Horyzont (czarna dziura)
W astrofizyki The horyzont czarną dziurę lub horyzontu zdarzeń ( horyzontu zdarzeń w języku angielskim ) oznacza obwiednię czarną dziurę , z której szybkość uwalniania osiąga że światła . W zależności od rodzaju czarnej dziury rozmiar i kształt horyzontu będą się różnić. Mówi się, że są one w dużej mierze zdeterminowane przez masę i moment pędu czarnej dziury.
Horyzont zdarzeń jest hiperpowierzchni z lekkiego gatunku . Reprezentuje granicę zasięgu przestrzennego czarnej dziury, określając, co można uznać za jej rozmiar. Obszar wyznaczony horyzontem zdarzeń różni się zatem od centralnej osobliwości grawitacyjnej , która miałaby zerowy promień i nieskończoną gęstość . Twierdzenie Hawkinga o topologii czarnych dziur stwierdza, że w czterowymiarowej, asymptotycznie płaskiej czasoprzestrzeni i podlegającej dominującemu warunkowi energii horyzont zdarzeń stacjonarnej czarnej dziury ma topologię d 'a 2-sfery .
Rodzaje
Zgodnie z twierdzeniem o łysieniu czarne dziury można opisać za pomocą trzech parametrów: masy, momentu pędu i ładunku elektrycznego .
Zgodnie z tymi parametrami istnieją cztery rodzaje czarnych dziur:
Promień obszaru horyzontu czarnej dziury jest określony przez funkcję zwaną funkcją horyzontu („ funkcja horyzontu ” w języku angielskim) i oznaczoną Δ („delta”). Dla najbardziej ogólnej czarnej dziury, jaką jest czarna dziura Kerra-Newmana , Δ jest definiowane przez:
Δ≡r2-2solMrvs2+w2+solQ24πϵ0vs4{\ Displaystyle \ Delta \ equiv r ^ {2} - {\ Frac {2GMr} {c ^ {2}}} + a ^ {2} + {\ Frac {GQ ^ {2}} {4 \ pi \ epsilon _ {0} c ^ {4}}}}![{\ Displaystyle \ Delta \ equiv r ^ {2} - {\ Frac {2GMr} {c ^ {2}}} + a ^ {2} + {\ Frac {GQ ^ {2}} {4 \ pi \ epsilon _ {0} c ^ {4}}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/7063947e906c933954fca640ea03c31a1125df9a)
,
lub:
-
r{\ displaystyle r}
to współrzędne promieniowe,
-
M{\ displaystyle M}
i są odpowiednio masą i ładunkiem elektrycznym czarnej dziury,Q{\ displaystyle Q}![Q](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/8752c7023b4b3286800fe3238271bbca681219ed)
-
vs{\ displaystyle c}
, I są odpowiednio prędkością światła w próżni, stała grawitacji i przenikalność próżnisol{\ displaystyle G}
ϵ0{\ displaystyle \ epsilon _ {0}}![\ epsilon _ {0}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/d2cae6289b0fe626d1f9472a3416ac73e87bc5a3)
i z :
w≡jotvsM{\ displaystyle a \ equiv {\ frac {J} {cM}}}![{\ displaystyle a \ equiv {\ frac {J} {cM}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/8d6053f13ad5e5b054942b6e579b1f06d7bc4f17)
,
gdzie jest moment pędu czarnej dziury.
jot{\ displaystyle J}![jot](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/359e4f407b49910e02c27c2f52e87a36cd74c053)
Horyzont Schwarzschilda
Teoretyk Karl Schwarzschild był pierwszym, który poważnie zbadał czarne dziury z myślą o ogólnej teorii względności . W ten sposób wyliczył promień Schwarzschilda , który określa minimalny promień, w którym musi być ograniczona pewna masa, aby utworzyć czarną dziurę, tj. Promień niezbędny do siły grawitacji generowanej przez masę, aby uzyskać prędkość uwalniania równą prędkość światła.
Promień Schwarzschilda ( ) jest wyrażony jako funkcja stałej grawitacji ( ), prędkości światła ( ) i masy ( ) w następujący sposób:
Rs{\ displaystyle Rs}
sol{\ displaystyle G}
vs{\ displaystyle c}
M{\ displaystyle M}![M](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/f82cade9898ced02fdd08712e5f0c0151758a0dd)
Rs=2solMvs2{\ displaystyle R_ {s} = {\ dfrac {2GM} {c ^ {2}}}}
Na przykład promień Schwarzschilda Słońca wynosi około 3 km .
