Čím větší je náboj, tím větší je červí díra. Teoreticky by mohl nějaký odvážný průzkumník skočit do této černé díry, kde by byl nasát intenzivními slapovými silami (proces zvaný spaghettifikace), prošel by červí dírou a mohl se vrátit zpět do vesmíru.

Tento objev je spíše kuriózní. Ačkoli červí díry jsou obvykle předpovídány v obecné relativitě, vyžadují nějakou exotickou hmotu, aby zůstaly stabilní. Místo toho se projevují v běžné hmotě a energii.

Elektricky nabité černé díry by se v přírodě neměly tvořit, zvláště pokud vedou k idiosynkratickým výsledkům, jako je vytvoření stabilní červí díry. Ale nakonec i skutečné černé díry byly kdysi považovány jen za fantazijní teoretický nápad.

Odeslat svou dobrou práci do znalostní báze je jednoduché. Použijte níže uvedený formulář

Studenti, postgraduální studenti, mladí vědci, kteří využívají znalostní základnu ve svém studiu a práci, vám budou velmi vděční.

Úvod

1.1 Koncept černé díry

Závěr

Reference

aplikace

Úvod

Černá díra je oblast v časoprostoru, jejíž gravitační přitažlivost je tak velká, že ji nemohou opustit ani objekty pohybující se rychlostí světla, včetně kvant světla samotného. Hranice této oblasti se nazývá horizont událostí a její charakteristická velikost se nazývá gravitační poloměr.

Teoreticky možnost existence takových oblastí časoprostoru vyplývá z některých exaktních řešení Einsteinových rovnic, z nichž první získal Karl Schwarzschild v roce 1915. Přesný vynálezce termínu není znám, ale samotné označení zpopularizoval John Archibald Wheeler a poprvé ho veřejně použil v populární přednášce „Our Universe: Known and Unknown“ 29. prosince 1967. Dříve se takovým astrofyzikálním objektům říkalo „kolapsované hvězdy“ nebo „kolapsary“ (z anglického kolapsované hvězdy), stejně jako „zmrzlé hvězdy“ (anglicky zmrazené hvězdy).

Relevance: V literatuře věnované fyzice černých děr je popis černých děr podle Reissnera-Nordströma přísně formalizován a má převážně teoretický charakter. Navíc astronom pozorující nebeská tělesa nikdy neuvidí strukturu nabité černé díry. Nedostatečné osvětlení této problematiky a nemožnost fyzikálního pozorování nabitých černých děr se stalo základem pro studium práce.

Účel práce: sestavit model černé díry podle řešení Reissner-Nordström pro vizualizaci událostí.

K dosažení cíle stanoveného v práci by měly být vyřešeny následující úkoly:

· Proveďte teoretický přehled literatury o fyzice černých děr a jejich struktuře.

· Popište Reissner-Nordströmův informační model černé díry.

· Sestavte počítačový model Reissner-Nordströmovy černé díry.

Výzkumná hypotéza: Nabitá černá díra existuje, pokud je hmotnost černé díry větší než její náboj.

Metoda výzkumu: počítačová simulace.

Předmětem výzkumu jsou černé díry.

Předmětem je struktura černé díry podle Reissner-Nordstromova řešení.

Jako informační základna sloužila pedagogicko-metodická, periodická a tištěná literatura ruských i zahraničních badatelů, fyziků a astrofyziků černých děr. Bibliografický seznam je uveden na konci práce.

Struktura práce je dána úkoly stanovenými ve studii a skládá se ze dvou kapitol. První kapitola je věnována teoretickému přehledu fyziky černých děr. Druhá kapitola pojednává o fázích Reissner-Nordströmova modelování černých děr a výsledku počítačového modelu.

Vědecká novinka: model umožňuje pozorovat strukturu Reissner-Nordströmovy černé díry, studovat její strukturu, zkoumat její parametry a vizuálně prezentovat výsledky simulace.

Praktický význam práce: prezentována ve formě vyvinutého Reissner-Nordstromova modelu nabité černé díry, který umožní demonstrovat výsledek modelu ve vzdělávacím procesu.

Kapitola 1. Teoretický přehled myšlenek o černých dírách

1.1 Koncept černé díry

Černá díra je v současnosti běžně chápána jako oblast ve vesmíru, jejíž gravitační přitažlivost je tak silná, že ji nemohou opustit ani objekty pohybující se rychlostí světla. Hranice této oblasti se nazývá horizont událostí a její poloměr (pokud je sféricky symetrický) se nazývá gravitační poloměr.

Otázka skutečné existence černých děr úzce souvisí s tím, jak správná je teorie gravitace, ze které jejich existence vyplývá. V moderní fyzice je standardní teorií gravitace, nejlépe potvrzenou experimentálně, obecná teorie relativity (GR), která s jistotou předpovídá možnost vzniku černých děr. Pozorovací data jsou proto analyzována a interpretována především v kontextu obecné relativity, i když přísně vzato tato teorie není experimentálně potvrzena pro podmínky odpovídající časoprostorové oblasti v bezprostřední blízkosti černých děr s hvězdnou hmotností (nicméně je dobře potvrzeno za podmínek odpovídajících supermasivním černým dírám). Proto tvrzení o přímých důkazech existence černých děr, přísně vzato, je třeba chápat ve smyslu potvrzení existence astronomických objektů, které jsou tak husté a masivní, stejně jako mají některé další pozorovatelné vlastnosti, že je lze interpretovat jako černé díry obecné teorie relativity.

Černé díry se navíc často nazývají objekty, které striktně neodpovídají výše uvedené definici, ale svými vlastnostmi se takové černé díře pouze přibližují – mohou to být například kolabující hvězdy v pozdních fázích kolapsu. V moderní astrofyzice se tomuto rozdílu nepřikládá velký význam, protože pozorovací projevy „téměř zhroucené“ („zamrzlé“) hvězdy a „skutečné“ („věčné“) černé díry jsou téměř stejné. Rozdíly ve fyzikálních polích kolem kolapsaru od těch pro "věčnou" černou díru se totiž zmenšují podle mocenských zákonů s charakteristickým časem řádu gravitačního poloměru děleného rychlostí světla.

Velmi hmotná hvězda se může dále zmenšovat (kolabovat) za pulsarem, než se stane záhadným objektem zvaným černá díra.

Pokud černé díry předpovězené teorií skutečně existují, pak jsou tak husté, že hmota rovnající se slunci je stlačena do koule o průměru menším než 2,5 km. Gravitační síla takové hvězdy je tak velká, že podle Einsteinovy teorie relativity vysává vše, co se k ní přiblíží, dokonce i světlo. Černou díru nelze vidět, protože ani světlo, ani hmota, ani žádný jiný signál nemůže překonat její gravitaci.

