ブラックホール: 中には何があるの? 興味深い事実と研究。 ブラックホールの驚くべき歴史

比較的最近、宇宙探査をテーマにした人気の科学映画の制作に対する関心が高まっているため、現代の視聴者は特異点やブラック ホールなどの現象についてよく聞くようになりました。 しかし、映画は明らかにこれらの現象の完全な性質を明らかにしておらず、場合によっては、より効果を高めるために構築された科学理論を歪曲することさえあります。 このため、多くの代表者は、 現代人これらの現象についての考えは完全に表面的であるか、完全に間違っています。 生じた問題に対する解決策の 1 つがこの記事です。この記事では、既存の研究結果を理解し、「ブラック ホールとは何ですか?」という質問に答えようとします。

1784年、イギリスの司祭で博物学者のジョン・ミッシェルは、王立協会への手紙の中で、2回目の脱出速度が光速を超えるほど強い重力を持つ、ある架空の巨大天体について初めて言及した。 2 番目の脱出速度は、比較的小さな物体が天体の重力に打ち勝ち、この天体の周りの閉じた軌道を越えるのに必要な速度です。 彼の計算によると、太陽の密度と太陽半径 500 の半径を持つ物体は、その表面で光速に等しい第 2 宇宙速度を持つことになります。 この場合、光さえもそのような物体の表面から出ないため、この物体は入ってくる光を吸収するだけで、観察者には見えないままになります-暗い空間の背景に対する一種の黒い点。

しかし、ミシェルの超大質量体の概念は、アインシュタインの研究まではあまり関心を集めませんでした。 後者が光の速度を情報伝達の最大速度として定義したことを思い出してください。 さらに、アインシュタインは重力理論を光速に近い速度まで拡張しました ()。 その結果、ニュートン理論をブラックホールに適用することはもはや意味がありませんでした。

アインシュタインの方程式

一般相対性理論をブラックホールに適用し、アインシュタイン方程式を解いた結果、ブラックホールの主なパラメータは質量、電荷、角運動量の 3 つだけであることが特定されました。 基本的なモノグラフ「ブラック ホールの数学理論」を作成したインドの天体物理学者スブラマニアン チャンドラセカールの多大な貢献は注目に値します。

したがって、アインシュタインの方程式の解は、考えられる 4 つのタイプのブラック ホールに対して 4 つの選択肢で示されます。

• 回転なし、チャージなしの BH – シュヴァルツシルトのソリューション。 アインシュタインの方程式を使用したブラック ホールの最初の記述 (1916 年) の 1 つですが、物体の 3 つのパラメーターのうち 2 つは考慮されていません。 ドイツの物理学者カール・シュヴァルツシルトの解決策により、球形の巨大な物体の外部重力場を計算することができます。 ドイツの科学者のブラックホールの概念の特徴は、事象の地平線の存在とその背後に隠れていることです。 シュヴァルツシルトは、彼の名前の由来となった重力半径を計算した最初の人物でもあり、これにより、特定の質量を持つ物体の事象の地平線が位置する球の半径が決まります。
• 充電による回転なしの BH – ライスナー・ノルドストロームのソリューション。 ブラック ホールの電荷の可能性を考慮して、1916 年から 1918 年に提案された解決策。 この電荷は任意に大きくすることはできず、結果として生じる電気的反発によって制限されます。 後者は重力によって補償されなければなりません。
• 回転ありかつ電荷なしの BH - カーの解決策 (1963)。 回転するカー ブラック ホールは、いわゆるエルゴスフィアの存在によって静的ブラック ホールとは異なります (このブラック ホールおよびブラック ホールの他の構成要素について詳しくは、こちらをご覧ください)。
• 回転とチャージを備えた BH - カー・ニューマン解。 この決断はは 1965 年に計算され、ブラック ホールの 3 つのパラメーターすべてが考慮されているため、現在最も完全なものです。 しかし、自然界ではブラックホールはわずかな電荷を持っていると依然として想定されています。

ブラックホールの形成

ブラックホールがどのように形成され、出現するかについてはいくつかの理論がありますが、最も有名なのは、十分な質量を持つ星の重力崩壊の結果としてブラックホールが発生するというものです。 このような圧縮により、太陽質量の 3 つを超える質量を持つ星の進化が終わる可能性があります。 このような星の内部で熱核反応が完了すると、それらは急速に超高密度に圧縮され始めます。 中性子星のガス圧力が重力を補償できない場合、つまり、星の質量がいわゆる重力を克服する場合。 オッペンハイマー・ヴォルコフ限界に到達すると、崩壊が続き、その結果、物質がブラックホールに圧縮されます。

ブラックホールの誕生を説明する 2 番目のシナリオは、原銀河ガス、つまり銀河またはある種の星団に変化する段階での星間ガスの圧縮です。 同じ重力を補うのに十分な内圧がない場合、ブラック ホールが発生する可能性があります。

他の 2 つのシナリオは仮説のままです。

• いわゆるブラックホールの発生 原始ブラックホール。
• 高エネルギーで起こる核反応の結果として発生。 このような反応の例としては、衝突型加速器での実験が挙げられます。

ブラックホールの構造と物理学

シュワルツシルトによれば、ブラック ホールの構造には、前述した 2 つの要素、つまりブラック ホールの特異点と事象の地平線のみが含まれています。 特異点について簡単に言うと、それを通る直線を引くことは不可能であり、また、その中には既存の要素のほとんどが含まれていることがわかります。 物理理論動作しません。 したがって、特異点の物理学は今日でも科学者にとって謎のままです。 ブラックホールは特定の境界であり、それを越えると物理的物体はその限界を超えて戻る機会を失い、間違いなくブラックホールの特異点に「落ちる」でしょう。

