Черна дупка

Черната дупка е плътен и масивен астрономически обект, област в пространство-времето, в която гравитационното привличане е толкова силно, че тя не може да бъде напусната от нищо, дори движещо се със скоростта на светлината.Шаблон:Hrf Общата теория на относителността предвижда, че достатъчно компактна маса би могла да деформира пространство-времето до такава степен, че да се образува черна дупка. Около черната дупка се образува математически определима повърхнина, наречена хоризонт на събитията. Тя маркира границата на областта, от която връщането е невъзможно.

Свръхмасивна черна дупка в ядрото на елиптичната галактика M87 от съзвездието Дева. Според изчисленията, масата на дупката е над 7 милиарда пъти по-голяма от тази на Слънцето Шаблон:Nowrap.

Наименованието „черна дупка“ отразява свойството на този обект да поглъща цялата светлина, която достига до хоризонта, без да отразява част от нея, точно като абсолютно черното тяло от термодинамиката.Шаблон:Hrf Съгласно квантовата механика черната дупка все пак излъчва лъчение на Хокинг със същия спектър като черно тяло с крайна температура, която е обратно пропорционална на масата на черната дупка. Тази температура е от порядъка на милиардни части от келвина за черни дупки със звездна маса. Това затруднява наблюдаването на излъчването при черни дупки със звездна маса, а при по-голяма маса прави наблюдението практически невъзможно.

Идеята за обекти, чието гравитационно поле е прекалено силно, за да бъдат напуснати от светлината, е обмисляна за пръв път през XVIII век от Джон Мичъл и Пиер-Симон Лаплас.

Теоретичната възможност за съществуването на тези области на пространство-времето следва от някои точни решения на уравненията на Айнщайн, първото от които е получено от Карл Шварцшилд през 1915 г. Първото съвременно приложение на общата теория на относителността, което характеризира черните дупки, е разработено от Шварцшилд през 1916 г., макар че интерпретацията на неговото решение като област от пространството, която не може да бъде напусната от нищо, е оценена напълно едва четири десетилетия по-късно. Теоретичните изследвания през 60-те години на ХХ век показват, че черните дупки, разглеждани дълго време като чисто математическа чудатост, са съществено следствие на общата теория на относителността, а откриването на неутронните звезди предизвикват интерес към гравитационно колабиралите компактни обекти като към възможна астрофизическа реалност.

За пръв път изразът „черна дупка“ се употребява от физика-теоретик Джон Уилър през 1967 г. До този момент са използвани термините черна звезда, колапсирана звезда или замръзнала звезда.

На 10 април 2019 г. за първи път е „фотографирана“ свръхмасивна черна дупка в центъра на галактиката М87, разположена на 54 милиона светлинни години от Земята. През юли 2023 г. е открита най-далечната черна дупка в историята, образувана само 570 милиона години след Големия взрив.

Съществуват пет възможни сценария за образуването на черни дупки:

• три реалистични сценария:
  • гравитационен колапс (свиване и компресия) на достатъчно масивна звезда или неутронна звезда (Граница на Опенхаймер – Волкоф);
  • килонова – гравитационно-вълнови взрив в резултат на сливането на две неутронни звезди;
  • колапс на централната част на галактика или протогалактическия газ;
• два хипотетични сценария:
• формиране веднага след Големия взрив (първични черни дупки);
• възникване при ядрени реакции с много висока енергия.

Очаква се черни дупки със звездна маса да се формират при колапса на много масивни звезди в края на техния жизнен цикъл. След образуването на черна дупка тя може да продължи да расте, поглъщайки маса от заобикалящото я пространство. Чрез поглъщане на други звезди и сливане с други черни дупки, може да се формират свръхмасивни черни дупки с милиони пъти по-голяма маса от тази на Слънцето. Според общото разбиране свръхмасивни черни дупки съществуват в центровете на повечето галактики. Има съществени данни за наличието на черна дупка с повече от 4 милиона слънчеви маси в центъра на нашата галактика, Млечния път.

Въпреки невидимата им вътрешност, присъствието на черните дупки може да бъде установено чрез тяхното взаимодействие с друга материя, както и със светлината и с друго електромагнитно излъчване. По движението на звездите може да бъдат изчислени масата и местоположението на техен невидим съседен обект, като в някои случаи единственият известен обект, отговарящ на данните, е черна дупка. По този начин са идентифицирани множество кандидати за звездни черни дупки в двойни системи.

Симулативно изображение на черна дупка пред Големия Магеланов облак: ефектът на гравитационната леща създава два уголемени и силно изкривени образа на Облака, а отгоре дискът на Млечния път изглежда деформиран в дъга

История

Ранни хипотези

Художествено представяне на черна дупка с близко орбитираща звезда, надхвърлила своята Повърхност на Рош. Падащата материя образува акреционен диск, като част от нея е изхвърлена във високоенергийни полярни струи.

