Хар нүхний түүх. Хар нүх. Энэ юу вэ? Харанхуйг төрүүлдэг одод

Дөрөвдүгээр сарын 10-нд "Event Horizon" телескопын төслийн хэсэг астрофизикчид хар нүхний анхны агшин зургийг гаргажээ. Эдгээр аварга том боловч үл үзэгдэх сансрын биетүүд нь манай орчлон ертөнцийн хамгийн нууцлаг, сонирхолтой зүйлүүдийн нэг хэвээр байна.

Доор уншина уу

Хар нүх гэж юу вэ?

Хар нүх гэдэг нь гэрлийн хурдаар хөдөлж буй бүх мэдэгдэж буй биетүүдийг татахуйц таталцлын хүч нь маш их биет (орон зай-цаг хугацааны бүс) юм. Гэрлийн квантууд нь өөрөө энэ бүсээс гарч чадахгүй тул хар нүх үл үзэгдэх болно. Та хар нүхний эргэн тойронд зөвхөн цахилгаан соронзон долгион, цацраг туяа, орон зайн гажуудал зэргийг ажиглаж болно. Нийтлэгдсэн Event Horizon телескоп нь хар нүхний үйл явдлын тэнгэрийн хаяаг буюу нүхэнд "сорогддог" гэрэлтэгч бодисыг хуримтлуулах дискээр хүрээлэгдсэн супер таталцлын бүсийн ирмэгийг дүрсэлдэг.

"Хар нүх" гэсэн нэр томъёо нь XX зууны дунд үед гарч ирсэн бөгөөд үүнийг Америкийн онолын физикч Жон Арчибалд Уилер нэвтрүүлсэн. Тэрээр энэ нэр томъёог анх ашигласан эрдэм шинжилгээний хурал 1967 онд.

Гэсэн хэдий ч гэрэл хүртэл тэдний таталцлын хүчийг даван туулж чадахгүй маш том биетүүд байдаг гэсэн таамаглалыг 18-р зуунд дэвшүүлсэн. Хар нүхний орчин үеийн онол харьцангуйн ерөнхий онолын хүрээнд бүрэлдэж эхэлсэн. Сонирхолтой нь, Альберт Эйнштейн өөрөө хар нүх байдаг гэдэгт итгэдэггүй байв.

Тэд хаанаас ирсэн бэ хар нүхнүүд?

Эрдэмтэд хар нүхнүүд өөр өөр гарал үүсэлтэй гэж үздэг. Их хэмжээний одод амьдралынхаа төгсгөлд хар нүх болж хувирдаг: олон тэрбум жилийн туршид хийн найрлага, температур өөрчлөгддөг бөгөөд энэ нь одны таталцал ба халуун хийн даралтын хооронд тэнцвэргүй байдалд хүргэдэг. Дараа нь од сүйрнэ: эзэлхүүн нь багасч, харин масс өөрчлөгдөхгүй тул нягт нь нэмэгддэг. Ердийн оддын масстай хар нүх нь 30 километрийн радиустай, нэг шоо см тутамд 200 гаруй сая тонн нягттай байдаг. Харьцуулбал: Дэлхий хар нүх болохын тулд түүний радиус 9 миллиметр байх ёстой.

Өөр нэг төрлийн хар нүх байдаг - ихэнх галактикийн цөмийг бүрдүүлдэг асар том хар нүхнүүд. Тэдний масс нь оддын хар нүхнийхээс тэрбум дахин их юм. Хэт том хар нүхнүүдийн гарал үүсэл тодорхойгүй байгаа бөгөөд тэдгээр нь урьд өмнө оддын масстай хар нүхнүүд байсан бөгөөд бусад оддыг залгиж ургаж байсан гэж таамаглаж байна.

Орчлон ертөнцийн эхэн үед ямар ч массыг шахах үед гарч ирж болох анхны хар нүхнүүд байдаг гэсэн маргаантай санаа бас байдаг. Үүнээс гадна, том адрон коллайдер дээр энгийн бөөмсийн масстай ойролцоо масстай маш жижиг хар нүхнүүд үүсдэг гэсэн таамаглал байдаг. Гэхдээ энэ хувилбарын баталгаа хараахан гараагүй байна.

Хар нүх манай галактикийг залгих болов уу?

Сүүн замын галактикийн төвд хар нүх байдаг - Sagittarius A *. Түүний масс нь нарны массаас дөрвөн сая дахин их бөгөөд хэмжээ нь 25 сая километр нь ойролцоогоор 18 нарны диаметртэй тэнцүү юм. Ийм масштаб нь зарим хүмүүсийг гайхшруулж байна: хар нүх манай галактикийг бүхэлд нь заналхийлж байгаа юм биш үү? Зөвхөн шинжлэх ухааны зөгнөлт зохиолчид ийм таамаглал дэвшүүлэх үндэслэлтэй байдаггүй: хэдэн жилийн өмнө эрдэмтэд манай гарагаас 12.5 тэрбум гэрлийн жилийн зайд байрладаг W2246-0526 галактикийн талаар мэдээлж байсан. Одон орон судлаачдын тайлбарласнаар W2246-0526-ийн төвд байрлах асар том хар нүх түүнийг аажмаар задалж, түүнээс үүссэн цацраг нь халуун аварга том хийн үүлийг бүх чиглэлд тарааж байна. Хар нүхэнд хуваагдсан галактик нь 300 их наяд нарнаас ч илүү гэрэлтдэг.

Гэсэн хэдий ч манай гэр галактикт аюул заналхийлдэггүй (ядаж богино хугацаанд). Сүүн зам дахь ихэнх объектууд, үүнд Нарны систем, хар нүхнээс хэт хол байгаа бөгөөд түүний татах хүчийг мэдрэх болно. Нэмж дурдахад, "манай" хар нүх нь тоос сорогч шиг бүх материалыг шингээдэггүй, харин гаригуудын нар шиг эргэн тойрон дахь тойрог замд байгаа хэсэг оддын таталцлын зангуу болж ажилладаг.

Гэсэн хэдий ч, бид хэзээ нэгэн цагт хар нүхний үйл явдлын давхрагаас давж гарсан ч, бид үүнийг анзаарахгүй байх магадлалтай.

Хэрэв та хар нүхэнд "унавал" юу болох вэ?

Хар нүхэнд татагдсан объект тэндээс буцаж чадахгүй байх магадлалтай. Хар нүхний таталцлыг даван туулахын тулд гэрлийн хурдаас илүү хурдыг хөгжүүлэх хэрэгтэй, гэхдээ хүн төрөлхтөн үүнийг яаж хийхээ хараахан мэдэхгүй байна.

Хар нүхний эргэн тойрон дахь таталцлын орон нь маш хүчтэй, нэг төрлийн бус байдаг тул түүний ойролцоох бүх биетүүд хэлбэр, бүтцийг өөрчилдөг. Үйл явдлын тэнгэрийн хаяанд ойр байгаа биетийн тал нь илүү их хүчээр татагдаж, илүү их хурдатгалтайгаар унадаг тул объект бүхэлдээ сунаж, макарон шиг болдог. Тэрээр энэ үзэгдлийг номондоо дүрсэлсэн байдаг. Богино өгүүллэгцаг ”нэрт онолын физикч Стивен Хокинг. Хокингоос өмнө ч астрофизикчид энэ үзэгдлийг спагетификация гэж нэрлэж байжээ.

Хэрэв та эхлээд хар нүх рүү ниссэн сансрын нисгэгчийн байр сууринаас спагеттификацийг тайлбарлавал таталцлын орон нь түүний хөлийг чангалж, дараа нь биеийг сунгаж, урж, атомын доорх бөөмсийн урсгал болгон хувиргах болно.

Хар нүхэнд унах нь гэрлийг шингээдэг тул гаднаас нь харах боломжгүй юм. Гадны ажиглагч хар нүх рүү ойртож буй биет аажмаар удааширч, дараа нь бүрмөсөн зогсохыг л харна. Үүний дараа объектын дүрс улам бүр бүдгэрч, улаан өнгөтэй болж, эцэст нь үүрд алга болно.

Стивен Хокингийн таамаглалаар хар нүхэнд татагдсан бүх биетүүд үйл явдлын тэнгэрийн хаяанд үлддэг. Хар нүхний дэргэд цаг хугацаа удааширч зогсдог тул унасан хүний ​​хувьд хар нүхэнд унах нь өөрөө хэзээ ч тохиолдохгүй байх магадлалтай гэсэн дүгнэлтийг харьцангуйн онолоос харж болно.

Дотор нь юу байна?

Тодорхой шалтгааны улмаас одоо энэ асуултад найдвартай хариулт алга байна. Гэсэн хэдий ч бид хар нүхний дотор физикийн хуулиуд ажиллахаа больсон гэдэгтэй эрдэмтэд санал нэгдэж байна. Хамгийн сэтгэл хөдөлгөм, чамин таамаглалуудын нэгээр бол хар нүхний эргэн тойронд орон зай-цаг хугацааны тасралтгүй байдал маш их гажсан тул бодит байдал дээр нүх үүсдэг бөгөөд энэ нь өөр орчлон ертөнц буюу өтний нүх гэж нэрлэгддэг хаалга байж болох юм.

Хар нүх: орчлон ертөнцийн хамгийн нууцлаг биетүүд

Хар нүх гэдэг нь таталцал маш хүчтэй тул бодис ч, цацраг туяа ч энэ бүсийг орхиж чадахгүй сансрын бүс нутаг юм. Тэнд байрлах биетүүдийн хувьд хоёрдахь сансрын хурд (зугтах хурд) нь гэрлийн хурдыг давах ёстой бөгөөд энэ нь боломжгүй зүйл, учир нь бодис ч, цацраг туяа ч гэрлээс хурдан хөдөлж чадахгүй. Тиймээс хар нүхнээс юу ч нисч чадахгүй. Гэрэл унтардаггүй хэсгийн хилийг "үйл явдлын тэнгэрийн хаяа" буюу энгийнээр хар нүхний "тэнхрээ" гэж нэрлэдэг.

Хар нүх үүсэх таамаглалын мөн чанар нь дараах байдалтай байна: хэрэв материйн тодорхой масс нь түүний хувьд чухал ач холбогдолтой харьцангуй бага хэмжээтэй байвал өөрийн таталцлын хүчний нөлөөн дор ийм бодис үүсч эхэлдэг. хяналтгүй гэрээ байгуулах. Нэг төрлийн таталцлын сүйрэл байдаг - таталцлын уналт. Шахалтын үр дүнд бодисын концентраци нэмэгддэг. Эцэст нь, түүний гадаргуу дээрх таталцлын хүч маш их болж, түүнийг даван туулахын тулд гэрлийн хурдаас давсан хурдыг хөгжүүлэх шаардлагатай мөч ирдэг. Ийм хурд нь бараг боломжгүй бөгөөд хар нүхний битүү орон зайнаас гэрлийн туяа ч, бодисын бөөмс ч гарч чадахгүй. Хар нүхний цацраг нь таталцлын нөлөөгөөр "түгжигдсэн" болж хувирдаг. Хар нүхнүүд зөвхөн цацрагийг шингээж чаддаг

Таталцлын орон нь энэ талбарыг үүсгэдэг цацрагийг "түгжих" чадвартай байхын тулд масс (M) нь "таталцлын радиус" r g = 2GM / c 2-ээс бага радиустай эзэлхүүнтэй байх ёстой. Энэ шалтгааны улмаас лабораторид хар нүх үүсгэж, судлах нь бараг боломжгүй юм: ямар ч боломжийн масстай (сая сая тонн) биеийг хар нүх болгохын тулд түүнийг хар нүх болгохын тулд түүний хэмжээнээс бага хэмжээтэй байх ёстой. протон эсвэл нейтрон байдаг тул хар нүхний шинж чанарыг зөвхөн онолын хувьд судалж байна. ...

Гэсэн хэдий ч тооцооллоос харахад одон орны хэмжээний биетүүд (жишээлбэл, асар том одод) тэдгээрийн доторх термоядролын түлш шавхагдсаны дараа өөрсдийн таталцлын нөлөөгөөр таталцлын радиусын хэмжээгээр агшиж болно. Ийм объектыг хайх ажил 40 гаруй жилийн турш үргэлжилж байгаа бөгөөд одоо хэдэн тэрбумаас хэдэн тэрбум нарны масстай хар нүхний өндөр магадлалтай нэр дэвшигчдийг маш их итгэлтэйгээр зааж өгөх боломжтой болсон. Гэсэн хэдий ч дэлхийгээс асар их зайд байгаа нь тэдний судалгаанд саад болж байна. Хэдийгээр хар нүхний оршин тогтнох үнэнийг эргэлзэхэд хэцүү байгаа ч тэдгээрийн шинж чанарыг практик судлах ажил урагштай хэвээр байна.

1. Хар нүхний тухай санаа үүссэн түүх.

Английн геофизикч, одон орон судлаач Жон Мишелл байгальд маш том одод оршдог тул нэг ч гэрлийн туяа тэдний гадаргуугаас гарч чадахгүй гэж үздэг. Ньютоны хуулиудыг ашиглан Мишель нарны масстай од нь 3 км-ээс ихгүй радиустай бол гэрлийн бөөмс (түүнийг Ньютоны дараа корпускул гэж үздэг) хүртэл ийм одноос хол нисч чадахгүй гэж тооцоолжээ. од. Тиймээс ийм од холоос бүрэн харанхуй мэт харагдах болно. Мишелл энэ санаагаа 1783 оны 11-р сарын 27-нд Лондонгийн Хатан хааны нийгэмлэгийн хурал дээр танилцуулсан. Ийнхүү "Ньютоны" хар нүхний тухай ойлголт бий болжээ.

Үүнтэй ижил санааг Францын математикч, одон орон судлаач Пьер Симон Лаплас "Дэлхийн систем" (1796) номондоо илэрхийлжээ. Энгийн тооцоолол нь түүнд бичих боломжийг олгосон: "Дэлхийн нягтралтай тэнцэх нягттай, нарнаас 250 дахин их диаметртэй гэрэлтэгч од нь таталцлын улмаас нэг ч гэрлийн туяа бидэнд хүрэхийг зөвшөөрдөггүй. Энэ шалтгааны улмаас орчлонгийн хамгийн тод селестиел биетүүд үл үзэгдэх болж магадгүй юм." Гэсэн хэдий ч ийм одны масс нь нарныхаас хэдэн арван сая дахин их байх ёстой. Цаашдын одон орон судлалын хэмжилтүүд нь жинхэнэ оддын масс нь нарныхаас тийм ч их ялгаатай биш болохыг харуулсан тул Митчелл, Лаплас нарын хар нүхний тухай санаа мартагдсан байв.

19-р зууны туршид биетүүд нь асар том хэмжээтэй тул үл үзэгдэх тухай санаа нь эрдэмтдийн дунд тийм ч их сонирхол төрүүлээгүй. Энэ нь сонгодог физикийн хүрээнд гэрлийн хурд үндсэн ач холбогдолгүйтэй холбоотой байв. Гэсэн хэдий ч, онд XIX сүүл- 20-р зууны эхэн үед Ж.Максвелийн томъёолсон электродинамикийн хуулиуд нэг талаас бүх инерцийн жишиг системд хангагдаж, нөгөө талаас Галилео хувиргалтуудын үед өөрчлөгддөггүй нь тогтоогдсон. Энэ нь физикт бий болсон нэг инерцийн лавлагааны системээс нөгөөд шилжих мөн чанарын тухай ойлголтуудад ихээхэн засвар хийх шаардлагатай гэсэн үг юм.

Электродинамикийн цаашдын хөгжлийн явцад Г.Лоренц орон зай-цаг хугацааны координатыг хувиргах шинэ системийг (өнөө үед Лоренцын хувиргалт гэж нэрлэдэг) санал болгосон бөгөөд үүнд Максвеллийн тэгшитгэлүүд өөрчлөгдөөгүй хэвээр байв. Лоренцын санааг боловсруулахдаа Пуанкаре эдгээр өөрчлөлтийн үед бусад бүх физик хуулиуд өөрчлөгддөггүй гэж санал болгосон.

1905 онд А.Эйнштейн харьцангуйн тусгай онолдоо (SRT) Лоренц, Пуанкаре нарын ухагдахууныг ашигласан бөгөөд инерциал лавлагааны системийн хувирлын хуулийн үүрэг эцэст нь Галилейгийн өөрчлөлтөөс Лоренцын хувиргалт руу шилжсэн. Дараа нь сонгодог (Галилийн инвариант) механикийг шинэ, Лоренц-инвариант харьцангуй механикаар сольсон. Сүүлчийн хүрээнд гэрлийн хурд нь физик биеийг хөгжүүлэх хязгаарлагдмал хурд болж хувирсан нь онолын физикт хар нүхний утгыг эрс өөрчилсөн юм.

