Mit jelent a fekete lyukak felfedezése? Fekete lyukak: a világegyetem legtitokzatosabb tárgyai. Hogyan halnak meg a fekete lyukak

A fekete lyuk a téridő olyan tartománya, amelynek gravitációs vonzása akkora, hogy még a fénysebességgel mozgó objektumok sem tudják elhagyni, beleértve magát a fénykvantumot sem. Ennek a régiónak a határát eseményhorizontnak, jellegzetes méretét gravitációs sugárnak nevezzük.

A "fekete lyuk" ötlete először 1916-ban merült fel, amikor a fizikus Schwarzschild Einstein egyenleteit oldotta meg. A matematika furcsa következtetésre vezetett a kompakt objektumok létezéséről, amelyek körül érdekes tulajdonságokkal rendelkező eseményhorizont keletkezik. De maga a „fekete lyuk” kifejezés még nem létezett. Az eseményhorizont egy fekete lyukat körülvevő térrégió, amelyben az anyag soha nem lesz képes elhagyni ezt a területet és beleesni a fekete lyukba. A fény még le tudja győzni a hatalmas gravitációs erőt, kiküldi az utolsó folyamokat az eltűnő anyagból, de csak rövid ideig, amíg a lehulló anyag be nem jut az úgynevezett szingularitási zónába, amelyen túl Karl Schwarzschild német csillagász, egy az elméleti asztrofizika megalapítói közül már nem

Az 1930-as években Chadwick felfedezte a neutront. Hamarosan hipotézist terjesztettek elő a neutrínócsillagok létezéséről, amelyek nagy tömegeknél instabilnak bizonyulnak, és összeomlásig zsugorodnak. A „fekete lyuk” kifejezés még mindig nem létezett. És csak az 1960-as évek végén mondta az amerikai John Wheeler, hogy „fekete lyuk”. Ez az a pont a térben, ahol az anyag és az energia eltűnik a gravitációs erők hatására. Ezen a helyen a gravitációs erők olyan erősek, hogy a közelben minden szó szerint beszívódik. Még a fénysugarak sem tudnak onnan kijutni, így a fekete lyuk teljesen láthatatlan. John Wheeler amerikai fizikus

A "fekete lyuk" a specifikus röntgensugárzással észlelhető, amely akkor keletkezik, amikor az anyagot magába szívja. Az 1970-es években az "Uhuru" amerikai műhold (az egyik afrikai dialektusban - "Freedom") rögzített egy meghatározott röntgensugárzást. Azóta a "fekete lyuk" nem csak a számításokban létezik. Ezekért a tanulmányokért kapta Riccardo Giacconi 2002-ben Nobel-díjat. Riccardo Giacconi olasz származású amerikai fizikus, 2002-ben fizikai Nobel-díjas "a röntgencsillagászat feltalálásáért és a röntgenteleszkóp feltalálásáért"

Jelenleg a tudósok mintegy ezer objektumot fedeztek fel az univerzumban, amelyeket fekete lyukak közé sorolnak. A tudósok szerint összesen több tízmillió ilyen objektum létezik. Jelenleg az egyetlen megbízható módszer a fekete lyukak más típusú objektumoktól való megkülönböztetésére, ha megmérjük az objektum tömegét és méreteit, és összehasonlítjuk a sugarát a gravitációs sugárral, amelyet a = képlet ad meg, ahol G a gravitációs állandó. , M az objektum tömege, c a szupermasszív fekete lyukak fénysebessége. Kitágult, nagyon nagy fekete lyukak alkotják a legtöbb galaxis magját. Ezek közé tartozik a galaxisunk magjában található hatalmas fekete lyuk, a Sagittarius A*, amely a Naphoz legközelebbi szupermasszív fekete lyuk. Jelenleg a legtöbb tudós csillagászati ​​megfigyelésekkel megbízhatóan bizonyítottnak tartja a csillag- és galaktikus léptékű fekete lyukak létezését. Amerikai csillagászok azt találták, hogy a szupermasszív fekete lyukak tömege jelentősen alábecsülhető. A kutatók megállapították, hogy ahhoz, hogy a csillagok az M87 galaxisban (amely a Földtől 50 millió fényévnyi távolságra található) a most megfigyelhető módon mozoghassanak, a központi fekete lyuk tömegének akkora kell lennie, mint a Radio Galaxy Pic µ A, egy röntgensugár látható (kék) 300 ezer fényév hosszan, a

