Formulare matematică
Cosmologie Vezi și: Portal: Fizica

Orizontul evenimentelor- o graniță imaginară în spațiu-timp, care separă acele evenimente (puncte ale spațiului-timp) care pot fi conectate cu evenimente pe infinit (izotrop) asemănător luminii prin linii geodezice asemănătoare luminii (traiectorii razelor de lumină) și acele evenimente care nu poate fi conectat în acest fel. Deoarece un anumit spațiu-timp are de obicei două infinitate asemănătoare luminii: cele legate de trecut și viitor, atunci pot exista două orizonturi de evenimente: orizontul evenimentelor trecuteŞi orizontul viitorului eveniment. Pentru a spune simplu, putem spune că orizontul evenimentelor din trecut împarte evenimentele în cele care pot fi influențate de la infinit și cele care nu pot; iar orizontul evenimentelor viitoare separă evenimentele despre care ceva poate fi cunoscut, cel puțin într-un viitor infinit îndepărtat, de evenimente despre care nu se poate ști nimic. Acest lucru se datorează faptului că viteza luminii este viteza limită la care poate călători orice interacțiune, deci nicio informație nu poate călători mai repede.

Orizontul evenimentelor este de obicei o hipersuprafață tridimensională. O condiție necesară și suficientă pentru existența sa este spațialitatea cel puțin a unei părți din infinitul (izotrop) asemănător luminii. Trebuie remarcat faptul că orizontul evenimentelor este un concept integral și non-local, deoarece definiția sa implică infinitul asemănător luminii, adică toate regiunile infinit îndepărtate ale spațiu-timpului. Prin urmare, în imediata sa vecinătate orizontul evenimentelor nu se distinge prin nimic, ceea ce pune o problemă în calculele numerice din teoria generală a relativității. Pentru a rezolva această problemă, au fost propuse câteva concepte similare ca proprietăți orizontului de evenimente, dar definite local: orizont dinamic, suprafață capcană și orizont aparent.

Există și un concept orizontul de evenimente al observatorului individual. Separă evenimentele care pot fi conectate la linia lumii a observatorului prin linii geodezice (izotrope) asemănătoare luminii, direcționate respectiv către viitor - orizontul evenimentelor trecuteși în trecut - orizontul viitorului eveniment, și evenimente cu care acest lucru nu se poate face. De exemplu, un observator constant accelerat în spațiul Minkowski are propriile sale orizonturi trecute și viitoare (vezi orizontul Rindler).

Orizontul evenimentelor găurii negre

Orizontul viitorului eveniment este o caracteristică necesară a unei găuri negre ca obiect teoretic. Orizontul de evenimente al unei găuri negre simetrice sferic se numește sferă Schwarzschild și are o dimensiune caracteristică numită raza gravitațională.

Fiind sub orizontul evenimentelor, orice corp se va mișca doar în interiorul găurii negre și nu se va putea întoarce înapoi în spațiul cosmic. Din punctul de vedere al unui observator care cade liber într-o gaură neagră, lumina poate călători liber atât spre, cât și departe de gaura neagră. Cu toate acestea, după traversarea orizontului evenimentelor, chiar și lumina care călătorește spre exterior de la observator nu va putea niciodată să depășească orizontul. Un obiect care se încadrează în orizontul evenimentelor este probabil să cadă în cele din urmă într-o singularitate și, înainte de aceasta, este tras într-un șir din cauza gradientului mare al forței gravitaționale a găurii negre (forțe de maree).

Energia poate lăsa o gaură neagră prin așa-numita. Radiația Hawking, care este un efect cuantic. Dacă da, orizonturile de evenimente adevărate în sens strict nu se formează pentru obiectele prăbușite din Universul nostru. Cu toate acestea, deoarece obiectele astrofizice prăbușite sunt sisteme foarte clasice, acuratețea descrierii lor de către modelul clasic al găurii negre este suficientă pentru toate aplicațiile astrofizice imaginabile.

Alte exemple de orizonturi de evenimente

• Pentru un observator care se deplasează cu accelerație constantă în spațiul Minkowski (viteza lui în cadrul de referință inerțial se apropie de viteza luminii, dar nu o atinge), există două orizonturi de evenimente, așa-numitele orizonturi Rindler (vezi coordonatele Rindler).
  Mai mult, pentru un observator accelerat există un analog al radiației Hawking - radiația Unruh.
• Orizontul viitorului de evenimente există pentru noi în Universul nostru, dacă modelul cosmologic modern ΛCDM este corect.
• În acustică există și o viteză finită de propagare a interacțiunii - viteza sunetului, datorită căreia aparatul matematic și consecințele fizice ale acusticii și teoria relativității devin similare, iar în fluxurile supersonice de lichide sau gaze analogi ai orizontului de evenimente apar - orizonturi acustice.

Vezi de asemenea

Note

Fundația Wikimedia.

Vedeți ce este „Event Horizon” în alte dicționare:

ORIZONTUL EVENIMENTULUI, limita unei GĂURI NEGRE, dincolo de care niciun obiect sau radiație nu poate scăpa. Desigur, observatorii din afara găurii negre nu pot obține nicio informație despre ceea ce se întâmplă în interiorul acesteia. Raza...... Dicționar enciclopedic științific și tehnic

O suprafață închisă care delimitează regiunea din jurul unei găuri negre, în interiorul căreia forțele gravitaționale sunt atât de puternice încât niciun semnal (fotoni, particule) nu poate scăpa de sub această suprafață și ajunge la un observator extern... Dicţionar enciclopedic mare

Orizontul evenimentelor- în teoria găurilor negre (vezi „Gaura neagră”) și în teoria relativității generale, granița unei regiuni în spațiu-timp în care semnalele care se propagă cu viteza luminii sunt complet conținute de gravitație și nu pot merge la infinit în ...... Concepte ale științelor naturale moderne. Glosar de termeni de bază

O suprafață închisă care limitează regiunea din jurul unei găuri negre, în interiorul căreia forțele gravitaționale sunt atât de puternice încât niciun semnal (fotoni, particule) nu poate ieși de sub această suprafață și ajunge la un observator extern. * * * ORIZONTUL EVENIMENTULUI... Dicţionar enciclopedic

O suprafață închisă care limitează regiunea din jurul unei găuri negre, în interiorul căreia forțele gravitaționale sunt atât de mari încât niciun semnal (fotoni, particule) nu poate ieși de sub această suprafață și ajunge în exterior. observator... Știința naturii. Dicţionar enciclopedic

orizontul evenimentelor- Vezi în gaura neagră... Dicționar explicativ practic suplimentar universal de I. Mostitsky

Acest termen are alte semnificații, vezi Orizontul evenimentului (sensuri). Orizontul evenimentelor Orizontul evenimentelor ... Wikipedia

Fizicienii au început să studieze serios găurile negre nu cu mult timp în urmă - deși conceptul însuși al existenței lor a apărut cu un secol înainte de ultimul. Dar ideea prezenței unor astfel de obiecte undeva în spațiu părea atât de fantastică și de nedemonstrabilă, încât practic nu a fost luată în considerare în mod serios.

O lungă istorie de neîncredere

În 1783, un preot din satul englez Thornhill, John Mitchell, și-a trimis articolul la revista Philosophical Transactions a Societății Regale din Londra. În ea, el a scris că o stea suficient de masivă și compactă va avea un câmp gravitațional atât de puternic încât lumina nu va putea călători departe de el - va fi retrasă din cauza atracției gravitaționale. Mitchell credea că ar putea exista o mulțime de astfel de obiecte în spațiu, dar era imposibil să le vezi - deoarece lumina lor era absorbită de ele. Cu toate acestea, teoretic, atracția lor gravitațională poate fi detectată. Articolul nu a făcut furori în comunitatea științifică și a trecut practic neobservat.
Câțiva ani mai târziu, omul de știință francez Pierre-Simon Laplace, care nu cunoștea lucrările lui Mitchell, a prezentat o ipoteză similară. L-a publicat în lucrarea sa „The World System”, dar după a doua ediție teoria a dispărut din carte - se pare că Laplace a decis că o astfel de idee stupidă nu merită să vorbim.

