Эволюция звезд: конец пути. Реферат.

звезды станет выше примерно 2 солнечных, то сила тяжести превысит это

давление и звезда не сможет противостоять коллапсу. У нейтронных звезд

очень сильное магнитное поле, достигающее на поверхности 10^12-10^13 Гс

(для сравнения: у Земли ок. 1 Гс).

С нейтронными звездами связывают небесные объекты двух разных типов.

Пульсары (радиопульсары) и рентгеновские двойные. Пульсары строго

регулярно излучают импульсы радиоволн. Механизм излучения до конца не

ясен, но считают, что вращающаяся нейтронная звезда излучает радиолуч в

направлении, связанном с ее магнитным полем, ось симметрии которого не

совпадает с осью вращения звезды. Поэтому вращение вызывает поворот

радиолуча, периодически направляющегося на Землю.

О рентгеновских двойных известно следующее. С нейтронными звездами,

входящими в двойную систему с массивной нормальной звездой, связаны также

пульсирующие рентгеновские источники. В таких системах газ с поверхности

нормальной звезды падает на нейтронную звезду, разгоняясь до огромной

скорости. При ударе о поверхность нейтронной звезды газ выделяет 10-30%

своей энергии покоя, тогда как при ядерных реакциях этот показатель не

достигает и 1%. Нагретая до высокой температуры поверхность нейтронной

звезды становится источником рентгеновского излучения. Однако падение газа

не происходит равномерно по всей поверхности: сильное магнитное поле

нейтронной звезды захватывает падающий ионизованный газ и направляет его к

магнитным полюсам, куда он и падает, как в воронку. Поэтому сильно

нагреваются только районы полюсов, которые на вращающейся звезде

становятся источниками рентгеновских импульсов. Радиоимпульсы от такой

звезды уже не поступают, поскольку радиоволны поглощаются в окружающем ее

газе.

Что касается структуры нейтронной звезды, то плотность нейтронной звезды

растет с глубиной. Под слоем атмосферы толщиной всего несколько

сантиметров находится жидкая металлическая оболочка толщиной несколько

метров, а ниже - твердая кора километровой толщины. Вещество коры

напоминает обычный металл, но гораздо плотнее. В наружной части коры это в

основном железо; с глубиной в его составе увеличивается доля нейтронов.

Там, где плотность достигает ок. 4**10^11 г/см^3, доля нейтронов

увеличивается настолько, что некоторые из них уже не входят в состав ядер,

а образуют сплошную среду. Там вещество похоже на «море» из нейтронов и

электронов, в которое вкраплены ядра атомов. А при плотности ок. 2**10^14

г/см^3 (плотность атомного ядра) вообще исчезают отдельные ядра и остается

сплошная нейтронная «жидкость» с примесью протонов и электронов. Вероятно,

нейтроны и протоны ведут себя при этом как сверхтекучая жидкость, подобная

жидкому гелию и сверхпроводящим металлам в земных лабораториях.

При еще более высоких плотностях в нейтронной звезде образуются наиболее

необычные формы вещества. Может быть, нейтроны и протоны распадаются на

еще более мелкие частицы - кварки; возможно также, что рождается много

пи-мезонов, которые образуют так называемый пионный конденсат.

2.3.2. Происхождение нейтронных звезд.

Концепция нейтронных звёзд не нова: первое предположение о возможности их

существования было сделано астрономами Фрицем Цвикки и Вальтером Баарде из

Калифорнии в 1934 г. (несколько раньше в 1932 г. возможность существования

нейтронных звёзд была предсказана известным советским учёным Л. Д.

Ландау.) В конце 30-х годов она стала предметом исследований других

американских учёных Оппенгеймера и Волкова. Интерес этих физиков к данной

проблеме был вызван стремлением, определить конечную стадию эволюции

массивной сжимающейся звезды. Так как роль и значение сверхновых вскрылись

примерно в то же время, было высказано предположение, что, нейтронная

звезда может оказаться остатком взрыва сверхновой. К несчастью, с началом

второй мировой войны внимание учёных переключилось на военные нужды и

детальное изучение этих новых и в высшей степени загадочных объектов было

приостановлено. Затем, в 50-х годах, изучение нейтронных звёзд возобновили

чисто теоретически с целью установить, имеют ли они отношение к проблеме

рождения химических элементов в центральных областях звёзд. Нейтронные

звёзды остаются единственным астрофизическим объектом, существование и

свойства которых были предсказаны задолго до их открытия.

