Haben Schwarze Löcher Ladungen? Lösungen von Feldgleichungen, die Schwarze Löcher beschreiben

Das Konzept eines Schwarzen Lochs ist jedem bekannt – vom Schulkind bis zum älteren Menschen; es wird in der Science- und Fiction-Literatur, in den gelben Medien und auf wissenschaftlichen Konferenzen verwendet. Doch was genau solche Löcher sind, ist nicht jedem bekannt.

Aus der Geschichte der Schwarzen Löcher

1783 Die erste Hypothese über die Existenz eines solchen Phänomens wie eines Schwarzen Lochs wurde 1783 vom englischen Wissenschaftler John Michell aufgestellt. In seiner Theorie kombinierte er zwei von Newtons Schöpfungen – Optik und Mechanik. Michells Idee war folgende: Wenn Licht ein Strom winziger Teilchen ist, dann sollten die Teilchen wie alle anderen Körper die Anziehungskraft eines Gravitationsfeldes erfahren. Es stellt sich heraus, dass es für das Licht umso schwieriger ist, seiner Anziehungskraft zu widerstehen, je massereicher der Stern ist. 13 Jahre nach Michell stellte der französische Astronom und Mathematiker Laplace (höchstwahrscheinlich unabhängig von seinem britischen Kollegen) eine ähnliche Theorie auf.

1915 Alle ihre Werke blieben jedoch bis zum Beginn des 20. Jahrhunderts unbeansprucht. Im Jahr 1915 veröffentlichte Albert Einstein die Allgemeine Relativitätstheorie und zeigte, dass die Schwerkraft die durch Materie verursachte Krümmung der Raumzeit ist. Einige Monate später nutzte der deutsche Astronom und theoretische Physiker Karl Schwarzschild sie, um ein spezifisches astronomisches Problem zu lösen. Er erforschte die Struktur der gekrümmten Raumzeit um die Sonne und entdeckte das Phänomen der Schwarzen Löcher wieder.

(John Wheeler prägte den Begriff „Schwarze Löcher“)

1967 Der amerikanische Physiker John Wheeler skizzierte einen Raum, der wie ein Stück Papier zu einem unendlich kleinen Punkt zerknittert werden kann, und bezeichnete ihn mit dem Begriff „Schwarzes Loch“.

1974 Der britische Physiker Stephen Hawking hat bewiesen, dass Schwarze Löcher, obwohl sie Materie ohne Rückkehr absorbieren, Strahlung aussenden und schließlich verdampfen können. Dieses Phänomen wird „Hawking-Strahlung“ genannt.

2013 Die neueste Forschung zu Pulsaren und Quasaren sowie die Entdeckung der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung haben es endlich möglich gemacht, das Konzept der Schwarzen Löcher zu beschreiben. Im Jahr 2013 kam die Gaswolke G2 dem Schwarzen Loch sehr nahe und wird höchstwahrscheinlich von diesem absorbiert. Die Beobachtung eines einzigartigen Prozesses bietet enorme Möglichkeiten für neue Entdeckungen der Merkmale von Schwarzen Löchern.

(Das massereiche Objekt Sagittarius A* hat eine 4 Millionen Mal größere Masse als die Sonne, was auf eine Ansammlung von Sternen und die Bildung eines Schwarzen Lochs schließen lässt)

2017. Eine Gruppe von Wissenschaftlern der länderübergreifenden Zusammenarbeit Event Horizon Telescope, die acht Teleskope von verschiedenen Punkten auf den Kontinenten der Erde verbindet, beobachtete ein Schwarzes Loch, ein supermassereiches Objekt in der Galaxie M87 im Sternbild Jungfrau. Die Masse des Objekts beträgt 6,5 Milliarden (!) Sonnenmassen, gigantische Male größer als zum Vergleich das massereiche Objekt Sagittarius A*, dessen Durchmesser etwas kleiner ist als der Abstand der Sonne zu Pluto.

Die Beobachtungen wurden in mehreren Phasen durchgeführt, beginnend im Frühjahr 2017 und über die Zeiträume des Jahres 2018 hinweg. Die Informationsmenge belief sich auf Petabyte, die dann entschlüsselt und ein echtes Bild eines extrem weit entfernten Objekts erhalten werden musste. Daher dauerte es noch einmal zwei ganze Jahre, alle Daten gründlich zu verarbeiten und zu einem Ganzen zusammenzuführen.

2019 Die Daten wurden erfolgreich entschlüsselt und angezeigt, wodurch das erste Bild eines Schwarzen Lochs überhaupt entstand.

(Das erste Bild eines Schwarzen Lochs in der Galaxie M87 im Sternbild Jungfrau)

Die Bildauflösung ermöglicht es Ihnen, den Schatten des Punkts ohne Wiederkehr in der Mitte des Objekts zu sehen. Das Bild wurde als Ergebnis interferometrischer Beobachtungen mit ultralanger Basislinie erhalten. Hierbei handelt es sich um sogenannte synchrone Beobachtungen eines Objekts durch mehrere durch ein Netzwerk verbundene Radioteleskope, die sich in verschiedenen Teilen der Erde befinden und in die gleiche Richtung gerichtet sind.

Was schwarze Löcher eigentlich sind

Eine lakonische Erklärung des Phänomens sieht so aus.

Ein Schwarzes Loch ist ein Raum-Zeit-Bereich, dessen Anziehungskraft so stark ist, dass kein Objekt, auch keine Lichtquanten, ihn verlassen kann.

Das Schwarze Loch war einst ein massereicher Stern. Solange thermonukleare Reaktionen in seinen Tiefen einen hohen Druck aufrechterhalten, bleibt alles normal. Doch mit der Zeit geht der Energievorrat zur Neige und der Himmelskörper beginnt unter dem Einfluss seiner eigenen Schwerkraft zu schrumpfen. Die letzte Phase dieses Prozesses ist der Kollaps des Sternkerns und die Bildung eines Schwarzen Lochs.

• 1. Ein Schwarzes Loch stößt einen Jet mit hoher Geschwindigkeit aus


• 2. Eine Materiescheibe wächst zu einem Schwarzen Loch heran


• 3. Schwarzes Loch


• 4. Detailliertes Diagramm der Region des Schwarzen Lochs


• 5. Größe der neu gefundenen Beobachtungen

Die am weitesten verbreitete Theorie besagt, dass es in jeder Galaxie ähnliche Phänomene gibt, auch im Zentrum unserer Milchstraße. Die enorme Schwerkraft des Lochs ist in der Lage, mehrere Galaxien um sich herum festzuhalten und sie daran zu hindern, sich voneinander zu entfernen. Der „Abdeckungsbereich“ kann unterschiedlich sein, alles hängt von der Masse des Sterns ab, der sich in ein Schwarzes Loch verwandelt hat, und kann Tausende von Lichtjahren betragen.

Schwarzschild-Radius

Die Haupteigenschaft eines Schwarzen Lochs besteht darin, dass jegliche Substanz, die hineinfällt, niemals zurückkehren kann. Dasselbe gilt auch für Licht. Im Kern sind Löcher Körper, die das auf sie einfallende Licht vollständig absorbieren und kein eigenes Licht abgeben. Solche Objekte können visuell als Klumpen absoluter Dunkelheit erscheinen.

• 1. Materie mit halber Lichtgeschwindigkeit bewegen


• 2. Photonenring


• 3. Innerer Photonenring


• 4. Ereignishorizont in einem Schwarzen Loch

Basierend auf Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie kann ein Körper nicht mehr zurückkehren, wenn er sich einem kritischen Abstand zum Zentrum des Lochs nähert. Dieser Abstand wird Schwarzschildradius genannt. Was genau innerhalb dieses Radius passiert, ist nicht sicher bekannt, aber es gibt die gängigste Theorie. Es wird angenommen, dass die gesamte Materie eines Schwarzen Lochs in einem unendlich kleinen Punkt konzentriert ist und sich in seinem Zentrum ein Objekt mit unendlicher Dichte befindet, was Wissenschaftler als singuläre Störung bezeichnen.

Wie kommt es dazu, dass man in ein Schwarzes Loch fällt?

(Auf dem Bild sieht das Schwarze Loch Sagittarius A* wie ein extrem heller Lichthaufen aus)

Vor nicht allzu langer Zeit, im Jahr 2011, entdeckten Wissenschaftler eine Gaswolke und gaben ihr den einfachen Namen G2, die ungewöhnliches Licht ausstrahlt. Dieses Leuchten könnte auf die Reibung im Gas und Staub zurückzuführen sein, die durch das Schwarze Loch Sagittarius A* verursacht wird, das es als Akkretionsscheibe umkreist. So werden wir zu Beobachtern des erstaunlichen Phänomens der Absorption einer Gaswolke durch ein supermassereiches Schwarzes Loch.

Aktuellen Studien zufolge wird die größte Annäherung an das Schwarze Loch im März 2014 erfolgen. Wir können uns ein Bild davon machen, wie dieses aufregende Spektakel stattfinden wird.

• 1. Wenn eine Gaswolke zum ersten Mal in den Daten auftaucht, ähnelt sie einer riesigen Kugel aus Gas und Staub.


• 2. Jetzt, im Juni 2013, ist die Wolke Dutzende Milliarden Kilometer vom Schwarzen Loch entfernt. Es fällt mit einer Geschwindigkeit von 2500 km/s hinein.


• 3. Es wird erwartet, dass die Wolke am Schwarzen Loch vorbeizieht, aber Gezeitenkräfte, die durch den Unterschied in der Schwerkraft an der Vorder- und Hinterkante der Wolke entstehen, werden dazu führen, dass sie eine zunehmend längliche Form annimmt.


• 4. Nachdem die Wolke auseinandergerissen ist, wird das meiste davon höchstwahrscheinlich in die Akkretionsscheibe um Sagittarius A* fließen und dort Stoßwellen erzeugen. Die Temperatur wird auf mehrere Millionen Grad steigen.


• 5. Ein Teil der Wolke wird direkt in das Schwarze Loch fallen. Niemand weiß genau, was als nächstes mit dieser Substanz passieren wird, aber es wird erwartet, dass sie beim Fallen starke Röntgenstrahlen aussendet und nie wieder gesehen wird.

Video: Schwarzes Loch verschluckt eine Gaswolke

(Computersimulation, wie viel der G2-Gaswolke vom Schwarzen Loch Sagittarius A* zerstört und verbraucht würde)

Was ist in einem Schwarzen Loch?

Es gibt eine Theorie, die besagt, dass ein Schwarzes Loch im Inneren praktisch leer ist und seine gesamte Masse in einem unglaublich kleinen Punkt in seinem Zentrum konzentriert ist – der Singularität.

Einer anderen Theorie zufolge, die seit einem halben Jahrhundert existiert, gelangt alles, was in ein Schwarzes Loch fällt, in ein anderes Universum, das sich im Schwarzen Loch selbst befindet. Nun ist diese Theorie nicht die wichtigste.

Und es gibt eine dritte, modernste und hartnäckigste Theorie, nach der sich alles, was in ein Schwarzes Loch fällt, in den Schwingungen von Fäden auf seiner Oberfläche auflöst, die als Ereignishorizont bezeichnet wird.

Was ist also ein Ereignishorizont? Selbst mit einem superstarken Teleskop ist es unmöglich, in ein Schwarzes Loch zu blicken, da selbst Licht, das in den riesigen kosmischen Trichter eintritt, keine Chance hat, wieder herauszukommen. Alles, was zumindest irgendwie in Betracht gezogen werden kann, befindet sich in seiner unmittelbaren Nähe.

Der Ereignishorizont ist eine herkömmliche Oberflächenlinie, unter der nichts (weder Gas, noch Staub, noch Sterne, noch Licht) entweichen kann. Und dies ist der sehr mysteriöse Punkt ohne Wiederkehr in den Schwarzen Löchern des Universums.

Wie hoch ist die elektrische Ladung eines Schwarzen Lochs? Für „normale“ Schwarze Löcher von astronomischem Ausmaß ist diese Frage dumm und bedeutungslos, aber für Miniatur-Schwarze Löcher ist sie sehr relevant. Nehmen wir an, ein Miniatur-Schwarzes Loch hat etwas mehr Elektronen als Protonen gefressen und eine negative elektrische Ladung erhalten. Was passiert, wenn ein geladenes Miniatur-Schwarzes Loch in dichter Materie landet?

Lassen Sie uns zunächst grob die elektrische Ladung eines Schwarzen Lochs abschätzen. Zählen wir die geladenen Teilchen, die in das Schwarze Loch fallen, beginnend mit dem Beginn der Tiriampampion, die zu seinem Erscheinen führte, und beginnen wir, ihre elektrischen Ladungen zusammenzufassen: Proton - +1, Elektron - -1. Betrachten wir dies als einen zufälligen Prozess. Die Wahrscheinlichkeit, bei jedem Schritt +1 zu erhalten, beträgt 0,5, wir haben also ein klassisches Beispiel für einen Zufallsgang, d. h. Die durchschnittliche elektrische Ladung eines Schwarzen Lochs, ausgedrückt in Elementarladungen, ist gleich

Q = sqrt(2N/π)

Dabei ist N die Anzahl der vom Schwarzen Loch absorbierten geladenen Teilchen.

Nehmen wir unser liebstes 14 Kilotonnen schweres Schwarzes Loch und berechnen wir, wie viele geladene Teilchen es gefressen hat

N = M/m Proton = 1,4*10 7 /(1,67*10 -27) = 8,39*10 33
Also q = 7,31*10 16 Elementarladungen = 0,0117 C. Es scheint nicht viel zu sein – eine solche Ladung fließt in einer Sekunde durch den Glühfaden einer 20-Watt-Glühbirne. Aber für eine statische Aufladung ist der Wert nicht schlecht (ein Protonenbündel mit einer solchen Gesamtladung wiegt 0,121 Nanogramm), und für die statische Aufladung eines Objekts in der Größe eines Elementarteilchens ist der Wert einfach großartig.

Sehen wir uns an, was passiert, wenn ein geladenes Schwarzes Loch in relativ dichte Materie gelangt. Betrachten wir zunächst den einfachsten Fall – gasförmigen zweiatomigen Wasserstoff. Wir betrachten den Druck als atmosphärischen Druck und die Temperatur als Raumtemperatur.

Die Ionisierungsenergie eines Wasserstoffatoms beträgt 1310 kJ/mol oder 2,18*10 -18 pro Atom. Die kovalente Bindungsenergie in einem Wasserstoffmolekül beträgt 432 KJ/mol oder 7,18*10 -19 J pro Molekül. Nehmen wir an, dass die Entfernung, bis zu der Elektronen von den Atomen weggezogen werden müssen, 10 -10 m beträgt, was ausreichend zu sein scheint. Daher sollte die Kraft, die während des Ionisierungsprozesses auf ein Elektronenpaar in einem Wasserstoffmolekül wirkt, 5,10 * 10 -8 N betragen. Für ein Elektron - 2,55 * 10 -8 N.

Nach dem Coulombschen Gesetz

R = sqrt(kQq/F)

Für ein 14 Kilotonnen schweres Schwarzes Loch gilt R = sqrt (8,99*10 9 *0,0117*1,6*10 -19 /2,55*10 -8) = 2,57 cm.

Aus Atomen gerissene Elektronen erhalten eine Anfangsbeschleunigung von mindestens 1,40 * 10 32 m/s 2 (Wasserstoff), Ionen - mindestens 9,68 * 10 14 m/s 2 (Sauerstoff). Es besteht kein Zweifel, dass alle Teilchen der erforderlichen Ladung sehr schnell vom Schwarzen Loch absorbiert werden. Es wäre interessant zu berechnen, wie viel Energie Teilchen mit entgegengesetzter Ladung Zeit haben, in die Umgebung abzugeben, aber die Berechnung von Integralen scheitert :-(und ich weiß nicht, wie ich das ohne Integrale machen soll :-(Nebenbei werden die visuellen Effekte variieren vom sehr kleinen Kugelblitz bis zum ganz ordentlichen Kugelblitz.

