Қара құрдым

Уикипедия — ашық энциклопедиясынан алынған мәлімет
Мұнда ауысу: шарлау, іздеу
Үлкен Магеллан тұмандығындағы қара құрдымның ұқсатылған суреті, күшті тартылыс күшінен кеңістік иілген

Қара құрдым (ағылшын: Black hole)— жойқын тартылыс күші арқылы бүкіл материя мен жарық нұрын еш жібермей өзіне тартып ала-алатын массасы өте ауыр жұлдыздық дене (үңгір емес) айтылады. Массасы белгілі шамадан жоғары тұрақты жұлдыз өзінің термоядролық реакциясына қажетті отыны таусылған соң тартылыс күшінің әсерінде ішіне қарай шұғыл жемірілуден деформацияланып қара құрдым пайда болады. Қара құрдымның массасы өте жоғары, тартылыс күші өрісі тым жойқын болғандықтан, ешқандай материя, магнитті толқын, жарық жылдамдығында қозғалады делінетін жарық радиациясы одан қашып құтыла алмайды (оның бетіне түскен жарық еш шағылыспайды), еш жарық шығармайды. Құрдым қара деп аталатын себебі ол оқиға көкжиегіне түскен бүкіл жарықты сорып алады, жарық шағылыспағандықтан оны термодинамикадағы абсолютті қара дене ретінде қарастыруға болады. Демек, ол қап-қара дене болып ештеңені, тіпті өзін де көрсетпейтіндіктен, "қара үңгір" деген мағынада "Black hole" деп аталған. Қазақша "Құрдым" сөзі "жоғалтушы, жоюшы, тауысушы, ақырластырушы" мағынасында айтылған.

Schwarzschild black hole
Гравитацилық линза арқылы ұқсатылған қара құрдым, жұлдыздық артқы көрінісіндегі деформацияны да байқауға болады.

Қара құрдымның айналысында математикалық жолмен дәлелденген Оқиға көкжиегі деген қабат бар, ол оқиғалардың енді ары қарай айқындалмайтын, оның ар жағын күзету мүмкін емес шек-шегарасы өңірі есептеледі. Квант өрісі теориясы оқиға көкжиегі радиация бөлетінін дәлелдейді, Сонымен қатар айырықша температуға да ие болатыны айқындалған. Осы температура қара құрдымның массасына кері пропорционал болғандықтан, олардан бөлінетін радиацияның мөлшерін анықтау қиынға соғады.

Шварцшильда Қара құрдымы айналасындағы Эйнштейн сақинасын шолу.

Жұлдыздық дене Ғаламатжұлдыз ретінде жарылыс жасағанда нейтрондар арасындағы өзара тебу күші сыртқы қысу күшінен асып кетеді де, ол жоғары тығыздыққа ие нейтрон жұлдызына айналады. Сол кезде осынау жойқын қысым күшіне ештеңе төтеп бере алмайды да, жұлдыз үздіксіз кішірейіп, ең соңында Қара құрдымға айналады. Қазірге дейін ең кішкене қара құрдым 3.8 күн массасына тең.

Қара құрдымды тіке күзету мүмкін емес, бірақ жанама тәсілдер арқылы оның бар екенін, шамасын, оның басқаларға қаншалық күш түсіріп жатқанын зерттеуге болады. Зат (жұлдыз) әдетте жұтылудан бұрын жоғары темпратураға ие ультракүлгін сәулесі мен рентген сәулесін төңірегіне шығара бастағанда оның Қара құрдымның ырқына құлай бастағаны белгілі болады. Қара құрдымның белгісі тұрақты жұлдыздар мен галактикалардың, тұмандықтар мен жұлдыздар тобының Қара құрдым төңірегінде үйіріліп, өз орны мен массасынан айырыла бастағанда жанама түрде Қара құрдымның бар екендігі айқындалады. Қара құрдым қазіргі физика тарихында жұрттың жаппай назарын аударған тақырыптардың бірі. Фантазиялық әдебиетте, кинода, тіпті БАҚ -да Қара құрдым туралы айтылымдар көп кездеседі. Бүгінге дейін Қара құрдымды астрономия, физика және астрофизика саласындағы көптеген зерттеушілер бірдей қолдады және ол туралы көптеген есептеулер мен күзету қорытындыларын жариялады.