Гэсэн хэдий ч Ньютоны таталцлын онол (хар нүхний анхны онолыг үндэслэсэн) Лоренцын инвариант биш юм. Тиймээс үүнийг гэрлийн болон гэрлийн хурдаар хөдөлж буй биед хэрэглэх боломжгүй. Энэ сул талгүйгээр таталцлын харьцангуй онолыг голчлон Эйнштейн (1915 оны эцэс гэхэд томъёолсон) бүтээж, харьцангуйн ерөнхий онол (GR) гэж нэрлэжээ.

Хоёр дахь удаагаа эрдэмтэд 1916 онд Германы одон орон судлаач Карл Шварцшильд харьцангуйн ерөнхий онолын тэгшитгэлийн анхны шийдлийг олж авах үед хар нүхтэй "мөргөлсөн". Их хэмжээний цэгийн эргэн тойрон дахь хоосон орон зай нь түүнээс rg зайд онцгой шинж чанартай болох нь тогтоогдсон; ийм учраас r g хэмжигдэхүүнийг ихэвчлэн "Шварцшильдын радиус" гэж нэрлэдэг ба харгалзах гадаргууг (үйл явдлын давхрага) Шварцшильдын гадаргуу гэж нэрлэдэг. Дараагийн хагас зуунд онолчдын хүчин чармайлтаар Шварцшильд уусмалын олон гайхалтай шинж чанаруудыг тодруулсан боловч хар нүхийг бодит судалгааны объект гэж хараахан авч үзээгүй байна.

1930-аад онд квант механик бүтээж, нейтроныг нээсний дараа физикчид ердийн оддын хувьслын бүтээгдэхүүн болох авсаархан биетүүд (цагаан одой ба нейтрон одод) үүсэх боломжийг судалж байсан нь үнэн. Оддын дотоод хэсэгт цөмийн түлш дууссаны дараа түүний цөм нь агшиж жижиг бөгөөд маш нягт цагаан одой, эсвэл бүр нягт, маш жижигхэн нейтрон од болон хувирдаг болохыг тооцоолсон.

1934 онд АНУ-д ажиллаж байсан Европын одон орон судлаач Фриц Цвики, Уолтер Бааде нар суперновагийн дэлбэрэлт нь одны цөм гамшигт шахагдсаны улмаас үүссэн одны дэлбэрэлтийн маш онцгой төрөл юм гэсэн таамаглал дэвшүүлжээ. Одны сүйрлийг ажиглах боломжийн тухай санаа ингэж анх үүссэн юм. Бааде, Цвики нар суперновагийн дэлбэрэлтийн үр дүнд нейтроноос бүрдэх хэт нягт доройтсон од үүсдэг гэж үзсэн. Тооцооллоос харахад ийм объектууд үнэхээр төрж, тогтвортой байж болно, гэхдээ зөвхөн одны дунд зэргийн анхны масстай байж болно. Гэвч хэрэв одны масс нь нарны гурван массаас хэтэрсэн бол түүний сүйрлийн сүйрлийг юу ч зогсоож чадахгүй.

1939 онд Америкийн физикч Роберт Оппенхаймер, Хартланд Снайдер нар асар том одны цөм зогсолтгүй сүйрч туйлын жижиг биет болон хувирах ёстой гэсэн дүгнэлтийг баталж, эргэн тойрон дахь орон зайн шинж чанаруудыг (хэрэв эргэдэггүй бол) Шварцшилдын уусмалаар тодорхойлсон байдаг. . Өөрөөр хэлбэл, асар том одны цөм хувьслынхаа төгсгөлд хурдацтай агшиж, үйл явдлын тэнгэрийн хаяанд орж, хар нүх болох ёстой. Гэхдээ ийм объект (тэдний хэлснээр "нурсан" эсвэл "хөлдөөсөн од") цахилгаан соронзон долгион ялгаруулдаггүй тул одон орон судлаачид үүнийг сансарт илрүүлэх нь үнэхээр хэцүү гэдгийг ойлгосон тул удаан хугацаанд хайж эхлээгүй байна. цаг.

Аливаа мэдээллийн хэрэгсэл үйл явдлын давхрагаас гарах боломжгүй тул хар нүхний дотоод хэсэг нь бусад ертөнцтэй учир шалтгааны холбоогүй тул хар нүхний дотор болж буй физик процессууд нь түүний гаднах үйл явцад нөлөөлж чадахгүй. Үүний зэрэгцээ гаднаас хар нүх рүү унаж буй бодис, цацраг нь тэнгэрийн хаяанд чөлөөтэй нэвтэрдэг. Хар нүх бүх зүйлийг шингээж аваад юу ч гаргадаггүй гэж хэлж болно. Ийм учраас 1967 онд Америкийн физикч Жон Арчибалд Уилерын санал болгосон "хар нүх" гэсэн нэр томъёо гарч ирэв.

2. Хар нүх үүсэх

Хар нүх үүсэх хамгийн ойлгомжтой арга бол асар том одны цөм нурах явдал юм. Оддын дотоод хэсэгт цөмийн түлшний нөөц шавхагдах хүртэл термоядролын урвалын (устөрөгчийг гелий, дараа нь нүүрстөрөгч болгон хувиргах гэх мэт, хамгийн их масстай оддын төмрөөр хувиргах) улмаас түүний тэнцвэрт байдал хадгалагдана. Энэ тохиолдолд ялгарах дулаан нь одноос гарах энергийн алдагдлыг цацраг болон одны салхиар нөхдөг. Термоядролын урвалыг дэмждэг өндөр даралтодны гэдэс дотор, өөрийн таталцлын нөлөөн дор шахагдахаас сэргийлдэг. Гэвч цаг хугацаа өнгөрөх тусам цөмийн түлш шавхагдаж, од багасаж эхэлдэг.

Одны цөм нь хамгийн хурдан багасаж, хүчтэй халж (түүний таталцлын энерги нь дулаан болж хувирдаг), түүнийг тойрсон бүрхүүлийг халаадаг. Үүний үр дүнд од нь аажмаар тэлж буй гаригийн мананцар эсвэл сүйрлийн улмаас хаягдсан суперновагийн бүрхүүл хэлбэрээр гаднах давхаргуудаа алддаг. Мөн нурж буй цөмийн хувь заяа түүний массаас хамаарна. Тооцоолол нь хэрэв одны цөмийн масс нь нарны гурван массаас хэтрэхгүй бол "таталцлын эсрэг тулалдаанд ялна": түүний шахалтыг доройтсон бодисын даралт зогсоож, од цагаан одой эсвэл нейтрон болж хувирна. од. Харин одны цөмийн масс гурваас илүү нарны масстай бол түүний сүйрлийн сүйрлийг юу ч зогсоож чадахгүй бөгөөд энэ нь үйл явдлын тэнгэрийн хаяанд хурдан орж, хар нүх болж хувирна. r g-ийн томъёоноос харахад нарны 3 масстай хар нүхний таталцлын радиус нь 8,8 км байна.

Одон орон судлалын ажиглалтууд эдгээр тооцоололтой сайн тохирч байна: хар нүхний шинж чанарыг харуулдаг хоёртын оддын системийн бүх бүрэлдэхүүн хэсгүүд (2005 онд 20 орчим мэдэгдэж байсан), нарны масс 4-16 хүртэл байдаг. Оддын хувьслын онол нь 100 тэрбум орчим од агуулсан манай Галактикийн оршин тогтнох 12 тэрбум жилийн хугацаанд тэдгээрийн хамгийн том нь задран унасны үр дүнд хэдэн арван сая хар нүх үүссэн байх ёстойг харуулж байна. Үүнээс гадна маш том масстай хар нүхнүүд (саяас хэдэн тэрбум нарны масс хүртэл) том галактикийн цөмд, тэр дундаа манайхаас олдож болно. Эдгээр аварга хар нүхнүүд үүсэх зам нь бүрэн тодорхойгүй байгаа ч одон орны ажиглалт үүнийг нотолж байна.

Хэрэв бидний эрин үед хар нүх үүсэхэд шаардлагатай бодисын өндөр нягтрал нь зөвхөн асар том оддын нурж буй цөмд бий болдог байсан бол алс холын өнгөрсөнд, Их тэсрэлтийн дараахан орчлон ертөнцийн тэлэлт 14 орчим онд эхэлсэн. тэрбум жилийн өмнө материйн өндөр нягтрал хаа сайгүй байсан ... Иймээс тухайн эрин үеийн нягтын жижиг хэлбэлзэл нь ямар ч масстай, тэр дундаа жижиг хэмжээтэй хар нүхнүүд үүсэхэд хүргэж болзошгүй юм. Гэвч тэдгээрийн хамгийн жижиг нь квант нөлөөллөөс болж ууршиж, цацраг, бөөмийн урсгал хэлбэрээр массаа алдаж байв. 10 12 кг-аас дээш жинтэй "анхны хар нүхнүүд" өнөөг хүртэл оршин тогтнож чадсан. Тэдгээрийн хамгийн жижиг нь 10 12 кг жинтэй (жижиг астероид шиг) ойролцоогоор 10-15 м хэмжээтэй (протон эсвэл нейтрон гэх мэт) байх ёстой.

Эцэст нь, хурдан энгийн бөөмсийн харилцан мөргөлдөх үед микроскопийн хар нүх үүсэх таамаглал бий. Энэ бол материйн бүтцийн тухай одоо өрсөлдөж буй физик онолуудын нэг болох мөрний онолын таамаглалуудын нэг юм. Мөрний онол нь орон зай нь гурваас илүү хэмжээстэй гэж таамаглаж байна. Таталцал нь бусад хүчнээс ялгаатай нь эдгээр бүх хэмжигдэхүүнээр тархах ёстой бөгөөд ингэснээр богино зайд ихээхэн нэмэгддэг. Хоёр бөөмс (протон гэх мэт) хүчтэй мөргөлдөхөд тэдгээр нь хангалттай хэмжээгээр агшиж, бичил хар нүх үүсгэдэг. Үүний дараа энэ нь бараг тэр даруй нурах болно ("уурших"), гэхдээ энэ үйл явцыг ажиглах нь физикийн хувьд ихээхэн сонирхол татдаг, учир нь уурших үед нүх нь байгальд байгаа бүх төрлийн бөөмсийг ялгаруулдаг. Хэрэв утаснуудын онолын таамаглал зөв бол ийм хар нүх үүсэх нь сансар огторгуйн цацрагийн эрч хүчтэй бөөмсийг дэлхийн агаар мандлын атомуудтай мөргөлдөх үед, мөн энгийн бөөмсийн хамгийн хүчирхэг хурдасгагчд ч тохиолдож болно.

3. Хар нүхний шинж чанарууд

Хар нүхний ойролцоо таталцлын талбайн хүч маш их байдаг тул тэнд явагдаж буй физик процессуудыг зөвхөн таталцлын харьцангуй онолын тусламжтайгаар л тайлбарлах боломжтой. Харьцангуйн ерөнхий онолын дагуу орон зай, цаг хугацаа нь асар том биетүүдийн таталцлын талбайн нөлөөгөөр муруй бөгөөд хамгийн их муруйлт нь хар нүхний ойролцоо үүсдэг. Физикчид цаг хугацаа, орон зайн интервалын тухай ярихдаа ямар нэгэн физик цаг, захирагчаас уншсан тоог хэлдэг. Жишээлбэл, тодорхой чичиргээний давтамжтай молекул нь цагны үүрэг гүйцэтгэдэг бөгөөд хоёр үйл явдлын хоорондох тоог "цаг хугацааны интервал" гэж нэрлэж болно.

Таталцал бүх физик системд адилхан үйлчлэх нь чухал: цаг хугацаа удааширч байгааг бүх цаг, бүх захирагчид хар нүхний ойролцоо орон зай сунаж байгааг харуулдаг. Энэ нь хар нүх өөрийн эргэн тойрон дахь орон зай, цаг хугацааны геометрийг нугалж байна гэсэн үг юм. Хар нүхнээс алслагдсан энэ муруйлт нь жижиг боловч түүний ойролцоо гэрлийн цацрагууд тойрог хэлбэрээр хөдөлж чаддаг. Хар нүхнээс алслагдмал түүний таталцлын талбайг Ньютоны онолоор яг ижил масстай биет гэж тодорхойлсон боловч хар нүхний ойролцоо таталцал Ньютоны онолын таамаглаж байснаас хамаагүй хүчтэй болдог.

Хэрэв одыг хар нүх болон хувирах үед нь дурангаар ажиглах боломжтой байсан бол эхлээд од хэрхэн хурдан, хурдан агшиж байгааг харах байсан ч гадаргуу нь таталцлын радиус руу ойртох тусам шахалт нь . бүрэн зогсох хүртэл удааширч эхэлнэ. Энэ тохиолдолд одноос ирж буй гэрэл суларч, эцэст нь унтартал улайна. Учир нь таталцлын хүчийг даван туулахын тулд фотонууд эрчим хүчээ алдаж, бидэнд хүрэхэд илүү их цаг зарцуулдаг. Одны гадаргуу таталцлын радиусд хүрэх үед түүнийг орхиж буй гэрэл нь ямар ч ажиглагч, тэр ч байтугай одтой харьцангуй ойрхон байрладаг (мөн энэ тохиолдолд фотонууд эрчим хүчээ бүрэн алддаг) хүртэл хязгааргүй хугацаа шаардагдана. Тиймээс бид энэ мөчийг хэзээ ч хүлээхгүй бөгөөд үүнээс гадна үйл явдлын тэнгэрийн дор одтой юу болж байгааг харахгүй, гэхдээ онолын хувьд энэ үйл явцыг судалж болно.

Идеалжуулсан бөмбөрцөг сүйрлийн тооцоо нь үйл явдлын давхрагын дор байгаа бодис богино хугацаанд нягтрал ба таталцлын хязгааргүй том утгыг олж авах цэг хүртэл агшиж байгааг харуулж байна. Энэ цэгийг "онцгой байдал" гэж нэрлэдэг. Түүгээр ч зогсохгүй, математикийн шинжилгээ нь хэрэв үйл явдлын давхрагад үүссэн бол бөмбөрцөг бус нуралт ч гэсэн онцгой байдалд хүргэдэг болохыг харуулж байна. Гэсэн хэдий ч харьцангуйн ерөнхий онолыг маш жижиг орон зайн хэмжүүрүүдэд ашиглах боломжтой тохиолдолд л энэ бүхэн үнэн бөгөөд энэ нь тодорхойгүй байна. Бичил ертөнцөд квант хууль үйлчилдэг бөгөөд таталцлын квант онол хараахан бүтээгдээгүй байна. Квантын нөлөөлөл нь одыг хар нүх рүү сүйрүүлэхийг зогсоож чадахгүй нь ойлгомжтой, гэхдээ тэдгээр нь онцгой байдлын харагдахаас сэргийлж чадна.

Бодис ба орон зай-цаг хугацааны үндсэн шинж чанарыг судлахдаа физикчид таталцлын далд шинж чанар нь хар нүхний ойролцоо илэрдэг тул хар нүхийг судлах нь хамгийн чухал чиглэлүүдийн нэг гэж үздэг. Таталцлын сул талбар дахь бодис ба цацрагийн үйл ажиллагааны талаар таталцлын янз бүрийн онолууд бараг ялгагдахын аргагүй таамаглал өгдөг боловч хар нүхний онцлог шинж чанартай хүчтэй талбаруудад янз бүрийн онолын таамаглал эрс ялгаатай байдаг нь тэдгээрийн хамгийн сайныг нь тодорхойлох түлхүүр болдог. Хамгийн алдартай таталцлын онол болох Эйнштейний харьцангуйн ерөнхий онолын хүрээнд хар нүхний шинж чанарыг маш нарийн судалсан. Хамгийн чухал зарим нь:

1) Хар нүхний ойролцоо цаг хугацаа түүнээс хол байхаас илүү удаан урсдаг. Алсын ажиглагч хар нүх рүү гэрэлтсэн дэнлүү шидвэл тэр дэнлүү хэрхэн хурдан, хурдан унахыг харах болно, гэхдээ Шварцшильд гадаргуу руу ойртох тусам удааширч, гэрэл нь бүдгэрч, улайх болно. түүний бүх атом ба молекулуудын чичиргээний хурд). Алсын ажиглагчийн үүднээс авч үзвэл дэнлүү бараг зогсч, үл үзэгдэх бөгөөд хар нүхний гадаргууг огтолж чадахгүй. Гэхдээ хэрэв ажиглагч өөрөө дэнлүүгээ тэнд үсэрвэл богино хугацаанд тэрээр Шварцшильдын гадаргууг гатлан ​​хар нүхний төв рүү унаж, янз бүрийн зайд таталцлын зөрүүгээс үүссэн хүчтэй түрлэгийн таталцлын хүчээр тасарна. төвөөс.