Ein Schwarzes Loch macht ungefähr dasselbe mit anderen Dielektrika. Für Sauerstoff beträgt der Ionisationsradius 2,55 cm, für Stickstoff - 2,32 cm, Neon - 2,21 cm, Helium - 2,07 cm. In Flüssigkeiten ist die Dielektrizitätskonstante des Mediums deutlich größer als Eins und in Wasser beträgt der Ionisationsradius a Das 14 Kilotonnen schwere Schwarze Loch ist nur 2,23 mm groß. Kristalle haben in verschiedenen Richtungen unterschiedliche Dielektrizitätskonstanten und die Ionisationszone hat eine komplexe Form. Für Diamant beträgt der durchschnittliche Ionisationsradius (basierend auf dem Tabellenwert der Dielektrizitätskonstante) 8,39 mm. Sicherlich hat er fast überall über Kleinigkeiten gelogen, aber die Größenordnung sollte in dieser Größenordnung liegen.

So verliert ein Schwarzes Loch, sobald es sich in einem Dielektrikum befindet, schnell seine elektrische Ladung, ohne dass dabei irgendwelche besonderen Effekte entstehen, außer dass ein kleines Volumen des Dielektrikums in Plasma umgewandelt wird.

Wenn es auf ein Metall oder Plasma trifft, neutralisiert ein stationäres geladenes Schwarzes Loch seine Ladung fast augenblicklich.

Sehen wir uns nun an, wie sich die elektrische Ladung eines Schwarzen Lochs darauf auswirkt, was mit dem Schwarzen Loch im Inneren des Sterns passiert. Im ersten Teil der Abhandlung wurden bereits die Eigenschaften des Plasmas im Zentrum der Sonne angegeben – 150 Tonnen pro Kubikmeter ionisierter Wasserstoff bei einer Temperatur von 15.000.000 K. Helium ignorieren wir vorerst völlig. Die thermische Geschwindigkeit von Protonen beträgt unter diesen Bedingungen 498 km/s, Elektronen fliegen jedoch mit nahezu relativistischen Geschwindigkeiten – 21.300 km/s. Es ist nahezu unmöglich, ein so schnelles Elektron durch die Schwerkraft einzufangen, sodass das Schwarze Loch schnell eine positive elektrische Ladung erhält, bis ein Gleichgewicht zwischen der Absorption von Protonen und der Absorption von Elektronen erreicht ist. Mal sehen, was für ein Gleichgewicht das sein wird.

Die Schwerkraft wirkt von der Seite eines Schwarzen Lochs auf ein Proton.

F p = (GMm p - kQq)/R 2

Die erste „elektrokosmische“ :-) Geschwindigkeit für eine solche Kraft ergibt sich aus der Gleichung

mv 1 2 /R = (GMm p - kQq)/R 2

v p1 = sqrt((GMm p - kQq)/mR)

Die zweite „elektrokosmische“ Geschwindigkeit des Protons beträgt

v p2 = sqrt(2)v 1 = sqrt(2(GMm p - kQq)/(m p R))

Daher ist der Protonenabsorptionsradius gleich

R p = 2(GMm p - kQq)/(m p v p 2)

Ebenso ist der Elektronenabsorptionsradius gleich

R e = 2(GMm e + kQq)/(m e v e 2)

Damit Protonen und Elektronen mit gleicher Intensität absorbiert werden, müssen diese Radien gleich sein, d. h.

2(GMm p - kQq)/(m p v p 2) = 2(GMm e + kQq)/(m e v e 2)

Beachten Sie, dass die Nenner gleich sind und die Gleichung reduzieren.

GMm p - kQq = GMm e + kQq

Es ist schon überraschend, dass nichts von der Temperatur des Plasmas abhängt. Wir entscheiden:

Q = GM(m p - m e)/(kq)

Wir ersetzen die Zahlen und sind überrascht, Q = 5,42*10 -22 C zu erhalten – weniger als die Ladung des Elektrons.

Wir setzen dieses Q in R p = R e ein und erhalten mit noch größerer Überraschung R = 7,80*10 -31 – kleiner als der Radius des Ereignishorizonts für unser Schwarzes Loch.

PREVED MEDVED

Die Schlussfolgerung ist ein Gleichgewicht bei Null. Jedes von einem Schwarzen Loch verschluckte Proton führt sofort zum Verschlucken eines Elektrons und die Ladung des Schwarzen Lochs wird wieder Null. Das Ersetzen eines Protons durch ein schwereres Ion ändert grundsätzlich nichts – die Gleichgewichtsladung wird nicht drei Größenordnungen geringer sein als die elementare, sondern eine, na und?

Die allgemeine Schlussfolgerung lautet also: Die elektrische Ladung eines Schwarzen Lochs hat keinen wesentlichen Einfluss. Und es sah so verlockend aus...

Wenn weder dem Autor noch den Lesern langweilig wird, werden wir uns im nächsten Teil mit der Dynamik eines Miniatur-Schwarzen Lochs befassen – wie es durch die Eingeweide eines Planeten oder Sterns rast und dabei Materie verschlingt.

Schwarze Löcher

Ab Mitte des 19. Jahrhunderts. Als James Clerk Maxwell die Theorie des Elektromagnetismus entwickelte, verfügte er über große Mengen an Informationen über elektrische und magnetische Felder. Überraschend war insbesondere die Tatsache, dass elektrische und magnetische Kräfte mit der Entfernung genauso abnehmen wie die Schwerkraft. Sowohl die Gravitationskräfte als auch die elektromagnetischen Kräfte sind weitreichende Kräfte. Sie sind in sehr großer Entfernung von ihren Quellen spürbar. Im Gegenteil, die Kräfte, die die Atomkerne zusammenhalten – die Kräfte der starken und schwachen Wechselwirkung – haben eine kurze Wirkungsreichweite. Nukleare Kräfte machen sich nur in einem sehr kleinen Bereich um nukleare Partikel herum bemerkbar. Die große Bandbreite elektromagnetischer Kräfte ermöglicht es, auch weit entfernt vom Schwarzen Loch Experimente durchzuführen, um herauszufinden, ob das Loch geladen ist oder nicht. Wenn ein Schwarzes Loch eine elektrische Ladung (positiv oder negativ) oder eine magnetische Ladung (entsprechend dem Nord- oder Südmagnetpol) hat, kann ein entfernter Beobachter mit empfindlichen Instrumenten die Existenz dieser Ladungen feststellen. Ende der 1960er und Anfang der 1960er Jahre In den 1970er Jahren beschäftigten sich Astrophysiker und Theoretiker intensiv mit dem Problem: Welche Eigenschaften von Schwarzen Löchern bleiben erhalten und welche gehen in ihnen verloren? Die Eigenschaften eines Schwarzen Lochs, die von einem entfernten Beobachter gemessen werden können, sind seine Masse, seine Ladung und seine Drehimpuls. Diese drei Hauptmerkmale bleiben bei der Entstehung eines Schwarzen Lochs erhalten und bestimmen die Geometrie der Raumzeit in seiner Nähe. Mit anderen Worten: Wenn Sie Masse, Ladung und Drehimpuls eines Schwarzen Lochs festlegen, ist bereits alles darüber bekannt – Schwarze Löcher haben außer Masse, Ladung und Drehimpuls keine weiteren Eigenschaften. Schwarze Löcher sind also sehr einfache Objekte; Sie sind viel einfacher als die Sterne, aus denen Schwarze Löcher entstehen. G. Reisner und G. Nordström entdeckten eine Lösung für Einsteins Gravitationsfeldgleichungen, die ein „geladenes“ Schwarzes Loch vollständig beschreibt. Ein solches Schwarzes Loch kann eine elektrische Ladung (positiv oder negativ) und/oder eine magnetische Ladung (entsprechend dem Nord- oder Südmagnetpol) haben. Wenn elektrisch geladene Körper üblich sind, dann sind es magnetisch geladene überhaupt nicht. Körper, die ein Magnetfeld haben (z. B. ein gewöhnlicher Magnet, eine Kompassnadel, die Erde), haben notwendigerweise gleichzeitig einen Nord- und einen Südpol. Bis vor Kurzem glaubten die meisten Physiker, dass Magnetpole immer nur paarweise vorkommen. Doch 1975 gab eine Gruppe von Wissenschaftlern aus Berkeley und Houston bekannt, dass sie bei einem ihrer Experimente einen magnetischen Monopol entdeckt hatten. Wenn sich diese Ergebnisse bestätigen, stellt sich heraus, dass separate magnetische Ladungen existieren können, d. h. dass der Nordmagnetpol getrennt vom Südpol existieren kann und umgekehrt. Die Reisner-Nordström-Lösung lässt die Möglichkeit zu, dass ein Schwarzes Loch ein Monopol-Magnetfeld hat. Unabhängig davon, wie das Schwarze Loch seine Ladung erhalten hat, werden alle Eigenschaften dieser Ladung in der Reisner-Nordström-Lösung in einer Eigenschaft zusammengefasst – der Zahl Q. Dieses Merkmal ist analog zu der Tatsache, dass die Schwarzschild-Lösung nicht davon abhängt, wie das Schwarze Loch ist Loch erlangte seine Masse. Darüber hinaus hängt die Geometrie der Raumzeit in der Reisner-Nordström-Lösung nicht von der Art der Ladung ab. Er kann positiv oder negativ sein, dem magnetischen Nordpol oder dem Süden entsprechen – wichtig ist nur sein voller Wert, der als |Q| geschrieben werden kann. Die Eigenschaften eines Reisner-Nordström-Schwarzen Lochs hängen also nur von zwei Parametern ab – der Gesamtmasse des Lochs M und seiner Gesamtladung |Q| (mit anderen Worten, auf seinen absoluten Wert). Beim Nachdenken über echte Schwarze Löcher, die tatsächlich in unserem Universum existieren könnten, kamen Physiker zu dem Schluss, dass die Reisner-Nordström-Lösung keine große Bedeutung hat, da elektromagnetische Kräfte viel stärker sind als die Gravitationskräfte. Beispielsweise ist das elektrische Feld eines Elektrons oder Protons Billionen Mal stärker als sein Gravitationsfeld. Das heißt, wenn ein Schwarzes Loch eine ausreichend große Ladung hätte, würden enorme Kräfte elektromagnetischen Ursprungs das im Raum „schwebende“ Gas und Atome schnell in alle Richtungen zerstreuen. In sehr kurzer Zeit würden Teilchen mit dem gleichen Ladungszeichen wie das Schwarze Loch eine starke Abstoßung erfahren, und Teilchen mit dem entgegengesetzten Ladungszeichen würden eine ebenso starke Anziehungskraft erfahren. Durch die Anziehung von Teilchen mit entgegengesetzter Ladung würde das Schwarze Loch bald elektrisch neutral werden. Daher können wir davon ausgehen, dass echte Schwarze Löcher nur eine geringe Ladung haben. Für echte Schwarze Löcher beträgt der Wert von |Q| sollte viel kleiner sein als M. Tatsächlich ergibt sich aus Berechnungen, dass Schwarze Löcher, die tatsächlich im Weltraum existieren könnten, eine Masse M haben sollten, die mindestens eine Milliarde Milliarden Mal größer ist als der Wert |Q|.

Eine Analyse der Entwicklung von Sternen hat Astronomen zu dem Schluss geführt, dass Schwarze Löcher sowohl in unserer Galaxie als auch im Universum im Allgemeinen existieren können. In den beiden vorherigen Kapiteln haben wir eine Reihe von Eigenschaften der einfachsten Schwarzen Löcher untersucht, die durch die von Schwarzschild gefundene Lösung der Gravitationsfeldgleichung beschrieben werden. Ein Schwarzschild-Schwarzes Loch zeichnet sich nur durch seine Masse aus; es hat keine elektrische Ladung. Es fehlt auch ein Magnetfeld und eine Rotation. Alle Eigenschaften eines Schwarzschild-Schwarzen Lochs werden eindeutig durch die Aufgabe bestimmt Masse allein dieser Stern, der sich beim Sterben durch den Gravitationskollaps in ein Schwarzes Loch verwandelt.

Es besteht kein Zweifel, dass Schwarzschilds Lösung ein allzu einfacher Fall ist. Real Das Schwarze Loch muss sich zumindest drehen. Doch wie komplex kann ein Schwarzes Loch wirklich sein? Welche zusätzlichen Details sollten berücksichtigt werden und welche können bei einer vollständigen Beschreibung des Schwarzen Lochs, das bei der Beobachtung des Himmels entdeckt werden kann, vernachlässigt werden?

Stellen wir uns einen massereichen Stern vor, dessen nukleare Energieressourcen gerade erschöpft sind und der kurz davor steht, in eine Phase des katastrophalen Gravitationskollapses einzutreten. Man könnte meinen, dass ein solcher Stern eine sehr komplexe Struktur hat und dass eine umfassende Beschreibung viele Eigenschaften berücksichtigen müsste. Im Prinzip ist ein Astrophysiker in der Lage, die chemische Zusammensetzung aller Schichten eines solchen Sterns, die Temperaturänderung von seinem Zentrum zur Oberfläche zu berechnen und alle Daten über den Zustand der Materie im Inneren des Sterns zu erhalten (z. B , seine Dichte und sein Druck) in allen möglichen Tiefen. Solche Berechnungen sind komplex und ihre Ergebnisse hängen maßgeblich von der gesamten Entwicklungsgeschichte des Sterns ab. Die innere Struktur von Sternen, die aus unterschiedlichen Gaswolken und zu unterschiedlichen Zeiten entstanden sind, muss offensichtlich unterschiedlich sein.

Trotz all dieser erschwerenden Umstände gibt es jedoch eine unbestreitbare Tatsache. Wenn die Masse eines sterbenden Sterns etwa drei Sonnenmassen überschreitet, stirbt dieser Stern sicherlich wird sich am Ende seines Lebenszyklus in ein Schwarzes Loch verwandeln. Es gibt keine physikalischen Kräfte, die den Kollaps eines so massereichen Sterns verhindern könnten.

Um die Bedeutung dieser Aussage besser zu verstehen, denken Sie daran, dass ein Schwarzes Loch eine so gekrümmte Region der Raumzeit ist, dass ihm nichts entkommen kann, nicht einmal Licht! Mit anderen Worten: Aus einem Schwarzen Loch können keine Informationen gewonnen werden. Sobald sich um einen sterbenden massereichen Stern ein Ereignishorizont gebildet hat, ist es unmöglich, Einzelheiten darüber herauszufinden, was unter diesem Horizont geschieht. Unser Universum verliert für immer den Zugang zu Informationen über Ereignisse unterhalb des Ereignishorizonts. Deshalb wird manchmal auch ein Schwarzes Loch genannt Grab für Informationen.

Obwohl eine große Menge an Informationen verloren geht, wenn ein Stern kollabiert und ein Schwarzes Loch entsteht, bleiben einige Informationen von außen erhalten. Beispielsweise weist die extreme Krümmung der Raumzeit um ein Schwarzes Loch darauf hin, dass dort ein Stern gestorben ist. Die Masse eines toten Sterns steht in direktem Zusammenhang mit spezifischen Eigenschaften des Lochs, etwa dem Durchmesser der Photonenkugel oder dem Ereignishorizont (siehe Abb. 8.4 und 8.5). Obwohl das Loch selbst buchstäblich schwarz ist, kann der Astronaut seine Existenz schon aus der Ferne anhand des Gravitationsfeldes des Lochs erkennen. Indem ein Astronaut misst, wie stark die Flugbahn seines Raumfahrzeugs von einer geraden Linie abweicht, kann er die Gesamtmasse des Schwarzen Lochs genau berechnen. Somit ist die Masse eines Schwarzen Lochs ein Informationselement, das beim Kollaps nicht verloren geht.