Байқалу-зерттелу тарихы[өңдеу]

Хабл телескопының көмегімен алынған кескін: M87 белсенді галактикасы. Галактиканың ядросында тұжырым бойынша қара құрдым орналасқан. Суреттен 5 мың жарық жылы қашықтықтағы релятивистік ағын да байқалады.

Жарықты кері шағылыстырмайтын, үлкен тартылыс күшке ие, массасы өте тығыз денелердің болу мүмкіндігі туралы ең алғаш айтқан XVIII ғасырда ағылшын геологі Джон Митчел(John Michell) болды. Ол 1788 жылы Генри Кавендишке жазған бір хатында осы идеяны алға қойған. Оның айтуынша, күнмен тең салмақтағы аспан денесінің радиусы тек 3 км ғана болса, онда бұл аспан денесі көрінбейді, нұр атаулыны түгел өзіне жұтып қояды.

1796 жылы әйгілі француз ғалымы Пьер-Симон Лаплас: "салмағы 250 күнге тең келетін, диаметрі жер шарындай тұрақты жұлдыз тартылыс күшінің әсерінде ешқандай жарықты сыртына қоябермейді. Сол себепті әлемде үлкен жарық шығаратын денені біз байқай алмаймыз," деп жазды. Лаплас Ньютонның бүкіл әлемдік тартылыс күші заңын негіз етіп Қара құрдымның радиусын есептеуге талпынды. Оның есептеуінше, бұл аспан денесінің бетіндегі тарту жылдамдығы жарық жылдамдығынан жоғары болған аспан денесі. Әрқандай зат егер бұл жылдамдықтан төмен жылдамдықпен қозғалса, онда ол осы денені айналуды айтпағанда, алысқа ұзап кете алмайды, егер бетіндегі тарту жылдамдығы жарық жылдамдығынан зор болса, онда ешқандай жарық сәулесі құтыла алмайды. Бетінен еш жарық шықпаған соң енді ол бүкілдей қара дене болып көрінеді." "Вlack hole" терминін тұңғыш рет 1968 жылы АҚШ астрофизигі Джон Уилер қолданғанымен, бірақ Лапластың жоғарыда баяндаған аспан денесі дәл осы Қара құрдым екені байқалып тұр.

Жер шары және ол иген кеңістік

1915 жылы желтоқсанда Альберт Эйнштейн Кең мағынадағы салыстырмалы теориясын жариялаған соң бір айдан кейін (1916) неміс астрономы Карл Шваршильд Эйнштейннің өріс теңдеулерінің нақты шешімін беріп, нүктелік сапа мен сфералық сапа туғызған тартылыс күш өрісін түсіндірді, Шваршильд метрикасы және Шваршильд радиусы қатарлы ұғымдарды қалыптастырды. Бұл есептеулер бойынша, егер мәлім аспан денесінің бүкіл массасы өте кішкентай "тартылыс күші радиусы" аумағына дейін сығылса, барлық материя мен энергия ішінде қамалып қалады да, ол сыртқа қарата қараңғы болмысқа айналады, сөйтіп Қара құрдым пайда болады. Бұл қара құрдымның алғашқы толық сипаттамасы болып, оның шамасы салыстырмалық теориясы арқылы есептелді.

1934 жылы Неміс астрономы Вальтер Бадер мен Швейцария астрономы Фриц Цвиккидің зерттеулері бойынша, қартайған үлкен массаға ие тұрақты жұлдыздардың өзегі ендіқайтып термоядролық реакция арқылы жоғары энергия туғыза алмағанда, онда тартылыс күшінің әсерінде сыртынан ішіне қарай жемірілу басталады да, ол Нейтрон жұлдызға, не қара құрдымға айналады.

1939 жылы АҚШ астрономы Оппенгеймер салмағы күн массасының 3 есесіндей (“оппенгеймер шегі” деп аталады,), бірақ ешқандай теромоядролық күші жоқ “суыған тұрақты жұлдыз” өзінің тартылыс күшінің әсерінде ішіне қарай жеміріле құлап Қара құрдымға айналады, яғни ол жұлдыз енді өлі қаңқаға айналады.

