adnotare

Articolul investighează întrebarea cum poate arăta procesul de absorbție a unei planete de către o mică gaură neagră pentru un observator extern. Ca rezultat se poate forma o gaură experimente fizice civilizație, sau poate pătrunde pe planetă din spațiul cosmic. După ce a luat o poziție în centrul planetei, gaura o absoarbe treptat. Eliberarea crescută de energie este facilitată de câmpul magnetic al planetei, care este din ce în ce mai concentrat lângă gaură din cauza fenomenului de „îngheț” linii de forță câmpuri într-o substanță conductoare și în conformitate cu legea conservării fluxului magnetic. Cea mai mare eliberare de energie are loc la stadiu final absorbția planetei, când un câmp magnetic dipol cu ​​inducție la polii ordinului se formează lângă o gaură cu rază. Un câmp de această mărime controlează complet mișcarea substanței conducătoare, iar fluxul său în gaură are loc în principal în regiunea polilor, de-a lungul liniilor de forță a câmpului. O parte din liniile câmpului magnetic din regiunea polilor, în apropierea orizontului de evenimente, formează o îndoire aproape sub . Drept urmare, materia care cade cu o viteză apropiată de viteza luminii își schimbă brusc direcția de mișcare și experimentează o accelerație mare comparabilă cu cea care ar avea loc la lovirea unei suprafețe solide. Aceasta contribuie la transferul de energie cinetică către energie termală. Ca urmare, la fiecare pol magnetic al găurii, puțin deasupra orizontului evenimentului, se formează un punct fierbinte cu o temperatură de aproximativ . La această temperatură, are loc o radiație intensă a neutrinilor cu energie, a cărei cale liberă medie în lichidul neutronic din jur cu o densitate este de aproximativ . Acești neutrini încălzesc lichidul neutron în apropierea punctelor fierbinți, inclusiv a celor din afara tuburilor magnetice, care au o rază la polii găurii. În cele din urmă, energia termică eliberată se ridică la suprafața planetei prin fluxuri de materie fierbinte formate datorită acțiunii forței Arhimede. În imediata apropiere a planetei, energia este emisă sub formă de raze X din plasma fierbinte. Norul de gaz rezultat din jurul planetei nu este transparent pentru razele X, iar energia merge în spațiul cosmic de la suprafața norului (fotosferă) sub formă radiatii luminoase. Calculele efectuate în cadrul lucrării au arătat că energiile totale observate ale emisiei de lumină a supernovelor corespund maselor planetelor 0,6 - 6 mase ale Pamantului. În acest caz, puterea de radiație calculată a unei supernove „planetare” în timpul luminozității maxime este de 10 36 − 10 37 W, iar timpul pentru a atinge luminozitatea maximă este de aproximativ 20 de zile. Rezultatele obţinute corespund caracteristicilor observate efectiv ale supernovelor.

Cuvinte cheie: gaură neagră, supernovă, flux cosmic de neutrini, explozii de raze gamma, câmp magnetic planetar, fluid neutronic, explozie stelară, stea neutronică, pitică albă, meteoriți de fier, formarea condrulelor, teoria panspermiei, evoluția biosferelor.

Fenomenul unei supernove constă în faptul că în galaxie apare brusc o sursă de radiație luminoasă aproape punctiformă, a cărei luminozitate, la atingerea luminozității maxime, poate depăși , iar energia totală a radiației luminoase eliberată în timpul strălucirii este . Uneori, luminozitatea unei supernove se dovedește a fi comparabilă cu luminozitatea integrală a întregii galaxii în care este observată. O supernova care a explodat în 1054 în galaxia noastră din constelația Taur și a fost observată de astronomii chinezi și japonezi a fost vizibilă chiar și în timpul zilei.

Supernovele, conform unora dintre caracteristicile lor, ca primă aproximare, sunt împărțite în două tipuri. Supernovele de tip I formează un grup destul de omogen de obiecte în ceea ce privește forma curbei luminii. Curba caracteristică este prezentată în Fig.1. Curbele de lumină ale supernovelor de tip II sunt ceva mai variate. Maximele lor sunt, în medie, ceva mai înguste, iar declinul curbei în etapa finală poate fi mai abruptă. Supernovele de tip II apar în principal în galaxii spirale. .

Orez. 1. Curba luminii supernovei de tip I.

Supernovele de tip I explodează în toate tipurile de galaxii - spirale, eliptice, „neregulate” și sunt asociate cu stele normale cu mase solare. Dar, după cum s-a menționat în, astfel de stele nu ar trebui să explodeze. În stadiul final al evoluției sale, o astfel de stea se transformă într-o gigantă roșie pentru o scurtă perioadă de timp. Apoi își aruncă coaja cu formarea unei nebuloase planetare și steaua ei rămâne în locul stelei. miez de heliu la fel de pitic alb. În galaxia noastră se formează mai multe nebuloase planetare în fiecare an și doar o dată la 100 de ani apare o supernova de tip I.

Încercările de a explica fenomenul unei supernove ca rezultat al exploziei unei stele întâmpină anumite dificultăți. Deci, de exemplu, în supernove, luminozitatea maximă durează aproximativ 1-2 zile, în timp ce conform calculelor lui Imshennik V.S. și Nadezhina D.K. când stelele explodează secvența principală strălucirea maximă nu trebuie să dureze mai mult de 20 de minute. În plus, luminozitatea maximă calculată s-a dovedit a fi de sute de ori mai mică decât cea observată.

În stadiul actual al cercetării, modelele de stele care explodează sunt construite folosind cele mai puternice computere. Cu toate acestea, nu a fost încă posibil să se construiască un model în care evoluția treptată a unei stele să ducă la generarea fenomenului de supernova. Uneori, când construiești un astfel de model în Partea centrală energia exploziei este așezată artificial în stea, după care se analizează procesul de expansiune și încălzire a învelișului stelei.

O stea masivă ar trebui să înceapă să se micșoreze (să se prăbușească) catastrofal după epuizarea tuturor rezervelor de surse de energie nucleară. Ca rezultat, o stea neutronică se poate forma în centrul său. În anii 1930, Baade și Zwicky au sugerat că formarea unei stele neutronice ar putea arăta ca o explozie de supernovă. Într-adevăr, în timpul formării unei stele neutronice, se eliberează multă energie, deoarece. energia gravitațională este de ordin . Deci, cu raza stelei neutronice formate și masa, unde este masa Soarelui, energia gravitațională. Dar această energie este eliberată predominant sub formă de neutrini și nu sub formă de fotoni și particule de înaltă energie, așa cum au presupus inițial Baade și Zwicky. În părțile interioare ale stelei neutronice, unde densitatea este mai mare decât calea liberă medie a neutrinilor este doar de la raza stelei neutronice, adică. . Prin urmare, neutrinii difuzează încet la suprafață și nu pot arunca învelișul stelei.

Atunci când se construiesc modele de supernove bazate pe prăbușirea stelelor, rămâne întrebarea dacă colapsul, adică. „explozie” îndreptată spre stea, se transformă într-o explozie îndreptată spre spațiul cosmic. În ciuda puterii de calcul mult crescute a computerelor, modelarea prăbușirii unei stele masive duce întotdeauna la același rezultat: nu are loc nicio explozie. Forțele gravitației înving întotdeauna împotriva forțelor îndreptate departe de stea și se observă doar un „colaps tăcut”. După cum s-a menționat în „... niciunul dintre modelele existente nu reproduce întregul complex de fenomene asociate cu o explozie de supernovă și nu conține simplificări”.

În ceea ce privește supernovele de tip I, există o ipoteză că acestea sunt o consecință a prăbușirii într-o stea neutronică a unei stele compacte cu heliu a unei pitici albe, a cărei masă a depășit (limita Chandrasekhar). Dacă o pitică albă face parte dintr-un sistem binar apropiat, atunci motivul creșterii masei sale poate fi acumularea de materie care curge din steaua însoțitoare. În acest caz, discul de acreție devine o sursă de raze X. Cu toate acestea, măsurătorile fondului cu raze X provin din galaxii eliptice efectuate folosind observatorul orbital Chandra au arătat că fluxul de raze X observat este de 30-50 de ori mai mic decât era de așteptat. Prin urmare, potrivit autorilor studiului, Gilfanov și Bogdan, aceasta mărturisește în favoarea ipotezei originii supernovelor bazată pe fuziunea a două pitice albe cu formarea unei mase mai mari de . Dar puține perechi apropiate de pitici albe sunt cunoscute și nu este clar cât de răspândite sunt acestea.

În legătură cu dificultățile existente în explicarea supernovelor prin manifestarea externă a stelelor care explodează sau se prăbușesc, este de interes să se considere fenomenul supernovei ca fiind procesul în care planeta este înghițită de o mică gaură neagră. Această gaură poate fi creată artificial pe planetă sau poate veni pe planetă din spațiul cosmic.

După cum știți, o gaură neagră este caracterizată de o anumită rază critică obținută de Schwarzschild pe baza ecuațiilor Teoriei Generale a Relativității (GR):

Unde este constanta gravitațională, viteza luminii, masa găurii negre. Suprafața care delimitează o regiune a spațiului cu o rază se numește orizont de evenimente. O particulă situată pe orizontul evenimentelor nu are posibilitatea de a merge la „infinit”, deoarece depășind câmpul gravitațional, își irosește complet energia.

Din soluțiile ecuațiilor GR rezultă că centrul găurii negre trebuie să conțină o singularitate în metrica spațiu-timp (singularitate). În cazul unei găuri negre Schwarzschild, este un punct cu o densitate infinit de mare a materiei.

Dacă o gaură neagră este în contact cu materia, atunci începe să o absoarbă și să-și crească masa până când toată materia, cum ar fi o planetă, este atrasă în gaură.

Găurile negre microscopice se pot forma direct pe planetă, de exemplu, ca rezultat al experimentelor pe acceleratoare, în timpul cărora particulele de înaltă energie se ciocnesc. Conform teoriei lui Hawking, o gaură neagră microscopică într-un vid ar trebui să se evapore aproape instantaneu. Cu toate acestea, până acum nu există rezultate experimentale care să confirme aceste concluzii teoretice. De asemenea, proprietățile unor astfel de găuri găsite în substanță nu au fost studiate. Aici ei pot atrage materia spre ei înșiși și se pot înconjura cu o înveliș de materie supradensă. Este posibil ca gaura neagră să nu se evapore, ci să-și mărească treptat masa. Găurile negre pot pătrunde în materie, de exemplu, atunci când un fascicul de particule accelerate acționează asupra elementelor structurii acceleratorului sau asupra unei ținte speciale. De asemenea, este posibil ca în vid, găurile negre microscopice să trăiască suficient de mult pentru a avea timp să zboare de la punctul de coliziune a fasciculului până la peretele camerei de accelerație. După ce au lovit găurile din substanță, acestea se instalează gravitațional spre centrul planetei.