ブラック ホールの構造は、カー解の場合、つまりブラック ホールの回転が存在する場合、いくぶん複雑になります。 カーの解決策は、穴にエルゴスフィアがあることを前提としています。 エルゴスフィアは事象の地平線の外側に位置する特定の領域であり、その内部ではすべての天体がブラックホールの回転方向に移動します。 このエリアは事象の地平線とは異なり、まだ盛り上がっていないため、そこから離れることが可能です。 エルゴスフィアはおそらく降着円盤の一種の類似物であり、巨大な天体の周りで回転する物質を表しています。 静的なシュヴァルツシルト ブラック ホールが黒い球として表される場合、ケリー ブラック ホールは、エルゴ球の存在により、扁平楕円体の形状を持ち、昔の図面でブラック ホールをよく見た形です。映画やビデオゲーム。

• ブラックホールの重さはどれくらいですか? – ブラックホールの出現に関する最も理論的な資料は、星の崩壊の結果としてブラックホールが出現するシナリオについて利用可能です。 この場合、中性子星の最大質量とブラックホールの最小質量はオッペンハイマー・ボルコフ限界によって決まり、これによるとブラックホールの質量の下限は太陽質量の2.5～3倍となります。 これまでに発見された最も重いブラック ホール (銀河 NGC 4889 内) の質量は 210 億太陽質量です。 しかし、衝突器などの高エネルギーでの核反応の結果として仮説的に発生するブラックホールのことを忘れてはなりません。 このような量子ブラック ホール、言い換えれば「プランク ブラック ホール」の質量は、2・10−5 g というオーダーの大きさです。
• ブラックホールのサイズ。 ブラック ホールの最小半径は、最小質量 (2.5 ～ 3 太陽質量) から計算できます。 太陽の重力半径、つまり事象の地平線が位置する領域が約 2.95 km である場合、太陽質量 3 個分のブラック ホールの最小半径は約 9 キロメートルになります。 周囲のあらゆるものを引き付ける巨大な物体について話している場合、そのような比較的小さいサイズを理解するのは困難です。 ただし、量子ブラックホールの場合、半径は 10 -35 m です。
• ブラック ホールの平均密度は、質量と半径という 2 つのパラメータによって決まります。 太陽質量約 3 倍の質量を持つブラック ホールの密度は約 6 10 26 kg/m3 ですが、水の密度は 1000 kg/m3 です。 しかし、そのような小さなブラックホールは科学者によって発見されていません。 検出されたブラック ホールのほとんどは、10 5 太陽質量よりも大きい質量を持っています。 ブラックホールの質量が大きくなるほど密度が低くなるという興味深いパターンがあります。 この場合、質量が 11 桁変化すると、密度も 22 桁変化します。 したがって、1・10 9 太陽質量の質量を持つブラック ホールの密度は 18.5 kg/m3 であり、金の密度より 1 つ小さいことになります。 そして、10 10 太陽質量を超える質量を持つブラック ホールは、空気の平均密度よりも小さい平均密度を持つ可能性があります。 これらの計算に基づいて、ブラック ホールの形成は物質の圧縮によって発生するのではなく、特定の体積に大量の物質が蓄積した結果であると仮定するのが論理的です。 量子ブラックホールの場合、その密度は約 10 94 kg/m3 になる可能性があります。
• ブラックホールの温度もその質量に反比例します。 この温度に直接関係します。 この放射線のスペクトルは、絶対的な黒体のスペクトル、つまりすべての入射放射線を吸収する体のスペクトルと一致します。 絶対黒体の放射スペクトルはその温度にのみ依存するため、ブラック ホールの温度はホーキング放射スペクトルから決定できます。 上で述べたように、この放射線はブラックホールが小さいほど強力になります。 同時に、ホーキング放射はまだ天文学者によって観測されていないため、仮説のままです。 このことから、ホーキング放射が存在する場合、観測されたブラック ホールの温度が非常に低いため、この放射を検出できないことがわかります。 計算によれば、太陽質量程度の質量を持つ穴の温度でさえ無視できるほど小さい(1・10 -7 K または -272°C)。 量子ブラックホールの温度は約10 12 Kに達することがあり、急速な蒸発（約1.5分）により、このようなブラックホールは約1,000万個の原子爆弾のエネルギーを放出する可能性があります。 しかし、幸いなことに、そのような仮想の物体を作成するには、今日大型ハドロン衝突型加速器で達成されるエネルギーの 10 14 倍のエネルギーが必要です。 さらに、そのような現象は天文学者によって観測されたことはありません。

ブラックホールは何で構成されていますか?

もう一つの疑問は、科学者と単に天体物理学に興味がある人々の両方を悩ませています - ブラックホールは何で構成されていますか？ ブラックホールを囲む事象の地平線を超えて見ることは不可能であるため、この質問に対する明確な答えはありません。 さらに、前述したように、ブラック ホールの理論モデルは、その構成要素のうち、エルゴスフィア、事象の地平線、特異点の 3 つだけを提供します。 人間圏には、ブラック ホールに引き寄せられ、現在その周りを回転しているさまざまな種類の宇宙体や宇宙ガスだけが存在すると考えるのが論理的です。 事象の地平線は薄い暗黙の境界にすぎず、一度そこを越えると、同じ宇宙体がブラック ホールの最後の主成分である特異点に向かって取り返しのつかないほど引き寄せられます。 特異点の性質は現在研究されておらず、その構成について話すのは時期尚早です。

いくつかの仮定によれば、ブラック ホールは中性子で構成されている可能性があります。 星が中性子星に圧縮され、その後圧縮された結果としてブラックホールが発生するというシナリオに従うと、おそらくブラックホールの主要部分は中性子で構成されており、中性子星自体はその中性子であると考えられます。作曲された。 簡単な言葉で言うと: 星が崩壊すると、電子が陽子と結合して中性子が形成されるように原子が圧縮されます。 同様の反応が実際に自然界でも起こっており、中性子の生成とともにニュートリノ放射が発生します。 ただし、これらは単なる仮定にすぎません。