Rentgenový zdroj Cygnus X-1, umístěný ve vzdálenosti 8000 sv. let (2500 ks) v souhvězdí Labutě, možného kandidáta na černou díru. Cygnus X-1 je neviditelná zákrytová dvojhvězda (období 5-6 dní). Jeho pozorovatelnou složkou je modrý veleobr, jehož spektrum se mění z noci na noc. Rentgenové záření zaznamenané astronomy může být emitováno, když Cygnus X-1 svým gravitačním polem nasává hmotu z povrchu blízké hvězdy do rotujícího disku, který se tvoří kolem černé díry.

Rýže. 1.1. Černá díra NGC 300 X-1, jak ji vidí umělec.

Co se stane s kosmickou lodí, která se nešťastně přiblíží ve vesmíru k černé díře?

Silná gravitační síla černé díry vtáhne kosmickou loď dovnitř, čímž vznikne ničivá síla, která se při pádu lodi zesílí a nakonec ji roztrhne.

1.2 Analýza představ o černých dírách

V historii myšlenek o černých dírách lze podmíněně rozlišit tři období:

Druhé období je spojeno s rozvojem obecné teorie relativity, jejíž stacionární řešení rovnic získal v roce 1915 Karl Schwarzschild.

Publikace práce Stephena Hawkinga v roce 1975, ve které navrhl myšlenku záření z černých děr, začíná třetí období. Hranice mezi druhým a třetím obdobím je spíše libovolná, protože všechny důsledky Hawkingova objevu nebyly okamžitě jasné, jehož studium pokračuje dodnes.

Newtonova teorie gravitace (na níž byla založena původní teorie černých děr) není Lorentzova invariantní, takže ji nelze aplikovat na tělesa pohybující se blízkosvětelnou a světelnou rychlostí. Zbavena tohoto nedostatku byla relativistická teorie gravitace vytvořena především Einsteinem (který ji definitivně zformuloval koncem roku 1915) a byla nazývána obecnou teorií relativity (GR), . Právě na něm je založena moderní teorie astrofyzikálních černých děr.

Obecná teorie relativity naznačuje, že gravitační pole je projevem zakřivení časoprostoru (který se tak ukazuje jako pseudo-riemannovský, a nikoli pseudoeuklidovský, jako ve speciální teorii relativity). Souvislost mezi zakřivením časoprostoru a povahou rozložení a pohybu hmot v něm obsažených je dána základními rovnicemi teorie – Einsteinovými rovnicemi.

Vzhledem k tomu, že černé díry jsou lokální a relativně kompaktní útvary, při konstrukci jejich teorie se přítomnost kosmologické konstanty obvykle zanedbává, protože její účinky pro takové charakteristické dimenze problému jsou neměřitelně malé. Pak se stacionární řešení černých děr v rámci obecné relativity, doplněná o známá materiálová pole, vyznačují pouze třemi parametry: hmotností (M), momentem hybnosti (L) a elektrickým nábojem (Q), které jsou součtem odpovídající charakteristiky těch, kteří vstoupili do černé díry během kolapsu a spadli do ní později než tělesa a záření.

Řešení Einsteinových rovnic pro černé díry s odpovídajícími charakteristikami (viz tabulka 1.1):

Tabulka 1.1 Řešení Einsteinových rovnic pro černé díry

Schwarzschildovo řešení (1916, Karl Schwarzschild) je statické řešení pro sféricky symetrickou černou díru bez rotace a bez elektrického náboje.

Řešení Reissner-Nordström (1916, Hans Reissner (1918, Gunnar Nordstrom) je statické řešení sféricky symetrické černé díry s nábojem, ale bez rotace.

Kerrovo řešení (1963, Roy Kerr) je stacionární, osově symetrické řešení pro rotující černou díru, ale bez náboje.

Řešení Kerr-Newman (1965, E.T. Newman, E. Couch, K. Chinnapared, E. Exton, E. Prakash a R. Torrens) je v současnosti nejúplnějším řešením: stacionární a osově symetrické, závisí na všech třech parametrech.

Podle moderních konceptů existují čtyři scénáře pro vznik černé díry:

1. Gravitační kolaps poměrně hmotné hvězdy (více než 3,6 hmotnosti Slunce) v konečné fázi jejího vývoje.

2. Kolaps centrální části galaxie nebo pragalaktického plynu. Moderní koncepce umisťují obrovskou černou díru do středu mnoha, ne-li všech, spirálních a eliptických galaxií.

3. Vznik černých děr v okamžiku velkého třesku v důsledku kolísání gravitačního pole a/nebo hmoty. Takové černé díry se nazývají prvotní.

4. Vznik černých děr při jaderných reakcích vysokých energií - kvantové černé díry.

Černé díry o hvězdné hmotnosti se tvoří jako poslední fáze života některých hvězd. Po úplném vyhoření termojaderného paliva a ukončení reakce by se hvězda měla teoreticky začít ochlazovat, což povede k poklesu vnitřního tlaku a stlačení hvězdy vlivem gravitace. Komprese se může v určité fázi zastavit, nebo se může změnit v rychlý gravitační kolaps. V závislosti na hmotnosti hvězdy a rotačním momentu se může proměnit v černou díru.

Podmínky (hlavně hmotnost), za kterých je konečným stavem vývoje hvězdy černá díra, nejsou dobře známy, protože k tomu je nutné znát chování a stavy hmoty při extrémně vysokých hustotách, které jsou pro experimentální studium nepřístupné. . Různé modely poskytují nižší odhad hmotnosti černé díry v důsledku gravitačního kolapsu, od 2,5 do 5,6 hmotností Slunce. Poloměr černé díry je velmi malý - několik desítek kilometrů.

Supermasivní černé díry. Rozšířené velmi masivní černé díry tvoří podle moderních koncepcí jádro většiny galaxií. Patří mezi ně masivní černá díra v jádru naší galaxie.

Primordiální černé díry mají v současnosti status hypotézy. Pokud by v počátečních okamžicích života Vesmíru existovaly dostatečné odchylky od homogenity gravitačního pole a hustoty hmoty, mohly by z nich kolapsem vzniknout černé díry. Jejich hmotnost přitom není zdola omezena, jako při hvězdném kolapsu – jejich hmotnost by pravděpodobně mohla být docela malá. Detekce primordiálních černých děr je zajímavá zejména v souvislosti s možností studia fenoménu vypařování černých děr.

Kvantové černé díry. Předpokládá se, že v důsledku jaderných reakcí se mohou objevit stabilní mikroskopické černé díry, tzv. kvantové černé díry. Matematický popis takových objektů vyžaduje kvantovou teorii gravitace, která dosud nebyla vytvořena. Z obecných úvah je však velmi pravděpodobné, že hmotnostní spektrum černých děr je diskrétní a existuje zde minimální černá díra – Planckova černá díra. Její hmotnost je asi 10 -5 g, poloměr - 10 -35 m. Comptonova vlnová délka Planckovy černé díry se řádově rovná jejímu gravitačnímu poloměru.