Идеята за тяло, толкова масивно, че дори светлината да не може да го напусне, е предложена за пръв път от английския геолог Джон Мичъл през 1783 г. в писмо до Хенри Кавендиш от Британското кралско дружество. По това време Нютоновата теория за гравитацията и идеята за втора космическа скорост са добре известни. Мичъл изчислява, че тяло с радиус, 500 пъти по-голям от този на Слънцето, и със същата плътност би имало на повърхността си втора космическа скорост, равна на скоростта на светлината и следователно би било невидимо. Както казва той:

Ако радиусът на сфера със същата плътност като Слънцето надхвърля този на Слънцето в съотношение 500 към 1, тяло, падащо от безкрайна височина към него, би достигнало на повърхността му скорост, по-голяма от тази на светлината, и следователно, ако приемем, че светлината се привлича от същата сила като другите тела, пропорционално на нейната vis inertiae, цялата светлина, излъчвана от такова тяло, би се върнала към него от неговата собствена гравитация.Шаблон:Hrf

През 1796 г. френският математик Пиер-Симон Лаплас предлага същата идея в първото и второто издание на книгата си „Изложение на системата на света“ („Exposition du système du monde“), като тя изчезва от следващите издания на книгата.Шаблон:HrfШаблон:Hrf Идеята за черни дупки не привлича голямо внимание през 19 век, тъй като светлината се счита за безмасова вълна, която не се влияе от гравитацията.Шаблон:Hrf

Обща теория на относителността

Шаблон:Основна През 1915 г. Алберт Айнщайн разработва общата теория на относителността, след като по-рано е показал, че гравитацията влияе на движението на светлината. Няколко месеца по-късно Карл Шварцшилд дава решение на уравненията на Айнщайн, което описва гравитационното поле на точкова и сферична маса.Шаблон:HrfШаблон:Hrf Няколко месеца след Шварцшилд Йоханес Дросте, студент на Хендрик Лоренц, самостоятелно стига до същото решение за точкова маса и описва по-подробно неговите свойства.Шаблон:Hrf Това решение има особеност, наричана днес радиус на Шварцшилд, където то става сингулярно, т.е. някои от параметрите на уравненията на Айнщайн стават безкрайни. Характерът на тази повърхнина не е напълно разбран по това време. Въпреки това, Айнщайн отхвърля тази идея като грешка в част от собствената си теория. През 1924 г. Артър Едингтън демонстрира, че сингулярността изчезва при промяна на координатната система, но едва през 1933 г. Жорж Льометр установява, че това прави сингулярността на радиуса на Шварцшилд нефизическа координатна сингулярност.Шаблон:Hrf

През 20-те години на XX век Субраманиан Чандрасекар твърди, че според специалната теория на относителността неизлъчващо тяло над определена маса, известна днес като граница на Чандрасекар, би колабирало. Известният по това време астроном Артър Едингтън се противопоставя на това твърдение, смятайки, че нещо неизбежно би предотвратило такъв колапс.

През 1939 г. Робърт Опенхаймер и Снайдер предвиждат, че масивни звезди могат да претърпят драматичен гравитационен колапс. Известно време тези обекти са наричани „замръзнали звезди“ (Шаблон:Lang), тъй като колапсът би се наблюдавал като бързо забавяне и силно почервеняване около радиуса на Шварцшилд. Въпреки това тези хипотетични обекти не са предмет на голям теоретичен интерес до 60-те години на ХХ век. Интересът към обекти, претърпели гравитационен колапс, оживява през 1967 г. с откритието на пулсарите.

Изобретателят на термина черна дупка не е достоверно известен, но самото обозначение е популяризирано от Джон Уилър и е използвано публично за първи път в популярната лекция „Нашата Вселена: известното и неизвестното“ (Шаблон:Lang) на 29 декември 1967 г. Преди това такива астрофизични обекти са били наричани „колапсирани звезди“ или „колапсари“ (Шаблон:Lang), както и „черни звезди“.Шаблон:Sfn Черна звезда се появява и в първите епизоди на Оригиналния сериал „Стар Трек“.

Структура, характеристики и свойства

Художествено изображение на черна дупка и нейните елементи

Черната дупка е съставена от следните елементи:

• Сингулярност
• Хоризонт на събитията
• Фотонна сфера
• Най-вътрешна стабилна орбита
• Акреционен диск
• Релативистична струя

Тъй като нищо не може да напусне черната дупка, то не е възможно наблюдател извън нея да добие информация за процеси, ставащи във вътрешността ѝ. Черните дупки нямат наблюдаеми външни свойства, които да могат да бъдат използвани, за да се определи какво става във вътрешността им. Според класическата обща теория на относителността черните дупки могат да бъдат характеризирани изцяло с три параметъра: маса, момент на импулса и електрически заряд.