Szupermasszív fekete lyukak észlelése A szupermasszív fekete lyukak létezésére vonatkozó bizonyítékot a galaxisok központi tartományaiban tartják a legmegbízhatóbbnak. Manapság a teleszkópok felbontása nem elegendő ahhoz, hogy a fekete lyuk gravitációs sugarának nagyságrendjébe tartozó térrégiókat megkülönböztessük. A szupermasszív test tömegének és hozzávetőleges méreteinek meghatározására számos módszer létezik, de ezek többsége a körülöttük forgó objektumok (csillagok, rádióforrások, gáznemű korongok) pályájának jellemzőinek mérésén alapul. A legegyszerűbb és meglehetősen gyakori esetben a megfordulás Kepleri pályák mentén történik, amit a műhold forgási sebességének a pálya fél-nagy tengelyének négyzetgyökével való arányossága bizonyít: . Ebben az esetben a központi test tömegét a jól ismert képlet alapján határozzuk meg.

A tudományos gondolkodás olykor olyan paradox tulajdonságokkal rendelkező objektumokat konstruál, hogy először még a legokosabb tudósok sem hajlandók felismerni őket. A modern fizika történetének legnyilvánvalóbb példája a fekete lyukak, a gravitációs mező extrém állapotai iránti, csaknem 90 évvel ezelőtt megjósolt, hosszú távú érdeklődés hiánya. Sokáig pusztán elméleti absztrakciónak számítottak, és csak az 1960-as, 70-es években hittek valóságukban. A fekete lyukak elméletének alapegyenletét azonban több mint kétszáz évvel ezelőtt vezették le.

John Michell belátása

John Michell fizikus, csillagász és geológus, a Cambridge-i Egyetem professzora, az angliai egyház lelkésze neve a 18. században teljesen méltatlanul elveszett az angol tudomány sztárjai között. Michell lefektette a szeizmológia, a földrengések tudományának alapjait, kiváló mágneses vizsgálatot végzett, és jóval azelőtt, hogy Coulomb feltalálta a torziós mérleget, amelyet gravimetriás mérésekhez használt. 1783-ban megpróbálta egyesíteni Newton két nagyszerű alkotását, a mechanikát és az optikát. Newton a fényt apró részecskék folyamának tekintette. Michell azt javasolta, hogy a könnyű testek, akárcsak a közönséges anyagok, engedelmeskedjenek a mechanika törvényeinek. Ennek a hipotézisnek a következménye nagyon nem triviálisnak bizonyult - az égitestek fénycsapdákká változhatnak.

Michell hogy gondolta? Egy bolygó felszínéről kilőtt ágyúgolyó csak akkor győzi le teljesen a gravitációját, ha a kezdeti sebessége meghaladja az úgynevezett második térsebességet és menekülési sebességet. Ha a bolygó gravitációja olyan erős, hogy a szökési sebesség meghaladja a fénysebességet, akkor a zenitbe lőtt fénytestek nem tudnak a végtelenbe menekülni. Ugyanez történik a visszavert fénnyel. Ezért egy nagyon távoli megfigyelő számára a bolygó láthatatlan lesz. Michell kiszámította egy ilyen bolygó sugarának kritikus értékét, Rcr, a tömegétől függően M, a Napunk tömegére redukálva, Ms: Rcr = 3 km x M/Ms.