Masa skompresowana w promieniu Schwarzschilda nadal kompresuje się, tworząc centralną osobliwość, pozostawiając sferyczny horyzont zdarzeń.
Kerr Black Hole Horizon
Zgodnie z ogólną teorią względności , obracająca się czarna dziura przeciągałaby wokół siebie czasoprzestrzeń w tym samym kierunku, dzięki efektowi Soczewki-Thirring . Dotknięty region nazywany jest ergosferą .
Skutki te spowodowałyby powstanie horyzontu lub horyzontów wydarzeń w czarnych dziurach „rodziny” Kerra. Jedna z możliwości zakłada istnienie horyzontu „wewnętrznego” i „zewnętrznego”. Zatem promień światła, który przekroczyłby zewnętrzny horyzont bez przekroczenia granicy wewnętrznego horyzontu, miałby możliwość wychodzenia.
Efekty
Horyzonty różnych typów czarnych dziur powodowałyby różne mierzalne efekty fizyczne.
Efekt pływowy
W zależności od wielkości horyzontu i masy czarnej dziury, siły pływowe w pobliżu horyzontu mogą być bardzo silne i powodować „ spaghetti ” obiektów, które się do niego zbliżają.
→ Im większa masa czarnej dziury, tym większy horyzont i słabszy efekt pływowy. I odwrotnie, mała czarna dziura będzie miała duży efekt pływowy na swoim horyzoncie.
Odparowanie czarnych dziur
Zgodnie z kwantową teorią pola , wirtualne pary cząstka-antycząstka mogą być tworzone przez fluktuację próżni . Ogólnie rzecz biorąc, te pary tworzyłyby się i niszczyły bardzo szybko. Jeśli jednak w pobliżu horyzontu zdarzeń powstaje para, możliwe jest, że jedna z cząstek zostanie przechwycona przez czarną dziurę, a druga wyrzucona w przestrzeń kosmiczną. W tym przypadku, dzięki zachowaniu energii , czarna dziura straci część swojej masy w swego rodzaju „parowaniu”.
Kosmiczna cenzura
Teoretyk Roger Penrose postulował, że nie byłoby osobliwości grawitacyjnej bez horyzontu zdarzeń. Przedstawił tę tak zwaną kosmiczną hipotezę cenzury w 1973 roku.
Według niektórych teoretyków Wielki Wybuch mógł powstać z nagiej osobliwości .
Uwagi i odniesienia
-
Le Bellac 2015 , s. 116.
-
Eric Gourgoulhon , ogólna teoria względności , Paryż, Obserwatorium Paryskie , Uniwersytet Paris VI , Paris VII i Paris XI oraz ENS ,2013, 341 str. ( przeczytaj online [PDF] ) stronie 129.
-
Wartości graniczne osiągnięte w formalizmie ogólnej teorii względności.
-
Galloway i Schoen 2006 , s. 572.
-
Galloway, Miao i Schoen 2015 , s. 438.
-
Chandrasekhar 1998 , s. 124, 215, 250, 275 ( § 41 ) i 622 ( n. 8 ).
-
O'Neill 2014 , s. 62 i 365.
-
Chandrasekhar 1998 , s. 124 (221), 215, 250, 275 ( § 41 ) i 622 ( n. 8 ).
-
Calmet 2015 , rozdz. 1 st , § 1.1 , s. 3.
-
Séguin i Villeneuve 2002 , str. 295-296
-
Jacques Fric, „ The Black Holes of the Kerr Family ” , na planeteastronomy.com ,2008(dostęp 29 kwietnia 2013 )
-
Lussance 2001 , s. 49.
-
Olivier Esslinger, „ Czasoprzestrzeń wokół czarnej dziury ” , Astronomy and Astrophysics ,2003(dostępny 1 st maja 2013 )
-
(w) Dr Dave Goldberg, „ Co sprawia, że czarne dziury są takie czarne? » , On io9 ,2011(dostęp 27 kwietnia 2013 )
-
Olivier Esslinger, „ Parowanie czarnych dziur ” , o astronomii i astrofizyce ,2003(dostęp 27 kwietnia 2013 )
-
(w) Hubert L. Bray, Piotr T. Chrusciel, " The Penrose Conjecture " on The Vienna University of Technology ,2003(dostępny 1 st maja 2013 )
-
(w) Ian O'Neill, „ No Naked Singularity Black Hole After Collision ” w Astroengine ,2008(dostęp 2 maja 2013 )
-
(en) TP Singh, „ Gravitational Collapse, Black Holes and Naked Singularities ” w Indyjskiej Akademii Nauk ,1999(dostęp 2 maja 2013 )
Bibliografia
: dokument używany jako źródło tego artykułu.