Обичайното разбиране за черните дупки се базира на идеята за пространство-време от общата теория на относителността, тъй като най-важните им свойства са свързани с изкривяване на геометрията на окръжаващото ги време-пространство. Идеята за липса на индивидуални отличителни белези на черните дупки се заражда първоначално като предположение направено от Бакенщайн, по-късно потвърдено от Картър, Вернер Израел, Робинсън и Хокинг и придобива известност като „теорема за липса на коса“. Нейно следствие е може би безвъзвратното загубване на информация зад непреодолимата граница на хоризонта на събитията. Запазването на изобщо някакви характеристики се обяснява с определянето им чрез далекодействащи полета, а именно – гравитационно (маса, момент на импулса) и електромагнитно (електричен заряд).

Хоризонт на събитията

Въображаемата сферична повърхнина, ограждаща цялата маса на черната дупка, се нарича хоризонт на събитията. На хоризонта на събитията втора космическа скорост е равна на скоростта на светлината. По този начин нищо от вътрешната страна на хоризонта на събитията, включително фотоните, не може да преодолее хоризонта на събитията поради извънредно силното гравитационно поле. Частици извън тази област могат да падат вътре, пресичайки хоризонта на събитията, без да могат отново да го напуснат.

Изкривяването на време-пространството в силни гравитационни полета води до забавяне на времето. Това явление е установено експериментално през 1976 г. В близост до черна дупка, забавянето на времето се увеличава силно. От гледна точка на външен наблюдател изглежда, че е необходимо безкрайно дълго време за приближаване на обект до хоризонта на събитията, в който момент светлината, идваща от него е безкрайно червено-отместена. За отдалечен наблюдател изглежда, че обектът, падайки все по-бавно, доближава, но никога не достига, хоризонта на събитията. От гледна точка на самия падащ обект обаче времето за достигане на хоризонта на събитията и достигане на сингулярността е крайно.

Широко разпространена заблуда е, че обекти извън хоризонта на събитията се „засмукват“. Тяло, извън хоризонта на събитията, ще изпитва същото гравитационно въздействие от черната дупка, като от кое да е тяло с такава маса (съществуват звезди, по-масивни от някои черни дупки). При превръщането си в черна дупка, звездата не печели маса – т.е. масата на черната дупка е равна на тази на прогенитора ѝ.

Сингулярност

Шаблон:Основна В центъра на хоризонта на събитията съществува сингулярност, място, където според общата теория на относителността, пространство-времето има безкрайна кривина (т.е. гравитацията става безкрайно силна). За невъртяща се черна дупка това място приема формата на една точка, а за въртяща се черна дупка тя се размива, за да образува пръстеновидна сингулярност, която лежи в равнината на въртене. И в двата случая сингулярната област има нулев обем. Може също да се покаже, че сингулярната област съдържа цялата маса на разтвора за черна дупка. Следователно сингулярната област може да се разглежда като имаща безкрайна плътност.

Пространството във вътрешността на хоризонта на събитията е особено с това, че сингулярността е буквално единственото възможно бъдеще, така че всички частици трябва да се движат към нея. Това означава, че има концептуална неточност в нерелативистичната идея за черна дупка, предложена първоначално от Джон Мичъл през 1783 г. Според него втора космическа скорост е равна на скоростта на светлината, но все пак е теоретично възможно от черната дупка да бъде изваден обект (например като се изтегли с въже). Общата теория на относителността елиминира тази възможност, защото след влизането му отвъд хоризонта на събитията, времевата линия на обекта съдържа крайна точка на самото време и никоя възможна мирова линия не пресича хоризонта на събитията.

Очаква се, че бъдещи уточнения или заместители на общата теория на относителността (особено квантова теория на гравитацията) ще променят сегашните възгледи за същността на черните дупки. Повечето теоретици интерпретират математическата сингулярност на уравненията като признак за непълнотата на сегашната теория и смятат, че в близост до сингулярността се появяват нови неизвестни явления.

Падане в черна дупка

Да си представим, че злощастен космонавт пада радиално към центъра на проста невъртяща се черна дупка. Колкото повече се приближава към хоризонта на събитията, толкова по-дълго е нужно на излъчваните от него фотони да излязат от гравитационното поле на черната дупка. Далечен наблюдател би видял как спускането на космонавта се забавя, докато приближава хоризонта на събитията, като че ли никога не го достига.