John Michell hitt a képleteiben, és abból indult ki, hogy az űr mélységei sok olyan csillagot rejtenek, amelyek a Földről egyetlen távcsővel sem láthatók. Később a nagy francia matematikus, csillagász és fizikus, Pierre Simon Laplace is ugyanerre a következtetésre jutott, és belefoglalta a világrendszer kifejtésének első (1796) és második (1799) kiadásába is. A harmadik kiadás azonban 1808-ban jelent meg, amikor a legtöbb fizikus a fényt már az éter rezgéseinek tekintette. A "láthatatlan" csillagok létezése ellentmond a fény hullámelméletének, és Laplace jobbnak látta, ha egyszerűen nem említi őket. A későbbi időkben ez a gondolat érdekességnek számított, amelyet csak a fizikatörténeti munkákban érdemes kifejteni.

Schwarzschild modell

1915 novemberében Albert Einstein kiadott egy gravitációs elméletet, amelyet általános relativitáselméletnek (GR) nevezett el. Ez a mű azonnal elismerő olvasóra talált a Berlini Tudományos Akadémia munkatársa, Karl Schwarzschild személyében. Schwarzschild volt az első a világon, aki alkalmazta az általános relativitáselméletet egy konkrét asztrofizikai probléma megoldására, a tér-idő metrika kiszámítására egy nem forgó gömbtesten kívül és belül (a konkrétság kedvéért csillagnak nevezzük).

Schwarzschild számításaiból az következik, hogy egy csillag gravitációja csak akkor torzítja el nagymértékben a tér és idő newtoni szerkezetét, ha sugara sokkal nagyobb, mint maga az érték, amelyet John Michell számított! Ezt a paramétert először Schwarzschild-sugárnak, ma gravitációs sugárnak nevezik. Az általános relativitáselmélet szerint a gravitáció nem befolyásolja a fény sebességét, hanem ugyanolyan arányban csökkenti a fény rezgésének frekvenciáját, ahogyan lassítja az időt. Ha egy csillag sugara 4-szer nagyobb, mint a gravitációs sugara, akkor a felületén az idő áramlása 15%-kal lelassul, és a tér észrevehető görbületet kap. Dupla felesleggel jobban meghajlik, az idő pedig 41%-kal lassítja a futását. A gravitációs sugár elérésekor a csillag felszínén az idő teljesen megáll (minden frekvencia nullázódik, a sugárzás megfagy, a csillag kialszik), de a tér görbülete ott még mindig véges. A Naptól távol a geometria továbbra is euklideszi marad, és az idő nem változtat a sebességén.

Annak ellenére, hogy Michell és Schwarzschild gravitációs sugarának értékei megegyeznek, maguknak a modelleknek nincs semmi közös. Michell számára a tér és az idő nem változik, de a fény lelassul. Egy csillag, amelynek mérete kisebb, mint gravitációs sugara, továbbra is ragyog, de csak egy nem túl távoli megfigyelő számára látható. Schwarzschild számára a fénysebesség abszolút, de a tér és az idő szerkezete a gravitációtól függ. A gravitációs sugár alá esett csillag minden megfigyelő számára eltűnik, akárhol is van (pontosabban gravitációs hatásokkal észlelhető, de sugárzással semmiképpen sem).

A hitetlenségtől az állításig

Schwarzschild és kortársai úgy gondolták, hogy ilyen furcsa kozmikus objektumok nem léteznek a természetben. Maga Einstein nemcsak ragaszkodott ehhez az állásponthoz, hanem tévesen azt hitte, hogy matematikailag sikerült alátámasztania véleményét.

Az 1930-as években egy fiatal indiai asztrofizikus, Chandrasekhar bebizonyította, hogy egy csillag, amely elhasználta nukleáris üzemanyagát, csak akkor veti le a héját, és csak akkor válik lassan lehűlő fehér törpévé, ha tömege kisebb, mint 1,4 naptömeg. Hamarosan az amerikai Fritz Zwicky sejtette, hogy rendkívül sűrű neutrontestek keletkeznek szupernóva-robbanások során; Később Lev Landau is ugyanerre a következtetésre jutott. Chandrasekhar munkája után nyilvánvalóvá vált, hogy csak az 1,4 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok képesek ilyen evolúción keresztülmenni. Ezért felmerült egy természetes kérdés: van-e felső tömeghatár a szupernóvák számára, amelyeket a neutroncsillagok hagynak maguk után?

