Црна јама

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето

Црна јама[уреди | уреди извор]

За границите на црната дупка би можеле да го кажеме тоа што Данте го напишал за влегувањето во Пеколот: „Оставете ја сета надеж, вие кои влегувате тука“.

Поим[уреди | уреди извор]

Изразот црна јама е формиран неодамна. Измислен е во 1969 година од Американецот Џон Вилер како графички опис на една идеја што потекнува од пред најмалку двесте години, кога имало две теории за светлината: една од нив фаворизирал Њутн и таа тврдела дека светлината е составена од честички; другата пак тврдела дека е составена од бранови. Денес знаеме дека всушност обете теории се точни. Според двојноста бран/честичка во квантната механика, светлината може да се разгледува и како бран и како честичка. Според теоријата дека светлината е составена од бранови, не е јасно како може да реагира на гравитацијата. Но ако светлината е составена од честички би можело да се очекува дека гравитацијата ќе дејствува врз нив исто како што дејствува врз топовски ѓулиња, врз ракети и врз планети. Отпрвин луѓето мислеле дека честичките на светлината патуваат бесконечно брзо така што гравитацијата не може да им ја намали брзината, но откритието на Ремер дека светлината патува со конечна брзина покажало дека гравитацијата би можела да има важно влијание. Врз основа на оваа претпоставка еден благородник од Кембриџ по име Џон Мичел во 1783 година објавил статија во „Филозофските дописи“ на Кралското друштво во Лондон во која истакнал дека секоја ѕвезда што е доволно голема и компактна би имала толку силно гравитационо поле што светлината не би можела да избега од неа: секоја светлина што е емитирана од нејзината површина ќе биде повлечена назад под влијание на гравитационото дејство на ѕвездата. Мичел сметал дека може да има многу ѕвезди како овие. Иако не можеме да ги видиме затоа што светлината од нив не може да дојде до нас ние сепак ќе го чувствуваме нивното гравитационо привлекување. Таквите објекти денес ги нарекуваме црни јами затоа што тие се токму такви: црни делови од просторот.

Сонце за пет милијарди години[уреди | уреди извор]

Всушност разгледувањето на светлината како топовски ѓулиња и не е многу доследно со Њутновата теорија за гравитацијата затоа што брзината на светлината е фиксна. (Топовско ѓуле што е исфрлено право нагоре од површината на земјата полека ќе си ја намалува брзината под дејство на гравитационото привлекување на земјата и на крајот ќе застане и ќе се врати назад; но еден фотон мора да продолжи да се движи право нагоре со постојана брзина. Како воопшто Њутновата гравитација може да дејствува врз светлината?) На доследна теорија што може да објасни како гравитацијата дејствува врз светлината требало да се чека се' до Ајнштајн и неговата општа теорија за релативноста во 1915 година. А дури и тогаш требало да мине многу време пред да се разберат сите импликации на теоријата за масивните ѕвезди.

Формирање на црни јами[уреди | уреди извор]

За да разбереме како може да се формира црна јама првин треба да го разбереме животниот циклус на една ѕвезда. Ѕвездата започнува да се формира кога големо количество гас (најмногу водород) ќе започне да колапсира како последица на взаемното гравитационо привлекување на атомите на гасот. Додека гасотсе збива атомите се судираат се' почесто и со се' поголеми брзини, а тоа значи дека гасот полека се загрева. На крајот гасот ќе биде толку жежок што водородните атоми веќе нема да се одбиваат едни од други туку ќе се спојуваат во атоми на хелиум. Топлината што се ослободува при оваа реакција, а тоа е некој вид контролирана експлозија на водородна бомба, е причина за сјајот на ѕвездите. Оваа дополнителна топлина го зголемува притисокот на гасот се' додека тој не биде доволно голем да го урамнотежи гравитационото привлекување и гасот не престане да се збива. Целата ситуација помалку наликува на балон тука се урамнотежува притисокот на воздухот од внатре кој се обидува да го прошири балонот и затегнатоста на гумата која се обидува да го намали балонот. Ѕвездата ќе си ја задржи стабилната форма уште долго време, сè додека топлината што се ослободува од нуклеарните реакции го урамнотежува гравитационото привлекување. Но на крајот ѕвездата ќе го потроши целиот свој водород и сите свои други нуклеарни горива. Парадоксално е тоа што колку што ѕвездата на почетокот има повеќе гориво толку побрзо ќе го потроши затоа што поголемите ѕвезди мора да бидат потопли за да го урамнотежат гравитационото привлекување. А колку што една ѕвезда е потопло толку таа побрзо го користи своето гориво. Нашето сонце веројатно има доволно гориво за уште пет милијарди години, но поголемите ѕвезди можат да го потрошат горивото за само стотина милиони години, многу помалку од староста на вселената. Кога една ѕвезда ќе го потроши нуклеарното гориво започнува да се лади и да се намалува. Што може да и се случи потоа за првпат станало јасно дури кон крајот на дваесеттите години од дваесеттиот век.

