Хар нүхний судалгаа. Хар нүхийг хэн нээсэн бэ? Орчлон ертөнцийн гүн рүү харах

Хар нүх, харанхуй бодис, харанхуй бодис ... Эдгээр нь огторгуйн хамгийн хачирхалтай, нууцлаг биетүүд нь эргэлзээгүй. Тэдний хачирхалтай шинж чанарууд нь Орчлон ертөнцийн физикийн хуулиуд, тэр ч байтугай одоо байгаа бодит байдлын мөн чанарыг эсэргүүцэж чадна. Эрдэмтэд хар нүх гэж юу болохыг ойлгохын тулд "газрын тэмдэгийг өөрчлөх", хайрцагнаас гадуур сэтгэж сурах, бага зэрэг төсөөллийг хэрэгжүүлэхийг санал болгож байна. Хар нүхнүүд нь асар том оддын цөмөөс үүсдэг бөгөөд үүнийг асар том масс хоосон байдалд төвлөрсөн орон зайн бүс гэж тодорхойлж болох бөгөөд тэнд юу ч, тэр байтугай гэрэл ч таталцлын таталцлаас зугтаж чадахгүй. Энэ бол сансрын хоёр дахь хурд нь гэрлийн хурдаас давсан хэсэг юм: Хөдөлгөөний объект хэдий чинээ их байх тусам таталцлаас ангижрахын тулд илүү хурдан хөдлөх ёстой. Үүнийг сансрын хоёр дахь хурд гэж нэрлэдэг.

Коллиерийн нэвтэрхий толь бичигт материйн таталцлын бүрэн задралын үр дүнд үүссэн сансар огторгуйн бүс нутгийг хар нүх гэж нэрлэдэг бөгөөд таталцлын хүч нь матери ч, гэрэл ч, бусад мэдээлэл тээгч ч түүнийг орхиж чадахгүй. Тиймээс хар нүхний дотоод байдал нь бусад ертөнцтэй учир шалтгааны холбоогүй; хар нүхний дотор явагдаж буй физик үйл явц нь түүний гаднах үйл явцад нөлөөлж чадахгүй. Хар нүх нь нэг чиглэлтэй мембраны шинж чанартай гадаргуугаар хүрээлэгдсэн байдаг: бодис ба цацраг туяа түүгээр хар нүх рүү чөлөөтэй унадаг боловч тэндээс юу ч зугтаж чадахгүй. Энэ гадаргууг "үйл явдлын давхрага" гэж нэрлэдэг.

Нээлтийн түүх

Хар нүхнүүдийг харьцангуйн ерөнхий онол (1915 онд Эйнштейний дэвшүүлсэн таталцлын онол) болон бусад илүү орчин үеийн таталцлын онолуудыг 1939 онд Р.Оппенгеймер, Х.Снайдер нар математикийн үндэслэлээр баталжээ.Харин эдгээрийн ойр орчмын орон зай, цаг хугацааны шинж чанарууд объектууд маш ер бусын байсан тул одон орон судлаачид болон физикчид 25 жилийн турш тэднийг нухацтай авч үзээгүй байна. Гэсэн хэдий ч 1960-аад оны дундуур одон орон судлалын нээлтүүд хар нүхийг бодит бодит байдал мэт харагдуулсан. Шинэ нээлт, хайгуул нь орон зай, цаг хугацааны талаарх бидний ойлголтыг үндсээр нь өөрчилж, сансар огторгуйн олон тэрбум нууцыг гэрэлтүүлж чадна.

Хар нүх үүсэх

Оддын дотоод хэсэгт термоядролын урвал явагдах боловч өндөр температур, даралтыг хадгалж, од өөрийн таталцлын нөлөөн дор агшихаас сэргийлдэг. Гэвч цаг хугацаа өнгөрөхөд цөмийн түлш шавхагдаж, од багасаж эхэлдэг. Тооцооллоос харахад одны масс нь гурван нарны массаас хэтрэхгүй бол "таталцлын эсрэг тулалдаанд" ялна: таталцлын уналт нь "муухай" материйн даралтаар зогсч, од нь үүрд мөнхөд хувирна. цагаан одой эсвэл нейтрон од. Харин одны масс гурваас илүү нарны масстай бол түүний сүйрлийн сүйрлийг юу ч зогсоож чадахгүй бөгөөд тэр хурдан үйл явдлын тэнгэрийн хаяанд орж хар нүх болж хувирна.

Хар нүх бол гурилан бүтээгдэхүүний нүх мөн үү?

Гэрэл гаргадаггүй зүйлийг анзаарах нь тийм ч хялбар биш юм. Хар нүхийг олох нэг арга бол сансар огторгуйд асар том, харанхуй орон зайд байгаа хэсгүүдийг хайх явдал юм. Эдгээр төрлийн объектуудыг хайж байхдаа одон орон судлаачид тэдгээрийг хоёр үндсэн бүсээс олсон: галактикийн төвүүд болон манай Галактикийн хоёр одны системээс. Эрдэмтдийн үзэж байгаагаар нийтдээ хэдэн арван сая ийм объект байдаг.

Сансар судлалын сэдвээр шинжлэх ухааны алдартай кино хийх сонирхол харьцангуй сүүлийн үед нэмэгдэж байгаа тул орчин үеийн үзэгчид онцгой байдал, хар нүх гэх мэт үзэгдлийн талаар их сонссон. Гэсэн хэдий ч кино нь эдгээр үзэгдлийн мөн чанарыг бүхэлд нь илчилдэггүй, заримдаа бүр илүү үр дүнтэй болгохын тулд боловсруулсан шинжлэх ухааны онолыг гажуудуулдаг. Ийм учраас орчин үеийн олон хүмүүсийн эдгээр үзэгдлийн талаархи санаа нь бүрэн өнгөц эсвэл бүрэн алдаатай байдаг. Асуудлын шийдлүүдийн нэг бол энэ нийтлэл бөгөөд бид одоо байгаа судалгааны үр дүнг ойлгож, хар нүх гэж юу вэ гэсэн асуултад хариулахыг хичээх болно.

1784 онд Английн санваартан, байгаль судлаач Жон Мишелл Хатан хааны нийгэмлэгт илгээсэн захидалдаа анх удаа сансар огторгуйн хоёр дахь хурд нь гэрлийн хурдыг давах тийм хүчтэй таталцлын хүчтэй таамгийн том биетийг дурьджээ. Сансрын хоёр дахь хурд нь харьцангуй жижиг биетэд селестиел биетийн таталцлыг даван туулж, энэ биеийг тойрсон хаалттай тойрог замаас цааш гарах хурд юм. Түүний тооцоолсноор нарны нягттай, нарны радиус нь 500 радиустай биет гадаргуу дээрээ гэрлийн хурдтай тэнцэх хоёр дахь сансрын хурдтай байх болно. Энэ тохиолдолд гэрэл хүртэл ийм биеийн гадаргууг орхихгүй, тиймээс энэ бие нь зөвхөн ирж буй гэрлийг шингээж, ажиглагчид үл үзэгдэх болно - харанхуй орон зайн дэвсгэр дээр нэг төрлийн хар толбо.

Гэсэн хэдий ч Мишелийн хэт масстай биетийн тухай ойлголт Эйнштейний ажил хүртэл нэг их сонирхол татаагүй. Сүүлийнх нь гэрлийн хурдыг мэдээлэл дамжуулах хязгаарлагдмал хурд гэж тодорхойлсон гэдгийг эргэн санацгаая. Нэмж дурдахад Эйнштейн таталцлын онолыг гэрлийн хурдтай ойролцоо хурдны хувьд өргөжүүлсэн (). Үүний үр дүнд Ньютоны онолыг хар нүхэнд хэрэглэх нь хамаагүй болсон.

Эйнштейний тэгшитгэл

Хар нүхэнд харьцангуй ерөнхий онол хэрэглэж, Эйнштейний тэгшитгэлийг шийдсэний үр дүнд хар нүхний үндсэн параметрүүд илэрсэн бөгөөд үүнээс масс, цахилгаан цэнэг, өнцгийн импульс гэсэн гуравхан үзүүлэлт байдаг. "Хар нүхний математикийн онол" хэмээх үндсэн монографийг бүтээсэн Энэтхэгийн астрофизикч Субраманиан Чандрасекхарын оруулсан хувь нэмрийг тэмдэглэх нь зүйтэй.

Тиймээс Эйнштейний тэгшитгэлийн шийдлийг дөрвөн боломжит хар нүхний дөрвөн хувилбараар үзүүлэв.

