Juodoji bedugnė

Straipsnis iš Vikipedijos, laisvosios enciklopedijos.
Peršokti į: navigaciją, paiešką
Kompiuteriu atkurtas juodosios bedugnės vaizdas iš arti, parodantis jos „gravitacinio lęšio“ sukeltus vaizdo iškraipymus

Juodoji bedugnė arba juodoji skylė – kosminis darinys, kurio paviršiuje, vadinamame įvykių horizontu, traukos jėga stipresnė už kritinę reikšmę, kuriai esant šviesa dar gali palikti objekto paviršių. Gravitacinės traukos jėga tos pačios masės objektui stiprėja mažėjant jo spinduliui. Objektas nebūtinai turi būti didelis: suspaudus Žemę į kelių milimetrų skersmens kamuoliuką, ji taip pat pavirstų maža juodąja bedugne.

Juodųjų bedugnių susidarymą ir savybes aiškina bendroji reliatyvumo teorija.

Struktūra ir savybės[taisyti | redaguoti kodą]

Juodosios bedugnės savybės nepriklauso nuo objekto, iš kurio ji susidarė ar kuriuos ji į save įtraukė. Informacija apie juos prarandama. Juodosios bedugnės tarpusavyje skiriasi tik trimis savybėmis – mase, sukimosi greičiu ir elektriniu krūviu[1].

Juodosios bedugnės masė[taisyti | redaguoti kodą]

Pagal masę juodosios bedugnės skirstomos į tris grupes:

  • Žvaigždinės masės juodosios bedugnės, kurių masė lygi kelioms – kelioms dešimtims Saulės masių. Susidaro iš masyvių žvaigždžių jų raidos pabaigoje[2].
  • Vidutinio dydžio juodosios bedugnės, kurių masė lygi nuo kelių šimtų iki kelių tūkstančių Saulės masių. Aptinkamos kamuolinių spiečių centruose.[3]
  • Supermasyvios juodosios bedugnės, kurių masė lygi nuo kelių milijonų iki kelių milijardų Saulės masių. Aptinkamos galaktikų centruose[4].

Teoriškai įmanomos ir mažesnės juodosios bedugnės, bet praktiškai jų egzistavimas neįrodytas.

Įvykių horizontas[taisyti | redaguoti kodą]

Įvykių horizontas – riba aplink juodąją bedugnę, iš kurios nebegali pabėgti šviesos spinduliai, tuo labiau kitos dalelės ar objektai. Nesisukančių juodųjų bedugnių įvykių horizontas sferos formos, besisukančių – suploto sferoido. Nesisukančios juodosios bedugnės įvykių horizonto sferos spindulys sutampa su kritiniu spinduliu, iki kurio suspaudus tam tikros masės objektą, jis virsta juodaja bedugne (Švarcšildo spindulys). Jis apskaičiuojamas taip:

  • Greitis, kuriuo reikia judėti norint palikti traukiančią žvaigždę ar planetą, pagal Niutono dėsnius yra toks, kad kinetinė energija prilygtų gravitacinio lauko sukurtai potencinei energijai:
{GMm\over r}={mv^2\over 2}
kur G – gravitacijos konstanta, r – atstumas nuo žvaigždės ar planetos centro, M – žvaigždės ar planetos masė, m – kylančio kūno (tarkim, raketos) masė ir v – šio kūno greitis. Iš čia, reikiamas pakilti greitis (pabėgimo greitis) lygus
 v^2 = {2GM \over r}
  • Kadangi šviesos greičio negali viršyti joks materialus kūnas, juodoji bedugnė atsiranda objekto spinduliui sumažėjus iki
r_g = {2GM \over c^2}\,\!
čia c – šviesos greitis.

Gravitacinis singuliarumas[taisyti | redaguoti kodą]

Pagal bendrąją reliatyvumo teoriją, objektui susitraukus žemiau kritinio skersmens, jo tolesnio traukimosi nebegali sustabdyti jokios jėgos, todėl juodoji bedugnė susitraukia iki taško (nesisukančios juodosios bedugnės) arba apskritimo (besisukančios juodosios bedugnės)[5]. Abiems atvejais, jos tūris lygus nuliui.