Rata cu care materia cade într-o gaură neagră la orizontul evenimentelor este limitată de viteza luminii, astfel încât rata de absorbție a materiei este proporțională cu suprafața găurii. Datorită suprafeței mici, timpul de creștere a unei singure găuri negre microscopice cu o masă de ordinul lui Planck la o dimensiune periculoasă este foarte lung și depășește de multe ori vârsta planetelor. Cu toate acestea, pot fi produse o mulțime de astfel de găuri și, după ce au ajuns în centrul planetei, se pot contopi într-o gaură mai masivă, ceea ce poate reprezenta un pericol pentru planetă. Fie că inițial există găuri negre existente separat și fiecare dintre ele are o suprafață și o masă. Când se ia în considerare (1), suprafața lor totală este egală cu . După ce N găuri au fuzionat într-una singură, aria suprafeței găurii totale este . Se poate observa că în primul caz și, respectiv, în al doilea, rata de absorbție a substanței crește și ea de multe ori. În centrul planetei există o regiune aproape punctată unde accelerația cădere liberă este egal cu zero. Toate găurile negre se acumulează treptat în această zonă și se contopesc datorită atracției reciproce.

Se pot forma găuri negre microscopice și natural bombardând planeta cu raze cosmice. Se poate presupune că, într-un anumit stadiu al dezvoltării lor, civilizațiile produc găuri negre cu o masă totală de multe ori mai mare decât masa lor formată ca urmare a acțiunii raze cosmice. Ca urmare, creșterea unei găuri în centrul planetei duce la încetarea existenței acesteia. O gaură neagră de masă semnificativă poate fi creată pe planetă cu scopul de a obține energie într-un reactor singular. Se discută deja proiecte ale unor astfel de dispozitive. Există, de asemenea, o oarecare probabilitate a unui astfel de eveniment, atunci când o gaură neagră suficient de masivă lovește planeta din spațiul exterior înconjurător.

Puteți încerca să găsiți în spațiu procesele de eliberare a energiei corespunzătoare absorbției planetei de către o gaură neagră. În cazul în care astfel de procese au loc cu adevărat, atunci acest lucru, în special, poate indica indirect existența altor civilizații.

Pentru a descrie efectele în vecinătatea unei găuri negre, în unele cazuri, este suficient să folosim o aproximare bazată pe teoria newtoniană. Aproximațiile newtoniene, în special, au fost folosite cu succes de Shakura și Sunyaev, precum și de Pringle și Rees, în construirea unui model de acumulare de materie de către o gaură neagră.

Vom extinde teoria la o astfel de regiune a spațiului din apropierea găurii, când viteza materiei în cădere este apropiată de viteza luminii, dar totuși diferă atât de mult de aceasta încât aproximările nerelativiste conduc la estimări corecte. mărimi fizice. Pentru a nu ține cont de efectul dilatației timpului într-un câmp gravitațional puternic, procesul de cădere a materiei va fi luat în considerare în sistemul de coordonate comov.

Dacă un corp de testare cu masă este aruncat vertical în sus de la suprafața unui corp cu masă și rază, atunci viteza de „scăpare” poate fi găsită din egalitatea energiei potențiale și cinetice.

Prin urmare, la , obținem raza corpului , care coincide cu raza (1) obținută pe baza relativității generale. Din (2) rezultă că în aproximarea newtoniană potențialul gravitațional al unei găuri negre

Acestea. Toate găurile negre au același potențial.

Trebuie remarcat faptul că nu există încă o definiție unică a găurii negre. Dacă pornim de la definiția lui Laplace a unei găuri negre ca obiect invizibil, atunci într-una dintre interpretări înseamnă că după trecerea prin diferența de potențiale gravitaționale, energia unui foton și frecvența lui tind spre zero. În plus, se presupune că fotonul are masa gravitationala iar apoi din egalitate rezultă că potenţialul gravitaţional trebuie atribuit găurii negre. Deoarece luăm în considerare mai departe procesul de cădere a materiei în gaură, vom pleca de la faptul că, în conformitate cu (3), atunci când se utilizează aproximarea newtoniană, potențialul gravitațional al găurii este . Aceasta înseamnă că, în procesul de cădere liberă într-o gaură neagră cu o anumită masă M, se lucrează în câmpul gravitațional.

care intră în energie kinetică iar rata de cădere în apropierea orizontului evenimentelor se apropie de viteza luminii. O parte din această energie poate fi transformată în radiații. La o anumită rată de acreție (creștere de masă), puterea radiației electromagnetice este determinată de expresia binecunoscută:

Unde este coeficientul care caracterizează eficiența conversiei energie gravitaționalăîn energie electromagnetică. Acest coeficient poate fi folosit și pentru a lua în considerare diferența de potențiale gravitaționale ale găurii atunci când se utilizează abordări diferite.

Se știe că pentru o gaură neagră Schwarzschild nerotativă cu o cădere sferică simetrică a materiei. Prezența unui câmp magnetic la scară mică în apropierea unei stele crește foarte mult coeficientul de conversie a energiei gravitaționale (4) în radiație viteză unghiulară. Există frecare vâscoasă între diferite părți ale gazului, iar gazul pierde energie orbitală, deplasându-se pe o orbită inferioară și apropiindu-se de gaura neagră. Un gaz încălzit prin frecare vâscoasă devine o sursă de radiație electromagnetică (raze X). Cea mai intensă radiație provine de la marginea inferioară a discului, unde temperatura gazului este cea mai ridicată. Discurile de acreție sunt caracterizate de coeficientul de conversie a energiei gravitaționale.

Kerr a obținut o soluție la ecuațiile GR pentru o gaură neagră care se rotește într-un gol. O gaură neagră Kerr implică spațiul înconjurător în rotație (efectul Lense-Thirring). Când se rotește cu viteza limită a luminii, se obține cel mai mare coeficient de conversie al energiei gravitaționale. Deci, în discul de acreție, i.e. până la 42% din masa materiei incidente este transformată în radiații. În cazul unei găuri Kerr, energia de rotație a acesteia este convertită în energie de radiație.

Astfel, în anumite condiții, găurile negre pot converti foarte eficient energia gravitațională a masei care cade în ele în radiații electromagnetice. Pentru comparație: în cursul reacțiilor termonucleare asupra Soarelui sau într-o explozie bombă cu hidrogen.

Calculele autorului arată că atunci când o planetă cu un câmp magnetic este absorbită de o gaură neagră, în conformitate cu legea conservării fluxului magnetic, în apropierea găurii se va forma un câmp magnetic dipol superputernic. Unele linii de câmp de la poli de deasupra orizontului evenimentului se îndoiesc (Fig. 2). În zona acestei pauze, substanța conducătoare care cade în gaura neagră, schimbând brusc direcția de mișcare, experimentează o accelerație mare, aproximativ aceeași ca și cum substanța s-ar fi ciocnit de o suprafață solidă. Ca rezultat, o parte semnificativă a energiei (4) poate fi convertită în energie termică și, în cele din urmă, radiată în spațiul înconjurător.

În favoarea originii „planetare” a supernovelor, în special, vorbește următoarele estimare preliminară. Fie , atunci în conformitate cu (5), din masa planetei (sau din energia cinetică (4)) este convertită în radiație externă. Aceasta înseamnă că energia observată a emisiei de lumină din supernove din raportul va corespunde maselor planetelor, unde masa Pământului. În consecință, la , intervalul de mase ale planetelor va fi . Vedem că la valori gama de mase ale planetelor are valori destul de acceptabile pentru existența vieții. În același timp, o bună corespondență reciprocă între masele planetelor locuibile și energiile radiației supernovei nu pare întâmplătoare. Acest lucru sugerează că cel puțin unele tipuri de supernove sunt de origine „planeară”. Estimările de mai sus arată că în calculele ulterioare putem folosi coeficientul .

Este posibil să facem și alte calcule care confirmă ipoteza noastră. Figura 1 arată că curba luminii supernovei de tip I atinge maximul la aproximativ 25 de zile după începerea observării erupției. În plus, în această lucrare, vom calcula timpul pentru a atinge luminozitatea maximă prin calcul și, de asemenea, vom calcula puterea radiației supernovei.

Deoarece rata de intrare a materiei într-o gaură neagră cu dimensiuni mici este limitată de viteza luminii, procesul de absorbție a planetei de către gaura neagră este prelungit în timp. Din fizica stelară se știe că ultima configurație stabilă a unei stele care precede o gaură neagră este o stea neutronică, a cărei stabilitate este asigurată de presiunea unui gaz fermion degenerat, constând în principal din neutroni. Prin urmare, în apropierea orizontului de evenimente al găurii noastre negre compacte din interiorul planetei, materia foarte comprimată a planetei va fi un lichid neutronic. În același timp, după cum au arătat estimările autorului, cu masa găurii egală, grosimea stratului de neutroni deasupra orizontului de evenimente este de aproximativ 24 mm. Să luăm acum în considerare procesul de intrare a lichidului neutron într-un obiect cu dimensiuni mici. Ținând cont de (4), mai întâi calculăm temperatura posibilă a materiei incidente în apropierea orizontului de evenimente din relație

Unde constanta lui Boltzmann, masa de repaus a neutronului. Din (6) găsim temperatura neutronilor . Acest lucru este de acord cu rezultatele obținute de Schwartzman. Având în vedere procesul de cădere liberă a gazului într-o gaură neagră, a ajuns la concluzia că temperatura atinsă în procesul de comprimare adiabatică corespunde în ordinea mărimii energiei cinetice a căderii și poate fi .

Pentru ca energia cinetică a lichidului de neutroni în cădere să fie convertită în energie termică, materia din apropierea găurii trebuie să experimenteze o accelerație mare. După cum sa menționat deja, în cazul nostru, aceasta poate apărea din cauza structurii speciale a câmpului magnetic din apropierea orizontului de evenimente, unde liniile de forță experimentează o rupere bruscă (Fig. 2).

Este interesant să se estimeze valoarea reală a câmpului magnetic al găurii. După cum se știe, Pământul are un câmp magnetic dipol semnificativ. La polii planetei, vectorul de inducție este direcționat vertical și are un modul , în timp ce momentul magnetic al dipolului este . Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun au, de asemenea, câmpuri magnetice puternice în sistemul solar. Venus care se rotește lent (perioada de rotație 243 de zile), similar cu dimensiunea Pământului și structura interna, nu are propriul câmp magnetic. Aparent, pentru planetele suficient de mari și care se rotesc rapid, existența unui câmp magnetic dipol este un fenomen comun. Conform ideilor existente, câmpul magnetic al Pământului se formează datorită fluxului curenti electriciîntr-un nucleu bine conducător. Conform rezultatelor cercetării disponibile, Pământul are un miez interior solid cu o rază , format din metale pure (fier cu un amestec de nichel). Există, de asemenea, un miez exterior lichid, care constă probabil din fier cu un amestec de nemetale (sulf sau siliciu). Miezul exterior începe la o adâncime de aproximativ . Conform unor calcule, zona în care se află principalele surse ale câmpului magnetic este situată la o distanță de centrul planetei, aici raza medie Pământ. Conductivitatea nucleului pământului este de așa natură încât în ​​timpul curgerii materiei, câmpul magnetic este purtat de materie cu alunecare mică sau deloc (fenomenul de „îngheț”).

