История физики черных дыр ⇐ Васина Википедия

[wiki_en]

Черные дыры в основном были предметом исследований с момента появления общей теории относительности в начале 1900-х годов, хотя аналогичные концепции обсуждались и раньше. Через несколько месяцев после того, как Альберт Эйнштейн впервые описал общую теорию относительности в 1917 году, астрофизик Карл Шварцшильд применил эту модель к звездам и обнаружил решение уравнений поля Эйнштейна, содержащее математические сингулярности | особенности, которые позже стали известны как метрика Шварцшильда | Решение Шварцшильда. Это решение стало основой для черных дыр Шварцшильда: черных дыр без вращения|спина или электрического заряда|заряда.

Первоначально черные дыры были отвергнуты ранними исследователями как чисто теоретическая диковинка или даже физически невозможная. Возникающая концепция вырожденного вещества | давления вырождения заставила многих физиков поверить в то, что пока неизвестный механизм предотвратит гравитационный коллапс звезды | коллапса в черную дыру, независимо от ее массы. Однако в 1939 году Дж. Роберт Оппенгеймер и Хартланд Снайдер проанализировали коллапс звезд и пришли к выводу, что, похоже, не существует механизма, который мог бы предотвратить превращение всех звезд в черные дыры.

После открытия Оппенгеймера и Снайдера черные дыры стали получать более широкое признание среди физиков, которые начали дальнейшее исследование и понимание решения Шварцшильда. Еще три метрики были созданы для описания других типов черных дыр: метрика Рейсснера-Нордстрема, описывающая заряженные, невращающиеся черные дыры, метрика Керра, описывающая вращающиеся незаряженные черные дыры, и метрика Керра-Ньюмана, описывающая вращающиеся и заряженные черные дыры. Позже Вернер Исраэль обнаружил, что любая черная дыра должна описываться одним из этих параметров, а теорема об отсутствии волос|может иметь только три свойства: заряд, массу и спин.

Тем временем начались настоящие астрономические наблюдения за черными дырами. Первая широко известная черная дыра, Лебедь X-1, была открыта в 1972 году и принята большей частью научного сообщества как черная дыра к концу 1973 года. Хотя Лебедь X-1 был звездной черной дырой, были также получены доказательства существования сверхмассивных черных дыр, а космический телескоп Хаббла показал, что сверхмассивные черные дыры почти повсеместно распространены в галактических центрах. В последние годы достижения в области интерферометрии позволили ученым сделать первую фотографию черной дыры с помощью Телескопа горизонта событий и обнаружить слияние черных дыр с помощью гравитационных волн.

==До общей теории относительности==
Идея о теле, настолько массивном, что даже свет не может покинуть его, была кратко предложена английским пионером астрономии и священнослужителем Джоном Мичеллом и независимо французским ученым Пьером-Симоном Лапласом. Оба учёных предложили очень большие звезды в отличие от современной концепции чрезвычайно плотного объекта.
Идея Мичелла в короткой части письма, опубликованного в 1784 году,
В 1796 году Лаплас в своей книге, размышляя о происхождении Солнечной системы, упомянул, что звезда могла бы быть невидимой, если бы она была достаточно большой.
== Общая теория относительности ==

В 1905 году Альберт Эйнштейн показал, что законы электромагнетизма будут инвариантны относительно преобразований Лоренца: они будут идентичны для наблюдателей, движущихся с разными скоростями относительно друг друга. Это открытие стало известно как принцип специальной теории относительности. Хотя инвариантность законов механики уже была доказана, гравитацию еще предстоит учесть.
В 1911 году Эйнштейн предсказал
К 1917 году Эйнштейн усовершенствовал эти идеи в свою общую теорию относительности, которая объяснила, как материя влияет на пространство-время, которое, в свою очередь, влияет на движение другой материи.
=== Сингулярные решения в общей теории относительности ===
Всего через несколько месяцев после того, как Эйнштейн опубликовал уравнения поля Эйнштейна, описывающие общую теорию относительности, астрофизик Карл Шварцшильд решил применить эту идею к звездам. Он предположил сферическую симметрию без спина и нашел метрику Шварцшильда|решение уравнений Эйнштейна. * Перевод: * Перевод:
Многие физики начала 20 века скептически относились к существованию черных дыр. В научно-популярной книге 1926 года Артур Эддингтон обсуждал идею звезды, масса которой сжата до радиуса Шварцшильда, но его анализ был призван проиллюстрировать проблемы тогда еще плохо понимаемой теории общей относительности, а не серьезно проанализировать проблему: Эддингтон не верил в существование черных дыр. В 1939 году сам Эйнштейн использовал свою теорию общей относительности, пытаясь доказать, что черные дыры невозможны.
== Гравитация против давления вырождения ==
К 1920-м годам астрономы классифицировали ряд звезд-белых карликов как слишком холодные и плотные, чтобы их можно было объяснить постепенным охлаждением обычных звезд. В 1926 году Ральф Фаулер показал, что давление квантово-механического вырождения при этих плотностях превышает тепловое давление. В 1931 году, используя комбинацию специальной теории относительности и квантовой механики, Субраманьян Чандрасекар рассчитал, что невращающееся тело из электронно-вырожденной материи ниже определенной предельной массы (теперь называемой пределом Чандрасекара при
В 1930-х годах Фриц Цвикки и Вальтер Бааде изучали звездные новые, сосредоточив внимание на исключительно ярких звездах, которые они назвали сверхновыми. Цвикки продвигал идею о том, что сверхновые производят звезды с плотностью атомных ядер — нейтронные звезды | нейтронные звезды — но эта идея в значительной степени игнорировалась.
Джон Арчибальд Уилер и двое его студентов решили вопросы о модели, лежащей в основе предела Толмана-Оппенгеймера-Волкова (TOV). Харрисон и Уилер разработали уравнения состояния, связывающие плотность с давлением для холодной материи на всем пути от атомов через электронное вырождение до нейтронного вырождения. Затем Масами Вакано и Уиллер использовали эти уравнения для расчета кривой равновесия звезд, связывающей массу с длиной окружности. Они не обнаружили никаких дополнительных функций, которые могли бы аннулировать ограничение TOV. Это означало, что единственное, что могло предотвратить образование черных дыр, — это динамический процесс, выбрасывающий достаточную массу из звезды при ее охлаждении.
== Рождение современной модели ==
Современная концепция черных дыр была сформулирована Робертом Оппенгеймером и его учеником Хартландом Снайдером в 1939 году.
В 1958 году Дэвид Финкельштейн определил поверхность Шварцшильда как горизонт событий | горизонт событий, назвав ее «идеальной однонаправленной мембраной: причинные влияния могут пересекать ее только в одном направлении». В этом смысле события, происходящие внутри черной дыры, не могут влиять на события, происходящие за ее пределами.
== Золотой век ==