1974 жылы Англия ғалымы Стивен Хокинг "Қара құрдымның булануы" ұғымын ұсынды. Ол бойынша, қара құрдым төңірегінде Виртуалды бөлшек пайда болу сәтінде төрт түрлі мүмкіндік болады: Тікелей жойылу, Қара құрдымға сіңу, оң бөлшек Қара құрдымға құлап, теріс бөлшек қашып құтылу, теріс бөлшек Қара құрдымға құлап, оң бөлшек қашып құтылу. Бұлардың ішінде төртіншісінің мүмкіндігі өте кіші. Хокинг сондай-ақ Миниатюралық қара құрдым (алғашқы қара құрдым) ұғымын да ұсынды.

 R_{\mu\nu} - {\textstyle 1 \over 2}R\,g_{\mu\nu} + \Lambda\ g_{\mu\nu} = \frac{8\pi G}{c^{4}}\, T_{\mu\nu}

Эйнштейннің кең мағынадағы салыстырмалық теориясы

Қазіргі заман физикасында Қара құрдым теориясы Кең мағынадағы салыстырмалық теория негізінде қалыптасқан. Онда жарық жұтылатындықтан біз оны тіке бақылап зерттей алмаймыз. Бірақ оның айналасындағы табиғи денелерге түсірген әсері мен ықпалы арқылы оны өлшей аламыз. Мысалы, тұрақты жұлдыз қара құрдым жағынан тартылғанда онда сорылу ағыны пайда болып, ондағы құрамдардың қозғалысы шұғыл үдейді және рентген сәулесін тарқатады. Бұл рентген сәулесін зерттеуге сүйеніп, Қара құрдымның қайсы аумақта болғанын және оның шамасын мөлшерлей аламыз. Қара құрдымдар қалыптасқан соң оның массасы мен көлемі ұлғаяды, себебі айналасындағы бүкіл материяны өзіне тартып алады. Олар басқа жұлдыздарды өзіне қосып алып немесе басқа қара құрдымдармен бірігіп , күннің массасынан миллиардтаған есе үлкен, жоғары сатыдағы құрдымға айналады. Сондықтан қара құрдымдар көбінесе галактикалардың орналасып орналасып, бүкіл галактикалардың сол Қара құрыдымға тартыла үйіріліп айналуын туғызады.[1]

Қара құрдымның қалыптасуы[өңдеу]

Қара құрдымның ұқсатылған суреті

Тұрақты жұлдыз атаулының тіршілік периоды бар, ол үздіксіз термоядролық реакция арқылы энергиясын сақтап, өз бойындағы тартылыс күштің шамасының асып кетуіне төтеп береді. Сутегі элементінің бірігуінен басталған бір тұрақты жұлдыз басқа да ауыр элементтерді жасау барысында үздіксіз кеңейе береді. Ал, қандай элементті қалыптастыруы әр тұрақты жұлдыздың өз ерекшелігіне байланысты болады. Мысалы, күн 9 млрд жылдық сутегінің термоядролық реакциясын, 1 млрд жылдық гелийдің термоядролық реакциясын бастан кешірді. Егер салмағы жеткілікті мөлшерде жоғары болса, тіпті де жоғары деңгейдегі теромядролық реакция тіпті де ауыр элементтерді қалыптастырады. Бірақ тіпті салмағы қанша зор болса да (Күн массасының 8 есесіндей) тұрақты жұлдыздың теромядролық реакциясы Протон саны 26 болатын темір элементін жасаумен болады. Ал, темір термоядролық реакцияның отыны емес. Бұл оның ақырласуға да жетіп баратынын көрсетеді. Егер Тұрақты жұлдыздың салмағы өте зор болса, оның өмірі де сонша қысқа болады. Егер бір тұрақты жұлдыздың салмағы екіншісінен 3 еседей үлкен болса, өмірі алдыңғысының 1/750 ғана болады.