O gaură neagră este un obiect extrem de dens, așa că după un timp va coborî în părțile adânci ale planetei și va ajunge în centrul ei, unde se poate îmbina cu alte găuri. Deoarece gaura neagră în creștere moștenește momentul unghiular al planetei, axele de rotație ale ambelor corpuri vor fi paralele (vom neglija rotația găurii în cadrul acestui articol). Cu acest aranjament, datorită efectului de „înghețare”, câmpul magnetic în procesul de colaps este atras uniform către gaura neagră, din toate părțile, și își va forma propriul câmp magnetic dipol cu ​​poli pe axa de rotație. (teoria permite ca gaura neagră să aibă o sarcină magnetică). Sub sarcina magneticaîn teorie este implicat unul dintre polii magnetici. Fluidul neutronic din jurul găurii negre ar trebui, de asemenea, să „înghețe” câmpul magnetic datorită conductivității sale ridicate. Deci, conform calculelor lui Garrison și Wheeler, există destul de mulți purtători de curent în stelele neutronice, densitățile electronilor, protonilor și neutronilor sunt legate ca . Prin intermediul metode moderne observațiile au descoperit că stelele cu neutroni au câmpuri magnetice dipol cu ​​inducție. Este în general acceptat că aceste câmpuri sunt moștenite de la stelele precursoare în timpul colapsului, datorită efectului de „înghețare”.

Posibilitatea ca găurile negre să aibă propriul câmp magnetic este confirmată de fapt de observațiile făcute cu telescopul Ibis, care este instalat pe satelitul Integral al Agenției Spațiale Europene (ESA). Studiile obiectului spațial Cygnus X-1, care este unul dintre candidații la titlul de găuri negre, au relevat polarizarea radiațiilor emanate dintr-o regiune cu o rază care înconjoară acest obiect. Potrivit autorilor studiului, polarizarea observată este o consecință a prezenței câmpului magnetic propriu al unei găuri negre date.

După ce au studiat 76 de găuri negre supermasive din centrul galaxiilor, cercetătorii din S.U.A. Laboratorul Național Lawrence Berkeley al Departamentului de Energie și Institutul Max Planck pentru Radio Astronomie din Bonn au concluzionat că au câmpuri magnetice superputernice, care sunt comparabile ca putere cu materia din apropierea orizontului de evenimente cu acțiunea gravitației.

Fenomenul de „îngheț” duce la faptul că, în timpul prăbușirii nucleului planetei, câmpul său magnetic dipol se concentrează treptat în apropierea găurii negre sub forma unui dipol compact cu poli localizați pe axa de rotație. Când se formează câmpul, legea conservării fluxului magnetic este îndeplinită:

Unde este inducția medie a câmpului magnetic în miezul planetei, aria secțiunii transversale a regiunii nucleului în care este generat câmpul principal, inducția câmpului magnetic la polul găurii negre și aria efectivă a găurii negre pol magnetic. Folosind razele ariei corespunzătoare, egalitatea (7) poate fi rescrisă ca

Pe baza calculelor existente, putem presupune că . Este de obicei acceptat de geofizicieni că inducția medie a câmpului în nucleu . Conform (1), cu o masă, raza unei găuri negre ar fi . Prin urmare, putem accepta raza polului magnetic al găurii (vom obține aproximativ aceeași valoare a razei în continuare în mod independent). Ca rezultat, obținem o estimare a inducției câmpului magnetic la polii găurii. Acest câmp este de aproximativ un milion de ori mai mult domeniu la polii stelelor neutronice. În acest caz, în imediata apropiere a găurii negre, puterea câmpului este ceva mai mică, deoarece câmpul dipolului se modifică conform legii când se modifică coordonatele radiale.

Este, de asemenea, interesant să se estimeze densitatea de energie volumică a câmpului magnetic din apropierea unei găuri negre din relația binecunoscută:

Unde este constanta magnetică. Este ușor de calculat că lângă poli la , . Trebuie să comparăm valoarea obținută cu densitatea volumetrică a energiei cinetice a materiei care intră

Unde , dar mai întâi trebuie să determinăm densitatea materiei .

Se știe că, în apropierea centrului unei stele de neutroni limitatoare, densitatea lichidului de neutroni atinge valoarea maximă la o rază a stelei de aproximativ 10 km și masa sa până la 2,5 mase solare (limita Oppenheimer-Volkov). Odată cu o creștere suplimentară a masei unei stele neutronice (), presiunea gazului fermion nu mai este capabilă să limiteze creșterea presiunii din cauza gravitației și o gaură neagră începe să crească în centrul său. Astfel, o gaură neagră care crește în interiorul planetei prin gravitația sa ar trebui să creeze în apropierea ei o presiune aproximativ egală cu presiunea din centrul stelei neutronice limitatoare, respectiv, substanța ar trebui să aibă o densitate de aproximativ

Înlocuind în expresia (10) densitatea , primim estimarea densitate în vrac energia cinetică a lichidului neutronic. Este cu mai mult de un ordin de mărime mai mică decât densitatea de energie volumetrică calculată anterior (9) a câmpului magnetic. Prin urmare, în vecinătatea unei găuri negre, condiția va fi îndeplinită. Se știe că un câmp magnetic puternic are un efect semnificativ asupra procesului de acumulare a materiei conducătoare. La , un câmp magnetic împiedică substanța conductoare să se deplaseze peste liniile de câmp. Mișcarea materiei devine posibilă practic numai în direcția câmpului magnetic. Când încerci să aduci liniile de forță ale câmpului magnetic împreună, apare o contrapresiune, iar când încerci să le îndoi, presiunea este de două ori mai mare: . În direcția perpendiculară pe câmp, materia se poate infiltra doar foarte lent. Drept urmare, materia se deplasează practic doar de-a lungul liniilor de câmp până la polii magnetici și aici se varsă în stea sub forma a două fluxuri înguste. În special, în cazul stelelor neutronice, acest lucru duce la formarea a două puncte fierbinți pe poli magneticiși la apariția efectului de pulsar cu raze X. .

La densitățile de mai sus, energia Fermi a nucleonilor este deja atât de mare încât „gazul” format de aceștia se comportă de fapt ca o radiație. Presiunea și densitatea sunt determinate în mare măsură de echivalentul de masă al energiei cinetice a particulelor și există aceeași relație între ele ca și în cazul unui gaz fotonic: .

Rol importantîn formarea de fluxuri înguste de materie în apropierea polilor stelei, se va juca efectul Bernoulli, ceea ce, după cum știți, duce la faptul că într-un flux de fluid care se mișcă cu o viteză, presiunea scade cu o valoare (în caz, ). Presiunea într-un fluid în repaus, după cum sa menționat mai sus, este egală cu . Se poate observa că datorită efectului Bernoulli, presiunea în flux scade semnificativ. Aceasta este compensată de presiunea câmpului magnetic, care este direcționat în așa fel încât să împiedice apropierea liniilor de forță ale câmpului. Ca rezultat, câmpul magnetic este comprimat într-un cilindru (tub) îngust și servește ca un fel de conductor pentru curgerea unui lichid conductor. Deoarece substanța din interiorul tubului este în cădere liberă, presiune hidrostatica coloana de lichid din tub este zero. Presiunea acționează numai din partea substanței care înconjoară tubul. În acest caz, relația de presiuni are loc:

unde este inducția câmpului magnetic în tub, presiunea în afara tubului. Am luat această presiune egală cu . Ca rezultat, la (11) se obține egalitatea:

De aici la inducția câmpului în interiorul tubului. Anterior, pe baza conservării fluxului magnetic al unei planete precum Pământul, noi într-un mod independent din (8) am constatat că inducția câmpului la polii găurii negre este . Coincidența ordinelor de mărime ale câmpurilor indică faptul că câmpul real al planetei este destul de suficient pentru formarea de tuburi magnetice la polii găurii cu un câmp satisfăcător (11) și fluxurile înguste de materie conținute în acestea, iar această coincidență nu pare întâmplătoare.

Câmpul magnetic superputernic din apropierea găurii negre are o densitate mare, care poate fi găsită din relația . Cu valoarea inducției câmpului la poli calculată mai sus, obținem și, respectiv, . Se poate observa că câmpul magnetic de la poli este aproximativ egală ca densitate cu lichidul neutronic din jur.

Să ne oprim mai în detaliu asupra motivului formării a două puncte fierbinți la polii unei găuri negre. După cum sa menționat deja, poate fi structura specifica câmp magnetic în partea de jos a tuburilor. Această structură se formează datorită faptului că liniile câmpului magnetic ale planetei se apropie de gaura neagră în zone diferite, cu viteze diferite. Să ne imaginăm că inițial liniile de forță ale câmpului magnetic al planetei la distanță de gaură sunt rectilinie și paralele cu axa de rotație a găurii (Fig. 2). În acest caz, câmpul magnetic al găurii a atins deja o astfel de valoare încât căderea materiei are loc mai ales în regiunea polilor. Prin urmare, linia câmpului luată în considerare, înghețată în substanță, se va apropia de gaură mai repede în regiunea polilor decât în ​​regiunea ecuatorului. Ca urmare, gaura neagră are o astfel de structură a câmpului magnetic, încât o parte din liniile sale de forță de la baza tubului magnetic, în apropierea orizontului de evenimente, experimentează o îndoire aproape într-un unghi, iar liniile de forță apoi se îndepărtează. din tub, ocolind gaura. Deoarece câmpul magnetic împiedică mișcarea substanței conducătoare peste liniile de forță, atunci în regiunea ruperii lor, substanța incidentă își schimbă brusc direcția mișcării și experimentează o accelerație mare, aproximativ aceeași ca și când s-ar fi ciocnit cu un suprafață tare. Datorită acestui fapt, o parte semnificativă a energiei cinetice (4) este convertită în energie termică și se formează puncte fierbinți compacte la poli, al căror diametru este aproximativ egal cu diametrul tubului magnetic. Motivul eliberării de căldură, în special, poate fi radiația electromagnetică puternică a particulelor încărcate care se mișcă cu o accelerație mare, precum și apariția turbulenței în mișcarea materiei.