ブラックホールに落ちたらどうなるのでしょうか？

天体物理学的ブラックホールに落ちると体が伸びる。 宇宙服だけを着て足から先にブラックホールに向かう自殺宇宙飛行士を仮定して考えてみましょう。 事象の地平線を越​​えても、宇宙飛行士は戻る機会がなくなったにもかかわらず、何の変化も感じません。 ある時点で、宇宙飛行士は体の変形が起こり始める点（事象の地平線のわずかに後ろ）に到達します。 ブラックホールの重力場は不均一で、中心に向かって増加する力の勾配で表されるため、宇宙飛行士の脚は、たとえば頭よりも著しく大きな重力の影響を受けることになります。 次に、重力、または潮汐力により、脚はより速く「落下」します。 したがって、体の長さは徐々に伸び始めます。 この現象を説明するために、天体物理学者はスパゲッティフィケーションというかなり創造的な用語を考え出しました。 物体がさらに伸びるとおそらく原子に分解され、遅かれ早かれ特異点に達するでしょう。 この状況で人がどのように感じるかは推測することしかできません。 物体を伸ばす効果がブラックホールの質量に反比例することは注目に値します。 つまり、太陽3個分の質量を持つブラックホールが瞬時に天体を引き伸ばしたり引き裂いたりした場合、超大質量ブラックホールの潮汐力は低くなり、一部の物理物質は構造を失うことなくそのような変形に「耐えられる」可能性があるという示唆がある。

ご存知のとおり、巨大な物体の近くでは時間の流れが遅くなります。つまり、自爆攻撃を行った宇宙飛行士の時間の流れは地球人の時間よりもはるかに遅くなります。 この場合、おそらく彼は友人だけでなく、地球そのものよりも長生きするでしょう。 宇宙飛行士の時間がどのくらい遅くなるかを判断するには、計算が必要ですが、上記のことから、宇宙飛行士は非常にゆっくりとブラックホールに落ち、おそらく、宇宙飛行士がブラックホールに落ちる瞬間を見るまで生きていない可能性があると想定できます。体が変形し始める。

外側からの観察者にとって、事象の地平線まで飛んでいくすべての物体は、その像が消えるまでこの地平線の端に留まるということは注目に値します。 この現象の原因は重力赤方偏移です。 やや単純化すると、事象の地平線で「凍結」した自殺宇宙飛行士の体に当たる光は、時間が遅くなるため周波数が変化すると言えます。 なぜなら 時間が流れている速度が遅くなると、光の周波数は減少し、波長は増加します。 この現象の結果、出力、つまり外部観察者にとって、光は徐々に低周波、つまり赤色にシフトします。 自殺した宇宙飛行士が、ほとんど知覚できないほどではあるが観測者からどんどん遠ざかり、彼の時間の流れがますます遅くなるにつれて、スペクトルに沿った光の変化が起こるだろう。 したがって、宇宙飛行士の体によって反射された光はすぐに可視スペクトルを超え（画像が消えます）、将来的には宇宙飛行士の体は赤外線の領域でのみ検出され、その後は無線周波数で検出されるようになり、その結果、宇宙飛行士の体は赤外線の領域でのみ検出されるようになります。放射線は完全にとらえどころのないものになるでしょう。

上記にもかかわらず、非常に大きな超大質量ブラックホールでは、潮汐力は距離によってあまり変化せず、落下物体にほぼ均一に作用すると考えられています。 この場合、落ちるのは、 宇宙船その構造を維持することになります。 ブラックホールはどこにつながっているのでしょうか?という当然の疑問が生じます。 この疑問は、ワームホールとブラック ホールなどの 2 つの現象を結び付ける一部の科学者の研究によって答えることができます。

1935 年に遡ると、アルバート アインシュタインとネイサン ローゼンは、いわゆるワームホールの存在に関する仮説を提唱しました。ワームホールは、時空の 2 点を後者の大きな曲率の場所を介して接続します。アインシュタイン ローゼン ブリッジまたはワームホールです。 このような強力な空間の湾曲には、巨大な質量を持つ天体が必要となりますが、その役割はブラックホールによって完全に果たされることになります。

アインシュタイン・ローゼン橋 - 通過不可能なワームホールと考えられています。 小さいサイズそして不安定です。

ブラック ホールとホワイト ホールの理論の枠組み内では、横断可能なワームホールが可能です。 ホワイト ホールは、ブラック ホールに閉じ込められた情報の出力です。 ホワイトホールは一般相対性理論の枠組みの中で説明されていますが、今日では仮説のままで発見されていません。 ワームホールの別のモデルは、アメリカの科学者キップ・ソーンとその大学院生マイク・モリスによって提案されたが、これは合格できる可能性がある。 しかし、モリス・ソーン ワームホールの場合も、ブラック ホールとホワイト ホールの場合も、移動の可能性には、負のエネルギーを持ち、やはり仮説にとどまる、いわゆるエキゾチック マターの存在が必要です。

宇宙のブラックホール

ブラック ホールの存在が確認されたのは比較的最近 (2015 年 9 月) ですが、それ以前から、ブラック ホールの性質に関する多くの理論的資料や、ブラック ホールの役割を担う候補天体が数多く存在していました。 まず第一に、現象の性質自体がブラック ホールのサイズに依存するため、ブラック ホールのサイズを考慮する必要があります。

• 恒星質量ブラックホール。 このような天体は星の崩壊の結果として形成されます。 前述したように、このようなブラック ホールを形成できる天体の最小質量は 2.5 ～ 3 太陽質量です。
• 中間質量ブラックホール。 条件付きの中間タイプのブラック ホールで、ガスのクラスター、隣接する星 (2 つの星系の場合)、その他の天体など、近くの物体の吸収によって成長します。
• 超大質量ブラックホール。 10 5 ～10 10 の太陽質量を持つコンパクトな天体。 このようなブラック ホールの特徴的な特性は、前述したように、その密度が逆説的に低いことと、潮汐力が弱いことです。 これはまさに、他のほとんどの銀河と同様に、私たちの天の川銀河 (いて座 A*、Sgr A*) の中心にある超大質量ブラック ホールです。