Betrachten Sie zur Untermauerung dieser Aussage das Beispiel zweier identischer Sterne, die beim Kollaps schwarze Löcher bilden. Platzieren wir eine Tonne Steine ​​auf einem Stern und einen tonnenschweren Elefanten auf dem anderen. Nach der Entstehung von Schwarzen Löchern werden wir die Stärke des Gravitationsfeldes in großer Entfernung von ihnen messen, etwa durch Beobachtung der Umlaufbahnen ihrer Satelliten oder Planeten. Es zeigt sich, dass die Stärken beider Bereiche gleich sind. In sehr großen Entfernungen von Schwarzen Löchern können die Newtonsche Mechanik und die Keplerschen Gesetze verwendet werden, um die Gesamtmasse jedes einzelnen Lochs zu berechnen. Da die Gesamtsummen der Massen der Bestandteile, die in jedes der Schwarzen Löcher eindringen, identisch sind, werden auch die Ergebnisse identisch sein. Aber was noch bedeutsamer ist, ist die Unmöglichkeit, anzugeben, welches dieser Löcher der Elefant und welches die Steine ​​verschluckt hat. Diese Informationen sind für immer verschwunden. Ganz gleich, was man auf ein Schwarzes Loch wirft, das Ergebnis wird immer dasselbe sein. Sie können feststellen, wie viel von der Substanz das Loch verschluckt hat, aber Informationen darüber, welche Form, welche Farbe und welche chemische Zusammensetzung diese Substanz hatte, gehen für immer verloren.

Die Gesamtmasse eines Schwarzen Lochs kann immer gemessen werden, da das Gravitationsfeld des Lochs die Geometrie von Raum und Zeit in großen Entfernungen von ihm beeinflusst. Ein weit vom Schwarzen Loch entfernter Physiker kann Experimente zur Messung dieses Gravitationsfeldes durchführen, indem er beispielsweise künstliche Satelliten startet und deren Umlaufbahnen beobachtet. Dies ist eine wichtige Informationsquelle, die es einem Physiker ermöglicht, mit Sicherheit zu sagen, dass es sich um ein Schwarzes Loch handelt Nicht absorbiert. Insbesondere alles, was dieser hypothetische Forscher weit entfernt vom Schwarzen Loch messen kann hatte nicht vollständig absorbiert.

Ab Mitte des 19. Jahrhunderts. Als James Clerk Maxwell die Theorie des Elektromagnetismus entwickelte, verfügte er über große Mengen an Informationen über elektrische und magnetische Felder. Überraschend war insbesondere die Tatsache, dass elektrische und magnetische Kräfte mit der Entfernung genauso abnehmen wie die Schwerkraft. Sowohl Gravitationskräfte als auch elektromagnetische Kräfte sind Kräfte Langstrecken. Sie sind in sehr großer Entfernung von ihren Quellen spürbar. Im Gegenteil, die Kräfte, die die Atomkerne zusammenhalten – die Kräfte der starken und schwachen Wechselwirkung – haben kurze Reichweite. Nukleare Kräfte machen sich nur in einem sehr kleinen Bereich um nukleare Partikel herum bemerkbar.

Das große Spektrum elektromagnetischer Kräfte ermöglicht es einem Physiker, weit entfernt von einem Schwarzen Loch Experimente durchzuführen, um dies herauszufinden berechnet dieses Loch oder nicht. Wenn ein Schwarzes Loch eine elektrische Ladung (positiv oder negativ) oder eine magnetische Ladung (entsprechend dem Nord- oder Südmagnetpol) trägt, kann ein in der Ferne befindlicher Physiker mit empfindlichen Instrumenten die Existenz dieser Ladungen nachweisen. Somit werden neben Informationen über die Masse auch Informationen über Aufladung schwarzes Loch.

Es gibt noch einen dritten (und letzten) wichtigen Effekt, den ein Fernphysiker messen kann. Wie wir im nächsten Kapitel sehen werden, neigt jedes rotierende Objekt dazu, die umgebende Raumzeit in Rotation zu versetzen. Dieses Phänomen nennt man oder der Widerstandseffekt von Inertialsystemen. Wenn sich unsere Erde dreht, nimmt sie auch Raum und Zeit mit, allerdings in sehr geringem Maße. Bei schnell rotierenden massiven Objekten wird dieser Effekt jedoch deutlicher, und zwar dann, wenn daraus ein Schwarzes Loch entstanden ist rotierend Stern, dann wird der Widerstand der Raumzeit in seiner Nähe deutlich spürbar sein. Ein Physiker in einer Raumsonde weit entfernt von diesem Schwarzen Loch wird bemerken, dass er nach und nach dazu verleitet wird, sich um das Loch in derselben Richtung zu drehen, in der es sich selbst dreht. Und je näher unser Physiker dem rotierenden Schwarzen Loch kommt, desto stärker wird diese Beteiligung sein.

Wenn es um rotierende Körper geht, sprechen Physiker oft davon Impuls; Impuls; Dies ist eine Größe, die sowohl von der Masse des Körpers als auch von seiner Rotationsgeschwindigkeit bestimmt wird. Je schneller sich ein Körper dreht, desto größer ist sein Drehimpuls. Neben Masse und Ladung ist der Drehimpuls eines Schwarzen Lochs eine seiner Eigenschaften, über die keine Informationen verloren gehen.

In den späten 1960er und frühen 1970er Jahren beschäftigten sich theoretische Astrophysiker intensiv mit der Frage: Welche Eigenschaften von Schwarzen Löchern bleiben erhalten und welche gehen in ihnen verloren? Das Ergebnis ihrer Bemühungen war der berühmte Satz, dass „ein Schwarzes Loch keine Haare hat“, der erstmals von John Wheeler von der Princeton University (USA) formuliert wurde. Wir haben bereits gesehen, dass die Eigenschaften eines Schwarzen Lochs, die von einem entfernten Beobachter gemessen werden können, seine Masse, seine Ladung und sein Drehimpuls sind. Diese drei Hauptmerkmale bleiben bei der Entstehung eines Schwarzen Lochs erhalten und bestimmen die Geometrie der Raumzeit in seiner Nähe. Das haben die Arbeiten von Stephen Hawking, Werner Israel, Brandon Carter, David Robinson und anderen Forschern gezeigt nur Diese Eigenschaften bleiben bei der Bildung von Schwarzen Löchern erhalten. Mit anderen Worten: Wenn Sie Masse, Ladung und Drehimpuls eines Schwarzen Lochs festlegen, ist bereits alles darüber bekannt – Schwarze Löcher haben außer Masse, Ladung und Drehimpuls keine weiteren Eigenschaften. Schwarze Löcher sind also sehr einfache Objekte; Sie sind viel einfacher als die Sterne, aus denen Schwarze Löcher entstehen. Um einen Stern vollständig zu beschreiben, ist die Kenntnis einer Vielzahl von Eigenschaften erforderlich, etwa der chemischen Zusammensetzung, des Drucks, der Dichte und der Temperatur in verschiedenen Tiefen. Ein Schwarzes Loch hat nichts Vergleichbares (Abb. 10.1). Tatsächlich hat ein Schwarzes Loch überhaupt keine Haare!

Da Schwarze Löcher vollständig durch drei Parameter (Masse, Ladung und Drehimpuls) beschrieben werden, sollte es nur wenige Lösungen für Einsteins Gravitationsfeldgleichungen geben, von denen jede ihren eigenen „respektablen“ Typ von Schwarzen Löchern beschreibt. In den beiden vorherigen Kapiteln haben wir uns beispielsweise mit der einfachsten Art von Schwarzen Löchern befasst; Dieses Loch hat nur Masse und seine Geometrie wird durch die Schwarzschild-Lösung bestimmt. Schwarzschilds Lösung wurde 1916 gefunden, und obwohl seitdem viele andere Lösungen für nur massereiche Schwarze Löcher gefunden wurden, Alle Es stellte sich heraus, dass sie dem gleichwertig waren.

Es ist unmöglich, sich vorzustellen, wie Schwarze Löcher ohne Materie entstehen könnten. Daher muss jedes Schwarze Loch eine Masse haben. Aber zusätzlich zur Masse könnte das Loch eine elektrische Ladung oder Rotation oder beides haben. Zwischen 1916 und 1918 G. Reisner und G. Nordström haben eine Lösung für die Feldgleichungen gefunden, die ein Schwarzes Loch mit Masse und Ladung beschreibt. Der nächste Schritt auf diesem Weg verzögerte sich bis 1963, als Roy P. Kerr eine Lösung für ein Schwarzes Loch mit Masse und Drehimpuls fand. Schließlich veröffentlichten Newman, Koch, Chinnapared, Exton, Prakash und Torrance 1965 eine Lösung für die komplexeste Art von Schwarzen Löchern, nämlich eines mit Masse, Ladung und Drehimpuls. Jede dieser Lösungen ist einzigartig – es gibt keine anderen Lösungsmöglichkeiten. Ein Schwarzes Loch zeichnet sich höchstens dadurch aus, drei Parameter- Masse (bezeichnet mit M) Ladung (elektrisch oder magnetisch, bezeichnet mit Q) und Drehimpuls (bezeichnet mit A). Alle diese möglichen Lösungen sind in der Tabelle zusammengefasst. 10.1.

Tabelle 10.1

Lösungen von Feldgleichungen, die Schwarze Löcher beschreiben.

Arten von Schwarzen Löchern Beschreibung eines Schwarzen Lochs Lösungsname Jahr erhalten Nur Masse (Parameter M) Das einfachste" schwarzes Loch. Es hat nur Masse. Kugelsymmetrisch. Schwarzschild-Lösung Masse und Ladung (Optionen M Und Q) Geladenes Schwarzes Loch. Es hat Masse und Ladung (elektrisch oder magnetisch). Kugelsymmetrisch Reisner-Nordström-Lösung Masse und Drehimpuls (Parameter M Und A) Rotierendes Schwarzes Loch. Es hat Masse und Drehimpuls. Achsensymmetrisch Kerrs Lösung Masse, Ladung und Drehimpuls (Optionen M, Q Und A) Ein rotierendes geladenes Schwarzes Loch, das komplexeste von allen. Achsensymmetrisch Kerr-Newman-Lösung

Die Geometrie eines Schwarzen Lochs hängt entscheidend von der Einführung jedes zusätzlichen Parameters (Ladung, Spin oder beides) ab. Die Reisner-Nordström- und Kerr-Lösungen unterscheiden sich stark voneinander und von der Schwarzschild-Lösung. Natürlich im Grenzfall, wenn Ladung und Drehimpuls verschwinden (Q -> 0 und A-> 0), alle drei komplexeren Lösungen reduzieren sich auf die Schwarzschild-Lösung. Dennoch haben Schwarze Löcher, die Ladung und/oder Drehimpuls haben, eine Reihe bemerkenswerter Eigenschaften.

Während des Ersten Weltkriegs entdeckten G. Reisner und G. Nordström eine Lösung für Einsteins Gravitationsfeldgleichungen, die ein „geladenes“ Schwarzes Loch vollständig beschreibt. Ein solches Schwarzes Loch kann eine elektrische Ladung (positiv oder negativ) und/oder eine magnetische Ladung (entsprechend dem Nord- oder Südmagnetpol) haben. Wenn elektrisch geladene Körper üblich sind, dann sind es magnetisch geladene überhaupt nicht. Körper, die ein Magnetfeld haben (z. B. ein gewöhnlicher Magnet, eine Kompassnadel, die Erde), haben sowohl einen Nord- als auch einen Südpol. sofort.љљ Bis vor Kurzem glaubten die meisten Physiker, dass Magnetpole immer nur paarweise vorkommen. Doch 1975 gab eine Gruppe von Wissenschaftlern aus Berkeley und Houston bekannt, dass sie dies im Rahmen eines ihrer Experimente entdeckt hatten . Wenn sich diese Ergebnisse bestätigen, stellt sich heraus, dass separate magnetische Ladungen existieren können, d. h. dass der Nordmagnetpol getrennt vom Südpol existieren kann und umgekehrt. Die Reisner-Nordström-Lösung lässt die Möglichkeit zu, dass ein Schwarzes Loch ein Monopol-Magnetfeld hat. Unabhängig davon, wie das Schwarze Loch seine Ladung erlangt hat, werden alle Eigenschaften dieser Ladung in der Reisner-Nordström-Lösung in einer Eigenschaft zusammengefasst – der Zahl Q. Dieses Merkmal ist analog zu der Tatsache, dass die Schwarzschild-Lösung nicht davon abhängt, wie das Schwarze Loch seine Masse erlangt hat. Es könnte aus Elefanten, Steinen oder Sternen bestehen – das Endergebnis wird immer das gleiche sein. Darüber hinaus hängt die Geometrie der Raumzeit in der Reisner-Nordström-Lösung nicht von der Art der Ladung ab. Es kann positiv oder negativ sein, dem magnetischen Nordpol oder dem Süden entsprechen – wichtig ist nur sein voller Wert, der als geschrieben werden kann | Q|. Die Eigenschaften eines Schwarzen Lochs hängen also nur von zwei Parametern ab – der Gesamtmasse des Lochs M und seine volle Ladung | Q|љљ (mit anderen Worten, von seinem absoluten Wert). Indem sie über echte Schwarze Löcher nachgedacht haben, die tatsächlich in unserem Universum existieren könnten, sind Physiker zu dem Schluss gekommen, dass die Reisner-Nordström-Lösung eine solche ist nicht sehr bedeutsam, da elektromagnetische Kräfte viel größer sind als die Gravitationskräfte. Beispielsweise ist das elektrische Feld eines Elektrons oder Protons Billionen Mal stärker als sein Gravitationsfeld. Das heißt, wenn ein Schwarzes Loch eine ausreichend große Ladung hätte, würden enorme Kräfte elektromagnetischen Ursprungs das im Raum „schwebende“ Gas und Atome schnell in alle Richtungen zerstreuen. In sehr kurzer Zeit würden Teilchen mit dem gleichen Ladungszeichen wie das Schwarze Loch eine starke Abstoßung erfahren, und Teilchen mit dem entgegengesetzten Ladungszeichen würden eine ebenso starke Anziehungskraft erfahren. Durch die Anziehung von Teilchen mit entgegengesetzter Ladung würde das Schwarze Loch bald elektrisch neutral werden. Daher können wir davon ausgehen, dass echte Schwarze Löcher nur eine geringe Ladung haben. Für echte Schwarze Löcher beträgt der Wert | Q| sollte viel kleiner sein als M. Tatsächlich geht aus Berechnungen hervor, dass Schwarze Löcher, die tatsächlich im Weltraum existieren könnten, eine Masse haben sollten M mindestens eine Milliarde Mal größer als der Wert | Q|. Mathematisch wird dies durch die Ungleichung ausgedrückt

Trotz dieser leider unglücklichen Einschränkungen, die durch die Gesetze der Physik auferlegt werden, ist es aufschlussreich, eine detaillierte Analyse der Reisner-Nordström-Lösung durchzuführen. Diese Analyse bereitet uns auf eine ausführlichere Diskussion von Kerrs Entscheidung im nächsten Kapitel vor.