Singuliarumo taške erdvėlaikis be galo iškreipiamas, ir žinomi fizikos dėsniai nustoja galioti[6].

Čia kyla viena svarbiausių šiuolaikinės fizikos problemų – reliatyvumo teorija juodųjų bedugnių atveju prieštarauja kvantinei fizikai, teigiančiai, kad dalelės negali užimti mažesnės nei jų bangos ilgis erdvės. Deja, bent šiuo metu neįmanoma nustatyti tikrosios vidinės juodųjų bedugnių struktūros, nes visais žinomais atvejais jas dengia įvykių horizontas (tai vadinama kosmine cenzūra).

Tankis[taisyti | redaguoti kodą]

Dėl singuliarumo juodosios bedugnės tankis yra laikomas begaliniu. Formaliai galima apskaičiuoti įvykių horizonto apribotos erdvės tankį. Kuo mažesnis kritinis spindulys, tuo didesnis yra juo apribotos erdvės tankis ir atvirkščiai. Laikant, kad juodosios bedugnės spindulys sutampa su jos įvykių horizonto spinduliu, jos tankį galima rasti padalijus juodosios bedugnės masę iš kritinio spindulio rutulio tūrio:

\rho=\frac{3\,c^6}{32\pi M^2G^3}

Pagal šią formulę randamas Saulės masės juodosios bedugnės tankis yra maždaug lygus atomo branduolio tankiui. Tuo tarpu supermasyvios bedugnės, kurios masė lygi, tarkim, 108 Saulės masių, tokiu būdu apskaičiuotas tankis yra panašus į vandens tankį[2].

Susidarymas[taisyti | redaguoti kodą]

Gravitacinis kolapsas[taisyti | redaguoti kodą]

Žinomos juodosios bedugnės yra gana didelės, ir manoma, jog jos susidarė šiuo būdu. Gravitacinis kolapsas įvyksta, kai objekto vidinio slėgio nebepakanka atsilaikyti prieš jo paties gravitaciją[5]. Šia stadija užsibaigia masyvių žvaigždžių raida. Pasibaigus branduolinėms reakcijoms žvaigždėje, ji atvėsta, slėgis sumažėja ir ją sugniuždo jos pačios masė. Kolapso metu didžioji dalis išorinių žvaigždės sluoksnių nubloškiama tolyn (įvyksta supernovos sprogimas), todėl sugniuždomas tik žvaigždės branduolys – žvaigždės likutis, daug lengvesnis už pradinę žvaigždę. Mažesnių žvaigždžių kolapsas ribotas, ir jo metu susiformuoja kompaktiška žvaigždė – baltoji nykštukė arba neutroninė žvaigždė. Tačiau jei žvaigždės likučio masė viršyja Tolmano–Openhaimerio–Volkovo ribą (1,3 – 3 Saulės masės), jis virsta juodąja bedugne[7].

Pirmykštės juodosios bedugnės[taisyti | redaguoti kodą]

Kadangi juodųjų bedugnių susidarymui reikalingas didžiulis tankis, šiuo metu gravitacinio kolapso būdu gali susidaryti tik didelės juodosios bedugnės, tačiau po Didžiojo sprogimo medžiagos tankis buvo daug didesnis nei dabar, todėl galėjo egzistuoti sąlygos susidaryti bet kokio dydžio juodosioms bedugnėms[8].

Didelės energijos susidūrimai[taisyti | redaguoti kodą]

Teoriškai įmanoma juodajai bedugnei susidaryti susidūrus milžinišku greičiu (galinčiu sukurti reikiamą tankį susidūrimo metu) judančioms dalelėms ar objektams. Dar nėra nustatyta, kokių procesų metu tai galėtų nutikti.

Aptikimas[taisyti | redaguoti kodą]

Juodoji bedugnė tiesiogiai nematoma, nes šviesa negali jos palikti. Tačiau į ją krintančios dalelės spinduliuoja stiprų rentgeno spinduliavimą, kurį galima stebėti. Taip pat galima stebėti jos gravitacinį poveikį netoli esantiems objektams. Bedugnės eksperimentiškai aptinkamos stebint įvairius spinduliavimus, kurie susidaro veikiant jos galingam gravitaciniam laukui.