Orez. 2. Schema formării câmpului magnetic al unei găuri negre (sfere) prin captarea treptată a câmpului magnetic al planetei. Săgețile scurte arată direcția de curgere a substanței conductoare care antrenează câmpul magnetic.

De o mare importanță în transferul de energie termică de la punctul fierbinte la materia înconjurătoare va fi radiația neutrino. La temperaturi peste, puterea radiației neutrinilor crește rapid. Deci, în partea centrală a unei stele neutronice nou formate, neutrinul trece în energie până la energia termică obținută din energia gravitațională.

Să estimăm calea liberă medie a neutrinilor. Ordinul de mărime al secțiunii transversale a interacțiunii slabe este , unde este energia caracteristică a procesului. Aici , constanta Fermi. În calcule, este convenabil să se exprime energia particulelor în MeV în acest caz. Energia caracteristică a particulelor în regiunea punctului fierbinte. În cazul nostru, la energie, deci. Neutrino înseamnă cale liberă, unde este concentrația de particule din mediu prin care se mișcă neutrinii. Presupunem că mediul constă numai din nucleoni, atunci , unde este masa de repaus a nucleonului, este adăugarea relativistă la masa nucleonului. Ca urmare, constatăm că neutrino înseamnă cale liberă. Datorită faptului că neutrinii se mișcă cu viteza luminii, energia termică părăsește rapid punctul fierbinte din afara tubului magnetic și materia este încălzită deasupra orizontului evenimentului pe o rază egală cu . În afara tubului, datorită prezenței componentei transversale a câmpului magnetic, viteza de cădere a materiei este foarte mică. Acest lucru „salva” cea mai mare parte a energiei termice de la căderea în gaură. încălzit și deci mai puțin materie densăîn afara tubului, începe imediat să plutească datorită acțiunii forței lui Arhimede, iar de-a lungul marginii exterioare a tubului magnetic, probabil apare un flux de materie fierbinte în direcție opusă. Materia plutitoare se extinde și se răcește, iar acest lucru reduce pierderea radiației neutrino în spațiul cosmic. În propagarea căldurii, conductivitatea termică ridicată a lichidului de neutroni, în care particulele se mișcă viteze relativiste. Trebuie remarcat faptul că, dacă ar fi de multe ori mai mare, atunci o parte semnificativă a energiei eliberate în loc sub formă de neutrini ar scăpa liber în spațiu, respectiv încălzirea materiei din jur ar fi mai puțin eficientă. Dimpotrivă, dacă ar fi mulți mai mică decât raza tub, atunci o parte semnificativă din căldura eliberată ar cădea în gaura neagră. Dar are exact valoarea la care gaura se transformă într-un convertor eficient de energie gravitațională (4) în energie termică.

„Bula” de gaz în creștere, crescând în dimensiune, creează o suprapresiune mare în interiorul planetei, care în cele din urmă duce la apariția unor rupturi în miezul interior solid și în manta și la ejectarea jeturilor de gaz fierbinte de pe planetă. Corpurile individuale pot fi ejectate de pe planetă de gaze și pot cădea înapoi pe suprafața acesteia. Suprafața acestor corpuri poate fi foarte fierbinte și se evaporă, emitând în domeniul optic și cu raze X. Datorită conductibilității termice scăzute stânci energia termică pătrunde încet în părțile interne ale corpului și evaporarea lor are loc numai de la suprafață, astfel încât cel mai mare dintre ele poate exista destul de perioadă lungă de timpși eliberează energie sub formă de radiație. Ideea ratei de penetrare a căldurii în probele de rocă este dată de următorul fapt. Timpul caracteristic de egalizare a temperaturii între suprafețele unui strat plat de rocă cu o grosime este proporțional cu . Deci, pentru o zi, și pentru un an. Datorită ejecției continue a materialului fierbinte din intestinele planetei, temperatura suprafeței acesteia poate fi menținută mult timp la nivel inalt. Calculele au arătat că, pentru a asigura luminozitatea maximă observată a unei supernove, această temperatură ar trebui să fie de ordinul a 14 milioane de grade. Cea mai mare parte a volumului planetei poate rămâne relativ rece pentru o perioadă destul de lungă.

În conformitate cu (4), energia fotonilor din regiunea punctelor fierbinți va fi aproximativ jumătate din energia de repaus a nucleonului, iar frecvența fotonilor de radiație termică va fi în intervalul radiației gamma. Dacă presupunem că în punctele fierbinți formate energia cinetică (4) este convertită în energie termică, atunci aceasta corespunde valorii =0,4. La începutul articolului, s-a arătat că aproximativ un astfel de coeficient rezultă din masele reale ale planetelor și din energiile observate ale radiației totale a supernovelor. Venind la suprafața planetei, energia termică din pete ajunge în cele din urmă la „infinit” sub formă de radiație. După cum sa menționat deja, jeturile de gaz fierbinte care străbat corpul planetei și ajung în spațiul înconjurător pot fi de mare importanță în transferul de căldură de la gaura neagră la suprafața planetei. Aceste gaze aruncă, de asemenea, bucăți de roci cu o suprafață fierbinte pe suprafața planetei. Ca rezultat, fluxul total de radiații care iese de pe suprafața planetei va fi egal cu fluxul de radiații care iese din punctele fierbinți. Un observator situat direct în apropierea locului poate calcula aria efectivă a petelor pe baza relației cunoscute:

Unde este puterea totală de radiație a două puncte, aria totală a petelor, constanta Stefan-Boltzmann, temperatura petelor. Cu toate acestea, un observator la „infinit” trebuie să ia în considerare și efectul dilatației timpului atunci când calculează zona petelor.

Se știe că pentru un observator la infinit îndepărtat, intervalul de timp este mai lung decât pentru un observator situat la o distanță mică de gaură:

Puteți introduce un coeficient condiționat de tranziție de la un sistem de referință la altul. Deoarece punctul fierbinte este aproape de orizontul evenimentului, putem presupune că se află în intervalul , atunci de la (14) obținem intervalul valorilor corespunzătoare. Pentru un observator îndepărtat, puterea de radiație a petelor este de câteva ori mai mică, deoarece . Fie puterea de vârf a radiației supernovei, înregistrată de un observator îndepărtat, să fie egală cu . Apoi, în conformitate cu (13) și (14), în cadrul de referință asociat spotului, puterea de radiație de vârf a spoturilor este . În consecință, pentru zonele de puncte în tranziția de la sistemul de referință la distanță la sistemul comoving, obținem .

Puterea tipică de emisie a supernovei la luminozitate maximă poate fi găsită folosind datele din Tabelul 1, publicate în lucrare și care reflectă proprietățile fizice ale a 22 de supernove extragalactice. Tabelul 1 arată că din 22 de supernove extragalactice prezentate, 20 formează un grup destul de omogen de obiecte, al cărui timp de creștere a luminozității are o valoare medie de 20,2 zile cu o abatere standard. căzând semnificativ din model general supernovele 1961v și 1909a pot fi excluse din considerare. Din Tabelul 1 rezultă că din cele 20 de obiecte rămase, la luminozitate maximă, un obiect are magnitudinea absolută de -18, șapte obiecte -19, opt obiecte -20 și patru obiecte -21. Mărimea stelară bolometrică absolută a Soarelui este la puterea radiației. Există o relație cunoscută între densitățile fluxului de radiație E și mărimi:

În trecerea la magnitudini stelare absolute, , unde este distanța standard acceptată în astronomie, este puterea radiației stelei. Din aceasta, se obține relația dintre puterile de radiație ale celor două obiecte:

Unde , . Prin urmare, mărimile absolute de mai sus ale supernovelor: corespund puterilor de radiație de vârf. Pentru a estima valoarea medie, în acest caz, este recomandabil să folosiți mediana. Ca rezultat, obținem că în cadrul de referință asociat cu un observator îndepărtat, valoarea medie a puterii de vârf pe un eșantion de 20 de supernove este . Folosind această valoare, din (13) aflăm că din punctul de vedere al unui observator îndepărtat, aria totală a două puncte radiante. Cu toate acestea, pentru un observator situat în apropierea locului, puterea medie de radiație și, în consecință, aria totală a două puncte. În special, pentru , obținem, respectiv, aria unui punct și raza acestuia , i.e. este de aproximativ 1 mm.

tabelul 1

Desemnarea supernovei	Tip și clasă	Timp de creștere a luciului, zile	Strălucește la maxim, m		galaxia mamă
			Vedeți-mai mărimea	Valoare absolută	Denumirea, NGC	Tip	Mărimea aparentă, m
1885a	I.16	23	5	-19	224	Sb	4
1895b	I.7	18	8	-21	5253	S0	11
1972e	I.9	19	8	-21	5253	S0	11
1937c	I.11	21	8	-20	IC4182	eu	14
1954a	I.12	21	9	-21	4214	eu	10
1920a	I.5	16	11	-19	2608	SBc	13
1921c	I.6	17	11	-20	3184	sc	10
1961h	I.8	19	11	-20	4564	E	12
1962m	II.4	20	11	-18	1313	SBc	11
1966j	I.5	16	11	-19	3198	sc	11
1939b	I.17	24	12	-19	4621	E	11
1960f	I.8	19	11	-21	4496	sc	13
1960r	I.8	19	12	-20	4382	S0	10
1961v	II.10	110	12	-18	1058	Sb	12
1963i	I.14	22	12	-19	4178	sc	13
1971i	I.12	21	12	-19	5055	Sb	9
1974g	I.8	19	12	-19	4414	sc	11
1909a	II.2	8	12	-18	5457	sc	9
1979c	II.5	25	12	-20	4321	sc	11
1980k	II.5	25	12	-20	6946	sc	10
1980n	I.10	20	12	-20	1316	E	10
1981b	I.9	19	12	-20	4536	Sb	11

Estimarea obținută mai sus este în acord cu presupunerea noastră că radiația primară provine din două puncte fierbinți compacte situate la polii unui obiect cu o rază de aproximativ 10 mm și reprezintă o altă confirmare că avem de-a face, cel mai probabil, cu o gaură neagră absorbantă. planetă. Anterior, pe baza legii conservării fluxului magnetic al planetei (8), am obținut că la , inducția câmpului magnetic la polii găurii va fi aproximativ egală cu . În același timp, rezultă independent din (12) că valoarea câmpului la polii găurii va fi de aproximativ . Astfel, relațiile (8), (12) și (13) conduc la rezultate reciproc consistente, care pot fi considerate un semn al corectitudinii teoriei.

Din (12) rezultă că inducția câmpului magnetic în tuburi la polii găurii negre este valoare constantă. Prin urmare, odată cu absorbția treptată a fluxului magnetic al planetei de către gaura neagră, creșterea fluxului magnetic în tub are loc datorită creșterii ariei sale transversale. Aceasta duce la o creștere proporțională a zonei punctului fierbinte și, în consecință, la o creștere a puterii radiației supernovei, în conformitate cu (13).