Эргүүлэхгүй, цэнэггүй BH - Шварцшильдын шийдэл. Эйнштейний тэгшитгэлийг ашигласан хар нүхний анхны тайлбаруудын нэг (1916), гэхдээ биеийн гурван параметрийн хоёрыг харгалзахгүйгээр. Германы физикч Карл Шварцшильдын шийдэл нь бөмбөрцөг хэлбэрийн масстай биеийн гадаад таталцлын талбайг тооцоолох боломжийг олгодог. Германы эрдэмтний BH-ийн үзэл баримтлалын онцлог нь үйл явдлын давхрага, түүний ард нуугдаж буй үзэгдэл юм. Мөн Шварцшильд анх удаа таталцлын радиусыг тооцоолсон бөгөөд энэ нь өгөгдсөн масстай биеийн үйл явдлын давхрага байрлах бөмбөрцгийн радиусыг тодорхойлдог.
Цэнэгтэй эргэлтгүй BH - Reisner-Nordström шийдэл. Хар нүхний боломжит цахилгаан цэнэгийг харгалзан 1916-1918 онд гаргасан шийдэл. Энэ цэнэг нь дур зоргоороо их байж болохгүй бөгөөд үүнээс үүдэн үүссэн цахилгаан түлхэлтийн улмаас хязгаарлагдмал байдаг. Сүүлийнх нь таталцлын хүчээр нөхөгдөх ёстой.
Эргэлтийн болон цэнэггүй BH - Керрийн шийдэл (1963). Эргосфер гэж нэрлэгддэг Керр хар нүх нь статикаас ялгаатай байдаг (энэ болон хар нүхний бусад бүрэлдэхүүн хэсгүүдийн талаар доор уншина уу).
Эргэлт ба цэнэгтэй BH - Kerr - Newman шийдэл. Энэхүү шийдлийг 1965 онд тооцоолсон бөгөөд BH-ийн бүх гурван параметрийг харгалзан үзсэн тул одоогоор хамгийн бүрэн гүйцэд шийдэл юм. Гэсэн хэдий ч байгальд хар нүхнүүд өчүүхэн цэнэгтэй байдаг гэж үздэг.

Хар нүх үүсэх

Хар нүх хэрхэн үүсч, гарч ирдэг тухай хэд хэдэн онол байдгаас хамгийн алдартай нь таталцлын уналтын үр дүнд хангалттай масстай од үүссэн явдал юм. Энэ шахалт нь гурваас дээш нарны масстай оддын хувьслыг зогсоож чадна. Ийм оддын доторх термоядролын урвалууд дууссаны дараа тэдгээр нь хэт нягт руу хурдан задарч эхэлдэг. Хэрэв нейтрон одны хийн даралт нь таталцлын хүчийг нөхөж чадахгүй бол, өөрөөр хэлбэл одны масс гэж нэрлэгддэг зүйлийг даван туулдаг. Оппенгеймер-Волковын хязгаар, дараа нь нуралт үргэлжилж, үр дүнд нь бодис хар нүх болж шахагдана.

Хар нүх үүсэхийг дүрсэлсэн хоёрдахь хувилбар нь протогалактикийн хий, өөрөөр хэлбэл галактик эсвэл ямар нэгэн бөөгнөрөл болж хувирах үе шатанд байгаа од хоорондын хийг шахах явдал юм. Хэрэв ижил таталцлын хүчийг нөхөх дотоод даралт хангалтгүй бол хар нүх үүсч болно.

Өөр хоёр хувилбар таамаглал хэвээр байна:

Үүний үр дүнд BH үүсэх нь - гэж нэрлэгддэг. анхдагч хар нүхнүүд.
Өндөр энергитэй цөмийн урвалын үр дүнд үүссэн. Ийм урвалын жишээ бол коллайдерын туршилт юм.

Хар нүхний бүтэц, физик

Хар нүхний Шварцшильдын бүтцэд өмнө дурдсан хоёр элемент багтдаг: хар нүхний өвөрмөц байдал ба үйл явдлын давхрага. Онцгой байдлын талаар товчхон хэлэхэд түүгээр шулуун шугам татах боломжгүй, мөн түүний дотор одоо байгаа физикийн онолуудын ихэнх нь ажиллахгүй байгааг тэмдэглэж болно. Тиймээс ганц биетийн физик нь өнөөдөр эрдэмтдийн хувьд нууц хэвээр байна. хар нүх бол нэг төрлийн хил бөгөөд үүнийг даван гарахад биет биет хязгаараа давж буцах чадвараа алдаж, хар нүхний өвөрмөц байдалд "унах" нь гарцаагүй.

Керр уусмалын хувьд, тухайлбал, BH-ийн эргэлт байгаа тохиолдолд хар нүхний бүтэц нь арай илүү төвөгтэй болдог. Керрийн шийдэл нь нүх нь эргосфертэй гэж үздэг. Эргосфер бол үйл явдлын давхрагын гаднах тодорхой бүс бөгөөд дотор нь бүх бие нь хар нүхний эргэлтийн чиглэлд хөдөлдөг. Энэ газар хараахан сэтгэл хөдөлгөм биш бөгөөд үйл явдлын давхрагаас ялгаатай нь үүнийг орхих боломжтой. Эргосфер нь их биетүүдийн эргэн тойронд бодисыг эргэдэг хуримтлуулах дискний нэгэн төрлийн аналог юм. Хэрэв Schwarzschild-ийн статик хар нүхийг хар бөмбөрцөг хэлбэрээр дүрсэлсэн бол Керри BH нь эргосфер байдгаас болж зууван хэлбэртэй эллипсоид хэлбэртэй байдаг бөгөөд энэ хэлбэрээр бид BH-ийг зураг, хуучин кино, эсвэл ихэвчлэн харж байсан. видео тоглоом.

Хар нүх хэр жинтэй вэ? - Хар нүхний гарал үүслийн талаархи хамгийн том онолын материал нь одны сүйрлийн үр дүнд үүссэн хувилбарын хувьд байдаг. Энэ тохиолдолд нейтрон одны хамгийн их масс ба хар нүхний хамгийн бага массыг Оппенгеймер-Волковын хязгаараар тодорхойлдог бөгөөд үүний дагуу BH массын доод хязгаар нь нарны масс 2.5 - 3 байна. Өмнө нь олдсон хамгийн хүнд хар нүх (NGC 4889 галактикт) 21 тэрбум нарны масстай. Гэсэн хэдий ч коллайдерууд гэх мэт өндөр энергийн цөмийн урвалын үр дүнд бий болсон BH-ийн талаар мартаж болохгүй. Ийм квант хар нүхнүүдийн масс, өөрөөр хэлбэл "Планкийн хар нүхнүүд" нь 2 · 10 −5 г хэмжээтэй байна.
Хар нүхний хэмжээ. Хамгийн бага BH радиусыг хамгийн бага массаас (2.5 - 3 нарны масс) тооцоолж болно. Хэрэв нарны таталцлын радиус, өөрөөр хэлбэл үйл явдлын давхрагын байрлах талбай нь ойролцоогоор 2.95 км бол нарны 3 массын хамгийн бага BH радиус нь есөн километр байх болно. Ийм харьцангуй жижиг хэмжээ нь эргэн тойрон дахь бүх зүйлийг татдаг асар том объектуудын хувьд толгойд багтахгүй. Гэсэн хэдий ч квант хар нүхний радиус нь - 10 −35 м байна.
Хар нүхний дундаж нягт нь масс ба радиус гэсэн хоёр үзүүлэлтээс хамаарна. Гурван нарны масстай хар нүхний нягт нь ойролцоогоор 6 · 10 26 кг / м³, харин усны нягт нь 1000 кг / м³ байна. Гэсэн хэдий ч ийм жижиг хар нүхийг эрдэмтэд олоогүй байна. Илэрсэн BH-ийн ихэнх нь 10 5-аас дээш нарны масстай. Хар нүх их байх тусам нягт нь бага байдаг гэсэн сонирхолтой загвар бий. Энэ тохиолдолд массыг 11 дарааллаар өөрчлөх нь нягтралыг 22 балаар өөрчлөхөд хүргэдэг. Тиймээс 1 · 10 9 нарны масстай хар нүхний нягт нь 18.5 кг / м³ нягттай бөгөөд энэ нь алтны нягтаас нэг нэгжээр бага байна. Мөн 10 10-аас дээш нарны масстай BHs нь дундаж нягт нь агаарын нягтаас бага байж болно. Эдгээр тооцоонд үндэслэн хар нүх үүсэх нь материйн шахалтаас биш, тодорхой эзлэхүүнд их хэмжээний бодис хуримтлагдсаны үр дүнд үүсдэг гэж үзэх нь логик юм. Квантын BH-ийн хувьд тэдгээрийн нягт нь ойролцоогоор 1094 кг / м³ байж болно.
Хар нүхний температур мөн түүний масстай урвуу хамааралтай байдаг. Энэ температур нь шууд хамааралтай. Энэ цацрагийн спектр нь туйлын хар биений спектртэй давхцдаг, өөрөөр хэлбэл бүх цацрагийг шингээдэг бие юм. Үнэмлэхүй хар биеийн цацрагийн спектр нь зөвхөн түүний температураас хамаардаг бол BH температурыг Хокингийн цацрагийн спектрээс тодорхойлж болно. Дээр дурдсанчлан, хар нүхний хэмжээ бага байх тусам энэ цацраг нь илүү хүчтэй байдаг. Энэ тохиолдолд одон орон судлаачид хараахан ажиглаагүй байгаа тул Хокингийн цацраг нь таамаглал хэвээр байна. Үүнээс үзэхэд хэрэв Хокингийн цацраг байгаа бол ажиглагдсан BH-ийн температур маш бага тул заасан цацрагийг бүртгэхийг зөвшөөрдөггүй. Тооцооллын дагуу нарны массын дарааллаар масстай нүхний температур ч үл тоомсорлодог (1 · 10 -7 К буюу -272 ° C). Квантын хар нүхнүүдийн температур ойролцоогоор 10 12 К хүрч чаддаг бөгөөд хурдан ууршдаг (ойролцоогоор 1.5 минут) ийм BH нь арван сая атомын бөмбөгийн энерги ялгаруулж чаддаг. Гэвч аз болоход ийм таамагласан объектуудыг бүтээхэд өнөөдөр Том Адрон Коллайдер дээр олж авсан энергиэс 10 14 дахин их энерги шаардагдана. Үүнээс гадна ийм үзэгдлийг одон орон судлаачид хэзээ ч ажиглаж байгаагүй.