ChDの候補者

最も近いブラック ホール、またはむしろブラック ホールの役割の候補は、(私たちの銀河系の) 太陽から 3000 光年の距離に位置する天体 (V616 Monoceros) です。 それは 2 つの構成要素で構成されています。太陽の半分の質量を持つ恒星と、太陽質量の 3 ～ 5 倍の目に見えない小天体です。 この天体が恒星質量の小さなブラックホールであることが判明した場合、それは当然のことながら最も近いブラックホールとなるでしょう。

この天体に続いて 2 番目に近いブラック ホールは白鳥座 X-1 (Cyg X-1) という天体で、ブラック ホールの役割の最初の候補でした。 そこまでの距離は約6070光年。 かなりよく研究されており、質量は太陽質量 14.8 倍、事象の地平線半径は約 26 km です。

いくつかの情報源によると、ブラックホールの役割のもう1つの最も近い候補は、いて座V4641星系(V4641 Sgr)の天体である可能性があり、1999年の推定によれば、この天体は1600光年の距離に位置していた。 しかし、その後の研究では、この距離は少なくとも 15 倍増加しました。

私たちの銀河系にはブラックホールが何個あるのでしょうか?

ブラックホールを観察するのは非常に難しいため、この質問に対する正確な答えはありません。空の研究の全期間を通じて、科学者たちはその中に約12個のブラックホールを発見することに成功しました。 天の川。 計算にこだわることなく、私たちの銀河には約 1,000 ～ 4,000 億個の星があり、およそ 1,000 個ごとの星がブラック ホールを形成するのに十分な質量を持っていることがわかります。 天の川銀河の存在中に、何百万ものブラックホールが形成された可能性があります。 巨大なサイズのブラック ホールを検出するのは簡単であるため、銀河内のブラック ホールの大部分は超大質量ではない可能性が高いと想定するのが論理的です。 2005 年の NASA の研究が、銀河の中心の周りを回転するブラック ホールの群れ (1 万から 2 万個) の存在を示唆していることは注目に値します。 さらに、2016年に日本の天体物理学者は、天の川銀河の中心である天体* - ブラックホールの近くに巨大な衛星を発見しました。 この天体の半径が小さい (0.15 光年) ことと、その巨大な質量 (太陽質量 10 万倍) のため、科学者たちはこの天体も超大質量ブラック ホールであると推測しています。

私たちの銀河の中心である天の川銀河のブラック ホール (いて座 A*、Sgr A*、またはいて座 A*) は超大質量で、質量は 4.31 10 6 太陽質量、半径は 0.00071 光年 (6.25 光時間) です。 . または 67 億 5,000 万 km）。 いて座 A* の温度は、その周囲の星団とともに約 1・10 7 K です。

最大のブラックホール

科学者たちが発見した宇宙最大のブラックホールは、銀河 S5 0014+81 の中心にあり、地球から 1.2 10 10 光年の距離にある超大質量ブラック ホール FSRQ ブラーです。 スウィフト宇宙天文台による予備観測結果によると、ブラックホールの質量は太陽質量400億（40・10の9乗）倍、シュヴァルツシルト半径は1183億5000万キロメートル（0.013光年）だった。 また、計算によれば、121億年前（ビッグバンから16億年後）に発生したとされています。 この巨大なブラックホールが周囲の物質を吸収しなければ、ブラックホールの時代まで生き続けることになります。ブラックホールの時代は、宇宙の発展の時代の1つであり、その間、ブラックホールが宇宙の中で優勢になるでしょう。 銀河 S5 0014+81 の中心が成長し続ければ、それは宇宙に存在する最後のブラックホールの 1 つになるでしょう。

他の 2 つの既知のブラック ホールには、独自の名前はありませんが、その存在が実験的に確認され、重力の研究に重要な結果も提供されたため、ブラック ホールの研究にとって最も重要です。 私たちは、2 つのブラック ホールが 1 つに衝突するイベント GW150914 について話しています。 このイベントをきっかけに登録が可能となりました。

ブラックホールの検出

ブラックホールを検出する方法を考える前に、なぜブラックホールは黒いのか?という疑問に答える必要があります。 – これに対する答えには、天体物理学や宇宙論の深い知識は必要ありません。 実際のところ、仮説を考慮に入れなければ、ブラックホールはそこに降り注ぐすべての放射線を吸収し、まったく放出しません。 この現象をより詳細に検討すると、電磁放射の形でのエネルギーの放出につながるプロセスはブラックホールの内部では起こらないと仮定できます。 次に、ブラック ホールが発光する場合、ホーキング スペクトル (加熱された完全な黒体のスペクトルと一致します) で発光します。 しかし、前述したように、この放射線は検出されず、ブラックホールの温度が完全に低いことを示唆しています。

一般に受け入れられているもう 1 つの理論は、電磁放射は事象の地平線から出ることがまったくできないというものです。 理論によれば、光子（光の粒子）自体には質量がないため、光子（光の粒子）は大質量の物体に引き寄せられない可能性が最も高くなります。 しかし、ブラックホールは依然として時空の歪みを通じて光の光子を「引き寄せ」ます。 宇宙のブラックホールを時空の滑らかな表面上の一種のくぼみとして想像すると、ブラックホールの中心から一定の距離があり、近づくと光はそこから離れることができなくなります。 つまり、大まかに言えば、「底」すらない「穴」に光が「落ち」始めるのです。

さらに、重力赤方偏移の影響を考慮すると、ブラックホール内の光は周波数を失い、完全にエネルギーを失うまでスペクトルに沿って低周波長波放射の領域に移動する可能性があります。