2) Анхны бие хичнээн төвөгтэй байсан ч хар нүхэнд шахагдсаны дараа гадны ажиглагч зөвхөн нийт масс, өнцгийн импульс (эргэлттэй холбоотой) ба цахилгаан цэнэг гэсэн гурван параметрийг тодорхойлж чадна. Биеийн бусад бүх шинж чанарууд (хэлбэр, нягтралын тархалт, химийн найрлага гэх мэт) нурах үед "арчигддаг". Гадны ажиглагчийн хувьд хар нүхний бүтэц маш энгийн харагддаг нь Жон Уилер "Хар нүхэнд үс байдаггүй" гэсэн хошигнол хэлсэн байдаг.

Секундын багахан хэсэгт (алсын ажиглагчийн цагийн дагуу) од хар нүхэнд унах үед анхны жигд бус байдалтай холбоотой бүх гадаад шинж чанарууд нь таталцлын болон цахилгаан соронзон долгион хэлбэрээр ялгардаг. Үүссэн суурин хар нүх нь нийт масс, өнцгийн импульс (эргэлттэй холбоотой) болон цахилгаан цэнэгээс бусад гурван хэмжигдэхүүнээс бусад анхны одны талаарх бүх мэдээллийг "мартдаг". Хар нүхийг судалснаар анхны од нь матери эсвэл эсрэг бодисоос бүрдсэн эсэх, сунасан эсвэл хавтгайрсан эсэх гэх мэтийг мэдэх боломжгүй болсон. Бодит астрофизикийн нөхцөлд цэнэгтэй хар нүх нь од хоорондын орчноос эсрэг тэмдгийн бөөмсийг татах ба түүний цэнэг хурдан тэг болно. Үлдсэн хөдөлгөөнгүй объект нь зөвхөн массаар тодорхойлогддог эргэдэггүй "Шварцшильдын хар нүх" эсвэл масс болон өнцгийн импульсээр тодорхойлогддог эргэдэг "Керр хар нүх" байх болно.

3) Хэрэв анхны бие нь эргэлдсэн бол хар нүхний эргэн тойронд таталцлын талбар "хуйлгасан" хэвээр үлдэж, хөрш зэргэлдээх бүх биетүүдийг татан оруулдаг. эргэлтийн хөдөлгөөнтүүний эргэн тойронд. Эргэдэг хар нүхний таталцлын талбайг Керрийн талбар гэж нэрлэдэг (математикч Рой Керр 1963 онд харгалзах тэгшитгэлийн шийдлийг олсон). Энэ нөлөө нь зөвхөн хар нүхэнд төдийгүй эргэдэг аливаа биет, тэр байтугай Дэлхийд ч тохиолддог. Энэ шалтгааны улмаас дээр нийтэлсэн хиймэл дагуулДэлхийн чөлөөтэй эргэдэг гироскоп нь алс холын ододтой харьцуулахад удаан эргэлтийг мэдэрдэг. Дэлхийн ойролцоо энэ нөлөө бараг мэдэгдэхүйц биш боловч хар нүхний ойролцоо энэ нь илүү тод харагдаж байна: гироскопын прецессийн хурд нь өөрөө харагдахгүй ч хар нүхний өнцгийн импульсийг хэмжихэд ашиглаж болно.

Хар нүхний тэнгэрийн хаяанд ойртох тусам "хуйлгарлын талбар"-д чирэх нөлөө улам хүчтэй болдог. Тэнгэрийн хаяанд хүрэхээсээ өмнө бид гадаргуу дээр байгаа бөгөөд тэнд татагдах хүч нь маш хүчтэй болж, алс холын ододтой харьцуулахад ямар ч ажиглагч хөдөлгөөнгүй (өөрөөр хэлбэл "статик") байж чадахгүй. Энэ гадаргуу дээр (статик хязгаар гэж нэрлэдэг) болон дотор нь бүх объектууд хар нүхний эргэн тойронд нүх өөрөө эргэлддэг ижил чиглэлд эргэх ёстой. Түүний тийрэлтэт хөдөлгүүрийн хүч хэр их хөгжсөнөөс үл хамааран статик хязгаарт байгаа ажиглагч алс холын одтой харьцуулахад эргэлтийн хөдөлгөөнөө хэзээ ч зогсоож чадахгүй.

Хөдөлгөөнгүй байдлын хязгаар нь тэнгэрийн хаяанаас гадна хаа сайгүй оршдог бөгөөд зөвхөн хар нүхний эргэлтийн тэнхлэгтэй огтлолцдог хоёр цэгт хүрдэг. Тэнгэрийн хаяа ба статик хязгаарын хооронд байрлах орон зай-цаг хугацааны мужийг эргосфер гэж нэрлэдэг. Эргосферт баригдсан объект гадагшаа зугтаж чаддаг. Тиймээс хар нүх "бүх зүйлийг идэж, юуг ч орхихгүй" боловч түүний болон сансар огторгуйн хооронд энерги солилцох боломжтой. Жишээлбэл, эргосферээр нисч буй тоосонцор эсвэл квантууд нь түүний эргэлтийн энергийг гадагшлуулж чаддаг.

4) Хар нүхний үйл явдлын давхрагын доторх бүх бодис түүний төв рүү унаж, хязгааргүй өндөр нягтралтай өвөрмөц байдлыг бий болгоно. Английн физикч Стивен Хокинг "Онцгой байдлыг" "Орон зай, цаг хугацааны сонгодог ойлголт, физикийн бүх мэдэгдэж буй хуулиудын нэгэн адил устаж үгүй ​​болох газар" гэж тодорхойлсон байдаг.

5) Үүнээс гадна, С.Хокинг хар нүхний аяндаа квант "уурших" маш удаан явагдах боломжийг нээжээ. 1974 онд тэрээр хар нүхнүүд (зөвхөн эргэлдээд зогсохгүй аливаа) бодис, цацраг ялгаруулж чаддаг гэдгийг нотолсон боловч энэ нь нүхний масс өөрөө харьцангуй бага байх үед л мэдэгдэхүйц байх болно. Хар нүхний ойролцоох хүчтэй таталцлын орон нь бөөмс-эсрэг бөөмийн хосыг үүсгэх ёстой. Хос бүрийн нэг ширхэг нь нүхэнд шингэж, хоёр дахь нь гаднаас ялгардаг. Жишээлбэл, 10 12 кг жинтэй хар нүх нь маш хатуу гамма квант, бөөмс ялгаруулдаг 10 11 К температуртай биетэй адил байх ёстой. Хар нүхний "ууршилт" гэсэн санаа нь тэдгээрийг цацраг ялгаруулах чадваргүй биет гэж үздэг сонгодог ойлголттой бүрэн зөрчилддөг.

4. Хар нүхийг хайх

Харьцангуйн ерөнхий онолын хүрээнд хийсэн тооцоолол нь зөвхөн хар нүх оршин тогтнох боломжийг л харуулж байгаа боловч бодит ертөнцөд байгаа эсэхийг ямар ч байдлаар нотлохгүй, хар нүх нээсэн нь физикийн хөгжилд чухал алхам болно. Сансар огторгуйд тусгаарлагдсан хар нүхийг олох нь үнэхээр хэцүү байдаг: та сансар огторгуйн хар өнгийн дэвсгэр дээр жижиг харанхуй объектыг олж харах хэрэгтэй. Гэхдээ хар нүхийг хүрээлэн буй одон орны биетүүдтэй харьцах, тэдэнд үзүүлэх өвөрмөц нөлөөгөөр илрүүлэх найдвар бий.

Хар нүхний хамгийн чухал шинж чанаруудыг (асар том, нягтрал, үл үзэгдэх байдал) харгалзан одон орон судлаачид аажмаар эрэл хайгуул хийх стратеги боловсруулжээ. Хар нүхийг илрүүлэх хамгийн хялбар арга бол түүний хүрээлэн буй бодистой, жишээлбэл, ойролцоох ододтой таталцлын харилцан үйлчлэл юм. Хоёртын оддын дунд үл үзэгдэх асар том хиймэл дагуулуудыг илрүүлэх оролдлого амжилтгүй болсон. Гэвч рентген телескопыг тойрог замд оруулсны дараа хар нүхнүүд ойр орчмын хоёртын системд идэвхтэй илэрч, ойролцоох одноос бодис авч, түүнийг шингээж, хэдэн сая градусын температурт халааж, эх үүсвэр болгодог нь тогтоогджээ. богино хугацаанд рентген туяа.

Хоёртын системд ердийн одтой хосолсон хар нүх нь нийтлэг массын төвийг тойрон эргэдэг тул Доплер эффектийг ашиглан одны хурдыг хэмжиж, түүний үл үзэгдэх хамтрагчийн массыг тодорхойлох боломжтой. Одон орон судлаачид үл үзэгдэх хамтрагчийн масс нь нарны массаас 3 дахин их, авсаархан объектын эргэн тойронд эргэлдэж буй бодисын үйл ажиллагааны онцлог шинж тэмдгүүд, жишээлбэл, урсгалын гэрэлтэлтийн маш хурдан хэлбэлзэл ажиглагддаг хэдэн арван хоёртын системийг аль хэдийн тодорхойлсон байдаг. үл үзэгдэх биеийг тойрон хурдан эргэлддэг халуун хий.

Рентген хоёртын V404 Cygnus нь ялангуяа ирээдүйтэй гэж тооцогддог бөгөөд үл үзэгдэх бүрэлдэхүүн хэсгийн масс нь 6 нарны массаас багагүй гэж тооцогддог. Бусад хар нүхний нэр дэвшигчид нь Cygnus X-1, LMC X-3, V616 Unicorn, QZ Chanterelles, мөн рентген туяа Ophiuchus 1977, Fly 1981, Scorpio 1994 зэрэг хоёртын системээс олддог. Бараг бүгд манай дотор байрладаг. Галактик ба LMC X-3 систем нь ойролцоох Том Магелланы үүл галактикт байдаг.

Хар нүх хайх өөр нэг чиглэл бол галактикийн цөмийг судлах явдал юм. Тэдгээрт асар их хэмжээний бодис хуримтлагдаж, нягтардаг, одод мөргөлдөж, нэгддэг тул тэнд нарнаас хэдэн сая дахин том асар том хар нүхнүүд үүсч болно. Тэд эргэн тойрон дахь оддыг өөртөө татаж, галактикийн төвд хурц тод байдлын оргилыг бий болгодог. Тэд ойролцоо нисч буй оддыг устгадаг бөгөөд тэдгээр нь хар нүхний эргэн тойронд хуримтлагдах диск үүсгэдэг бөгөөд дискний тэнхлэгийн дагуу хурдан тийрэлтэт болон бөөмсийн урсгал хэлбэрээр хэсэгчлэн гадагшилдаг. Энэ бол таамаг дэвшүүлсэн онол биш, харин зарим галактикийн цөмд бодитоор ажиглагдаж буй үйл явц бөгөөд тэдгээрт хэдэн тэрбум хүртэл нарны масстай хар нүх байгааг харуулж байна. В сүүлийн үедМанай Галактикийн төвд 2.5 сая орчим нарны масстай хар нүх байдаг гэсэн маш баттай нотолгоог олж авлаа.

Орчлон ертөнц дэх энерги ялгарах хамгийн хүчирхэг үйл явц нь хар нүхнүүдийн оролцоотойгоор явагддаг байх магадлалтай. Тэдгээрийг квазаруудын цөм дэх үйл ажиллагааны эх үүсвэр гэж үздэг - залуу асар том галактикууд. Астрофизикчдийн үзэж байгаагаар энэ нь тэдний төрөлт нь гамма цацрагийн тэсрэлт хэлбэрээр илэрдэг орчлон ертөнцийн хамгийн хүчтэй дэлбэрэлтээр тэмдэглэгдсэн байдаг.

5. Хар нүхний термодинамик ба ууршилт

Хар нүхийг туйлын шингээгч биет гэдэг ойлголтыг 1975 онд С.Хокинг зассан. Хар нүхний ойролцоох квант талбайн үйл ажиллагааг судлахдаа тэрээр хар нүх нь огторгуйд бөөмсийг заавал цацруулж, улмаар массаа алддаг гэж таамагласан. Энэ нөлөөг Хокингийн цацраг (ууршилт) гэж нэрлэдэг. Энгийнээр хэлэхэд таталцлын орон нь вакуумыг туйлшруулдаг бөгөөд үүний үр дүнд зөвхөн виртуал төдийгүй бодит бөөмс-эсрэг бөөмс үүсэх боломжтой. Үйл явдлын тэнгэрийн хаяанаас арай доогуур байсан бөөмсийн нэг нь хар нүх рүү унаж, нөгөө нь тэнгэрийн хаяанд яг дээгүүрх нь болж, энергийг (өөрөөр хэлбэл, нэг хэсэг нь) нисэн одов. масс) хар нүхний. Хар нүхний цацрагийн хүч нь

Цацрагийн найрлага нь хар нүхний хэмжээнээс хамаардаг: том хар нүхнүүдийн хувьд эдгээр нь голчлон фотон ба нейтрино бөгөөд хөнгөн хар нүхний спектрт хүнд бөөмсүүд орж эхэлдэг. Массгүй талбайн хувьд Хокингийн цацрагийн спектр нь туйлын хар биений цацрагтай яг таарч байсан нь хар нүхний температурыг тогтоох боломжтой болсон.

,

Энд бууруулсан Планкийн тогтмол, c - гэрлийн хурд, k - Больцманы тогтмол, G - таталцлын тогтмол, M - хар нүхний масс.

Үүний үндсэн дээр хар нүхний термодинамикийг бүтээсэн бөгөөд үүнд хар нүхний энтропийн гол ойлголт нь түүний үйл явдлын давхрагын талбайтай пропорциональ болж хувирав.

Энд А нь үйл явдлын давхрагын хэсэг юм.

Хар нүхний ууршилт их байх тусам хэмжээ нь бага байдаг. Оддын (тэр ч байтугай галактикийн) масштабын хар нүхнүүдийн ууршилтыг үл тоомсорлож болох боловч анхдагч, ялангуяа квант хар нүхний хувьд ууршилтын үйл явц гол үүрэг гүйцэтгэдэг.

Ууршилтын улмаас бүх хар нүхнүүд массаа алдаж, тэдний амьдрах хугацаа хязгаарлагдмал болж хувирдаг.

.

Энэ тохиолдолд ууршилтын эрч хүч нь нуранги шиг ургадаг, мөн Эцсийн шатхувьсал нь дэлбэрэлтийн шинж чанартай, жишээлбэл, 1000 тонн жинтэй хар нүх 84 секундын дотор ууршиж, дунджаар арван сая орчим атомын бөмбөг дэлбэрсэнтэй тэнцэх энерги ялгаруулна.

Үүний зэрэгцээ, орчлон ертөнцийн хөгжлийн өнөөгийн үе шатанд температур нь орчлон ертөнцийн реликт цацрагийн температураас (2.7 К) доогуур байдаг том хар нүхнүүд зөвхөн ургах боломжтой, учир нь тэдгээрээс ялгарах цацраг туяа. шингээгдсэнээс бага энергитэй байдаг. Орчлон ертөнц тэлэлтийн үр дүнд CMB-ийн фотоны хий хөргөх хүртэл энэ үйл явц үргэлжилнэ.

Таталцлын квант онолгүйгээр хар нүхнүүд микроскоп (квант) болж хувирах ууршилтын эцсийн шатыг тайлбарлах боломжгүй юм. Зарим онолын дагуу ууршилтын дараа "үнс" - хамгийн бага Планкийн хар нүх байх ёстой.