Хар нүх юунаас бүрддэг вэ?

Эрдэмтэд болон астрофизикт дуртай хүмүүсийн санааг зовоож буй өөр нэг асуулт бол хар нүх юунаас бүрддэг вэ? Аливаа хар нүхийг тойрсон үйл явдлын давхрагаас цааш харах боломжгүй тул энэ асуултад хоёрдмол утгагүй хариулт алга. Нэмж дурдахад, хар нүхний онолын загварууд нь эргосфер, үйл явдлын давхрага, өвөрмөц байдал гэсэн 3 бүрэлдэхүүн хэсгийг л өгдөг. Эргосферт зөвхөн хар нүхэнд татагдсан, одоо түүний эргэн тойронд эргэлдэж буй биетүүд байдаг - янз бүрийн төрлийн сансрын биетүүд, сансрын хий байдаг гэж үзэх нь логик юм. Үйл явдлын давхрага нь зөвхөн нимгэн далд хил бөгөөд түүнээс дээш унасны дараа ижил сансрын биетүүд BH-ийн хамгийн сүүлчийн үндсэн бүрэлдэхүүн хэсэг болох өвөрмөц байдал руу эргэлт буцалтгүй татагддаг. Онцгой байдлын мөн чанарыг өнөөдөр судлаагүй бөгөөд түүний найрлагын талаар ярихад эрт байна.

Зарим таамаглалаар хар нүх нь нейтроноос бүрдсэн байж магадгүй юм. Хэрэв бид одыг нейтрон од руу шахаж, дараагийн агшилтын үр дүнд хар нүхний хувилбарыг дагаж мөрдвөл хар нүхний гол хэсэг нь нейтрон од өөрөө бүрддэг нейтронуудаас бүрдэх магадлалтай. Энгийнээр хэлбэл: од нурах үед атомууд нь электронууд протонтой нэгдэж, улмаар нейтрон үүсгэдэг. Үүнтэй төстэй урвал нь үнэндээ байгальд явагддаг бол нейтрино ялгаруулалт нь нейтрон үүсэх үед тохиолддог. Гэсэн хэдий ч эдгээр нь зөвхөн таамаглал юм.

Хэрэв та хар нүхэнд унавал юу болох вэ?

Астрофизикийн хар нүхэнд унах нь биеийг сунгадаг. Амиа хорлосон сансрын нисгэгч хар нүх рүү скафандр өмсөж, эхлээд хөлөөрөө алхаж байгааг төсөөлөөд үз дээ. Сансрын нисгэгч үйл явдлын давхрагыг даван гарахад гарах боломжоо больсон ч ямар ч өөрчлөлтийг анзаарахгүй. Хэзээ нэгэн цагт сансрын нисгэгч биенийх нь хэв гажилт үүсч эхлэх цэг (үйл явдлын давхрагаас бага зэрэг ард) хүрэх болно. Хар нүхний таталцлын талбар нь нэг төрлийн бус бөгөөд төв рүү чиглэсэн өсөн нэмэгдэж буй хүчний градиентээр илэрхийлэгддэг тул сансрын нисгэгчийн хөл, жишээлбэл, толгойноос илүү их таталцлын нөлөөнд өртөх болно. Дараа нь таталцлын хүч, эс тэгвээс түрлэгийн хүчнээс болж хөл нь илүү хурдан "унана". Тиймээс бие нь аажмаар уртасч эхэлдэг. Энэ үзэгдлийг тайлбарлахын тулд астрофизикчид спагеттификация гэсэн нэлээд бүтээлч нэр томъёог гаргаж ирэв. Биеийн цаашдын сунгалт нь түүнийг атом болгон задлах магадлалтай бөгөөд энэ нь эрт орой хэзээ нэгэн цагт өвөрмөц байдалд хүрэх болно. Ийм нөхцөлд хүн юу мэдрэх нь хэний ч таамаг. Биеийн сунгах нөлөө нь хар нүхний масстай урвуу хамааралтай гэдгийг тэмдэглэх нь зүйтэй. Өөрөөр хэлбэл, гурван нарны масстай BH нь биеийг агшин зуур сунгаж / хугалах юм бол хэт масстай хар нүх нь түрлэгийн хүч багатай байх ба зарим физик материалууд ийм хэв гажилтыг бүтцээ алдалгүйгээр "тэвчиж" чадна гэсэн саналууд байдаг.

Таны мэдэж байгаагаар цаг хугацаа асар том биетүүдийн дэргэд илүү удаан урсдаг бөгөөд энэ нь амиа хорлох сансрын нисгэгчийн цаг хугацаа дэлхийнхээс хамаагүй удаан урсдаг гэсэн үг юм. Энэ тохиолдолд тэр зөвхөн найз нөхдөөсөө гадна дэлхийгээс ч илүү наслах болно. Сансрын нисгэгч хэр их цаг хугацаа удаашрахыг тодорхойлохын тулд тооцоолол хийх шаардлагатай болно; Гэсэн хэдий ч дээр дурдсанаас харахад сансрын нисгэгч хар нүхэнд маш удаан унах бөгөөд магадгүй тэр мөчийг харах хүртэл амьдрахгүй байх болно гэж үзэж болно. түүний бие гажигтай болж эхэлдэг.

Гаднах ажиглагчийн хувьд үйл явдлын тэнгэрийн хаяанд ниссэн бүх биетүүд дүр төрх нь алга болтол энэ тэнгэрийн хаяанд үлдэх нь анхаарал татаж байна. Үүний шалтгаан нь таталцлын улаан шилжилт юм. Зарим зүйлийг хялбарчлах юм бол үйл явдлын тэнгэрийн хаяанд "хөлдсөн" амиа хорлосон сансрын нисгэгчийн биед тусах гэрэл нь цаг хугацаа удааширснаас болж давтамжаа өөрчилнө гэж хэлж болно. Цаг хугацаа удаан өнгөрөх тусам гэрлийн давтамж буурч, долгионы урт нэмэгдэх болно. Энэ үзэгдлийн үр дүнд гарц дээр, өөрөөр хэлбэл гадны ажиглагчийн хувьд гэрэл аажмаар бага давтамжийн улаан руу шилжих болно. Амиа хорлосон сансрын нисгэгч ажиглагчаас бараг үл анзаарагдам ч гэсэн улам бүр урагшилж, түүний цаг хугацаа улам удаан өнгөрч байгаа тул спектрийн дагуу гэрлийн шилжилт явагдана. Тиймээс түүний биед туссан гэрэл удахгүй үзэгдэх спектрээс хальж (зураг алга болно), ирээдүйд сансрын нисгэгчийн биеийг зөвхөн хэт улаан туяаны бүсээс, дараа нь радио давтамжид барьж болно. , цацраг нь бүрэн баригдашгүй байх болно.