Um das Verständnis der Merkmale der Reisner-Nordström-Lösung zu erleichtern, betrachten wir ein gewöhnliches Schwarzes Loch ohne Ladung. Wie aus Schwarzschilds Lösung hervorgeht, besteht ein solches Loch aus einer Singularität, die von einem Ereignishorizont umgeben ist. Die Singularität befindet sich in der Mitte des Lochs (bei R=0) und der Ereignishorizont liegt in einem Abstand von 1 Schwarzschild-Radius (genau bei R=2M). Stellen Sie sich nun vor, wir hätten diesem Schwarzen Loch eine kleine elektrische Ladung gegeben. Sobald das Loch eine Ladung hat, müssen wir uns der Reisner-Nordström-Lösung für die Geometrie der Raumzeit zuwenden. Die Reisner-Nordström-Lösung enthält zwei Ereignishorizont. Aus der Sicht eines entfernten Beobachters gibt es nämlich zwei Positionen in unterschiedlicher Entfernung von der Singularität, an denen die Zeit ihren Lauf stoppt. Bei der unbedeutendsten Ladung verschiebt sich der Ereignishorizont, der zuvor auf der „Höhe“ von 1 Schwarzschild-Radius lag, etwas tiefer in Richtung Singularität. Noch überraschender ist jedoch, dass unmittelbar in der Nähe der Singularität ein zweiter Ereignishorizont erscheint. Somit ist die Singularität in einem geladenen Schwarzen Loch umgeben von zwei Ereignishorizonte – extern und intern. Strukturen eines ungeladenen (Schwarzschild) Schwarzen Lochs und eines geladenen Reisner-Nordström Schwarzen Lochs (at M>>|Q|) werden in Abb. verglichen. 10.2.

Wenn wir die Ladung des Schwarzen Lochs erhöhen, beginnt der äußere Ereignishorizont zu schrumpfen und der innere sich auszudehnen. Schließlich, wenn die Ladung des Schwarzen Lochs einen Wert erreicht, bei dem die Gleichheit herrscht M=|Q|, beide Horizonte verschmelzen miteinander. Wenn Sie die Ladung noch weiter erhöhen, verschwindet der Ereignishorizont vollständig und es bleibt nur noch übrig „nackte“ Singularität. Bei M<|Q| Ereignishorizonte fehlen, Die Singularität öffnet sich also direkt in das äußere Universum. Dieses Bild verstößt gegen die berühmte „Regel der Weltraumethik“, die Roger Penrose vorgeschlagen hat. Auf diese Regel („Man kann die Singularität nicht offenlegen!“) wird weiter unten noch näher eingegangen. Die Schaltungsfolge in Abb. Abbildung 10.3 zeigt die Lage der Ereignishorizonte für Schwarze Löcher mit gleicher Masse, aber unterschiedlichen Ladungswerten.

Reis. 10.3 veranschaulicht die Position von Ereignishorizonten relativ zur Singularität von Schwarzen Löchern im Weltraum, Aber es ist noch nützlicher, die Raum-Zeit-Diagramme für geladene Schwarze Löcher zu analysieren. Um solche Diagramme – Zeit-Distanz-Diagramme – zu erstellen, beginnen wir mit dem „geradlinigen“ Ansatz, der zu Beginn des vorherigen Kapitels verwendet wurde (siehe Abbildung 9.3). Der von der Singularität nach außen gemessene Abstand wird horizontal aufgetragen, die Zeit wie üblich vertikal. In einem solchen Diagramm ist die linke Seite des Diagramms immer durch eine Singularität begrenzt, die durch eine Linie beschrieben wird, die vertikal von der fernen Vergangenheit in die ferne Zukunft verläuft. Weltlinien von Ereignishorizonten sind ebenfalls Vertikalen und trennen das äußere Universum von den inneren Regionen des Schwarzen Lochs.

In Abb. Abbildung 10.4 zeigt Raum-Zeit-Diagramme für mehrere Schwarze Löcher mit gleichen Massen, aber unterschiedlichen Ladungen. Oben sehen Sie zum Vergleich ein Diagramm für ein Schwarzschild-Schwarzes Loch (denken Sie daran, dass die Schwarzschild-Lösung dieselbe ist wie die Reisner-Nordström-Lösung für | Q| =0). Wenn Sie diesem Loch eine sehr kleine Ladung hinzufügen, dann die zweite

Der (innere) Horizont wird direkt in der Nähe der Singularität liegen. Für ein Schwarzes Loch mit mäßiger Ladung ( M>|Q|) Der innere Horizont ist weiter von der Singularität entfernt und der äußere Horizont hat seine Höhe über der Singularität verringert. Mit einer sehr großen Ladung ( M=|Q|; in diesem Fall reden wir darüber Grenzlösung von Reisner-Nordström) beide Ereignishorizonte verschmelzen zu einem. Wenn schließlich die Ladung außergewöhnlich groß ist ( M<|Q|) verschwinden die Ereignishorizonte einfach. Wie aus Abb. ersichtlich ist. 10.5, in Abwesenheit von Horizonten, öffnet sich die Singularität direkt in das äußere Universum. Ein entfernter Beobachter kann diese Singularität sehen, und ein Astronaut kann direkt in eine Region beliebig gekrümmter Raumzeit fliegen, ohne einen Ereignishorizont zu überschreiten. Eine detaillierte Berechnung zeigt, dass unmittelbar neben der Singularität die Schwerkraft als Abstoßung zu wirken beginnt. Obwohl das Schwarze Loch den Astronauten anzieht, solange er weit genug von ihm entfernt ist, wird er abgestoßen, wenn er sich der Singularität in sehr geringer Entfernung nähert. Das genaue Gegenteil zum Fall der Schwarzschild-Lösung ist der Raumbereich unmittelbar um die Reisner-Nordström-Singularität – das ist der Bereich der Antigravitation.

Die Überraschungen der Reisner-Nordström-Lösung gehen über zwei Ereignishorizonte und die Gravitationsabstoßung in der Nähe der Singularität hinaus. Wenn man sich die oben durchgeführte detaillierte Analyse der Schwarzschild-Lösung in Erinnerung ruft, kann man meinen, dass Diagramme wie die in Abb. 10.4 weit beschreiben nicht alle Seiten des Bildes. Daher stießen wir in der Schwarzschild-Geometrie auf große Schwierigkeiten, die durch die Überlappung im vereinfachten Diagramm verursacht wurden anders Regionen der Raumzeit (siehe Abb. 9.9). Die gleichen Schwierigkeiten erwarten uns in Diagrammen wie Abb. 10.4, also ist es an der Zeit, sie zu identifizieren und zu überwinden.

Leichter zu verstehen globale Struktur Raumzeit unter Anwendung der folgenden Grundregeln. Oben haben wir herausgefunden, wie die globale Struktur des Schwarzschild-Schwarzen Lochs aussieht. Das entsprechende Bild, genannt , dargestellt in Abb. 9.18. Für den Sonderfall eines Reisner-Nordström-Schwarzen Lochs, bei dem keine Ladung vorhanden ist (|, kann es auch als Penrose-Diagramm bezeichnet werden Q| =0). Wenn wir außerdem dem Reisner-Nordström-Loch die Ladung entziehen (d. h. zum Grenzwert gehen | Q| ->0), dann wird unser Diagramm (was auch immer es sein mag) notwendigerweise im Grenzfall auf das Penrose-Diagramm für die Schwarzschild-Lösung reduziert. Daraus folgt unsere erste Regel: Es muss ein anderes Universum geben, das unserem entgegengesetzt ist und dessen Verwirklichung nur entlang verbotener raumähnlicher Linien möglich ist. und ), die im vorherigen Kapitel besprochen wurden. Darüber hinaus muss jedes dieser äußeren Universen als Dreieck dargestellt werden, da die konforme Kartierungsmethode von Penrose in diesem Fall wie ein Team kleiner Bulldozer funktioniert (siehe Abb. 9.14 oder 9.17), die die gesamte Raumzeit in einen kompakten Raum „harken“. Dreieck. Daher lautet unsere zweite Regel: Jedes äußere Universum muss als Dreieck dargestellt werden, das fünf Arten von Unendlichkeiten aufweist. Ein solches äußeres Universum kann entweder nach rechts (wie in Abb. 10.6) oder nach links ausgerichtet sein.

Um zur dritten Regel zu gelangen, erinnern wir uns daran, dass im Penrose-Diagramm (siehe Abb. 9.18) der Ereignishorizont des Schwarzschild-Schwarzen Lochs eine Neigung von 45° hatte. Also die dritte Regel: Jeder Ereignishorizont muss lichtartig sein und daher immer eine Neigung von 45° haben.

Um die vierte (und letzte) Regel abzuleiten, bedenken Sie, dass Raum und Zeit beim Durchgang durch den Ereignishorizont im Fall eines Schwarzschild-Schwarzen Lochs ihre Rollen wechselten. Aus einer detaillierten Analyse der räumlichen und zeitlichen Richtungen eines geladenen Schwarzen Lochs folgt, dass sich hier das gleiche Bild ergibt. Daher die vierte Regel: Raum und Zeit wechseln die Rollen jedes Mal, wenn der Ereignishorizont überschritten wird.

In Abb. 10.7 veranschaulicht die vierte Regel, die gerade für den Fall eines Schwarzen Lochs mit kleiner oder mittlerer Ladung formuliert wurde ( M>|Q| ). Weit entfernt von solch einem geladenen Schwarzen Loch verläuft die raumartige Richtung parallel zur Raumachse und die zeitartige Richtung parallel zur Zeitachse. Nachdem wir den äußeren Ereignishorizont durchquert haben, werden wir eine Veränderung in den Rollen dieser beiden Richtungen feststellen – die raumartige Richtung ist nun parallel zur Zeitachse und die zeitartige Richtung ist nun parallel zur Raumachse geworden. Indem wir jedoch die Bewegung zur Mitte hin fortsetzen und unter den inneren Horizont der Ereignisse hinabsteigen, werden wir Zeugen eines zweiten Rollenwechsels. In der Nähe der Singularität wird die Orientierung der räumlichen und zeitlichen Richtungen dieselbe wie in der Ferne vom Schwarzen Loch.

Die doppelte Umkehrung der Rollen der räumlichen und zeitlichen Richtung ist entscheidend für die Natur der Singularität eines geladenen Schwarzen Lochs. Im Fall eines Schwarzschild-Schwarzen Lochs, das keine Ladungs-, Raum- und Zeitschalterfunktionen hat nur einmal. Innerhalb eines einzelnen Ereignishorizonts sind Linien konstanten Abstands in eine raumartige (horizontale) Richtung gerichtet. Das bedeutet, dass die Linie, die den Ort der Singularität darstellt ( R= 0) muss horizontal sein, d.h. räumlich gerichtet. Allerdings, wenn es welche gibt zwei Ereignishorizont haben Linien konstanten Abstands in der Nähe der Singularität eine zeitliche (vertikale) Richtung. Daher ist die Linie, die die Position der Singularität eines geladenen Lochs beschreibt ( R=0), muss vertikal sein und zeitähnlich ausgerichtet sein. Daher kommen wir zu einer äußerst wichtigen Schlussfolgerung: Die Singularität eines geladenen Schwarzen Lochs muss zeitähnlich sein!

Jetzt können Sie die oben genannten Regeln verwenden, um ein Penrose-Diagramm für die Reisner-Nordström-Lösung zu erstellen. Stellen wir uns zunächst einen Astronauten vor, der sich in unserem Universum befindet (sagen wir einfach auf der Erde). Er steigt in sein Raumschiff, schaltet die Motoren ein und macht sich auf den Weg zum aufgeladenen Schwarzen Loch. Wie aus Abb. ersichtlich ist. 10.8 sieht unser Universum im Penrose-Diagramm wie ein Dreieck mit fünf Unendlichkeiten aus. Jede zulässige Flugbahn eines Astronauten muss im Diagramm immer in einem Winkel von weniger als 45° zur Vertikalen ausgerichtet sein, da er nicht mit Überlichtgeschwindigkeit fliegen kann.

In Abb. 10.8 Solche zulässigen Weltlinien sind durch gepunktete Linien dargestellt. Wenn sich der Astronaut dem geladenen Schwarzen Loch nähert, sinkt er unter den äußeren Ereignishorizont (der eine Neigung von genau 45° haben sollte). Wenn der Astronaut diesen Horizont überschritten hat, wird er nie mehr dorthin zurückkehren können unser Das Universum. Es kann jedoch weiter unter den inneren Ereignishorizont sinken, der ebenfalls eine Neigung von 45° aufweist. Unterhalb dieses inneren Horizonts könnte ein Astronaut törichterweise auf eine Singularität stoßen, in der er der Abstoßung durch die Schwerkraft ausgesetzt wäre und in der die Raumzeit unendlich gekrümmt wäre. Beachten wir jedoch, dass der Ausgang der Flucht keineswegs tragisch ist nicht unvermeidlich! Da die Singularität eines geladenen Schwarzen Lochs zeitlich ist, sollte sie im Penrose-Diagramm durch eine vertikale Linie dargestellt werden. Ein Astronaut kann den Tod vermeiden, indem er sein Raumschiff einfach entlang der erlaubten zeitlichen Bahn von der Singularität weglenkt, wie in Abb. 10.8. Die Rettungsflugbahn führt ihn von der Singularität weg und er überquert erneut den inneren Ereignishorizont, der ebenfalls eine Neigung von 45° aufweist. Beim Fortsetzen des Fluges überschreitet der Astronaut den äußeren Ereignishorizont (der eine Neigung von 45° hat) und betritt das äußere Universum. Da eine solche Reise natürlich Zeit braucht, muss die Abfolge der Ereignisse entlang der Weltlinie von der Vergangenheit in die Zukunft reichen. Deshalb der Astronaut kann nicht

Das Senden Ihrer guten Arbeit an die Wissensdatenbank ist ganz einfach. Nutzen Sie das untenstehende Formular

Studierende, Doktoranden und junge Wissenschaftler, die die Wissensbasis in ihrem Studium und ihrer Arbeit nutzen, werden Ihnen sehr dankbar sein.

Einführung

1.1 Das Konzept eines Schwarzen Lochs

Abschluss

Verweise

Anwendung

Einführung

Ein Schwarzes Loch ist eine Region in der Raumzeit, deren Anziehungskraft so stark ist, dass selbst Objekte, die sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, einschließlich Lichtquanten selbst, sie nicht verlassen können. Die Grenze dieser Region wird Ereignishorizont genannt und ihre charakteristische Größe wird Gravitationsradius genannt.

Theoretisch ergibt sich die Möglichkeit der Existenz solcher Raumzeitregionen aus einigen exakten Lösungen von Einsteins Gleichungen, deren erste 1915 von Karl Schwarzschild ermittelt wurde. Der genaue Erfinder des Begriffs ist unbekannt, aber die Bezeichnung selbst wurde von John Archibald Wheeler populär gemacht und erstmals öffentlich in der populären Vorlesung „Unser Universum: Bekannt und unbekannt“ am 29. Dezember 1967 verwendet. Früher wurden solche astrophysikalischen Objekte „kollabierte Sterne“ oder „kollabierte Sterne“ sowie „gefrorene Sterne“ genannt.

Relevanz: In der Literatur zur Physik von Schwarzen Löchern ist die Beschreibung von Reissner-Nordström-Schwarzen Löchern streng formalisiert und hauptsächlich theoretischer Natur. Darüber hinaus wird ein Astronom, der Himmelskörper beobachtet, niemals die Struktur eines geladenen Schwarzen Lochs erkennen. Die unzureichende Abdeckung dieses Themas und die Unmöglichkeit, geladene Schwarze Löcher physikalisch zu beobachten, wurden zur Grundlage für die Untersuchung der Arbeit.

Zweck der Arbeit: Erstellen eines Schwarzlochmodells gemäß der Reissner-Nordström-Lösung zur Visualisierung von Ereignissen.

Um das in der Arbeit gesetzte Ziel zu erreichen, sollten folgende Aufgaben gelöst werden:

· Führen Sie eine theoretische Überprüfung der Literatur zur Physik von Schwarzen Löchern und ihrer Struktur durch.

· Beschreiben Sie das Reissner-Nordström-Informationsmodell für Schwarze Löcher.

· Konstruieren Sie ein Computermodell des Reissner-Nordström-Schwarzen Lochs.

Forschungshypothese: Ein geladenes Schwarzes Loch existiert, wenn die Masse des Schwarzen Lochs größer ist als seine Ladung.

Forschungsmethode: Computermodellierung.

Das Untersuchungsobjekt sind Schwarze Löcher.