Dar în secolul al XIX-lea, oamenii de știință nu și-au mai putut imagina ideea de stele invizibile. Chestia este că credința lui Newton că lumina este făcută din particule a demodat. Oamenii de știință au ajuns la concluzia că conceptul că lumina este un val descrie mai bine fenomenele din lumea înconjurătoare. Nu se știa nimic despre modul în care gravitația acționează asupra valurilor și, prin urmare, discuțiile despre obiectele cerești „care își „trag” propria lumină” trebuiau uitate.

Au fost amintiți din nou abia în secolul al XX-lea. În 1916, aproape imediat după ce Einstein și-a publicat teoria generală a relativității, Karl Schwarzschild a descris o „stea înghețată”, așa cum erau numite atunci astfel de obiecte, fără a lua în considerare procesul de formare a acesteia, iar în 1939 acest element lipsă a fost adăugat teoriei de către Robert Oppenheimer și Hartland Snyder. Și abia în 1969, fizicianul american John Wheeler a inventat termenul „gaura neagră” (Wheeler a fost în general un romantic, iar al doilea termen pe care l-a inventat, „găură de vierme”, este și mai iubit de scriitorii de science fiction).

Viața de apoi a unei stele

Ciclul de viață al unei stele este oarecum similar cu cel uman - se naște și moare. În primul rând, un nor imens de gaz (în principal hidrogen) în spațiu începe să se comprima sub influența propriei gravitații, moleculele sale se ciocnesc din ce în ce mai mult între ele, iar viteza lor crește. Gazul se încălzește, iar la o anumită temperatură are loc o reacție de fuziune termonucleară, rezultând formarea heliului. În timpul reacției, căldura este eliberată și este emisă lumină. Așa apare o stea. Căldura creează o presiune suplimentară, care echilibrează atracția gravitațională, iar steaua încetează să se mai contracte - într-o stare stabilă poate exista mai mult de un milion de ani. Dar, mai devreme sau mai târziu, cantitatea de hidrogen care reacţionează a stelei se epuizează, iar aceasta începe să se răcească şi să se contracte.

Aici se termină comparația cu viața umană, deoarece soarta ulterioară a stelei depinde de masa ei. Stelele mici devin pitice albe, obiecte cu densități de sute de tone pe centimetru cub. Destul de multe dintre ele au fost descoperite în spațiu, iar Soarele nostru se va alătura în cele din urmă rândurilor lor. Stelele neutronice se formează din corpuri mai mari. Dimensiunea lor este mult mai mică decât cea a piticelor albe, dar densitatea lor este de sute de milioane de tone pe centimetru cub.

Și, în sfârșit, dacă masa stelei este suficient de mare, atunci steaua neutronică rezultată, sub influența gravitației, este comprimată din ce în ce mai mult până devine o gaură neagră.

Nu există nicio cale de ieșire

Una dintre cele mai importante realizări ale lui Einstein a fost descoperirea naturii gravitației. Omul de știință a arătat că este, de fapt, o curbură a spațiului. Sub influența obiectelor masive, se „sifonează”, ca o țesătură elastică întinsă pe care este plasat un obiect greu. Continuând această comparație, putem spune că în același mod Soarele poate fi imaginat ca o minge grea, iar Pământul, fiind o minge mult mai mică, nu este atras de ea, ci pur și simplu se rotește în pâlnia rezultată (cu singura diferență). că o minge adevărată ar aluneca în jos în timp).

De asemenea, vă puteți imagina nașterea unei găuri negre - o minge pe o țesătură elastică întinsă devine din ce în ce mai mică și mai densă, iar țesătura se îndoaie din ce în ce mai mult sub greutatea sa, până când în cele din urmă devine atât de mică încât pur și simplu se închide peste ea și dispare. din vedere. Cam asta se întâmplă în realitate: spațiul-timp din jurul stelei se prăbușește și dispare din Univers, lăsând în el doar o regiune puternic curbată de spațiu-timp. În gaura neagră însăși, curbura spațiului-timp devine infinită - această stare a fizicii se numește singularitate și nu există nici spațiu, nici timp în ea așa cum o înțelegem.

Datorită curburii care apare, razele de lumină care vin de la stea își schimbă traiectoriile. Dacă vă imaginați aceste raze ca niște conuri, al căror vârf se află la stea, iar „partea de jos” este un cerc de lumină divergentă, atunci putem spune că, în procesul de colaps, aceste conuri se înclină treptat din ce în ce mai mult spre interior, spre stea. Pentru un observator care se uită la acest proces, strălucirea va părea să devină din ce în ce mai slabă și mai roșie (acest lucru se datorează faptului că lumina roșie are cea mai lungă lungime de undă). În cele din urmă, curbura (adică câmpul gravitațional) va deveni atât de puternică încât nici o rază de lumină nu poate scăpa. Conform teoriei relativității, nimic nu poate călători mai repede decât lumina, ceea ce înseamnă că din acest punct înainte, nimic nu poate scăpa de acest câmp gravitațional. Această regiune a spațiului din care nu există ieșire se numește gaură neagră. Limita sa este determinată de traiectoria acelor raze de lumină care au pierdut primele ocazia de a ieși afară. Se numește orizont de evenimente al unei găuri negre - la fel cum, când privim pe o fereastră, nu vedem ce se află dincolo de orizont, un observator convențional nu poate înțelege ce se întâmplă în interiorul granițelor unei stele moarte invizibile.

De fapt, nu este așa

Convingerea că nimic nu poate scăpa de o gaură neagră a fost de neclintit până în anii 70 ai secolului XX. Și în 1974, Stephen Hawking a sugerat că găurile negre, ca rezultat al proceselor cuantice, mai emit o varietate de particule elementare, în principal fotoni. În anii 2010, diferite grupuri de oameni de știință în condiții de laborator i-au confirmat presupunerea. În același timp, astfel de radiații nu au fost încă descoperite în natură, precum și găurile negre în sine - Premiul Nobel pentru descoperirea lor încă așteaptă norocosul câștigător.

În urmă cu aproape o sută de ani, astronomul american Vesto Slipher (1875-1969) a descoperit că liniile din spectrele de emisie ale majorității galaxiilor sunt deplasate spre roșu. La acea vreme, nu existau teorii cosmologice care să poată explica acest fenomen, la fel cum nu exista teoria generală a relativității (GTR). Slifer și-a interpretat observațiile folosind efectul Doppler. S-a dovedit că galaxiile se îndepărtează de noi și cu viteze destul de mari.

Mai târziu, Edwin Hubble (1889-1953) a descoperit că cu cât o galaxie este mai departe de noi, cu atât este mai mare deplasarea observată a liniilor spectrale către roșu (adică deplasarea spre roșu) și, prin urmare, cu atât viteza de care zboară departe este mai mare. Pământul. Datele deplasării spre roșu au fost acum obținute pentru zeci de mii de galaxii și aproape toate se îndepărtează de noi. Această descoperire a permis oamenilor de știință să vorbească despre expansiunea Universului și natura non-staționară a lumii noastre.

Albert Einstein, în căutarea soluțiilor la faimoasele sale ecuații care descriu coexistența energiei și gravitației (adică a materiei și a curburii spațiu-timpului cu patru dimensiuni), a neglijat faptul expansiunii și a prezentat lumii în primele sale publicații. pe Relativitatea Generală un Univers staționar, infinit și neschimbător. Mai mult, când matematicianul și geofizicianul rus A.A. Friedman (1888-1925) a găsit soluții „expandibile” și „pulsante” pentru ecuații Einstein pentru o lungă perioadă de timp nu a recunoscut un astfel de scenariu pentru dezvoltarea Universului și validitatea soluțiilor găsite. Cu toate acestea, studii matematice suplimentare ale ecuațiilor, care sunt numite sistemul de ecuații Hilbert-Einstein și descriu întreaga lume ca un întreg, au arătat că Alexander Friedman are dreptate și că Universul nu trebuie să fie infinit și staționar.