Дээр дурдсаныг үл харгалзан маш том асар том хар нүхэнд түрлэгийн хүч нь зайнаас төдийлөн өөрчлөгддөггүй бөгөөд унаж буй биед бараг жигд үйлчилдэг гэж үздэг. Энэ тохиолдолд унасан сансрын хөлөг бүтцээ хадгалах болно. Үндэслэлтэй асуулт гарч ирнэ - хар нүх хаашаа чиглүүлдэг вэ? Энэ асуултын хариултыг өтний нүх, хар нүх гэх мэт хоёр үзэгдлийг хооронд нь холбосон зарим эрдэмтдийн хийсэн ажил хийж болно.

Альберт Эйнштейн, Натан Розен нар 1935 онд Альберт Эйнштейн, Натан Розен нар оршуулгын нүх гэж нэрлэгддэг таамаглал дэвшүүлж, орон зай-цаг хугацааны хоёр цэгийг сүүлчийнх нь нэлээд муруйлттай газруудад - Эйнштейн-Розены замаар холбодог. гүүр эсвэл өтний нүх. Орон зайн ийм хүчтэй муруйлтыг бий болгохын тулд хар нүхнүүд төгс даван туулах үүрэг бүхий асар том масстай биетүүд шаардлагатай болно.

Эйнштейн-Розены гүүр нь жижиг, тогтворгүй тул хүн нэвтрэх боломжгүй өтний нүх гэж тооцогддог.

Хар ба цагаан нүхний онолын хүрээнд дамжин өнгөрөх өт нүхийг бий болгох боломжтой. Цагаан нүх гэдэг нь хар нүхэнд баригдсан мэдээллийн гаралт юм. Цагаан нүхийг харьцангуйн ерөнхий онолын хүрээнд дүрсэлсэн боловч өнөөдөр энэ нь таамаглал хэвээр байгаа бөгөөд нээгдээгүй байна. Америкийн эрдэмтэд Кип Торн болон түүний аспирант Майк Моррис нарын санал болгосон өтний нүхний өөр нэг загварыг алхах боломжтой. Гэсэн хэдий ч Моррис-Торны өтний нүхний нэгэн адил хар ба цагаан нүхний хувьд аялах боломж нь сөрөг энергитэй, мөн таамаглалтай хэвээр байгаа чамин бодис гэж нэрлэгддэг бодис байхыг шаарддаг.

Орчлон ертөнц дэх хар нүхнүүд

Хар нүхнүүд байгаа нь харьцангуй саяхан (2015 оны 9-р сар) батлагдсан боловч тэр үед BH-ийн мөн чанарын тухай онолын нэлээд материал, түүнчлэн хар нүхний үүрэг гүйцэтгэх олон объектууд аль хэдийнээ байсан. Юуны өмнө BH-ийн хэмжээг анхаарч үзэх хэрэгтэй, учир нь үзэгдлийн мөн чанар нь тэдгээрээс хамаарна.

Оддын масстай хар нүх... Ийм объектууд нь одны нуралтын үр дүнд үүсдэг. Өмнө дурьдсанчлан ийм хар нүх үүсгэх чадвартай биеийн хамгийн бага масс нь 2.5 - 3 нарны масс юм.
Дунд зэргийн масстай хар нүхнүүд... Ойролцоох хийн бөөгнөрөл, хөрш зэргэлдээх од (хоёр одтой системд) болон бусад сансрын биетүүдийг шингээж авснаас болж нэмэгдсэн нөхцөлт завсрын төрлийн хар нүхнүүд.
Хэт том хар нүх... 10 5 -10 10 нарны масстай авсаархан биетүүд. Ийм BH-ийн өвөрмөц шинж чанар нь парадокс бага нягтрал, түүнчлэн түрлэгийн сул хүч юм. Энэ бол манай Сүүн зам галактикийн (Sagittarius A *, Sgr A *) болон бусад ихэнх галактикуудын төвд байдаг маш том хар нүх юм.

Хар ордонд нэр дэвшигчид

Хамгийн ойрын хар нүх, эс тэгвээс BH-ийн дүрд нэр дэвшигч нь нарнаас 3000 гэрлийн жилийн зайд (манай галактикт) байрладаг объект (V616 Unicorn) юм. Энэ нь хоёр бүрэлдэхүүн хэсгээс бүрдэнэ: нарны массын хагасын масстай од, мөн үл үзэгдэх жижиг биет, масс нь 3 - 5 нарны масстай. Хэрэв энэ объект нь оддын масстай жижиг хар нүх болж хувирвал баруун талд нь хамгийн ойрын BH байх болно.

Энэ объектын араас хамгийн ойр байгаа хоёр дахь хар нүх нь Cyg X-1 объект бөгөөд энэ нь BH-ийн дүрд нэр дэвшсэн анхны нэр дэвшигч байсан юм. Түүн хүртэлх зай нь ойролцоогоор 6070 гэрлийн жил юм. Энэ нь сайн судлагдсан: 14.8 нарны масстай, үйл явдлын давхрагын радиус нь 26 км орчим юм.

Зарим эх сурвалжийн мэдээлснээр, 1999 оны тооцоогоор 1600 гэрлийн жилийн зайд байрладаг V4641 Sagittarii (V4641 Sgr) одны систем дэх бие нь BH-ийн дүрд хамгийн ойрын нэр дэвшигч байж магадгүй юм. Гэсэн хэдий ч дараагийн судалгаагаар энэ зайг дор хаяж 15 дахин нэмэгдүүлсэн.

Манай галактикт хичнээн хар нүх байдаг вэ?

Энэ асуултын тодорхой хариулт байхгүй, учир нь тэдгээрийг ажиглахад нэлээд хэцүү байдаг бөгөөд тэнгэрийг судлах бүх хугацаанд эрдэмтэд Сүүн замаас арав орчим хар нүх олж чадсан юм. Манай галактикт 100-400 тэрбум орчим од байдаг бөгөөд мянга дахь од бүр нь хар нүх үүсгэх хангалттай масстай байдаг гэдгийг бид тооцоололгүйгээр тэмдэглэж байна. Сүүн зам оршин тогтнох үед сая сая хар нүх үүссэн байх магадлалтай. Асар том хар нүхийг бүртгэх нь илүү хялбар байдаг тул манай галактикийн ихэнх BH нь хэт том биш байх магадлалтай гэж үзэх нь логик юм. НАСА-гийн 2005 оны судалгаагаар галактикийн төвийг тойрон эргэлддэг бөөн хар нүх (10-20 мянга) байгааг харуулж байгаа нь анхаарал татаж байна. Нэмж дурдахад 2016 онд Японы астрофизикчид Сүүн замын цөм болох хар нүхийг * объектын ойролцоо асар том хиймэл дагуулыг олж илрүүлжээ. Энэ биеийн жижиг радиус (0.15 гэрлийн жил), асар том масс (100,000 нарны масс) зэргээс шалтгаалан эрдэмтэд энэ биетийг мөн асар том хар нүх гэж үздэг.

Манай галактикийн цөм болох Сүүн замын хар нүх (Sagittarius A *, Sgr A * эсвэл Sagittarius A *) нь асар их масстай бөгөөд 4.31 10 6 нарны масстай, 0.00071 гэрлийн жилийн радиустай (6.25 гэрлийн жил) буюу 6.75 тэрбум км). Sagittarius A *-ийн температур түүний эргэн тойрон дахь бөөгнөрөлтэй хамт 1 · 10 7 К орчим байна.

Хамгийн том хар нүх

Эрдэмтдийн олж илрүүлсэн орчлон ертөнцийн хамгийн том хар нүх бол S5 0014 + 81 галактикийн төвд, дэлхийгээс 1.2 10 10 гэрлийн жилийн зайд орших FSRQ blazar хэмээх хэт том хар нүх юм. Свифт сансрын ажиглалтын төвийг ашиглан хийсэн ажиглалтын урьдчилсан үр дүнгээс үзэхэд BH-ийн масс нь 40 тэрбум (40 · 10 9) нарны масс байсан бөгөөд ийм нүхний Шварцшильд радиус нь 118,35 тэрбум километр (0,013 гэрлийн жил) байв. Түүнчлэн 12.1 тэрбум жилийн өмнө (Их тэсрэлтийн дараа 1.6 тэрбум жилийн дараа) үүссэн гэж үздэг. Хэрэв энэ аварга хар нүх хүрээлэн буй бодисыг шингээж авахгүй бол хар нүхнүүд ноёрхох Орчлон ертөнцийн хөгжлийн эрин үеүүдийн нэг болох хар нүхний эрин үе хүртэл амьд үлдэх болно. Хэрэв S5 0014 + 81 галактикийн цөм өссөөр байвал энэ нь орчлон ертөнцөд байх сүүлчийн хар нүхнүүдийн нэг болно.