Gegenstand ist die Struktur eines Schwarzen Lochs nach der Reissner-Nordström-Lösung.

Als Informationsbasis diente die pädagogische und methodische, periodische und gedruckte Literatur russischer und ausländischer Forscher, Physiker und Astrophysiker der Schwarzen Löcher. Am Ende der Arbeit wird eine Bibliographie präsentiert.

Der Aufbau der Arbeit richtet sich nach den Zielsetzungen der Studie und besteht aus zwei Kapiteln. Das erste Kapitel ist einem theoretischen Überblick über die Physik Schwarzer Löcher gewidmet. Im zweiten Kapitel werden die Phasen der Modellierung des Reissner-Nordström-Schwarzen Lochs und das Ergebnis des Computermodells besprochen.

Wissenschaftliche Neuheit: Mit dem Modell können Sie die Struktur des Reissner-Nordström-Schwarzen Lochs beobachten, seine Struktur untersuchen, seine Parameter erkunden und die Simulationsergebnisse visuell präsentieren.

Praktische Bedeutung der Arbeit: präsentiert in Form eines entwickelten Modells eines geladenen Reissner-Nordström-Schwarzen Lochs, das es ermöglicht, das Ergebnis des Modells im Bildungsprozess zu demonstrieren.

Kapitel 1. Theoretischer Überblick über Ideen zu Schwarzen Löchern

1.1 Das Konzept eines Schwarzen Lochs

Unter einem Schwarzen Loch versteht man derzeit üblicherweise eine Region im Weltraum, deren Anziehungskraft so stark ist, dass selbst Objekte, die sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, sie nicht verlassen können. Die Grenze dieser Region wird Ereignishorizont genannt, und ihr Radius (wenn er kugelsymmetrisch ist) wird Gravitationsradius genannt.

Die Frage nach der tatsächlichen Existenz von Schwarzen Löchern hängt eng mit der Richtigkeit der Gravitationstheorie zusammen, aus der sich ihre Existenz ergibt. In der modernen Physik ist die allgemeine Relativitätstheorie (GR) die am besten experimentell bestätigte Standardtheorie der Schwerkraft, die die Möglichkeit der Bildung von Schwarzen Löchern zuverlässig vorhersagt. Daher werden Beobachtungsdaten zunächst im Kontext der Allgemeinen Relativitätstheorie analysiert und interpretiert, obwohl diese Theorie streng genommen nicht experimentell für Bedingungen bestätigt wird, die dem Raumzeitbereich in unmittelbarer Nähe von Schwarzen Löchern von Sternen entsprechen Massen (allerdings ist es unter Bedingungen, die supermassereichen Schwarzen Löchern entsprechen, gut bestätigt). Daher sollten Aussagen über direkte Beweise für die Existenz von Schwarzen Löchern streng genommen im Sinne einer Bestätigung der Existenz astronomischer Objekte verstanden werden, die so dicht und massiv sind und bestimmte andere beobachtbare Eigenschaften aufweisen, dass sie als solche interpretiert werden können Schwarze Löcher der Allgemeinen Relativitätstheorie.

Darüber hinaus werden als Schwarze Löcher oft Objekte bezeichnet, die nicht streng der oben gegebenen Definition entsprechen, sondern sich in ihren Eigenschaften einem solchen Schwarzen Loch nur annähern – dabei kann es sich beispielsweise um kollabierende Sterne im Spätstadium des Kollaps handeln. In der modernen Astrophysik wird diesem Unterschied keine große Bedeutung beigemessen, da die Beobachtungserscheinungen eines „fast kollabierten“ („eingefrorenen“) Sterns und eines „echten“ („ewigen“) Schwarzen Lochs nahezu gleich sind. Dies geschieht, weil die Unterschiede zwischen den physikalischen Feldern um den Kollapsar und denen des „ewigen“ Schwarzen Lochs gemäß Potenzgesetzen mit einer charakteristischen Zeit in der Größenordnung des Gravitationsradius geteilt durch die Lichtgeschwindigkeit abnehmen.

Ein sehr massereicher Stern kann sich über das Pulsarstadium hinaus weiter zusammenziehen (kollabieren), bevor er zu einem mysteriösen Objekt wird, das als Schwarzes Loch bezeichnet wird.

Wenn die von der Theorie vorhergesagten Schwarzen Löcher tatsächlich existieren, dann sind sie so dicht, dass eine Masse von der Sonnenmasse zu einer Kugel mit einem Durchmesser von weniger als 2,5 km komprimiert wird. Die Anziehungskraft eines solchen Sterns ist so stark, dass er nach Einsteins Relativitätstheorie alles ansaugt, was ihm nahe kommt, sogar Licht. Ein Schwarzes Loch kann man nicht sehen, weil kein Licht, egal, kein anderes Signal seine Schwerkraft überwinden kann.

Röntgenquelle Cygnus X-1, in einer Entfernung von 8000 sv. Jahre (2500 pc) im Sternbild Schwan, ein möglicher Kandidat für ein Schwarzes Loch. Cygnus X-1 ist ein unsichtbarer verdunkelnder Doppelstern (Zeitraum 5–6 Tage). Seine beobachtbare Komponente ist ein blauer Überriese, dessen Spektrum sich von Nacht zu Nacht ändert. Die von Astronomen entdeckten Röntgenstrahlen könnten emittiert werden, wenn Cygnus X-1 mit seinem Gravitationsfeld Material von der Oberfläche eines nahegelegenen Sterns auf eine rotierende Scheibe saugt, die sich um das Schwarze Loch bildet.

Reis. 1.1. Eine künstlerische Darstellung des Schwarzen Lochs NGC 300 X-1.

Was passiert mit einem Raumschiff, das sich erfolglos einem Schwarzen Loch im Weltraum nähert?

Die starke Anziehungskraft des Schwarzen Lochs zieht das Raumschiff an und erzeugt eine zerstörerische Kraft, die sich beim Absturz des Raumschiffs verstärkt und es schließlich auseinanderreißt.

1.2 Analyse von Ideen über Schwarze Löcher

In der Ideengeschichte über Schwarze Löcher lassen sich grob drei Perioden unterscheiden:

Die zweite Periode ist mit der Entwicklung der Allgemeinen Relativitätstheorie verbunden, deren stationäre Lösung der Gleichungen 1915 von Karl Schwarzschild erhalten wurde.

Mit der Veröffentlichung von Stephen Hawkings Werk im Jahr 1975, in dem er die Idee der Strahlung von Schwarzen Löchern vorschlug, beginnt die dritte Periode. Die Grenze zwischen der zweiten und dritten Periode ist eher willkürlich, da nicht alle Konsequenzen von Hawkings Entdeckung sofort klar wurden, deren Untersuchung noch andauert.

Newtons Gravitationstheorie (auf der die ursprüngliche Theorie der Schwarzen Löcher basierte) ist nicht Lorentz-invariant und kann daher nicht auf Körper angewendet werden, die sich mit nahezu Licht- und Lichtgeschwindigkeit bewegen. Die relativistische Gravitationstheorie, die diesen Nachteil nicht aufweist, wurde hauptsächlich von Einstein entwickelt (der sie schließlich Ende 1915 formulierte) und wurde als Allgemeine Relativitätstheorie (GTR) bezeichnet. Darauf basiert die moderne Theorie der astrophysikalischen Schwarzen Löcher.

Die Allgemeine Relativitätstheorie geht davon aus, dass das Gravitationsfeld eine Manifestation der Krümmung der Raumzeit ist (die sich somit als pseudo-Riemannsche und nicht als pseudoeuklidische Krümmung wie in der Speziellen Relativitätstheorie herausstellt). Der Zusammenhang zwischen der Krümmung der Raumzeit und der Art der Verteilung und Bewegung der darin enthaltenen Massen wird durch die Grundgleichungen der Theorie – die Einsteinschen Gleichungen – gegeben.

Da Schwarze Löcher lokale und relativ kompakte Formationen sind, wird bei der Konstruktion ihrer Theorie das Vorhandensein einer kosmologischen Konstante normalerweise vernachlässigt, da ihre Auswirkungen für solche charakteristischen Dimensionen des Problems unermesslich gering sind. Dann sind stationäre Lösungen für Schwarze Löcher im Rahmen der Allgemeinen Relativitätstheorie, ergänzt durch bekannte Materialfelder, durch nur drei Parameter gekennzeichnet: Masse (M), Drehimpuls (L) und elektrische Ladung (Q), die die Summe der entsprechenden sind Merkmale derjenigen, die während des Kollaps in das Schwarze Loch eindrangen, und derjenigen, die später hineinfielen, als Körper und Strahlungen.

Lösungen von Einsteins Gleichungen für Schwarze Löcher mit den entsprechenden Eigenschaften (siehe Tabelle 1.1):

Tabelle 1.1 Lösungen von Einsteins Gleichungen für Schwarze Löcher

Die Schwarzschild-Lösung (1916, Karl Schwarzschild) ist eine statische Lösung für ein kugelsymmetrisches Schwarzes Loch ohne Rotation und ohne elektrische Ladung.

Die Reissner-Nordström-Lösung (1916, Hans Reissner (1918, Gunnar Nordström)) ist eine statische Lösung eines kugelsymmetrischen Schwarzen Lochs mit Ladung, aber keiner Rotation.

Kerrs Lösung (1963, Roy Kerr) ist eine stationäre, achsensymmetrische Lösung für ein rotierendes Schwarzes Loch, jedoch ohne Ladung.

Die Kerr-Newman-Lösung (1965, E. T. Newman, E. Couch, K. Chinnapared, E. Exton, E. Prakash und R. Torrance) ist derzeit die vollständigste Lösung: stationär und achsensymmetrisch, hängt von allen drei Parametern ab.

Nach modernen Vorstellungen gibt es vier Szenarien für die Entstehung eines Schwarzen Lochs:

1. Gravitationskollaps eines relativ massereichen Sterns (mehr als 3,6 Sonnenmassen) im Endstadium seiner Entwicklung.

2. Kollaps des zentralen Teils der Galaxie oder progalaktischen Gases. Aktuelle Ideen sehen ein riesiges Schwarzes Loch im Zentrum vieler, wenn nicht aller Spiral- und elliptischen Galaxien.

3. Entstehung von Schwarzen Löchern im Moment des Urknalls als Folge von Schwankungen des Gravitationsfeldes und/oder der Materie. Solche Schwarzen Löcher werden primordial genannt.

4. Die Entstehung von Schwarzen Löchern bei hochenergetischen Kernreaktionen – Quantenschwarze Löcher.

Schwarze Löcher mit stellarer Masse bilden das letzte Stadium im Leben einiger Sterne. Nach dem vollständigen Ausbrennen des thermonuklearen Brennstoffs und dem Aufhören der Reaktion sollte der Stern theoretisch abkühlen, was zu einem Abfall des Innendrucks und einer Kompression des Sterns unter dem Einfluss der Schwerkraft führt. Die Kompression kann in einem bestimmten Stadium aufhören oder in einen schnellen Gravitationskollaps übergehen. Abhängig von der Masse des Sterns und seinem Rotationsmoment kann er sich in ein Schwarzes Loch verwandeln.

Die Bedingungen (hauptsächlich Masse), unter denen der Endzustand der Sternentwicklung ein Schwarzes Loch ist, wurden nicht gut genug untersucht, da dies Kenntnisse über das Verhalten und die Zustände der Materie bei extrem hohen Dichten erfordert, die experimentellen Untersuchungen nicht zugänglich sind. Verschiedene Modelle geben eine geringere Schätzung der Masse des Schwarzen Lochs infolge des Gravitationskollapses von 2,5 auf 5,6 Sonnenmassen an. Der Radius des Schwarzen Lochs ist sehr klein – mehrere zehn Kilometer.

Supermassereiche Schwarze Löcher. Überwucherte, sehr massereiche Schwarze Löcher bilden nach modernen Vorstellungen die Kerne der meisten Galaxien. Dazu gehört das riesige Schwarze Loch im Kern unserer Galaxie.

Ursprüngliche Schwarze Löcher haben derzeit den Status einer Hypothese. Wenn es in den ersten Momenten des Lebens des Universums genügend Abweichungen von der Gleichmäßigkeit des Gravitationsfeldes und der Materiedichte gäbe, könnten sich aus ihnen durch Kollaps schwarze Löcher bilden. Darüber hinaus ist ihre Masse nicht wie bei einem Sternkollaps von unten begrenzt – ihre Masse könnte wahrscheinlich recht klein sein. Die Entdeckung ursprünglicher Schwarzer Löcher ist von besonderem Interesse, da sie die Möglichkeit bietet, das Phänomen der Verdunstung Schwarzer Löcher zu untersuchen.

Quantenschwarze Löcher. Es wird angenommen, dass durch Kernreaktionen stabile mikroskopisch kleine Schwarze Löcher, sogenannte Quantenschwarze Löcher, entstehen können. Eine mathematische Beschreibung solcher Objekte erfordert eine Quantentheorie der Schwerkraft, die noch nicht erstellt wurde. Aus allgemeinen Überlegungen ist es jedoch sehr wahrscheinlich, dass das Massenspektrum von Schwarzen Löchern diskret ist und dass es ein minimales Schwarzes Loch gibt – ein Planck-Schwarzes Loch. Seine Masse beträgt etwa 10 -5 g, sein Radius beträgt 10 -35 m. Die Compton-Wellenlänge eines Planck-Schwarzen Lochs entspricht größenordnungsmäßig seinem Gravitationsradius.

Selbst wenn Quantenlöcher existieren, ist ihre Lebensdauer extrem kurz, was ihren direkten Nachweis sehr problematisch macht. Kürzlich wurden Experimente vorgeschlagen, um Hinweise auf Schwarze Löcher bei Kernreaktionen zu finden. Für die direkte Synthese eines Schwarzen Lochs in einem Beschleuniger ist jedoch eine heute unerreichbare Energie von 10 26 eV erforderlich. Offenbar können bei Reaktionen ultrahoher Energien virtuelle intermediäre Schwarze Löcher entstehen. Der Stringtheorie zufolge wird jedoch viel weniger Energie benötigt und eine Synthese kann erreicht werden.