Въпреки това в собствената си отправна система космонавтът ще пресече хоризонта на събитията и ще достигне сингулярността в краен период от време. След пресичането на хоризонта, той вече няма да може да бъде наблюдаван от външната вселена. Докато пада, той ще забележи как краката му постепенно стават все повече червено-отместени, докато станат невидими. Червеното отместване е причинено от два фактора: ефектът на Доплер и гравитационното забавяне на времето – поради гравитационното поле всички физически процеси от гледна точка на отдалечен наблюдател ще протичат все по-бавно и по-бавно, например часовник, фиксиран в пространство-времето на Шварцшилд върху радиалната координата $r$ без въртене $(r=\mathrm{c}\mathrm{o}\mathrm{n}\mathrm{s}\mathrm{t},\theta =\mathrm{c}\mathrm{o}\mathrm{n}\mathrm{s}\mathrm{t},\phi =\mathrm{c}\mathrm{o}\mathrm{n}\mathrm{s}\mathrm{t})$, ще протича $1/\sqrt{1-r_s/r}$ пъти по-бавно от безкрайно отдалечен часовник. Тяло, падащо свободно под въздействието на гравитацията, е в състояние на безтегловност и изпитва само приливни сили, които, докато пада в черна дупка, разтягат тялото радиално и го свиват тангенциално. Големината на тези сили се увеличава и се приближава до безкрайност, когато разстоянието до центъра на дупката $r\to 0$. Разстоянията също ще се възприемат по различен начин. За отдалечен наблюдател, изключително сплесканото тяло ще изглежда забавящо се, докато се приближава към хоризонта на събитията, като в крайна сметка ще стигне до практически застой. Честотата на сигнала ще спадне рязко. Дължината на вълната на светлината, излъчвана от тялото, ще се увеличи бързо, превръщайки я бързо в радиовълни, а след това в нискочестотни електромагнитни трептения, които вече няма да могат да бъдат засечени. Наблюдателят никога няма да види тялото да пресича хоризонта на събитията и в този смисъл падането в черната дупка ще продължи безкрайно дълго.

Съществува обаче точка, в която отдалечен наблюдател вече не може да влияе на падащо тяло. Светлинен лъч, изпратен след тялото, или никога няма да го достигне, или ще го достигне отвъд хоризонта на събитията. От друга страна, като се има предвид, че падащото светещо тяло ще излъчва ограничен брой фотони, преди да пресече хоризонта, има и точка, в която отдалечен наблюдател вече няма да може да получи никаква информация за падащото тяло и всъщност цялата информация, съдържаща се в него, ще бъде загубена за отдалечения наблюдател. (По време на колапса обектът би излъчил само ограничен брой фотони, преди да пресече хоризонта на събитията. Тези фотони биха били напълно недостатъчни, за да предадат цялата информация за колабиращия обект. Това означава, че в квантовата теория няма начин външен наблюдател да определи състоянието на такъв обект.) Освен това разстоянието между тялото и хоризонта на събитията, както и „дебелината“ на сплесканото (от гледна точка на външен наблюдател) тяло, бързо ще достигнат дължината на Планк и (от математическа гледна точка) ще продължат да намаляват. За реален физически наблюдател (измерващ с грешката на Планк) това е еквивалентно на увеличаване на масата на черната дупка с масата на падащото тяло, което означава, че радиусът на хоризонта на събитията ще се увеличи и падащото тяло ще се окаже „вътре“ в хоризонта на събитията за крайно време.Шаблон:Sfn Процесът на гравитационен колапс ще изглежда подобно на този на далечен наблюдател. Първоначално материята ще се стреми към центъра, но близо до хоризонта на събитията тя ще започне рязко да се забавя, излъчването ѝ ще се измести в радиодиапазона и в резултат на това далечният наблюдател ще види как звездата угасва.Шаблон:Sfn

При доближаване до сингулярността, градиентът на гравитационното поле от главата до краката на космонавта ще стане значителен и той ще се чувства разтегнат и, в крайна сметка, разкъсан. Този процес е известен като спагетификация. В близост до сингулярността градиентът става достатъчно голям, за да разкъсва атоми. Точката, в която тези приливни сили стават фатални, зависи от размера на черната дупка. За много голяма черна дупка, като предполагаемо намиращите се в центъра на галактиките, точката се намира доста навътре от хоризонта на събитията, така че космонавтът може да го премине безболезнено. Обратно, при малка черна дупка тези приливни ефекти могат да станат фатални дълго преди достигането на хоризонта на събитията.

Въртящи се черни дупки

Визуализация на пълен оборот около черна дупка и нейния акреционен диск по път, перпендикулярен на диска.