I když existují kvantové díry, jejich životnost je extrémně krátká, takže jejich přímá detekce je velmi problematická. Nedávno byly navrženy experimenty s cílem nalézt důkazy o výskytu černých děr v jaderných reakcích. Pro přímou syntézu černé díry v urychlovači je však potřeba energie 10 26 eV, dnes nedosažitelná. Zdá se, že virtuální střední černé díry se mohou objevit při supervysokoenergetických reakcích. Podle teorie strun je však zapotřebí mnohem méně energie a lze provést syntézu.

1.3 Černé díry s elektrickým nábojem Reissner-Nordström

Během první světové války objevili G. Reisner a G. Nordström řešení Einsteinových rovnic gravitačního pole, které kompletně popisuje „nabitou“ černou díru. Taková černá díra může mít elektrický náboj (kladný nebo záporný) nebo magnetický náboj (odpovídající severnímu nebo jižnímu magnetickému pólu). Pokud jsou elektricky nabitá tělesa běžná, pak magneticky nabitá tělesa nejsou vůbec. Tělesa, která mají magnetické pole (například obyčejný magnet, střelka kompasu, Země), nutně mají severní i jižní pól najednou. Až donedávna se většina fyziků domnívala, že magnetické póly se vždy vyskytují pouze v párech. V roce 1975 však skupina vědců z Berkeley a Houstonu oznámila, že v jednom ze svých experimentů objevili magnetický monopól. Pokud se tyto výsledky potvrdí, pak se ukáže, že mohou existovat samostatné magnetické náboje, tzn. že severní magnetický pól může existovat odděleně od jižního a naopak. Řešení Reisner-Nordström umožňuje existenci monopolního magnetického pole v černé díře. Bez ohledu na to, jak černá díra získala svůj náboj, jsou všechny vlastnosti tohoto náboje v řešení Reisner-Nordström sloučeny do jedné charakteristiky - čísla Q. Tato vlastnost je podobná skutečnosti, že Schwarzschildovo řešení nezávisí na tom, jak černá díra získala svou hmotnost. Může se skládat ze slonů, kamenů nebo hvězd – konečný výsledek bude vždy stejný. V tomto případě geometrie časoprostoru v Reisner-Nordströmově řešení nezávisí na povaze náboje. Může být kladný, záporný, odpovídat severnímu nebo jižnímu magnetickému pólu – důležitá je pouze jeho plná hodnota, kterou lze zapsat jako |Q|. Vlastnosti Reisner-Nordströmovy černé díry tedy závisí pouze na dvou parametrech – celkové hmotnosti díry M a jejím celkovém náboji |Q| (jinými slovy z jeho absolutní hodnoty). Při přemýšlení o skutečných černých dírách, které by skutečně mohly v našem vesmíru existovat, došli fyzici k závěru, že řešení Reisner-Nordström se ukazuje jako málo významné, protože elektromagnetické síly jsou mnohem větší než síly gravitace. Například elektrické pole elektronu nebo protonu je biliony bilionůkrát silnější než jejich gravitační pole. To znamená, že pokud by černá díra měla dostatečně velký náboj, pak by obrovské síly elektromagnetického původu rychle rozptýlily do všech směrů plyn a atomy „vznášející se“ v prostoru. V nejkratším možném čase by částice se stejným znaménkem náboje jako černá díra zažily silné odpuzování a částice s opačným znaménkem náboje by k ní měly stejně silnou přitažlivost. Přitahováním částic s nábojem opačného znaménka by se černá díra brzy stala elektricky neutrální. Můžeme tedy předpokládat, že skutečné černé díry mají jen malý náboj. Pro skutečné černé díry hodnota |Q| musí být mnohem menší než M. Z výpočtů skutečně vyplývá, že černé díry, které by mohly skutečně existovat ve vesmíru, musí mít hmotnost M alespoň miliardu miliardkrát větší než |Q|. Matematicky je to vyjádřeno nerovností

Navzdory těmto, bohužel, nešťastným omezením uloženým fyzikálními zákony, je velmi poučné provést podrobnou analýzu řešení Reisner-Nordström.

Abychom lépe porozuměli vlastnostem řešení Reisner-Nordström, zvažte obyčejnou černou díru bez náboje. Jak vyplývá ze Schwarzschildova řešení, takovou díru tvoří singularita obklopená horizontem událostí. Singularita se nachází ve středu díry (pro r = 0) a horizont událostí je ve vzdálenosti 1 Schwarzschildova poloměru (konkrétně pro r = 2M). Nyní si představte, že jsme této černé díře dali malý elektrický náboj. Jakmile má díra náboj, musíme se obrátit na Reisner-Nordströmovo řešení pro geometrii časoprostoru. V řešení Reisner-Nordström jsou dva horizonty událostí. Totiž z pohledu vzdáleného pozorovatele existují dvě polohy v různých vzdálenostech od singularity, kde se čas zastaví. S nejmenším nábojem se horizont událostí, který byl dříve ve „výšce“ 1 Schwarzschildova poloměru, posouvá o něco níže k singularitě. Ale ještě překvapivější je fakt, že bezprostředně v blízkosti singularity se objeví druhý horizont událostí. Takže singularita v nabité černé díře je obklopena dvěma horizonty událostí - vnějším a vnitřním. Struktury nenabité (Schwarzschildovy) černé díry a nabité Reisner-Nordströmovy černé díry (pro M>>|Q|) jsou porovnány na Obr. 1.2.

Pokud zvýšíme náboj černé díry, vnější horizont událostí se zmenší a vnitřní se rozšíří. Nakonec, když náboj černé díry dosáhne hodnoty, při které je splněna rovnost M=|Q|, oba horizonty se vzájemně spojí. Pokud se náboj ještě zvýší, pak horizont událostí úplně zmizí a zůstane "holá" singularita. U M<|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.

Rýže. 1.2. Nabité a neutrální černé díry. Přidání i zanedbatelného množství náboje vede k objevení se druhého (vnitřního) horizontu událostí přímo nad singularitou.

Víme, že Obr. Obrázek 1.3 znázorňuje polohu horizontů událostí vzhledem k singularitě černých děr ve vesmíru, ale ještě užitečnější je analyzovat časoprostorové diagramy pro nabité černé díry. Abychom vytvořili takové grafy - grafy času versus vzdálenost, začneme s přístupem "přímka".

Rýže. 1.3. Obrázek nabitých černých děr ve vesmíru. Jak se do černé díry přidává náboj, vnější horizont událostí se postupně zmenšuje, zatímco vnitřní se rozšiřuje. Když celkový náboj otvoru dosáhne hodnoty |Q|= M, oba horizonty splývají v jeden. Při ještě větších hodnotách náboje horizont událostí úplně zmizí a zůstane otevřená, nebo "holá" singularita.