Teoria și experimentul au început să corespundă una cu cealaltă și, în același timp, s-a dovedit că galaxiile în retragere nu se mișcă, cum ne plimbăm într-o cameră sau cum se învârte Luna în jurul Pământului, ci se îndepărtează de noi datorită extinderea spațiului în sine. Acest lucru este de obicei ilustrat folosind o peliculă de cauciuc extensibilă sau un balon. Aici, însă, există și o anumită nuanță care deseori îi încurcă pe mulți. Dacă desenați o galaxie pe un balon și începeți să o umflați, imaginea acesteia va crește și ea. Acest lucru nu se întâmplă pe măsură ce Universul se extinde. Galaxia este un sistem legat gravitațional, nu participă la expansiunea cosmologică. Deci, într-o ilustrație cu o minge, este mai bine să nu desenați galaxia pe ea, ci să lipiți „o” de minge la un moment dat. Dar, deoarece galaxiile nu sunt de fapt lipite de nimic și se pot mișca prin spațiu, este și mai bine să ne gândim la ele ca la picături de apă pe suprafața unui balon care se umflă. În acest caz, picăturile de galaxie nu se extind, dar se pot deplasa liber de-a lungul ei cu o anumită viteză proprie.

Pentru o reprezentare mai vizuală a procesului de expansiune, este convenabil să introduceți un sistem de referință prin desenarea unei grile de coordonate pe minge. Dacă galaxiile ar fi „lipite” de un astfel de spațiu cu minge umflat, atunci coordonatele lor nu s-ar schimba, iar expansiunea s-ar reduce doar la o modificare a proprietăților sistemului de coordonate însuși. Cu toate acestea, distanța reală dintre galaxii, măsurată, de exemplu, folosind o riglă, lumină sau radar, crește în continuare, deoarece dimensiunea riglei nu se schimbă odată cu expansiunea cosmologică, iar viteza luminii și a undelor radio nu depinde de modul în care mult filmul mingii spațiale este întinsă. În acest sens, spațiul nostru nu seamănă deloc cu o peliculă de cauciuc, care se subțiază atunci când este întinsă și face ca unde elastice să circule de-a lungul ei cu o viteză crescândă.

Potrivit GTR, spațiul se extinde, ieșind ca din nimic, datorită legilor cărora le respectă. Acest proces, ținând cont de proprietățile a tot ceea ce este în spațiu, este descris de ecuațiile Hilbert-Einstein. Comportamentul luminii, atomilor, moleculelor, solidelor, lichidelor și gazelor depinde slab de curbura locală a spațiu-timpului și se modifică semnificativ doar în câmpuri gravitaționale deosebit de puternice, cum ar fi cele găsite în apropierea găurilor negre. În cea mai mare parte a Universului, cred oamenii de știință, procesele principale au loc aproape la fel ca pe Pământ și se dovedește că galaxiile se îndepărtează în mod destul de realist unele de altele datorită extinderii spațiului în care sunt situate. Navele spațiale se mișcă, iar lumina se răspândește în spațiul care există și, dacă este mai multă, va fi vizibilă, cel puțin în timpul pe care vor trebui să-și petreacă călătorind dintr-o galaxie în alta.

Transformări de fotoni

Lumina este întotdeauna emisă cu o anumită lungime de undă și energie cuantică. Dar, răspândindu-se în Universul în expansiune, pare să se întindă, „devine roșu”. Dacă Universul ar fi comprimat, s-ar observa efectul opus - devenind albastru. Dacă odată o galaxie a emis un foton cu o anumită lungime de undă, iar acum îl vedem ca un foton cu o lungime de undă diferită, atunci, pe baza deplasării spre roșu egală cu diferența acestor lungimi împărțită la lungimea de undă inițială a fotonului, putem spune de câte ori s-a extins Universul în acest timp. Pentru a face acest lucru, trebuie să adăugați unul la deplasarea către roșu: dacă este egal cu 2, atunci Universul s-a extins de trei ori din momentul în care fotonul a fost emis.

Este important de menționat că în acest caz dimensiunile sunt comparate (cosmologii vorbesc despre factorul de scară) în momentul emisiei și în momentul recepției fotonului. Dar ceea ce s-a întâmplat între aceste momente nu este atât de semnificativ: Universul s-ar putea extinde cu o viteză constantă, s-ar putea extinde mai repede sau mai lent, s-ar putea chiar micșora la un moment dat. Singurul lucru important este că în acest timp toate distanțele cosmologice au crescut de trei ori. Aceasta este ceea ce indică deplasarea spre roșu a lui 2.

„Întinderea” unui foton de-a lungul drumului de la sursă la observator este fundamental diferită de efectul Doppler obișnuit. Luați în considerare o navă spațială care se mișcă cu o anumită viteză, emițând unde luminoase în toate direcțiile. În acest caz, observatorii din fața navei vor vedea fotoni înroșiți, adică fotoni cu energie mai mare, iar observatorii din spate vor vedea fotoni înroșiți cu energie mai mică. În total, energia tuturor fotonilor va rămâne neschimbată - câți jouli a emis nava, aceeași cantitate capturată de toți observatorii. În cosmologie totul este diferit. O galaxie care radiază în toate direcțiile va apărea la fel de înroșită pentru observatorii din părți diferite (dar la o distanță egală). Deși din punctul de vedere al logicii obișnuite, un astfel de raționament pare ciudat. Și în acest sens, deplasarea cosmologică spre roșu este similară cu deplasarea gravitațională spre roșu, în care fotonii devin roșii, depășind câmpul gravitațional al stelei care i-a emis.

Aceasta este o proprietate a Universului: energia cinetică a tuturor particulelor și undelor - galaxii, boabe de praf, protoni, electroni, neutrini, fotoni și chiar unde gravitaționale - scade din cauza expansiunii spațiului. Acest fenomen amintește de unele efecte observate în sistemele nestaționare și în buclă deschisă. Se știe că dacă constantele fundamentale dintr-un sistem depind de timp, atunci energia nu este conservată. De exemplu, într-o lume cu o constantă gravitațională care se schimbă periodic, ar fi posibil să se ridice o sarcină atunci când constanta este mică și să o scadă atunci când este mare. Rezultatul ar fi un câștig în muncă, adică ar fi posibilă extragerea energiei datorită variabilității constantei gravitaționale.

În lumea noastră, însăși metrica spațiului depinde de timp, deoarece Universul se extinde. Fiind într-o lume non-staționară, putem afirma că energia fotonului din Universul în expansiune scade. Din fericire, toate schimbările fizice globale din țara noastră au loc extrem de lent și nu afectează în niciun fel viața obișnuită.