1.3 Schwarze Löcher mit elektrischer Reissner-Nordström-Ladung

Während des Ersten Weltkriegs entdeckten G. Reisner und G. Nordström eine Lösung für Einsteins Gravitationsfeldgleichungen, die ein „geladenes“ Schwarzes Loch vollständig beschreibt. Ein solches Schwarzes Loch kann eine elektrische Ladung (positiv oder negativ) oder eine magnetische Ladung (entsprechend dem magnetischen Nord- oder Südpol) haben. Wenn elektrisch geladene Körper üblich sind, dann sind es magnetisch geladene überhaupt nicht. Körper, die ein Magnetfeld haben (z. B. ein gewöhnlicher Magnet, eine Kompassnadel, die Erde), haben notwendigerweise gleichzeitig einen Nord- und einen Südpol. Bis vor Kurzem glaubten die meisten Physiker, dass Magnetpole immer nur paarweise vorkommen. Doch 1975 gab eine Gruppe von Wissenschaftlern aus Berkeley und Houston bekannt, dass sie bei einem ihrer Experimente einen magnetischen Monopol entdeckt hatten. Wenn sich diese Ergebnisse bestätigen, stellt sich heraus, dass separate magnetische Ladungen existieren können, d. h. dass der Nordmagnetpol getrennt vom Südpol existieren kann und umgekehrt. Die Reisner-Nordström-Lösung lässt die Möglichkeit zu, dass ein Schwarzes Loch ein Monopol-Magnetfeld hat. Unabhängig davon, wie das Schwarze Loch seine Ladung erhalten hat, werden alle Eigenschaften dieser Ladung in der Reisner-Nordström-Lösung in einer Eigenschaft zusammengefasst – der Zahl Q. Dieses Merkmal ist analog zu der Tatsache, dass die Schwarzschild-Lösung nicht davon abhängt, wie das Schwarze Loch ist Loch erlangte seine Masse. Es kann aus Elefanten, Steinen oder Sternen bestehen – das Endergebnis wird immer das gleiche sein. Darüber hinaus hängt die Geometrie der Raumzeit in der Reisner-Nordström-Lösung nicht von der Art der Ladung ab. Er kann positiv oder negativ sein, dem magnetischen Nordpol oder dem Süden entsprechen – wichtig ist nur sein voller Wert, der als |Q| geschrieben werden kann. Die Eigenschaften eines Reisner-Nordström-Schwarzen Lochs hängen also nur von zwei Parametern ab – der Gesamtmasse des Lochs M und seiner Gesamtladung |Q| (mit anderen Worten, auf seinen absoluten Wert). Beim Nachdenken über echte Schwarze Löcher, die tatsächlich in unserem Universum existieren könnten, kamen Physiker zu dem Schluss, dass die Reisner-Nordström-Lösung keine große Bedeutung hat, da elektromagnetische Kräfte viel stärker sind als die Gravitationskräfte. Beispielsweise ist das elektrische Feld eines Elektrons oder Protons Billionen Mal stärker als sein Gravitationsfeld. Das heißt, wenn ein Schwarzes Loch eine ausreichend große Ladung hätte, würden enorme Kräfte elektromagnetischen Ursprungs das im Raum „schwebende“ Gas und Atome schnell in alle Richtungen zerstreuen. In sehr kurzer Zeit würden Teilchen mit dem gleichen Ladungszeichen wie das Schwarze Loch eine starke Abstoßung erfahren, und Teilchen mit dem entgegengesetzten Ladungszeichen würden eine ebenso starke Anziehungskraft erfahren. Durch die Anziehung von Teilchen mit entgegengesetzter Ladung würde das Schwarze Loch bald elektrisch neutral werden. Daher können wir davon ausgehen, dass echte Schwarze Löcher nur eine geringe Ladung haben. Für echte Schwarze Löcher beträgt der Wert von |Q| sollte viel kleiner sein als M. Tatsächlich ergibt sich aus Berechnungen, dass Schwarze Löcher, die tatsächlich im Weltraum existieren könnten, eine Masse M haben sollten, die mindestens eine Milliarde Milliarden Mal größer ist als der Wert |Q|. Mathematisch wird dies durch die Ungleichung ausgedrückt

Trotz dieser leider unglücklichen Einschränkungen, die durch die Gesetze der Physik auferlegt werden, ist es aufschlussreich, eine detaillierte Analyse der Reisner-Nordström-Lösung durchzuführen.

Um das Verständnis der Merkmale der Reisner-Nordström-Lösung zu erleichtern, betrachten wir ein gewöhnliches Schwarzes Loch ohne Ladung. Wie aus Schwarzschilds Lösung hervorgeht, besteht ein solches Loch aus einer Singularität, die von einem Ereignishorizont umgeben ist. Die Singularität befindet sich in der Mitte des Lochs (bei r = 0) und der Ereignishorizont befindet sich in einem Abstand von 1 Schwarzschild-Radius (genau bei r = 2M). Stellen Sie sich nun vor, wir hätten diesem Schwarzen Loch eine kleine elektrische Ladung gegeben. Sobald das Loch eine Ladung hat, müssen wir uns der Reisner-Nordström-Lösung für die Geometrie der Raumzeit zuwenden. In der Reisner-Nordström-Lösung gibt es zwei Ereignishorizonte. Aus der Sicht eines entfernten Beobachters gibt es nämlich zwei Positionen in unterschiedlicher Entfernung von der Singularität, an denen die Zeit ihren Lauf stoppt. Bei der unbedeutendsten Ladung verschiebt sich der Ereignishorizont, der zuvor auf der „Höhe“ von 1 Schwarzschild-Radius lag, etwas tiefer in Richtung Singularität. Noch überraschender ist jedoch, dass unmittelbar in der Nähe der Singularität ein zweiter Ereignishorizont erscheint. Somit ist die Singularität in einem geladenen Schwarzen Loch von zwei Ereignishorizonten umgeben – einem externen und einem internen. Die Strukturen eines ungeladenen Schwarzschild-Schwarzen Lochs und eines geladenen Reisner-Nordström-Schwarzen Lochs (für M>>|Q|) werden in Abb. verglichen. 1.2.

Wenn wir die Ladung des Schwarzen Lochs erhöhen, beginnt der äußere Ereignishorizont zu schrumpfen und der innere sich auszudehnen. Wenn schließlich die Ladung des Schwarzen Lochs einen Wert erreicht, bei dem die Gleichheit M=|Q| gilt, verschmelzen beide Horizonte miteinander. Wenn man die Ladung noch weiter erhöht, verschwindet der Ereignishorizont vollständig und es bleibt eine „nackte“ Singularität übrig. Bei M<|Q| горизонты событий отсутствуют, так что сингулярность открывается прямо во внешнюю Вселенную. Такая картина нарушает знаменитое "правило космической этики", предложенное Роджером Пенроузом. Это правило ("нельзя обнажать сингулярность!") будет подробнее обсуждаться ниже. Последовательность схем на рис. 1.3 иллюстрирует расположение горизонтов событий у черных дыр, имеющих одну и ту же массу, но разные значения заряда.

Reis. 1.2. Geladene und neutrale Schwarze Löcher. Das Hinzufügen selbst einer unbedeutenden Ladung führt zum Erscheinen eines zweiten (internen) Ereignishorizonts direkt über der Singularität.

Wir kennen diese Abb. Abbildung 1.3 veranschaulicht die Position von Ereignishorizonten relativ zur Singularität von Schwarzen Löchern im Raum, aber es ist noch nützlicher, Raum-Zeit-Diagramme für geladene Schwarze Löcher zu analysieren. Um solche Diagramme – Zeit-Distanz-Graphen – zu erstellen, beginnen wir mit dem „geradlinigen“ Ansatz.

Reis. 1.3. Bild geladener Schwarzer Löcher im Weltraum. Wenn dem Schwarzen Loch Ladung hinzugefügt wird, zieht sich der äußere Ereignishorizont allmählich zusammen und der innere dehnt sich aus. Wenn die Gesamtladung des Lochs den Wert |Q|= M erreicht, verschmelzen beide Horizonte zu einem. Bei noch höheren Ladungswerten verschwindet der Ereignishorizont vollständig und es bleibt eine offene oder „nackte“ Singularität zurück.

Der von der Singularität nach außen gemessene Abstand wird horizontal aufgetragen, die Zeit wie üblich vertikal. In einem solchen Diagramm ist die linke Seite des Diagramms immer durch eine Singularität begrenzt, die durch eine Linie beschrieben wird, die vertikal von der fernen Vergangenheit in die ferne Zukunft verläuft. Weltlinien von Ereignishorizonten sind ebenfalls Vertikalen und trennen das äußere Universum von den inneren Regionen des Schwarzen Lochs.

In Abb. Abbildung 1.4 zeigt Raum-Zeit-Diagramme für mehrere Schwarze Löcher mit gleichen Massen, aber unterschiedlichen Ladungen. Oben sehen Sie zum Vergleich ein Diagramm für ein Schwarzschild-Schwarzes Loch (denken Sie daran, dass die Schwarzschild-Lösung dieselbe ist wie die Reisner-Nordström-Lösung für |Q|=0). Wenn diesem Loch eine sehr kleine Ladung hinzugefügt wird, befindet sich der zweite (innere) Horizont direkt in der Nähe der Singularität. Bei einem Schwarzen Loch mit mäßiger Ladung (M > |Q|) liegt der innere Horizont weiter von der Singularität entfernt und der äußere Horizont hat seine Höhe über der Singularität verringert. Bei einer sehr großen Ladung (M=|Q|; in diesem Fall spricht man von der Reisner-Nordström-Limitlösung) verschmelzen beide Ereignishorizonte zu einem. Wenn schließlich die Ladung außergewöhnlich groß ist (M< |Q|), горизонты событий просто исчезают.

Reis. 1.4. Raum-Zeit-Diagramme für geladene Schwarze Löcher. Diese Diagrammfolge veranschaulicht das Erscheinungsbild der Raumzeit für Schwarze Löcher mit gleicher Masse, aber unterschiedlichen Ladungen. Oben sehen Sie zum Vergleich ein Diagramm für ein Schwarzschild-Schwarzes Loch (|Q|=0).

Reis. 1.5. „Nackte“ Singularität. Ein Schwarzes Loch, dessen Ladung ungeheuerlich ist (M<|Q|), вообще не окружает горизонт событий. Вопреки "закону космической этики" сингулярность красуется на виду у всей внешней Вселенной.

Wie aus Abb. ersichtlich ist. 1.5: In Ermangelung von Horizonten öffnet sich die Singularität direkt in das äußere Universum. Ein entfernter Beobachter kann diese Singularität sehen, und ein Astronaut kann direkt in eine Region beliebig gekrümmter Raumzeit fliegen, ohne einen Ereignishorizont zu überschreiten. Eine detaillierte Berechnung zeigt, dass unmittelbar neben der Singularität die Schwerkraft als Abstoßung zu wirken beginnt. Obwohl das Schwarze Loch den Astronauten anzieht, solange er weit genug von ihm entfernt ist, wird er abgestoßen, wenn er sich der Singularität in sehr geringer Entfernung nähert. Das genaue Gegenteil zum Fall der Schwarzschild-Lösung ist der Raumbereich unmittelbar um die Reisner-Nordström-Singularität – das ist der Bereich der Antigravitation.

Die Überraschungen der Reisner-Nordström-Lösung gehen über zwei Ereignishorizonte und die Gravitationsabstoßung in der Nähe der Singularität hinaus. Wenn man sich die oben durchgeführte detaillierte Analyse der Schwarzschild-Lösung in Erinnerung ruft, kann man meinen, dass Diagramme wie die in Abb. 1.4 beschreibt nicht alle Aspekte des Bildes. So stießen wir in der Schwarzschild-Geometrie auf große Schwierigkeiten, die durch die Überlappung verschiedener Bereiche der Raumzeit in einem vereinfachten Diagramm verursacht wurden (siehe Abb. 1.9). Die gleichen Schwierigkeiten erwarten uns in Diagrammen wie Abb. 1.4, also ist es an der Zeit, sie zu identifizieren und zu überwinden.

Die globale Struktur der Raumzeit lässt sich leichter verstehen, wenn man die folgenden Grundregeln anwendet. Ein Diagramm namens Penrose-Diagramm ist in Abb. dargestellt. 1.6, a.

Reis. 1.6, a. Penrose-Diagramm für ein Schwarzschild-Schwarzes Loch. Hier können Sie die am weitesten entfernten Außenbezirke der beiden Universen sehen (I - , I 0 und I + für jedes von ihnen).

Schwarzes Loch aufgeladen Reissner

Für den Sonderfall eines Reisner-Nordström-Schwarzen Lochs, wenn keine Ladung vorhanden ist (|Q|=0), kann es auch als Penrose-Diagramm bezeichnet werden. Wenn wir außerdem dem Reisner-Nordström-Loch die Ladung entziehen (d. h. zum Grenzwert |Q|->0 gehen), dann reduziert sich unser Diagramm (was auch immer es sein mag) zwangsläufig im Grenzwert zum Penrose-Diagramm für die Schwarzschild-Lösung . Daraus folgt unsere erste Regel: Es muss ein anderes Universum geben, das unserem entgegengesetzt ist und dessen Verwirklichung nur entlang verbotener raumähnlicher Linien möglich ist.

Bei der Erstellung eines Penrose-Diagramms für ein geladenes Schwarzes Loch gibt es Grund zur Annahme, dass es viele Universen gibt. Jeder von ihnen muss fünf Arten von Unendlichkeiten (, und) haben.

Das ist ich – zeitgleiche Unendlichkeit in der Vergangenheit. Es ist der „Ort“, von dem alle materiellen Objekte (Borya, Vasya, Masha, Erde, Galaxien und alles andere) stammen. Alle diese Objekte bewegen sich entlang zeitähnlicher Weltlinien und müssen nach I + gehen – der zeitlichen Unendlichkeit der Zukunft, irgendwo Milliarden von Jahren nach dem „Jetzt“. Darüber hinaus gibt es I 0 – raumähnliche Unendlichkeit, und da sich nichts schneller als Licht bewegen kann, kann nie etwas in I 0 gelangen. Wenn sich kein der Physik bekanntes Objekt schneller als Licht bewegt, dann bewegen sich Photonen genau mit Lichtgeschwindigkeit entlang der Weltlinien, die im Raum-Zeit-Diagramm um 45 Grad geneigt sind. Dadurch ist es möglich, die Lichtunendlichkeit der Vergangenheit einzuführen, aus der alle Lichtstrahlen kommen. Schließlich gibt es noch die Lichtunendlichkeit der Zukunft (wohin alle „Lichtstrahlen“ gehen).

Darüber hinaus muss jedes dieser äußeren Universen als Dreieck dargestellt werden, da die konforme Kartierungsmethode von Penrose in diesem Fall wie ein Team kleiner Bulldozer funktioniert, die die gesamte Raumzeit in ein kompaktes Dreieck „harken“. Daher lautet unsere zweite Regel: Jedes äußere Universum muss als Dreieck dargestellt werden, das fünf Arten von Unendlichkeiten aufweist. Ein solches äußeres Universum kann entweder nach rechts (wie in Abb. 1.6b) oder nach links ausgerichtet sein.

Reis. 1,6, geb. Äußeres Universum. In einem Penrose-Diagramm für jedes Schwarze Loch wird das äußere Universum immer als Dreieck mit fünf Unendlichkeiten (I", S~, I 0 ,S + , I +) dargestellt. Ein solches äußeres Universum kann in einem Winkel zum ausgerichtet sein nach rechts (wie in der Abbildung gezeigt) oder nach links.

Um zur dritten Regel zu gelangen, erinnern Sie sich daran, dass der Ereignishorizont des Schwarzschild-Schwarzen Lochs im Penrose-Diagramm (siehe Abb. 1.6a) eine Neigung von 45 Grad hatte. Also die dritte Regel: Jeder Ereignishorizont muss lichtartig sein und daher immer eine Neigung von 45 Grad haben.

Um die vierte (und letzte) Regel abzuleiten, bedenken Sie, dass Raum und Zeit beim Durchgang durch den Ereignishorizont im Fall eines Schwarzschild-Schwarzen Lochs ihre Rollen wechselten. Aus einer detaillierten Analyse der räumlichen und zeitlichen Richtungen eines geladenen Schwarzen Lochs folgt, dass sich hier das gleiche Bild ergibt. Daher die vierte Regel: Raum und Zeit wechseln die Rollen, wann immer sich der Ereignishorizont schneidet.

In Abb. In Abb. 1.7 wird die soeben formulierte vierte Regel für den Fall eines Schwarzen Lochs mit kleiner oder mittlerer Ladung (M>|Q|) veranschaulicht. Weit entfernt von solch einem geladenen Schwarzen Loch verläuft die raumartige Richtung parallel zur Raumachse und die zeitartige Richtung parallel zur Zeitachse. Nachdem wir den äußeren Ereignishorizont durchquert haben, werden wir eine Veränderung in den Rollen dieser beiden Richtungen feststellen – die raumartige Richtung ist nun parallel zur Zeitachse und die zeitartige Richtung ist nun parallel zur Raumachse geworden. Während wir uns jedoch weiter auf die Mitte zubewegen und unter den inneren Ereignishorizont hinabsteigen, werden wir Zeugen eines zweiten Rollentauschs. In der Nähe der Singularität wird die Orientierung der räumlichen und zeitlichen Richtungen dieselbe wie in der Ferne vom Schwarzen Loch.