Manoma, jog itin didelės juodosios bedugnės gali būti reliatyvistinių čiurkšlių priežastimi.

Garavimas[taisyti | redaguoti kodą]

Termodinamiškai juodosios bedugnės nėra stabilūs dariniai. Jos „garuoja“ dėl vadinamojo Hokingo spinduliavimo[9]. Yra žinoma, kad vakuumas yra kvantinių fliuktuacijų jūra. Joje nuolat atsiranda dalelių – antidalelių poros. Normaliai jos vėl tuoj pat anihiliuoja. Tačiau jei tokia dalelių – antidalelių pora atsirastų išorėje įvykių horizonto, tačiau prie pat jo, yra galimybė, kad viena dalelė nuskries į juodąją bedugnę, o kita išlėks. Išoriniam stebėtojui atrodys, kad juodoji bedugnė išmetė dalelę ir prarado truputį masės. Šio proceso metu bedugnė spinduliuoja kaip apskaičiuojamos temperatūros absoliučiai juodas kūnas.

Žinoma, kad be tokio „garavimo“ proceso, juodoji bedugnė sugeria ir bet kokį spinduliavimą. Energijos balansas priklauso nuo juodosios bedugnės masės. Taip Mėnulio dydžio juodoji bedugnė gaus tiek pat energijos (atitinkamai ir masės) iš reliktinio spinduliavimo, kiek išgaruos iš jos dėl Hokingo spinduliavimo. Dar didesnės juodosios bedugnės sugers daugiau energijos nei jos „išgarins“. Bedugnė, kuri šiuo metu spinduliuoja tiek pat energijos, kiek sugeria, turėtų būti maždaug Mėnulio dydžio. Mažos bedugnės garuoja labai greitai: automobilio masės bedugnė išgaruotų per 200 ns, garavimo metu tvykstelėdama 200 kartų ryškiau nei Saulė.

Žinoma, laikui bėgant, reliktinis spinduliavimas silpnėja. Dėl to, maždaug po 10100 metų, „išgaruos“ ir pačios masyviausios / didžiausios juodosios bedugnės.

Pavadinimo kilmė[taisyti | redaguoti kodą]

„Juodosios skylės“ terminą 1967 m. pasiūlė fizikas Dž. Vileris, skaitydamas paskaitą ir pavartodamas šį terminą vietoje iki tol siūlyto „sušąlusios žvaigždės“ termino[10].

Šaltiniai[taisyti | redaguoti kodą]

  1. Heusler, M. (1998). „Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond“. Living Reviews in Relativity 1 (6).
  2. 2,0 2,1 Celotti, A.; Miller, J.C.; Sciama, D.W. (1999). „Astrophysical evidence for the existence of black holes“. Classical and Quantum Gravity 16 (12A): A3–A21.
  3. Gebhardt, Karl; Rich, R. M.; Ho, Luis C. (December 2005), „An Intermediate-Mass Black Hole in the Globular Cluster G1: Improved Significance from New Keck and Hubble Space Telescope Observations“, The Astrophysical Journal 634 (2): 1093–1102
  4. Antonucci, R. (1993). „Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars“. Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics 31 (1): 473–521.
  5. 5,0 5,1 Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley.
  6. Hawking, S. W. (1998). A Brief History of Time. Bantam Dell Publishing Group
  7. I. Bombaci (1996). „The Maximum Mass of a Neutron Star“. Astronomy and Astrophysics 305: 871–877.
  8. Carr, B. J. (2005). "Primordial Black Holes: Do They Exist and Are They Useful? ". In Suzuki, H.; Yokoyama, J.; Suto, Y.; Sato, K. Inflating Horizon of Particle Astrophysics and Cosmology. Universal Academy Press.
  9. Hawking, S. W. (1974). "Black hole explosions? ". Nature 248 (5443): 30–31.
  10. Ruffini, R.; Wheeler, J. A. (1971). „Introducing the black hole“. Physics Today 24 (1): 30–41.


Commons-logo.svg Vikiteka: Juodoji bedugnė – vaizdinė ir garsinė medžiaga

Vikiteka