Conducător pentru univers: Trebuie remarcat faptul că orice obiect conectat nu participă la expansiunea cosmologică. Lungimea metrului standard găsit în Casa Greutăților și Măsurilor (și echivalentul său modern cu laser) nu se modifică în timp. De aceea se poate vorbi despre o creștere a distanței fizice dintre galaxii, care poate fi măsurată cu acest metru (constant!). Cel mai apropiat lucru de înțelegerea general acceptată este așa-numita distanță adecvată. Pentru a o determina, este necesar ca mulți observatori aflați pe o linie care leagă două galaxii simultan să măsoare distanțele care le separă una de cealaltă folosind rigle obișnuite. Apoi toate aceste date trebuie transferate într-un singur centru, unde, prin însumarea tuturor rezultatelor, se va putea determina care a fost distanța în timpul măsurării. Din păcate, până la primirea rezultatului, acesta se va fi schimbat deja din cauza extinderii. Din fericire, astronomii au învățat să-și calculeze propria distanță față de luminozitatea aparentă a surselor de luminozitate cunoscută. Foarte des se vorbește despre distanță în termeni de redshift. Cu cât deplasarea către roșu este mai mare, cu atât distanța este mai mare și fiecare model cosmologic are propriile formule care leagă aceste două mărimi. De exemplu, quasarul GB1508+5714 cu o deplasare către roșu de 4,3 în modelul general acceptat al Universului în prezent este situat la o distanță de 23 de miliarde de ani lumină de Galaxia noastră. Lumina care vine astăzi de la ea a fost emisă la doar un miliard de ani după Big Bang și a durat aproximativ 13 miliarde de ani pentru a călători. Vârsta Universului în acest model este de 14 miliarde de ani.

Viteza cu care o galaxie se îndepărtează din cauza expansiunii cosmologice poate fi orice, inclusiv mai mare decât viteza luminii. Cert este că nu se mișcă nicăieri în spațiu (coordonatele sale pe bila care se umflă nu se schimbă). Energia cinetică nu este asociată cu această viteză, așa că atunci când expansiunea Universului încetinește, nu se eliberează energie. O galaxie, desigur, poate avea și o viteză „normală”, de exemplu, datorită interacțiunii gravitaționale cu alte galaxii. În cosmologie, o astfel de viteză este numită particulară. Desigur, în viața reală, astronomii observă un efect net: galaxia este deplasată către roșu din cauza proceselor cosmologice și, în plus, fotonii sunt deplasați spre roșu (sau spre albastru) din cauza efectului Doppler asociat cu o viteză particulară. Uneori se adaugă și o deplasare gravitațională spre roșu, cauzată de câmpul gravitațional propriu al obiectului luminos. Separarea acestor trei efecte pentru o sursă individuală nu este ușoară. Rețineți că pentru distanțe mici pe o scară universală, formula care leagă deplasarea la roșu și viteza de recesiune coincide cu formula efectului Doppler obișnuit. Uneori, acest lucru duce chiar la confuzie, deoarece fizica efectelor este diferită, iar pentru distanțe mari formulele sunt foarte diferite. Redshift este o valoare foarte convenabilă și general acceptată pentru a indica cât de departe în spațiu și cu cât timp în urmă a avut loc un eveniment care este observat de astronomii terestre de astăzi.

Cum este posibil acest lucru?

Adesea, chiar și profesioniștii (fizicieni, astronomi) răspund la întrebarea: „Este posibil să observăm o galaxie care, atât în ​​momentul în care emite lumină, cât și în momentul în care semnalul este primit pe Pământ, se îndepărtează de noi mai repede decât lumina?” - ei răspund: „Desigur că nu!” Intuiția la lucru se bazează pe teoria specială a relativității (SRT), pe care un cosmolog a numit-o pe bună dreptate „umbra SRT”. Cu toate acestea, acest răspuns este incorect. Se dovedește că încă este posibil. În orice model cosmologic, viteza de evacuare crește liniar cu distanța. Acest lucru se datorează unuia dintre cele mai importante principii - omogenitatea Universului. În consecință, există o distanță la care viteza de evacuare atinge viteza luminii, iar la distanțe mari devine superluminală. Acea sferă imaginară pe care viteza de evacuare este egală cu lumina se numește sfera Hubble.

„Cum este posibil acest lucru! – va exclama cititorul. „Este greșită teoria specială a relativității?” Adevărat, dar nu există nicio contradicție aici. Vitezele superluminale sunt destul de reale atunci când nu vorbim despre transferul de energie sau de informații dintr-un punct în spațiu în altul. De exemplu, o rază de soare se poate mișca cu orice viteză, trebuie doar să instalați ecranul pe care se îndepărtează. SRT „interzice” doar transferul de informații și energie la viteze superluminale. Și pentru a transfera informații, aveți nevoie de un semnal care se răspândește în spațiu - expansiunea spațiului în sine nu are nimic de-a face cu aceasta. Deci, în exemplul nostru despre galaxiile în retragere, totul este în ordine perfectă cu teoria relativității: la viteza superluminală ele se îndepărtează doar de observatorul pământesc și, în raport cu spațiul înconjurător, viteza lor poate fi chiar zero.

Lucrul uimitor este că putem vedea galaxiile zburând departe de noi mai repede decât lumina. Acest lucru este posibil deoarece rata de expansiune a Universului nu a fost constantă. Dacă la o anumită perioadă scade și lumina este capabilă să „atingă” Galaxia noastră, atunci vom vedea o sursă superluminală. Acest exemplu ilustrează perfect că soarta unui foton depinde de modul în care se comportă Universul în timp ce se deplasează prin el. Să presupunem că în momentul în care fotonul a fost emis, galaxia sursă se îndepărta de noi mai repede decât lumina. Apoi, deși fotonul a fost emis în direcția noastră, deplasându-se de-a lungul unei rețele de coordonate care se întinde, se va îndepărta de noi din cauza inflației Universului. Dacă viteza de expansiune scade, atunci este foarte posibil ca la un moment dat viteza de evacuare (în locul în care se află fotonul în acel moment) să devină mai mică decât viteza luminii. Apoi lumina va începe să se apropie de noi și poate ajunge până la noi. Galaxia sursă în sine, în momentul „inversării” luminii, încă se îndepărtează de noi mai repede decât lumina (pentru că este mult mai departe decât fotonul, iar viteza crește odată cu distanța). În momentul primirii fotonului, viteza acestuia poate fi, de asemenea, mai mare decât lumina (adică va fi în spatele sferei Hubble), dar acest lucru nu va interfera cu observarea acestuia.

Big bang:

Într-un Univers plin de materie (un astfel de Univers se extinde întotdeauna într-un ritm mai lent), toți acești parametri critici pot fi calculați în detaliu. Dacă lumea noastră ar fi așa, atunci galaxiile pentru care deplasarea spre roșu este mai mare de 1,25 au emis lumina pe care o primim acum într-un moment în care viteza lor era mai mare decât viteza luminii. Sfera modernă Hubble pentru cel mai simplu model al Universului, plină cu materie (adică fără aport de energie întunecată), are o rază corespunzătoare unei deplasări spre roșu de 3. Și toate galaxiile cu o deplasare mare, din momentul radiației până la vremea noastră, se îndepărtează de noi mai repede decât lumina.

Limita de observare

În cosmologie, vorbim despre trei suprafețe importante: orizontul evenimentelor, orizontul particulelor și sfera Hubble. Ultimele două sunt suprafețe în spațiu, iar prima este în spațiu-timp. Ne-am familiarizat deja cu sfera Hubble, acum să vorbim despre orizonturi. Orizontul de particule separă obiectele observabile în prezent de obiectele neobservabile. Deoarece Universul are o vârstă finită, lumina de la obiecte îndepărtate pur și simplu nu a avut încă timp să ajungă la noi. Acest orizont se extinde tot timpul: timpul trece și „așteptăm” semnale de la galaxii din ce în ce mai îndepărtate. Orizontul particulelor se îndepărtează, pare să fugă de noi cu o viteză care poate fi mai mare decât viteza luminii. Datorită acestui fapt, vedem din ce în ce mai multe galaxii.

Rețineți că distanța actuală până la „galaxiile de la marginea Universului observabil” nu poate fi determinată ca produsul dintre viteza luminii și vârsta Universului. În orice model al unui Univers în expansiune, această distanță va fi mai mare decât acest produs. Și acest lucru este destul de de înțeles. Lumina însăși a parcurs această distanță, dar Universul a reușit să se extindă în acest timp, așa că distanța actuală până la galaxie este mai mare decât calea parcursă de lumină, iar în momentul emisiei această distanță ar putea fi semnificativ mai mică decât această cale.