Reis. 1.7. Rollenwechsel von Raum und Zeit (für M>|Q|). Immer wenn der Ereignishorizont überschritten wird, ändern Raum und Zeit ihre Rollen. Das bedeutet, dass in einem geladenen Schwarzen Loch aufgrund des Vorhandenseins zweier Ereignishorizonte ein vollständiger Rollenwechsel von Raum und Zeit zweimal stattfindet.

Die doppelte Umkehrung der Rollen der räumlichen und zeitlichen Richtung ist entscheidend für die Natur der Singularität eines geladenen Schwarzen Lochs. Im Fall eines Schwarzschild-Schwarzen Lochs, das keine Ladung hat, wechseln Raum und Zeit die Rollen nur einmal. Innerhalb eines einzelnen Ereignishorizonts sind Linien konstanten Abstands in eine raumartige (horizontale) Richtung gerichtet. Das bedeutet, dass die Linie, die den Ort der Singularität (r = 0) darstellt, horizontal sein muss, d. h. räumlich gerichtet. Wenn es jedoch zwei Ereignishorizonte gibt, haben Linien konstanten Abstands in der Nähe der Singularität eine zeitliche (vertikale) Richtung. Daher muss die Linie, die die Position der Singularität des geladenen Lochs (r = 0) beschreibt, vertikal sein und zeitähnlich ausgerichtet sein. Daher kommen wir zu einer äußerst wichtigen Schlussfolgerung: Die Singularität eines geladenen Schwarzen Lochs muss zeitähnlich sein!

Jetzt können Sie die oben genannten Regeln verwenden, um ein Penrose-Diagramm für die Reisner-Nordström-Lösung zu erstellen. Stellen wir uns zunächst einen Astronauten vor, der sich in unserem Universum befindet (sagen wir einfach auf der Erde). Er steigt in sein Raumschiff, schaltet die Motoren ein und macht sich auf den Weg zum aufgeladenen Schwarzen Loch. Wie aus Abb. ersichtlich ist. 1.8 sieht unser Universum im Penrose-Diagramm wie ein Dreieck mit fünf Unendlichkeiten aus. Jede zulässige Flugbahn eines Astronauten muss im Diagramm immer in einem Winkel von weniger als 45 Grad zur Vertikalen ausgerichtet sein, da er nicht mit Überlichtgeschwindigkeit fliegen kann.

Reis. 1.8. Ausschnitt aus dem Penrose-Diagramm. Ein Teil des Penrose-Diagramms für die Reisner-Nordström-Lösung kann konstruiert werden, indem man die möglichen Weltlinien eines Astronauten berücksichtigt, der von unserem Universum in ein geladenes Schwarzes Loch reist.

In Abb. 1.8 Solche zulässigen Weltlinien sind durch gepunktete Linien dargestellt. Wenn sich der Astronaut dem geladenen Schwarzen Loch nähert, sinkt er unter den äußeren Ereignishorizont (der genau um 45 Grad geneigt sein muss). Wenn der Astronaut diesen Horizont überschritten hat, wird er nie mehr in unser Universum zurückkehren können. Es kann jedoch weiter unter den inneren Ereignishorizont sinken, der ebenfalls eine Neigung von 45 Grad aufweist. Unterhalb dieses inneren Horizonts könnte ein Astronaut törichterweise auf eine Singularität stoßen, in der er der Abstoßung durch die Schwerkraft ausgesetzt wäre und in der die Raumzeit unendlich gekrümmt wäre. Beachten wir jedoch, dass der tragische Ausgang der Flucht keineswegs unausweichlich ist! Da die Singularität eines geladenen Schwarzen Lochs zeitlich ist, sollte sie im Penrose-Diagramm durch eine vertikale Linie dargestellt werden. Ein Astronaut kann den Tod vermeiden, indem er sein Raumschiff einfach entlang der erlaubten zeitlichen Bahn von der Singularität weglenkt, wie in Abb. 1.8. Die Fluchtbahn führt ihn von der Singularität weg und er überquert erneut den inneren Ereignishorizont, der ebenfalls eine Neigung von 45 Grad aufweist. Beim Fortsetzen des Fluges überschreitet der Astronaut den äußeren Ereignishorizont (der eine Neigung von 45 Grad hat) und betritt das äußere Universum. Da eine solche Reise natürlich Zeit braucht, muss die Abfolge der Ereignisse entlang der Weltlinie von der Vergangenheit in die Zukunft reichen. Daher kann der Astronaut nicht wieder in unser Universum zurückkehren, sondern wird in einem anderen Universum landen, dem Universum der Zukunft. Wie zu erwarten, sollte dieses zukünftige Universum wie ein Dreieck mit den üblichen fünf Unendlichkeiten in einem Penrose-Diagramm aussehen.

Es sollte betont werden, dass wir bei der Erstellung dieser Penrose-Diagramme erneut auf schwarze und weiße Löcher stoßen. Ein Astronaut kann durch die Ereignishorizonte springen und sich im äußeren Universum der Zukunft wiederfinden. Die meisten Physiker sind davon überzeugt, dass es in der Natur grundsätzlich keine weißen Löcher geben kann. Aber wir werden unsere theoretische Analyse der globalen Struktur der Raumzeit fortsetzen, zu der auch die Existenz von Schwarzen und Weißen Löchern nebeneinander gehört.

Die in Abb. gezeigten Flugepisoden und Diagramme. 1.8 sollte nichts weiter als ein Fragment eines Ganzen sein. Das Penrose-Diagramm für ein geladenes Schwarzes Loch muss durch mindestens eine Instanz eines anderen Universums gegenüber unserem ergänzt werden, das nur entlang (verbotener) raumähnlicher Weltlinien erreichbar ist. Diese Schlussfolgerung basiert auf unserer Regel 1: Wenn man einem Schwarzen Loch seine Ladung entzieht, sollte das Penrose-Diagramm auf ein Bild der Schwarzschild-Lösung reduziert werden. Und obwohl niemand aus unserem Universum jemals in der Lage sein wird, in dieses „andere“ Universum einzudringen, da es unmöglich ist, schneller als Licht zu reisen, können wir uns dennoch vorstellen, dass ein Astronaut aus diesem anderen Universum zu demselben geladenen Schwarzen Loch reist. Seine möglichen Weltlinien sind in Abb. dargestellt. 1.9.

Reis. 1.9. Ein weiterer Abschnitt des Penrose-Diagramms. Dieser neue Abschnitt des Penrose-Diagramms für die Reisner-Nordström-Lösung kann unter Berücksichtigung der möglichen Weltlinien eines Astronauten aus einem außerirdischen Universum erstellt werden.

Eine solche Reise eines außerirdischen Astronauten aus einem anderen Universum sieht genauso aus wie die Reise eines Astronauten, der aus unserem Universum, von der Erde, geflogen ist. Das außerirdische Universum wird auch im Penrose-Diagramm durch das übliche Dreieck dargestellt. Auf dem Weg zum geladenen Schwarzen Loch überquert der außerirdische Astronaut den äußeren Ereignishorizont, der eine Neigung von 45 Grad haben soll. Später sinkt es unter den inneren Ereignishorizont, ebenfalls mit einer Neigung von 45 Grad. Der Außerirdische steht nun vor der Wahl: Entweder er stürzt in die zeitliche Singularität (die im Penrose-Diagramm vertikal verläuft) oder er rollt auf und überquert erneut den inneren Ereignishorizont. Um ein unglückliches Ende zu verhindern, beschließt der Außerirdische, das Schwarze Loch zu verlassen und verlässt das Schwarze Loch durch den inneren Ereignishorizont, der wie üblich eine Neigung von 45 Grad aufweist. Anschließend fliegt es durch den äußeren Ereignishorizont (im Penrose-Diagramm um 45 Grad geneigt) in das neue zukünftige Universum.

Jede dieser beiden hypothetischen Reisen deckt nur zwei Teile des vollständigen Penrose-Diagramms ab. Das Gesamtbild erhält man, wenn man diese Teile einfach miteinander kombiniert, wie in Abb. 1.10.

Reis. 1.10. Vollständiges Penrose-Diagramm für das Reisner-Nordström-Schwarze Loch (M > > |Q|). Ein vollständiges Penrose-Diagramm für ein Schwarzes Loch mit kleiner oder mittlerer Ladung (M > |Q|) kann erstellt werden, indem man die in Abb. gezeigten Abschnitte verbindet. 1,8 und 1,9. Dieses Diagramm wiederholt sich bis ins Unendliche sowohl in die Zukunft als auch in die Vergangenheit.

Ein solches Diagramm muss sich in der Zukunft und in der Vergangenheit unendlich oft wiederholen, da sich jeder der beiden betrachteten Astronauten erneut entscheiden könnte, das Universum, in dem er aufgetaucht ist, zu verlassen und erneut in ein geladenes Schwarzes Loch zu gehen. So können Astronauten noch weiter in die Zukunft in andere Universen vordringen. Ebenso können wir uns vorstellen, dass andere Astronauten aus Universen in der fernen Vergangenheit in unserem Universum ankommen. Daher wiederholt sich ein vollständiges Penrose-Diagramm zeitlich in beide Richtungen, wie ein langes Band mit einem sich wiederholenden Schablonenmuster. Insgesamt vereint die globale Geometrie eines geladenen Schwarzen Lochs eine unendliche Anzahl vergangener und zukünftiger Universen mit unserem eigenen Universum. Das ist ebenso erstaunlich wie die Tatsache, dass ein Astronaut mithilfe eines geladenen Schwarzen Lochs von einem Universum in ein anderes fliegen kann. Dieses unglaubliche Bild steht in engem Zusammenhang mit dem Konzept eines Weißen Lochs, das in einem späteren Kapitel besprochen wird.

Der gerade beschriebene Ansatz zur Aufklärung der globalen Struktur der Raumzeit betraf den Fall von Schwarzen Löchern mit kleiner bzw. kleiner Ladung (M>|Q|). Im Fall des ultimativen Reisner-Nordström-Schwarzen Lochs (wenn M=|Q|) erweist sich die Ladung jedoch als so groß, dass der innere und der äußere Horizont miteinander verschmelzen. Diese Kombination zweier Ereignishorizonte führt zu einer Reihe interessanter Konsequenzen.

Denken Sie daran, dass weit entfernt von einem geladenen Schwarzen Loch (außerhalb des äußeren Ereignishorizonts) die raumartige Richtung parallel zur Raumachse und die zeitartige Richtung parallel zur Zeitachse verläuft. Erinnern wir uns auch daran, dass in der Nähe der Singularität (unter dem inneren Ereignishorizont – nachdem Raum und Zeit zweimal die Rollen gewechselt haben) die raumartige Richtung wieder parallel zur Raumachse und die zeitartige Richtung parallel zur Zeitachse verläuft. Je mehr die Ladung des Reisner-Nordström-Schwarzen Lochs zunimmt, desto kleiner wird der Bereich zwischen den beiden Ereignishorizonten. Wenn schließlich die Ladung so stark ansteigt, dass M = |Q|, schrumpft dieser Zwischenbereich auf Null. Folglich wechseln Raum und Zeit beim Durchlaufen des vereinten äußerlich-inneren Ereignishorizonts ihre Rollen nicht. Natürlich können wir genauso gut von einem doppelten Rollenwechsel für Raum und Zeit sprechen, der gleichzeitig am einzigen Ereignishorizont des ultimativen Reisner-Nordström-Schwarzen Lochs stattfindet. Wie in Abb. 1.11 ist darin die zeitartige Richtung überall parallel zur Zeitachse und die raumartige Richtung überall parallel zur Raumachse.

Reis. 1.11. Raum-Zeit-Diagramm für das ultimative Reisner-Nordström-Schwarze Loch (M=|Q|). Wenn die Ladung des Schwarzen Lochs so groß wird, dass M=|Q|, verschmelzen der innere und der äußere Ereignishorizont. Dies bedeutet, dass sich die Rollen von Raum und Zeit beim Durchqueren des resultierenden (doppelten) Horizonts nicht ändern.

Obwohl das ultimative Reisner-Nordström-Schwarze Loch nur einen Ereignishorizont hat, ist die Situation hier völlig anders als im Fall eines Schwarzschild-Schwarzen Lochs, das ebenfalls nur einen Ereignishorizont hat. Bei einem einzigen Ereignishorizont kommt es immer zu einer Veränderung der Rollen raum- und zeitähnlicher Richtungen, wie in Abb. 1.12. Der Ereignishorizont des ultimativen Reisner-Nordström-Schwarzen Lochs kann jedoch als „doppelt“ interpretiert werden, d. h. als einander überlagerte innere und äußere Horizonte. Deshalb ändert sich die Rolle von Raum und Zeit nicht.

Reis. 1.12. Raum-Zeit-Diagramm für ein Schwarzschild-Schwarzes Loch (|Q|=0). Obwohl ein Schwarzschild-Schwarzes Loch (das keine Ladung hat) nur einen Ereignishorizont hat, wechseln Raum und Zeit die Rollen, wenn es sich von einer Seite zur anderen bewegt. (Vergleiche mit Abb. 1.11.)

Die Tatsache, dass der äußere und der innere Ereignishorizont am ultimativen Reisner-Nordström-Schwarzen Loch verschmelzen, bedeutet, dass ein neues Penrose-Diagramm erforderlich ist. Wie zuvor kann es konstruiert werden, indem die Weltlinie eines hypothetischen Astronauten betrachtet wird. In diesem Fall bleibt die Liste der Regeln dieselbe, mit der wesentlichen Ausnahme, dass Raum und Zeit beim Überschreiten des Ereignishorizonts ihre Rollen nicht ändern. Stellen wir uns einen Astronauten vor, der die Erde verlässt und in das ultimative Schwarze Loch von Reisner-Nordström fällt. Unser Universum ist im Penrose-Diagramm wie üblich als Dreieck dargestellt. Nach dem Untertauchen unter den Ereignishorizont steht es dem Astronauten frei, eine Wahl zu treffen: Er kann entweder in eine Singularität stürzen, die zeitlich ist und daher in einem Penrose-Diagramm vertikal dargestellt werden muss, oder (Abb. 1.13) sein Raumschiff von der Singularität wegbringen Singularität entlang einer erlaubten zeitlichen Weltlinie.

Reis. 1.13. Penrose-Diagramm für das ultimative Reisner-Nordström-Schwarze Loch (M=|Q|). Ein Diagramm der globalen Struktur der Raumzeit kann erstellt werden, indem die möglichen Weltlinien eines Astronauten betrachtet werden, der in das ultimative Reisner-Nordström-Schwarze Loch eintaucht und aus diesem wieder herauskommt.

Wenn er den zweiten Weg wählt, wird er später den Ereignishorizont erneut überschreiten und in ein anderes Universum eintauchen. Er wird wieder vor einer Alternative stehen – in diesem zukünftigen Universum zu bleiben und zu einigen Planeten zu fliegen oder umzukehren und wieder in ein Schwarzes Loch zu gehen. Wenn der Astronaut umkehrt, wird er seinen Weg im Penrose-Diagramm fortsetzen und eine beliebige Anzahl zukünftiger Universen besuchen. Das vollständige Bild ist in Abb. dargestellt. 1.13. Nach wie vor wiederholt sich das Diagramm unendlich oft in die Vergangenheit und in die Zukunft, wie ein Band mit einem sich wiederholenden Schablonenmuster.

Aus mathematischer Sicht ist auch ein Schwarzes Loch mit einer riesigen Ladung M akzeptabel<|Q|; правда, она не имеет смысла с точки зрения физики. В этом случае горизонты событий попросту исчезают, остается лишь "голая" сингулярность. Ввиду отсутствия горизонтов событий не может быть и речи о каком-то обмене ролями между пространством и временем. Сингулярность просто находится у всех на виду. "Голая" сингулярность - это не закрытая никакими горизонтами область бесконечно сильно искривленного пространства-времени.