Vzdálenost měřená směrem ven od singularity je vynesena vodorovně, zatímco čas, jako obvykle, svisle. V takovém diagramu je levá strana grafu vždy omezena na singularitu, popsanou přímkou probíhající vertikálně od vzdálené minulosti do vzdálené budoucnosti. Světové linie horizontů událostí také představují vertikály a oddělují vnější vesmír od vnitřních oblastí černé díry.

Na Obr. Obrázek 1.4 ukazuje časoprostorové diagramy pro několik černých děr se stejnou hmotností, ale různým nábojem. Výše pro srovnání je diagram pro Schwarzschildovu černou díru (připomeňme, že Schwarzschildovo řešení je stejné jako Reisner-Nordströmovo řešení pro |Q|=0). Pokud se do tohoto otvoru přidá velmi malý náboj, pak se druhý (vnitřní) horizont bude nacházet přímo v blízkosti singularity. U černé díry se středním nábojem (M > |Q|) se vnitřní horizont nachází dále od singularity a vnější horizont se nad singularitou zmenšil. Při velmi velkém náboji (M=|Q|; v tomto případě se mluví o limitním řešení Reisner-Nordström) se oba horizonty událostí spojují v jeden. Konečně, když je náboj výjimečně velký (M< |Q|), горизонты событий просто исчезают.

Rýže. 1.4. Časoprostorové diagramy pro nabité černé díry. Tato sekvence diagramů ilustruje vzhled časoprostoru pro černé díry, které mají stejnou hmotnost, ale různé náboje. Výše pro srovnání je diagram pro Schwarzschildovu černou díru (|Q|=0).

Rýže. 1.5. "Nahá" singularita. Černá díra, jejíž náboj je monstrózní (M<|Q|), вообще не окружает горизонт событий. Вопреки "закону космической этики" сингулярность красуется на виду у всей внешней Вселенной.

Jak je patrné z Obr. 1.5, při absenci horizontů se singularita otevírá přímo do vnějšího vesmíru. Vzdálený pozorovatel může vidět tuto singularitu a astronaut může letět přímo do oblasti libovolně zakřiveného časoprostoru, aniž by překročil nějaké horizonty událostí. Podrobný výpočet ukazuje, že bezprostředně vedle singularity začíná gravitace působit jako odpuzování. Černá díra sice k sobě astronauta přitahuje, pokud je od ní dostatečně daleko, ale jakmile se k singularitě přiblíží na velmi malou vzdálenost, bude odražen. Úplným opakem případu Schwarzschildova řešení je oblast prostoru bezprostředně blízko singularity Reisner-Nordström – to je říše antigravitace.

Překvapení Reisner-Nordströmova řešení nejsou omezena na dva horizonty událostí a gravitační odpuzování v blízkosti singularity. Když si vzpomeneme na výše uvedenou podrobnou analýzu Schwarzschildova řešení, můžeme si myslet, že diagramy podobné těm, které jsou znázorněny na Obr. 1.4 nepopisuje všechny strany obrázku. Takže ve Schwarzschildově geometrii jsme narazili na velké potíže způsobené superpozicí různých oblastí časoprostoru ve zjednodušeném diagramu (viz obr. 1.9). Stejné potíže nás čekají v diagramech jako Obr. 1.4, takže je čas přejít k jejich identifikaci a překonání.

Je snazší porozumět globální struktuře časoprostoru použitím následujících základních pravidel. Diagram, nazývaný Penroseův diagram, je znázorněn na Obr. 1.6a.

Rýže. 1.6a. Penroseův diagram pro Schwarzschildovu černou díru. Zde můžete vidět nejvzdálenější okraje dvou vesmírů (I - , I 0 a I + pro každý z nich).

černá díra nabitá reissnerem

Lze jej také nazvat Penroseův diagram pro speciální případ Reisner-Nordströmovy černé díry bez náboje (|Q|=0). Navíc, pokud zbavíme Reisner-Nordströmovu díru náboje (tj. půjdeme na limitu |Q|->0), pak se náš diagram (ať už je jakýkoli) nutně sníží v limitě na Penroseův diagram pro Schwarzschildovo řešení. Z toho plyne naše první pravidlo: musí existovat jiný vesmír, opačný k našemu, jehož dosažení je možné pouze po zakázaných vesmírných liniích.

Při konstrukci Penroseova diagramu pro nabitou černou díru existuje důvod očekávat existenci mnoha vesmírů. Každý z nich musí mít pět typů nekonečna (, a).

Toto já je časové nekonečno v minulosti. Je to „místo“, ze kterého pocházejí všechny hmotné objekty (Borya, Vasya, Máša, Země, galaxie a vše ostatní). Všechny takové objekty se pohybují podél časoprostorových světových linií a musí jít do I + - časového nekonečna budoucnosti, někde za miliardy let po "teď". Kromě toho existuje I 0 - prostorové nekonečno, a protože se nic nemůže pohybovat rychleji než světlo, nemůže nikdy nic spadnout do I 0 . Pokud se žádné objekty známé fyzice nepohybují rychleji než světlo, pak se fotony pohybují přesně rychlostí světla podél světových čar skloněných o 45 stupňů na časoprostorovém diagramu. To umožňuje představit - světelné nekonečno minulosti, odkud přicházejí všechny světelné paprsky. Konečně je tu a - světelné nekonečno budoucnosti (kam jdou všechny "paprsky světla").

Každý z těchto vnějších vesmírů musí být navíc nakreslen jako trojúhelník, protože metoda Penroseova konformního mapování v tomto případě funguje jako brigáda malých buldozerů, které „hrabou“ veškerý časoprostor do jednoho kompaktního trojúhelníku. Proto naše druhé pravidlo bude následující: jakýkoli vnější vesmír musí být reprezentován jako trojúhelník s pěti typy nekonečna. Takový vnější Vesmír může být orientován buď doprava (jako na obr. 1.6b), nebo doleva.

Rýže. 1.6b. Vnější vesmír. V Penroseově diagramu pro jakoukoli černou díru je vnější vesmír vždy reprezentován trojúhelníkem s pěti nekonečny (I", S~, I 0 ,S + , I +). Takový vnější vesmír může být orientován pod úhlem k vpravo (jak je znázorněno na obrázku) nebo vlevo.

Abychom dospěli ke třetímu pravidlu, připomeňme, že v Penroseově diagramu (viz obr. 1.6a) měl horizont událostí Schwarzschildovy černé díry sklon 45 stupňů. Takže třetí pravidlo: jakýkoli horizont událostí musí být světelný, a proto má vždy sklon 45 stupňů.