したがって、ブラックホールは色が黒いため、宇宙で検出するのは困難です。

検出方法

天文学者がブラックホールを検出するために使用する方法を見てみましょう。

上記の方法に加えて、科学者はブラック ホールなどの物体を関連付けることがよくあります。 クエーサーは、宇宙体とガスの特定の集団であり、宇宙で最も明るい天体の 1 つです。 これらは比較的小さいサイズで高い発光強度を持っているため、これらの天体の中心は超大質量ブラックホールであり、周囲の物質を引き付けていると仮定する理由があります。 このような強力な重力により、引き寄せられた物質は非常に加熱され、激しく放射されます。 このような天体の発見は通常、ブラックホールの発見と比較されます。 場合によっては、クエーサーは加熱されたプラズマのジェットを 2 方向に放出することがあります (相対論的ジェット)。 このようなジェットの出現理由は完全には明らかではありませんが、おそらくブラック ホールと降着円盤の磁場の相互作用によって引き起こされ、ブラック ホールが直接放出したものではありません。

M87銀河のジェットがブラックホールの中心から撮影

上記を要約すると、クローズアップして想像することができます。これは球状の黒い物体で、その周りを高温の物質が回転し、発光する降着円盤を形成します。

ブラックホールの合体と衝突

天体物理学で最も興味深い現象の 1 つはブラック ホールの衝突であり、これによってこのような巨大な天体の検出も可能になります。 このようなプロセスは、物理学者によって十分に研究されていない現象を引き起こすため、天体物理学者だけでなく興味深いものでもあります。 最もわかりやすい例これは、GW150914 と呼ばれる前述のイベントです。このイベントでは、2 つのブラック ホールが非常に接近し、相互の重力の結果として 1 つに合体しました。 重要な結果この衝突により重力波が発生しました。

定義によれば、重力波は、巨大な移動物体から波状に伝播する重力場の変化です。 このような 2 つの物体が近づくと、それらは共通の重心の周りを回転し始めます。 近づくにつれて、自身の軸を中心とした回転が増加します。 このような重力場の交互振動は、ある瞬間に 1 つの強力な重力波を形成し、宇宙空間に数百万光年にわたって広がる可能性があります。 したがって、13 億光年の距離で 2 つのブラック ホールが衝突し、強力な重力波が発生し、2015 年 9 月 14 日に地球に到達し、LIGO 検出器と VIRGO 検出器によって記録されました。

ブラックホールはどのようにして死ぬのでしょうか？

明らかに、ブラックホールが存在しなくなるには、その質量がすべて失われる必要があります。 しかし、その定義によれば、ブラックホールが事象の地平線を越​​えた場合、ブラックホールから出ることはできません。 ブラックホールから粒子が放出される可能性については、ソ連の理論物理学者ウラジーミル・グリボフが、同じくソ連の科学者ヤコフ・ゼルドヴィッチとの議論の中で初めて言及したことが知られている。 彼はその観点から次のように主張した 量子力学ブラックホールはトンネル効果を通じて粒子を放出することができます。 その後、量子力学を使用して、イギリスの理論物理学者スティーブン ホーキング博士が、少し異なる独自の理論を構築しました。 この現象について詳しくは、こちらをご覧ください。 簡単に言うと、真空中にはいわゆる仮想粒子が存在し、外界と相互作用することなく、常にペアで生まれ、互いに消滅し合います。 しかし、そのようなペアがブラックホールの事象の地平線上に現れた場合、強い重力によってそれらを分離することができ、一方の粒子がブラックホールに落ち、もう一方の粒子がブラックホールから遠ざかることになると仮定されます。 そして、穴から飛び去る粒子は観察できるため、正のエネルギーを持っているため、穴に落ちる粒子は負のエネルギーを持っているはずです。 したがって、ブラック ホールはエネルギーを失い、ブラック ホールの蒸発と呼ばれる効果が発生します。

ブラックホールの既存のモデルによれば、前述のように、その質量が減少するにつれて、その放射はより強くなります。 そして、ブラックホールの存在の最終段階で、量子ブラックホールのサイズまで縮小する可能性があるとき、放射線の形で膨大な量のエネルギーが放出されます。これは原子数千個または数百万個に相当する可能性があります。爆弾。 この出来事は、同じ爆弾のようなブラックホールの爆発をいくらか思い出させます。 計算によると、ビッグバンの結果として原始ブラックホールが誕生し、その質量が約10 12 kgのものは私たちの時代頃に蒸発して爆発したと考えられます。 それにもかかわらず、そのような爆発は天文学者によって気づかれたことはありません。

ホーキング博士がブラックホールを破壊するためのメカニズムを提案したにもかかわらず、ホーキング博士の放射の特性は量子力学の枠組み内で矛盾を引き起こします。 ブラックホールが特定の物体を吸収し、その後この物体の吸収によって質量が失われる場合、物体の性質に関係なく、ブラックホールは物体を吸収する前と変わりません。 この場合、身体に関する情報は永久に失われます。 理論計算の観点から見ると、初期の純粋状態から結果として生じる混合 (「熱」) 状態への変換は、現在の量子力学の理論に対応しません。 このパラドックスは、ブラック ホール内の情報の消失と呼ばれることもあります。 このパラドックスに対する決定的な解決策はまだ見つかっていません。 このパラドックスに対する既知の解決策は次のとおりです。

• ホーキング理論の無効性。 これは、ブラック ホールを破壊することは不可能であり、その絶え間ない成長を伴います。
• ホワイトホールの存在。 この場合、吸収された情報は消えるのではなく、別の宇宙に放り出されるだけです。
• 倒産 一般に受け入れられている理論量子力学。

ブラックホール物理学の未解決問題

これまでに説明したことから判断すると、ブラックホールは比較的長い間研究されてきましたが、依然として多くの特徴があり、そのメカニズムは科学者にもまだわかっていません。