Тұрақты жұлдыз өзінің соңғы өміріне жетіп барғанда, ендіқайтып жоғары деңгейдегі термоядролық реакцияның болмауынан тартылыс күші барлығын ішіне қарай тартып құлатып, "күйреу" туғызады. Күйреудің нәтижесі массаның үлкен-кішілігі туғызған тартылыс күші айырмалығына қарай әртүрлі болады: мысалы күн күйресе Ақ ергежейліге айналады. Күннен массасы үш еседей алып жұлдыз күйресе Қара құрдымға айналады.

Кезекте көпшілік мойындаға теориялар бойынша, Қара құрдым үш түрлі физикалық шама бойынша өлшенеді: масса, заряды, бұрыштық моменті. Егер бір Қара құрдымның бұл үш түрлі физикалық шамасы белгілі болса, онда оның өзі де айқындалған есептеледі де, бұл Қара құрдымның шашсыз теориясы (No Hair Theorem) делінеді.

Қара құрдым қалыптасқан соң оның алдында қалыптастырған физика заңдары түгелдей күшін жятындықтан, оның бетінде тік төртбұрыш, өзара итерісу, шашырау, томпақ бет секілді пішіндер болмайтынды. Бұл Қара құрдымның шашсыз теориясының (No Hair Theorem) тағы бір түрлі айтылымы.

Дегенмен, бұл теория классикалық түсіндірулер аясындағы заңдар ғана Қара құрдымда күшін жоюы мүмкін, бірақ басқа жаңа мағынадағы кванттық зарядталу болуы мүмкін. Сондықтан, Қара құрдым бірполярлы үлкен доменмен, немесе Ғарыштық желімен бірдей өмір сүреді. және үлкен доменді кванттық зарядтандырады. Қара құрдымда тасу күші бар. Кіші қара құрдымдардың тасу күші де үлкен болады, үлкен құрыдымның тасу күші кішірек болады. Айналу күйіндегі қара құрдымда ішкі көкжиек және сыртқы көкжиек болады, және оның сингулярлық сақинасы болады. Оқиға көкжиегінен өтіп кеткен нәрсенің бәрі Ерекнүктеге (singularity) түседі.

Массасы мен көлемі[өңдеу]

Құс жолына жақын қашықтықтағы массасы 10 күнге тең келетін Қара құрдымның ұқсатылған суреті

"Оппенгеймер шегі" бойынша, массасы күн массасының үш есесінен асып кеткен, бірақ ешқандай термоядролық реакциясы жоқ "суыған тұрақты жұлдыз" өз тартылыс күшінің әсерінде ішке қарай жеміріле кеусеп, атышулы Қара құрдымды өмірге әкеледі. Демек Қара құрдым дегеніміз алып тұрақты жұлдыздың өлген қаңқасы. Анығырақ айтқанда, алып массаға ие аспан денесі өзінің соңғы сәттерінде өзегінің кеусеу массасы күн массасының 3.2 есесіндей болғанда, тартылыс күшін жеңетін ішкі қарсылықтың болмауына өзегінің жемірілуі шексіз жүріліп, Қара құрдымға айналады. (Мұндай жағдайда, ядросы күн массасының 1.4 есесінен кішілер Кіші ергежейліге айналады, 3.2 мен 1.4 аралығындағылар Нейтрон жұлдызға айналады.)

Астрономдардың бақылап-өлшеуі көрсеткендей, Құс жолын, Андромеда галактикасын қамтыған көптеген алып галактикалардың орталығында ерепайсыз жойқын массаға ие алып Қара құрыдым бар, олардың массасы неше миллионнан он неше миллиардқа дейінгі күн массасының қосындысына тең болады. Эйнштейннің кең мағынадағы салыстырмалық теориясы Қара құрдымның болуын теориялық тұрғыда мөлшерледі. Олардың арасындағы ең қарапайымы сфералық симметриялық шешілім бойынша Шварцшильда көрсеткішін құрайды. Ол Карл Шварцшильда 1915 жылы байқаған Эйнштейн теориясының шешілім көрсеткіші.

Суық газ бен тозаңнан құралған NGC 4261 галактикасында Қарa құрдым болуы мүмкін.