Sursele de la orizontul particulelor au o deplasare infinită spre roșu. Aceștia sunt cei mai vechi fotoni care, cel puțin teoretic, pot fi acum „văzuți”. Au fost emise aproape în momentul Big Bang-ului. Atunci dimensiunea părții din Univers vizibilă astăzi a fost extrem de mică, ceea ce înseamnă că de atunci toate distanțele au crescut foarte mult. De aici vine deplasarea roșie infinită.

Desigur, nu putem vedea fotonii din orizontul particulelor în sine. Universul în tinerețe a fost opac la radiații. Prin urmare, fotonii cu o deplasare spre roșu mai mare de 1000 nu sunt observați. Dacă în viitor astronomii învață să detecteze neutrini relicve, acest lucru le va permite să se uite în primele minute ale vieții Universului, corespunzătoare unei deplasări spre roșu de 3x107. Un progres chiar mai mare poate fi realizat în detectarea undelor gravitaționale relicte, atingând „timpii Planck” ($10^(-43)$ secunde de la începutul exploziei). Cu ajutorul lor, va fi posibil să privim în trecut, pe cât posibil, în principiu, folosind legile naturii cunoscute astăzi. Aproape de momentul inițial al Big Bang-ului, teoria generală a relativității nu mai este aplicabilă.

Orizontul evenimentelor este o suprafață în spațiu-timp. Un astfel de orizont nu apare în fiecare model cosmologic. De exemplu, în Universul care încetinește descris mai sus, nu există un orizont de evenimente - orice eveniment din viața galaxiilor îndepărtate poate fi văzut dacă așteptați suficient. Scopul introducerii acestui orizont este că separă evenimentele care ne pot afecta cel puțin în viitor de cele care nu ne pot afecta în niciun fel. Dacă nici măcar semnalul luminos despre un eveniment nu ajunge la noi, atunci evenimentul în sine nu ne poate influența. Vă puteți gândi la ea ca la o transmisie intergalactică a unui meci de fotbal care are loc într-o galaxie îndepărtată al cărei semnal nu îl vom primi niciodată. De ce este posibil acest lucru? Pot exista mai multe motive. Cel mai simplu este modelul „sfârșitul lumii”. Dacă viitorul este limitat în timp, atunci este clar că lumina din unele galaxii îndepărtate pur și simplu nu va putea ajunge la noi. Majoritatea modelelor moderne nu oferă această caracteristică. Există, totuși, o versiune a viitorului Big Rip, dar nu este foarte populară în cercurile științifice. Dar există o altă opțiune - extinderea cu accelerare. În acest caz, unii fani non-fotbal pur și simplu vor „fuge de lumină”: pentru ei, viteza de expansiune va fi superluminală.

Capriciile Reginei Negre

Se dovedește că Universul în expansiune este oarecum similar cu țara Reginei Negre, în care s-a regăsit Alice în basmul lui Lewis Carroll „Alice Through the Looking Glass”. Acolo, ca să stai pe loc, trebuia să alergi foarte repede.

Să presupunem că există o galaxie cu o viteză intrinsecă mare îndreptată spre noi. În acest caz, două efecte vor contribui la deplasarea sa spectrală totală: expansiunea roșie cosmologică și deplasarea spre albastru datorată efectului Doppler datorită propriei viteze.

Prima întrebare este: cum se va schimba distanța până la galaxie cu schimbarea zero a spectrului? Răspuns: galaxia se va îndepărta de noi. A doua întrebare: imaginați-vă o galaxie a cărei distanță nu se modifică datorită faptului că propria viteză a compensat complet efectul de expansiune (aceasta este la fel ca Alice care rulează prin ținutul Reginei Negre). Galaxia se mișcă de-a lungul rețelei noastre de coordonate desenate cu aceeași viteză cu care se umflă grila. Care va fi schimbarea în spectrul unei astfel de galaxii? Răspuns: Offset-ul va fi albastru. Adică, liniile din spectrul unei astfel de galaxii vor fi deplasate către lungimi de undă mai scurte.

Cucerirea gravitației: Când vorbim despre „universul mare”, se presupune adesea că materia este distribuită uniform în spațiu. La o primă aproximare, acest lucru este adevărat. Cu toate acestea, nu ar trebui să uităm de astfel de „tulburări” precum galaxiile și clusterele lor. Ele sunt formate din fluctuațiile primare de densitate. Dacă într-o substanță uniform distribuită apare o minge cu o densitate puțin mai mare, atunci, fără a ține cont de efectele asociate temperaturii, putem spune că bila va începe să se micșoreze și densitatea substanței va începe să crească. În cel mai simplu model al unui Univers în expansiune, în care contribuția energiei întunecate este zero, nimic nu se schimbă fundamental. Orice perturbare a densității într-un astfel de Univers prăfuit (pentru gazul real, nu praful, masa perturbării trebuie să depășească o anumită valoare critică - așa-numita masă de blugi) va duce la „căderea” materiei din expansiune. ale Universului și formând un obiect legat. Dacă contribuția energiei întunecate nu este zero, atunci fluctuațiile densității de la început trebuie să aibă o valoare mai mare decât o anumită valoare critică, altfel contrastul densității nu va avea timp să crească la valoarea necesară, iar materia nu va „ cad” din fluxul Hubble. Așa cum energia unui foton scade din cauza expansiunii, și energia cinetică a particulelor de praf va scădea în timp pe măsură ce Universul se extinde. Din această cauză, până când fluctuația este complet separată de expansiunea generală a Universului, procesul de „colaps” al perturbării va decurge mai lent decât fără a lua în considerare expansiunea. În loc de o creștere exponențială a densității, se va observa o creștere a legii puterii. De îndată ce contrastul de densitate atinge o anumită valoare critică, fluctuația va părea că „uită” de expansiunea Universului.

Un astfel de comportament neașteptat al spectrului de emisie se datorează faptului că aici există două efecte fizice, descrise prin formule diferite. Pentru o sursă situată pe sfera Hubble, în momentul emisiei în cel mai simplu model al unui Univers în decelerare, deplasarea spre roșu este egală cu 1,25, iar viteza de evacuare este egală cu viteza luminii. Aceasta înseamnă că pentru a rămâne la o distanță constantă de noi, sursa trebuie să aibă propria viteză egală cu viteza luminii. Iar vitezelor adecvate (particulare) trebuie să aplicăm formula efectului Doppler relativist, care pentru o viteză a sursei egală cu viteza luminii și îndreptată spre noi dă o schimbare infinită de mare în albastru. Deplasarea liniilor spectrale din cauza efectului Doppler se dovedește a fi mai mare decât cea cosmologică și pentru galaxii la distanțe mai mici. Astfel, o sursă în repaus va fi deplasată în albastru, iar o stea cu părtinire zero se va îndepărta de noi.

Desigur, galaxiile nu pot avea propriile viteze în apropierea luminii. Dar unii quasari și galaxii cu nuclei activi generează jeturi - jeturi de materie care trage pe distanțe de milioane de ani lumină. Viteza materiei într-un astfel de jet poate fi apropiată de viteza luminii. Dacă jetul este îndreptat spre noi, atunci datorită efectului Doppler putem observa o schimbare în albastru. În plus, substanța trebuie să pară că se apropie de noi. Cu toate acestea, în lumina celor scrise mai sus, a doua concluzie nu este atât de evidentă. Dacă sursa este suficient de departe, atunci expansiunea cosmologică va „due” în continuare materia de la noi, chiar dacă viteza ei este foarte apropiată de cea a luminii și jetul ne pare „albastru”. Doar în cosmologie apare o astfel de situație absurdă la prima vedere, când un obiect care se îndepărtează de noi are o schimbare în albastru. De exemplu, quasarul GB1508+5714, care are o deplasare spre roșu de 4,3, se îndepărtează de noi de 1,13 ori mai repede decât lumina. Aceasta înseamnă că materia jetului său, care se deplasează spre noi cu o viteză intrinsecă mare, se îndepărtează de noi, deoarece viteza particulelor nu poate depăși viteza luminii.