Как известно, белые карлики не могут иметь массу больше некоторой

предельной, называемой чандрасекхаровским пределом в честь знаменитого

индийского астрофизика Субраманьяна Чандрасекхара (1910-1995), получившего

в 1983 году за свои выдающиеся работы в области релятивистской астрофизики

нобелевскую премию по физике.

Предел зависит от химического состава белого карлика, и для реальных

параметров тяжелых карликов составляет около 1.4 массы солнца. При большей

массе объект становится нейтронной звездой. Таким образом, мы сразу

приходим к мысли, что если нам удастся постепенно увеличивать массу белого

карлика, то он превратится в нейтронную звезду. Это событие будет

сопровождаться взрывом свехновой типа Ia. При этом возможно также, что

компактный остаток вообще не образуется.

Единственный способ увеличить массу белого карлика -- это аккреция. Белый

карлик может захватывать вещество прямо из межзвездной среды. Падая на

него вещество будет разогревать поверхность белого карлика, т.к. будет

выделяться потенциальная энергия, что не даст карлику остыть. Но темп

аккреции из межзвездной среды очень низкий, не более 10^10 г/с, что

позволило бы набрать массу солнца лишь примерно за 10^16 лет, а даже

хаббловское время на 6 порядков меньше. Поэтому единственный способ

заставить белый карлик ``поправиться``, это аккреция в тесной двойной

системе.

Если второй компонент системы заполняет свою полость Роша, то поток

вещества устремляется на белый карлик, и его масса может существенно

увеличиться всего, скажем, за миллион лет. Когда масса достигнет

чандрасекхаровского предела, произойдет переход белого карлика в

нейтронную звезду.

Это один из возможных каналов образования нейтронных звезд. Многие системы

могут возникать только благодаря такому процессу. Нейтронные звезды,

образующиеся при этом могут отличаться от тех, которые образуются через

более известный канал -- взрыв массивной звезды.

Известно, что тяжелые звезды в процессе своей эволюции, пережигая все

более тяжелые элементы, подходят к моменту потери устойчивости. И

происходит фантастический по своей мощности взрыв -- вспышка сверхновой.

Выделяется (в основном в виде нейтрино) энергия порядка 10^53 эрг. В итоге

может образоваться нейтронная звезда или черная дыра (так же может

образоваться т.н. ``кварковая`` или ``странная`` звезда, если такие

объекты действительно существуют в природе, а не только в статьях

теоретиков, или же после взрыва может вообще не остаться никакого

компактного остатка). Пока точно неизвестно из каких звезд образуются

нейтронные звезды, а из каких черные дыры. Но хорошей оценкой является

следующее условие: если масса звезды на главной последовательности лежала

в интервале от 10 до 40 солнечных масс, то образуется нейтронная звезда, а

если масса была больше -- то черная дыра. Скорее всего реальность окажется

немного сложнее, и в одном и том же интервале масс будут возможны оба

варианта.

Таким образом нейтронная звезда может образоваться или из белого карлика в

двойной системе, или из массивной звезды. Добавим, что и массивная звезда

может входить в тесную двойную систему. Неизвестно, оказывает ли это

решающее воздействие на параметры рождающейся нейтронной звезды. Но это не

исключено. Причем здесь возможно два варианта: может взрываться изначально

более массивная компонента двойной, часть вещества которой перетекла на

соседку. И может взрываться соседка, на которую натекло вещество.

В начале 60-х годов открытие космических источников рентгеновского

излучения весьма обнадёжило тех, кто рассматривал нейтронные звёзды как

возможные источники небесного рентгеновского излучения. К концу 1967 г.

был обнаружен новый класс небесных объектов - пульсары, что привело учёных

в замешательство. Это открытие явилось наиболее важным событием в изучении

нейтронных звёзд, так как оно вновь подняло вопрос о происхождении

космического рентгеновского излучения.

2.3.3. Структура нейтронных звезд.