Според теорията хоризонтът на събитията на черна дупка, която не се върти, е сферичен, а сингулярността ѝ (казано неформално) е точка. Ако черната дупка има момент на импулса, наследен от звезда, въртяща се в момента на колапса си, тя започва да увлича пространство-времето около хоризонта на събитията в ефект, известен като гравитомагнетизъм (англ. Frame-Dragging). Въртящата се област около хоризонта на събитията се нарича ергосфера и има елипсоидна форма. Тъй като ергосферата се намира извън хоризонта на събитията, е възможно съществуването на обекти в нея, без задължително да падат в дупката. Въпреки това, поради движението на самото пространство-време в ергосферата, за тези обекти е невъзможно да остават на постоянно място. Обектите в ергосферата могат при определени обстоятелства да бъдат изхвърлени навън с голяма скорост, извличайки енергия (и ъглов момент) от дупката, откъдето идва и наименованието ергосфера („сфера на работа“).

Свръхмасивни черни дупки

Предполага се че има свръхмасивни черни дупки в центъра на големите галактики, с размери, равни на 1 % от големината на типична галактика, наричани още квазари. С голямата си маса, те привличат останалата част от галактиката чрез гравитация. При редки случаи на сблъсъци на галактики свръхмасивните черни дупки се привличат една друга и се сливат. Макар и рядко, това е достатъчно голямо събитие, за да бъде засечено и има няколко кандидата.

Ентропия и лъчение на Хокинг

През 1971 г. Стивън Хокинг показва, че общата площ на хоризонта на събитията на произволна група класически черни дупки не може да намалява. Това звучи много подобно на Втория принцип на термодинамиката, като площта играе ролята на ентропия. Якоб Бекенщайн предполага, че ентропията на черната дупка наистина е пропорционална на площта на нейния хоризонт на събитията. През 1974 г. Хокинг прилага квантовата теория на полето към полукласическо изкривено пространство-време и установява, че черните дупки могат да излъчват топлинни лъчи, известни като лъчение на Хокинг. Това му дава възможност да изчисли ентропията, която наистина е пропорционална на площта, потвърждавайки хипотезата на Бекенщайн. По-късно е установено, че черните дупки са обекти с максимална ентропия, което означава, че максималната ентропия на част от пространството е ентропията на най-голямата черна дупка, която може да се събере в него. Това довежда до хипотезата за холографския принцип.

Лъчението на Хокинг се генерира точно извън хоризонта на събитията и не носи информация за вътрешността ѝ. Все пак това означава, че черните дупки не са напълно черни. Нещо повече, от ефекта следва, че черните дупки бавно се изпаряват с времето. Въпреки че тези ефекти са пренебрежими за обекти с астрономически размери, те са значителни за хипотетично много малки черни дупки, където преобладават квантовите ефекти. Очаква се малките черни дупки да претърпят бързо изпарение и да изчезнат в експлозия на радиация. Следователно всяка черна дупка, която не може да консумира нова маса, има крайно време на живот, което е функция от масата ѝ.

На 21 юли 2004 г. Стивън Хокинг представя нов довод за това, че черните дупки евентуално излъчват информация за това, което са погълнали, обръщайки предишната си позиция за загубата на информация. Той предполага, че квантовите пертурбации на хоризонта на събитията могат да позволят на информация да излезе от черната дупка, което да повлияе на радиацията на Хокинг. Теорията все още се обсъжда и ако бъде приета, вероятно би разрешила информационния парадокс на черните дупки. Междувременно съобщението предизвиква силно внимание сред медиите.

Реалност на черните дупки

Художествено представяне на акреционен диск от гореща плазма в орбита около черна дупка (от НАСА)

Съществуват ли черни дупки?

Общата теория на относителността, както и повечето други метрични теории за гравитацията, не само твърди, че черни дупки могат да съществуват, но всъщност предвижда, че те ще се образуват в природата, стига достатъчно маса да се натрупа в дадена област от пространството, чрез процес, наречен гравитационен колапс. С натрупването на маса в определена област от време-пространството, гравитацията ѝ става все по-силна или, в релативистична терминология, пространството около нея все по-силно се деформира. Когато втора космическа скорост на дадено разстояние от центъра достигне скоростта на светлината, там се образува хоризонт на събитията, вътре в който масата неизбежно пада към една точка, образувайки сингулярност.

Количественият анализ на тази идея довежда до предвиждането, че звезда с маса, около три пъти по-голяма от тази на Слънцето, почти неизбежно би достигнала момент в своята еволюция, когато, изразходвала всичкото си ядрено гориво, би се свила до критичния размер, необходим за гравитационен колапс. След като той започне, колапсът не може да бъде спрян от никаква физическа сила и възниква черна дупка.

Звездният колапс би генерирал черни дупки, съдържащи поне три слънчеви маси. По-малки черни дупки могат да възникнат, само ако материята им е подложена на достатъчен натиск от източник, различен от собствената им гравитация. Смята се, че огромните напрежения, необходими за това, са съществували в най-ранните стадии от образуването на Вселената, създавайки първични черни дупки с маси, по-малки дори от тази на Слънцето.