-
[Calmet 2015] (en) X. Calmet , „Podstawy fizyki z czarnymi dziurami” , w: X. Calmet ( red. ), Kwantowe aspekty czarnych dziur [„Aspects quantiques des holes noirs”], Cham, Springer , coll. "Podstawowe teorie fizyczne" ( N O 178)2015, 1 st ed. , 1 obj. , XI -322 pkt. , Chory. , 24 cm ( ISBN 978-3-319-10851-3 i 978-3-319-35475-0 , OCLC 910099374 , DOI 10.1007 / 978-3-319-10852-0 , SUDOC 185668828 , prezentacja online , czytaj w linii) ) , rozdz. 1 st , s. 1-26. .
![Książka użyta do napisania artykułu](https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/bc/Icon_flat_design_plume.svg/20px-Icon_flat_design_plume.svg.png)
-
[Chandrasekhar 1998] (w :) S. Chandrasekhar , The Mathematical Theory of Black Holes [„Matematyczna teoria czarnych dziur”], Oxford, Clarendon Press , wyd. „Oxford Classic Texts in the Physical Sciences”,Sep 3, 1998, 1 obj. , XXI -646 pkt. , port. i rys. 15,6 × 23,4 cm ( ISBN 978-0-19-850370-5 , EAN 9780198503705 , OCLC 468412010 , uwaga BnF n o FRBNF37547997 , SUDOC 045942986 , prezentacja online , czytaj online ).
-
Marc Séguin i Benoît Villeneuve , Astronomy and astrophysics , Éditions du Renouveau Pédagogique,2002, 2 II wyd. , 618 s. ( ISBN 978-2-7613-1184-7 , prezentacja online ).
-
Johann Lussance , GEOMETRIA CZASU: studium natury czasu i przestrzeni , Editions L'Harmattan ,2001, 170 str. ( prezentacja online ).
-
[Le Bellac 2015] M. Le Bellac ( pref. Of Th. Damour ,) względności: przestrzeń, czas, grawitacja , Les Ulis, EDP Sciences , coll. "Wprowadzenie do" ( N O 12)Kwiecień 2015, 1 st ed. , 1 obj. , XIV -218 s. , Chory. , 24 cm ( ISBN 978-2-7598-1294-3 , EAN 9782759812943 , OCLC 910332402 , uwaga BnF n o FRBNF44362603 , SUDOC 185764118 , prezentacja online , czytaj online ) , rozdz. 7 („Czarne dziury”), s. 111-135.
-
[Galloway i Schoen 2006] (w :) GJ Galloway i RM Schoen , " Uogólnienie twierdzenia Hawkinga o topologii czarnej dziury na wyższe wymiary " ["Uogólnienie twierdzenia Hawkinga o topologii czarnych dziur"] Powszechne. Matematyka. Fiz. , vol. 266 n O 2Wrzesień 2006, art. n o 11 s. 571-576 ( DOI 10.1007 / s00220-006-0019-z , Bibcode 2006CMaPh.266..571G , arXiv gr-qc / 0509107 , podsumowanie , czytaj online ).
-
[Galloway, Miao and Schoen 2015] (en) GJ Galloway , P. Miao i RM Schoen , „ Initial data and the Einstein constraint equations ” , w: A. Ashtekar , BK Berger , JA Isenberg and MAH MacCallum ( red. ), General teoria względności i grawitacja : perspektywa stulecia [„Ogólna teoria względności i grawitacja: perspektywa stulecia”], Cambridge, CUB , hors coll. ,czerwiec 2015, 1 st ed. , 1 obj. , XXI -674 s. , Chory. 26 cm ( ISBN 978-1-10-703731-1 , EAN 9781107037311 , OCLC 927527086 , DOI 10,1017 / CBO9781139583961 , SUDOC 189 302 305 , prezentacja w Internecie , czytać on-line ) , 3 th część. („ Grawitacja to przecież geometria ”) [„Grawitacja to przecież geometria”], rozdz. 8 [„Dane początkowe i równania z ograniczeniami Einsteina”], s. 412-448.
-
[O'Neill 2014] (en) B. O'Neill , The Geometry of Kerr Black Holes , Mineola, Dover , pot. „Dover Books on Physics”,marzec 2014, 1 st ed. , 1 obj. , XVII -381 s. , 24 cm ( ISBN 978-0-486-49342-8 , EAN 9780486493428 , OCLC 899240780 , SUDOC 182698726 , prezentacja online , czytaj online ).
Zobacz też
Powiązane artykuły