Говоря о нейтронных звёздах, следует учитывать, что их физические

характеристики установлены теоретически и весьма гипотетичны, так как

физические условия, существующие в этих телах, не могут быть

воспроизведены в лабораторных экспериментах.

Решающее значение на свойства нейтронных звёзд оказывают гравитационные

силы. По различным оценкам, диаметры нейтронных звёзд составляют 10-200

км. И этот незначительный по космическим понятиям объём «набит» таким

количеством вещества, которое может составить небесное тело, подобное

Солнцу, диаметром около 1,5 млн. км, а по массе почти в треть миллиона раз

тяжелее Земли! Естественное следствие такой концентрации вещества -

невероятно высокая плотность нейтронной звезды. Фактически она оказывается

настолько плотной, что может быть даже твёрдой. Сила тяжести нейтронной

звезды столь велика, что человек весил бы там, около миллиона тонн.

Расчёты показывают, что нейтронные звёзды сильно намагничены. Согласно

оценкам, магнитное поле нейтронной звезды может достигать 1млн. млн.

гаусс, тогда как на Земле оно составляет 1 гаусс. Радиус нейтронной звезды

принимается порядка 15 км, а масса - около 0,6 - 0,7 массы Солнца.

Наружный слой представляет собой магнитосферу, состоящую из разрежённой

электронной и ядерной плазмы, которая пронизана мощным магнитным полем

звезды. Именно здесь зарождаются радиосигналы, которые являются

отличительным признаком пульсаров. Сверхбыстрые заряженные частицы,

двигаясь по спиралям вдоль магнитных силовых линий, дают начало разного

рода излучениям. В одних случаях возникает излучение в радиодиапазоне

электромагнитного спектра, в иных - излучение на высоких частотах. Почти

сразу же под магнитосферой плотность вещества достигает 1 т/см3, что в 100

000 раз больше плотности железа.

Следующий за наружным слой имеет характеристики металла. Этот слой

«сверхтвёрдого» вещества, находящегося в кристаллической форме. Кристаллы

состоят из ядер атомов с атомной массой 26 - 39 и 58 - 133. Эти кристаллы

чрезвычайно малы: чтобы покрыть расстояние в 1 см, нужно выстроить в одну

линию около 10 млрд. кристалликов. Плотность в этом слое более чем в 1

млн. раз выше, чем в наружном, или иначе, в 400 млрд. раз превышает

плотность железа. Двигаясь дальше к центру звезды, мы пересекаем третий

слой. Он включает в себя область тяжёлых ядер типа кадмия, но также богат

нейтронами и электронами. Плотность третьего слоя в 1000 раз больше, чем

предыдущего.

Глубже проникая в нейтронную звезду, мы достигаем четвёртого слоя,

плотность при этом возрастает незначительно - примерно в пять раз. Тем не

менее, при такой плотности ядра уже не могут поддерживать свою физическую

целостность: они распадаются на нейтроны, протоны и электроны. Большая

часть вещества пребывает в виде нейтронов. На каждый электрон и протон

приходится по 8 нейтронов. Этот слой, по существу, можно рассматривать как

нейтронную жидкость, «загрязнённую» электронами и протонами.

Ниже этого слоя находится ядро нейтронной звезды. Здесь плотность примерно

в 1,5 раза больше, чем в вышележащем слое. И, тем не менее, даже такое

небольшое увеличение плотности приводит к тому, что частицы в ядре

движутся много быстрее, чем в любом другом слое. Кинетическая энергия

движения нейтронов, смешанных с небольшим количеством протонов и

электронов, столь велика, что постоянно происходят неупругие столкновения

частиц. В процессах столкновения рождаются все известные в ядерной физике

частицы и резонансы, которых насчитывается более тысячи. По всей

вероятности, присутствует большое число ещё не известных нам частиц.

Температуры нейтронных звёзд сравнительно высоки. Этого и следует ожидать,

если учесть, как они возникают. За первые 10 - 100 тыс. лет существования

звезды температура ядра уменьшается до нескольких сотен миллионов

градусов. Затем наступает новая фаза, когда температура ядра звезды

медленно уменьшается вследствие испускания электромагнитного излучения.