Radiația primară a petelor, care este un flux de cuante gamma și neutrini, încălzește materia din apropierea petelor, determinând-o să emită și fotoni și neutrini de înaltă energie. Neutrinii au cea mai mare putere de pătrundere, dar radiațiile electromagnetice, care se difuzează în materie, se îndepărtează treptat de gaura neagră. În acest caz, radiația experimentează o deplasare gravitațională spre roșu cunoscută, care este o consecință directă a dilatării timpului:

unde este lungimea de undă în apropierea găurii negre, la o distanță de centrul acesteia, lungimea de undă este la „infinit”. În special, la , redshift . De punct existent din vedere, deplasarea gravitațională spre roșu este doar o consecință a vitezei diferite a cursului timpului în diferite puncte ale neomogenului. câmp gravitațional. Energia radiației (fotoni) nu se modifică atunci când se ridică în câmpul gravitațional. În cazul nostru, aceasta înseamnă că o parte din energia radiației din (13) este conservată pe măsură ce ne îndepărtăm de gaura neagră. În conformitate cu (14), segmentul de timp este transformat într-un segment mai lung, care se va exprima printr-o scădere a puterii radiației supernovei din punctul de vedere al unui observator extern. Dar, în același timp, durata strălucirii supernovei va crește pentru aceasta de același număr de ori. Deplasarea gravitațională spre roșu nu modifică energia totală a radiațiilor care provin din vecinătatea găurii negre. Procesul de obținere de către un observator extern este prelungit în timp doar de un factor K. Ceea ce s-a spus despre fotoni ar trebui să fie adevărat și pentru deplasarea gravitațională spre roșu a neutrinilor, care, ca și fotonii, au zero masa de repaus si se deplaseaza cu viteza luminii.

După cum sa menționat deja, gaura neagră va fi situată în partea centrală a planetei. În acest caz, în vecinătatea sa, formarea unei cavități umplute cu gaz cu presiune mare și cu temperatura ridicata. La un moment dat, presiunea gazului va atinge o limită critică și se vor forma fisuri adânci în corpul planetei, prin care gazul va scăpa. Eliberarea explozivă a primului portie mare plasma cu o temperatură , poate da naștere la o explozie de radiații gamma (lungimi de undă ). Astfel de explozii chiar există și au fost detectate legătură strânsă cu supernove. Departe în spațiu, incl. iar dincolo de sistemul planetar al stelei, fragmentele individuale și fragmentele topite din materia profundă a planetei pot fi, de asemenea, aruncate afară, devenind ulterior fier și meteoriți de piatrăși asteroizi. După aceea, fluxul de gaz fierbinte va continua și un nor de gaz va începe să se formeze în jurul planetei, crescând treptat în dimensiune.

În spectrele supernovelor de tip I, după trecerea prin luminozitatea maximă, se găsesc multe linii care se suprapun, ceea ce creează dificultăți în identificarea lor. Dar, cu toate acestea, unele linii au fost identificate. S-au dovedit a fi atomi ionizați de Ca, Mg, Fe, Si, O, care, după cum se știe, sunt larg răspândiți în materia planetelor de piatră, cum ar fi Pământul. În mod caracteristic, nu există hidrogen în spectrul supernovelor de tip I. Acest lucru poate vorbi în favoarea unei origini non-stelare (planetare) a norului de gaz primar.

Estimările făcute de autor au arătat că dacă un ordin de mărime al masei planetei se evaporă, norul de gaz devine opac la razele X. Această radiație provine din regiune centrala nori cu o rază de ordinul razei planetei și cu o temperatură la suprafață de aproximativ 14 milioane kelvin. Această temperatură rezultă din relația cunoscută. Aici, în conformitate cu datele observaționale, se presupune că puterea de radiație de vârf a unei supernove planetare este de . Energia este emisă în spațiul cosmic în domeniul optic din învelișul exterior al unui nor de gaz (fotosferă). La luminozitate maximă, raza calculată a fotosferei din formula de mai sus ar trebui să fie de aproximativ 34 UA. la temperatura de suprafaţă cunoscută din observaţii.

Acum ne-am apropiat deja de a calcula astfel de caracteristici ale unei supernove, cum ar fi puterea de radiație și timpul necesar pentru a atinge luminozitatea maximă. Mai sus, am ajuns la concluzia că lichidul neutronic curge în gaura neagră sub forma a două conuri, care în apropierea polilor arată ca jeturi înguste închise în tuburi magnetice. În acest caz, în apropierea contactului tubului cu gaura neagră, se formează un punct fierbinte cu un diametru aproximativ egal cu diametrul tubului. În conformitate cu aceasta, volumul elementar total de la baza tuburilor

Unde S este aria a două puncte fierbinți, coordonatele radiale. În consecință, masa elementară din tuburi

Unde este densitatea materiei care intră. Să schimbăm , unde este componenta verticală a vitezei materiei. Apoi masa elementară:

Din (5) și (20) rezultă că puterea totală de radiație a două puncte din cadrul lor de referință

În calculele care utilizează această formulă, putem presupune că . În acest caz, valorile altor parametri = 0,4, densitatea materiei direct deasupra punctului , zona a două pete , unde și K = 10. Ca rezultat, obținem . Acum, pe baza puterii de vârf medii observate efectiv a emisiei luminii supernovei, într-un mod independent, găsim puterea de radiație a spoturilor. Se vede că aproape coincide cu valoare teoretică obţinut din (21). Rețineți că relația dintre și nu depinde de K, deoarece . Un bun acord între valori poate fi considerat o confirmare puternică a corectitudinii teoriei. Discrepanța relativ mică care rezultă între puteri și , în special, poate fi explicată printr-o anumită incertitudine a unor astfel de parametri precum și .

Se poate presupune că planeta își pierde aproximativ 30% din masă pentru a forma un nor fierbinte de gaz. În plus, la = 0,4, 40% din masa rămasă a planetei se pierde ca radiație luminoasă. În acest caz, pentru cele mai slabe și mai puternice supernove, energiile totale ale radiației luminoase sunt . Luând în considerare ambele pierderi de masă indicate, constatăm că domeniul de masă al planetelor inițiale este . Este general acceptat că starea de viabilitate a planetei necesită ca masa sa să nu intre în regiunea „Neptunilor” cu mase . Neptunii au atmosfere super-dense cu vânturi cu forță de uragan și sunt considerați nepotriviți pentru evoluția vieții. Prin urmare, valoarea superioară a masei unei planete locuibile este destul de compatibilă cu această condiție de limită. Valoarea inferioară a masei nu diferă prea mult de masa Pământului, astfel încât o astfel de planetă, aparent, este capabilă să dețină suficient atmosfera densași au în același timp un câmp magnetic similar ca mărime cu câmpul terestru. Astfel, observat in medie Puterea de vârf a supernovelor ar trebui să corespundă unei planete cu o masă de aproximativ . Acum avem toate datele inițiale pentru calcularea timpului de creștere al supernovei.

Pe măsură ce gaura neagră crește, fluxul magnetic prins care trece prin pete crește. Deoarece inducerea fluxului magnetic în tub este , atunci odată cu creșterea fluxului magnetic prin secțiunea transversală a tubului, aria spotului crește proporțional, ceea ce, la rândul său, duce la o creștere a luminozității supernovei. S-a observat că aproximativ jumătate din energia luminoasă a unei supernove este eliberată în stadiul de creștere a luminozității, iar cealaltă jumătate este eliberată în partea în descompunere a curbei. Acest lucru, în special, poate fi văzut în Fig.1. După trecerea maximului, care durează 1-2 zile, luminozitatea scade rapid cu mărimile stelare, adică. la timp. După aceea, începe un declin exponențial. Dar regiunea de dezintegrare a supernovelor de tip I este de obicei de peste 10 ori mai lungă decât regiunea ascendentă. În modelul nostru, toată energia unei supernove este formată din energia gravitațională (4) a materiei care căde. De aici rezultă că gaura neagră absoarbe aproximativ jumătate din masa planetei în regiunea creșterii luminozității, iar cealaltă jumătate în stadiul de decădere a curbei. Aceasta înseamnă că, după ce a capturat jumătate din masa planetei, gaura neagră captează aproape întregul flux magnetic al planetei, iar aria secțiunii transversale a tubului încetează să crească. Deoarece câmpul magnetic dipol al găurii (precum planetele) este menținut de curentul inel, atunci odată cu atenuarea treptată a acestui curent, fluxul magnetic scade, respectiv, aria secțiunii transversale a tubului scade și ea , ceea ce duce la o scădere a luminozității supernovei. Curentul inel care înconjoară tubul poate fi reprezentat cu o anumită aproximare ca un tor cu inductanță L și rezistență activă R. Într-un astfel de circuit închis, atenuarea curentului are loc conform binecunoscutei legi exponențiale:

unde este valoarea curentului inițial (în cazul nostru, la ).

Trebuie remarcat faptul că motivul eliberării de energie în regiunea dezintegrarii curbei luminii supernovei este încă printre problemele nerezolvate. Segmentul dezintegrarii netede a curbei (Fig. 1) pentru supernovele de tip I este caracterizat de o asemănare ridicată. Puterea radiației în timpul dezintegrarii este bine descrisă de exponentul:

Unde sunt zilele pentru toate supernovele de tip I. Această dependență simplă se menține până la sfârșitul observațiilor supernovei. O descompunere record de 700 de zile a fost observată într-o supernova care a explodat în galaxia NGC 5253 în 1972. Pentru a explica acest segment al curbei, în 1956 un grup de astronomi americani (Baade et al.) a propus o ipoteză conform căreia eliberarea de energie în regiunea de dezintegrare are loc datorită dezintegrarii radioactive a nucleelor ​​izotopului californiu-254. , al cărui timp de înjumătățire este de 55 de zile, corespunde aproximativ cu valoarea exponentului . Cu toate acestea, acest lucru necesită o cantitate nerealist de mare din acest izotop rar. De asemenea, apar dificultăți atunci când se încearcă utilizarea izotopului radioactiv nichel-56, care, descompunându-se cu un timp de înjumătățire de 6,1 zile, trece în cobalt radioactiv-56, care suferă dezintegrare cu un timp de înjumătățire de 77 de zile, formând un fier stabil. 56 izotop. În acest mod de a explica, o problemă semnificativă este absența liniilor puternice de cobalt ionizat în spectrele supernovelor de tip I după trecerea luminozității maxime.