• 1970年にイギリスの科学者がいわゆるものを定式化しました。 「宇宙検閲の原則」 - 「自然は裸の特異点を嫌う。」 これは、特異点がブラック ホールの中心のような隠れた場所にのみ形成されることを意味します。 ただし、この原理はまだ証明されていません。 「裸の」特異点が発生する可能性がある理論的な計算もあります。
• ブラックホールのパラメーターは 3 つだけであるという「毛のない定理」も証明されていません。
• ブラックホール磁気圏の完全な理論はまだ開発されていません。
• 重力特異点の性質と物理学は研究されていません。
• ブラックホールの存在の最終段階で何が起こるのか、そしてその量子崩壊後に何が残るのかは、はっきりとはわかっていません。

ブラックホールに関する興味深い事実

上記を要約すると、ブラック ホールの性質のいくつかの興味深い珍しい特徴を強調することができます。

• BH には、質量、電荷、角運動量の 3 つのパラメータしかありません。 この体の特徴の数が非常に少ないため、これを示す定理は「毛なし定理」と呼ばれます。 これは、「ブラック ホールには毛がない」というフレーズの由来でもあります。これは、2 つのブラック ホールが完全に同一であり、言及されている 3 つのパラメーターが同じであることを意味します。
• ブラックホールの密度は空気の密度よりも小さい場合があり、温度は絶対零度に近くなります。 このことから、ブラックホールの形成は物質の圧縮によって起こるのではなく、一定の体積に大量の物質が蓄積した結果として起こると推測できます。
• ブラックホールに吸収された天体では、外部の観測者よりも時間の経過がはるかに遅くなります。 さらに、吸収された物体はブラックホール内で大幅に伸びますが、これを科学者はスパゲッティ化と呼んでいます。
• 私たちの銀河系には約 100 万個のブラックホールが存在する可能性があります。
• おそらくすべての銀河の中心には超大質量ブラックホールが存在します。
• 理論モデルによれば、将来、宇宙はいわゆるブラックホールの時代に達し、ブラックホールが宇宙の支配的な天体となるだろう。

ブラック ホールは、おそらく私たちの宇宙で最も神秘的で謎に満ちた天体であり、その発見以来、科学者の注目を集め、SF 作家の想像力を刺激してきました。 ブラックホールとは何ですか?そしてそれは何を表しますか? ブラックホールは絶滅した星です。 物理的特徴、非常に高密度で強力な重力を持っているため、光さえもそれを超えて逃げることができません。

ブラックホールの発見の歴史

初めてブラックホールの理論上の存在は、実際の発見のずっと前に、1783 年にある D. ミシェル (ヨークシャー出身の英国人司祭で、余暇には天文学に興味がある) によって示唆されました。 彼の計算によると、私たちのものを半径 3 km まで圧縮 (現代のコンピュータ言語で言えば、アーカイブ) すると、非常に大きな (単純に巨大な) 重力が形成され、光さえもそこから出ることができなくなります。 。 このようにして「ブラック ホール」という概念が現れましたが、実際にはまったく黒くありません。私たちの意見では、まさに光が存在しない状態で発生するため、「ダーク ホール」という用語の方が適切です。

その後、1918 年に偉大な科学者アルバート アインシュタインが相対性理論の文脈でブラック ホールの問題について書きました。 しかし、アメリカの天体物理学者ジョン・ウィーラーの努力により、ブラックホールの概念がついに学術界に定着したのは 1967 年のことでした。

それはともかく、D. ミッシェル、アルバート・アインシュタイン、ジョン・ウィーラーは、その作品の中で、これらの神秘的な天体が宇宙空間に理論的に存在することだけを想定していましたが、ブラック ホールの実際の発見は 1971 年に行われました。最初に望遠鏡で発見されました。

ブラックホールはこんな感じです。

宇宙でブラックホールがどのように形成されるか

天体物理学からわかるように、すべての星（太陽を含む）には燃料の供給がある程度限られています。 そして、星の寿命は数十億光年続くことがありますが、遅かれ早かれ、この条件付きの燃料供給が終わり、星は「消滅」します。 星の「減光」のプロセスには激しい反応が伴い、その間に星は重大な変化を起こし、その大きさに応じて白色矮星、中性子星、またはブラックホールに変化する可能性があります。 さらに、信じられないほどの大きさを持つ最大の星は、通常、ブラックホールに変わります。これらの最も信じられないほどの大きさの圧縮により、新しく形成されたブラックホールの質量と重力が倍増して、ブラックホールに変わります。銀河系の掃除機のようなもので、周囲のすべてのものとすべての人を吸収します。

ブラックホールが星を飲み込みます。

ちょっとした注意点ですが、私たちの太陽は、銀河系の基準からすると決して大きな星ではなく、約数十億年後に起こる消滅後、ブラックホールになる可能性は低いです。

しかし、正直に言うと、今日、科学者たちはブラック ホールの形成の複雑さをすべて理解しているわけではありません。間違いなく、これは非常に複雑な天体物理学的プロセスであり、それ自体は数百万光年続く可能性があります。 この方向に進む可能性はありますが、いわゆる中間ブラックホール、つまりブラックホール形成の活発なプロセスが起こっている消滅状態にある星の発見とその後の研究である可能性があります。 ちなみに、同様の星が2014年に渦巻銀河の腕の中で天文学者によって発見されました。

宇宙にはブラックホールは何個あるのでしょうか?