Abychom odvodili čtvrté (a poslední) pravidlo, připomeňme, že při průchodu horizontem událostí prostor a čas v případě Schwarzschildovy černé díry změnily role. Z podrobné analýzy prostorových a časových směrů pro nabitou černou díru vyplývá, že stejný obrázek získáme i zde. Odtud čtvrté pravidlo: prostor a čas obracejí role, kdykoli překročí horizont událostí.

Na Obr. 1.7 je právě formulované čtvrté pravidlo ilustrováno pro případ černé díry s malým nebo středním nábojem (M>|Q|). Daleko od takto nabité černé díry je prostorový směr rovnoběžný s vesmírnou osou a směr podobný času je rovnoběžný s časovou osou. Když projdeme pod vnějším horizontem událostí, zjistíme, že role těchto dvou směrů jsou obrácené - prostorový směr je nyní rovnoběžný s časovou osou a směr podobný času je rovnoběžný s prostorovou osou. Jak však pokračujeme v pohybu směrem ke středu a klesáme pod horizont vnitřních událostí, jsme svědky druhého obrácení role. V blízkosti singularity se orientace prostorových a časových směrů stává stejnou, jako byla od černé díry.

Rýže. 1.7. Změna rolí prostoru a času (pro М>|Q|). Pokaždé, když překročíte horizont událostí, prostor a čas obrátí role. To znamená, že v nabité černé díře dochází v důsledku přítomnosti dvou horizontů událostí k úplnému obrácení rolí prostoru a času dvakrát.

Dvojí obrácení rolí prostorového a časového směru má rozhodující význam pro povahu singularity nabité černé díry. V případě Schwarzschildovy černé díry, která nemá náboj, prostor a čas mění role pouze jednou. V rámci jednoho horizontu událostí směřují čáry konstantní vzdálenosti v prostorovém (horizontálním) směru. To znamená, že čára představující umístění singularity (r = 0) musí být vodorovná, tzn. orientované prostorově. Pokud však existují dva horizonty událostí, čáry konstantní vzdálenosti blízko singularity mají časový (vertikální) směr. Čára popisující polohu singularity nabité díry (r = 0) proto musí být svislá a musí být orientována časově. Dostáváme se tedy k závěru nejvyšší důležitosti: singularita nabité černé díry musí odpovídat času!

Nyní pomocí výše uvedených pravidel můžeme sestavit Penroseův diagram pro řešení Reisner-Nordström. Začněme tím, že si představíme astronauta v našem vesmíru (řekněme jen na Zemi). Nasedne do své vesmírné lodi, zapne motory a zamíří k nabité černé díře. Jak je patrné z Obr. 1.8 vypadá náš vesmír na Penroseově diagramu jako trojúhelník s pěti nekonečny. Jakákoli přípustná dráha astronauta musí být na diagramu vždy orientována pod úhlem menším než 45 stupňů k vertikále, protože nemůže letět nadsvětelnou rychlostí.

Rýže. 1.8. Část Penroseova diagramu. Část Penroseova diagramu pro řešení Reisner-Nordström může být sestrojena zvážením možných světových linií astronauta mířícího z našeho vesmíru do nabité černé díry.

Na Obr. 1.8 jsou takové přípustné světové čáry znázorněny tečkovanou čarou. Když se astronaut přiblíží k nabité černé díře, sestoupí pod vnější horizont událostí (který by měl být nakloněn přesně o 45 stupňů). Po překročení tohoto horizontu se astronaut už nikdy nebude moci vrátit do našeho vesmíru. Mohl by však klesnout dále pod vnitřní horizont událostí, který má rovněž sklon 45 stupňů. Pod tímto vnitřním horizontem by astronaut mohl pošetile narazit na singularitu, kde by byl vystaven gravitačnímu odpuzování a kde je časoprostor nekonečně zakřivený. Všimněte si však, že tragický výsledek letu není v žádném případě nevyhnutelný! Protože singularita nabité černé díry je časově podobná, měla by být na Penroseově diagramu znázorněna svislou čarou. Astronaut se může vyhnout smrti tím, že jednoduše nasměruje svou kosmickou loď pryč od singularity po povolené časové cestě, jak je znázorněno na Obr. 1.8. Záchranná trajektorie ho odvádí od singularity a znovu překračuje vnitřní horizont událostí, který má rovněž sklon 45 stupňů. Pokračováním v letu astronaut překročí vnější horizont událostí (a ten má sklon 45 stupňů) a vstoupí do vnějšího vesmíru. Protože taková cesta zjevně zabere čas, sled událostí podél světové linie musí pokračovat z minulosti do budoucnosti. Proto se astronaut nemůže znovu vrátit do našeho Vesmíru, ale spadne do jiného Vesmíru, Vesmíru budoucnosti. Jak by se dalo očekávat, tento budoucí vesmír by měl vypadat jako trojúhelník s obvyklými pěti nekonečny na Penroseově diagramu.

Je třeba zdůraznit, že při konstrukci těchto Penroseových diagramů se opět setkáváme s černými i bílými dírami. Astronaut může vyskočit přes horizonty událostí a ocitnout se ve vnějším vesmíru budoucnosti. Většina fyziků je přesvědčena, že v přírodě v zásadě žádné bílé díry existovat nemohou. Ale přesto budeme pokračovat v teoretické analýze globální struktury časoprostoru, včetně existence černých a bílých děr vedle sebe.

Popsané letové epizody a diagramy na obr. 1.8 by nemělo být více než fragmentem celku. Penroseův diagram pro nabitou černou díru je třeba doplnit alespoň jednou instancí jiného vesmíru opačného k našemu, který je dosažitelný pouze podél (zakázaných) vesmírných linií. Tento závěr je založen na našem pravidle 1: pokud odstraníme její náboj z černé díry, pak by měl být Penroseův diagram zredukován na obraz Schwarzschildova řešení. A ačkoli nikdo z našeho Vesmíru nikdy nebude schopen proniknout do tohoto "jiného" Vesmíru kvůli nemožnosti pohybovat se rychleji než světlo, stále si dokážeme představit astronauta z tohoto jiného Vesmíru, který cestuje do stejné nabité černé díry. Jeho možné světočáry jsou znázorněny na Obr. 1.9.

Rýže. 1.9. Další část Penroseova diagramu. Tato nová část Penroseova diagramu pro řešení Reisner-Nordström může být sestrojena zvážením možných světových linií astronauta z mimozemského vesmíru.