Също е възможно образуването на свръхмасивни черни дупки, съдържащи милиони и милиарди слънчеви маси, когато голям брой звезди са групирани в сравнително малка област в пространството или чрез падане на голямо количество маса в черна дупка, или чрез многократно сливане на по-малки черни дупки. Смята се, че необходимите за това условия съществуват в центъра на всички галактики, включително нашия Млечен път.

Могат ли да бъдат открити?

Според теорията черните дупки не могат да бъдат открити по светлината, която се излъчва или отразява от материята вътре в тях. Те все пак могат да се забележат чрез явленията около тях, като гравитационните лещи или звезди, които изглежда, че се въртят около пространство, където няма видима материя.

Компютърно генерирано изображение на черна дупка с ярък акреционен диск около нея.

Смята се, че най-очевидните ефекти са при падането на материя в черна дупка, която (подобно на вода, изтичаща в канализацията) се очаква да се събира в извънредно горещ и бързо въртящ се акреционен диск около обекта преди да бъде погълнат от него. Триенето между съседните зони на диска го нагорещява извънредно и той излъчва големи количества рентгенови лъчи. Това нагряване е особено ефективно и може да превърне около 50 % от масата на даден обект в радиация. За сравнение ядреният синтез може да преобразува само няколко процента от масата. Други предвидени ефекти са тънките струи от частици с релативистки скорости, изхвърлени по протежение на оста на диска.

От друга страна акреционни дискове, струи и орбитиращи обекти се наблюдават не само около черните дупки, но и около други обекти, например неутронни звезди. Динамиката на телата около тези обекти е до голяма степен, макар и не напълно, идентична с динамиката на телата около черните дупки. Затова обикновено наблюденията на акреционни дискове и орбитални движения просто показват мястото на компактен обект с определена маса и не говорят много за природата на този обект. Идентификацията на даден обект като черна дупка изисква допускането, че никой друг обект или свързана система обекти не може да бъде толкова масивен и компактен. Повечето астрофизици приемат това, тъй като според общата теория на относителността всяка концентрация на маса с достатъчна плътност трябва да колабира в черна дупка.

Важна наблюдаема разлика между черните дупки и други компактни масивни обекти е, че всяка падаща върху вторите материя би се сблъскала с тях при релативна скорост, предизвиквайки неравномерни избухвания от рентгенови лъчи и друга силна радиация. Така липсата на такива избухвания около компактна концентрация на маса свидетелства, че обектът е черна дупка.

Наблюдавани черни дупки според масата

Предполага се, че струята, изхвърлена от галактиката M87 е предизвикана от свръхмасивна черна дупка в нейния център

Днес има голямо количество непреки астрономически наблюдения на черни дупки в два обхвата на масите:

• звездна черна дупка с маси на типична звезда (4 до 15 пъти тази на Слънцето)
• свръхмасивни черни дупки с маси може би 1 % от масата на типична галактика

Освен това има известни свидетелства за черни дупки с междинни маси, с няколко хиляди слънчеви маси. Те може би са в основата на образуването на свръхмасивните черни дупки.

Кандидатите за черни дупки със звездна маса се идентифицират най-вече чрез наличието на акреционни дискове със съответния размер и скорост и без неравномерните избухвания, които се очакват при дискове около други компактни обекти. Черните дупки със звездна маса може би участват в изригвания на гама-лъчи, въпреки че наблюденията на такива изригвания, свързани с образуването на свръхнови, намаляват вероятността от такава връзка.

Първите кандидати за масивни черни дупки са активните галактични ядра и квазарите, открити от радиоастрономите през 1960-те. Ефективното преобразуване на маса в енергия при триенето в акреционния диск на черна дупка изглежда е единственото обяснение за изобилната енергия, генерирана от такива обекти. След наблюдения на движенията на звезди около центъра на галактиките през 1980-те се предполага, че свръхмасивни черни дупки съществуват в центъра на повечето галактики, включително Млечния път. Sagittarius A* днес се приема за най-правдоподобния кандидат за място на свръхмасивна черна дупка в центъра на Млечния път.

Днес се счита, че всички галактики могат да имат свръхмасивни черни дупки в своя център и че тази черна дупка поглъща газ и прах, генерирайки огромни количества електромагнитно лъчение, докато цялата близка маса бъде погълната и процесът спре. Това обяснява и защо в близост до тях няма квазари. Въпреки че детайлите все още не са изяснени, изглежда растежът на черната дупка е тясно свързан с растежа на сфероидния компонент (елиптична галактика или струпването на спирална галактика), в който тя пребивава. Интересно е, че няма свидетелства за масивни черни дупки в центъра на кълбовидните звездни купове, което предполага, че те са коренно различни от галактиките.