6. Хар нүхэнд унах

Шварцшильдын хар нүх рүү унах нь ямар байх ёстойг төсөөлөөд үз дээ. Таталцлын хүчний нөлөөн дор чөлөөтэй унасан бие жингүйдлийн байдалд байна. Унаж буй бие нь радиаль чиглэлд биеийг сунгаж, тангенциал чиглэлд шахах түрлэгийн хүчний үйлчлэлийг мэдрэх болно. Эдгээр хүчний хэмжээ нэмэгдэж, хязгааргүй болох хандлагатай байдаг. Хэзээ нэгэн цагт бие нь үйл явдлын тэнгэрийн хаяаг гатлах болно. Биетэй хамт унасан ажиглагчийн үүднээс энэ мөчийг юугаар ч тодотгохгүй, харин одоо буцах зүйл алга. Бие нь хоолойд байрладаг (түүний радиус нь биеийг байрлах цэг дээр байдаг) маш хурдан агшиж, эцсийн нурах мөч хүртэл түүнээс нисэх боломжгүй болсон (энэ бол онцгой байдал) , тэр ч байтугай гэрлийн хурдаар хөдөлдөг.

Бие хар нүхэнд унах үйл явцыг алс холын ажиглагчийн үүднээс авч үзье. Жишээлбэл, бие нь гэрэлтэж, үүнээс гадна тодорхой давтамжтайгаар дохио илгээдэг. Эхлээд алсын ажиглагч бие нь чөлөөт уналтын явцад төв рүү чиглэсэн таталцлын нөлөөн дор аажмаар хурдасч байгааг харах болно. Биеийн өнгө өөрчлөгддөггүй, илрүүлсэн дохионы давтамж бараг тогтмол байдаг. Гэсэн хэдий ч бие нь үйл явдлын тэнгэрийн хаяанд ойртож эхлэхэд биеэс ирж буй фотонууд таталцлын улаан шилжилтийг улам ихээр мэдрэх болно. Нэмж дурдахад, таталцлын талбайн улмаас алс холын ажиглагчийн үүднээс бүх физик процессууд таталцлын цаг хугацааны тэлэлтээс удаан, удаан явагдах болно: r радиаль координат дээр эргэлдэхгүйгээр () тогтсон цаг нь цаг хугацааныхаас удаан явагдана. хязгааргүй алслагдсан нэг нэг удаа. Хэт хавтгай хэлбэртэй бие нь үйл явдлын тэнгэрийн хаяанд дөхөх тусам удааширч, эцэст нь бараг зогсох болно. Дохионы давтамж огцом буурах болно. Бие махбодоос ялгарах гэрлийн долгионы урт хурдацтай өсөх тул гэрэл нь хурдан радио долгион болж, дараа нь бага давтамжийн цахилгаан соронзон хэлбэлзэл болж хувирах бөгөөд үүнийг засах боломжгүй болно. Ажиглагч бие нь үйл явдлын тэнгэрийн хаяаг огтолж байгааг хэзээ ч харахгүй бөгөөд энэ утгаараа хар нүхэнд унах нь хязгааргүй үргэлжлэх болно. Гэсэн хэдий ч алсын ажиглагч унасан биед нөлөөлөх боломжгүй болох мөч бий. Энэ биеийн араас илгээсэн гэрлийн туяа түүнийг хэзээ ч гүйцэхгүй, эсвэл тэнгэрийн хаяанаас цааш гүйцэх болно. Үүнээс гадна, бие болон үйл явдлын давхрагын хоорондох зай, түүнчлэн хавтгайрсан биеийн "зузаан" (гадны ажиглагчийн үүднээс) Планкийн урт ба (математикийн үүднээс авч үзвэл) хурдан хүрэх болно. ) цаашид буурах болно. Жинхэнэ физик ажиглагчийн хувьд (Планкийн алдаатай хэмжилт хийх) энэ нь хар нүхний масс унасан биеийн массаар нэмэгдэхтэй тэнцүү бөгөөд энэ нь үйл явдлын давхрагын радиус нэмэгдэж, Унаж буй бие нь тодорхой хугацааны дараа үйл явдлын тэнгэрийн хаяанд "дотор" байх болно.

Таталцлын нуралтын үйл явц нь алсын ажиглагчийн хувьд ижил төстэй харагдах болно. Эхлээд матери төв рүү гүйх боловч үйл явдлын тэнгэрийн хаяанд ойртож огцом удааширч, цацраг нь радио мужид орж, үүний үр дүнд алсын ажиглагч од унтарсныг харах болно.

7. Хар нүхний төрлүүд

A) Маш том хар нүхнүүд

Орчин үеийн үзэл баримтлалын дагуу хэт том хар нүхнүүд ихэнх галактикуудын цөмийг бүрдүүлдэг. Тэдний дунд манай галактикийн цөм дэх асар том хар нүх байдаг - Sagittarius A *.

Одоогийн байдлаар оддын болон галактикийн масштабын хар нүхнүүд байгаа нь одон орны ажиглалтаар найдвартай нотлогдсон гэж ихэнх эрдэмтэд үзэж байна.

Америкийн одон орон судлаачид асар том хар нүхнүүдийн массыг дутуу үнэлж болохыг тогтоожээ. Судлаачид одоо ажиглагдаж байгаа шиг M87 галактик (Дэлхийгээс 50 сая гэрлийн жилийн зайд оршдог) оддыг хөдөлгөхийн тулд төв хар нүхний масс дор хаяж 6.4 тэрбум нарны масстай байх ёстойг тогтоожээ. , M87-ийн цөмийн одоогийн тооцооноос хоёр дахин их буюу 3 тэрбум нарны масс.

B) Анхдагч хар нүхнүүд

Анхдагч хар нүхнүүд одоогоор таамаглаж байна. Хэрэв орчлон ертөнцийн амьдралын эхний мөчүүдэд таталцлын талбайн нэгэн төрлийн байдал ба материйн нягтралаас хангалттай хазайлт байсан бол нуралтаар тэднээс хар нүх үүсч болно. Түүнээс гадна тэдний масс нь одны нуралт шиг доороос хязгаарлагдахгүй - тэдний масс нь нэлээд бага байж магадгүй юм. Анхдагч хар нүхнүүдийн нээлт нь хар нүхний ууршилтын үзэгдлийг судлах боломжуудтай холбоотойгоор онцгой анхаарал татаж байна.

C) Квантын хар нүхнүүд

Цөмийн урвалын үр дүнд квант хар нүх гэж нэрлэгддэг тогтвортой микроскопийн хар нүхнүүд үүсч болно гэж таамаглаж байна. Ийм объектын математик тайлбарын хувьд таталцлын квант онол хэрэгтэй. Гэсэн хэдий ч ерөнхий ойлголтоос харахад хар нүхний массын спектр нь салангид бөгөөд хамгийн бага хар нүх - Планкийн хар нүх байх магадлал өндөр байна. Түүний масс нь ойролцоогоор 10 −5 г, радиус - 10 −35 м.Планкийн хар нүхний Комптон долгионы урт нь магнитудын дарааллаар түүний таталцлын радиустай тэнцүү байна.

Дүгнэлт

Тиймээс бүх "элементар объект" -ийг энгийн бөөмс (тэдгээрийн долгионы урт нь таталцлын радиусаас их) болон хар нүх (долгионы урт нь таталцлын радиусаас бага) гэж хувааж болно. Планкийн хар нүх бол хил хязгаарын объект бөгөөд үүнээс та максимон нэрийг олох боломжтой бөгөөд энэ нь хамгийн хүнд энгийн бөөмс гэдгийг харуулж байна. Заримдаа үүнийг хэлэх өөр нэг нэр томъёо нь планкеон юм.

Хэдийгээр квант хар нүхнүүд байгаа ч тэдний амьдрах хугацаа маш богино байдаг тул тэдгээрийг шууд илрүүлэхэд ихээхэн бэрхшээлтэй байдаг.

Сүүлийн үед цөмийн урвалд хар нүх гарч ирсний нотлох баримтыг олох туршилтыг санал болгож байна. Гэсэн хэдий ч хурдасгуур дахь хар нүхийг шууд нийлэгжүүлэхэд 10 26 эВ-ийн хүрэх боломжгүй эрчим хүч шаардлагатай. Виртуал завсрын хар нүхнүүд хэт өндөр энергийн урвалд үүсч болох бололтой.

Ном зүй

1. Карпенков С.Х. Орчин үеийн байгалийн шинжлэх ухааны үзэл баримтлал, М, Высш. сургууль 2003 он

2.http: //nrc.edu.ru/est/pos/24.html

3.http: //www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/CHERNAYA_DIRA.html

« Шинжлэх ухааны уран зөгнөлт зохиол нь тустай байж болно - энэ нь төсөөллийг идэвхжүүлж, ирээдүйн айдсаас ангижруулдаг. Гэсэн хэдий ч шинжлэх ухааны баримтууд нь илүү гайхалтай байж болно. Шинжлэх ухааны зөгнөлт зохиол хэзээ ч хар нүх гэх мэт зүйлийн талаар бодож байгаагүй»
Стивен Хокинг

Хүний хувьд орчлон ертөнцийн гүнд тоо томшгүй олон нууц, нууцууд байдаг. Тэдний нэг нь хар нүхнүүд буюу хүн төрөлхтний хамгийн агуу оюун ухаанд хүртэл ойлгох боломжгүй объектууд юм. Олон зуун астрофизикчид хар нүхний мөн чанарыг илрүүлэхийг хичээж байгаа ч энэ үе шатанд бид практикт тэдгээр нь оршин байдгийг ч баталж чадаагүй байна.

Кино бүтээгчид киногоо тэдэнд зориулдаг бөгөөд жирийн хүмүүсийн дунд хар нүхнүүд ертөнцийн төгсгөл, үхэл ойртож буйтай адил шүтэн бишрэх үзэгдэл болжээ. Тэд айж, үзэн яддаг ч нэгэн зэрэг орчлон ертөнцийн эдгээр хачирхалтай хэлтэрхийнүүд дотроо нуугдаж байдаг үл мэдэгдэх зүйлийн өмнө шүтэн биширдэг. Зөвшөөрч байна, хар нүхэнд залгих нь романс хэвээр байна. Тэдний тусламжтайгаар энэ нь боломжтой бөгөөд тэд бидний хөтөч болж чадна.

Хар нүхний нэр хүндийг шар хэвлэлүүд ихэвчлэн таамагладаг. Хэт том хар нүхтэй дахин мөргөлдсөний улмаас дэлхийн төгсгөлийн тухай сонин хэвлэлээс гарчиг хайх нь асуудал биш юм. Хүн амын бичиг үсэг тайлагдаагүй хэсэг бүх зүйлд нухацтай хандаж, жинхэнэ үймээн самуунд автуулж байгаа нь үүнээс ч дор. Үүнийг тодруулахын тулд бид хар нүхний нээлтийн гарал үүслийн талаар аялж, энэ нь юу болох, түүнтэй хэрхэн холбогдохыг ойлгохыг хичээх болно.

Үл үзэгдэх одод

Орчин үеийн физикчид 20-р зууны эхэн үед Эйнштейн хүн төрөлхтөнд анхааралтай өгсөн харьцангуйн онолыг ашиглан манай Орчлон ертөнцийн бүтцийг дүрсэлсэн юм. Хар нүхнүүд нь үйл явдлын давхрагад бидний мэддэг бүх физикийн хуулиуд, тэр дундаа Эйнштейний онол ч ажиллахаа больсон хар нүхнүүд хамгийн нууцлаг юм. Гайхалтай биш гэж үү? Нэмж дурдахад хар нүх байдаг гэсэн таамаглалыг Эйнштейн өөрөө төрөхөөс нэлээд өмнө илэрхийлж байсан.

1783 онд Англид шинжлэх ухааны үйл ажиллагаа ихээхэн нэмэгдсэн. Тэр үед шинжлэх ухаан шашинтай мөр зэрэгцэн явж, тэд эвтэй найртай, эрдэмтдийг тэрс үзэлтэн гэж үзэхээ больсон. Түүнээс гадна тахилч нар шинжлэх ухааны судалгаа хийдэг байв. Бурханы эдгээр үйлчлэгчдийн нэг нь Английн пастор Жон Мишелл байсан бөгөөд тэрээр өөрөөсөө зөвхөн оршихуйн талаар төдийгүй шинжлэх ухааны асуудлуудыг асуудаг байв. Мишелл бол маш нэр хүндтэй эрдэмтэн байсан: эхэндээ тэрээр коллежийн нэгэнд математик, эртний хэл шинжлэлийн багш байсан бөгөөд үүний дараа хэд хэдэн нээлт хийснээр Лондонгийн Хатан хааны нийгэмлэгт элссэн.

Жон Мишелл газар хөдлөлт судлалын чиглэлээр ажилладаг байсан ч чөлөөт цагаараа мөнхийн болон сансар огторгуйн тухай бодох дуртай байв. Тиймээс тэрээр орчлон ертөнцийн хаа нэгтээ ийм хүчтэй таталцлын хүчтэй асар том биетүүд байж болох тул ийм биеийн таталцлын хүчийг даван туулахын тулд тэр хурдтай тэнцүү эсвэл түүнээс дээш хурдтай хөдөлж байх ёстой гэсэн санааг түүнд төрүүлсэн. гэрлийн. Хэрэв бид ийм онолыг үнэн гэж хүлээн зөвшөөрвөл гэрэл ч гэсэн сансар огторгуйн хоёр дахь хурдыг (хаягдсан биеийн таталцлыг даван туулахад шаардагдах хурд) хөгжүүлэх боломжгүй тул ийм бие нь нүцгэн нүдэнд үл үзэгдэх болно.

Мишелл шинэ онолоо "харанхуй одууд" гэж нэрлэсэн бөгөөд үүний зэрэгцээ ийм объектын массыг тооцоолохыг оролдсон. Тэрээр энэ талаар санал бодлоо илэрхийлжээ нээлттэй захидалЛондонгийн хааны нийгэмлэг. Харамсалтай нь тэр үед ийм судалгаа шинжлэх ухаанд онцгой ач холбогдол өгөхгүй байсан тул Мишэлийн захидлыг архивт илгээжээ. Хоёр зуун жилийн дараа буюу 20-р зууны хоёрдугаар хагаст үүнийг эртний номын санд нямбай хадгалагдаж байсан олон мянган бичлэгийн дундаас олох боломжтой байв.

Хар нүх байдгийн шинжлэх ухааны анхны үндэслэл

Эйнштейний Харьцангуйн ерөнхий онолыг гаргасны дараа математикч, физикчид Германы эрдэмтний танилцуулсан тэгшитгэлийн шийдлийг нухацтай авч үзсэн бөгөөд энэ нь бидэнд ертөнцийн бүтцийн талаар маш их зүйлийг хэлж өгөх ёстой байв. Германы одон орон судлаач, физикч Карл Шварцшильд 1916 онд мөн ийм зүйл хийхээр шийджээ.

Эрдэмтэн тооцооллынхоо тусламжтайгаар хар нүх оршин тогтнох боломжтой гэсэн дүгнэлтэд хүрчээ. Тэрээр мөн хожим "үйл явдлын тэнгэрийн хаяа" гэж нэрлэгдсэн романтик хэллэгийг анх тодорхойлсон бөгөөд хар нүхэн дэх орон зай-цаг хугацааны төсөөлөл хил хязгаарыг гаталж, түүнийг гаталж буцах аргагүй цэг бий болно. Үйл явдлын тэнгэрийн хаяанаас юу ч зугтахгүй, тэр ч байтугай гэрэл. Үйл явдлын давхрагаас цааш "ганц" гэж нэрлэгддэг зүйл тохиолдож, бидний мэддэг физикийн хуулиуд ажиллахаа болино.

Шварцшильд онолоо үргэлжлүүлэн хөгжүүлж, тэгшитгэлээ шийдэж байхдаа өөртөө болон дэлхийд хар нүхний шинэ нууцыг нээсэн. Тиймээс тэрээр зөвхөн цаасан дээр хар нүхний масс төвлөрсөн төвөөс үйл явдлын тэнгэрийн хаяа хүртэлх зайг тооцоолох боломжтой болсон. Шварцшильд энэ зайг таталцлын радиус гэж нэрлэсэн.

Шварцшильдын шийдлүүд математикийн хувьд туйлын зөв бөгөөд няцаах боломжгүй байсан ч 20-р зууны эхэн үеийн шинжлэх ухааны нийгэмлэг ийм цочирдмоор нээлтийг шууд хүлээн зөвшөөрч чадаагүй бөгөөд хар нүх байдаг нь уран зохиолын түвшинд бичигдсэн байв. улмаар харьцангуйн онолд илэрчээ. Дараагийн арван таван жилийн хугацаанд хар нүх байгаа эсэхийг судлах сансрын судалгаа удаан байсан бөгөөд Германы физикчийн онолыг баримтлагч цөөхөн хүмүүс л үүнд оролцсон.