Taková cesta mimozemského astronauta z jiného Vesmíru vypadá úplně stejně jako cesta astronauta, který vzlétl z našeho Vesmíru, ze Země. Mimozemský vesmír je také znázorněn na Penroseově diagramu jako známý trojúhelník. Cestou k nabité černé díře mimozemský astronaut překročí vnější horizont událostí, který by měl mít sklon 45 stupňů. Později také klesá pod vnitřní horizont událostí, rovněž s náklonem 45 stupňů. Mimozemšťan nyní stojí před volbou: buď narazí do singularity podobné času (na Penroseově diagramu je vertikální), nebo se zhroutí a znovu překročí vnitřní horizont událostí. Aby se mimozemšťan vyhnul nešťastnému konci, rozhodne se opustit černou díru a opustit vnitřní horizont událostí, který má jako obvykle sklon 45 stupňů. Poté proletí vnějším horizontem událostí (nakloněným na Penroseově diagramu o 45 stupňů) do nového vesmíru budoucnosti.

Každá z těchto dvou hypotetických cest pokrývá pouze dvě části kompletního Penroseova diagramu. Úplný obrázek získáte jednoduchým zkombinováním těchto částí mezi sebou, jak je znázorněno na obr. 1.10.

Rýže. 1.10. Kompletní Penroseův diagram pro černou díru Reisner-Nordström (M > > |Q|). Kompletní Penroseův diagram pro černou díru s malým nebo středním nábojem (M > |Q|) lze sestrojit spojením sekcí znázorněných na Obr. 1.8 a 1.9. Tento diagram se do nekonečna opakuje jak v budoucnosti, tak v minulosti.

Takový diagram se musí opakovat nekonečněkrát v budoucnosti i v minulosti, protože každý ze dvou uvažovaných astronautů se mohl rozhodnout opustit vesmír, ve kterém se vynořil, znovu a znovu vstoupit do nabité černé díry. Astronauti tak mohou proniknout do jiných vesmírů, v budoucnu ještě vzdálenějších. Podobně si můžeme představit další astronauty z Vesmírů v dávné minulosti přilétající do našeho Vesmíru. Proto se celý Penroseův diagram opakuje v obou směrech v čase, jako dlouhá páska s opakujícím se vzorem šablony. Obecně platí, že globální geometrie nabité černé díry kombinuje nekonečné množství vesmírů v minulosti a v budoucnosti s naším vlastním vesmírem. To je stejně úžasné jako skutečnost, že pomocí nabité černé díry může astronaut létat z jednoho vesmíru do druhého. Tento neuvěřitelný obrázek úzce souvisí s myšlenkou bílé díry, o které bude řeč v jedné z následujících kapitol.

Právě popsaný přístup k objasnění globální struktury časoprostoru se týkal případu černých děr s malým nebo malým nábojem (M>|Q|). V případě poslední Reisner-Nordströmovy černé díry (když M=|Q|) se však ukáže, že náboj je tak velký, že vnitřní a vnější horizonty navzájem splývají. Tato kombinace dvou horizontů událostí vede k řadě zajímavých důsledků.

Připomeňme, že daleko od nabité černé díry (mimo vnější horizont událostí) je prostorový směr rovnoběžný s vesmírnou osou a směr podobný času je rovnoběžný s časovou osou. Připomeňme si také, že blízko singularity (pod vnitřním horizontem událostí - poté, co prostor a čas dvakrát vyměnily role) je prostorový směr opět rovnoběžný s prostorovou osou a směr podobný času je opět rovnoběžný s časovou osou. Jak se náboj Reisner-Nordströmovy černé díry stále více zvyšuje, oblast mezi dvěma horizonty událostí se zmenšuje a zmenšuje. Když se náboj nakonec zvýší natolik, že M = |Q|, tato mezilehlá oblast se zmenší na nulu. V důsledku toho, když procházíte vnějškově-vnitřně sjednoceným horizontem událostí, prostor a čas nemění své role. Samozřejmě lze stejně dobře mluvit o dvojitém převrácení rolí v prostoru a čase, ke kterému dochází současně na jediném horizontu událostí poslední Reisner-Nordströmovy černé díry. Jak je znázorněno na Obr. 1.11, směr podobný času je v něm všude rovnoběžný s časovou osou a směr podobný prostoru je všude rovnoběžný s prostorovou osou.

Rýže. 1.11. Časoprostorový diagram pro limitující Reisner-Nordströmovu černou díru (M=|Q|). Když se náboj černé díry stane tak velkým, že M=|Q|, vnitřní a vnější horizonty událostí se spojí. To znamená, že při průchodu výsledným (dvojitým) horizontem nedochází k výměně rolí pro prostor a čas.

Přestože konečná Reisner-Nordströmova černá díra má pouze jeden horizont událostí, situace je zde zcela jiná než v případě Schwarzschildovy černé díry, která má rovněž pouze jeden horizont událostí. S jediným horizontem událostí vždy dochází ke změně rolí prostorových a časových směrů, jak je vidět na Obr. 1.12. Horizont událostí poslední Reisner-Nordströmovy černé díry však lze interpretovat jako „dvojitý“, tzn. jako superponované vnitřní a vnější horizonty. Proto nedochází ke změně rolí prostoru a času.

Rýže. 1.12. Časoprostorový diagram pro Schwarzschildovu černou díru (|Q|=0). Ačkoli Schwarzschildova černá díra (která nemá žádný náboj) má pouze jeden horizont událostí, jak se pohybuje z jedné strany na druhou, prostor a čas mění role. (Srovnej s obr. 1.11.)

Skutečnost, že vnější a vnitřní horizonty událostí se spojují v konečné Reisner-Nordströmově černé díře, znamená, že je zapotřebí nový Penroseův diagram. Stejně jako dříve jej lze zkonstruovat zvážením světové linie hypotetického astronauta. Seznam pravidel přitom zůstává stejný, s výraznou výjimkou, že při překročení horizontu událostí si prostor a čas nemění role. Představte si astronauta, který startuje ze Země a padá do poslední Reisner-Nordströmovy černé díry. Náš vesmír je jako obvykle znázorněn jako trojúhelník na Penroseově diagramu. Po ponoření pod horizont událostí má astronaut svobodnou volbu: může buď narazit do singularity, která je časově podobná, a proto by měla být na Penroseově diagramu znázorněna vertikálně, nebo (obr. 1.13) odvézt svou kosmickou loď pryč z singularita podél povolené časové linie světa.

Rýže. 1.13. Penroseův diagram pro konečnou Reisner-Nordströmovu černou díru (M=|Q|). Diagram globální struktury časoprostoru lze sestavit, vezmeme-li v úvahu možné světové linie astronauta, který se ponoří do konečné Reisner-Nordströmovy černé díry a vynoří se z ní.

Pokud by si vybral druhou cestu, později by znovu překročil horizont událostí a vstoupil do jiného vesmíru. Opět bude mít alternativu – zůstat v tomto budoucím Vesmíru a letět na nějaké planety, nebo se otočit zpět a jít znovu do černé díry. Pokud se astronaut otočí zpět, bude pokračovat v cestě nahoru po Penroseově diagramu a navštíví libovolný počet vesmírů budoucnosti. Celý obrázek je na Obr. 1.13. Stejně jako dříve se diagram opakuje nekonečněkrát v minulosti i v budoucnosti, jako páska s opakujícím se vzorem šablony.