Үлдсэн хоёр хар нүх нь хэдийгээр өөрийн гэсэн нэргүй ч өөрсдийн оршин тогтнолыг туршилтаар баталж, таталцлыг судлахад чухал үр дүнг өгсөн тул хар нүхийг судлахад хамгийн чухал ач холбогдолтой юм. Бид хоёр хар нүх нэг рүү мөргөлдөх гэж нэрлэгддэг GW150914 үйл явдлын тухай ярьж байна. Энэ арга хэмжээ нь бүртгүүлэх боломжтой болсон.

Хар нүх илрүүлэх

Хар нүхийг илрүүлэх аргуудыг авч үзэхээсээ өмнө хар нүх яагаад хар байдаг вэ гэсэн асуултад хариулах хэрэгтэй. - Үүний хариулт нь астрофизик, сансар судлалын гүнзгий мэдлэг шаарддаггүй. Хэрэв бид таамаглалыг тооцохгүй бол хар нүх нь түүн дээр ирж буй бүх цацрагийг шингээж авдаг бөгөөд огт ялгаруулдаггүй явдал юм. Хэрэв бид энэ үзэгдлийг илүү нарийвчлан авч үзвэл цахилгаан соронзон цацраг хэлбэрээр энерги ялгарах процессууд хар нүхний дотор явагддаггүй гэж үзэж болно. Дараа нь, хэрэв BH цацруулж байвал энэ нь Хокингийн спектрт байна (халаалттай, туйлын хар биетийн спектртэй давхцдаг). Гэхдээ өмнө дурьдсанчлан энэ цацраг илрээгүй нь хар нүхний температур бүрэн бага байгааг харуулж байна.

Нийтээр хүлээн зөвшөөрөгдсөн өөр нэг онол бол цахилгаан соронзон цацраг нь үйл явдлын давхрагаас гарах чадваргүй гэж хэлдэг. Фотонууд (гэрлийн бөөмс) асар том биетүүдэд татагдахгүй байх магадлалтай, учир нь онолын дагуу тэд өөрсдөө массгүй байдаг. Гэсэн хэдий ч хар нүх нь орон зай-цаг хугацааг гажуудуулж гэрлийн фотонуудыг "татсан" хэвээр байна. Хэрэв бид сансар дахь BH-ийг орон зай-цаг хугацааны гөлгөр гадаргуу дээрх нэгэн төрлийн хонхор гэж төсөөлвөл хар нүхний төвөөс тодорхой зай байгаа бөгөөд ойртох тусам гэрэл холдох боломжгүй болно. Өөрөөр хэлбэл, "доод" ч байхгүй "нүх" рүү гэрэл "унаж" эхэлдэг.

Үүнээс гадна таталцлын улаан шилжилтийн нөлөөг харгалзан үзвэл хар нүхний гэрэл давтамжаа алдаж, спектрийн дагуу бага давтамжийн урт долгионы цацрагийн бүсэд шилжиж, эрчим хүчээ алдах хүртэл үргэлжлэх боломжтой. бүх.

Тиймээс хар нүх нь хар тул сансарт илрүүлэхэд хэцүү байдаг.

Илрүүлэх аргууд

Хар нүхийг илрүүлэхэд одон орон судлаачдын ашигладаг аргуудыг авч үзье.

Эрдэмтэд дээр дурдсан аргуудаас гадна хар нүх гэх мэт объектуудыг ихэвчлэн холбодог. Квазар бол сансар огторгуйн хамгийн тод одон орны объектуудын нэг болох сансрын биет ба хийн бөөгнөрөл юм. Харьцангуй жижиг хэмжээтэй гэрэлтэлтийн өндөр эрчимтэй байдаг тул эдгээр объектын төв нь эргэн тойрон дахь бодисыг татдаг асар том хар нүх гэж үзэх үндэслэл бий. Ийм хүчтэй таталцлын улмаас таталцсан бодис нь маш халуун байдаг тул эрчимтэй цацруулдаг. Ийм объект олохыг ихэвчлэн хар нүх олохтой харьцуулдаг. Заримдаа квазарууд нь халсан плазмын тийрэлтэт тийрэлтэт онгоцыг хоёр чиглэлд цацруулж чаддаг - харьцангуй тийрэлтэт онгоц. Ийм тийрэлтэт онгоц (тийрэлтэт онгоц) үүсэх шалтгаан нь бүрэн тодорхойгүй байгаа боловч тэдгээр нь BH-ийн соронзон орон ба аккрецийн дискний харилцан үйлчлэлээс үүдэлтэй байж магадгүй бөгөөд шууд хар нүхнээс ялгардаггүй.

M87 галактик дахь тийрэлтэт онгоц BH-ийн төвөөс ирж байна

Дээр дурдсан зүйлсийг нэгтгэн дүгнэж хэлэхэд, энэ нь бөмбөрцөг хэлбэртэй хар биет бөгөөд түүний эргэн тойронд хүчтэй халсан бодис эргэлдэж, гэрэлтэх диск үүсгэдэг.

Хар нүхнүүд хоорондоо нэгдэж, мөргөлдөж байна

Астрофизикийн хамгийн сонирхолтой үзэгдлүүдийн нэг бол хар нүхний мөргөлдөөн бөгөөд ийм том одон орны биетүүдийг илрүүлэх боломжийг олгодог. Ийм үйл явц нь зөвхөн астрофизикчдийг сонирхдоггүй, учир нь физикчдийн муу судалсан үзэгдлүүд тэдний үр дагавар болдог. Хамгийн тод жишээ бол өмнө дурьдсан GW150914 гэж нэрлэгддэг үйл явдал бөгөөд хоёр хар нүх маш их ойртож, харилцан таталцлын үр дүнд нэг болж нийлсэн. Энэхүү мөргөлдөөний чухал үр дагавар нь таталцлын долгион үүсэх явдал байв.

Таталцлын долгионы тодорхойлолтын дагуу эдгээр нь их хэмжээний хөдөлж буй биетүүдээс долгионтой төстэй байдлаар тархдаг таталцлын талбайн өөрчлөлтүүд юм. Ийм хоёр объект бие биедээ ойртоход нийтлэг хүндийн төвийн эргэн тойронд эргэлдэж эхэлдэг. Тэд бие биедээ ойртох тусам тэнхлэгээ тойрон эргэх нь нэмэгддэг. Хэзээ нэгэн цагт таталцлын талбайн ийм хувьсах хэлбэлзэл нь нэг хүчирхэг таталцлын долгион үүсгэж, сансарт олон сая гэрлийн жилийн турш тархах боломжтой. Тиймээс 1.3 тэрбум гэрлийн жилийн зайд хоёр хар нүх мөргөлдөж, хүчтэй таталцлын долгион үүсгэн 2015 оны 9-р сарын 14-нд LIGO болон VIRGO илрүүлэгчээр бүртгэгдсэн байна.

Хар нүх хэрхэн үхдэг вэ?

Хар нүх оршин тогтнохоо болихын тулд бүх массаа алдах шаардлагатай болох нь ойлгомжтой. Гэсэн хэдий ч түүний тодорхойлолтоор бол хар нүх үйл явдлын давхрагыг давсан бол түүний хязгаарыг юу ч орхиж чадахгүй. Зөвлөлтийн онолын физикч Владимир Грибов Зөвлөлтийн өөр нэг эрдэмтэн Яков Зельдовичтэй ярилцахдаа хар нүхнээс бөөмс ялгарах боломжийг анх дурдсан нь мэдэгдэж байна. Тэрээр квант механикийн үүднээс хар нүх нь туннелийн эффектээр бөөмс ялгаруулах чадвартай гэж нотолсон. Хожим нь квант механикийн тусламжтайгаар Английн онолын физикч Стивен Хокинг өөрийн гэсэн арай өөр онолыг бүтээжээ. Та энэ үзэгдлийн талаар илүү ихийг уншиж болно. Товчхондоо, вакуум орчинд гадаад ертөнцтэй харьцахгүйгээр хосоороо төрж, бие биенээ устгадаг виртуал бөөмс гэж нэрлэгддэг. Гэвч хэрэв ийм хосууд хар нүхний үйл явдлын тэнгэрийн хаяанд гарч ирвэл хүчтэй таталцал нь тэднийг салгах боломжтой бөгөөд нэг бөөмс BH дотор унаж, нөгөө нь хар нүхнээс холдох болно. Мөн нүхнээс гарч буй бөөмсийг ажиглаж, эерэг энергитэй байдаг тул нүхэнд унах бөөмс сөрөг энергитэй байх ёстой. Ийнхүү хар нүх эрчим хүчээ алдаж, хар нүхний ууршилт гэж нэрлэгддэг нөлөөлөл бий болно.

