Чорна діра

Чорна діра — космічний об'єкт, який створює настільки велику силу тяжіння, що ніщо, навіть світло, не може його покинути. Загальна теорія відносності Ейнштейна передбачає, що будь-яка достатньо компактна маса утворює чорну діру. Межу, з-під якої вже неможливо вийти, називають горизонтом подій. Втім при перетині цієї межі не відбувається жодних локально спостережуваних змін. Оскільки чорна діра не відбиває світла, у багатьох відношеннях вона поводиться як ідеальне абсолютно чорне тіло. Квантова теорія поля у викривленому просторі-часі передбачає, що горизонти подій випромінюють випромінювання Гокінга, зі спектром, аналогічним до абсолютно чорного тіла з температурою, обернено пропорційною масі. Для чорних дір зоряних мас ця температура становить порядку мільярдних часток кельвіна, що робить її практично недосяжною для безпосереднього спостереження.

Об'єкти, гравітаційне поле яких є настільки сильним, що світло не може вирватися з нього, вперше розглядали у XVIII столітті Джон Мітчелл та П'єр-Сімон Лаплас. У 1916 році Карл Шварцшильд знайшов перший сучасний розв'язок рівнянь загальної теорії відносності, що описував чорну діру. На його честь цей розв'язок названо метрикою Шварцшильда. У 1958 році Девід Фінкельштейн вперше опублікував інтерпретацію «чорної діри» як області простору, з якої ніщо не може втекти. Довгий час чорні діри вважалися лише математичною абстракцією. Тільки в 1960-х роках теоретичні дослідження показали, що вони є закономірним передбаченням загальної теорії відносності. Першою відомою чорною дірою стала Лебідь X-1, незалежно ідентифікована кількома дослідниками у 1971 році.

Чорні діри зазвичай утворюються при колапсі масивних зір наприкінці їхньої життєвої еволюції. Після утворення чорна діра може зростати, поглинаючи масу з навколишнього середовища. Надмасивні чорні діри з масами у мільйони мас Сонця можуть виникати внаслідок поглинання інших зір і злиття з чорними дірами або через прямий колапс газових хмар. Загальновизнано, що надмасивні чорні діри містяться в центрах більшості галактик.

Присутність чорної діри можна виявити за її взаємодією з речовиною та з електромагнітним випромінюванням, наприклад, у видимому діапазоні. Речовина, що падає до чорної діри, може утворювати акреційний диск із плазми, яка розігрівається тертям і випромінює світло. В екстремальних випадках це призводить до виникнення квазарів — одних з найяскравіших об'єктів у Всесвіті. Зорі, що підходять надто близько до надмасивної чорної діри, можуть бути розірвані на потоки, які яскраво сяють перед тим, як їх поглинає діра. Якщо поблизу чорної діри обертаються інші зорі, за їхніми орбітами можна визначити масу та місцезнаходження чорної діри. Такі спостереження дозволяють відкинути інші можливі пояснення, наприклад нейтронні зорі. Саме таким способом астрономи виявили численні кандидати у зоряні чорні діри в подвійних системах і встановили, що радіоджерело Стрілець A* у центрі галактики Чумацький Шлях містить надмасивну чорну діру приблизно у 4,3млн сонячних мас.

Історія Ідею тіла, настільки великого, що навіть світло не може його покинути, мимохідь висунули англійський астроном і священник Джон Мічелл та незалежно французький науковець П'єр-Сімон Лаплас. Обидва вчені припускали існування дуже великих зір, а не сучасну модель тіл надзвичайно високої густини.

Ідея Мічелла, коротко викладена у листі 1784 року, містила розрахунок, що зоря з такою ж густиною, як у Сонця, але з радіусом у 500 разів більшим, не дозволить світлу вирватися назовні, бо друга космічна швидкість на поверхні перевищуватиме швидкість світла. Мічелл слушно зазначав, що такі надмасивні, але невипромінюючі об'єкти можна було б виявити за їхнім гравітаційним впливом на сусідні видимі зорі.