Viitorul necunoscut

Descoperirea recentă că Universul se extinde acum într-un ritm accelerat i-a entuziasmat literalmente pe cosmologi. Pot exista două motive pentru acest comportament neobișnuit al lumii noastre: fie principalul „umplut” al Universului nostru nu este materia obișnuită, ci materie necunoscută cu proprietăți neobișnuite (așa-numita energie întunecată), fie (chiar mai înfricoșător de gândit!) este necesară modificarea ecuaţiilor teoriei generale a relativităţii. Mai mult decât atât, din anumite motive, omenirea s-a întâmplat să trăiască în acea perioadă scurtă la scară cosmologică, când expansiunea lentă a lăsat loc uneia accelerate. Toate aceste întrebări sunt încă foarte departe de a fi rezolvate, dar astăzi putem discuta despre modul în care expansiunea accelerată (dacă va continua pentru totdeauna) ne va schimba Universul și va crea un orizont de evenimente. Se pare că viața galaxiilor îndepărtate, din momentul în care obțin o viteză de evacuare suficient de mare, se va opri pentru noi și viitorul lor ne va deveni necunoscut - lumina dintr-o serie de evenimente pur și simplu nu va ajunge niciodată la noi. De-a lungul timpului, într-un viitor destul de îndepărtat, toate galaxiile care nu sunt incluse în superclusterul nostru local de 100 de megaparsecs vor dispărea în spatele orizontului evenimentului: toată expansiunea accelerată își va „trage” punctele corespunzătoare pe grila de coordonate acolo.

Aici, apropo, diferența dintre orizontul particulelor și orizontul evenimentelor este clar vizibilă. Acele galaxii care se aflau sub orizontul particulelor vor rămâne așa sub el, lumina din ele va continua să ajungă. Dar cu cât viteza unei galaxii se apropie mai mult de viteza luminii, cu atât este nevoie de mai mult timp pentru ca lumina să ajungă la noi și toate evenimentele dintr-o astfel de galaxie ni se vor părea întinse în timp. Relativ vorbind, dacă plasați un ceas într-o astfel de galaxie, care ar trebui să arate ora 12 la prânz în momentul în care părăsește orizontul evenimentului, atunci observatorii pământeni vor vedea o încetinire nesfârșită a acestui ceas. Indiferent cât de mult ne uităm (teoretic, o astfel de galaxie „cu un ceas” nu va dispărea niciodată de pe cerul nostru), nu vom vedea niciodată acționările ceasului exact la „douăsprezece” - își va face ultima revoluție la nesfârșit, conform propriului nostru ceas. . După ce am așteptat mult timp, vom vedea ce se întâmplă în galaxie (după ceasul ei) la 11:59 a.m., la 11:59 a.m. 59 s, și așa mai departe. Dar ceea ce s-a întâmplat pe el după „amiază” ne va rămâne ascuns pentru totdeauna. E ca și cum ai vedea un ceas căzând într-o gaură neagră.

Observatorul din această galaxie îndepărtată poate gândi la fel. El vede acum galaxia noastră în trecutul său, dar la un moment dat istoria noastră va deveni inaccesibilă pentru el, deoarece semnalele noastre nu vor mai ajunge în această galaxie. Este amuzant că, pentru setul general acceptat de parametri cosmologici, astfel de galaxii nu sunt în general departe. Deplasarea lor spre roșu ar trebui să fie mai mare de 1,8. Adică, s-ar putea să fie chiar în interiorul sferei Hubble, dar omenirea este deja prea târziu pentru a le trimite un mesaj.

Aceste fenomene, paradoxale din punctul de vedere al bunului simț, se produc în Universul nostru. Neobișnuința lor se datorează faptului că conceptele obișnuite de viteză, distanță și timp în cosmologie capătă un sens ușor diferit. Din păcate, oamenii de știință nu au ajuns încă la o părere comună despre ce fel de viață trăiește Universul nostru și ce, în principiu, i se poate întâmpla. La urma urmei, chiar și pentru specialiști, extinderea limitelor bunului simț este foarte dificilă.

Serghei Popov, candidat la științe fizice și matematice
Alexey Toporensky, candidat la științe fizice și matematice

Gravitație [De la sfere de cristal la găuri de vierme] Petrov Alexander Nikolaevici

Orizontul evenimentelor și adevărata singularitate

Frecvența zero înseamnă că nu există niciun semnal! De sub sfera razei r g semnalele luminoase nu ies, forțele gravitaționale nu le permit să scape în vecinătatea exterioară. Adică, într-adevăr, aceasta este sfera în care a doua viteză cosmică devine egală cu viteza luminii. Prin urmare, de sub sfera razei r g nicio formă de materie nu se poate răspândi în exterior. Astfel, această sferă se dovedește a fi o barieră dincolo de care un observator extern nu poate vedea. De aceea și-a primit numele potrivit orizontul evenimentelor, iar obiectul însuși a început să fie numit gaura neagra.

Termen gaura neagra a fost sugerat celebrului fizician teoretician american John Wheeler (1911–2008) de către unul dintre studenții săi la o conferință din 1967. Dar chiar mai devreme, în 1964, a fost folosit de Anna Ewing într-un raport la o reuniune a Asociației Americane pentru Progresul Științei.

Până acum am luat în considerare punctele fixe din spațiu și observatorii asociați cu acestea. Acum să urmărim un corp în cădere liberă. Să înceapă căderea dintr-o stare de repaus dintr-o regiune îndepărtată unde aproape nu există curbură, de unde îi vom urmări traiectoria. În percepția unui observator de la distanță, povestea căderii va fi după cum urmează. La început mișcarea nu va fi surprinzătoare. Viteza va crește lent, apoi din ce în ce mai rapid, pe deplin în concordanță cu legea gravitației universale. Apoi, la distanțe față de centru comparabile cu raza gravitațională, creșterea ratei de cădere va deveni catastrofală. Nici aici nu vom fi foarte surprinși să explicăm acest lucru prin faptul că din zona de corespondență cu gravitația lui Newton, obiectul a căzut într-o zonă de curburi puternice. Și la distanțe de fracții de rază gravitațională față de orizontul evenimentelor, spre uimirea noastră, va începe să încetinească brusc și să se apropie de orizontul evenimentelor din ce în ce mai încet și, ca urmare, nu va ajunge niciodată la el. Dar nu este nimic surprinzător nici aici, am stabilit recent asta pentru un observator de la distanță toate procesele Când se apropie de orizontul evenimentelor, ei îngheață căderea unui corp nu face excepție.

Am explicat efectul că nimic nu iese de sub orizontul evenimentelor prin prezența unei influențe gravitaționale extrem de puternice. Acest răspuns este, desigur, corect, deoarece nu se ia în considerare altceva decât gravitația. Cu toate acestea, nu este constructiv, deoarece nu ne permite să înțelegem mecanismul fenomenelor despre care tocmai am vorbit. Nu există nicio idee despre ce se întâmplă sub orizont sau dacă se întâmplă ceva. Pe de altă parte, am fost de acord că în teoria lui Einstein nu există deloc forțe gravitaționale ca atare. Există o curbură a spațiului-timp. Prin urmare, să trecem pas cu pas la o descriere în cadrul teoriei geometrice.

Am văzut deja că în SRT utilizarea unui con de lumină ajută la înțelegerea multor fenomene. În GTR, în răsucit spațiu-timp, are mai mult sens să-l reprezentăm nu pe întreaga diagramă, ci în vecinătatea fiecărui punct al lumii. Acesta va fi un con de lumină local format din tangente la geodezice luminoase la un punct dat. Ecuația conului de lumină are o formă simplă - intervalul este egal cu zero: ds = 0.