2.4. Черные дыры.

2.4.1. Гравитационный радиус.

Если масса звезды в два раза превышает солнечную, то к концу своей жизни

звезда может взорваться как сверхновая, но если масса вещества оставшегося

после взрыва, всё ещё превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться

в плотное крошечное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют

всякое внутреннее сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот

момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению

чёрной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже

не может находиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивной звезды

остаётся один неизбежный путь - путь всеобщего и полного сжатия

(коллапса), превращающего её в невидимую чёрную дыру.

В 1939 г. Р. Оппенгеймер и его аспирант Снайдер в Калифорнийском

университете (Беркли) занимались выяснением окончательной судьбы большой

массы холодного вещества. Одним из наиболее впечатляющих следствий общей

теории относительности Эйнштейна оказалось следующее: когда большая масса

начинает коллапсировать, этот процесс не может быть остановлен и масса

сжимается в чёрную дыру. Если, например, не вращающаяся симметричная

звезда начинает сжиматься до критического размера, известного как

гравитационный радиус, или радиус Шварцшильда (назван так в честь Карла

Шварцшильда, которой первым указал на его существование). Если звезда

достигает этого радиуса, то уже не что не может воспрепятствовать ей

завершить коллапс, то есть буквально замкнуться в себе. Чему же равен

гравитационный радиус? Строгое математическое уравнение показывает, что

для тела с массой Солнца гравитационный радиус равен почти 3 км, тогда как

для системы, включающей миллиард звёзд, - галактики - этот радиус

оказывается равным расстоянию от Солнца до орбиты планеты Уран, то есть

составляет около 3 млрд. км.

2.4.2. «Ловушки» для черных дыр.

Область пространства-Времени внутри черной дыры недоступна для изучения

отдаленному наблюдателю. Однако падающий вместе с коллапсирующим телом

наблюдатель может “увидеть” происходящие там события. Таким образом,

предсказания теории, касающиеся внутренности черной дыры, в принципе

допускают проверку. Своеобразие этой проверки состоит в том, что

результаты ее не могут быть сообщены наружу и использованы для сравнения с

теорией физиками, находящимися вне черной дыры.

Соответствующий принцип, получивший название принципа “космической

цензуры”, был сформулирован Р. Пенроузом в 1969 г. Согласно этому

принципу, прежде чем в процессе гравитационного коллапса неограниченно

возрастет кривизна и разовьется сингулярность, гравитационное поле

достигает такой силы, что перестает выпускать информацию наружу, т. е.

возникает горизонт событий, окружающий сингулярность. И хотя принцип

“космической цензуры” выглядит весьма правдоподобно, а многочисленные

работы, содержащие анализ различных мысленных экспериментов, его

подтверждают, тем не менее до сих пор отсутствует достаточно общее строгое

доказательство этого принципа. Доказательство принципа “космической

цензуры” и выяснение условий, при которых он справедлив, являются одной из

наиболее важных нерешенных задач общей теории относительности .

Каковы же физические свойства «чёрных дыр» и как учёные предполагают

обнаружить эти объекты? Многие учёные раздумывали над этими вопросами;

получены кое-какие ответы, которые способны помочь в поисках таких

объектов.

Само название - чёрные дыры - говорит о том, что это класс объектов,

которые нельзя увидеть. Их гравитационное поле настолько сильно, что если

бы каким-то путём удалось оказаться вблизи чёрной дыры и направить в

сторону от её поверхности луч самого мощного прожектора, то увидеть этот

прожектор было бы нельзя даже с расстояния, не превышающего расстояние от

Земли до Солнца. Действительно, даже если бы мы смогли сконцентрировать

весь свет Солнца в этом мощном прожекторе, мы не увидели бы его, так как

свет не смог бы преодолеть воздействие на него гравитационного поля чёрной

дыры и покинуть её поверхность. Именно поэтому такая поверхность

называется абсолютным горизонтом событий. Она представляет собой границу

чёрной дыры.