În modelul nostru, scăderea exponențială a puterii radiației supernovei este explicată prin scăderea exponențială a valorii curentului inel (22), deoarece . în care zile. Secțiunea convexă a curbei din Fig. 1 (indicată prin litera ) poate fi interpretată după cum urmează. La luminozitate maximă, fluxul magnetic al planetei continuă să fie captat de gaura neagră, dar creșterea fluxului magnetic este deja egală cu pierderile sale datorate atenuării curentului inelar. La declinul secțiunii convexe a curbei, rămășițele câmpului magnetic al planetei sunt absorbite. Și, în cele din urmă, după trecerea prin secțiune, fluxul fluxului magnetic către gaura neagră se oprește complet și începe o scădere exponențială, datorită atenuării curentului inelar care circulă în jurul tubului.

Deoarece fluxurile magnetice din tuburile de la polii sud și nord ai unei găuri negre sunt egale, să luăm în considerare procesul de captare a câmpului magnetic de către o gaură dintr-o emisferă a planetei. Să selectăm în partea centrală a planetei o minge cu o rază și cu o inducție medie a câmpului magnetic în interiorul acesteia egală cu . Apoi, fluxul magnetic care trece prin aria secțiunii transversale a bilei perpendicular pe vectorul care trece prin diametru:

unde este raza secțiunii. După diferențiere, ajungem la ecuația:

Masa unei emisfere cu rază și co densitate medie substante:

De aici relația dintre diferențe:

Din (25) și (27) obținem:

Ultima expresie descrie viteza de modificare a fluxului magnetic într-o emisferă cu o modificare a masei și înseamnă de fapt următoarele. Dacă o gaură neagră absoarbe o masă de pe o planetă, atunci împreună cu această masă va capta fluxul magnetic al planetei egal cu . În plus, ținând cont de faptul că și , unde volumul unei emisfere, obținem relația:

Prin urmare, rata de schimbare a fluxului magnetic în timpul fluxului de masă de la planetă la gaura neagră:

Evident, rata de schimbare a fluxului magnetic al planetei este egală cu rata de schimbare a fluxului magnetic al găurii. Ecuațiile (30) și (29) sunt valabile și pentru valorile și m ale găurii. Pentru a vedea acest lucru, ne putem imagina că masa și fluxul magnetic curg în direcția opusă - de la gaura neagră sferică la planetă.

În cazul găurii negre pe care o luăm în considerare, aproape tot câmpul său magnetic este concentrat în tuburi la poli și pentru aceasta și unde este aria secțiunii transversale a tubului. Ca rezultat, din (29) ajungem la ecuația:

unde corespunde masei care a trecut prin tub până la momentul , când supernova este deja vizibilă prin telescop, aria secțiunii transversale a tubului la . După calcularea integralelor, ajungem la relația:

sau pentru , și:

De aici se poate găsi momentul în care o supernova atinge luminozitatea maximă din punctul de vedere al unui observator îndepărtat. Împrejurarea care ne permite să eliminăm coeficientul K:

După cum sa menționat deja, aproximativ jumătate din energia emisiei de lumină a unei supernove este eliberată în stadiul de creștere a luminozității, iar a doua jumătate în stadiul de declin. Aceasta înseamnă că întreg câmpul magnetic al planetei va fi trecut în gaura neagră până când aproximativ jumătate din masa planetei va fi absorbită. Masa, de exemplu, a nucleului Pământului, unde este concentrat aproape tot fluxul său magnetic, este de . Aceasta este puțin mai puțin de jumătate din masa planetei. Dar Fig. 2 arată că fluxul de materie în gaură are loc în principal în direcții apropiate de axa de rotație. Prin urmare, până la momentul captării întregului nucleu, o parte din substanța mantalei din regiunile subpolare va fi de asemenea capturată. Se poate aștepta ca, după absorbția întregului câmp magnetic al planetei, masa care a trecut prin ambele tuburi magnetice la polii găurii să fie aproximativ jumătate din masa planetei. Dacă luăm în considerare și faptul că am luat în considerare procesul de absorbție a materiei planetei de către o gaură neagră într-o singură emisferă, atunci pentru o supernova de luminozitate medie . Fizic, M 0 este masa totală care a trecut prin secțiunea transversală a unui tub magnetic până la atingerea puterii de radiație de vârf. Masa corespunzătoare începutului observării supernovei poate fi găsită după cum urmează. Din (13) și (31) relația urmează:

sau dupa integrare:

de unde rezultă

Se știe că pentru supernove amplitudinea luminozității (diferența dintre luminozitatea minimă și maximă) este magnitudinea stelară. Fie amplitudinea egală cu valoarea medie a 16 magnitudini. Apoi din (16) urmează și, mai departe de la (38) obținem . După înlocuirea în (35) valori numerice alte mărimi fizice și zona unui punct fierbinte din punctul de vedere al unui observator îndepărtat, găsim momentul în care supernova atinge luminozitatea maximă pentru un observator extern al zilei. Acest lucru este în acord cu datele observaționale prezentate în Tabelul 1, unde acest timp este în intervalul unei zile. Datorită proprietăților logaritmului amplitudinii luminozității, magnitudinele 15 și 17 dau și valori acceptabile de 17,9 și, respectiv, 20,3 zile.

Astfel, modelul supernovei propus mai sus, bazat pe absorbția unei planete de către o mică gaură neagră, este capabil să explice toate principalele proprietăți observate ale supernovei, cum ar fi energia totală a radiației luminoase, puterea radiației, timpul pentru supernova. pentru a atinge luminozitatea maximă și indică, de asemenea, motivul eliberării de energie în regiunea de dezintegrare.strălucirea supernovei. În stadiul inițial de dezvoltare a unei supernove planetare, atunci când planeta se sparge, un nor de plasmă fierbinte cu o temperatură poate fi aparent ejectat, ceea ce va provoca o fulgerare de radiație gamma, observată în supernove reale. Teoria explică, de asemenea, trăsăturile caracteristice ale curbei luminii (Fig. 1).

De asemenea, este de interes să facem câteva estimări cu privire la gradul de impact al unei supernove planetare asupra stelei centrale. Densitatea fluxului de radiații Supernova la distanta la se va ridica la . Aceasta este cu multe ordine de mărime mai mare decât densitatea de flux a propriei radiații de la suprafața unei stele precum Soarele (). Din relația rezultă că, datorită radiației supernovei, temperatura suprafeței Soarelui ar crește de la la . Este ușor de calculat că numai în zilele apropiate de luminozitatea maximă a unei supernove „planetare”, o stea similară cu Soarele ar primi energie termică, unde este raza stelei. Soarele însuși produce această energie în 577 de ani. Se poate presupune că o încălzire atât de mare duce la o pierdere a stabilității termice a stelei. Conform calculelor existente, stele obișnuite poate menține stabilitatea termică numai în timpul creșterilor lente ale temperaturii, când steaua are timp să se extindă și să își reducă temperatura. O creștere suficient de rapidă a temperaturii poate duce la pierderea stabilității și la explozia reactorului termonuclear al stelei. Conform modelului existent, într-o stea precum Soarele, reacțiile termonucleare ale ciclului hidrogenului au loc în regiunea de până la 0,3 rază de centrul stelei, unde temperatura variază de la 15,5 la 5 milioane kelvin. În intervalul de distanțe ale razelor, energia termică este transferată către suprafață prin intermediul radiației. Deasupra, până la suprafața stelei, există o zonă convectivă turbulentă, unde energia termică este transferată datorită mișcări verticale substante. In soare viteza medie mișcările convective verticale este . În cazul nostru, încălzirea suprafeței stelei la o temperatură de peste 100 de mii de grade va încetini viteza de convecție și va crește temperatura fluxurilor de materie care coboară. Drept urmare, vedeta se va asemăna reactor nuclear cu răcire parțial oprită. La o viteză verticală a fluxurilor convective, energia termică primită de la o supernovă planetară, după ce a trecut în jur de , va atinge limita inferioară zona convectiva Doar pentru .

Când stratul convectiv al stelei este încălzit, datorită energiei radiante și datorită fluxurilor convective mai fierbinți, pe partea stelei îndreptată spre supernovă, gazul se va extinde și se va forma o umflătură. Energia termică primită de stea va fi transformată în energie gravitațională. energie potențială format „cocoașă”. Acest lucru va provoca un dezechilibru al forțelor gravitaționale în interiorul stelei. Materia adâncă, inclusiv zona centrală, va începe să curgă în așa fel încât să restabilească echilibrul gravitațional. Frecarea vascoasa duce la faptul ca energia cinetica a fluxurilor este transformata in energia termica a substantei. Datorită faptului că steaua se rotește, „cocoașa” se mișcă în mod constant. Din acest motiv, fluxul și eliberarea de căldură în interiorul stelei continuă până când supernova strălucește. Drept urmare, materia profundă a stelei în scurt timp va primi aceeași energie termică pe care steaua însăși o produce pe parcursul a sute de ani. Aparent, în unele cazuri, acest lucru este suficient pentru a provoca o pierdere a stabilității termice a stelei. O anumită creștere excesivă a temperaturii în adâncurile stelei duce la o creștere a vitezei reacțiilor termonucleare, care, la rândul său, duce la o creștere și mai mare a temperaturii, adică. procesul de ardere a combustibilului termonuclear începe să se autoaccelereze și să acopere din ce în ce mai multe volume de stele, ceea ce în cele din urmă, probabil, duce la explozia acesteia.

Dacă procesul exploziv începe în straturile situate puțin deasupra miezului stelei, atunci va experimenta o compresie puternică. În acele cazuri în care steaua are un miez de heliu suficient de masiv (cu o masă mai mică de ), presiunea exploziei o poate „împinge” să se prăbușească într-o stea neutronică. Datorită faptului că explozia este inițial inițiată într-o regiune limitată a stelei, aceasta poate avea un caracter asimetric, în urma căruia steaua de neutroni va primi un impuls mare. Acest lucru explică bine de ce o stea neutronică „ieșează” literalmente din locul exploziei unei supernove cu o viteză de aproximativ 500 km/s și chiar până la 1700 km/s (un pulsar în Nebuloasa Guitar). Energia exploziei stelei va fi cheltuită, în special, pe energia cinetică a stelei neutronice și pe energia cinetică a gazului ejectat, care formează ulterior o nebuloasă caracteristică în expansiune. Aceste tipuri de energie sunt denumite în mod obișnuit energie supernovei. Aceste tipuri de energie sunt, de asemenea, completate cu energia unui flux de neutrini, a cărui radiație ar trebui să însoțească procesul de prăbușire a nucleului stelei. În acest sens, energia totală a unei supernove este uneori estimată teoretic la sau mai mult decât jouli. Efecte de lumină în timpul exploziei stelelor din secvența principală, așa cum sa menționat deja, conform calculelor lui Imshennik V.S. și Nadezhina D.K. , se dovedesc a fi mult mai mic decât cel al supernovelor reale, astfel încât procesul unei explozii termonucleare a unei stele se poate dovedi a fi aproape imperceptibil pe fundalul unei explozii de supernove planetare.