Эпоха с середины 1960-х до середины 1970-х годов была «золотым веком исследований черных дыр», когда общая теория относительности и черные дыры стали основными объектами исследований.
В этот период были найдены более общие решения для черных дыр. В 1963 году Рой Керр нашел метрику Керра | точное решение для вращающейся черной дыры.
В 1967 году Вернер Исраэль обнаружил, что решение Шварцшильда является единственным возможным решением для невращающейся незаряженной черной дыры и не может иметь никаких дополнительных параметров. В этом смысле черная дыра Шварцшильда будет определяться только ее массой, и любые две черные дыры Шварцшильда с одинаковой массой будут идентичны.
Поначалу предполагалось, что странные математические особенности, обнаруженные в каждом из решений для черной дыры, появились только из-за предположения, что черная дыра будет иметь идеальную вращательную симметрию#Вращательную симметрию относительно любого угла|сферически симметричной, и поэтому сингулярности не будут появляться в общих ситуациях, когда черные дыры не обязательно будут симметричными. Этой точки зрения придерживались, в частности, Владимир А. Белинский | Владимир Белинский, Исаак Маркович Халатников | Исаак Халатников и Евгений Лифшиц, которые пытались доказать, что в общих решениях не возникает никаких особенностей, хотя позже они изменили свои позиции.
Астрономические наблюдения также достигли больших успехов в эту эпоху. В 1967 году Энтони Хьюиш и Джоселин Белл Бернелл открыли пульсары.
Работы Джеймса Бардина, Джейкоба Бекенштейна, Картера и Хокинга в начале 1970-х годов привели к формулировке термодинамики черной дыры.
== Современные исследования и наблюдения ==
Первые убедительные доказательства существования черных дыр были получены в результате комбинированных рентгеновских и оптических наблюдений Лебедя X-1 в 1972 году.
Хотя Лебедь X-1, черная дыра звездной массы, к концу 1973 года был в целом признан научным сообществом черной дырой, пройдут десятилетия, прежде чем сверхмассивная черная дыра получит такое же широкое признание. Хотя еще в 1960-х годах такие физики, как Дональд Линден-Белл и Мартин Рис, предположили, что мощные квазары в центрах галактик возникли за счет аккреции (астрофизика) | аккреции сверхмассивных черных дыр, в то время существовало мало наблюдательных доказательств.
В 1999 году Дэвид Мерритт предложил соотношение M – сигма, которое связало дисперсию (статистику) | дисперсию скорости материи в центральной галактической выпуклости | выпуклости галактики с массой сверхмассивной черной дыры в ее ядре.

11 февраля 2016 года научное сотрудничество LIGO и интерферометр Virgo | Virgo Collaboration объявили о первом наблюдении гравитационных волн | первом прямом обнаружении гравитационных волн под названием GW150914, что представляет собой первое наблюдение слияния черных дыр. На момент слияния черные дыры находились на расстоянии примерно 1,4 миллиарда световых лет от нас. от Земли и имел массу 30 и 35 солнечных масс. *

10 апреля 2019 года было опубликовано первое прямое изображение черной дыры и ее окрестностей после наблюдений сверхмассивной черной дыры в галактическом центре|галактического центра Мессье 87, сделанных телескопом горизонта событий (EHT) в 2017 году.
В 2020 году за работы по черным дырам была присуждена Нобелевская премия по физике. Андреа Гез и Райнхард Гензель поделились половиной за открытие того, что Стрелец А* представляет собой сверхмассивную черную дыру.
=== Этимология ===

Сообщается, что в декабре 1967 года один студент предложил фразу «черная дыра» на лекции Джона Арчибальда Уиллера | Джона Уиллера; Уилер принял этот термин из-за его краткости и «рекламной ценности», а авторитет Уиллера в этой области обеспечил ему быстрое распространение,
Однако примерно в то время этот термин использовался другими. Научный писатель Марсия Бартусяк родила термин «черная дыра» от физика Роберта Х. Дике, который, как сообщается, в начале 1960-х годов сравнил это явление с Черной дырой в Калькутте, печально известной как тюрьма, куда люди входили, но никогда не выходили живыми.
Этот термин использовался в печати журналами Life (журнал) | Life и Science News в 1963 году, а также научной журналисткой Энн Юинг в ее статье.
Черные дыры

Подробнее: https://en.wikipedia.org/wiki/History_o ... le_physics