Учёные отмечают, что эти необычные объекты нелегко понять, оставаясь в

рамках законов тяготения Ньютона. Вблизи поверхности чёрной дыры

гравитация столь сильна, что привычные ньютоновские законы перестают здесь

действовать. Их следует заменить законами общей теории относительности

Эйнштейна. Согласно одному из трёх следствий теории Эйнштейна, покидая

массивное тело, свет должен испытывать красное смещение, так как он теряет

энергию на преодоление гравитационного поля звезды. Излучение, приходящее

от плотной звезды, подобной белому карлику - спутнику Сириуса А, - лишь

слегка смещается в красную область спектра. Чем плотнее звезда, тем больше

это смещение, так что от сверхплотной звезды совсем не будет приходить

излучения в видимой области спектра. Но если гравитационное действие

звезды увеличивается в результате её сжатия, то силы тяготения оказываются

настолько велики, что свет вообще не может покинуть звезду. Таким образом,

для любого наблюдателя возможность увидеть чёрную дыру полностью

исключена! Но тогда естественно возникает вопрос: если она невидима, то,

как же мы можем её обнаружить? Чтобы ответить на этот вопрос, учёные

прибегают к искусным уловкам. Руффини и Уиллер досконально изучили эту

проблему и предложили несколько способов пусть не увидеть, но хотя бы

обнаружить чёрную дыру. Начнём с того, что, когда чёрная дыра рождается в

процессе гравитационного коллапса, она должна излучать гравитационные

волны, которые могли бы пересекать пространство со скоростью света и на

короткое время искажать геометрию пространства вблизи Земли. Это искажение

проявилось бы в виде гравитационных волн, действующих одновременно на

одинаковые инструменты, установленные на земной поверхности на

значительных расстояниях друг от друга. Гравитационное излучение могло бы

приходить от звёзд, испытывающих гравитационный коллапс. Если в течение

обычной жизни звезда вращалась, то, сжимаясь и становясь, всё меньше и

меньше, она будет вращаться всё быстрее, сохраняя свой момент количества

движения. Наконец она может достигнуть такой стадии, когда скорость

движения на её экваторе приблизится к скорости света, то есть к предельно

возможной скорости. В этом случае звезда оказалась бы сильно

деформированной и могла бы выбросить часть вещества. При такой деформации

энергия могла бы уходить от звезды в виде гравитационных волн с частотой

порядка тысячи колебаний в секунду (1000 Гц).

Дж. Вебер установил ловушки гравитационных волн в Аргоннской национальной

лаборатории вблизи Чикаго и в Мэрилендском университете. Они состояли из

массивных алюминиевых цилиндров, которые должны были колебаться, когда

гравитационные волны достигнут Земли. Используемые Вебером детекторы

гравитационного излучения реагируют на высокие (1660 Гц), так и на очень

низкие (1 колебание в час) частоты. Для детектирования последней частоты

используется чувствительный гравиметр, а детектором является сама Земля.

Собственная частота квадрупольных колебаний Земли равна одному колебанию

за 54 мин.

Все эти устройства должны были срабатывать одновременно в момент, когда

гравитационные волны достигнут Земли. Действительно они срабатывали

одновременно. Но, к сожалению, ловушки включались слишком часто - примерно

раз в месяц, что выглядело весьма странно. Некоторые учёные считают, что

хотя опыты Вебера и полученные им результаты интересны, но они

недостаточно надёжны. По этой причине многие относятся весьма скептически

к идее детектирования гравитационных волн (эксперименты по детектированию

гравитационных волн, аналогичные опытам Вебера, позднее были проверены в

ряде других лабораторий и не подтвердили результатов Вебера. В настоящее

время считается, что опыты Вебера ошибочны).

Роджер Пенроуз, профессор математики Биркбекского колледжа Лондонского

университета, рассмотрел любопытный случай коллапса и образования чёрной

дыры. Он также допускает, что чёрная дыра исчезает, а затем проявляется в

другое время в какой-то иной вселенной. Кроме того, он утверждает, что

рождение чёрной дыры во время гравитационного коллапса является важным

указанием на то, что с геометрией пространства-времени происходит нечто

необычное. Исследования Пенроуза показывают, что коллапс заканчивается

образованием сингулярности, то есть он должен продолжаться до нулевых

размеров и бесконечной плотности объекта. Последние условие даёт

возможность другой вселенной приблизиться к нашей сингулярности, и не

исключено, что сингулярность перейдёт в эту новую вселенную. Она даже

может появиться в каком-либо другом месте нашей собственной Вселенной.