Харанхуйг төрүүлдэг одод

Эйнштейний тэгшитгэлүүдийг тавиур дээр эрэмбэлсэний дараа Орчлон ертөнцийн бүтцийг ойлгохын тулд хийсэн дүгнэлтийг ашиглах цаг болжээ. Ялангуяа оддын хувьслын онолд. Манай ертөнцөд юу ч мөнх байдаггүй нь хэнд ч нууц биш. Одод хүртэл хүнээс урт ч гэсэн өөрийн гэсэн амьдралын мөчлөгтэй байдаг.

Оддын хувьслыг нухацтай сонирхож эхэлсэн анхны эрдэмтдийн нэг бол Энэтхэгийн уугуул залуу астрофизикч Субраманиан Чандрасехар юм. 1930 онд тэрээр таамаглаж буйг тайлбарласан шинжлэх ухааны өгүүлэл нийтлэв дотоод бүтэцодод, түүнчлэн тэдний амьдралын мөчлөгүүд.

20-р зууны эхэн үед эрдэмтэд таталцлын шахалт (таталцлын уналт) гэх мэт үзэгдлийн талаар таамаглаж байсан. Од амьдралынхаа тодорхой үед таталцлын хүчний нөлөөн дор асар хурдтайгаар агшиж эхэлдэг. Дүрмээр бол энэ нь од үхэх үед тохиолддог боловч таталцлын уналт хэд хэдэн арга байдаг. үргэлжилсэн оршин тогтнолхалуун бөмбөг.

Чандрасехарын шинжлэх ухааны зөвлөх, нэгэн цагт нэр хүндтэй онолын физикч Ральф Фаулер таталцлын нуралтын үед аливаа од илүү жижиг, илүү халуун цагаан одой болж хувирдаг гэж таамаглаж байсан. Гэвч өнгөрсөн зууны эхээр ихэнх физикчдийн хуваалцаж байсан багшийн онолыг шавь нь “эвдүүлсэн” нь тогтоогджээ. Энэтхэг залуугийн бүтээлийн дагуу одны мөхөх нь түүний анхны массаас хамаардаг. Жишээлбэл, жин нь нарны массын 1.44-ээс хэтрэхгүй одод л цагаан одой болж чадна. Энэ тоог Чандрасекарын хязгаар гэж нэрлэдэг. Хэрэв одны масс энэ хязгаараас хэтэрсэн бол огт өөр байдлаар үхдэг. Тодорхой нөхцөлд үхэх үед ийм од шинэ, нейтрон од болж дахин төрөх боломжтой - орчин үеийн ертөнцийн өөр нэг нууц. Харьцангуйн онол бидэнд өөр нэг хувилбарыг хэлж өгдөг - од хэт жижиг утгууд руу агших ба эндээс л хөгжилтэй эхэлдэг.

1932 онд нэгд шинжлэх ухааны сэтгүүлүүдЗСБНХУ-ын суут физикч Лев Ландау хэт масстай одыг нурах үед хязгааргүй жижиг радиустай, хязгааргүй масстай цэг болгон шахдаг гэсэн өгүүлэл гарчээ. Бэлтгэлгүй хүний ​​үүднээс ийм үйл явдлыг төсөөлөхөд маш хэцүү байсан ч Ландау үнэнээс холгүй байв. Физикч мөн харьцангуйн онолын дагуу ийм цэг дэх таталцал маш их байх тул орон зай-цаг хугацааг гажуудуулж эхэлнэ гэж санал болгов.

Ландаугийн онол астрофизикчдэд таалагдсан бөгөөд тэд үргэлжлүүлэн хөгжүүлсээр байв. 1939 онд Америкт хоёр физикч болох Роберт Оппенхаймер, Хиртланд Снейдер нарын хүчин чармайлтын ачаар сүйрлийн үед хэт масстай одыг нарийвчлан тодорхойлсон онол гарч ирэв. Ийм үйл явдлын үр дүнд жинхэнэ хар нүх гарч ирэх ёстой байсан. Аргументууд нь үнэмшилтэй байсан ч эрдэмтэд ийм биетүүд оршин тогтнох, мөн оддыг тэдгээрт хувиргах боломжийг үгүйсгэсээр байв. Эйнштейн хүртэл одыг ийм гайхалтай хувиргах чадваргүй гэж үзэн энэ бодлоосоо ухарсан. Бусад физикчид мэдэгдэлдээ өгөөмөр хандаж, ийм үйл явдал болох магадлалыг утгагүй гэж нэрлэжээ.
Гэсэн хэдий ч шинжлэх ухаан үргэлж үнэнд хүрдэг тул та жаахан хүлээх хэрэгтэй. Тэгээд ийм зүйл болсон.

Орчлон ертөнцийн хамгийн тод биетүүд

Манай ертөнц бол парадоксуудын цуглуулга юм. Заримдаа түүнд бүх зүйл зэрэгцэн оршдог бөгөөд тэдгээр нь зэрэгцэн орших нь ямар ч логикийг үгүйсгэдэг. Жишээлбэл, "хар нүх" гэсэн нэр томъёог холбохгүй жирийн хүн"гайхалтай тод" гэсэн илэрхийлэлтэй боловч өнгөрсөн зууны 60-аад оны эхэн үеийн нээлт нь эрдэмтэд энэ мэдэгдлийг буруу гэж үзэх боломжийг олгосон.

Одон орон судлаачид оддын тэнгэрт урьд нь үл мэдэгдэх объектуудыг дуран авайны тусламжтайгаар илрүүлж чадсан бөгөөд тэдгээр нь жирийн од шиг харагддаг ч маш хачирхалтай авирласан байна. Эдгээр хачирхалтай оддыг судалж байхдаа Америкийн эрдэмтэн Мартин Шмидт тэдний спектрографид анхаарлаа хандуулж, өгөгдөл нь бусад оддынхоос ялгаатай үр дүнг харуулсан байна. Энгийнээр хэлэхэд эдгээр одод бидний мэддэг бусад хүмүүстэй адилгүй байв.

Гэнэт Шмидт дээр үүр цайж, тэр улаан муж дахь спектрийн шилжилтийн анхаарлыг татав. Эдгээр объектууд нь бидний тэнгэрт харж дассан одноос хамаагүй хол байдаг нь тогтоогдсон. Жишээлбэл, Шмидтийн ажигласан объект манай гарагаас хоёр тэрбум гэрлийн жилийн зайд байрладаг боловч хэдэн зуун гэрлийн жилийн зайд од шиг тод гэрэлтэж байв. Ийм нэг объектын гэрлийг бүхэл бүтэн галактикийн гэрэлтэй харьцуулж болох нь харагдаж байна. Энэхүү нээлт нь астрофизикийн жинхэнэ нээлт байв. Эрдэмтэн эдгээр объектуудыг "квази од" буюу энгийнээр "квазар" гэж нэрлэжээ.

Мартин Шмидт шинэ объектуудыг үргэлжлүүлэн судалж, ийм тод гэрэлтэх нь зөвхөн нэг шалтгаанаас үүдэлтэй болохыг олж мэдэв. Хуримтлал гэдэг нь таталцлын хүчийг ашиглан хэт их биет хүрээлэн буй бодисыг шингээх үйл явц юм. Эрдэмтэн квазаруудын төвд асар том хар нүх байдаг бөгөөд энэ нь сансар огторгуйд хүрээлэн буй бодисыг гайхалтай хүчээр татдаг гэсэн дүгнэлтэд хүрчээ. Нүхний бодисыг шингээх явцад бөөмс нь асар хурдацтай болж, гэрэлтэж эхэлдэг. Хар нүхний эргэн тойронд гэрэлтдэг нэгэн төрлийн бөмбөгөрийг аккрецийн диск гэж нэрлэдэг. Түүний дүрслэлийг Кристофер Ноланы Interstellar кинонд маш сайн харуулсан бөгөөд энэ нь "Хар нүх яаж гэрэлтэх вэ?" гэсэн олон асуултыг төрүүлсэн.

Өнөөдрийг хүртэл эрдэмтэд оддын тэнгэрээс олон мянган квазарыг олоод байна. Эдгээр хачирхалтай, гайхалтай тод биетүүдийг орчлон ертөнцийн гэрэлт цамхаг гэж нэрлэдэг. Тэд бидэнд сансрын бүтцийг арай илүү сайн төсөөлж, бүх зүйл эхэлсэн тэр мөчид ойртох боломжийг олгодог.

Астрофизикчид орчлон ертөнцөд асар том үл үзэгдэх биетүүд байдгийн шууд бус нотолгоог олон жилийн турш хүлээн авсан ч "хар нүх" гэсэн нэр томъёо 1967 он хүртэл байгаагүй. Нарийн төвөгтэй нэрээс зайлсхийхийн тулд Америкийн физикч Жон Арчибалд Уилер ийм объектыг "хар нүх" гэж нэрлэхийг санал болгов. Яагаад үгүй ​​гэж? Зарим талаараа хар өнгөтэй, учир нь бид тэднийг харж чадахгүй. Нэмж дурдахад, тэд бүгд татдаг, та жинхэнэ нүхэнд ордог шиг тэдэн рүү унаж болно. Орчин үеийн физикийн хуулиудын дагуу ийм газраас гарах нь ердөө л боломжгүй юм. Гэсэн хэдий ч Стивен Хокинг хар нүхээр аялахдаа өөр ертөнц, өөр ертөнцөд орж болно, энэ нь аль хэдийн итгэл найдвар болсон гэж үздэг.

Хязгааргүй байдлын айдас

Хар нүхний хэт нууцлаг, романтик байдлаас болж эдгээр объектууд хүмүүсийн дунд жинхэнэ аймшгийн түүх болжээ. Шар хэвлэлүүд хүн амын бичиг үсэг тайлагдаагүй байдлын талаар таамаг дэвшүүлж, асар том хар нүх хэдхэн цагийн дотор нарны аймгийг залгих, эсвэл манай гараг руу хорт хийн долгион цацруулах асар том хар нүх хэрхэн манай дэлхий рүү шилжиж байгаа тухай гайхалтай түүхийг нийтлэх дуртай. .

Европын Цөмийн Судалгааны Зөвлөлийн (CERN) нутаг дэвсгэр дээр 2006 онд Европт баригдсан Том адрон коллайдер ашиглан гарагийг устгах сэдэв ялангуяа алдартай. Сандарсан давалгаа хэн нэгний тэнэг хошигнол мэт эхэлсэн ч цасан бөмбөг шиг томорчээ. Хэн нэгэн мөргөлдүүлэгчийн бөөмсийн хурдасгуурт хар нүх үүсч, манай гарагийг бүхэлд нь залгих болно гэсэн цуурхал тараасан. Мэдээжийн хэрэг, эгдүүцсэн хүмүүс үйл явдлын ийм үр дүнд хүрэхээс эмээж, LHC-д туршилт хийхийг хориглохыг шаардаж эхлэв. Европын шүүх коллайдерыг хааж, түүнийг бүтээсэн эрдэмтдийг хуулийн дагуу шийтгэхийг шаардсан нэхэмжлэлийг хүлээн авч эхэлжээ.

Чухамдаа том адрон коллайдерт бөөмс мөргөлдөх үед хар нүхтэй төстэй шинж чанар бүхий биетүүд үүсч болохыг физикчид үгүйсгэдэггүй, гэхдээ тэдгээрийн хэмжээ нь энгийн бөөмсийн хэмжээтэй тэнцүү байдаг тул ийм "нүх" байдаг. Ийм богино хугацаанд бид тэдний илрэлийг засч чадахгүй.

Хүмүүсийн өмнө мунхгийн давалгааг арилгахыг хичээж буй гол мэргэжилтнүүдийн нэг бол хар нүхний тухай жинхэнэ "гуру" гэгддэг алдарт онолын физикч Стивен Хокинг юм. Хокинг хар нүхнүүд хуримтлагдах дискэнд харагдах гэрлийг үргэлж шингээж авдаггүй бөгөөд түүний нэг хэсэг нь сансар огторгуйд тархдаг гэдгийг нотолсон. Энэ үзэгдлийг Хокингийн цацраг буюу хар нүхний ууршилт гэж нэрлэдэг. Хокинг мөн хар нүхний хэмжээ болон түүний "уурших" хурдны хоорондын хамаарлыг тогтоосон - энэ нь жижиг байх тусам цаг хугацааны хувьд бага байх болно. Энэ нь Том Адрон Коллайдерын бүх өрсөлдөгчид санаа зовох хэрэггүй гэсэн үг юм: түүний доторх хар нүхнүүд секундын сая дахь ч гэсэн оршин тогтнох боломжгүй болно.

Практикаар батлагдаагүй онол

Харамсалтай нь хөгжлийн энэ үе шатанд байгаа хүн төрөлхтний технологи нь астрофизикчид болон бусад эрдэмтдийн боловсруулсан ихэнх онолыг туршиж үзэх боломжийг бидэнд олгодоггүй. Нэг талаас хар нүхнүүд байгаа нь цаасан дээр нэлээд үнэмшилтэй нотлогдож, бүх зүйл хувьсагч бүрт тохирсон томъёог ашиглан дүгнэлт гаргадаг. Нөгөөтэйгүүр бодит байдал дээр бид жинхэнэ хар нүхийг нүдээрээ харж чадаагүй л байна.

Бүх санал зөрөлдөөнтэй байгаа хэдий ч физикчид галактик бүрийн төвд оддыг таталцлын хүчээр бөөгнөрөл болгон цуглуулж, тэднийг орчлон ертөнцийг том, найрсаг хамт олон тойрон аялахад хүргэдэг асар том хар нүх байдаг гэж үздэг. Манай Сүүн зам галактикт янз бүрийн тооцоогоор 200-400 тэрбум од байдаг. Эдгээр бүх одод асар том масстай, бидний дурангаар харж чадахгүй байгаа зүйлийг тойрон эргэлддэг. Энэ нь хар нүх байх магадлалтай. Чи түүнээс айх ёстой юу? - Үгүй ээ, ядаж ойрын хэдэн тэрбум жилд биш, гэхдээ бид түүний тухай өөр сонирхолтой кино хийж болно.

Хар нүхний түүх

Алексей Левин

Шинжлэх ухааны сэтгэлгээ нь заримдаа ийм парадокс шинж чанартай объектуудыг бүтээдэг тул хамгийн ухаалаг эрдэмтэд хүртэл үүнийг танихаас татгалздаг. Орчин үеийн физикийн түүхэн дэх хамгийн тод жишээ бол бараг 90 жилийн өмнө таамаглаж байсан хар нүх, таталцлын талбайн хэт туйлшралыг удаан хугацаанд сонирхохгүй байх явдал юм. Удаан хугацааны туршид тэдгээрийг цэвэр онолын хийсвэрлэл гэж үздэг байсан бөгөөд зөвхөн 1960-70-аад онд тэд өөрсдийн бодит байдалд итгэдэг байв. Гэсэн хэдий ч хар нүхний онолын үндсэн тэгшитгэлийг хоёр зуу гаруй жилийн өмнө гаргаж авсан.

Жон Мишэлийн урам зориг

Физикч, одон орон судлаач, геологич, Кембрижийн их сургуулийн профессор, Английн сүмийн пастор Жон Мишэлийн нэр 18-р зууны Английн шинжлэх ухааны оддын дунд ор мөргүй алга болжээ. Мишелл газар хөдлөлтийн шинжлэх ухаан болох сейсмологийн үндсийг тавьж, соронзлолын талаар маш сайн судалгаа хийж, Кулон гравиметрийн хэмжилтэд ашигладаг мушгиа тэнцвэрийг зохион бүтээхээс хамаагүй өмнө. 1783 онд тэрээр Ньютоны хоёр гайхалтай бүтээл болох механик ба оптикийг хослуулахыг оролдсон. Ньютон гэрлийг жижиг хэсгүүдийн урсгал гэж үздэг. Мишелл энгийн материйн нэгэн адил хөнгөн биетүүд механикийн хуулиудад захирагдахыг санал болгов. Энэхүү таамаглалын үр дагавар нь маш энгийн зүйл биш болсон - селестиел биетүүд гэрлийн урхи болж хувирдаг.