現代の科学者の理論によれば、私たちの天の川銀河には最大で数億個のブラックホールが存在する可能性があります。 250万光年離れた天の川から飛んでくるものが何もない、私たちの隣の銀河にも、それ以上のそれらが存在するかもしれません。

ブラックホール理論

ブラックホールは巨大な質量（太陽の質量の数十万倍）と信じられないほどの重力にもかかわらず、光をまったく発しないため、望遠鏡でブラックホールを見るのは簡単ではありませんでした。 科学者たちは、ブラックホールの「食事」の瞬間、つまり別の星の吸収の瞬間にのみブラックホールに気づくことができました。この瞬間、特徴的な放射が現れ、それはすでに観察されています。 このように、ブラックホール理論は実際に裏付けられていることが分かりました。

ブラックホールの性質

ブラック ホールの主な特性は、周囲の空間と時間を通常の状態に保つことができない驚異的な重力場です。 はい、そうです、ブラックホールの中の時間は通常よりも何倍も遅く流れます。そして、あなたがそこにいたとしたら、戻ってきたとき（もちろん運が良ければ）、何世紀も経ったことに気づくでしょう。地球にいるのに、あなたはまだ年をとっていても間に合いません。 正直に言うと、もしあなたがブラックホールの中にいたとしたら、ほとんど生き残ることはできないでしょう。なぜなら、ブラックホールの重力は、どんな物質であっても、粉々にさえ引き裂かれて原子になるからです。

しかし、重力場の影響下にあるブラックホールに少しでも近づいた場合、重力に抵抗して飛び去ろうとすればするほど、より早くブラックホールに落ちてしまうため、苦労することになるでしょう。 この一見矛盾しているように見える理由は、すべてのブラック ホールが持つ重力渦場にあります。

人がブラックホールに落ちたらどうなるか

ブラックホールの蒸発

英国の天文学者 S. ホーキング博士は、ブラック ホールも蒸発を放出しているように見えるという興味深い事実を発見しました。 確かに、これは比較的質量の小さい穴にのみ当てはまります。 周囲の強力な重力により粒子と反粒子のペアが生成され、ペアの一方が穴に引き込まれ、もう一方が外に排出されます。 したがって、ブラックホールは硬い反粒子とガンマ線を放出します。 ブラックホールからのこの蒸発または放射は、それを発見した科学者の名前にちなんで「ホーキング放射」と名付けられました。

最大のブラックホール

ブラックホール理論によると、ほぼすべての銀河の中心には、数百万から数十億太陽質量の質量を持つ巨大なブラックホールが存在します。 そして比較的最近、科学者たちは、これまでに知られている 2 つの最大のブラック ホールを発見しました。これらは、近くの 2 つの銀河、NGC 3842 と NGC 4849 にあります。

NGC 3842 は、しし座の中で最も明るい銀河で、私たちから 3 億 2,000 万光年離れたところにあります。 その中心には、97億太陽質量の重さの巨大なブラックホールがあります。

NGC 4849 は、3 億 3,500 万光年離れたかみのけ銀河団にある銀河で、同様に印象的なブラック ホールを誇っています。

これらの巨大なブラック ホールの重力場、または学術用語では事象の地平線は、太陽から までの距離の約 5 倍です。 このようなブラックホールは私たちの太陽系を蝕むだけでなく、窒息させることさえないだろう。

最小のブラックホール

しかし、ブラックホールの巨大なファミリーの中には、非常に小さな代表的なものもあります。 したがって、これまでに科学者によって発見された最も小さなブラックホールは、太陽の質量のわずか 3 倍です。 実際、これはブラック ホールの形成に必要な理論上の最小値であり、その星がもう少し小さかったら、ホールは形成されなかったでしょう。

ブラックホールは人食い動物です

はい、そのような現象はあります。上で書いたように、ブラックホールは一種の「銀河の掃除機」であり、他のブラックホールを含む周囲のすべてのものを吸収します。 最近、天文学者らは、ある銀河のブラックホールが別の銀河のさらに大きな黒い大食漢に食べられていることを発見した。

• 一部の科学者の仮説によると、ブラックホールはすべてを吸い込む銀河の掃除機であるだけでなく、特定の状況下では自ら新しい宇宙を生み出すことができるという。
• ブラックホールは時間の経過とともに蒸発する可能性があります。 英国の科学者スティーブン・ホーキング博士は、ブラックホールには放射線の性質があることを発見したと上で書きました。非常に長い時間が経過した後、周囲に吸収するものがなくなると、ブラックホールはさらに蒸発し始め、時間が経つと放射線が放出されます。その質量全体を周囲の空間に押し上げます。 あくまで仮説、仮説ですが。
• ブラックホールは時間を遅くし、空間を曲げます。 時間の遅れについてはすでに書きましたが、ブラックホールの条件下では空間も完全に湾曲します。
• ブラックホールは宇宙の星の数を制限します。 すなわち、それらの重力場は、知られているように、そこから新しい星が誕生する宇宙のガス雲の冷却を妨げる。

ディスカバリーチャンネルのブラックホール、ビデオ

最後に、ディスカバリー チャンネルからブラック ホールに関する興味深い科学ドキュメンタリーをお届けします。

2013 年 1 月 24 日

科学理論によって予測される宇宙のすべての仮想オブジェクトの中で、ブラックホールは最も不気味な印象を与えます。 そして、アインシュタインが一般相対性理論を発表するほぼ1世紀半前に、それらの存在についての示唆がなされ始めましたが、それらの存在が現実であるという説得力のある証拠が得られたのはつい最近のことです。

一般相対性理論が重力の性質の問題にどのように対処するかから始めましょう。 ニュートンの万有引力の法則は、宇宙内の 2 つの巨大な物体の間には相互に引力が働くと述べています。 この重力のおかげで、地球は太陽の周りを公転します。 一般相対性理論は、私たちに太陽と地球の系を違った見方で見ることを強います。 この理論によると、太陽のような巨大な天体が存在すると、時空はその重みで崩壊し、その構造の均一性が崩れるように見えます。 弾力性のあるトランポリンの上に重いボール (ボウリングのボールなど) が置かれていると想像してください。 伸びた生地は重みで曲がり、周囲に真空が発生します。 同様に、太陽はそれ自体の周りに時空を押し広げます。