Некоторые учёные рассматривают образование чёрной дыры как маленькую

модель того, что, согласно предсказаниям общей теории относительности, в

конечном счете, может случиться с Вселенной. Общепризнанно, что мы живём в

неизменно расширяющейся Вселенной, и один из наиболее важных и насущных

вопросов науки касается природы Вселенной, её прошлого и будущего. Без

сомнения, все современные результаты наблюдений указывают на расширение

Вселенной. однако на сегодня один из самых каверзных вопросов таков:

замедляется ли скорость этого расширения, и если да, то не сожмётся ли

Вселенная через десятки миллиардов лет, образуя сингулярность.

По-видимому, когда-нибудь мы сможем выяснить, по какому пути следует

Вселенная, но, быть может, много раньше, изучая информацию, которая

просачивается при рождении чёрных дыр, и те физические законы, которые

управляют их судьбой, мы сможем предсказать окончательную судьбу

Вселенной.

Почти всю свою жизнь звезда сохраняет температуру и размер практически

постоянными. Значение главной последовательности заключается в том, что

большинство обычных звёзд оказываются нормальными, то есть лишёнными

каких-либо особенностей. Мы вправе ожидать, что эти звёзды подчиняются

определённым зависимостям, подобным, например, упомянутой главной

последовательности. Большинство звёзд оказываются на этой наклонной линии

- главной последовательности, потому, что звезда может прийти на эту линию

всего лишь за несколько сотен тысяч лет, а, покинув её, прожить ещё

несколько сотен миллионов лет, большинство звёзд заведомо остаётся на

главной последовательности в течение миллиардов лет. Рождение и смерть -

ничтожно малые мгновенья в жизни звезды. Наше Солнце, являющееся обычной

звездой, находится на этой последовательности уже в течение 5-6 млрд. лет

и, по-видимому, проведёт на ней ещё столько же времени, так как звёзды с

такой массой и таким химическим составом, как у Солнца, живут 10-12 млрд.

лет. Звёзды много меньшей массы находятся на главной последовательности

примерно 50 млрд. лет. Если же масса звезды в 30 раз превосходит

солнечную, то время её пребывания на главной последовательности составит

всего около 1 млн. лет.

2.4.3. Проблемы, гипотезы.

Что же остается после взрыва черной дыры? В 1979г. Г. А, Вилковыский и В.

П. Фролов показали, что учет эффектов квантовой гравитации приводит к

тому, что черные дыры с массой, меньше планковской, не образуются. Поэтому

если только отсутствует сингулярность внутри черной дыры то имеются

следующие две возможности: черная дыра распадается полностью или в

результате распада остается элементарная черная дыра с массой порядка

планковской.

Гипотеза о возможности существования в природе подобных элементарных

черных дыр (получивших название максимонов) была выдвинута в 1965 г.

советским физиком М. А. Марковым. Максимоны (если только они действительно

существуют в природе) могли бы играть роль максимально тяжелых

элементарных частиц. Обладая сравнительно большой (почти макроскопической)

массой, максимон имеет крайне малый размер. Чрезвычайно малое сечение

взаимодействия максимонов с веществом приводит к тому, что звезды и

планеты практически полностью для них прозрачны. Поэтому даже если бы в

настоящее время максимонов во Вселенной было много, то крайне трудно было

бы обнаружить их теми методами, которыми регистрируют другие элементарные

частицы.

Исходя из оценок средней плотности вещества во Вселенной, можно заключить,

что если бы максимоны были распределены равномерно, то на 1 млрд. км^3

пространства приходилось бы не более одного максимона. Если справедлива

стандартная модель горячей Вселенной, то даже при средней плотности

максимонов в настоящее время порядка критической (~10^-29 г/см^3), на

ранних этапах эволюции Вселенной доля вещества в максимонной составляющей

была пренебрежимо мала. В настоящее время вопрос о существовании

максимонов и их роли в эволюции Вселенной остается открытым.