Мишель хэрхэн тайлбарлав? Гаригийн гадаргуугаас буудсан их бууны сум нь түүний анхны хурд нь одоо сансрын хоёр дахь хурд болон зугтах хурд гэж нэрлэгддэг утгаас давсан тохиолдолд л таталцлыг бүрэн даван туулах болно. Хэрэв гаригийн таталцал маш хүчтэй байвал зугтах хурд нь гэрлийн хурдаас давсан бол оргилд гарсан гэрлийн биетүүд хязгааргүйд хүрч чадахгүй. Ойсон гэрлийн хувьд мөн адил зүйл тохиолдох болно. Иймээс маш холын ажиглагчийн хувьд гараг үл үзэгдэх болно. Мишелл ийм гаригийн R cr радиусын эгзэгтэй утгыг түүний M массаас хамааран тооцоолж, манай Нарны M s масс хүртэл бууруулсан: R cr = 3 км x M / M s.

Жон Мишелл түүний томъёонд итгэж, сансар огторгуйн гүнд ямар ч дурангаар дэлхийгээс харагдахгүй олон оддыг нуудаг гэж таамаглаж байв. Хожим нь Францын агуу математикч, одон орон судлаач, физикч Пьер Симон Лаплас "Дэлхийн системийн үзэсгэлэн"-ийнхээ эхний (1796), хоёр дахь (1799) хэвлэлд хоёуланд нь ижил дүгнэлтэд хүрчээ. Гэвч ихэнх физикчид гэрлийг эфирийн хэлбэлзэл гэж аль хэдийн үзэж байсан 1808 онд гурав дахь хэвлэлийг хэвлүүлсэн. "Үл үзэгдэх" оддын оршин тогтнох нь гэрлийн долгионы онолтой зөрчилдөж байсан тул Лаплас тэднийг дурсахгүй байх нь дээр гэж үзсэн. Дараагийн үед энэ санаа нь зөвхөн физикийн түүхийн талаархи бүтээлүүдэд танилцуулахуйц сониуч зан гэж тооцогддог байв.

Шварцшильд загвар өмсөгч

1915 оны 11-р сард Альберт Эйнштейн таталцлын онолыг нийтэлсэн бөгөөд түүнийг харьцангуйн ерөнхий онол (GTR) гэж нэрлэжээ. Энэхүү бүтээл нь Берлиний Шинжлэх Ухааны Академийн хамтран зүтгэгч Карл Шварцшильдийн дүрд талархалтай уншигчдыг даруй олж авав. Шварцшильд бол эргэдэггүй бөмбөрцөг биетийн гадна болон доторх орон зай-цаг хугацааны хэмжигдэхүүнийг тооцоолохдоо астрофизикийн тодорхой асуудлыг шийдвэрлэхийн тулд харьцангуйн ерөнхий онолыг дэлхий дээр анх удаа ашигласан (бетон байдлын үүднээс бид үүнийг од гэж нэрлэх болно) .

Шварцшильдын тооцооллоос үзэхэд оддын таталцал нь зөвхөн радиус нь Жон Мишельийн тооцоолсон утгаас хамаагүй том тохиолдолд л Ньютоны орон зай, цаг хугацааны бүтцийг хэт гажуудуулдаггүй! Энэ параметрийг анх Schwarzschild радиус гэж нэрлэдэг байсан бөгөөд одоо таталцлын радиус гэж нэрлэгддэг. Харьцангуйн ерөнхий онолын дагуу таталцал нь гэрлийн хурдад нөлөөлдөггүй, харин гэрлийн чичиргээний давтамжийг цаг хугацааг удаашруулахтай ижил хэмжээгээр бууруулдаг. Хэрэв одны радиус нь таталцлын радиусаас 4 дахин их байвал түүний гадаргуу дээрх цаг хугацааны урсгал 15% -иар удааширч, орон зай нь мэдэгдэхүйц муруйлттай болно. Хоёр дахин их байвал илүү нугалж, цаг хугацаа нь гүйлтийг 41% удаашруулдаг. Таталцлын радиус хүрэхэд одны гадаргуу дээрх цаг хугацаа бүрэн зогсдог (бүх давтамжууд тэг болж, цацраг нь хөлддөг, од унтардаг), гэхдээ тэнд байгаа орон зайн муруйлт хязгаарлагдмал хэвээр байна. Одноос хол байгаа ч геометр нь Евклидийн хэв маягтай хэвээр байгаа бөгөөд цаг хугацаа түүний хурдыг өөрчилдөггүй.

Мишель, Шварцшильд нарын таталцлын радиусын утгууд ижил байгаа хэдий ч загварууд нь хоорондоо ямар ч нийтлэг зүйлгүй. Мишелийн хувьд орон зай, цаг хугацаа өөрчлөгддөггүй, харин гэрэл удааширдаг. Хэмжээ нь таталцлын радиусаасаа бага байгаа од гэрэлтсээр байгаа ч тийм ч холгүй ажиглагчид л харагдана. Шварцшильд гэрлийн хурд нь үнэмлэхүй боловч орон зай, цаг хугацааны бүтэц нь таталцлаас хамаардаг. Таталцлын радиусын дор унасан од нь ямар ч ажиглагчийн хувьд хаана ч байсан алга болдог (илүү нарийвчлалтай, таталцлын нөлөөгөөр илрүүлж болно, гэхдээ цацрагаар илрүүлдэггүй).

Итгэлгүй байдлаас батлах хүртэл

Шварцшильд болон түүний үеийнхэн ийм хачирхалтай сансрын биетүүд байгальд байдаггүй гэж үздэг байв. Эйнштейн өөрөө энэ үзэл баримтлалыг баримтлаад зогсохгүй өөрийн үзэл бодлыг математикийн аргаар баталж чадсан гэж андуурч байжээ.

1930-аад онд Энэтхэгийн залуу астрофизикч Чандрасехар цөмийн түлш зарцуулсан одны масс нь нарны массаас 1.4 дахин бага байхад л бүрхүүлээ асгаруулж, аажмаар хөрж буй цагаан одой болж хувирдгийг баталжээ. Удалгүй Америкийн Фриц Цвики суперновагийн дэлбэрэлт нь нейтрон материйн маш нягт биетүүдийг үүсгэдэг болохыг ойлгов; хожим Лев Ландау ийм дүгнэлтэд хүрсэн. Чандрасекхарын ажлын дараа зөвхөн нарны масс 1.4-өөс дээш масстай одод л ийм хувьсалд орох нь тодорхой болсон. Тиймээс байгалийн асуулт гарч ирэв - нейтрон оддын ард үлдэх хэт шинэ одны массын дээд хязгаар байдаг уу?

1930-аад оны сүүлээр Америкийн атомын бөмбөгийн ирээдүйн эцэг Роберт Оппенхаймер ийм хязгаар үнэхээр байдаг бөгөөд нарны массаас хэтрдэггүй гэдгийг тогтоожээ. Тэр үед илүү үнэн зөв үнэлгээ өгөх боломжгүй байсан; Одоо нейтрон оддын масс 1.5-3 М сек байх ёстой нь мэдэгдэж байна. Гэхдээ Оппенгеймер ба түүний аспирант Жорж Волков нарын ойролцоо тооцооллоос харахад хэт шинэ гаригийн хамгийн том үр удам нь нейтрон од болж хувирдаггүй, харин өөр төлөвт шилждэг. 1939 онд Оппенхаймер, Хартланд Снайдер нар оновчтой загвар ашиглан нурж буй асар том од өөрийн таталцлын радиус хүртэл агшиж байгааг нотолсон. Тэдний томъёоллоос харахад од үүгээр зогсохгүй, харин хамтран зохиогчид ийм радикал дүгнэлтээс татгалзсан байна.

Эцсийн хариултыг 20-р зууны хоёрдугаар хагаст бүхэл бүтэн галактикийн гайхамшигт онолын физикчдийн, тэр дундаа Зөвлөлтийн эрдэмтэдийн хүчин чармайлтаар олжээ. Үүнтэй төстэй уналт болсон нь тогтоогдсон үргэлжодыг "бүх замдаа" шахаж, түүний бодисыг бүрэн устгадаг. Үүний үр дүнд хязгааргүй бага хэмжээгээр хаагдсан таталцлын талбайн "хэт баяжмал" өвөрмөц байдал үүсдэг. Хөдөлгөөнгүй нүхний хувьд энэ нь цэг, эргэлдэх нүхний хувьд цагираг юм. Орон зай-цаг хугацааны муруйлт, улмаар онцгой байдлын ойролцоо таталцлын хүч нь хязгааргүйд хүрэх хандлагатай байдаг. 1967 оны сүүлээр Америкийн физикч Жон Арчибалд Уилер одны сүйрлийн ийм төгсгөлийг хар нүх гэж нэрлэсэн анхны хүн юм. Энэ шинэ нэр томьёо нь физикчдэд дурлаж, түүнийг дэлхий даяар түгээсэн сэтгүүлчдийг баярлуулсан (хэдийгээр trou noir гэсэн илэрхийлэл нь эргэлзээтэй холбоог санал болгодог байсан тул францчууд эхэндээ дургүй байсан).

Тэнд, тэнгэрийн хаяанаас цааш

Хар нүх бол бодис эсвэл цацраг биш юм. Тодорхой хэмжээний дүрслэлийн хувьд энэ нь орон зай-цаг хугацааны хүчтэй муруй бүсэд төвлөрсөн, өөрийгөө тэтгэх таталцлын талбар гэж хэлж болно. Түүний гадаад хил хязгаар нь битүү гадаргуу буюу үйл явдлын давхрагаар тодорхойлогддог. Хэрэв нурахаас өмнө од эргэдэггүй бол энэ гадаргуу нь ердийн бөмбөрцөг хэлбэртэй болж, радиус нь Шварцшильдын радиустай давхцдаг.

Биеийн мэдрэмжтэнгэрийн хаяа маш тодорхой. Түүний гаднах орчноос илгээсэн гэрлийн дохио нь хязгааргүй хол зайг туулж чадна. Гэвч дотоод бүсээс илгээсэн дохио нь тэнгэрийн хаяаг гатлаад зогсохгүй онцгой байдалд "унах" нь гарцаагүй. Тэнгэрийн хаяа гэдэг нь дэлхийн (болон бусад) одон орон судлаачдад мэдэгдэж болох үйл явдлууд болон ямар ч тохиолдолд мэдээлэл гарахгүй үйл явдлуудын хоорондох орон зайн хил хязгаар юм.

"Шварцшильдын хэлснээр" тэнгэрийн хаяагаас хол байх ёстой тул нүхний таталцал нь зайны квадраттай урвуу хамааралтай байдаг тул алс холын ажиглагчийн хувьд энэ нь энгийн хүнд биет хэлбэрээр илэрдэг. Нүх нь массаас гадна нурсан одны инерцийн момент болон түүний цахилгаан цэнэгийг өвлөн авдаг. Мөн өмнөх одны бусад бүх шинж чанарууд (бүтэц, найрлага, спектрийн төрөл гэх мэт) мартагддаг.

Онгоцны цагаар секундэд нэг удаа дохио илгээдэг радио станцтай нүх рүү датчик илгээцгээе. Алс холын ажиглагчийн хувьд датчик тэнгэрийн хаяанд ойртох тусам дохионы хоорондох хугацааны интервал нь зарчмын хувьд хязгааргүй нэмэгдэх болно. Усан онгоц үл үзэгдэх тэнгэрийн хаяаг гатлангуутаа "нүхний дээгүүр" ертөнцийн өмнө бүрэн хаагдах болно. Гэсэн хэдий ч датчик нь масс, цэнэг, эргүүлэх хүчийг нүхэнд өгөх тул энэ алга болох нь ул мөргүй байх болно.

Хар нүхний цацраг

Өмнөх бүх загварууд нь харьцангуйн ерөнхий онолын үндсэн дээр бүтээгдсэн. Гэсэн хэдий ч манай дэлхий квант механикийн хуулиудад захирагддаг бөгөөд энэ нь хар нүхийг үл тоомсорлодоггүй. Эдгээр хуулиуд нь төвийн онцгой байдлыг математикийн цэг гэж үзэхээс сэргийлдэг. Квантын нөхцөлд түүний диаметрийг Планк-Вилерийн уртаар өгсөн бөгөөд ойролцоогоор 10-33 сантиметр байна. Энэ бүсэд энгийн орон зай оршин тогтнохоо болино. Нүхний төв хэсэг нь квант магадлалын хуулийн дагуу гарч ирдэг, үхдэг янз бүрийн топологийн бүтцүүдээр дүүргэгдсэн байдаг гэж ерөнхийд нь хүлээн зөвшөөрдөг. Уилер квантын хөөс гэж нэрлэсэн ийм хөөсөрхөг огторгуйн шинж чанарыг одоог хүртэл сайн ойлгоогүй байна.

Квантын өвөрмөц байдал байгаа нь хар нүхний гүнд унах материаллаг биетүүдийн хувь заяатай шууд холбоотой. Нүхний төвд ойртох үед одоогийн мэдэгдэж байгаа материалаар хийсэн аливаа объект түрлэгийн хүчээр буталж, таслагдах болно. Гэсэн хэдий ч ирээдүйн инженер, технологичид урьд өмнө хэзээ ч байгаагүй шинж чанартай хэт бат бөх хайлш, нийлмэл материалыг бүтээсэн ч бүгд алга болох нь гарцаагүй: эцсийн эцэст онцгой байдлын бүсэд ердийн цаг хугацаа ч, ердийн орон зай ч байдаггүй.

Одоо квант механик томруулагчийн нүхний давхрагыг авч үзье. Хоосон орон зай - физик вакуум нь үнэндээ огт хоосон биш юм. Вакуум дахь янз бүрийн талбайн квантын хэлбэлзлээс болж олон виртуал бөөмс тасралтгүй үүсч устаж байдаг. Тэнгэрийн хаяанд ойрхон таталцал маш хүчтэй байдаг тул түүний хэлбэлзэл нь маш хүчтэй таталцлын тэсрэлтүүдийг үүсгэдэг. Ийм талбарт хурдасгах үед шинэ төрсөн "виртуалууд" нь нэмэлт энергийг олж авдаг бөгөөд заримдаа урт насалдаг ердийн тоосонцор болдог.

Виртуал бөөмс нь үргэлж эсрэг чиглэлд хөдөлдөг хос хосоороо төрдөг (энэ нь импульс хадгалагдах хуульд шаардлагатай байдаг). Хэрэв таталцлын хэлбэлзэл нь вакуумаас хос бөөмсийг гаргаж авбал тэдгээрийн аль нэг нь тэнгэрийн хаяанаас гадуур, хоёр дахь нь (эхний эсрэг бөөмс) дотор нь болж хувирдаг. "Дотоод" бөөмс нүхэнд унах боловч "гадаад" бөөм нь таатай нөхцөлд зугтаж чадна. Үүний үр дүнд нүх нь цацрагийн эх үүсвэр болж хувирдаг тул эрчим хүч, улмаар массаа алддаг. Тиймээс хар нүхнүүд нь зарчмын хувьд тогтворгүй байдаг.

Энэ үзэгдлийг 1970-аад оны дундуур нээсэн Английн онолын гайхалтай физикчийн нэрээр Хокингийн эффект гэж нэрлэдэг. Ялангуяа Стивен Хокинг хар нүхний давхрага нь T = 0.5 x 10 – 7 x Ms / M температурт халсан туйлын хар биетэй адил фотон ялгаруулдаг болохыг нотолсон. Үүнээс үзэхэд нүх нимгэрэх тусам түүний температур нэмэгдэж, "ууршилт" аяндаа нэмэгддэг. Энэ үйл явц нь маш удаан бөгөөд M масстай нүхний ашиглалтын хугацаа 10 65 x (M / M s) 3 жил байна. Түүний хэмжээ болоход урттай тэнцүүПланк-Вилерийн хэлснээр нүх нь тогтвортой байдлаа алдаж, дэлбэрч, сая арван мегатонн устөрөгчийн бөмбөг нэгэн зэрэг дэлбэрсэнтэй ижил энерги ялгаруулдаг. Хачирхалтай нь алга болох үеийн нүхний масс нь нэлээд том буюу 22 микрограмм хэвээр байна. Зарим загваруудын үзэж байгаагаар нүх нь ул мөргүй алга болдоггүй, харин максимон гэж нэрлэгддэг ижил масстай тогтвортой дурсгалыг үлдээдэг.