Az 1930-as évek végén az amerikai atombomba leendő atyja, Robert Oppenheimer megállapította, hogy ilyen határ valóban létezik, és nem haladja meg a több naptömegét. Pontosabb értékelést akkor nem lehetett adni; ma már ismeretes, hogy a neutroncsillagok tömegének 1,5-3 M s tartományban kell lennie. De még Oppenheimer és végzős hallgatója, George Volkov hozzávetőleges számításaiból is az következett, hogy a szupernóvák legmasszívabb leszármazottai nem neutroncsillagokká válnak, hanem valamilyen más állapotba kerülnek. 1939-ben Oppenheimer és Hartland Snyder egy idealizált modellben bebizonyította, hogy egy hatalmas, összeomló csillag a gravitációs sugarának megfelelően összehúzódik. Képleteikből valójában az következik, hogy a sztár itt nem áll meg, de a szerzőtársak elzárkóztak egy ilyen radikális következtetéstől.

A végső választ a 20. század második felében találták meg a briliáns elméleti fizikusok galaxisának erőfeszítései, beleértve a szovjeteket is. Kiderült, hogy egy ilyen összeomlás mindig"leállásig" összenyomja a csillagot, teljesen tönkretéve az anyagát. Ennek eredményeképpen egy szingularitás keletkezik, a gravitációs mező "szuperkoncentrátuma", végtelenül kis térfogatban. Fix furatnál ez egy pont, forgó furatnál gyűrű. A téridő görbülete és ennek következtében a gravitációs erő a szingularitás közelében a végtelenbe hajlik. 1967 végén John Archibald Wheeler amerikai fizikus volt az első, aki egy ilyen végső csillag-összeomlást fekete lyuknak nevezett. Az új kifejezés beleszeretett a fizikusokba, és elragadtatta az újságírókat, akik világszerte terjesztették (bár a franciák eleinte nem szerették, mert a trou noir kifejezés kétes asszociációkat sugallt).

Ott, a horizonton túl

A fekete lyuk nem anyag és nem sugárzás. Némi képletességgel azt mondhatjuk, hogy ez egy önfenntartó gravitációs mező, amely a téridő egy erősen ívelt tartományában koncentrálódik. Külső határát egy zárt felület, az eseményhorizont határozza meg. Ha a csillag nem forgott az összeomlás előtt, ez a felület szabályos gömbnek bizonyul, amelynek sugara egybeesik a Schwarzschild-sugárral.

A horizont fizikai jelentése nagyon világos. A külső környezetéből küldött fényjel végtelen távolságot tud megtenni. De a belső régióból küldött jelek nemhogy nem lépik át a horizontot, hanem elkerülhetetlenül „beesnek” a szingularitásba. A horizont a térbeli határ a földi (és bármely más) csillagász számára ismertté váló események és az olyan események között, amelyekről semmilyen körülmények között nem kerülhet ki információ.

Ahogy "Schwarzschild szerint" kellene, a horizonttól távol, egy lyuk vonzása fordítottan arányos a távolság négyzetével, ezért a távoli szemlélő számára közönséges nehéz testként jelenik meg. A tömegen kívül a lyuk örökli az összeomlott csillag tehetetlenségi nyomatékát és elektromos töltését. És az elődcsillag minden egyéb jellemzője (szerkezet, összetétel, spektrális típus stb.) feledésbe merül.

Küldjünk a lyukba egy szondát egy rádióállomással, amely a fedélzeti időnek megfelelően másodpercenként egyszer küld jelet. Egy távoli szemlélő számára, ahogy a szonda közeledik a horizonthoz, a jelek közötti időintervallumok megnőnek - elvileg korlátlanul. Amint a hajó átlépi a láthatatlan horizontot, teljesen elhallgat a "lyukon túli" világ számára. Ez az eltűnés azonban nem marad nyom nélkül, hiszen a szonda megadja a lyuk tömegét, töltését és nyomatékát.