У 1796 році Лаплас у книзі «Виклад системи світу» (), розмірковуючи про походження Сонячної системи, зазначив, що зоря може бути невидимою, якщо вона достатньо велика. Франц Ксавер фон Цах попросив Лапласа зробити розрахунки, який той підготував і опублікував у журналі, редагувованому фон Цахом.

Тогочасні науковці спершу з ентузіазмом сприйняли припущення, що гігантські, але невидимі «темні зорі» можуть бути поруч і залишатися непоміченими. Проте інтерес згас на початку XIX століття, коли хвильова природа світла стала загальновизнаною: оскільки світло розуміли вже як хвилю, а не як частинку, залишалося незрозумілим, чи може гравітація якось впливати на поширення світлових хвиль.

Загальна теорія відносності 1915 року Альберт Ейнштейн розробив свою загальну теорію відносності, перед тим показавши, що гравітація дійсно впливає на рух світла. Лише кількома місяцями пізніше Карл Шварцшильд знайшов розв'язок рівнянь Ейнштейна, який описує гравітаційне поле матеріальної точки та сферичної маси Translation: та Translation: . Кілька місяців по тому , студент Гендріка Лоренца, незалежно отримав той самий розв'язок для матеріальної точки та докладніше описав його властивості. Цей розв'язок мав особливу поведінку на межі, яку тепер називають радіусом Шварцшильда, де він ставав сингулярним, тобто деякі члени рівнянь Ейнштейна ставали нескінченними. Природа цієї поверхні тоді ще не була зрозуміла.

У 1924 році Артур Еддінгтон показав, що сингулярність зникає після зміни системи координат. У 1933 році Жорж Леметр усвідомив, що це означає: сингулярність на радіусі Шварцшильда є нефізичною координатною сингулярністю. Артур Еддінгтон у книзі 1926 року коментував можливість існування зорі, маса якої стиснена до радіуса Шварцшильда. Він зауважив, що теорія Ейнштейна дозволяє виключити надто великі густини для видимих зір, таких як Бетельгейзе, оскільки «зоря з радіусом 250 млн км не могла б мати таку велику густину, як Сонце. По-перше, сила тяжіння була б настільки великою, що світло не могло б покинути зорю, а промені падали б назад, як камінь на Землю. По-друге, червоне зміщення спектральних ліній було б настільки сильним, що спектр узагалі зник би. По-третє, маса створила б таке викривлення метрики простору-часу, що простір замкнувся б навколо зорі, залишивши нас зовні (тобто ніде)» .

1931 року Субраманьян Чандрасекар, використовуючи спеціальну теорію відносності, обчислив, зоря з виродженої речовини, маса якої перевищує певну межу (нині відому як межа Чандрасекара, близько ), не може бути стійкою й повинна необмежено стискатись. Його аргументи заперечували багато сучасників, зокрема Еддінгтон і Лев Ландау, які вважали, що має існувати невідомий механізм, що зупиняє колапс. Частково вони мали рацію: білий карлик, трохи масивніший за межу Чандрасекара, колапсує в нейтронну зорю, яка є стійкою.

У 1939 році Роберт Оппенгеймер та Джордж Волков передбачили, що нейтронні зорі, маса яких перевищує ще одну межу — межу Толмена—Оппенгеймера—Волкоффа, — зазнають подальшого колапсу з тих самих причин, які описав Чандрасекар. Вони дійшли висновку, що жоден фізичний закон не зупинить принаймні частину зір від колапсу в чорні діри. Їхні початкові розрахунки, що ґрунтувалися на принципі заборони Паулі, дали значення . Подальші уточнення, які враховували відштовхування між нейтронами, спричинене сильною взаємодією, підняли оцінку приблизно до —. Спостереження злиття нейтронних зір GW170817 уточнило межу Толмена—Оппенгеймера—Волкоффа до приблизно .

Оппенгеймер та його співавтори трактували сингулярність на радіусі Шварцшильда як межу бульбашки, у якій час зупиняється. Це правильне пояснення з точки зору зовнішнього спостерігача, але не для спостерігача, який падає всередину. Такі гіпотетичні сколапсовані зорі назвали «замороженими зорями», оскільки зовнішній спостерігач бачив би поверхню зорі застиглою в часі в момент, коли вона досягла радіуса Шварцшильда.