Максимон 40 жилийн өмнө төрсөн - нэр томьёо болон физик санаа болгон. 1965 онд Академич М.А.Марков энгийн бөөмсийн массын дээд хязгаар байдаг гэж үзсэн. Тэрээр энэхүү хязгаарлагдмал утгыг гурван үндсэн физик тогтмол - Планкийн тогтмол h, гэрлийн хурд C ба таталцлын тогтмол G зэргээс нэгтгэж болох массын хэмжээстийг авч үзэхийг санал болгов (дэлгэрэнгүй мэдээлэлд дуртай хүмүүсийн хувьд: үүнийг хийхийн тулд та үүнийг хийх хэрэгтэй. h ба C үржүүлж, үр дүнг G-д хувааж, язгуурыг гаргана). Эдгээр нь нийтлэлд дурдсан ижил 22 микрограмм бөгөөд энэ утгыг Планкийн масс гэж нэрлэдэг. Ижил тогтмолуудыг уртын хэмжээстэй (Планк-Вилерийн урт 10 -33 см гарч ирнэ) болон цаг хугацааны (10 -43 сек) хэмжээтэй хэмжигдэхүүнийг бүтээхэд ашиглаж болно.
Марков үндэслэлээ цааш үргэлжлүүлэв. Түүний таамаглалаар e, хар нүхний ууршилт нь "хуурай үлдэгдэл" - максимон үүсэхэд хүргэдэг. Марков ийм бүтцийг энгийн хар нүх гэж нэрлэжээ. Энэ онол бодит байдалтай хэр зэрэг нийцэж байгаа нь нээлттэй асуулт хэвээр байна. Ямар ч байсан Марковын максимонуудын аналогууд суперстрингийн онол дээр суурилсан зарим хар нүхний загварт дахин сэргэсэн.

Орон зайн гүн

Хар нүхийг физикийн хуулиар хориглоогүй ч байгальд байдаг уу? Сансар огторгуйд дор хаяж нэг ийм объект байгаа эсэхийг баттай нотлох баримт хараахан олдоогүй байна. Гэсэн хэдий ч оддын хар нүх нь зарим хоёртын системд рентген туяаны эх үүсвэр байх магадлал өндөр байна. Энэ цацраг нь жирийн одны агаар мандал нь зэргэлдээх нүхний таталцлын талбарт шингэж байгаатай холбоотой байх ёстой. Хий нь үйл явдлын давхрагын зүг хөдөлж байх үед хүчтэй халж, рентген туяаны квантуудыг ялгаруулдаг. Хорь гаруй рентген туяаны эх үүсвэрийг одоо хар нүхний үүрэг гүйцэтгэхэд тохиромжтой нэр дэвшигчид гэж үзэж байна. Түүгээр ч барахгүй оддын статистикийн тоо баримтаас үзэхэд зөвхөн манай Галактикт оддын гарал үүслийн арав орчим сая нүх байгааг харуулж байна.

Галактикийн цөм дэх бодисын таталцлын нөлөөгөөр өтгөрүүлэх явцад хар нүх үүсч болно. Ингэж л олон тооны галактикт байдаг асар том нүхнүүд хэдэн сая, тэрбум нарны масстай гарч ирдэг. Тоос үүлэнд бүрхэгдсэн Сүүн замын төвд 3-4 сая нарны масстай нүх байдаг бололтой.

Стивен Хокинг бидний орчлон ертөнцийг үүсгэсэн Их тэсрэлтийн дараа шууд дурын масстай хар нүхнүүд үүсч болно гэсэн дүгнэлтэд хүрсэн. Нэг тэрбум тонн жинтэй анхдагч нүхнүүд аль хэдийн ууршсан боловч илүү хүнд нүхнүүд одоо сансар огторгуйн гүнд нуугдаж, гамма цацрагийн хүчтэй тэсрэлт хэлбэрээр сансар огторгуйн салютуудыг зохион байгуулах боломжтой болсон. Гэсэн хэдий ч ийм дэлбэрэлт одоогоор ажиглагдаагүй байна.

Хар нүхний үйлдвэр

Хурдасгуур дахь бөөмсийг ийм өндөр энерги болгон хурдасгаж, мөргөлдөхөөс хар нүх үүсэх боломжтой юу? Эхлээд харахад энэ санаа нь зүгээр л галзуу юм - нүхний дэлбэрэлт нь дэлхий дээрх бүх амьдралыг устгах болно. Түүнээс гадна энэ нь техникийн хувьд боломжгүй юм. Хэрэв нүхний хамгийн бага масс үнэхээр 22 микрограммтай тэнцүү бол эрчим хүчний нэгжид 10 28 электрон вольт байна. Энэ босго нь 2007 онд CERN-д хөөргөх дэлхийн хамгийн хүчирхэг хурдасгуур болох Large Adron Collider (LHC)-ийн хүчин чадлаас 15 дахин их юм.

src = "black_holes1 / aerial-view-lhc.jpg" өргөн = "275" хүрээ = "0">

Гэсэн хэдий ч нүхний хамгийн бага массын стандарт тооцоог нэлээд хэтрүүлсэн байж магадгүй юм. Ямартай ч таталцлын квант онолыг (хэдийгээр бүрэн гүйцэд биш ч гэсэн) багтаасан супер мөрний онолыг хөгжүүлж буй физикчид ингэж хэлж байна. Энэ онолоор бол огторгуй гурван хэмжээст биш, хамгийн багадаа есөн хэмжээстэй. Бид нэмэлт хэмжигдэхүүнийг анзаардаггүй, учир нь тэдгээр нь маш бага хэмжээгээр гогцоотой байдаг тул манай багажнууд үүнийг ойлгохгүй байна. Гэсэн хэдий ч таталцал нь хаа сайгүй байдаг бөгөөд энэ нь далд хэмжээсүүдэд нэвтэрдэг. Гурван хэмжээст орон зайд таталцлын хүч нь зайны квадраттай урвуу хамааралтай, есөн хэмжээст орон зайд найм дахь зэрэгтэй байна. Тиймээс олон хэмжээст ертөнцөд таталцлын талбайн хүч багасах зайтай гурван хэмжээстээс хамаагүй хурдан нэмэгддэг. Энэ тохиолдолд Планкийн урт олон удаа нэмэгдэж, нүхний хамгийн бага масс огцом буурдаг.

Утасны онолоор есөн хэмжээст орон зайд ердөө 10-20 г масстай хар нүх үүсч болно гэж таамаглаж байна.CERN-ийн супер хурдасгуурт хурдасгасан протонуудын харьцангуй харьцангуй масс ойролцоогоор ижил байна. Хамгийн өөдрөг хувилбараар бол энэ нь секунд тутамд нэг нүх гаргах боломжтой бөгөөд энэ нь ойролцоогоор 10-26 секунд амьдрах болно. Ууршилтын явцад бүх төрлийн энгийн тоосонцор үүсэх бөгөөд үүнийг бүртгэхэд хялбар байх болно. Нүх алга болох нь энерги ялгарахад хүргэдэг бөгөөд энэ нь градусын мянганы нэг микрограмм усыг халаахад ч хангалтгүй юм. Тиймээс LHC нь хор хөнөөлгүй хар нүхний үйлдвэр болж хувирна гэсэн найдвар бий. Хэрэв эдгээр загварууд зөв бол ийм нүхнүүд нь шинэ үеийн тойрог замын сансрын туяа мэдрэгчийг бүртгэх боломжтой болно.

Дээр дурдсан бүхэн хөдөлгөөнгүй хар нүхэнд хамаатай. Үүний зэрэгцээ олон сонирхолтой шинж чанартай эргэдэг нүхнүүд байдаг. Хар нүхний цацрагийн онолын шинжилгээний үр дүн нь энтропийн тухай ойлголтыг нухацтай дахин эргэцүүлэн бодоход хүргэсэн бөгөөд энэ нь мөн тусдаа хэлэлцэх ёстой.

Сансрын супер нисдэг дугуйнууд

Бидний ярьсан статик цахилгаан саармаг хар нүхнүүд нь бодит ертөнцөд огтхон ч нийтлэг биш юм. Унаж буй одод эргэх хандлагатай байдаг ба мөн цахилгаанаар цэнэглэгддэг.

Халзан толгойн теорем

Галактикийн цөм дэх аварга том нүхнүүд нь таталцлын конденсацийн анхдагч төвүүдээс үүсдэг - нэг "одны дараах" нүх эсвэл мөргөлдөөний үр дүнд нийлсэн хэд хэдэн нүхнээс үүсдэг. Ийм үр хөврөлийн нүх нь ойролцоох од, од хоорондын хийг залгиж, улмаар тэдний массыг үржүүлдэг. Тэнгэрийн хаяанд унасан бодис нь цахилгаан цэнэгтэй (сансрын хий, тоосны тоосонцор амархан иончлогддог) ба эргэлтийн моменттэй (уналт нь мушгиа хэлбэрээр үүсдэг). Аливаа физик процесст инерцийн момент ба цэнэгийн хэмжээ хадгалагддаг тул хар нүх үүсэх нь үл хамаарах зүйл биш гэж үзэх нь зүйн хэрэг юм.

Гэхдээ илүү хүчтэй мэдэгдэл бас үнэн юм. онцгой тохиолдолөгүүллийн эхний хэсэгт томъёолсон (A. Levin, The Amazing History of Black Holes, "Popular Mechanics" No 11, 2005-ыг үзнэ үү). Макроскоп хар нүхний өвөг дээдэс ямар байсан ч тэднээс зөвхөн масс, эргэлтийн момент, цахилгаан цэнэгийг л авдаг. Жон Уилерийн хэлснээр "хар нүхэнд үс байдаггүй." Аль ч нүхний тэнгэрийн хаяанд гурваас илүүгүй "үс" унждаг нь 1970-аад оны хэд хэдэн онолын физикчдийн хамтын хүчин чармайлтаар батлагдсан гэвэл илүү зөв байх болно. Үнэн бол нүх нь соронзон цэнэгийг хадгалах ёстой бөгөөд 1931 онд Пол Дирак таамаглаж буй соронзон монополуудыг таамаглаж байсан. Гэсэн хэдий ч эдгээр тоосонцор хараахан олдоогүй байгаа бөгөөд дөрөв дэх "үс"-ийн тухай ярихад эрт байна. Зарчмын хувьд квант талбайнуудтай холбоотой нэмэлт "үс" байж болох ч макроскопийн нүхэнд тэдгээр нь бүрэн үл үзэгдэх болно.

Гэсэн хэдий ч тэд эргэлдэж байна

Хэрэв статик од дахин цэнэглэгдсэн бол орон зайн цаг хугацааны хэмжигдэхүүн өөрчлөгдөх боловч үйл явдлын давхрага бөмбөрцөг хэлбэртэй хэвээр байх болно. Гэсэн хэдий ч одны болон галактикийн хар нүхнүүд хэд хэдэн шалтгааны улмаас их хэмжээний цэнэгийг авч чаддаггүй тул астрофизикийн үүднээс авч үзвэл энэ тохиолдол тийм ч сонирхолтой биш юм. Гэхдээ нүхний эргэлт нь илүү ноцтой үр дагаварт хүргэдэг. Нэгдүгээрт, тэнгэрийн хаяаны хэлбэр өөрчлөгддөг. Төвөөс зугтах хүч нь түүнийг эргэлтийн тэнхлэгийн дагуу шахаж, экваторын хавтгайд сунгаснаар бөмбөрцөг нь эллипсоид шиг зүйл болж хувирдаг. Үнэн чанартаа, аливаа эргэдэг биетэй, тэр дундаа манай гаригтай ижил зүйл тэнгэрийн хаяанд тохиолддог - эцсийн эцэст дэлхийн экваторын радиус нь туйлаас 21.5 км урт байдаг. Хоёрдугаарт, эргэлт нь тэнгэрийн хаяаны шугаман хэмжээг багасгадаг. Тэнгэрийн хаяа нь алс холын ертөнц рүү дохио илгээх эсвэл илгээхгүй байх үйл явдлуудын хоорондох интерфейс гэдгийг санаарай. Хэрэв нүхний таталцал нь гэрлийн квантуудыг татдаг бол төвөөс зугтах хүч нь эсрэгээрээ сансар огторгуйд зугтахад хувь нэмэр оруулдаг. Тиймээс эргэлдэх нүхний давхрага нь ижил масстай статик одны давхрагатай харьцуулахад түүний төвд ойр байрлах ёстой.

Гэхдээ энэ нь бүгд биш юм. Түүний эргэлтэнд байгаа нүх нь хүрээлэн буй орон зайг зайлуулдаг. Нүхний ойр орчимд оролт бүрэн дуусч, захын хэсэгт аажмаар сулардаг. Тиймээс нүхний давхрага нь сансар огторгуйн тусгай бүс болох эргосферт дүрэгдсэн байдаг. Эргосферийн хил нь туйлуудын тэнгэрийн хаяанд хүрч, экваторын хавтгайд түүнээс хамгийн хол хөдөлдөг. Энэ гадаргуу дээр орон зайг чирэх хурд нь гэрлийн хурдтай тэнцүү байна; дотор нь гэрлийн хурдаас их, гадна талд нь бага байдаг. Тиймээс аливаа материаллаг бие, энэ нь хийн молекул, сансрын тоосны тоосонцор эсвэл тагнуулын датчик ч бай, эргосферт орохдоо нүхний эргэн тойронд эргэлдэж эхлэх нь гарцаагүй.

Оддын генераторууд

Эргосфер байгаа нь зарчмын хувьд нүхийг эрчим хүчний эх үүсвэр болгон ашиглах боломжийг олгодог. Зарим объектыг эргосфер руу нэвтэрч, тэнд хоёр хэсэг болгон задал. Тэдний нэг нь тэнгэрийн хаяанд унаж, нөгөө нь эргосферийг орхиж, түүний кинетик энерги нь бүх биеийн анхны энергиэс давах болно! Эргосфер нь мөн түүн дээр бууж, сансарт буцаж тархдаг цахилгаан соронзон цацрагийг өсгөх чадвартай (энэ үзэгдлийг хэт цацраг гэж нэрлэдэг).

Гэсэн хэдий ч эрчим хүчний хэмнэлтийн хууль бас хөдлөшгүй байдаг - мөнхийн хөдөлгөөнт машинууд байдаггүй. Нүх нь бөөмс эсвэл цацрагийн энергийг тэжээх үед түүний эргэлтийн энерги буурдаг. Сансрын супер нисдэг тэрэг аажмаар удааширч, эцэст нь бүр зогсох магадлалтай. Энэ аргаар нүхний массын 29% хүртэл энерги болгон хувиргах боломжтой гэж тооцоолсон. Зөвхөн бодис ба антиматерийг устгах нь энэ процессоос илүү үр дүнтэй байдаг, учир нь энэ тохиолдолд масс нь цацрагт бүрэн хувирдаг. Гэхдээ нарны термоядролын түлш нь бага үр ашигтай буюу 0.6% орчим шатдаг.

Тиймээс хурдан эргэдэг хар нүх нь сансар огторгуйн хэт соёл иргэншлийн хувьд бараг хамгийн тохиромжтой энергийн үүсгүүр юм (хэрэв ийм байдаг бол). Ямар ч байсан байгаль дэлхий энэ нөөцийг эрт дээр үеэс ашиглаж ирсэн. Сансрын хамгийн хүчирхэг "радио станц" (цахилгаан соронзон долгионы эх үүсвэр) болох квазарууд нь галактикийн цөмд байрладаг аварга том эргэдэг нүхнүүдийн энергиээр тэжээгддэг. Энэхүү таамаглалыг 1964 онд Эдвин Салпетер, Яков Зельдович нар дэвшүүлсэн бөгөөд тэр цагаас хойш нийтээр хүлээн зөвшөөрөгдсөн. Нүхэнд ойртож буй материал нь хуримтлагдах диск гэж нэрлэгддэг цагираг хэлбэртэй бүтэц үүсгэдэг. Нүхний ойролцоох орон зай нь түүний эргэлтээр хүчтэй мушгидаг тул дискний дотоод бүс нь экваторын хавтгайд баригдаж, үйл явдлын тэнгэрийн хаяанд аажмаар суурьшдаг. Энэ бүсийн хий нь дотоод үрэлтийн улмаас хүчтэй халдаг бөгөөд хэт улаан туяа, гэрэл, хэт ягаан туяа, рентген туяа, заримдаа бүр гамма квант үүсгэдэг. Квазарууд мөн дулааны бус радио ялгаруулдаг бөгөөд энэ нь голчлон синхротроны эффекттэй холбоотой байдаг.