Шварцшильда көрсеткіші бойынша, егер бір ауыр салмақты аспан денесінің радиусы мәлім бір арнаулы шамадан төмен болса, онда ол аспан денесі өз-өзіне жеміріле күйрей бастайды. Осы радиус — Шварцшильда радиусы делінеді. Осы радиустан төмен аспан денелері кеңістікті барынша иіп деформациялайды да атқылаған барлық жарық сәулелері мейлі қайсы бағытқа болса да осы жұлдыздық дененің өзегіне қарай сорылып, жұтылып отырады. Салыстырмалық теориясының көрсетуінше, барша тұрақты көрсеткі тұғырлар бойынша материяның әрқандай қозғалыс жылдамдығы бостық вакуумдағы жарық жылдамдығынан (3*105Км/секунд) асып кетпейді. Шварцшильда радиусы деңгейіндегі аспан денесі өзінің ішкі өзегін құрта бастайды. Кең мағынадағы салыстырмалы теориясының айқындауы бойынша, Қара құрдымда шексіз жоғары тығыздықтағы "ауырлық күш ерекнүктесі (Singularity)" болады, оны "Құдай да жек көретін тыржалаңаш Ерекнүкте" деп атайды. Шварцшильда радиусы ішінде Қара құрдым ерекнүктесі өте үлкен массадан қалыптасқан ғаламат жойқын тартылыс күшінен қалыптасатындықтан, басқаны айтпағанда фотонның өзі Қара құрдымнан қашып шыға алмайды. Қара құрдымның "қаралығы" мен "құрыдымдығы" міне осыдан болады.

Қара құрдым түрлері
түрі массасы көлемі
Асқан ауыр Қара құрдым ~105–1010 MКүн ~0.001–400 AU
Орташа салмақты Қара құрдым ~103 MКүн ~103 km ≈ RЖер шары
Тұрақты жұлдыздай Қара құрдым ~10 MКүн ~30 km
Ұсақ Қара құрдым up to ~MАй up to ~0.1 mm

Шварцшильда радиусы төмендегі формулада көрсетілген:

R_s=\frac{2GM}{c^2}

Мұнда, G бүкіл әлемдік тартылыс күш тұрақтысы, М аспан денесінің массасы, c жарық жылдамдығы. Егер, мысалы жер шарымен шамалас ауырлықтағы аспан денесі бар десек, оның Шварцшильда радиусы тек 9 миллиметр ғана болады.

Темпратурасы[өңдеу]

T=\frac{\hbar c^3}{8\pi kGM}

Радиациялық спектріне негізделгенде, Қара құрдым мен темпратурасы бар зат негізінен бірдей. Қара құрдымның өзіндік темпратурасы Қара құрдым көкжиегіндегі тартылыс күш шамасына кері пропорционалды болады. Былайша айтқанда оның темпратурасы оның үлкен-кішілігіне байланысты болады.

Егер Қара құрдым күннің 9 есесіндей болса, оның темпратурасы таза (абсолютты) нөл градустан 100 миллионнан 1 градусқа дейін болады. Ал, егер Қара құрдымның массасы бұдан зорайса, оның темпратурасы жалғасты төмендейді. Сондықтан, бұл түрдегі Қара құрдым туғызған кванттық радиация Үлкен жарылыс қалтырған 2.7K радиациясын (әлемнің арытқы радиациясы) бүкілдей жауып кетеді.

Оқиға көкжиегі[өңдеу]

Оқиға көкжиегі кейде "Қара құрдым көкжиегі" деп те аталады. Оқиға көкжиегі сыртындағы күзетуші оқиға көкжиегінің ішіндегі әрқандай іс туралы еш ақпарат ала алмайды, немесе аталған көкжиек шекарасы сыртындағы істер ішіндегі істерден келіп шығып жатқанын да сезіне алмайды. Оқиға көкжиегі Қара құрдымның қара құрдым болуының түп себебі. Ол Қара құрдымның ең сыртқы қабаты есебінде оның ішіндегі барлық жарық пен ақпарты сыртына жібермей тұрады. Астрономдар 2012 жылы шілде айында жер шарынан 500 млн жарық жылы қашықтықтан жұлдыздық таңбасы 3C 279 жұлдыздығын байқады. Онда күн массасынан 1 млрд есе үлкен Қара құрдым бар көрінеді. Ол оқиға көкжиегі туралы тұңғыш ақпаратты беруші есептеледі.