Хар нүхний боломжит загваруудын дагуу, өмнө дурдсанчлан, масс нь багасах тусам цацраг нь улам хүчтэй болдог. Дараа нь, BH оршин тогтнох эцсийн шатанд квант хар нүхний хэмжээ болтлоо багасах үед цацраг хэлбэрээр асар их хэмжээний энерги ялгардаг бөгөөд энэ нь мянга, бүр сая саятай тэнцэхүйц байж болох юм. атомын бөмбөг. Энэ үйл явдал нь яг ижил бөмбөг шиг хар нүхний дэлбэрэлтийг санагдуулдаг. Тооцооллын дагуу Их тэсрэлтийн үр дүнд анхдагч хар нүхнүүд үүсч болох бөгөөд тэдгээрийн масс нь 10 12 кг орчим байдаг нь бидний цаг үед ууршиж, дэлбэрч байх ёстой байв. Гэсэн хэдий ч ийм дэлбэрэлтийг одон орон судлаачид хэзээ ч анзаарч байгаагүй.

Хар нүхийг устгах Хокингийн санал болгож буй механизмыг үл харгалзан Хокингийн цацрагийн шинж чанар нь квант механикийн хүрээнд парадокс үүсгэдэг. Хэрэв хар нүх нь биеийг шингээж аваад дараа нь энэ биеийг шингээх явцад үүссэн массаа алдвал биеийн шинж чанараас үл хамааран хар нүх нь биеийг шингээхээс өмнөх үеийнхээс ялгаатай байх болно. Энэ тохиолдолд биеийн тухай мэдээлэл үүрд алга болдог. Онолын тооцооны үүднээс авч үзвэл анхны цэвэр төлөвийг олж авсан холимог ("дулааны") төлөвт шилжүүлэх нь одоогийн квант механикийн онолтой нийцэхгүй байна. Энэ парадоксыг заримдаа хар нүхэнд мэдээлэл алга болох гэж нэрлэдэг. Энэ парадоксыг шийдвэрлэх тодорхой шийдэл олдоогүй байна. Парадоксыг шийдвэрлэх алдартай сонголтууд:

Хокингийн онолын үл нийцэх байдал. Энэ нь хар нүхийг устгах боломжгүй, байнгын өсөлтийг бий болгодог.
Цагаан нүх байгаа эсэх. Энэ тохиолдолд шингэсэн мэдээлэл алга болохгүй, харин зүгээр л өөр орчлонд хаягдах болно.
Квант механикийн нийтээр хүлээн зөвшөөрөгдсөн онолын зөрчил.

Хар нүхний физикийн шийдэгдээгүй асуудлууд

Хар нүхнүүд харьцангуй удаан хугацаанд судлагдсан хэдий ч тэдгээрийн механизм нь эрдэмтэд тодорхойгүй олон шинж чанартай хэвээр байгаа бололтой.

1970 онд Английн нэгэн эрдэмтэн томъёолсон юм. "Сансар огторгуйн цензурын зарчим" - "Байгаль нүцгэн өвөрмөц байдлыг жигшдэг." Энэ нь зөвхөн хар нүхний төв шиг харагдахаас далд газарт онцгой шинж чанар үүсдэг гэсэн үг юм. Гэсэн хэдий ч энэ зарчим хараахан нотлогдоогүй байна. Мөн "нүцгэн" онцгой байдал үүсч болох онолын тооцоо байдаг.
Хар нүхнүүд ердөө гурван параметртэй байдаг "үсгүй теорем" ч батлагдаагүй байна.
Соронзон бөмбөрцгийн хар нүхний бүрэн онолыг боловсруулаагүй байна.
Таталцлын онцгой байдлын мөн чанар, физикийг судлаагүй байна.
Хар нүх оршин тогтнох эцсийн шатанд юу болох, түүний квант задралын дараа юу үлдэх нь тодорхойгүй байна.

Хар нүхний тухай сонирхолтой баримтууд

Дээр дурдсаныг нэгтгэн дүгнэхэд хар нүхний мөн чанарын хэд хэдэн сонирхолтой, ер бусын шинж чанарууд байдаг.

BH нь масс, цахилгаан цэнэг, өнцгийн импульс гэсэн гурван параметртэй байдаг. Энэ биеийн ийм цөөн тооны шинж чанаруудын үр дүнд үүнийг баталж буй теоремыг "үсгүй теорем" гэж нэрлэдэг. Энэ нь мөн "хар нүхэнд үс байхгүй" гэсэн хэллэг үүссэн бөгөөд энэ нь хоёр хар нүх нь туйлын ижил, тэдгээрийн дурдсан гурван параметр нь ижил гэсэн үг юм.
BH нягт нь агаарын нягтаас бага байж болох ба температур нь үнэмлэхүй тэгтэй ойролцоо байна. Эндээс хар нүх үүсэх нь бодисын шахалтаас биш, тодорхой эзлэхүүнд их хэмжээний бодис хуримтлагдсаны үр дүнд үүсдэг гэж үзэж болно.
BH-д шингэсэн биетүүдийн цаг хугацаа гадны ажиглагчийнхаас хамаагүй удаан байдаг. Нэмж дурдахад шингэсэн бие нь хар нүхний дотор мэдэгдэхүйц сунадаг бөгөөд үүнийг эрдэмтэд спагетификация гэж нэрлэдэг.
Манай галактикт сая орчим хар нүх байж магадгүй.
Галактик бүрийн төвд асар том хар нүх байдаг байх.
Ирээдүйд онолын загвараар орчлон ертөнц хар нүхний эрин гэж нэрлэгддэг эрин үед хүрч, хар нүхнүүд орчлон ертөнцийн зонхилох биетүүд болно.

Хар нүх байдаг гэсэн таамаглалыг анх 1783 онд гэрлийн корпускуляр онол, Ньютоны таталцлын онолын үндсэн дээр Английн одон орон судлаач Ж.Мишель дэвшүүлсэн. Тэр үед Гюйгенсийн долгионы онол, түүний алдартай долгионы зарчмыг зүгээр л мартчихсан байсан. Долгионы онолыг зарим нэрт эрдэмтдийн дэмжлэг, ялангуяа Санкт-Петербургийн нэрт академич М.В. Ломоносов, Л.Эйлер нар. Мишелаг хар нүхний тухай ойлголт руу хөтөлсөн учир шалтгааны логик нь маш энгийн: хэрэв гэрэл нь гэрэлтэгч эфирийн бөөмс-корпускулуудаас бүрддэг бол эдгээр хэсгүүд нь бусад биетүүдийн нэгэн адил таталцлын талбайн талаас таталцлыг мэдрэх ёстой. Иймээс од (эсвэл гараг) хэдий чинээ том байх тусам түүний хажуугийн таталцлыг биетүүд мэдрэх ёстой бөгөөд ийм биеийн гадаргуугаас гэрэл гарахад илүү хэцүү байдаг.

Цаашдын логик нь ийм асар том одод байгальд байж болох бөгөөд тэдгээрийн таталцлыг биетүүд нь даван туулж чадахгүй бөгөөд тэд нар шиг гялалзсан гялалзсан туяагаар гэрэлтэж чаддаг ч гадны ажиглагчид үргэлж хар өнгөтэй мэт харагдах болно. Энэ нь физикийн хувьд ийм одны гадаргуу дээрх хоёр дахь сансрын хурд нь гэрлийн хурдаас багагүй байх ёстой гэсэн үг юм. Мишелийн тооцоолол нь нарны дундаж нягтын радиус нь 500 нартай байвал гэрэл одыг хэзээ ч орхихгүй гэдгийг харуулж байна. Ийм одыг аль хэдийн хар нүх гэж нэрлэж болно.

13 жилийн дараа Францын математикч, одон орон судлаач П. Лаплас ийм чамин объект байдаг тухай ижил төстэй таамаглалыг Мишеллээс үл хамааран илэрхийлсэн байх магадлалтай. Тооцооллын төвөгтэй аргыг ашиглан Лаплас өгөгдсөн нягтын бөмбөрцгийн радиусыг олсон бөгөөд түүний гадаргуу дээрх параболын хурд нь гэрлийн хурдтай тэнцүү байна. Лапласын хэлснээр, таталцлын тоосонцор болох гэрлийн биетүүд нь дэлхийнхтэй тэнцэх нягтралтай, радиус нь нарнаас 250 дахин их асар том одод гэрэл цацруулж саатах ёстой.