În fig. 8.2 prezintă schematic conurile de lumină pentru geometria Schwarzschild. Presupunând că mișcările au loc în direcții radiale, diagrama este prezentată în coordonate rŞi t. Aceste coordonate pentru un observator îndepărtat în propriul său cadru de referință determină distanța și timpul real. Prin urmare, imaginea fenomenelor fizice prezentată folosind rŞi t,- aceasta este exact imaginea pe care o va percepe un observator îndepărtat. Figura arată că la o distanță considerabilă „petalele” conului sunt situate la un unghi de 45°, adică ca în spațiu-timp plat. Liniile verticale corespund acelorași observatori fix (nemișcați) despre care am vorbit recent. Pe măsură ce te apropii de gaura neagră, conul devine mai îngust la orizont, „se lipește” și se transformă într-o linie verticală. Linie verticală pentru un observator de la distanțăînseamnă că lumina sa „oprit”, viteza sa a devenit „zero”. Aceasta înseamnă că la orizont toate fenomenele sunt înghețate. Calculul geodezicii zero arată că pentru un observator îndepărtat lumina nu va ajunge niciodată la orizont.

Orez. 8.2. Spațiu-timp al geometriei Schwarzschild în coordonatele unui observator de la distanță

Parţial Acest comportament al conurilor de lumină este asociat cu efectul de dilatare a timpului la apropierea de centrul gravitațional. Cu toate acestea, complet forma sa, așa cum am spus deja, este determinată de condiție ds = 0, tocmai aceasta determină viteza „aparentă” a luminii pentru un observator de la distanță: v c = c (1 – r g /r). La o distanta considerabila de centru, viteza este aproape de c, pe măsură ce se apropie de centru scade, iar la orizont, într-adevăr, devine zero. Aceasta este direct legată de forma conurilor de lumină din Fig. 8.2. Viteza particulelor materiale este întotdeauna mai mică decât viteza luminii (linia mondială a unei particule fizice este situată între clapele conului de lumină), prin urmare vitezele lor limită „aparente” scad, de asemenea, pe măsură ce se deplasează spre centru și de asemenea, nu va ajunge niciodată la orizont în coordonate rŞi t. Această concluzie confirmă încă o dată descrierea noastră a căderii libere la orizont din punctul de vedere al unui observator îndepărtat.

În continuare vom continua experiment de gândire, acum să „comprimăm” toată materia unui obiect sferic nu numai la raza gravitațională, ci, în general, la „punct” r = 0. Adică vom considera tot spațiu-timp ca vid. În mod formal, avem dreptul să facem acest lucru, deoarece soluția lui Schwarzschild este tocmai una în vid. Să ne întoarcem la expresia pentru metrică. Am observat deja că la orizont coeficientul g 00 la c 2 dt 2 devine zero, iar coeficientul g 00 la dr 2 devine infinit. Mai mult, există o particularitate în „punct” r = 0: aici, dimpotrivă, g devine egal cu „minus infinit”, g 11– egal cu zero. Să ne amintim că pentru corpul „obișnuit”, despre care a fost discutat la începutul paragrafului, nu au apărut caracteristici speciale. În continuare vom discuta despre sensul cum trăsături la orizont, deci caracteristici în centru.

Să începem cu orizontul. Să ne amintim că în spațiul Minkowski esențele fizice ale spațiului și timpului rămân diferite, în ciuda naturii lor relativiste. Acest lucru se manifestă prin faptul că părțile temporale și spațiale sunt incluse în expresia pentru intervalul cu semne diferite: prima cu semnul „plus”, a doua cu semnul „minus”. Acest lucru este valabil pentru soluția Schwarzschild la o distanță de orizont (în regiunea „regulată” a spațiului). Temporar parte determinată de coeficient g 00 la c 2 dt 2 este într-adevăr pozitiv și spațială, determinat de coeficient g 11 la dr 2, – negativ.

Ce se va întâmpla sub orizont? Acolo situația s-a schimbat: în expresia pentru interval trebuie să ținem cont r < r g, apoi coeficientul g 00 la c 2 dt 2 devine negativ, și coeficientul g 11 la dr 2 devine, dimpotrivă, - pozitiv. Și așa doar noi

discutat, înseamnă că sub orizont coordona t devine spațial, si coordonata r – temporar! Acum, ținând cont de acest fapt, să construim conuri de lumină sub orizont. Deoarece coordonatele de pe diagramă rŞi t a schimbat sensul, conurile de lumină par să se așeze pe părțile lor laterale, din interior la orizont alinierea lor este de 180°, apoi se apropie de centru r = 0, ținta scade. Ca întotdeauna, linia mondială a unei particule fizice reale trebuie să fie în interiorul aliniamentului conului de lumină. În sfârșit, când r = 0 petalele conurilor se „lipesc în cele din urmă”, așa cum se arată în Fig. 8.2. Locația și forma conurilor de lumină sub orizont indică două lucruri. În primul rând, într-adevăr, nici razele de lumină, nici nicio particulă materială nu pot părăsi orizontul și regiunea de sub el; în al doilea rând, toate particulele și lumina, odată sub orizont, vor ajunge inevitabil la originea coordonatelor la r = 0. Într-adevăr, alinierea conului este întotdeauna îndreptată spre linie r = 0.

Vedem că nu există obstacole în calea mișcării particulelor sub orizont, deși acest lucru pare oarecum neobișnuit. Pe de altă parte, semnalele din exterior nu pot traversa orizontul. Există o întrerupere în liniile lumii de raze luminoase și particule care cad. Este timpul să discutăm despre caracteristica de la orizont. Să încercăm să înțelegem ce se întâmplă în realitate la orizont și în vecinătatea lui.

Va trebui să ne întoarcem la originile Relativității Generale și să ne amintim că principala caracteristică a spațiului-timp este curbura sa, care este determinată de tensorul de curbură Riemann. Dar calcularea componentelor tensorului Riemann la orizont și în vecinătatea lui nu dezvăluie nimic neobișnuit. Până la orizont la orizont iar dedesubt este curbura nu experimenteaza fără pauze, se comportă destul de lin, crescând treptat pe măsură ce se apropie de centru. Faptul este că coordonatele unui observator de la distanță (și acestea sunt coordonatele spațiu-timp plat), în care este scrisă soluția Schwarzschild, nu sunt în întregime potrivite pentru descrierea fenomenelor din vecinătatea orizontului. Aceasta înseamnă că trebuie să găsim coordonatele care nu ar avea acest defect.

Să ne amintim că timpul adevărat al fiecărui observator pentru sine are întotdeauna același flux, inclusiv foarte aproape de orizont. Și poate la orizont, de ce nu? Prin urmare, în coordonatele dorite, se poate folosi timpul adecvat al observatorilor care căde liber (însoțitori) ca o nouă coordonată de timp. Astfel de coordonate pentru soluția Schwarzschild, lipsite de defecte la orizont, au fost propuse în 1938 de astronomul și matematicianul belgian Georges Lemaitre (1894–1966). În cadrul său de referință însoțitor, liniile lumii de particule și razele de lumină încetează să experimenteze o discontinuitate la orizont - îl intersectează liber. Diagrama Lemaître este discutată în Anexa 5.

Ce vor experimenta observatorii pe măsură ce trec la orizont? Totul depinde de curbura acestui orizont. Dacă gaura neagră este uriașă, atunci la nivel local orizontul este destul de plat, iar observatorul nu va reacționa în niciun fel la intersecția sa. Dacă faceți o gaură neagră mai mică, atunci la un moment dat observatorul va începe să simtă efectul forțelor mareelor. Va începe să se „întindă” de-a lungul razei și să „strângă” din lateral. Dar aceste fenomene pot începe înainte de a ajunge la orizont, nu sunt legate de el. Punctul cheie este acesta. Odată sub orizont, observatorul are capacitatea de a primi un semnal din lumea exterioară, dar nu are capacitatea de a trimite un semnal afară.

