Большая советская энциклопедия - черная дыра

«Черная дыра», космический объект, возникающий в результате релятивистского коллапса гравитационного массивных тел. Катастрофическая гравитация сжатием (коллапсом) может заканчиваться, в частности, эволюция звезд, масса которых к моменту сжатия превышает некоторую критическую величину. Значение критической массы точно не определено и в зависимости от принятого уравнения состояния вещества меняется от 1,5 до 3 (где — масса Солнца). При любом уравнении состояния вещества общая теория относительности предсказывает отсутствие устойчивого равновесия для холодных звезд в нескольких солнечных масс. Если после потери устойчивости в звезде не происходит освобождения энергии, достаточной для остановки сжатия или для частичного взрыва, при котором оставшаяся после взрыва масса стала бы меньше критической, то центральные части звезды коллапсируют и за короткое время достигают гравитационного радиуса rg. Никакие силы не могут воспрепятствовать дальнейшему сжатию звезды, если ее радиус уменьшится до rg (до радиуса т. н. сферы Шварцшильда). Основное свойство сферы Шварцшильда состоит в том, что никакие сигналы, испускаемые с поверхности звезды, достигшей этой сферы, не могут выйти наружу. Таким образом, в результате гравитационного сжатия массивных звезд появляется область пространства-времени, из которой не может выйти никакая информация о физических процессах, происходящих внутри нее. «Ч. д.» обладает внешним гравитационным полем, свойства которого определяются массой, моментом вращения и, возможно, электрическим зарядом, если коллапсирующая звезда была электрически заряжена. На больших расстояниях поле «Ч. д.» практически не отличается от полей тяготения обычных звезд, и движение др. тел, взаимодействующих с «Ч. д.» на большом расстоянии, подчиняется законам механики Ньютона. Как показывают расчеты, у вращающейся «Ч. д.» вне ее поверхности должна существовать область, ограниченная поверхностью статического предела, — т. н. эргосфера. Сила притяжения со стороны «Ч. д. », действующая на неподвижное тело, помещенное в эргосферу, обращается в бесконечность. Однако эта сила конечна, если тело обладает моментом вращения, совпадающим по направлению с угловым моментом «Ч. д.», поэтому любые частицы, оказавшиеся в эргосфере, будут вращаться вокруг «Ч. д.». Наличие эргосферы может привести к потере энергии вращающейся «Ч. д.». Это возможно, в частности, в том случае, если некоторое тело, влетев в эргосферу, распадается (например, в результате взрыва) около поверхности «Ч. д.» на две части, причем одна из них продолжает падение на «Ч. д.», а вторая вылетает из эргосферы. Параметры взрыва могут быть такими, что энергия вылетевшей из эргосферы части больше энергии первоначального тела. Дополнительная энергия при этом черпается из энергии вращения «Ч. д.». С уменьшением момента вращения «Ч. д.» поверхность статического предела сливается с поверхностью «Ч. д.» и эргосфера исчезает. Быстрое вращение коллапсирующего тела препятствует образованию «Ч. д.» вследствие действия центробежных сил вращения. Поэтому «Ч. д.» не может иметь момент вращения больший некоторого экстремального значения. Как показывают квантовомеханические расчеты, в сильном гравитационном поле «Ч. д. » могут рождаться частицы — фотоны, нейтрино, гравитоны, электрон-позитронные пары и др.; в результате «Ч. д. » излучает как черное тело с эффективной температурой даже тогда, когда никакое вещество на нее не падает. Энергия этого излучения черпается из энергии гравитационного поля «Ч. д.», что со временем приводит к уменьшению массы «Ч. д.». Однако из-за низкой эффективности процессы квантового излучения несущественны для массивных «Ч. д.», возникающих в результате коллапса звезд. На ранних (горячих и сверхплотных) этапах развития Вселенной в ней из-за неоднородного распределения вещества могли образоваться «Ч. д.» с различной массой — от 10?5 г до массы Солнца и больше. В отличие от «Ч. д.» — сколлапсировавших звезд эти «Ч. д.» получили назв. первичных. Процессы квантового излучения уменьшают массу «Ч. д.», и к настоящему времени все первичные «Ч. д.» с массой меньше 1015 г должны были «испариться». Интенсивность и эффективная температура излучения «Ч. д.» увеличиваются с уменьшением ее массы, поэтому на последней стадии (для массы порядка 3.109 г) «испарение» «Ч. д.» представляет собой взрыв с выделением 1030 эрг за 0,1 сек. Первичные «Ч. д.» массой большей чем 1015 г остались практически неизменными. Обнаружение первичных «Ч. д.» по их излучению позволило бы сделать важные выводы о физических процессах, протекавших на ранних стадиях эволюции Вселенной. Поиски «Ч. д.» во Вселенной представляют собой одну из актуальных задач современной астрономии. Предполагается, что «Ч. д.» могут быть невидимыми компонентами некоторых двойных звездных систем. Однако этот вывод не достоверен, т.к. одна из звезд двойной системы, будучи нормальной звездой, может оказаться невидимой на фоне более сильного свечения второй компоненты. Др. метод отождествления «Ч. д.» в двойных системах основывается на изучении свечения вещества, которое перетекает к «Ч. д.» с соседней (обычной) звезды. Вблизи «Ч. д. » из перетекающего вещества образуется диск, его слои движутся вокруг «Ч. д.» с различными скоростями (см. рис.). Из-за трения между соседними слоями вещество в диске нагревается до десятков миллионов градусов, и внутренние области диска излучают энергию в рентгеновском диапазоне электромагнитного спектра. Аналогичное излучение будет рождаться и в том случае, если на месте «Ч. д.» в двойной системе будет находиться нейтронная звезда, но последняя не может иметь массу больше некоторого предельного значения. В результате космических исследований открыто большое число источников рентгеновского излучения в двойных звездных системах. Наиболее вероятным кандидатом в «Ч. д.» является рентгеновский источник Лебедь Х-1. Масса источника в этой двойной системе, которую можно оценить из наблюдаемой скорости движения оптической звезды по орбите и законов Кеплера, превышает 5 , т. е. больше предельного значения массы для нейтронной звезды. Предполагается также, что в ядрах активных галактик и квазарах могут находиться сверхмассивные «Ч. д.» (М 106—108 ) и наблюдаемая активность этих объектов обусловлена падением на «Ч. д.» окружающего их газа. Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Теория тяготения и эволюция звезд, М., 1971; Пенроуз Р., «Черные дыры», «Успехи физических наук», 1973, т. 109, в. 2; Шкловский И. С., Звезды: их рождение, жизнь и смерть, М., 1975, Торн К., Поиски черных дыр, пер. с англ., «Успехи физических наук», 1976, т. 118, в. 3; Фролов В. П., Черные дыры и квантовые процессы в них, там же; Шакура Н. И., Нейтронные звезды и «черные дыры» в двойных звездных системах, М., 1976; Новиков И. Д., Черные дыры во Вселенной, М., 1977; Мизнер Ч., Торн К., Уилер Дж., Гравитация, пер. с англ., т. 1?3, М., 1977. Н. И. Шакура.