Лапласын энэхүү онолыг түүний 1796, 1799 онд хэвлэгдсэн "Дэлхийн тогтолцооны танилцуулга" хэмээх алдарт номын насан туршийн эхний хоёр хэвлэлд л оруулсан болно. Тийм ээ, магадгүй Австрийн одон орон судлаач Ф.К.фон Зак Лапласын онолыг сонирхож, 1798 онд "Хүнд биетийн таталцлын хүч түүнээс гэрэл урсаж чадахгүй болтлоо их байж болно гэсэн теоремын баталгаа" гэсэн нэрээр хэвлүүлсэн байх.

Энэ үед хар нүхний судалгааны түүх 100 гаруй жил зогссон байна. Лаплас 1808, 1813, 1824 онд хэвлэгдсэн номынхоо насан туршдаа хэвлэгдсэн бусад бүх хэвлэлээс хассан тул ийм үрэлгэн таамаглалыг өөрөө чимээгүйхэн орхисон бололтой. Магадгүй Лаплас асар том одод гэрэл цацруулахгүй гэсэн бараг гайхалтай таамаглалыг давтахыг хүсээгүй байх. Магадгүй түүнийг өөр өөр оддын гэрлийн аберрацийн хэмжээ өөрчлөгдөөгүй байдлын тухай одон орны шинэ мэдээллүүд зогсоосон байж магадгүй бөгөөд энэ нь түүний онолын зарим дүгнэлттэй зөрчилдөж, түүний үндсэн дээр тооцоолол хийсэн юм. Гэхдээ хүн бүр Мишель-Лапласын нууцлаг таамагласан объектуудыг мартсан гол шалтгаан нь 19-р зууны эхэн үеэс эхэлсэн гэрлийн долгионы онолын ялалт юм.

Энэхүү ялалтын эхлэлийг 1801 онд хэвлэгдсэн Английн физикч Т.Юнгийн Букерийн "Гэрэл ба өнгөний онол" лекц тавьсан бөгөөд Юнг Ньютон болон корпускулын онолыг бусад алдартай дэмжигчид (Лапласыг оролцуулан) зоригтойгоор бичсэн байв. , гэрлийн долгионы онолын мөн чанарыг тодорхойлсон бөгөөд ялгарах гэрэл нь гэрэлтдэг эфирийн долгионт хөдөлгөөнөөс бүрддэг гэж хэлсэн. Лаплас гэрлийн туйлшралыг нээсэнээс санаа авч, талст дахь гэрлийн хос хугарлын онолыг болор молекулын гэрлийн биетэд үзүүлэх давхар үйлчлэлд үндэслэн байгуулж, биетүүдийг "аврах" ажлыг эхлүүлсэн. Гэвч физикчдийн дараагийн бүтээлүүд О.Ж. Френел, Ф.Д. Арагон, Ж.Фраунхофер болон бусад хүмүүс квантыг нээсний дараа зуун жилийн дараа нухацтай эргэн дурссан корпускулын онолоос чулуу үлдээгээгүй. Тэр үеийн гэрлийн долгионы онолын хүрээнд хар нүхний тухай бүх үндэслэл инээдтэй харагдаж байв.

Тэд квант (1900), фотонуудын (1905) таамаглалын ачаар гэрлийн корпускуляр онолыг "нөхөн сэргээсний" дараа ч гэсэн хар нүхний талаар чанарын шинэ түвшинд ярьж эхлэхэд тэр даруй санасангүй. 1916 онд Германы онолын физикч, одон орон судлаач К.Шварцшильд Эйнштейний тэгшитгэлийг нийтэлснээс хойш хэдхэн сарын дараа харьцангуйн ерөнхий онол бий болсны дараа хар нүхнүүд хоёр дахь удаагаа дахин нээгдэв. нарны ойролцоо. Үүний үр дүнд тэрээр хар нүхний үзэгдлийг дахин нээсэн боловч илүү гүнзгий түвшинд байна.

Хар нүхний онолын эцсийн нээлт 1939 онд болсон бөгөөд Оппенгеймер, Снайдер нар нурж буй тоосны үүлнээс хар нүх үүссэнийг дүрслэхдээ Эйнштейний тэгшитгэлийн анхны тодорхой шийдлийг гүйцэтгэсэн. "Хар нүх" гэсэн нэр томьёо өөрөө анх 1968 онд харьцангуйн ерөнхий онол, сансар судлал, астрофизикийн сонирхол эрчимтэй сэргэж, атмосферээс гадуурх (ялангуяа) ололт амжилтаас үүдэлтэй Америкийн физикч Ж. , рентген) одон орон судлал, реликт цацрагийн нээлт, пульсар ба квазар.

Хар нүхнүүд нь манай орчлон ертөнцийн хамгийн нууцлаг, нууцлаг одон орны объект байж магадгүй, учир нь тэдний нээлт нь шинжээчдийн анхаарлыг татаж, шинжлэх ухааны уран зөгнөлт зохиолчдын уран сэтгэмжийг хөдөлгөж байна. Хар нүх гэж юу вэ, тэд юу вэ? Хар нүхнүүд нь сөнөсөн одод бөгөөд физик шинж чанараараа маш өндөр нягтралтай, хүчтэй таталцалтай тул тэдгээрээс гэрэл ч зугтаж чадахгүй.

Хар нүхийг нээсэн түүх

Хар нүхнүүд жинхэнэ нээгдэхээс нэлээд өмнө онолын хувьд оршин тогтнохыг алс холын 1783 онд нэгэн Д.Мишель (Чөлөөт цагаараа одон орон судлалд дуртай Йоркширийн англи санваартан) анх удаа санал болгов. Түүний тооцоолсноор манайхыг аваад 3 км-ийн радиус хүртэл шахаж (орчин үеийн компьютерийн хэллэгээр - архивласан) бол гэрэл хүртэл гарч чадахгүй тийм том (зүгээр л асар их) таталцлын хүч үүсдэг. "Хар нүх" гэсэн ойлголт ингэж гарч ирсэн боловч үнэндээ энэ нь хар биш ч, бидний бодлоор "хар нүх" гэсэн нэр томъёо нь илүү тохиромжтой байх болно, учир нь энэ нь яг л гэрэл байхгүй байх явдал юм.

Хожим нь 1918 онд агуу эрдэмтэн Альберт Эйнштейн хар нүхний асуудлыг контекстээр нь бичсэн байдаг. Гэвч зөвхөн 1967 онд Америкийн астрофизикч Жон Уилерийн хүчин чармайлтаар хар нүхний тухай ойлголт эцэст нь эрдэм шинжилгээний хүрээлэлд байр сууриа эзэлжээ.

Гэсэн хэдий ч Д.Мишель, Альберт Эйнштейн, Жон Уилер нар өөрсдийн бүтээлдээ эдгээр нууцлаг селестиел биетүүд сансар огторгуйд зөвхөн онолын хувьд оршин байдаг гэж таамаглаж байсан ч хар нүхний жинхэнэ нээлт 1971 онд болсон. Тэд анх телескопоор анзаарагдсан.

Хар нүх ийм л харагддаг.

Сансарт хар нүх хэрхэн үүсдэг

Астрофизикээс бидний мэдэж байгаагаар бүх одод (манай Нарыг оруулаад) түлшний нөөц багатай байдаг. Хэдийгээр оддын амьдрал хэдэн тэрбум жил үргэлжилж болох ч эрт орой хэзээ нэгэн цагт энэхүү нөхцөлт түлшний нөөц дуусч, од "унтардаг". Одны "мөхөх" үйл явц нь эрчимтэй урвалууд дагалддаг бөгөөд энэ үед од нь мэдэгдэхүйц өөрчлөлтөд орж, хэмжээнээсээ хамааран цагаан одой, нейтрон од эсвэл хар нүх болж хувирдаг. Түүгээр ч барахгүй гайхалтай хэмжээс бүхий хамгийн том одод ихэвчлэн хар нүх болж хувирдаг - эдгээр гайхалтай хэмжээсүүдийн агшилтын улмаас шинээр үүссэн хар нүхний масс болон таталцлын хүч олон дахин нэмэгдэж, энэ нь нэг төрлийн хар нүх болж хувирдаг. галактик тоос сорогч - энэ нь бүх зүйлийг болон эргэн тойрон дахь бүх зүйлийг шингээдэг.

Хар нүх одыг бүрхэж байна.

Бяцхан тэмдэглэл - манай Нар галактикийн жишгээр огт том од биш бөгөөд хэдхэн тэрбум жилийн дараа устаж үгүй болсны дараа хар нүх болж хувирахгүй байх магадлалтай.