Також у 1939 році Ейнштейн спробував довести неможливість існування чорних дір у публікації «Про стаціонарну систему зі сферичною симетрією, що складається з багатьох гравітуючих мас». Через кілька місяців Оппенгеймер та його учень Гартленд Снайдер запропонували модель Оппенгеймера — Снайдера у своїй статті «Про тривалий гравітаційний колапс», де передбачили існування чорних дір. У цій роботі, яка не містила посилань на недавню публікацію Ейнштейна, Оппенгеймер і Снайдер використали його ж загальну теорію відносності, щоб уперше в сучасній фізиці показати умови, за яких може утворитися чорна діра.

1958 року Девід Фінкельштейн ідентифікував поверхню Шварцшильда як горизонт подій, «досконалу односторонню мембрану: причинно-наслідкові впливи можуть перетинати її лише в одному напрямку». Фінкельштейн створив нову систему відліку, щоб включити точку зору спостерігача, який падає всередину. Його розв'язок розширював розв'язок Шварцшильда на майбутнє для спостерігачів, що падають у чорну діру. Подібну ідею раніше відкрив Мартін Крускал, але Джон Вілер не зрозумів її значення. Зрештою, координати Крускала — Секереша допомогли глибше зрозуміти фізики чорних дір.

Золота доба

Період від середини 1960-х до середини 1970-х років вважають «золотою добою досліджень чорних дір», коли загальна теорія відносності та чорні діри стали центральними темами наукових досліджень [https://books.google.com/books?id=yLy4b61rfPwC&pg=PA74 Витяг зі стор. 74].

У цей час були знайдені загальніші розв'язки для чорних дір. У 1963 році Рой Керр відкрив точний розв'язок для обертальної чорної діри. Через два роки отримав осесиметричний розв'язок для чорної діри, що одночасно обертається та має електричний заряд. Завдяки роботам Вернера Ізраеля, Брендона Картера і Девіда Робінсона була сформульована «теорема про відсутність волосся», за якою стаціонарний розв'язок чорної діри повністю описується трьома параметрами метрики Керра — Ньюмана: масою, кутовим моментом і електричним зарядом.

Спочатку припускали, що дивні властивості розв'язків чорних дір є патологічними артефактами припущення про їхню симетрію, і що сингулярності не виникають у загальних ситуаціях. Цю думку поділяли, зокрема, , Ісаак Халатников і Євген Ліфшиць, які намагалися довести, що в загальних розв'язках сингулярності не з'являються. Однак наприкінці 1960-х років Роджер Пенроуз та Стівен Гокінг використали глобальні методи, щоб довести, що сингулярності з'являються і в загальному випадку. За цю роботу Пенроуз отримав половину Нобелівської премії з фізики 2020 року (Гокінг помер у 2018 році).

Астрономічні спостереження також зробили значний поступ у цей період. У 1967 році Ентоні Г'юїш і Джоселін Белл Бернелл відкрили пульсари, а вже 1969 року було доведено, що це нейтронні зорі зі швидким обертанням. До того часу нейтронні зорі, як і чорні діри, вважали лише теоретичними курйозами, але відкриття пульсарів продемонструвало їхню реальність і стимулювало інтерес до всіх типів компактних об'єктів, які можуть утворюватися внаслідок гравітаційного колапсу. На основі спостережень у Гринвічі й на початку 1970-х років Лебідь X-1, галактичне рентгенівське джерело, відкрите 1964 року, стало першим астрономічним об'єктом, який наукова спільнота визнала чорною дірою.

Дослідження , Джейкоба Бекенштейна, Картера та Гокінга на початку 1970-х років привели до формулювання термодинаміки чорних дір. Ці закони описують поведінку чорної діри в аналогії з законами термодинаміки, встановлюючи відповідність між масою та енергією, площею та ентропією, а також поверхневою гравітацією та температурою. Аналогія була завершена, коли Гокінг у 1974 році показав, що квантова теорія поля передбачає випромінювання чорних дір, подібне до абсолютно чорного тіла з температурою, пропорційною поверхневій гравітації чорної діри. Це стало передбаченням явища, нині відомого як випромінювання Гокінга.

Спостереження