Z pohledu matematiky černá díra s obrovským nábojem M<|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.

Pokud astronaut po vzletu ze Země spěchá do „nahé“ singularity, nemusí sestoupit pod horizont událostí. Zůstává po celou dobu v našem vesmíru. V blízkosti singularity na něj působí silné odpudivé gravitační síly. S dostatečně výkonnými motory by astronaut za určitých podmínek mohl narazit do singularity, i když je to z jeho strany čiré šílenství.

Rýže. 1.14. "Nahá" singularita. U „nahé“ singularity (M<|Q|) горизонтов событий нет. Черная дыра этого типа не связывает нашу Вселенную с какой-либо другой Вселенной.

Prostý pád na singularitu – „holá“ singularita nespojuje náš Vesmír s žádným jiným Vesmírem. Stejně jako v případě jiných nabitých černých děr je i zde singularita podobná časové, a proto by měla být znázorněna jako svislá čára na Penroseově diagramu. Vzhledem k tomu, že kromě našeho Vesmíru nyní neexistují žádné jiné vesmíry, vypadá Penroseův diagram pro „holou“ singularitu docela jednoduše. Z Obr. 1.14 je vidět, že náš vesmír je jako obvykle znázorněn jako trojúhelník s pěti nekonečny, ohraničený zleva singularitou. Cokoli je nalevo od singularity, je od nás zcela odříznuto. Nikdo a nic nemůže projít singularitou.

Protože skutečné černé díry mohou mít pouze velmi slabé náboje (pokud vůbec nějaké mají), mnoho z toho, co bylo popsáno výše, je pouze akademického zájmu. V důsledku toho jsme však stanovili bezproblémová pravidla pro konstrukci složitých Penroseových diagramů.

Kapitola 2

2.1 Matematický popis modelu

Metrika Reissner-Nordström je dána:

kde metrický koeficient B(r) je definován takto:

Toto je vyjádření v geometrických jednotkách, kde rychlost světla a Newtonova gravitační konstanta jsou obě rovné jedné, C = G = 1. V konvenčních jednotkách je .

Horizonty se sbíhají, když je metrický koeficient B(r) roven nule, což se vyskytuje na vnějším a vnitřním horizontu r + a r-:

Z hlediska polohy horizontu r ± je metrický koeficient B(r) definován takto:

Obrázek 2.1 ukazuje schéma Reissner-Nordströmova prostoru. Toto je prostorový diagram Reissner-Nordströmovy geometrie. Vodorovná osa představuje radiální vzdálenost a svislá osa představuje čas.

Dvě svislé červené čáry jsou vnitřní a vnější horizonty v radiálních polohách r+ a r-. Žluté a okrové čáry jsou světové čáry světelných paprsků pohybujících se radiálně dovnitř a ven. Každý bod na poloměru r v časoprostorovém diagramu je 3-rozměrná prostorová koule kruhu, jak ji změřili pozorovatelé v klidu v Reissner-Nordströmově geometrii. Tmavě fialové čáry jsou Reissner-Nordströmovy konstantní časové čáry, zatímco svislé modré čáry jsou konstantní kruhové čáry o poloměru r. Jasně modrá čára označuje nulový poloměr, r = 0.

Rýže. 2.1. Schéma prostoru Reissner-Nordström

Stejně jako Schwarzschildova geometrie, Reissner-Nordströmova geometrie vykazuje špatné chování na svých horizontech se světelnými paprsky směřujícími k asymptotám na horizontech, aniž by jimi procházely. Patologie je opět znakem statického souřadnicového systému. Dopadající světelné paprsky skutečně procházejí horizonty a nemají žádné rysy na žádném z horizontů.

Stejně jako ve Schwarzschildově geometrii existují systémy, které se chovají lépe na horizontech a které jasněji ukazují fyziku Reissner-Nordströmovy geometrie. Jedním z těchto souřadnicových systémů je Finkelsteinův souřadnicový systém.

Rýže. 2.2. Finkelsteinovo prostorové schéma pro Reissner-Nordströmovu geometrii

Finkelsteinova radiální souřadnice r je jako obvykle poloměr kružnice, definovaná tak, že odpovídající kružnice koule na poloměru r je 2pr, zatímco Finkelsteinova časová souřadnice je definována tak, že se radiálně dopadající světelné paprsky (žluté čáry) pohybují pod úhlem. 45o na časoprostorovém diagramu.

Finkelsteinův čas t F souvisí s Reissner-Nordströmovým časem t následujícím výrazem:

Hostováno na http://www.allbest.ru/

Gravitační g(r) v radiální poloze r je vnitřní zrychlení

G(r) =

Hostováno na http://www.allbest.ru/

dt ff

Hostováno na http://www.allbest.ru/

Zbarvení čar, jako v případě Schwarzschildovy černé díry: červená čára horizontu, modrá čára je čára s nulovým poloměrem, žluté a okrové čáry jsou světové čáry pro radiálně dopadající a vycházející světelné paprsky, zatímco tmavě purpurové a modré čáry jsou čáry konstantního Schwarzschildova času a konstantního poloměru kruhu.

Zvažte model vodopádu prostoru Reissner-Nordström. Model vodopádu funguje dobře pro nabitou černou díru v geometrii Reissner-Nordström. Avšak zatímco ve Schwarzschildově geometrii vodopád padá stále větší rychlostí až do centrální singularity, v Reissner-Nordströmově geometrii se vodopád zpomaluje v důsledku gravitačního odpuzování způsobeného napětím nebo podtlakem elektrického pole.

Vodopád Reissner-Nordström je popsán přesně stejnou Gulstrand-Pineleaveovou metrikou jako Schwarzschildova metrika, ale hmotnost M pro prostorovou rychlost je nahrazena hmotností M(r) vnitřního poloměru r:

Obr 2.3. Vodopád Reissner-Nordström.

Vnitřní hmotnost M(r) se rovná hmotnosti M, jak je vidět v nekonečnu, mínus hmotnostní energie Q 2 / (2r) v elektrickém poli

Elektromagnetická hmotnost Q 2 / (2r) je hmotnost mimo r, spojená s hustotou energie E 2 / (8p) elektrického pole E = Q / r 2 obklopujícího náboj Q.