Wenn ein Astronaut, nachdem er die Erde verlassen hat, auf die „nackte“ Singularität zusteuert, muss er nicht unter den Ereignishorizont absteigen. Er bleibt die ganze Zeit in unserem Universum. In der Nähe der Singularität wirken starke abstoßende Gravitationskräfte auf sie. Mit ausreichend starken Triebwerken könnte der Astronaut unter bestimmten Bedingungen in die Singularität stürzen, obwohl das für ihn purer Wahnsinn ist.

Reis. 1.14. „Nackte“ Singularität. Bei der „nackten“ Singularität (M<|Q|) горизонтов событий нет. Черная дыра этого типа не связывает нашу Вселенную с какой-либо другой Вселенной.

Ein einfacher Sturz in eine Singularität – eine „nackte“ Singularität verbindet unser Universum mit keinem anderen Universum. Wie bei allen anderen geladenen Schwarzen Löchern ist auch hier die Singularität zeitlich und sollte daher im Penrose-Diagramm durch eine Vertikale dargestellt werden. Da es außer unserem Universum mittlerweile keine anderen Universen mehr gibt, sieht das Penrose-Diagramm für eine „nackte“ Singularität recht einfach aus. Aus Abb. 1.14 ist klar, dass unser Universum wie üblich durch ein Dreieck mit fünf Unendlichkeiten dargestellt wird, das links von einer Singularität begrenzt wird. Was auch immer sich links von der Singularität befindet, ist vollständig von uns abgeschnitten. Niemand und nichts kann die Singularität passieren.

Da echte Schwarze Löcher nur sehr schwache Ladungen haben können (wenn überhaupt welche), ist vieles von dem, was oben beschrieben wird, nur von akademischem Interesse. Allerdings haben wir schließlich problemlose Regeln für die Konstruktion komplexer Penrose-Diagramme aufgestellt.

Kapitel 2. Entwicklung des Reissner-Nordström-Modells eines geladenen Schwarzen Lochs in der Delphi-Programmierumgebung

2.1 Mathematische Beschreibung des Modells

Die Reissner-Nordström-Metrik wird durch den Ausdruck definiert:

wobei der metrische Koeffizient B(r) wie folgt definiert ist:

Dies ist ein Ausdruck in geometrischen Einheiten, bei dem die Lichtgeschwindigkeit und die Newtonsche Schwerkraftkonstante gleich eins sind, C = G = 1. In herkömmlichen Einheiten ist .

Die Horizonte konvergieren, wenn der metrische Koeffizient B(r) gleich Null ist, was am äußeren und inneren Horizont r + und r- der Fall ist:

Aus Sicht der Lage des Horizonts r ± ist der metrische Koeffizient B(r) wie folgt definiert:

Abbildung 2.1 zeigt ein Diagramm des Reissner-Nordström-Raums. Dies ist ein Diagramm des Reissner-Nordström-Geometrieraums. Die horizontale Achse stellt den radialen Abstand und die vertikale Achse die Zeit dar.

Die beiden vertikalen roten Linien sind der innere und äußere Horizont an den radialen Positionen r+ und r-. Die gelben und ockerfarbenen Linien sind Weltlinien aus Lichtstrahlen, die sich radial nach innen bzw. außen bewegen. Jeder Punkt mit Radius r in einem Raumzeitdiagramm stellt eine dreidimensionale Raumkugel eines Kreises dar, gemessen von ruhenden Beobachtern in der Reissner-Nordström-Geometrie. Die dunkelvioletten Linien sind Reissner-Nordström-Zeitlinien mit konstanter Zeit, während die vertikalen blauen Linien konstante Kreislinien mit dem Radius r sind. Die helle blaue Linie markiert den Nullradius, r = 0.

Reis. 2.1. Reissner-Nordström-Raumdiagramm

Wie Schwarzschild-Geometrien zeigen Reissner-Nordström-Geometrien ein schlechtes Verhalten an ihren Horizonten, da Lichtstrahlen dazu neigen, an den Horizonten Asymptoten zu bilden, ohne sie zu durchdringen. Auch hier ist Pathologie ein Zeichen für ein statisches Koordinatensystem. Einfallende Lichtstrahlen passieren tatsächlich Horizonte und weisen an keinem Horizont Merkmale auf.

Wie in der Schwarzschild-Geometrie gibt es Systeme, die sich an Horizonten besser verhalten und die die Physik der Reissner-Nordström-Geometrie deutlicher zeigen. Eines dieser Koordinatensysteme ist das Finkelstein-Koordinatensystem.

Reis. 2.2. Schema des Finkelstein-Raums für die Reissner-Nordström-Geometrie

Wie üblich ist die radiale Finkelstein-Koordinate r der Radius des Kreises, der so definiert ist, dass der entsprechende Kreis der Kugel beim Radius r 2ðr beträgt, während die Zeit-Finkelstein-Koordinate so definiert ist, dass sich radial einfallende Lichtstrahlen (gelbe Linien) mit bewegen einem Winkel von 45° im Raum-Zeit-Diagramm.

Die Finkelstein-Zeit t F hängt mit der Reissner-Nordström-Zeit t durch den folgenden Ausdruck zusammen:

Gepostet auf http://www.allbest.ru/

Die Gravitation g(r) an der radialen Position r ist die interne Beschleunigung

G(R) =

Gepostet auf http://www.allbest.ru/

dt ff

Gepostet auf http://www.allbest.ru/

Gepostet auf http://www.allbest.ru/

Gepostet auf http://www.allbest.ru/

Die Färbung der Linien ist wie im Fall eines Schwarzschild-Schwarzen Lochs: die rote Horizontlinie, die blaue Linie ist die Linie bei Nullradius, die gelbe und die ockerfarbene Linie sind jeweils Weltlinien für radial einfallende und austretende Lichtstrahlen, während die Dunkelviolette und cyanfarbene Linien sind jeweils Linien mit konstanter Schwarzschild-Zeit und konstantem Kreisradius.

Betrachten wir das Wasserfallmodell des Reissner-Nordström-Raums. Das Wasserfallmodell funktioniert gut für ein geladenes Schwarzes Loch mit Reissner-Nordström-Geometrie. Während in der Schwarzschild-Geometrie der Wasserfall jedoch mit immer größerer Geschwindigkeit bis zur zentralen Singularität fällt, verlangsamt sich der Wasserfall in der Reissner-Nordström-Geometrie aufgrund der gravitativen Abstoßung, die durch die Spannung oder den Unterdruck des elektrischen Feldes erzeugt wird.

Der Reissner-Nordström-Wasserfall wird durch genau dieselbe Gullstrand-Pineliv-Metrik wie die Schwarzschild-Metrik beschrieben, aber die Masse M für die Fluchtgeschwindigkeit wird durch die Masse M(r) des Innenradius r ersetzt:

Abbildung 2.3. Reissner-Nordström-Wasserfälle.

Die innere Masse M(r) ist gleich der im Unendlichen gesehenen Masse M abzüglich der Masse-Energie Q 2 / (2r) im elektrischen Feld

Die elektromagnetische Masse Q 2 / (2r) ist die Masse außerhalb von r, die mit der Energiedichte E 2 / (8r) des elektrischen Feldes E = Q/r 2 um die Ladung Q verbunden ist.

Die Geschwindigkeit des einfallenden Raums v übersteigt die Lichtgeschwindigkeit c am äußeren Horizont r + = M + (M 2 - Q 2) 1 / 2, verlangsamt sich jedoch auf eine geringere Geschwindigkeit als die Lichtgeschwindigkeit am inneren Horizont r - = M – (M 2 – Q 2 ) 12 . Die Geschwindigkeit verlangsamt sich bis zum Nullpunkt r 0 = Q 2 /(2M) innerhalb des inneren Horizonts. An diesem Punkt dreht sich der Raum um, beschleunigt zurück und erreicht am inneren Horizont r - erneut die Lichtgeschwindigkeit. Der Weltraum dringt nun in das Weiße Loch ein, wo sich der Raum schneller als das Licht nach außen bewegt. Reis. Abbildung 2.3 zeigt ein Weißes Loch am selben Ort wie ein Schwarzes Loch, aber tatsächlich sind das Weiße Loch und das Schwarze Loch, wie aus dem Penrose-Diagramm ersichtlich ist, unterschiedliche Regionen der Raumzeit. Wenn der Raum im Weißen Loch nach außen fällt, schwächt sich die durch den Unterdruck des elektrischen Feldes erzeugte Gravitationsabstoßung im Verhältnis zur Gravitationskraft der Masse ab. Der ausgehende Raum verlangsamt sich am äußeren Horizont des r+ Weißen Lochs auf Lichtgeschwindigkeit. Dieser Raum entsteht in einer neuen Region der Raumzeit, möglicherweise einem neuen Universum.

2.2 Ergebnisse der Modellierung eines geladenen Reissner-Nordström-Schwarzen Lochs in der Delphi-Programmierumgebung

Die Modellierung erfolgte nach der Blockmethode. Das Programm arbeitet in fünf Modi, in denen es möglich ist, den Raum eines Schwarzen Lochs aus verschiedenen Blickwinkeln zu betrachten.

1. Betrachten Sie die Struktur eines Schwarzen Lochs. Ermöglicht die Simulation von Positionsänderungen des inneren und äußeren Horizonts in Abhängigkeit von der Ladung des Schwarzen Lochs. Bei minimaler Ladung Q = 0 wird nur ein äußerer Horizont beobachtet, wie in Abb. 2.4.

Reis. 2.4. Der äußere Horizont eines Schwarzen Lochs ohne Ladung.

Mit zunehmender Ladung entsteht ein interner Horizont. In diesem Fall verkleinert sich der äußere Horizont, während der innere Horizont zunimmt. Sie können die Ladung erhöhen, indem Sie den Schieberegler an die gewünschte Position ziehen (siehe Abb. 2.5).

Reis. 2.5. Der äußere und innere Horizont eines Schwarzen Lochs in Gegenwart einer Ladung.

Wenn die Ladung auf einen Wert ansteigt, der der Masse des Schwarzen Lochs entspricht, verschmelzen der innere und der äußere Horizont zu einem, wie in Abb. 2.6.

Reis. 2.6. Der äußere und der innere Horizont verschmelzen zu einem, wenn der Ladungswert gleich der Masse des Schwarzen Lochs ist.

Wenn der Ladungswert der Masse des Schwarzen Lochs überschritten wird, verschwinden die Horizonte und eine nackte Singularität öffnet sich.

2. Modellierung eines Raumdiagramms in Reissner-Nordström. In diesem Modus können Sie die wechselnden Richtungen ein- und ausgehender Lichtstrahlen sehen, die in der Reissner-Nordström-Geometrie dargestellt werden. Wenn sich die Ladung ändert, ändert sich das Bild. Die Veränderung der Lichtstrahlen ist in Abb. zu sehen. 2.7, 2.8 und 2.9.

Reis. 2.7. Raumdiagramm der Reissner-Nordström-Geometrie bei Nullladung.

Die beiden vertikalen roten Linien sind der innere und äußere Horizont. Gelbe Linien sind Weltlinien von Lichtstrahlen, die sich von unten nach oben radial nach innen bewegen, ockerfarbene Linien sind Weltlinien von Lichtstrahlen, die sich ebenfalls von unten nach oben radial nach außen bewegen.

Die Richtungsänderung (von oben nach unten) der gelben einfallenden Strahlen zwischen den beiden Horizonten zeigt die räumliche und zeitliche Änderung am äußeren und inneren Horizont, die zweimal auftritt.

Die einfallenden gelben Lichtstrahlen weisen an den Horizonten Asymptoten auf, was aufgrund der Besonderheiten der Reissner-Nordström-Geometrie nicht das reale Bild widerspiegelt. Tatsächlich passieren sie Horizonte und weisen keine Asymptoten auf.

Reis. 2.8. Raumdiagramm der Reissner-Nordström-Geometrie in Gegenwart von Ladung.

Ähnliche Dokumente

Entstehung von Schwarzen Löchern. Berechnung des idealisierten Kugelkollapses. Moderne Theorie der Sternentwicklung. Raum und Zeit. Eigenschaften eines Schwarzen Lochs. Einsteins allgemeine Relativitätstheorie. Suche nach Schwarzen Löchern. Ereignishorizont und Singularität.

Präsentation, hinzugefügt am 12.05.2016


Schwarze Löcher sind das mysteriöseste Objekt in der gesamten Wissenschaft. Entstehung und Merkmale von Schwarzen Löchern. Rätsel und Erweiterung des Universums. Demografie von Schwarzen Löchern. Die Theorie von Stephen Hawking, der die Relativitätstheorie und die Quantenmechanik in einer einzigen Theorie vereinte.

Präsentation, hinzugefügt am 20.10.2016


Schwarze Löcher sind Regionen im Weltraum, die so dicht sind, dass selbst Licht ihre Anziehungskraft, ihren Hauptzweck, nicht überwinden kann. Allgemeine Merkmale des Satzes von Birkhoff. Die Essenz des Konzepts des „Wurmlochs“ besteht in der Vertrautheit mit den wichtigsten Merkmalen.

Präsentation, hinzugefügt am 01.08.2014


Eigenschaften eines „Schwarzen Lochs“ – eines Raums, in dem die Anziehungskraft durch die Schwerkraft so stark ist, dass weder Materie noch Strahlung diesen Bereich verlassen können. Indirekte Anzeichen für das Vorhandensein eines „Schwarzen Lochs“, Verzerrung der normalen Eigenschaften von Objekten in der Nähe.

Artikel, hinzugefügt am 08.02.2010


Ein Schwarzes Loch ist ein Produkt der Schwerkraft. Eine Geschichte von Vorhersagen über die erstaunlichen Eigenschaften von Schwarzen Löchern. Die wichtigsten Schlussfolgerungen von Einsteins Theorie. Der Prozess des relativistischen Gravitationskollapses. Himmelsmechanik von Schwarzen Löchern. Recherchen und Beobachtungen. Röntgenstrahlung.

Zusammenfassung, hinzugefügt am 05.10.2011


Definition und theoretisches Konzept von „Schwarzen Löchern“: Bedingungen für ihr Auftreten, Eigenschaften, Wirkung des Gravitationsfeldes auf Objekte in ihrer Nähe, Suchmethoden in Galaxien. Stringtheorie als hypothetische Möglichkeit der Entstehung mikroskopisch kleiner „Schwarzer Löcher“.

kreative Arbeit, hinzugefügt am 26.04.2009


Kennenlernen der Entdeckungsgeschichte, Entstehungsmerkmale, Eigenschaften (Massivität, Kompaktheit, Unsichtbarkeit), Typen (supermassiv, primordial, Quanten), der Verdunstungseffekt, der Prozess des Gravitationskollapses und Richtungen für die Suche nach Schwarzen Löchern.

Zusammenfassung, hinzugefügt am 05.08.2010


Schwarze Löcher als in ihren Eigenschaften einzigartige Produkte der Sternentstehung, Analyse von Szenarien für ihre Entstehung. Einführung in die Eigenschaften von Neutronensternen. Eigenschaften von Radiointerferometriemethoden mit ultralanger Basislinie. Betrachtung von Quantenschwarzen Löchern.

Zusammenfassung, hinzugefügt am 05.06.2014


Die Entstehung, Entwicklung und der Tod des Universums. Erstellung eines Modells des Universums. Die Idee des „Urknalls“. Die Entdeckung des Augenblicks, als das Universum begann, seine ersten Atome zu erschaffen. Schwerkraft und Fluchtgeschwindigkeit des Schwarzen Lochs. Prinzipien und Grundlagen der Entstehung von Schwarzen Löchern.

Präsentation, hinzugefügt am 16.02.2012


Menschen, die den Weg zu den Sternen ebneten. Schema des Orbitalschiffs "Buran". Beschreibung der Position, Parameter und Eigenschaften der Planeten des Sonnensystems. Eigenschaften und Merkmale eines Schwarzen Lochs als kosmisches Objekt. Die praktische Bedeutung der bemannten Weltraumforschung.