În cele din urmă, să discutăm despre caracteristica din „centru” r = 0. Până acum am obținut-o făcând un experiment de gândire. Poate o astfel de caracteristică să apară în realitate? Să revenim din nou la exemplul de corp „obișnuit” discutat la începutul acestui capitol. Un astfel de obiect este descris printr-o soluție internă, care este statică, nu are singularități și este „cusut” cu soluția externă Schwarzschild. Soluția internă a fost obținută ținând cont de ecuația de stare a materiei corpului. În acest caz, ecuația de stare determină o astfel de presiune încât să reziste la compresia gravitațională. Acesta este motivul pentru care obiectul este static. Este asta întotdeauna posibil? Privind în perspectivă unde se discută această problemă, să spunem: nu, nu întotdeauna. Dacă masa corpului este egală sau mai mare de cinci mase solare, atunci nu exista o astfel de stare a materiei încât presiunea ei să reziste la compresia gravitațională. Ce se întâmplă dacă un corp de o astfel de masă se formează ca rămășița unei stele moarte? Este clar - corpul va începe să se micșoreze. Să urmărim această compresie, nu de departe (suntem convinși că un observator de la distanță nu este potrivit pentru asta), ci cu ajutorul unui observator plantat pe suprafața acestui corp. În primul rând, observatorul, împreună cu restul stelei, vor ajunge la orizont. Înainte de aceasta, el are o oportunitate fundamentală de a scăpa cu o rachetă super-puternică, lăsându-l pe nenorocita colapsar. Dar odată ce ajunge la orizont, inevitabil, împreună cu restul stelei, va „cădea” în centru. Cuvântul fatal „inevitabil” este complet justificat din punct de vedere științific, locația conurilor de lumină sub orizont vorbește despre acest lucru fără ambiguitate.

Deci, într-adevăr, totul poate cădea în „centru” r = 0. Dar putem spune că în rezultat se formează o singularitate, tocmai la „punct”. Strict vorbind, nu. Cert este că, cu o astfel de compresie, densitatea și presiunea substanței ating valori pentru care legile cunoscute ale fizicii nu se mai aplică. Cel mai probabil, spațiul și timpul încetează să mai fie clasice, prin urmare, în imediata apropiere a centrului în care a căzut totul, nu mai este posibil să se construiască aceleași conuri de lumină. Deci, are mai mult sens să vorbim despre o formațiune superdensă în centru, a cărei fizică nu a fost încă studiată.

Vom discuta aceste rezerve, totuși, idealizat caracteristica punctului. Din nou, ca și în cazul orizontului, să calculăm componentele tensorului de curbură. Dar acum, spre deosebire de orizont, înțelegem asta curbura merge la infinit. Aceasta înseamnă că o astfel de caracteristică nu poate fi „eliminată” prin deplasarea la alte coordonate, ca o caracteristică de la orizont. Astfel, pentru r = 0 avem o caracteristică care este adesea numită adevărata singularitate. În plus, deoarece se dovedește că întreaga masă a obiectului este concentrată în volum zero, atunci densitatea substanței se transformă și ea la infinit. Rețineți că linia dreaptă r = 0 în diagrama din figura 8.2 cruci„petale” de conuri de lumină din apropiere. Adică în linie dreaptă r = 0 niciun semnal nu este propagat și particulele nu se mișcă. Pe aceasta, la nivel speculativ (fără rigoarea științifică necesară) singularitatea r = 0 poate fi interpretat ca o parte a spațiului cu volum zero, densitate infinită și curbură, unde curgerea timpului „se termină”.

Din cartea Interstellar: știința din culise autor Thorne Kip Stephen

Cronologia celor mai importante evenimente menționate în cartea secolului al VI-lea. BC? Thales, fondatorul filozofiei și științei grecești, a prezentat ideea „elementului primar” la baza tuturor fenomenelor naturale. BC? Pitagora a stabilit o legătură între lungimea coardei și înălțimea tonului.Secolul IV. î.Hr e. Democrit

Din cartea Being Hawking de Jane Hawking

Orizontul evenimentelor și deformarea timpului Când auziți „gaura neagră”, probabil că nu vă gândiți la curbura spațiului, ci la modul în care o gaură neagră aspiră obiecte (vezi Figura 5.3). Orez. 5.3. Semnalele pe care le trimit după ce trec orizontul evenimentelor nu pot

Din cartea autorului

12. Orizonturi de evenimente Într-o seară întunecată și vântoasă, pe 14 februarie 1974, l-am condus pe Stephen la Oxford pentru o conferință la Laboratorul Rutherford de la Centrul de Cercetare a Energiei Atomice Harwell. Am stat în Abington la Coseners House, un bătrân

MOSCOVA, 27 mai - RIA Novosti. Cosmologii germani și italieni spun că au găsit o modalitate de a studia ceea ce se întâmplă în interiorul unei găuri negre și de a înțelege structura ei internă, potrivit unui articol publicat în revista Physical Review Letters.

Găurile negre, care apar din prăbușirea gravitațională a stelelor masive, au o gravitație atât de puternică încât nu poate fi depășită fără a depăși viteza luminii. Niciun obiect sau radiație nu poate scăpa dincolo de influența găurii negre, așa-numitul orizont de evenimente.

Ceea ce se întâmplă dincolo de „orizontul evenimentelor” rămâne un mister și un subiect de dezbatere în rândul fizicienilor. Majoritatea oamenilor de știință cred că, în principiu, nu putem privi în interiorul unei găuri negre și nu putem studia structura acesteia, deoarece acest lucru va duce la consecințe extrem de neplăcute - în acest caz, nu vom putea „reconcilia” teoria relativității a lui Einstein cu mecanica cuantică. Și mai controversat este cum arată „orizontul evenimentului” și cum se schimbă. Oamenii de știință numesc numărul de apariții posibile „entropie”, iar variantele individuale ale aspectului său microstări și se discută dacă pot fi calculate.

Lorenzo Sindoni de la Institutul pentru Fizică Gravitațională din Muhlenberg (Germania) și colegii săi din Italia susțin că încă mai putem calcula microstările care apar în apropierea orizontului de evenimente al unei găuri negre, folosind două teorii neortodoxe care descriu comportamentul materiei la nivelul cuantic. nivel - teoria grupurilor de câmp (GFT) și gravitația cuantică în buclă (LQG). Ambele teorii ridică multe întrebări în rândul fizicienilor, în special în rândul celor care sunt susținători ai teoriei corzilor și a speculațiilor aferente.

Omul de știință: o gaură neagră ar putea înghiți Pământul fără ca noi să observămO gaură neagră nu distruge neapărat toată materia care cade în ea datorită existenței unui „zid de foc” de cuante de înaltă energie la orizontul ei de evenimente, astfel încât chiar și obiectele relativ mari, cum ar fi Pământul, pot fi în principiu „ înghițit” de ea.

Aceste teorii, spun oamenii de știință, i-au ajutat să calculeze modul în care se comportă o gaură neagră din punct de vedere termodinamic și să obțină aceleași formule care au fost derivate de Stephen Hawking cu zeci de ani în urmă pentru a descrie modul în care entropia generată de o gaură neagră se raportează la zona în care se află. suprafața orizontului său de evenimente.

Materia din interiorul unei găuri negre, potrivit autorilor articolului, se va comporta ca un lichid cuantic special, al cărui comportament poate fi calculat prin cunoașterea proprietăților uneia dintre particulele cuantice din care este compusă. Această natură a unei găuri negre și relația dintre aria orizontului său de evenimente și entropie, potrivit lui Sindoni, este un argument serios în favoarea așa-numitelor teorii „holografice” ale structurii lor, care afirmă că găurile negre, și, eventual, Universul, nu sunt obiecte tridimensionale, ci bidimensionale.