În acele cazuri în care forța de explozie a unei stele normale nu este suficientă pentru a transforma miezul de heliu situat în centrul său într-o stea neutronică, acest nucleu poate fi ejectat în spațiul înconjurător sub forma unei pitice albe. Pitica albă descoperită recent LP 40-365 cu o viteză spațială foarte mare de aproximativ . Această viteză nu poate fi explicată prin efect la fuziunea a două pitice albe, pentru că ambele stele mor în acest proces. Ca un alt posibil motiv pentru apariția unui astfel de viteza mare este luat în considerare procesul de acumulare a hidrogenului de către o pitică albă dintr-o stea însoțitoare într-un sistem binar apropiat. Când se acumulează o anumită cantitate de hidrogen, presiunea și temperatura acestuia ating valori critice, iar pe suprafața piticului explozie termonucleară. Exploziile ca acestea sunt cunoscute ca explozii de nova și pot fi repetate. Dar forța exploziilor în acest caz este relativ mică și piticul continuă să rămână pe orbita sa. Aceste explozii nu pot scoate pitica albă din sistemul binar și pot duce la apariția unor viteze spațiale atât de mari precum pitica albă LP 40-365. Descoperirea acestui obiect poate indica faptul că stelele similare cu Soarele, contrar tuturor așteptărilor, pot exploda cu adevărat.

După cum sa menționat deja, ejectarea plasmei din nucleul planetei poate fi, de asemenea, însoțită de ejectarea de resturi mari și fragmente topite ale planetei, inclusiv din nucleul de fier. Acest lucru, în special, poate explica originea meteoriților de fier, precum și formarea condrulelor - bile cu compoziție de silicați prezente în meteoriți, cum ar fi condritele. Este cunoscut și un meteorit, în care condrule sunt bile de fier. Potrivit unor rapoarte, acest meteorit este depozitat în Nikolaevskaya observatorul astronomic. Condrule în teoria noastră se formează atunci când topitura este pulverizată cu jeturi de gaz fierbinte. În imponderabilitate, particulele de topitură iau forma unor bile și, pe măsură ce se răcesc, se solidifică. Dacă luăm în considerare faptul că rata de ejecție a materiei din interiorul planetei poate depăși rata de evadare din stea, atunci unii dintre meteoriți și asteroizi pot intra în sistemul solar din sistemele planetare ale altor stele. Alături de fragmente substanță meteorită obiectele de origine tehnogenă neterestră pot cădea ocazional pe Pământ.

În mai 1931, în Eton, Colorado, un mic lingou de metal s-a prăbușit în pământ lângă fermierul Foster, care lucra în grădină. Când fermierul l-a ridicat, era încă atât de cald încât i-a ars mâinile. Meteoritul Eton a fost studiat de specialistul american H. Niniger. El a descoperit că meteoritul era compus dintr-un aliaj Cu-Zn (66,8% Cu și 33,2% Zn). Aliajele de compoziție similară sunt cunoscute pe Pământ ca alamă, așa că meteoritul a fost clasificat drept pseudometeorit. Sunt cunoscute și alte cazuri curioase de exemplare neobișnuite căzute din cer. Așa că la 5 aprilie 1820, o bucată de calcar încinsă a căzut pe puntea navei engleze Escher. LA condiţiile pământeşti calcarele chemogene și biogene se formează în procesul de sedimentare pe fundul mărilor. Geologul Wichmann, care a studiat acest eșantion, a declarat că „acesta este calcar și, prin urmare, nu este un meteorit”.

Există și rapoarte pe internet despre descoperiri „ciudate” de obiecte de origine artificială în zăcăminte geologice cu o vechime de zeci și sute de milioane de ani. În cazurile în care fiabilitatea unei astfel de descoperiri este dovedită, se poate presupune un nepământesc origine artificială artefact găsit.

În crăpăturile asteroizilor mari ejectați de pe planetă, poate rămâne apă care conține bacterii. Acești asteroizi pot juca un rol Vehicul pentru bacterii. Prin urmare, supernovele planetare pot contribui la extinderea vieții în alte sisteme stelare, ceea ce întărește baza teoriei panspermiei. Conform acestei teorii, viața în spațiu există aproape peste tot, acolo unde există conditii favorabile, și găsește modalități de a trece de la unul sistem stelar altcuiva.

Supernovele planetare, care provoacă explozia stelei părinte, îmbogățesc mediul spațial cu elemente mai grele decât heliul (metale). Acest lucru duce la formarea de nori de gaz-praf în galaxii. Se știe că în acești nori au loc procese active de formare a noilor stele și planete în epoca modernă.

Pe baza rezultatelor obținute în lucrare, putem concluziona că civilizațiile, inițiatoare de supernove planetare, contribuie de fapt la răspândirea vieții în galaxii și, de asemenea, reproduc habitatul vieții în ele. Datorită acestui fapt, lanțul vieții în galaxii nu este întrerupt. Aparent, asta este obiectivul finalși sensul cosmic al existenței majorității civilizațiilor. Puteți citi mai multe despre acest lucru în broșura autorului Găurile negre și scopul evoluției biosferei.

Surse de informare

1. Accretion (http://www.astronet.ru/db/msg/1172354 ? text_comp=gloss_graph.msn).
2. Astronomii au descoperit o pitică albă care a supraviețuit unei explozii de supernovă (https://ria.ru/science/20170818/1500568296.html).
3. Blinnikov S.I. Explozii de raze gamma și supernove (www.astronet.ru/db/msg/1176534/node3.html).
4. Bochkarev N.G. Campuri magnetice in spatiu. - M.: Nauka, 1985.
5. Gursky G. stele neutronice, găuri negre și supernove. - În carte: On de ultimă oră, astrofizică. - M.: Mir, 1979.
6. Gerels N., Piro L., Leonard P. Cele mai strălucitoare explozii din Univers. - „În lumea științei”, 2003, nr. 4 (http://astrogalaxy.ru/286.html).
7. Jacobs J. Miezul Pământului. - M.: Mir, 1979.
8. Zeldovich Ya.B., Blinnikov S.I., Shakura N.I. Fundamentele fizice ale structurii și evoluției stelelor. - M.: Ed. Universitatea de Stat din Moscova, 1981 (www.astronet.ru/db/msg/1169513/index.html).
9. Siegel F.Yu. Substanța universului. - M.: „Chimie”, 1982.
10. Kononovich E.V., Moroz V.I. curs general astronomie. - M.: Editorial URSS, 2004.
11. Kaufman W. Frontierele cosmice ale teoriei relativității. - M.: Mir, 1981.
12. Casper W. Gravity - misterios și obișnuit. - M.: Mir, 1987.
13. Kuzmichev V.E. Legile și formulele fizicii. - Kiev: Naukova Dumka, 1989.
14. Müller E., Hilbrand W., Janka H-T. Cum să arunci în aer o stea. - „În lumea științei” / Astrofizică / Nr. 12, 2006.
15. Model de acumulare de materie pe o gaură neagră supermasivă/Prelegeri despre astrofizică generală pentru fizicieni (http://www.astronet.ru/db/msg/1170612/9lec/node 3 .html).
16. Mizner C., Thorn K., Wheeler J. Gravity, vol. 2, 1977.
17. Martynov D.Ya. Curs de astrofizică generală. - M.: Nauka, 1988.
18. Supernove care nu explodează: probleme în teorie (http://www.popmech.ru/article/6444-nevzryivayushiesya-sverhnovyie).
19. Narlikar J. Universul Furios. - M.: Mir, 1985.
20. Okun L.B., Selivanov K.G., Telegdi V.L. Gravitație, fotoni, ceasuri. UFN, vol. 169, nr. 10, 1999.
21. Pskovskiy Yu.P. Stele noi și supernove. - M., 1985 (http://www.astronet.ru/db/msg/1201870/07).
22. Rhys M., Ruffini R., Wheeler J. Găuri negre, unde gravitaționale și cosmologie. - M.: Mir, 1977.
23. Rybkin V.V. Găurile negre și scopul evoluției biosferelor. - Novosibirsk, 2014, auto-publicat.
24. Stacy F. Fizica Pământului. - M.: Mir, 1972.
25. Cea mai faimoasă gaură neagră le-a arătat astronomilor un câmp magnetic (http://lenta.ru/news/2011/03/25/magnetic/_Prited.htm).
26. Hoyle F, Wickramasingh C. Cometele ca vehicul în teoria panspermiei. - În cartea: Cometele și originea vieții. - M.: Mir, 1984.
27. Tsvetkov D.Yu. supernove. (http://www.astronet.ru/db/msg/1175009).
28. Gaură neagră (https://ru.wikipedia.org/wiki/Gaura neagră).
29. Shklovsky I.S. Stele: nașterea, viața și moartea lor. - M.: Nauka, 1984.
30. Shklovsky I.S. Probleme ale astrofizicii moderne. - M.: Nauka, 1988.
31. Gilfanov M., Bogdan A. An upper limit Contribution of accreting white Dwarfs the type Ia supernova rate. - „Natura”, 18 februarie 2010.
32. Zamaninasab M., Clausen-Brown E., Savolainen T., Tchekhovskoy A. Câmpuri magnetice importante din punct de vedere dinamic în apropierea găurilor negre supermasive în creștere. - Nature 510, 126–128, (05 iunie 2014).

Apropierea accidentală de o gaură neagră te va întinde ca spaghetele
Radiația puternică vă va prăji înainte de a vă „spaghete”
Nici măcar nu ai timp să observi cum o gaură neagră va înghiți Pământul
Și, în același timp, o gaură neagră poate crea o hologramă a întregii planete.

Găurile negre au fost mult timp o sursă de mare entuziasm și intrigi.

După descoperire valuri gravitationale, interesul pentru găurile negre va crește cu siguranță acum.

O întrebare rămâne neschimbată - ce se va întâmpla cu planeta și umanitatea, dacă se presupune teoretic că o gaură neagră va fi lângă Pământ?

Cea mai cunoscută consecință a apropierii unei găuri negre va fi un fenomen numit „spaghetificare”. Pe scurt, dacă te apropii prea mult de o gaură neagră, vei fi întins ca spaghetele. Acest efect este cauzat de efectul gravitației asupra corpului tău.

Imaginează-ți că picioarele tale au fost primele în direcția găurii negre.

Deoarece picioarele tale sunt mai aproape de gaura neagră, vor simți o atracție mai puternică decât capul tău.

Și mai rău, brațele tale, pentru că nu sunt în centrul corpului tău, vor fi întinse într-o altă direcție decât capul tău. Marginile corpului tău vor trage spre interior. În cele din urmă, corpul tău nu numai că se va întinde, dar va deveni subțire la mijloc.

Prin urmare, orice corp sau alt obiect, cum ar fi Pământul, va începe să semene cu spaghetele cu mult înainte de a intra în centrul unei găuri negre.

