Juodoji bedugnė

Straipsnis iš Vikipedijos, laisvosios enciklopedijos.
(Nukreipta iš puslapio Juodoji skylė)
Peršokti į: navigaciją, paiešką
Kompiuteriu atkurtas juodosios skylės vaizdas iš arti, parodant jos „gravitacinės linzės“ sukeltus vaizdo iškraipymus

Juodoji bedugnė arba juodoji skylėkosminis darinys, kurio paviršiuje 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.

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 žvaigždės ar planetos spinduliui sumažėjus iki

r_g = {2GM \over c^2}\,\!,

čia c – šviesos greitis.

Dėl singuliarumo juodosios bedugnės tankis yra laikomas begaliniu. Formaliai galima apskaičiuoti kritinio spindulio apribotos erdvės „tankį“. Kuo mažesnis kritinis spindulys, tuo didesnis yra juo apribotos erdvės „tankis“ ir atvirkščiai. Laikant, kad juodosios bedugnės „spindulys“ sutampa su jos kritiniu 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 (manoma, galaktikų centruose esančios) bedugnės, kurios masė lygi, tarkim, 109 Saulės masių, tokiu būdu apskaičiuotas „tankis“ yra 20 kg/m³ – tai gerokai mažiau už vandens tankį.

Žinomos juodosios bedugnės paprastai gana didelės. Šia stadija užsibaigia masyvių žvaigždžių raida, manoma jog labai didelių bedugnių gali būti galaktikų centruose. Bedugnės eksperimentiškai aptinkamos stebint įvairius spinduliavimus, kurie susidaro veikiant jos galingam gravitaciniam laukui. Manoma, jog itin didelė juodoji bedugnė gali būti reliatyvistinės čiurkšlės priežastis.

Priežastis, dėl kurių šviesa (taip pat ir bet kuris kitas materialus objektas) negali palikti juodosios bedugnės aiškina reliatyvumo teorija.

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. Viena fizikos paslapčių yra kaip bedugnei pavyksta „praryti“ ją supančią medžiagą: pagal įprastinius gravitacijos dėsnius, ji tiesiog turėtų suktis orbita aplinkui, nenukrisdama žemyn. Gravitacija, net ir labai stipri, pati viena „nukritimo“ paaiškinti negali. Manoma, jog arba šiame procese dalyvauja stiprūs elektriniai bei magnetiniai laukai [1], arba, galbūt, greta juodosios bedugnės pasireiškia specifiniai, kasdienėje aplinkoje nestebimi fizikos dėsningumai (kūno orbita greta juodosios bedugnės jau nebėra elipsė).

Dydžiai[taisyti | redaguoti kodą]

Juodosios skylės skirstomos į tris grupes: supermasyvios juodosios bedugnės, kurių masė lygi nuo kelių milijonų iki kelių milijardų Saulės masių, vidutinio dydžio juodosios bedugnės, kurių masė lygi nuo kelių šimtų iki kelių tūkstančių Saulės masių, ir galiausiai mažos juodosios bedugnės, kurių masė lygi kelioms Saulės masėms.

Garavimas[taisyti | redaguoti kodą]

Termodinamiškai juodosios bedugnės nėra stabilūs dariniai. Jos „garuoja“ dėl taip vadinamojo Hokingo spinduliavimo. 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 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.


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

Vikiteka