Маш өнгөц энтропи

Халзан нүхний теорем нь маш нууцлаг бэрхшээлийг нуудаг. Унаж буй од нь таталцлын хүчээр шахагдсан хэт халуун хий юм. Оддын плазмын нягтрал, температур өндөр байх тусам эмх замбараагүй байдал, эмх замбараагүй байдал багасна. Эмх замбараагүй байдлын зэрэг нь маш тодорхой физик хэмжигдэхүүнээр илэрхийлэгддэг - энтропи. Цаг хугацаа өнгөрөхөд аливаа тусгаарлагдсан объектын энтропи нэмэгддэг - энэ бол термодинамикийн хоёр дахь хуулийн мөн чанар юм. Нуралт эхлэхээс өмнөх одны энтропи маш өндөр бөгөөд нүхний энтропи нь маш бага юм шиг санагддаг, учир нь нүхийг хоёрдмол утгагүй дүрслэхийн тулд ердөө гурван параметр шаардлагатай байдаг. Таталцлын нуралтын явцад термодинамикийн хоёр дахь хууль зөрчигдсөн үү?

Од супернова болж хувирах үед түүний энтропи нь хөөгдсөн бүрхүүлтэй хамт алга болдог гэж үзэж болох уу? Харамсалтай нь үгүй. Нэгдүгээрт, дугтуйны массыг одны масстай харьцуулах боломжгүй тул энтропийн алдагдал бага байх болно. Хоёрдугаарт, термодинамикийн хоёр дахь хуулийг оюун санааны хувьд илүү үнэмшилтэй "няцаах" санаа гаргахад хялбар байдаг. Ямар нэгэн энтропи бүхий тэгээс өөр температуртай биеийг бэлэн нүхний таталцлын бүсэд оруулна. Үйл явдлын тэнгэрийн хаяанд унаснаар энэ нь энтропийн нөөцтэйгээ хамт алга болж, нүхний энтропи огт нэмэгдэхгүй байх магадлалтай. Харь гаригийн энтропи арилдаггүй, харин нүхний дотоод хэсэгт шилждэг гэж маргах уруу таталт байдаг, гэхдээ энэ нь зүгээр л аман заль мэх юм. Физикийн хуулиуд бидэнд болон бидний төхөөрөмжүүдэд хүртээмжтэй ертөнцөд биелдэг бөгөөд аливаа гадны ажиглагчийн хувьд үйл явдлын тэнгэрийн доорх талбай нь terra incognita юм.

Энэхүү парадоксыг Уилерын төгсөх ангийн оюутан Жейкоб Бекенштейн шийдэж өгсөн. Термодинамик нь маш хүчирхэг оюуны нөөцтэй - хамгийн тохиромжтой дулааны хөдөлгүүрийн онолын судалгаа. Бекенштейн дулааныг хувиргадаг оюуны төхөөрөмжийг зохион бүтээжээ ашигтай ажилхар нүхийг халаагч болгон ашиглах. Энэ загварыг ашиглан тэрээр хар нүхний энтропийг тооцоолсон. Энэ нь үйл явдлын давхрагын талбайтай пропорциональ болж хувирав... Энэ талбай нь нүхний радиусын квадраттай пропорциональ бөгөөд энэ нь түүний масстай пропорциональ гэдгийг санаарай. Аливаа гадны объектыг барьж авах үед нүхний масс нэмэгдэж, радиус уртасч, давхрагын талбай нэмэгдэж, үүний дагуу энтропи нэмэгддэг. Гадны биетийг залгисан нүхний энтропи нь энэ биет болон тэдгээртэй уулзахаас өмнөх нүхний нийт энтропиас давж байгааг тооцоолол харуулсан. Үүний нэгэн адил, нурж буй одны энтропи нь өв залгамжлагч нүхний энтропиас олон дарааллаар бага байна. Үнэн хэрэгтээ, Бекенштейний үндэслэлээс харахад нүхний гадаргуу нь тэгээс өөр температуртай тул дулааны фотоныг (мөн хангалттай халаалттай бол бусад хэсгүүд) ялгаруулах ёстой. Гэсэн хэдий ч Бекенштейн тийм хол явж зүрхэлсэнгүй (энэ алхамыг Стивен Хокинг хийсэн).

Бид юунд хүрэв? Хар нүхний тухай эргэцүүлэл нь термодинамикийн хоёрдугаар хуулийг хөдлөшгүй үлдээгээд зогсохгүй энтропийн тухай ойлголтыг баяжуулах боломжтой болгодог. Энгийн физик биеийн энтропи нь түүний эзэлхүүнтэй их бага пропорциональ, нүхний энтропи нь тэнгэрийн хаяаны гадаргуутай пропорциональ байна. Энэ нь ижил шугаман хэмжээс бүхий аливаа материаллаг объектын энтропиээс их гэдгийг хатуу баталж болно. Энэ нь тийм гэсэн үг дээд тал ньСансрын хаалттай талбайн энтропи нь зөвхөн түүний гаднах хилийн талбайгаар тодорхойлогддог! Бидний харж байгаагаар хар нүхний шинж чанарын онолын дүн шинжилгээ нь ерөнхий физик шинж чанартай маш гүнзгий дүгнэлт гаргах боломжийг олгодог.

Орчлон ертөнцийн гүн рүү харах

Сансар огторгуйн гүн дэх хар нүхний эрэл хайгуул хэрхэн явагддаг вэ? Энэ асуултыг Популяр механикч нэрт астрофизикч, Харвардын их сургуулийн профессор Рамеш Нараяанд тавьжээ.

“Хар нүхний нээлтийг орчин үеийн одон орон судлал, астрофизикийн хамгийн том ололт гэж үзэх ёстой. Сүүлийн хэдэн арван жилд сансар огторгуйд олон мянган рентген туяаны эх үүсвэрүүд тогтоогдсон бөгөөд тэдгээр нь тус бүр нь ердийн од болон хуримтлагдах дискээр хүрээлэгдсэн маш жижиг гэрэлтдэггүй биетээс бүрддэг. Нэг хагасаас гурван нарны масстай харанхуй биетүүд нь нейтрон од байх магадлалтай. Гэсэн хэдий ч эдгээр үл үзэгдэх биетүүдийн дунд хар нүхний дүрд нэр дэвшигч дор хаяж хоёр арван бараг зуун хувь нэр дэвшигчид байдаг. Үүнээс гадна эрдэмтэд галактикийн цөмд дор хаяж хоёр аварга хар нүх нуугдаж байгаа гэдэгтэй санал нэгдэв. Тэдний нэг нь манай Галактикийн төвд байрладаг; АНУ, Германы одон орон судлаачдын өнгөрсөн жилийн нийтлэлээс үзэхэд түүний масс нь 3.7 сая нарны масс (Ms) юм. Хэдэн жилийн өмнө Харвард-Смитсоны астрофизикийн төвийн хамт олон Жеймс Моран, Линкольн Гринхилл нар Сейферт галактикийн төв дэх NGC 4258 нүхийг жинлэхэд томоохон хувь нэмэр оруулсан бөгөөд энэ нь 35 сая M с хурдалсан юм. Магадгүй олон галактикийн цөмд нэг саяас хэдэн тэрбум М с хүртэл масстай нүх агуулагддаг.

Одоогийн байдлаар дэлхийгээс хар нүхний жинхэнэ өвөрмөц шинж тэмдгийг засах арга байхгүй - үйл явдлын тэнгэрийн хаяа байна. Гэсэн хэдий ч бид түүний байхгүй гэдэгт хэрхэн итгэлтэй байхаа аль хэдийн мэддэг болсон. Нейтрон одны радиус нь 10 километр; одны нуралтын үр дүнд үүссэн нүхний радиус ба хэмжээсийн ижил дараалал. Гэсэн хэдий ч нейтрон од хатуу гадаргуутай байдаг бол нүх нь хатуу гадаргуутай байдаггүй. Нейтрон одны гадаргуу дээр бодис унах нь термоядролын дэлбэрэлтэд хүргэдэг бөгөөд энэ нь хоёр дахь удаагаа үе үе рентген тэсрэлт үүсгэдэг. Мөн хий нь хар нүхний тэнгэрийн хаяанд хүрэхэд түүний доогуур орж, ямар ч цацраг туяагаар илэрдэггүй. Тиймээс богино рентген туяа байхгүй байгаа нь объектын нүхтэй төстэй байдлын хүчтэй баталгаа юм. Хар нүх агуулсан байж магадгүй хоёр арван хоёр систем бүгд ийм туяа ялгаруулдаггүй.

Одоо бид хар нүх байдаг гэсэн сөрөг нотолгоонд сэтгэл хангалуун байхаас өөр аргагүйд хүрсэн гэдгийг хүлээн зөвшөөрөх ёстой. Бидний цоорхой гэж зарлаж буй объектууд нь нийтээр хүлээн зөвшөөрөгдсөн онолын загваруудын үүднээс өөр юу ч байж болохгүй. Өөрөөр хэлбэл, бид тэдгээрийг өөр зүйл гэж үндэслэлтэй гэж үзэх боломжгүй учраас зөвхөн нүх гэж үздэг. Дараагийн үеийн одон орон судлаачид арай илүү азтай байх болно гэж найдаж байна. ”

Профессор Нараяны хэлсэн үгэнд одон орон судлаачид хар нүх байдаг гэдэгт эртнээс итгэж ирсэн гэдгийг нэмж хэлж болно. Түүхээс харахад энэ албан тушаалд хамгийн анхны найдвартай нэр дэвшигч нь биднээс 6500 гэрлийн жилийн зайд орших маш тод цэнхэр өнгийн супер аварга HDE 226868-ийн бараан хиймэл дагуул байсан юм. Энэ нь 1970-аад оны эхээр Cygnus X-1 рентген хоёртын системд нээгдсэн. Хамгийн сүүлийн үеийн мэдээллээр түүний масс нь 20 М сек орчим байна. Энэ оны есдүгээр сарын 20-нд одон орон судлаачид анх 17 жилийн өмнө сэжиглэж байсан галактикийн хэмжээний өөр нэг нүхний бодит байдлын талаарх эргэлзээг бараг бүрэн арилгасан мэдээлэл нийтлэгдсэнийг тэмдэглэх нь зүйтэй. Энэ нь Андромеда мананцар гэгддэг M31 галактикийн төвд байрладаг. Galaxy M31 нь маш эртний, ойролцоогоор 12 тэрбум жилийн настай. Нүх нь бас нэлээд том - 140 сая нарны масстай. 2005 оны намар гэхэд одон орон судлаачид болон астрофизикчид гурван асар том хар нүх, тэдгээрийн хэд хэдэн илүү даруухан хамтрагчид байдаг гэдэгт эцэст нь итгэлтэй байв.

Онолчдын дүгнэлт

Мөн алдартай механикууд хар нүхний чиглэлээр олон арван жилийн судалгаа хийсэн таталцлын онолын хамгийн нэр хүндтэй хоёр мэргэжилтэнтэй ярилцаж чадсан. Бид тэднээс хамгийн ихийг жагсаахыг хүссэн чухал амжилтуудэнэ бүсэд. Калифорнийн Технологийн Институтын онолын физикийн профессор Кип Торн бидэнд хэлсэн үг:

"Хэрэв бид харьцангуйн ерөнхий тэгшитгэлээр тодорхойлогдсон макроскоп хар нүхнүүдийн тухай ярих юм бол тэдгээрийн онолын талбарт гол үр дүнг XX зууны 60-80-аад онд олж авсан. Сүүлийн үеийн ажлын тухайд хамгийн сонирхолтой нь хар нүхний дотор болж буй үйл явцыг илүү сайн ойлгох боломжийг олгосон. Сүүлийн жилүүдэд олон хэмжээст орон зай дахь хар нүхний загварт ихээхэн анхаарал хандуулж байгаа бөгөөд энэ нь утсан онолд аяндаа гарч ирдэг. Гэвч эдгээр судалгаанууд нь сонгодог судалгаатай холбоотой байхаа больсон, харин хараахан нээгдээгүй квант нүхнүүдтэй холбоотой юм. Гол үр дүн Сүүлийн жилүүдэд- хэд хэдэн нарны масстай нүхнүүд, түүнчлэн галактикийн төвүүдэд асар том нүхнүүд байдаг гэсэн бодит байдлын астрофизикийн маш баттай баталгаа. Өнөөдөр эдгээр нүхнүүд үнэхээр байдаг гэдэгт эргэлзэхээ больсон бөгөөд бид тэдгээрийн үүсэх үйл явцыг сайн ойлгож байна."

Канадын Альберт мужийн их сургуулийн профессор, академич Марковын шавь Валерий Фролов мөн ийм асуултад хариулав.

“Юуны өмнө би манай Галактикийн төвд хар нүх олдсоныг нэрлэх болно. Нэмэлт хэмжээс бүхий орон зайн нүхний онолын судалгаа нь маш сонирхолтой бөгөөд үүнээс үүдэн коллайдер хурдасгуур дээр туршилт хийх, сансрын туяаг хуурай газрын бодистой харьцах үйл явцад мини нүх бий болгох боломжтой гэж үздэг. Саяхан Стивен Хокинг уг бүтээлийн урьдчилсан хэвлэлийг илгээсэн бөгөөд үүнээс үзэхэд хар нүхний дулааны цацраг нь түүний тэнгэрийн хаяанд унасан объектын төлөв байдлын талаархи мэдээллийг гадаад ертөнцөд бүрэн буцааж өгдөг. Өмнө нь тэрээр энэ мэдээлэл эргэлт буцалтгүй алга болж байна гэж итгэж байсан бол одоо эсрэгээрээ дүгнэлтэд хүрчээ. Гэсэн хэдий ч энэ асуудлыг зөвхөн хараахан бүтээгдээгүй байгаа таталцлын квант онолын үндсэн дээр шийдвэрлэх боломжтой гэдгийг онцлон тэмдэглэх нь зүйтэй."

Хокингийн бүтээлийг тусад нь тайлбарлах нь зүйтэй. Квант механикийн ерөнхий зарчмуудаас үзэхэд ямар ч мэдээлэл ул мөргүй алга болдоггүй, харин "уншихад хялбар" хэлбэрт шилждэг. Гэсэн хэдий ч хар нүхнүүд бодисыг эргэлт буцалтгүй устгадаг бөгөөд мэдээлэлтэй яг адилхан хатуу харьцдаг бололтой. 1976 онд Хокинг энэ дүгнэлтийг математикийн аппаратаар баталгаажуулсан нийтлэл хэвлүүлсэн. Зарим онолчид түүнтэй санал нийлж, зарим нь үгүй; ялангуяа утсан онолчид мэдээлэл устаж үгүй ​​болдог гэж үздэг байв. Өнгөрсөн зун Дублин хотод болсон бага хурлын үеэр Хокинг мэдээлэл хадгалагдаж байгаа бөгөөд дулааны цацрагийн хамт уурших нүхний гадаргууг орхиж байна гэж хэлсэн. Энэ хурал дээр Хокинг шинэ тооцооныхоо диаграмыг л танилцуулж, цаг хугацааны явцад бүрэн эхээр нь нийтлэхээ амлав. Одоо Валерий Фроловын хэлснээр энэ бүтээл нь урьдчилсан хэвлэх боломжтой болсон.

Эцэст нь бид профессор Фроловоос яагаад хар нүхийг хүний ​​оюун ухааны хамгийн гайхалтай бүтээлүүдийн нэг гэж үздэгийг тайлбарлахыг хүссэн.

"Одон орон судлаачид удаан хугацааны турш ойлгоход шинэ физик санаа шаарддаггүй объектуудыг олж илрүүлсээр ирсэн. Энэ нь зөвхөн гариг, одод, галактикт төдийгүй цагаан одой, нейтрон од зэрэг чамин биетүүдэд ч хамаатай. Гэхдээ хар нүх бол огт өөр зүйл бөгөөд энэ нь үл мэдэгдэх нээлт юм. Хэн нэгэн түүний дотор байгаа гэж хэлсэн хамгийн сайн газардалд ертөнцийг байрлуулах. Нүх, ялангуяа өвөрмөц байдлыг судлах нь саяхныг хүртэл физикт бараг яригдаагүй байсан стандарт бус ойлголт, загваруудыг ашиглахад хүргэдэг - жишээлбэл, квант таталцал, утсан онол. Эндээс физикийн хувьд ер бусын, бүр өвддөг олон асуудал гарч ирдэг, гэхдээ одоо тодорхой болсон шиг үнэхээр бодитой юм. Тиймээс нүхийг судлах нь онолын цоо шинэ хандлагуудыг, тэр дундаа физик ертөнцийн талаарх бидний мэдлэгийн ирмэг дээр байгаа арга барилыг байнга шаарддаг.

Өмнөх нийтлэл: Нарийн сурагчид - энэ нь юу гэсэн үг вэ? Дараагийн нийтлэл: Зөөлөн катетер ашиглан давсагны катетержуулалт