Има някои предпазливи сведения за образуването на малки черни дупки на Земята в ускорители на частици, но това все още не е потвърдено. Няма наблюдавани кандидати за първични черни дупки.

Открития през XXI век

През 2004 г. е открито предполагаемо струпване на черни дупки, което разширява разбирането ни за разпределението на черните дупки във Вселената. Това откритие предизвиква значително преразглеждане на възгледите на учените за броя на черните дупки – очакваният брой нараства петкратно.

През юли 2004 астрономи откриват обект, за който предполагат, че е гигантската черна дупка Q0906+6930 в центъра на галактика в съзвездието Голяма мечка. Размерът и оценките за възрастта на черната дупка могат да помогнат за определянето на възрастта на Вселената.

През ноември 2004 група астрономи съобщава за откритието на първата черна дупка с междинна маса в нашата Галактика, движеща се по орбита на разстояние три светлинни години от Sagittarius A*. Тази черна дупка с маса 1300 пъти по-голяма от Слънцето е в един куп от седем звезди, вероятно остатък от масивен звезден куп, откъснат от галактическия център. Това наблюдение може да подкрепи идеята, че супермасивните черни дупки нарастват чрез поглъщане на околните по-малки черни дупки и звезди.

През февруари 2005 г. е установено че синият гигант SDSS J090745.0+24507 напуска Млечния Път със скорост, два пъти по-голяма от втора космическа скорост (0,0022 от скоростта на светлината). Траекторията на звездата може да бъде проследена назад към ядрото на Галактиката. Високата скорост на тази звезда е в подкрепа на хипотезата за съществуване на супер масивна черна дупка в центъра на Галактиката.

Първата директна снимка на черна дупка, направена на 10 април 2019 г. – свръхмасивната черна дупка в центъра на свръхгигантската елиптична галактика NGC 4486. Изобразен е излъчващият пръстен с форма на полумесец и централната сянка, които са гравитационно увеличени изображения на фотонния пръстен на черната дупка и зоната на улавяне на фотони на нейния хоризонт на събитията. Формата на полумесец произтича от въртенето на черната дупка и релативистичните лъчи; сянката е около 2,6 пъти диаметъра на хоризонта на събитията.

На 11 февруари 2016 г. колаборацията LIGO обявява първото директно откриване на гравитационни вълни, което представлява и първото наблюдение на сливане на черни дупки. През декември 2018 г. бяха наблюдавани единадесет гравитационни вълни, произхождащи от десет сливащи се черни дупки (заедно със сливане на двойни неутронни звезди). На 10 април 2019 г. е публикувано първото директно изображение на черна дупка и нейната околност, след наблюдения на свръхмасивната черна дупка в галактическия център на Месие 87, направени от Телескопа на хоризонта на събитията през 2017 г.

През юли 2023 г. учени, използващи телескопа „Джеймс Уеб“, откриват най-далечната черна дупка, откривана някога. Галактиката, в която се намира древната черна дупка, CEERS 1019, се е образувала сравнително рано – само 570 милиона години след Големия взрив. Активната свръхмасивна черна дупка в центъра на CEERS 1019 е необичайна не само заради възрастта и разстоянието си, но и защото масата ѝ е само 9 милиона слънчеви маси, което я прави 9 милиона пъти по-тежка от Слънцето. Обикновено повечето свръхмасивни черни дупки в ранната Вселена имат маси по-големи от 1 милиард слънчеви маси, което ги прави по-ярки и по-лесни за откриване. Сравнително малкият размер на черната дупка в центъра на CEERS 1019 представлява известна загадка. Трудно е да се обясни как се е образувала толкова скоро след началото на Вселената. Астрономите отдавна подозират, че по-малки черни дупки трябва да са се образували рано във Вселената, но тези наблюдения са първите, които ги виждат толкова подробно.

Откриването на най-отдалечените активни свръхмасивни черни дупки, известни в момента във Вселената показва, че на второ място е CEERS 746, открита 1 милиард години след Големия взрив. Третото място в момента се заема от CEERS 2782, която е съществувала 1,1 милиарда години след Големия взрив.

Очаква се черните дупки със звездна маса да се образуват, когато много масивни звезди колабират в края на жизнения си цикъл. Черна дупка може да се образува и от кондензацията на газови облаци. Откритие през ноември 2023 г. е в съответствие с тази хипотеза. След като се образува черна дупка, тя може да продължи да расте, като абсорбира маса от околностите си. Чрез абсорбиране на други звезди и сливане с други черни дупки могат да се образуват свръхмасивни черни дупки с милиони слънчеви маси (M_☉). Съществува консенсус, че свръхмасивни черни дупки съществуват в центровете на повечето галактики. Наличието на черна дупка може да се заключи чрез взаимодействия с друга материя и електромагнитно излъчване, като видима светлина. Материята, падаща в черна дупка, може да образува външен акреционен диск, нагряван от триене, образувайки някои от най-ярките обекти във Вселената. Ако други звезди обикалят около черна дупка, техните орбити могат да се използват за определяне на масата и местоположението на черната дупка. Такива наблюдения могат да се използват за изключване на възможни алтернативи, като например неутронни звезди. По този начин астрономите са идентифицирали множество кандидати за звездни черни дупки в двойни звезди и са установили, че радиоизточникът, известен като Стрелец А*, в ядрото на Млечния път, съдържа свръхмасивна черна дупка с около 4,3 милиона слънчеви маси.