fekete lyuk sugárzás

Minden korábbi modell kizárólag az általános relativitáselmélet alapján készült. Világunkat azonban a kvantummechanika törvényei szabályozzák, amelyek nem hagyják figyelmen kívül a fekete lyukakat. Ezek a törvények nem teszik lehetővé, hogy a központi szingularitást matematikai pontnak tekintsük. Kvantumkörnyezetben az átmérőjét a Planck-Wheeler hossz adja, amely körülbelül 10-33 centiméter. Ebben a régióban a hétköznapi tér megszűnik létezni. Általánosan elfogadott, hogy a lyuk közepe különféle topológiai struktúrákkal van kitömve, amelyek a kvantumvalószínűségi törvényeknek megfelelően jelennek meg és halnak meg. Egy ilyen bugyborékoló kvázitér tulajdonságait, amelyet Wheeler kvantumhabnak nevezett, még mindig kevéssé ismerik.

A kvantum szingularitás jelenléte közvetlenül összefügg a fekete lyukba mélyedő anyagi testek sorsával. A lyuk közepe felé közeledve minden, jelenleg ismert anyagokból készült tárgy összetörik és szétszakad az árapály erők hatására. Azonban még ha a leendő mérnökök és technológusok létrehoznak is néhány szupererős ötvözetet és kompozitot, amelyek tulajdonságai ma még nem láthatók, ezek mindegyike eltűnésre van ítélve: végül is a szingularitási zónában nincs sem a megszokott idő, sem a megszokott tér.

Most nézzük meg a lyuk horizontját egy kvantummechanikai lencsén keresztül. Az üres tér – a fizikai vákuum – valójában semmiképpen sem üres. A vákuumban a különböző mezők kvantumingadozása miatt sok virtuális részecske folyamatosan születik és hal meg. Mivel a horizont közelében nagyon erős a gravitáció, ingadozásai rendkívül erős gravitációs kitöréseket okoznak. Az ilyen mezőkön felgyorsítva az újszülött "virtuálisok" további energiára tesznek szert, és néha normális, hosszú életű részecskévé válnak.

A virtuális részecskék mindig párban születnek, amelyek ellentétes irányba mozognak (ezt az impulzus-megmaradás törvénye írja elő). Ha egy gravitációs fluktuáció kivon egy pár részecskét a vákuumból, akkor megtörténhet, hogy az egyik a horizonton kívül, a második (az első antirészecskéje) pedig belül materializálódik. A „belső” részecske beleesik a lyukba, de a „külső” részecske kedvező körülmények között kiszabadulhat. Ennek eredményeként a lyuk sugárforrássá válik, és ezért energiát és ennek következtében tömeget veszít. Ezért a fekete lyukak alapvetően instabilak.

Ezt a jelenséget Hawking-effektusnak nevezik, a figyelemre méltó angol elméleti fizikus után, aki az 1970-es évek közepén fedezte fel. Stephen Hawking különösen bebizonyította, hogy egy fekete lyuk horizontja pontosan ugyanúgy bocsát ki fotonokat, mint egy abszolút fekete test, amelyet T = 0,5 x 10 -7 x M s /M hőmérsékletre melegítenek. Ebből következik, hogy ahogy a lyuk vékonyodik, úgy nő a hőmérséklete, és természetesen nő a "párolgás". Ez a folyamat rendkívül lassú, és egy M tömegű lyuk élettartama körülbelül 10 65 x (M/M s) 3 év. Amikor a mérete megegyezik a Planck-Wheeler hosszával, a lyuk elveszti stabilitását és felrobban, és ugyanazt az energiát szabadítja fel, mint egy millió tíz megatonnás hidrogénbomba egyidejű felrobbanása. Érdekes módon a lyuk tömege az eltűnésekor még mindig meglehetősen nagy, 22 mikrogramm. Egyes modellek szerint a lyuk nem tűnik el nyomtalanul, hanem egy azonos tömegű stabil relikviát, az úgynevezett maximont hagy maga után.

Maximon 40 éve született - mint kifejezés és mint fizikai ötlet. 1965-ben M. A. Markov akadémikus azt javasolta, hogy az elemi részecskék tömegének van felső határa. Javasolta, hogy ezt a határértéket tekintsék a tömeg dimenziójának, amely három alapvető fizikai állandóból - a h Planck-állandóból, a C fénysebességből és a G gravitációs állandóból - kombinálható (a részletek szerelmeseinek: ehhez a szorozzuk meg h-t és C-t, az eredményt osszuk el G-vel, és vegyük ki a négyzetgyököt). Ez ugyanaz a 22 mikrogramm, amelyet a cikkben említettek, ezt az értéket Planck-tömegnek nevezik. Ugyanebből a konstansból lehet építeni egy értéket a hossz dimenziójával (a Planck-Wheeler hossz jön ki, 10 -33 cm) és az idő dimenziójával (10 -43 mp).
Markov tovább ment az érvelésében. Hipotézise szerint a fekete lyuk elpárolgása "száraz maradék" - maximon - képződéséhez vezet. Markov az ilyen szerkezeteket elemi fekete lyukaknak nevezte. Hogy ez az elmélet mennyire felel meg a valóságnak, az még nyitott kérdés. Mindenesetre a Markov-maximonok analógjait újjáélesztették néhány szuperhúr-elméletre épülő fekete lyuk modellben.

A tér mélységei

A fekete lyukakat a fizika törvényei nem tiltják, de léteznek a természetben? Még nem találtak szigorú bizonyítékot legalább egy ilyen objektum térbeli jelenlétére. Nagyon valószínű azonban, hogy egyes bináris rendszerekben a röntgenforrások csillag eredetű fekete lyukak. Ennek a sugárzásnak egy közönséges csillag atmoszférájának a szomszédos lyuk gravitációs tere általi elszívása eredményeként kell keletkeznie. A gáz az eseményhorizont felé való mozgása során erősen felmelegszik és röntgenkvantumokat bocsát ki. Jelenleg legalább két tucat röntgenforrás tekinthető alkalmas jelöltnek a fekete lyukak szerepére. Sőt, a csillagstatisztika arra utal, hogy csak a mi galaxisunkban körülbelül tízmillió csillag eredetű lyuk található.

Fekete lyukak keletkezhetnek a galaktikus atommagokban az anyag gravitációs kondenzációja során is. Így keletkeznek milliós és milliárdos naptömegű gigantikus lyukak, amelyek minden valószínűség szerint számos galaxisban megtalálhatók. Úgy tűnik, a Tejútrendszer porfelhőkkel borított közepén egy 3-4 milliós naptömegű lyuk található.

Stephen Hawking arra a következtetésre jutott, hogy tetszőleges tömegű fekete lyukak születhetnek közvetlenül az Ősrobbanás után, amely a mi Univerzumunkat eredményezte. Az akár egymilliárd tonnát is nyomó elsődleges lyukak már elpárologtak, de a nehezebbek még elbújhatnak a világűr mélyén, és idővel kozmikus tűzijátékokat állíthatnak fel erőteljes gamma-sugárzás formájában. Ilyen robbanásokat azonban eddig még nem figyeltek meg.

fekete lyuk gyár

Lehetséges-e olyan nagy energiára felgyorsítani a részecskéket a gyorsítóban, hogy ütközésük fekete lyukat eredményezzen? Első pillantásra ez az ötlet egyszerűen őrült - a lyuk robbanása elpusztítja az összes életet a Földön. Ráadásul technikailag kivitelezhetetlen. Ha egy lyuk minimális tömege valóban 22 mikrogramm, akkor energiaegységben 10 28 elektronvolt. Ez a küszöb 15 nagyságrenddel magasabb, mint a világ legerősebb gyorsítójának, a Large Hadron Collidernek (LHC), amelyet 2007-ben indítanak el a CERN-ben.