Гэхдээ илэн далангүй хэлье - өнөөдөр эрдэмтэд хар нүх үүсэх бүх нарийн ширийн зүйлийг мэдэхгүй хэвээр байгаа бөгөөд энэ нь өөрөө сая сая жил үргэлжилж болох асар нарийн төвөгтэй астрофизик процесс юм. Хэдийгээр энэ чиглэлд шилжих боломжтой ч завсрын хар нүх гэж нэрлэгддэг, өөрөөр хэлбэл, хар нүх үүсэх идэвхтэй үйл явц явагдаж буй мөхлийн төлөвт байгаа оддыг нээж, дараагийн судалгааг хийж байна. Дашрамд дурдахад ижил төстэй одыг одон орон судлаачид 2014 онд спираль галактикийн гарнаас нээсэн юм.

Орчлон ертөнцөд хичнээн хар нүх байдаг вэ

Орчин үеийн эрдэмтдийн онолоор бол манай Сүүн зам галактикт хэдэн зуун сая хар нүх агуулагдаж болно. Манай Сүүн замаас 2.5 сая гэрлийн жилийн зайд нисэх юу ч байхгүй хөрш галактикт тэднээс цөөхөн байж магадгүй юм.

Хар нүхний онол

Хэдийгээр асар том масс (энэ нь манай нарны массаас хэдэн зуун мянга дахин том), таталцлын гайхалтай хүч ч гэсэн дурангаар хар нүхийг харахад тийм ч амар байгаагүй, учир нь тэд огт гэрэл гаргадаггүй. Эрдэмтэд хар нүхийг "хоол идэх" мөчид л анзаарч чадсан - өөр одны шингээлт, яг энэ мөчид аль хэдийн ажиглагдаж болох өвөрмөц цацраг гарч ирдэг. Ийнхүү хар нүхний онол бодитоор батлагдлаа.

Хар нүхний шинж чанарууд

Хар нүхний гол шинж чанар нь түүний гайхалтай таталцлын талбарууд нь эргэн тойрон дахь орон зай, цаг хугацааг хэвийн байдалд байлгахыг зөвшөөрдөггүй. Тийм ээ, та зөв сонссон, хар нүхний доторх цаг хугацаа ердийнхөөс хэд дахин удаан урсдаг бөгөөд хэрэв та тэнд байсан бол буцаж ирэхэд (мэдээж азтай байсан бол) дэлхий дээр олон зуун жил өнгөрч байгааг анзаарахдаа гайхах байсан. мөн та нар хөгшрөх ч цаг хугацаа байсангүй. Хэдийгээр бид үнэнийг хэлэх болно, хэрэв та хар нүхний дотор байсан бол та бараг л амьд үлдэх байсан, учир нь таталцлын хүч нь ямар ч материаллаг биетийг хэсэг хэсгээр нь салгаж, атом болгон хуваах болно.

Гэхдээ хэрэв та хар нүхний ойролцоо, түүний таталцлын талбайн хүрээнд байсан бол та ч бас хэцүү байх болно, учир нь та түүний таталцлыг эсэргүүцэх тусам нисэх гэж оролдох тусам илүү хурдан унах болно. Энэхүү парадокс мэт санагдах шалтгаан нь бүх хар нүхэнд байдаг таталцлын эргүүлэг юм.

Хүн хар нүхэнд унавал яах вэ

Хар нүхний ууршилт

Английн одон орон судлаач С.Хокинг нэгэн сонирхолтой баримтыг олж илрүүлсэн нь хар нүхнүүд бас ялгардаг. Үнэн, энэ нь зөвхөн харьцангуй бага масстай нүхэнд хамаарна. Тэдний эргэн тойрон дахь хүчтэй таталцлын нөлөөгөөр хос бөөмс ба эсрэг бөөмс үүсч, хосын нэг нь нүхэнд татагдаж, хоёр дахь нь гадагшаа гадагшилдаг. Тиймээс хар нүх нь хатуу эсрэг бөөмс болон гамма цацрагийг ялгаруулдаг. Энэхүү ууршилт буюу хар нүхний цацрагийг нээсэн эрдэмтний нэрээр нэрлэжээ - "Хокингийн цацраг".

Хамгийн том хар нүх

Хар нүхний онолоор бол бараг бүх галактикийн төвд нарны массын хэдэн саяас хэдэн тэрбум хүртэлх масстай асар том хар нүхнүүд байдаг. Харьцангуй саяхан эрдэмтэд өнөөг хүртэл мэдэгдэж байсан хамгийн том хоёр хар нүхийг нээсэн бөгөөд тэдгээр нь ойролцоох хоёр галактикт байрладаг: NGC 3842 ба NGC 4849.

NGC 3842 бол 320 сая гэрлийн жилийн зайд орших Арслангийн ордны хамгийн тод галактик юм. Түүний төвд 9.7 тэрбум нарны масстай асар том хар нүх байдаг.

NGC 4849 нь биднээс 335 сая гэрлийн жилийн зайд орших Кома бөөгнөрөл дэх галактик бөгөөд адилхан гайхалтай хар нүхтэй.

Эдгээр аварга хар нүхнүүдийн таталцлын талбайн үйл ажиллагааны бүсүүд буюу эрдэм шинжилгээний хэллэгээр бол үйл явдлын давхрага нь нарнаас 5 дахин их зайтай байдаг! Ийм хар нүх манай нарны аймгийг идэж, амьсгал боогдуулах ч үгүй.

Хамгийн жижиг хар нүх

Гэхдээ хар нүхний өргөн уудам гэр бүлд маш жижиг төлөөлөгчид байдаг. Тэгэхээр одоогоор эрдэмтдийн олж илрүүлсэн одой хар нүх нь массаараа манай нарны массаас ердөө 3 дахин их юм. Уг нь энэ бол хар нүх үүсэхэд шаардагдах онолын доод хэмжээ, хэрэв тэр од арай жижиг байсан бол нүх үүсэхгүй байсан.

Хар нүхнүүд бол хүн иддэг амьтан юм

Тиймээ, ийм үзэгдэл байдаг, бидний дээр бичсэнчлэн хар нүх нь эргэн тойрныхоо бүх зүйлийг, тэр дундаа ... бусад хар нүхийг шингээдэг нэгэн төрлийн "галактик тоос сорогч" юм. Саяхан одон орон судлаачид нэг галактикийн хар нүхийг өөр нэг галактикийн том хар ховдог идэж байгааг олж мэдэв.

Зарим эрдэмтдийн таамаглаж буйгаар хар нүх нь бүх зүйлийг өөртөө шингээдэг галактикийн тоос сорогч төдийгүй тодорхой нөхцөлд өөрсдөө шинэ ертөнцийг бий болгож чаддаг.
Хар нүхнүүд цаг хугацааны явцад ууршиж болно. Английн эрдэмтэн Стивен Хокинг хар нүх нь цацрагийн шинж чанартай гэдгийг олж нээсэн бөгөөд маш удаан хугацааны дараа эргэн тойронд шингээх зүйл байхгүй бол хар нүх эцэстээ бүх зүйлээ орхих хүртэл илүү их ууршиж эхэлнэ гэж бид дээр бичсэн. түүний эргэн тойрон дахь орон зай дахь масс. Хэдийгээр энэ нь зөвхөн таамаглал, таамаглал юм.
Хар нүх нь цаг хугацааг удаашруулж, орон зайг мушгидаг. Цаг хугацааны тэлэлтийн талаар бид аль хэдийн бичсэн боловч хар нүхний нөхцөлд орон зай бүрэн муруй болно.
Хар нүхнүүд орчлон дахь оддын тоог хязгаарладаг. Тухайлбал, тэдний таталцлын талбайнууд нь сансар огторгуй дахь хийн үүлсийг хөргөхөөс сэргийлдэг бөгөөд үүнээс шинэ одод гарч ирдэг.

Discovery Channel Хар нүхний видео

Эцэст нь бид Discovery Channel-аас хар нүхний тухай сонирхолтой шинжлэх ухааны баримтат киног танд санал болгож байна.

Нийтлэлийг бичихдээ аль болох сонирхолтой, хэрэгцээтэй, чанартай болгохыг хичээсэн. Нийтлэлд сэтгэгдэл бичих хэлбэрээр аливаа санал хүсэлт, бүтээлч шүүмжлэлд би талархах болно. Мөн та өөрийн хүсэл/асуулт/санал хүсэлтээ миний шуудан руу бичиж болно [имэйлээр хамгаалагдсан]эсвэл Facebook, чин сэтгэлээсээ зохиогч.