Силна гравитација[уреди | уреди извор]

Проблемот како да се разбере што ќе се случи со таквата ѕвезда со помош на теоријата на релативноста за првпат го решил младиот американец Роберт Опенхајмер во 1939 година. Но неговиот резултат покажувал дека тогашните телескопи не можат да детектираат ниту едно од предвидувањата на новата теорија. Сликата што денес ја имаме за истражувањата на Опенхајмер се сведува на следново. Гравитационото поле на ѕвездата ги менува патеките на светлосните зраци низ простор-времето. Светлосните конуси кои укажуваат на патеките на светлосните блесоци низ просторот и времето се закривени навнатре, кон површината на ѕвездата. Тоа може да се види при скршнувањето на светлинатаод далечните ѕвезди што се регистрира при затемнување на сонцето. Додека ѕвездата е во фаза на контракција, гравитационото поле на нејзината површина станува се' посилно и посилно а светлосните конуси сè повеќе се искривуваат навнатре. Тоа и' отежнува на светлината што потекнува од ѕвездата да се ослободи од гравитацијата и таа се' повеќе станува понејасна и поцрвена за набљудувачите од страна. Конечно, кога ѕвездата ќе се збие до одреден критичен полупречник, гравитационото поле на површината станува толку силно што светлосните конуси се толку многу искривени што светлинатавеќе не може да побегне. Според теоријата на релативноста, ништо не може да се движи побрзо од светлината. Според тоа ако светлинатане може да избега тогаш ништо не може да избега; се' на ѕвездата е повлечено кон неа под влијание на силното гравитационо поле. Значи, станува збор за низа настани односно за област од простор-времето, кои не можат да допрат до оддалечениот набљудувач. Оваа област е тоа што ние го нарекуваме црна јама. Нејзините граници се нарекуваат хоризонт на настани и се совпаѓаат со патеките на светлосните зраци кои само што не побегнале од црната јама.

За да разбереме што ќе видиме ако го набљудуваме ѕвездениот колапс до состојба на црна јама треба да имаме на ум дека во теоријата на релативноста нема апсолутно време. Секој набљудувач има своја мерка за времето. Времето за некој кој се наоѓа на површината од ѕвездата ќе биде поинакво од времето за оддалечениот набљудувач благодарение на гравитационото поле на ѕвездата.

Хоризонтот на настани, границата на онаа област од простор-времето од која не може да се избега, дејствува како некој вид еднонасочна мембрана околу црната јама: објектите како некој невнимателен астронаут можат да паднат во внатрешноста на црната јама но ништо не може да побегне од црната јама надвор од хоризонтот на настани. Се што ќе падне низ хоризонтот на настани набрзо ќе дојде до областа на бесконечни густини и до крајот на времето.

Ентропија на црма јама[уреди | уреди извор]

Ентропија е ослободената енергија од систем. Според вториот закон за термодонамика, топлината се движи од потопло кон поладно место, но не и обратно. Како резултат, секој изолиран систем треба да настојува да постигне состојба на термална рамнотежа. Ентропијата на изолиран систем ќе настојува да се зголеми со време, достигнувајќи максимална вредност кога системот ќе достигне термална рамнотежа. Ентропијата може да се пресмета математички и има тенденција на зголемување со текот на времето.

Кога станува збор за ентропијата на црна јама, доколку ненадејно се пренесе систем со позната вредност на ентропијата преку хоризонтот на случувања на црна јама, ентропијата станува немерлива, како таа да исчезнува. Со ова се руши вториот закон за термодинамика, бидејќи ентропијата на системот треба да остане константна, или често, да се зголеми, но не може да исчезне тукутака. Каква ентропија и да поседува системот, таа се пренесува на црната јама кога системот влегува внатре. Ова е уште една причина зошто се смета дека црните јами имаат многу висока ентропија.

Што се случува со информацијата?[уреди | уреди извор]

Постои фундаментален принцип во квантната механика кој вели дека информацијата не може да биде уништена или изгубена. Информацијата мора да остане тука во некаква форма. Ова е во ред, меѓутоа проблем е ако по многу години црната јама испарува преку Хокинговата радијација, која произлегува од флуктуациите на квантумот на хоризонтот на случувања и нема некоја видлива причинска поврзаност со содржината на црната јама.

Хокингова радијација[уреди | уреди извор]

Хокингова радијација – квантумската флуктуација проксимална на хоризонтот на случување на црната јама произведува честика и античестичка. Античестичката навлегува во црната јама и ја поништува кога таму се судира со честичка. Набљудувано од надвор црната јама изгледа како да изгубила маса и ја зрачела во честичка. Со тек на време овој процес би резултирал во црна јама која испарува. Решение на проблемот кое сега се фаворизира е холографскиот принцип, кој сугерира дека што и да влезе во црната јама остава печат на најзиниот хоризонт на случувања, како тоа дека информацијата за целата содржина на црната јама може да се изведе од самата површина на хоризонтот на случувања, и таа информација влијае на квантумско ниво врз секоја последователна Хокингова радијација, како и тоа дека Хокинговата радијација сепак успева да ја изнесе информацијата од црната јама како што црната јама испарува.

Супермасивни црни јами[уреди | уреди извор]

Овие објекти се многу добар потенцијален извор на гравитациони бранови. Нивната огромна маса од 105 МS ни кажува дека овие објекти се вистински „канибалисти“ кои просто ги проголтуваат соседните објекти. За жал, иако се потенцијално добри извори на гравитациони бранови, заради нивната голема маса, фреквенцијата е во областа на mHz, што значи дека се потребни детектори со антени од планетарни димензии.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]

Астрономија Македонија Архивирано на 11 август 2014 г. Институт за Физика- Наце Трајанов astronomija-mkd.com