Rychlost přicházejícího prostoru v překračuje rychlost světla c na vnějším horizontu r + = M + (M 2 - Q 2) 1 / 2, ale zpomaluje se na nižší rychlost, než je rychlost světla na vnitřním horizontu r - = M-(M2-Q2)12. Rychlost se zpomaluje až do nulového bodu r 0 = Q 2 /(2M) uvnitř vnitřního horizontu. V tomto bodě se prostor otočí a zrychlí zpět, přičemž na vnitřním horizontu r - dosáhne opět rychlosti světla. Vesmír nyní vstupuje do bílé díry, kde se prostor pohybuje směrem ven rychleji než světlo. Rýže. Obrázek 2.3 ukazuje bílou díru na stejném místě jako černá díra, ale ve skutečnosti, jak je vidět z Penroseova diagramu, bílá díra a černá díra jsou různé oblasti časoprostoru. Jak prostor padá ven v bílé díře, gravitační odpuzování způsobené podtlakem elektrického pole slábne vzhledem ke gravitační přitažlivosti hmoty. Odcházející prostor se zpomaluje na rychlost světla na vnějším horizontu r + bílé díry. Tento prostor se otevírá do nové oblasti časoprostoru, možná do nového vesmíru.

2.2 Výsledky Reissner-Nordstromovy simulace nabitých černých děr v programovacím prostředí Delphi

Modelování bylo provedeno blokovou metodou. Program pracuje v pěti režimech, ve kterých je možné nahlížet na prostor černé díry z různých úhlů pohledu.

1. Prohlížení struktury černé díry. Umožňuje simulovat změnu polohy vnitřního a vnějšího horizontu v závislosti na náboji černé díry. Při minimálním náboji Q = 0 je pozorován pouze jeden vnější horizont, jak je znázorněno na Obr. 2.4.

Rýže. 2.4. Vnější horizont černé díry s nulovým nábojem.

Jak se náboj zvyšuje, objevuje se vnitřní horizont. V tomto případě se vnější horizont zmenšuje se zvětšováním vnitřního horizontu. Nabití můžete zvýšit přetažením značky posuvníku do požadované polohy (viz obr. 2.5).

Rýže. 2.5. Vnější a vnitřní horizonty černé díry v přítomnosti náboje.

Když se náboj zvýší na hodnotu rovnou hmotnosti černé díry, vnitřní a vnější horizonty se spojí do jednoho, jak je znázorněno na Obr. 2.6.

Rýže. 2.6. Vnější a vnitřní horizonty splývají v jeden při náboji rovném hmotnosti černé díry.

Když je překročena hodnota hmotnostního náboje černé díry, horizonty zmizí a otevře se holá singularita.

2. Modelování prostorového diagramu v Reissner-Nordström. Tento režim vám umožňuje vidět změnu směru příchozích a odcházejících světelných paprsků, reprezentovaných v geometrii Reissner-Nordström. Se změnou náboje se mění i obraz. Změna světelných paprsků je vidět na obr. 2,7, 2,8 a 2,9.

Rýže. 2.7. Prostorový diagram Reissner-Nordströmovy geometrie při nulovém náboji.

Dvě svislé červené čáry představují vnitřní a vnější horizont. Žluté čáry jsou světové čáry světelných paprsků pohybujících se radiálně dovnitř zdola nahoru, okrové čáry jsou světové čáry světelných paprsků pohybujících se radiálně ven také zdola nahoru.

Změna směru (shora dolů) žlutých přicházejících paprsků mezi dvěma horizonty demonstruje změnu prostoru a času na vnějším a vnitřním horizontu, ke které dochází dvakrát.

Přicházející žluté světelné paprsky mají asymptoty na obzorech, což neodráží skutečný obraz kvůli zvláštnostem Reissner-Nordströmovy geometrie. Ve skutečnosti procházejí horizonty a nemají na sobě žádné asymptoty.

Rýže. 2.8. Prostorový diagram Reissner-Nordströmovy geometrie v přítomnosti náboje.

Podobné dokumenty

Vznik černých děr. Výpočet idealizovaného sférického kolapsu. Moderní teorie hvězdné evoluce. Prostor a čas. vlastnosti černé díry. Einsteinova obecná teorie relativity. Hledání černých děr. Horizont událostí a singularita.

prezentace, přidáno 5.12.2016

Černé díry jsou nejzáhadnějším objektem v celé vědě. Vznik a rysy černých děr. Záhady a expanze vesmíru. Demografie černých děr. Teorie Stephena Hawkinga, který spojil teorii relativity a kvantovou mechaniku do jediné teorie.

prezentace, přidáno 20.10.2016

Černé díry jsou oblasti vesmíru tak husté, že ani světlo nemůže překonat jejich gravitační sílu, hlavní účel. Obecná charakteristika Birkhoffovy věty. Podstata konceptu „červí díry“, obeznámenost s klíčovými rysy.

prezentace, přidáno 01.08.2014

Vlastnosti "černé díry" - prostoru, ve kterém je gravitační přitažlivost tak silná, že hmota ani záření nemohou tuto oblast opustit. Nepřímé známky nalezení "černé díry", zkreslení normálních charakteristik blízkých objektů.

článek, přidáno 2.8.2010

Černá díra je produktem gravitace. Historie předpovědí úžasných vlastností černých děr. Nejdůležitější závěry Einsteinovy teorie. Proces relativistického gravitačního kolapsu. Nebeská mechanika černých děr. Hledání a pozorování. Rentgenové záření.

abstrakt, přidáno 10.05.2011

Definice a teoretický koncept „černých děr“: podmínky pro jejich vzhled, vlastnosti, vliv gravitačního pole na objekty v jejich blízkosti, metody hledání v galaxiích. Teorie strun jako hypotetická možnost zrodu mikroskopických „černých děr“.

kreativní práce, přidáno 26.04.2009

Seznámení s historií objevů, rysy vzniku, vlastnosti (hmotnost, kompaktnost, neviditelnost), typy (supermasivní, primární, kvantové), efekt vypařování, proces gravitačního kolapsu a směry hledání černých děr.

abstrakt, přidáno 05.08.2010

Černé díry jako produkty evoluce hvězd jedinečných svými vlastnostmi, analýza scénářů jejich vzniku. Seznámení s vlastnostmi neutronových hvězd. Charakteristika metod radiointerferometrie s ultra dlouhými základními liniemi. Uvažování o kvantových černých dírách.

abstrakt, přidáno 05.06.2014

Vznik, vývoj a smrt vesmíru. Vytvoření modelu vesmíru. Myšlenka velkého třesku. Objev okamžiku, kdy Vesmír začal vytvářet své první atomy. Přitažlivost černé díry a úniková rychlost. Principy a základy vzniku černých děr.

prezentace, přidáno 16.02.2012

Lidé, kteří vydláždili cestu ke hvězdám. Schéma orbitální lodi "Buran". Popis polohy, parametrů a charakteristik planet sluneční soustavy. Vlastnosti a rysy černé díry jako kosmického objektu. Praktický význam lidského průzkumu vesmíru.

Podobné články: