Воображаемая поверхность чёрной дыры, называется горизонтом событий. Радиус горизонта событий принимают за размер чёрной дыры. В простейшем случае он равен радиусу Шварцшильда:

Чёрные дыры были предсказаны в 1916 году Карлом Шварцшильдом как решения уравнений Эйнштейна.

История представлений о чёрных дырах

В истории представлений о чёрных дырах выделяют три периода:

• Начало первого периода связано с работой Джона Мичелла, представившей расчёт массы для недоступного наблюдению объекта и опубликованной в 1784 году.
  
• Второй период связан с развитием общей теории относительности, стационарное решение уравнений которой было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году.
  
• Публикация в 1975 году работы Стивена Хокинга, в которой он предложил идею об излучении чёрных дыр, начинает третий период. Граница между вторым и третьим периодами довольно условна, поскольку не сразу стали ясны все следствия открытия Хокинга, изучение которых продолжается до сих пор.
  

«Чёрная звезда» Лапласа

Концепция массивного тела, гравитационное притяжение которого настолько велико, что скорость, необходимая для преодоления этого притяжения (вторая космическая скорость) равна или превышает скорость света впервые была высказана в 1784 году Джоном Мичеллом в письме, которое он послал в Королевское общество (en:Royal Society). Письмо содержало расчёт, из которого следовало, что для тела с радиусом в 500 солнечных радиусов и с плотностью Солнца вторая космическая скорость на его поверхности будет равна скорости света. Таким образом, свет не сможет покинуть это тело, и оно будет невидимым. Мичелл предположил, что в космосе может существовать множество таких недоступных наблюдению объектов. В 1796 году Лаплас включил обсуждение этой идеи в свой труд Exposition du Systeme du Monde, однако в последующих изданиях этот раздел был опущен.

Решение Шварцшильда

На протяжении XIX века идея тел, невидимых вследствие своей массивности, не вызывала большого интереса у ученых. Это было связано с тем, что в рамках классической физики скорость света не имела фундаментального значения. Эти представления изменились в конце XIX-начале XX вв., когда было показано, что законы электродинамики Максвелла не обладают инвариантностью относительно преобразований Галилея.

Подход к решению проблемы инвариантности уравнений Максвелла был предложен Лоренцем. Он предложил собственные преобразования координат (преобразования Лоренца), относительно которых уравнения Максвелла оставались инвариантными. Развивая идеи Лоренца, Анри Пуанкаре предположил, что все физические законы инвариантны относительно преобразований Лоренца.

В 1905 Альберт Эйнштейн использовал концепции Лоренца и Пуанкаре в своей специальной теории относительности (СТО), из которой в частности следовало, что скорость света является предельной скоростью, которую может развить физическое тело.

Уже в рамках СТО множество ньютоновских решений для движения в гравитационном поле тяготеющей точечной массы становится неприемлемым, так, например, некоторые из возможных эллиптических, параболических и гиперболических орбит в поле тяготения такой массы оказываются запрещенными из-за того, что на участках, близких к тяготеющей массе, скорости орбитального движения превышают скорость света. Создается парадоксальная ситуация: некоторые области пространства становятся запрещенными для отдельных групп траекторий движения в поле тяготения. Противоречие было разрешено созданной Эйнштейном общей теорией относительности (ОТО): если СТО была применима только к инерциальным системам, то ОТО являлась обобщением СТО для любых систем отсчета.

Геометрический смысл отличия ОТО от ньютоновской механики и СТО сводится к тому, что если две последние оперируют пространствами с нулевой кривизной (эвклидово пространство для ньютоновской механики и пространство Минковского для СТО), то ОТО оперирует пространством с кривизной, отличающейся от нуля. Задача характера поля тяготения в сферически симметричном случае (для невращающейся массы) в рамках ОТО была решена в 1916 г. К. Шварцшильдом. Примечательно, что величина гравитационного радиуса для данной массы с учетом эффектов ОТО (радиус Шварцшильда rs(rg)) cовпала с гравитационным радиусом rg, вычисленным Лапласом.

Чёрные дыры во Вселенной

Со времени теоретического предсказания чёрных дыр оставался открытым вопрос об их существовании, т. к. наличие решения типа «чёрная дыра» ещё не гарантирует, что существуют механизмы образования подобных объектов во Вселенной.

По современным представлениям, есть четыре сценария образования чёрной дыры:

• Гравитационный коллапс (катастрофическое сжатие) достаточно массивной звезды (более чем 3,6 масс Солнца) на конечном этапе её эволюции.
  
• Коллапс центральной части галактики или пра-галактического газа. Современные представления помещают огромную (>100M☉) чёрную дыру в центр многих, если не всех, эллиптических галактик.
  
• Формирование чёрных дыр в момент Большого Взрыва в результате флуктуаций гравитационного поля и/или материи. Такие чёрные дыры называются первичными.
  
• Возникновение чёрных дыр в ядерных реакциях высоких энергий — квантовые чёрные дыры.
  

Чёрная дыра как конечный этап жизни звезды

После выработки ядерного топлива и прекращения реакции, звезда начинает остывать, что приводит к уменьшению внутреннего давления и сжатию звезды под действием гравитации. Сжатие может остановиться на определённом этапе, а может перейти в стремительный гравитационный коллапс. В зависимости от массы звезды и вращательного момента возможны следующие конечные состояния:

• Погасшая очень плотная звезда, состоящая преимущественно из железа.
  
• Белый карлик
  
• Нейтронная звезда
  
• Чёрная дыра
  

Условия (главным образом, масса), при которых конечным состоянием эволюции звезды является чёрная дыра, изучены недостаточно хорошо, т. к. для этого необходимо знать поведение и состояния вещества при чрезвычайно высоких плотностях, недоступных экспериментальному изучению. Различные модели дают нижнюю оценку массы чёрной дыры, получающейся в результате гравитационного коллапса, от 2,5 до 5,6 масс Солнца. Радиус чёрной дыры при этом очень мал — всего от 10 км.

Впоследствии чёрная дыра может разрастись за счёт поглощения вещества — как правило, (в двойных звёздных системах) это газ соседней звезды или слияние с другими объектами. Падение газа на чёрную дыру называется аккрецией. Формируется аккреционный диск. В нём вещество сильно закручивается, нагревается и в результате сильно излучает, в том числе и в рентгеновском диапазоне, что даёт принципиальную возможность обнаруживать такие аккреционные диски (и, следовательно, чёрные дыры) при помощи рентгеновских телескопов.

Столкновение чёрной дыры с другими звёздами, а также столкновение нейтронных звёзд, вызывающее образование чёрной дыры, приводит к мощнейшему гравитационному излучению, которое, как ожидается в ближайшие годы, можно будет обнаруживать при помощи гравитационной антенны.

Разросшиеся очень массивные чёрные дыры, по современным представлениям, образуют ядра большинства галактик. В том числе обнаружена массивная черная дыра в ядре нашей Галактики.

В настоящее время существование чёрных дыр звёздных и галактических масштабов доказано наблюдениями.

Первичные чёрные дыры

Первичные чёрные дыры в настоящее время носят статус гипотезы. Если в начальный момент жизни Вселенной были возможны определённого вида неустойчивости гравитационного поля и плотности материи, то могли образовываться чёрные дыры. При этом их масса не ограничена снизу, как при коллапсе — их масса, вероятно, могла бы быть достаточно малой.

Квантовые чёрные дыры

Предполагается, что в результате ядерных реакций могут возникать устойчивые микроскопические чёрные дыры, так называемые квантовые чёрные дыры. Для математического описания таких объектов необходима квантовая теория гравитации. Однако, из общих соображений, сейчас не подлежит сомнению факт, что спектр масс чёрных дыр дискретен и существует минимальная чёрная дыра — планковская чёрная дыра. Её масса порядка 10−5 г, радиус — 10−33 см. Комптоновская длина волны планковской чёрной дыры по порядку величины равна её гравитационному радиусу.

Таким образом, все «элементарные объекты» можно разделить на элементарные частицы (их длина волны больше их гравитационного радиуса) и чёрные дыры (длина волны меньше гравитационного радиуса). Планковская чёрная дыра является пограничным объектом, для неё можно встретить название максимон, указывающее на то, что это самая тяжелая из возможных элементарных частиц.

Даже если квантовые дыры существуют, время их существования крайне мало, что делает их непосредственное обнаружение крайне проблематичным.

В последнее время предложены эксперименты с целью обнаружения свидетельств появления чёрных дыр в ядерных реакциях. Однако для непосредственного синтеза чёрной дыры в ускорителе необходима недостижимая на сегодня энергия 1026 эВ. По-видимому, в реакциях сверхвысоких энергий могут возникать виртуальные промежуточные чёрные дыры.

Типы чёрных дыр

Чёрные дыры характеризуются тремя параметрами: массой (M), моментом вращения (L) и электрическим зарядом (Q), которые складываются из соответствующих характеристик упавших в неё тел и излучения. Теорема об «отсутствии волос» у чёрной дыры (No hair theorem) говорит о том, что других характеристик быть не может и детальная информация о материи будет потеряна (и частично излучена вовне) при коллапсе. Теорема доказана Роджером Пенроузом и др. в 1973.

Решения уравнений Эйнштейна для чёрных дыр с соответствующими характеристиками:

решение Шварцшильда (1916) — чёрная дыра без вращения и электрического заряда;
решение Рейснера — Нордстрема (1918) — чёрная дыра с зарядом и без вращения;
решение Керра (1963) — вращающаяся чёрная дыра без заряда;
решение Керра — Ньюмена (1965) — самый общий вид метрики стационарной вращающейся чёрной дыры с зарядом.
Решение для вращающейся чёрной дыры чрезвычайно сложно. Интересно, что сложнейший вид решения был «угадан» Керром из «физических соображений». Первый последовательный вывод решения Керра был впервые проделан С. Чандрасекаром более чем на пятнадцать лет позже.

Керровская чёрная дыра

Керровская чёрная дыра обладает рядом замечательных свойств. Вокруг горизонта событий существует область, называемая эргосферой, внутри которой невозможно покоиться относительно удалённых наблюдателей, а только вращаться вокруг чёрной дыры в направлении её вращения. Этот эффект называется «увлечением инерциальной системы отсчёта» и наблюдается вокруг любого массивного тела, например, вокруг Земли, но в гораздо меньшей степени. Однако саму эргосферу ещё можно покинуть, эта область не является захватывающей.

Метрику Керра—Ньюмена можно аналитически продолжить так, чтобы соединить в чёрной дыре бесконечно много "независимых" пространств. Это могут быть как «другие» Вселенные, так и удалённые части нашей Вселенной. В последнем случае во вселенной должны существовать замкнутые времениподобные кривые (т. е. путешественник может, в принципе, попасть в своё прошлое).

Это и другие решения типа «чёрная дыра» порождают удивительную геометрию пространства-времени. Однако требуется анализ устойчивости соответствующей конфигурации, которая может быть нарушена за счёт взаимодействия с квантовыми полями и других эффектов.

Для пространства-времени Керра этот анализ был проведён Субраманьяном Чандрасекаром и было обнаружено, что керровская чёрная дыра является устойчивой. Аналогично оказались устойчивыми шварцшильдовские и рейсснер-нордстремовские дыры. Однако анализ пространства времени Керра-Ньюмена всё ещё не проведён из-за больших математических трудностей.

Примечания

Ссылка
И.Д.Новиков, В.П.Фролов. Черные дыры во Вселенной. Успехи физических наук, т.131, №3, март 2001 г.

Источник: http://ru.wikipedia.org/wiki/Чёрные дыры