Ce s-ar întâmpla, ipotetic, dacă o gaură neagră ar apărea brusc lângă Pământ?

Aceeași efecte gravitaționale, care poate duce la „spaghetificare”, va începe imediat să-și facă efectul. Pe partea Pământului care este mai aproape de gaura neagră, forțele gravitaționale vor acționa mai puternic decât pe partea opusă. Astfel, moartea întregii planete ar fi inevitabilă. Ar fi fost sfâșiată.

Dacă planeta s-ar afla în raza unei găuri negre super-puternice, nici nu am avea timp să observăm nimic, deoarece ne-ar fi înghițit într-o clipă.

Dar înainte să bată tunetul, mai avem timp.

Dacă s-ar întâmpla un astfel de eșec și am cădea într-o gaură neagră, ne-am putea găsi pe o asemănare holografică a planetei noastre.

Interesant, găurile negre nu sunt neapărat negre.

Quazarii sunt nucleele strălucitoare ale galaxiilor îndepărtate care se hrănesc cu energia radiațiilor din găurile negre.

Sunt atât de strălucitoare încât depășesc puterea de radiație a tuturor stelelor din propriile galaxii.

O astfel de radiație apare atunci când o gaură neagră se sărbătorește cu materie nouă.

Pentru a fi clar, ceea ce putem vedea în continuare este materie în afara domeniului unei găuri negre. Nu există nimic în raza sa, nici măcar lumină.

În timpul absorbției materiei, este radiată energie colosală. Este această strălucire care poate fi văzută atunci când se observă quasari.

Prin urmare, obiectele care se află în imediata apropiere a găurii negre vor fi foarte fierbinți.

Cu mult înainte de „spaghetificare”, radiațiile puternice te vor prăji.

Pentru cei care au vizionat filmul lui Christopher Nolan Interstellar, perspectiva unei planete care orbitează o gaură neagră poate fi atrăgătoare doar într-un fel.

Pentru dezvoltarea vieții este nevoie de o sursă de energie sau de o diferență de temperatură. Și o gaură neagră poate fi o astfel de sursă.

Cu toate acestea, există o condiție.

Gaura neagră trebuie să înceteze să absoarbă orice materie. În caz contrar, va emite prea multă energie pentru a susține viața în lumile vecine. Cum ar fi viața într-o astfel de lume (cu condiția să nu fie prea aproape, altfel e „spaghete”), dar asta e altă întrebare.

Cantitatea de energie pe care o va primi planeta va fi cel mai probabil mică în comparație cu ceea ce primește Pământul de la Soare.

Și habitatul de pe o astfel de planetă ar fi destul de ciudat.

De aceea, la realizarea filmului Interstellar, Thorne s-a consultat cu oamenii de știință pentru a asigura acuratețea imaginii găurii negre.

Toți acești factori nu exclud viața, doar are o perspectivă destul de rigidă și este foarte greu de prezis cum va arăta.

Conceptul de gaură neagră este cunoscut de toată lumea - de la școlari până la vârstnici, este folosit în literatura de știință și ficțiune, în media galbenă și la conferințe științifice. Dar nu toată lumea știe ce sunt exact aceste găuri.

Din istoria găurilor negre

1783 Prima ipoteză pentru existența unui astfel de fenomen precum o gaură neagră a fost înaintată în 1783 de omul de știință englez John Michell. În teoria sa, el a combinat două creații ale lui Newton - optică și mecanică. Ideea lui Michell a fost următoarea: dacă lumina este un flux de particule minuscule, atunci, ca toate celelalte corpuri, particulele ar trebui să experimenteze atracția unui câmp gravitațional. Se pare ca stea mai masivă, cu atât este mai greu pentru lumina să reziste atracției sale. La 13 ani după Michell, astronomul și matematicianul francez Laplace a prezentat (cel mai probabil independent de omologul său britanic) o teorie similară.

1915 Cu toate acestea, toate lucrările lor au rămas nerevendicate până la începutul secolului al XX-lea. În 1915, Albert Einstein a publicat Teoria Generală a Relativității și a arătat că gravitația este o curbură a spațiului-timp cauzată de materie, iar câteva luni mai târziu, astronomul și fizicianul teoretician german Karl Schwarzschild a folosit-o pentru a rezolva o problemă astronomică specifică. El a explorat structura spațiu-timp curbat în jurul Soarelui și a redescoperit fenomenul găurilor negre.

(John Wheeler a inventat termenul „găuri negre”)

1967 fizician american John Wheeler a conturat un spațiu care poate fi mototolit, ca o bucată de hârtie, într-un punct infinitezimal și a desemnat termenul „Gaura Neagră”.

1974 fizician britanic Stephen Hawking a demonstrat că găurile negre, deși înghit materie fără întoarcere, pot emite radiații și în cele din urmă se evaporă. Acest fenomen se numește „radiație Hawking”.

In zilele de azi. Ultimele cercetări pulsari și quasari, precum și descoperirea radiații relicve a făcut în cele din urmă posibilă descrierea conceptului de găuri negre. În 2013, norul de gaz G2 s-a apropiat foarte mult de Gaura Neagră și este probabil să fie absorbit de aceasta, observațiile din proces unic va oferi oportunități enorme pentru noi descoperiri ale caracteristicilor găurilor negre.

Ce sunt de fapt găurile negre?

O explicație laconică a fenomenului sună așa. O gaură neagră este o regiune spațiu-timp a cărei atracție gravitațională este atât de mare încât niciun obiect, inclusiv cuante de lumină, nu o poate părăsi.

O gaură neagră a fost cândva o stea masivă. Atâta timp cât reacțiile termonucleare mențin o presiune ridicată în intestine, totul rămâne normal. Dar, în timp, aprovizionarea cu energie se epuizează și corpul ceresc, sub influența propriei gravitații, începe să se micșoreze. Etapa finală a acestui proces este prăbușirea nucleului stelar și formarea unei găuri negre.

• 1. Ejectia unui jet de gaura neagra la viteza mare


• 2. Un disc de materie crește într-o gaură neagră


• 3. Gaură neagră


• 4. Schema detaliată a regiunii găurii negre


• 5. Dimensiunea noilor observații găsite

Cea mai comună teorie spune că există fenomene similare în fiecare galaxie, inclusiv în centrul Căii Lactee. putere uriașă Atracția găurii este capabilă să țină mai multe galaxii în jurul ei, împiedicându-le să se îndepărteze una de cealaltă. „Zona de acoperire” poate fi diferită, totul depinde de masa stelei care s-a transformat într-o gaură neagră și poate fi de mii de ani lumină.

raza Schwarzschild

Principala proprietate a unei găuri negre este că orice materie care intră în ea nu se poate întoarce niciodată. Același lucru este valabil și pentru lumină. În miezul lor, găurile sunt corpuri care absorb complet toată lumina care cade asupra lor și nu o emit pe a lor. Astfel de obiecte pot apărea vizual ca cheaguri de întuneric absolut.

• 1. Mișcarea materiei la jumătate din viteza luminii


• 2. Inel fotonic


• 3. Inel fotonic interior


• 4. Orizontul evenimentelor într-o gaură neagră

Pe baza Teoriei Generale a Relativității a lui Einstein, dacă un corp se apropie de o distanță critică de centrul găurii, nu se mai poate întoarce. Această distanță se numește raza Schwarzschild. Ce se întâmplă exact în această rază nu este cunoscut cu certitudine, dar există cea mai comună teorie. Se crede că toată materia unei găuri negre este concentrată într-un punct infinit de mic, iar în centrul său există un obiect cu densitate infinită, pe care oamenii de știință îl numesc o perturbare singulară.

Cum cade într-o gaură neagră

(În imagine, gaura neagră a Săgetător A * arată ca un grup de lumină extrem de strălucitor)

Nu cu mult timp în urmă, în 2011, oamenii de știință au descoperit un nor de gaz, dându-i numele simplu G2, care emite lumină neobișnuită. O astfel de strălucire poate da frecare în gaz și praf, cauzată de acțiunea găurii negre Săgetător A* și care se rotesc în jurul acesteia sub forma unui disc de acreție. Astfel, devenim observatori ai fenomenului uimitor al absorbției unui nor de gaz de către o gaură neagră supermasivă.

De ultimele cercetări cea mai apropiată apropiere de o gaură neagră va avea loc în martie 2014. Putem recrea o imagine a modului în care se va desfășura acest spectacol incitant.

• 1. Când apare pentru prima dată în date, un nor de gaz seamănă cu o minge uriașă de gaz și praf.


• 2. Acum, din iunie 2013, norul se află la zeci de miliarde de kilometri distanță de gaura neagră. Cade în el cu o viteză de 2500 km/s.


• 3. Se așteaptă ca norul să treacă de gaura neagră, dar forțele de maree cauzate de diferența de atracție care acționează asupra marginilor de început și de fugă ale norului vor face ca acesta să devină din ce în ce mai alungit.


• 4. După ce norul este spart, cea mai mare parte din el se va contopi în discul de acreție din jurul Săgetător A*, generând în el unde de soc. Temperatura va crește la câteva milioane de grade.


• 5. O parte din nor va cădea direct în gaura neagră. Nimeni nu știe exact ce se va întâmpla cu această substanță, dar este de așteptat ca în procesul de cădere să emită fluxuri puternice de raze X și nimeni altcineva nu o va vedea.

Video: gaura neagră înghite un nor de gaz

(Simularea pe computer a cât de mult din norul de gaz G2 va fi distrus și consumat de gaura neagră Săgetător A*)

Ce se află într-o gaură neagră?

Există o teorie care susține că o gaură neagră în interior este practic goală, iar toată masa sa este concentrată într-un punct incredibil de mic situat în centrul ei - o singularitate.

Potrivit unei alte teorii care există de o jumătate de secol, tot ceea ce cade într-o gaură neagră intră într-un alt univers situat chiar în gaura neagră. Acum această teorie nu este cea principală.

Și există o a treia teorie, cea mai modernă și tenace, conform căreia tot ceea ce cade într-o gaură neagră se dizolvă în vibrațiile corzilor de pe suprafața ei, care este desemnată ca orizontul evenimentelor.

Deci, care este orizontul evenimentului? Este imposibil să privești în interiorul unei găuri negre chiar și cu un telescop super-puternic, deoarece chiar și lumina, care pătrunde într-o pâlnie cosmică gigantică, nu are nicio șansă să iasă înapoi. Tot ceea ce poate fi luat în considerare cumva se află în imediata sa vecinătate.

Orizontul evenimentului este linie condiționată suprafață de sub care nimic (nici gaz, nici praf, nici stele, nici lumină) nu poate scăpa. Și acesta este punctul foarte misterios de neîntoarcere în găurile negre ale Universului.