Математически апарат

Съществуването на черните дупки се предвижда от общата теория на относителността на Алберт Айнщайн. В частност те са в метриката на Шварцшилд, едно от първите и най-прости решения на уравненията на Айнщайн, формулирано от Карл Шварцшилд през 1915 г. Това решение описва кривината на пространство-времето в околността на неподвижен обект със сферична симетрия и с метрика

$d{s}^2=-(1-\frac{2M}{r})d{t}^2+{(1-\frac{2M}{r})}^{-1}d{r}^2+r^{2}d{\mathrm{\Omega }}^2$,

където се използват релативистични единици $c=G=1$, а $d{\mathrm{\Omega }}^2=d{\theta }^2+{\cos }^2\theta d{\varphi }^2$ е диференциален елемент от пространствен ъгъл.

Според решението на Шварцшилд гравитационен обект би колабирал в черна дупка, ако радиусът му е по-малък от определена стойност, известна като радиус на Шварцшилд. Под този радиус пространство-времето е толкова изкривено, че всеки квант светлина, излъчен от тази област, независимо от посоката на първоначалната му скорост, ще се отправи към центъра на системата. Тъй като специалната теория на относителността не допуска нищо да се движи по-бързо от светлината, всичко в обхвата на радиуса на Шварцшилд, включително съставните частици на гравитационния обект, би колабирало към центъра. В тази точка се образува гравитационна сингулярност, област с теоретично безкрайна плътност. Тъй като дори светлината не може да напусне радиуса на Шварцишилд, класическата черна дупка наистина би изглеждала черна.

Радиусът на Шварцшилд се задава с $r_s=2M$ в релативистични единици, както по-горе, или

$r_s=\frac{2GM}{c^2}$

където G е гравитационната константа, M е масата на обекта, а c е скоростта на светлината. За обект с масата на Земята, радиусът на Шварцшилд е едва 9 мм – размерът на топче за игра.

Същата стойност за гравитационния радиус се получава от изчисления, основани на класическата механика и теорията на гравитацията на Нютон. Този факт не е случаен; той е следствие от факта, че класическата механика и теорията на гравитацията на Нютон се съдържат в общата теория на относителността като неин граничен случай.

Средната плътност в радиуса на Шварцшилд намалява с нарастване на масата на черната дупка, така че черна дупка с масата на Земята би имала плътност от 2 × 10³⁰ кг/м³, а свръхмасивна черна дупка с 10⁹ слънчеви маси едва 20 кг/м³, 50 пъти по-малка от тази на водата. Средната плътност се получава от

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

Тъй като Земята има среден радиус от 6371 km, тя трябва да бъде свита 4 × 10²⁶ пъти, за да се свие до размерите на черна дупка. За обект с масата на Слънцето, радиусът на Шварцшилд е приблизително 3 km, много по-малък от сегашния радиус на Слънцето от 700 000 km. Той е и значително по-малък от радиуса, до който Слънцето би се свило след изразходването на своето ядрено гориво, който е няколко хиляди километра. По-масивни звезди могат да колабират до черни дупки в края на своя жизнен цикъл.

По-общи черни дупки са предвидени и от други решения на уравненията на Айнщайн, като метриката на Кер за въртяща се черна дупка, която има пръстеновидна сингулярност, и метриката на Райснер – Нордстрьом, за електрически заредени черни дупки.

Вижте също

• Метрика на Шварцшилд
• Радиус на Шварцшилд
• Компактна звезда
• Бяла дупка
• Червейна дупка
• Неутронна звезда
• Свръхмасивна черна дупка
• Хоризонт на събитията

Източници и бележки

Цитирани източници

Бележки

Външни препратки

• Малки, тъмни и тежки. Но дали това са наистина черни дупки? Шаблон:Webarchive П. Физиев, сп. „Българска наука“ № 50, септември 2012р стр. 75 – 96, посетен на 10.9.2012
• Шаблон:Икона FAQ за черните дупки
• Шаблон:Икона Геометрия на Шварцшилд Шаблон:Webarchive
• Шаблон:Икона Свръхмасивни черни дупки
• Шаблон:Икона Теореми за сингулярностШаблон:Dead link