Lehetséges azonban, hogy egy lyuk minimális tömegének standard becslését jelentősen túlbecsülik. Mindenesetre ezt mondják a szuperhúrok elméletét kidolgozó fizikusok, amelybe beletartozik a gravitáció kvantumelmélete is (bár korántsem teljes). Ezen elmélet szerint a térnek nem kevesebb, mint három, de legalább kilenc dimenziója van. Extra méreteket nem veszünk észre, mert olyan kis léptékben hurkolják őket, hogy a műszereink nem érzékelik őket. A gravitáció azonban mindenütt jelen van, behatol a rejtett dimenziókba. Három dimenzióban a nehézségi erő fordítottan arányos a távolság négyzetével, kilenc dimenzióban pedig a nyolcadik hatvány. Ezért egy többdimenziós világban a gravitációs tér intenzitása sokkal gyorsabban növekszik a távolság csökkenésével, mint a háromdimenziós világban. Ebben az esetben a Planck-hossz sokszorosára nő, és a lyuk minimális tömege meredeken csökken.

A húrelmélet előrejelzése szerint a kilencdimenziós térben mindössze 10 -20 g tömegű fekete lyuk születhet, a zern szupergyorsítóban felgyorsult protonok számított relativisztikus tömege megközelítőleg azonos. A legoptimistább forgatókönyv szerint másodpercenként egy lyukat tud produkálni, ami körülbelül 10-26 másodpercig fog élni. Párolgása során mindenféle elemi részecskék születnek, amelyeket könnyű lesz regisztrálni. A lyuk eltűnése energia felszabadulásához vezet, ami még egy mikrogramm víz felmelegítésére sem elegendő. Ezért van remény arra, hogy az LHC ártalmatlan fekete lyukak gyárává változik. Ha ezek a modellek helyesek, akkor az új generációs orbitális kozmikus sugárdetektorok is képesek lesznek észlelni az ilyen lyukakat.

A fentiek mindegyike az álló fekete lyukakra vonatkozik. Eközben vannak olyan forgó lyukak, amelyek egy csomó érdekes tulajdonsággal rendelkeznek. A feketelyuk-sugárzás elméleti elemzésének eredményei az entrópia fogalmának komoly újragondolásához is vezettek, ami szintén külön tárgyalást érdemel. Erről bővebben a következő számban.

A fekete lyukak létezésének hipotézisét először J. Michell angol csillagász állította fel 1783-ban a fény korpuszkuláris elmélete és a newtoni gravitációelmélet alapján. Abban az időben Huygens hullámelmélete és híres hullámelve egyszerűen feledésbe merült. A hullámelméletet nem segítette néhány tiszteletreméltó tudós, különösen a híres szentpétervári akadémikusok, M.V. Lomonoszov és L. Euler. Az érvelés logikája, amely Michellt a fekete lyuk fogalmához vezette, nagyon egyszerű: ha a fény a világító éter részecskéiből áll, akkor ezeknek a részecskéknek, mint más testeknek, a gravitációs térből kell vonzaniuk. Következésképpen minél nagyobb a csillag (vagy bolygó) tömege, annál nagyobb a vonzás az oldaláról a testek felé, és annál nehezebben távozik a fény egy ilyen test felszínéről.

A további logika azt sugallja, hogy létezhetnek a természetben olyan hatalmas csillagok, amelyek vonzerejét a testek már nem tudják legyőzni, és a külső szemlélő számára mindig feketének tűnnek, bár maguk is vakító fényben izzanak, akár a Nap. Fizikailag ez azt jelenti, hogy egy ilyen csillag felszínén a második kozmikus sebesség nem lehet kisebb, mint a fénysebesség. Michell számításai azt mutatják, hogy a fény soha nem hagyja el a csillagot, ha sugara átlagos napsűrűség mellett 500 nap. Az ilyen csillagot már fekete lyuknak nevezhetjük.

13 év után a francia matematikus és csillagász P.S. Laplace, valószínűleg Michelltől függetlenül, hasonló hipotézist fogalmazott meg az ilyen egzotikus tárgyak létezésével kapcsolatban. Laplace egy nehézkes számítási módszerrel egy adott sűrűségű gömb sugarát találta meg, amelynek felületén a parabola sebessége megegyezik a fénysebességgel. Laplace szerint a fénytesteket, mivel gravitációs részecskék, a fényt kibocsátó hatalmas csillagoknak kell késleltetniük, amelyek sűrűsége megegyezik a Földével, sugara pedig 250-szer nagyobb, mint a Napé.