Фотон шары[өңдеу]

Фотон шары қалыңдығы 0 шамаға тең шар пішінді шекара. Қара құрдымның ауырлық күші ауырлық күш үдеуін туғызады да, бірбөлім фотондар шар пішінді орбитада Қара құрдымды айнала қозғалады. Өзі айналмайтын Қара құрдым үшін фотон шары Шварцшильда радиусының 1.5 есесіндей болады. Бұл орбита тұрақсыз болғандықтан Қара құрдымның өсуіне ілесіп өзгеріп отырады.

Қара құрдым сыртын қоршап тұрғаны Фотон шар қабаты деп елестетіледі, егер жарық сәулесі фотон шар қабатынан жанай кесіп өтсе, онда тартылыс күші фотонды ұстап алады да, ол фотон қабатында Қара құрдымды бейне жер серігі секілді шексіз айналып жүреді.

Басқа Нейтрон жұлдызы, Кварк (Quark) жұлдызы секілді тығыздығы жоғары жұлдыздарда да фотон шары қабаты болады.

Эргосфера[өңдеу]

Эргосфера (event horizon = оқиға көкжиегі)

Эргосфера (Ergosphere), немесе Лензе Тирринга әсері (Lense Thirring Effect, немесе Frame Dragging) деп те аталады, айналу күйіндегі масса өз төңірегіндегі уақыт пен кеңістікке сүйрелеу, шектеу құбылысын туғызады, бұл құбылысты анықтаушы жүйенің анықталушыға әсері деп те атайды.[2] "Айналу күйіндегі Қара құрдымның" бойында айналуға қатысуы түрліше сипатқа ие аймақтары болады. Мысалы, Қара құрдымның екі полюсы мен экваторының уақыт-кеңістіктік эффекті ұқсамайды. Бұл өзгеше эффекттер нақты Қара құрдымның кейбір қасиеттерін айқындауға көмегі тиеді.

Күзетуші қоралану эффектісі мен айналу шеңберін нысан ретінде таңдай алады, оған енген және қашқан фотондардың қозғалысы арқылы жанама ақпараттарды иелейді. Мысалы, бөлшектер құрамының жайласуын, яғни Пенроуза процессін тани алады.[3]

Айналған Қара құрдымның энергия ағыту шамасына қарай ауырлық күштің тарқалу ауқымын аңғарып, сол арқылы айналуға кеткен шығынды мөлшерлеуге болады. Дегенмен, бұл тәсілді тек екіден артық өзара айналу нысаны бар Қосаржұлдыздық жүйені зерттегенде ғана қолдануға болады.

Қара құрдым жұлдыздарды қалай жұтады(Компьютерлік ұқсатылған нұсқасы)

Қара құрдымның төңірегіндегі кеңістікте тартылыс күш кеңістікті иетіндіктен, "уақыттың бөгделігі" құбылысы туады. Бұл төңірегіндегі санасушы нысаның және оқиға көкжиегінің әсерін де қамтиды. Дегенмен, уақыт физикасы пәні әлі толық даму жолына түсе қоймағандықтан, Қара құрдымдағыға ұқсап кететін жағдайда уақыт мәнін жоғалтып, бұзылып, ұзарып, қысқарып, бөтен, бөгде мінез танытқанына қарата қазіргі теориялық физика әлі толық жүйелі жауап бере алмай отыр!

Қара құрдымның бірігуі[өңдеу]

Қара құрдымның бірігуі күшті тартылыс күш толқынын туғызады, жаңа Қара құрдым әуелгі галактикалық орталық өзектегі орнын ауыстырады. Егер жылдамдық тым жоғары болса, тіпті ол Галактика денесінен ажырап кетуі мүмкін.

Қара құрдым түрлері[өңдеу]

Түрге бөлудің бірінші тәсілі:

Қайнар көзі[өңдеу]

  1. NASA. Astronomy 21 century (author V.G.Sydrin). V.L.Ginzburg Theoretical Physics
  2. Darling, David "Lense-Thiring Effect"
  3. Bhat, Manjiri ; Dhurandhar, Sanjeev & Dadhich, Naresh "Energetics of the Kerr-Newman Black Hole by the Penrose Process" January 10, 1985

Ішкі сілтемелер[өңдеу]