Даже если максимоны нестабильны, элементарные черные дыры могут,

по-видимому, играть важную роль в физике элементарных частиц. При

вычислении собственной энергии частицы обычно учитывают вклад

промежуточных состояний с произвольно большой энергией, что приводит к

появлению известных расходимостей. Учет гравитационного взаимодействия

соответствующих виртуальных частиц и возможности появления виртуальных

черных дыр в промежуточном состоянии может привести к устранению этих

расходимостей. Виртуальные (короткоживущие) черные дыры могут возникать и

в вакууме в результате квантовых флуктуации. Квантовые флуктуации

гравитационного поля тем больше, чем меньше масштабы длин. На расстояниях

порядка планковских (~10-^33 см) флуктуации метрики порядка единицы.

Подобные флуктуации означают сильные отклонения от плоской геометрии.

Иными словами, пространство-время в малых масштабах скорее напоминает

мыльную пену, чем гладь воды.

Представление о пенной структуре пространства-времени, сформулированное в

50-х гг. известным американским физиком Дж. Уилером, в последнее время

получило дальнейшее развитие в работах английской группы, возглавляемой С.

Хокингом. Взаимодействие элементарных частиц с виртуальными черными дырами

(пространственно-временной “пеной”) может приводить к таким следствиям,

как несохранение барионного и лептонного зарядов. И хотя ожидаемое при

этом время жизни протона (~10^50 лет) почти на 20 порядков превосходит

время жизни протона, предсказываемое в рамках теорий Великого объединения,

сама возможность подобных процессов может иметь фундаментальное значение,

особенно при обсуждении вопроса о происхождении Вселенной.

Завершая рассказ о черных дырах, хотелось бы обратить внимание на

следующее. Еще 20 лет назад мало кто верил в саму возможность

существования черных дыр. Гипотеза о черных дырах привлекла к себе

пристальное внимание после открытия нейтронных звезд. И удивительное дело

— черные дыры сразу “пришлись ко двору” в астрофизике. Им нашлось место не

только в виде остатков при вспышках сверхновых, но и в ядpax шаровых

скоплений, галактик и квазаров.

После открытия С. Хокингом явления квантового испарения черных дыр особое

значение приобрел вопрос о космологической роли малых черных дыр. Гипотеза

об элементарных черных дырах (максимонах) не только интересна своими

возможными космологическими следствиями, но и существенна для физики

элементарных частиц. Виртуальные черные дыры явятся, возможно, важным

элементом будущей квантовой теории гравитации. Исследование свойств черных

дыр привело к обнаружению глубоких связей между гравитацией и

термодинамикой. Этот простой перечень говорит о том, что за последние 16 -

15 лет, по сути дела, возникла, новая область науки — физика черных дыр со

своим объектом исследования и своими проблемами. Проблемы эти, зачастую

носят столь фундаментальный характер, а объект настолько удивителен, что

эта область привлекает внимание многочисленных исследователей. И хочется

надеяться, что она порадует физиков новыми, быть может, еще более

неожиданными, результатами.

Заключение.

ЛИТЕРАТУРА

Гинзбург В. Л. О теории относительности. М., Наука, 1979.

Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Теория тяготения и эволюция звезд. М.,

Наука, 1971.

Зельдович Я. Б., Новиков И. Д. Черные дыры во Вселенной. — Природа, 1972,

N 4, с. 28.

Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Староби\\\'н-ский А. А. Черные и белые дыры.

— Природа, 1976, № 1, с. 34.

Кауфман У. Космические рубежи теории относительности. М., Мир, 1981.

Киржниц Д. А., Фролов В. П. намика, информация. — Природа, 1981, N 11. с.

2.

Лайтман А. П., Сюняев Р. А., Шакура Н. И., Шапиро С. Д., Эрдли Д. М.

Современное состояние данных о Лебеде Х-1. — Успехи физических наук, 1978,

т. 126, с. 515.

Новиков И. Д. Черные дыры во Вселенной. М., Знание, 1977.

Новиков И. Д., Пол на рев А. Г. Первичные черные дыры. — Природа, 1980, Л”

7, с. 12.

Фролов В. П. Черные дыры и\\\" квантовые процессы в них. — Уепехи физических

наук, 1976, т. 118, с. 473.

29

Страницы: 1, 2, 3, 4