Laplace ezen elmélete csak az 1796-ban és 1799-ben megjelent híres "Exposition of the World of the World" című könyvének első két életre szóló kiadásában szerepelt. Igen, talán még F.K. von Zach osztrák csillagász is érdeklődött Laplace elmélete iránt, aki 1798-ban "Bizonyíték arra a tételre, hogy egy nehéz test vonzási ereje akkora lehet, hogy a fény nem tud kifolyni belőle" címmel publikálta.

Ezen a ponton a fekete lyukak kutatásának története több mint 100 évre megállt. Úgy tűnik, maga Laplace csendben feladta ezt az extravagáns hipotézist, mivel kizárta azt könyvének minden más életre szóló kiadásából, amely 1808-ban, 1813-ban és 1824-ben jelent meg. Talán Laplace nem akarta megismételni a már-már fantasztikus hipotézist a kolosszális csillagokról, amelyek már nem bocsátanak ki fényt. Talán új csillagászati ​​adatok állították meg a különböző csillagok fényhibájának nagyságának invarianciájáról, amelyek ellentmondtak elméletének egyes következtetéseinek, amelyek alapján számításait alapozta. De a legvalószínűbb ok, amiért mindenki megfeledkezett Michell-Laplace titokzatos hipotetikus tárgyairól, a fény hullámelméletének diadala, amelynek diadalmenete a 19. század első éveiben kezdődött.

Ennek a diadalnak a kezdetét T. Jung angol fizikus Booker-előadása „A fény és szín elmélete” 1801-ben jelentette meg, ahol Jung – Newtonnal és a korpuszkuláris elmélet más híres támogatóival (beleértve Laplace-szel) is – merészen. , vázolta fel a fény hullámelméletének lényegét, mondván, hogy a kibocsátott fény a világító éter hullámszerű mozgásaiból áll. A fény polarizációjának felfedezése által ihletett Laplace elkezdte "megmenteni" a testeket azáltal, hogy felépítette a kristályok fényének kettős törésére vonatkozó elméletét, amely a kristálymolekulák fénytestekre gyakorolt ​​kettős hatásán alapul. De a fizikusok későbbi munkái, O.Zh. Fresnel, F.D. Aragon, J. Fraunhofer és mások nem hagytak szó nélkül a korpuszkuláris elméletben, amelyre csak egy évszázaddal később, a kvantumok felfedezése után emlékeztek komolyan. Abban az időben a fényhullámelmélet keretében a fekete lyukakkal kapcsolatos minden érvelés nevetségesnek tűnt.

A fekete lyukak a fény korpuszkuláris elméletének "rehabilitációja" után nem jutottak azonnal eszébe, amikor a kvantumok (1900) és a fotonok (1905) hipotézisének köszönhetően új minőségi szinten kezdtek beszélni róla. A fekete lyukakat másodszor fedezték fel újra az általános relativitáselmélet 1916-os megalkotása után, amikor K. Schwarzschild német elméleti fizikus és csillagász néhány hónappal az Einstein-egyenletek közzététele után felhasználta őket a görbe téridő szerkezetének vizsgálatára. a Nap közelében. Ennek eredményeként újra felfedezte a fekete lyukak jelenségét, de mélyebb szinten.

A fekete lyukak végső elméleti felfedezésére 1939-ben került sor, amikor Oppenheimer és Snyder végrehajtotta az Einstein-egyenletek első explicit megoldását egy összeomló porfelhőből a fekete lyuk keletkezésének leírására. Magát a „fekete lyuk” kifejezést először J. Wheeler amerikai fizikus vezette be a tudományba 1968-ban, az általános relativitáselmélet, a kozmológia és az asztrofizika iránti érdeklődés rohamos újjáéledésének éveiben, amelyet a légkörön kívüli (különösen , röntgen) csillagászat, a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás, a pulzárok és kvazárok felfedezése.