この図によると、地球は結果として得られるじょうごの周りを転がっているだけです (トランポリン上で重いボールの周りを転がる小さなボールは必然的に速度を失い、らせんを描きながら大きなボールに近づきます)。 そして、私たちが日常生活の中で習慣的に重力として認識しているものも、時空の幾何学的形状の変化にすぎず、ニュートンの理解における力ではありません。 現在、重力の性質について、一般相対性理論よりもうまく説明できるものはまだ発明されていません。

ここで、提案された図の枠組み内で、物理的な寸法を増やさずに重いボールの質量を増やし続けたらどうなるかを想像してみてください。 完全に弾性があるため、じょうごはその上端が完全に重いボールの上のどこかに収束するまで深くなり、その後、表面から見ると存在しなくなります。 実際の宇宙では、物質の十分な質量と密度が蓄積された物体は、時空の罠を自らの周りに叩きつけ、時空の構造が閉じ、宇宙の他の部分との接触を失い、物体からは見えなくなります。 これがブラックホールの出現の仕組みです。

シュヴァルツシルトと彼の同時代人は、そのような奇妙な宇宙物体は自然界には存在しないと信じていました。 アインシュタイン自身もこの観点に固執しただけでなく、自分の意見を数学的に実証することに成功したと誤って信じていました。

1930 年代、若いインドの天体物理学者チャンドラセカールは、 核燃料星は殻を脱いでゆっくりと冷えていく星に変わる 白色矮星質量が太陽質量の 1.4 倍未満の場合に限ります。 すぐにアメリカ人のフリッツ・ツヴィッキーは、超新星爆発によって非常に高密度の中性子物質が生成されることに気づきました。 その後、レフ・ランドーも同じ結論に達しました。 チャンドラセカールの研究の後、太陽質量が 1.4 倍を超える星だけがそのような進化を遂げることができることが明らかになりました。 そこで当然の疑問が生じました。中性子星が残す超新星の質量には上限があるのでしょうか?

1930年代の終わりに、将来のアメリカ原爆の父であるロバート・オッペンハイマーは、そのような限界は実際に存在し、太陽質量の数倍を超えないことを確立しました。 当時、より正確な評価を与えることは不可能でした。 現在、中性子星の質量は 1.5 ～ 3 Ms の範囲でなければならないことが知られています。 しかし、オッペンハイマーとその大学院生ジョージ・ヴォルコウの大まかな計算からも、超新星の最も巨大な子孫は中性子星にはならず、別の状態に変化することが判明した。 1939 年、オッペンハイマーとハートランド スナイダーは、理想化されたモデルを使用して、巨大な崩壊する星がその重力半径まで収縮することを証明しました。 彼らの公式から、実際には星はそこで止まらないことがわかりますが、共著者らはそのような過激な結論を避けました。

09.07.1911 - 13.04.2008

最終的な答えは、ソ連の理論物理学者を含む銀河系全体の優秀な理論物理学者の努力によって、20 世紀後半に発見されました。 そのような崩壊は常に星を「ずっと」圧縮し、その物質を完全に破壊することが判明しました。 その結果、特異点、つまり無限小の体積に閉じられた重力場の「超濃縮物」が発生します。 固定穴の場合、これは点であり、回転穴の場合、これはリングです。 時空の曲率、したがって特異点近くの重力は無限大になる傾向があります。 1967年末、アメリカの物理学者ジョン・アーチボルド・ウィーラーは、このような恒星の最後の崩壊をブラックホールと初めて呼んだ。 この新しい用語は物理学者と大喜びしたジャーナリストに気に入られ、世界中に広まりました（ただし、フランス人は最初、トルノワールという表現が疑わしい連想を暗示したため、この用語を好まなかったのです）。

ブラックホールの最も重要な性質は、そこに落ちたものは戻ってこないということです。 これは光にも当てはまり、ブラック ホールという名前が付けられたのはこのためです。当たる光をすべて吸収し、自らの光を一切放出しない天体は、完全に黒く見えます。 一般相対性理論によれば、物体が臨界距離 (この距離はシュヴァルツシルト半径と呼ばれます) でブラック ホールの中心に近づくと、物体は決して戻ることはできません。 (ドイツの天文学者カール・シュヴァルツシルト、1873-1916) ここ数年彼の人生では、アインシュタインの一般相対性理論の方程式を使用して、体積ゼロの質量の周りの重力場を計算しました。) 太陽の質量の場合、シュヴァルツシルト半径は 3 km、つまり太陽を黒色に変えることになります。穴がある場合は、その質量全体を小さな町のサイズに圧縮する必要があります。

シュヴァルツシルト半径の内側では、理論はさらに奇妙な現象を予測します。ブラック ホール内のすべての物質は、その中心にある無限密度の微小な点に集まります。数学者はそのような物体を特異摂動と呼びます。 無限密度では、数学的に言えば、物質の有限質量はゼロの空間体積を占めます。 当然のことながら、シュヴァルツシルト半径内にあるものはすべて戻ってこないため、この現象が実際にブラックホール内で起こるかどうかを実験的に検証することはできません。

したがって、「見る」という言葉の伝統的な意味でブラックホールを「見る」ことはできなくても、超強力でまったく異常な重力場の周囲の物質への影響の間接的な兆候によって、ブラックホールの存在を検出することができます。それ。

超大質量ブラックホール

天の川銀河やその他の銀河の中心には、太陽の何百万倍も重い、信じられないほど巨大なブラックホールが存在します。 これらの超大質量ブラック ホール (名前どおり) は、銀河の中心近くの星間ガスの動きの性質の観察から発見されました。 観測から判断すると、ガスは超大質量物体から至近距離で回転しており、ニュートンの力学法則を使った簡単な計算では、ガスを引き寄せる直径が小さい物体は巨大な質量を持っていることが示されている。 このように銀河の中心で星間ガスを渦巻かせることができるのはブラックホールだけです。 実際、天体物理学者は、私たちの銀河に隣接する銀河の中心でそのような巨大なブラックホールをすでに数十個発見しており、どの銀河の中心もブラックホールであると強く疑っています。

恒星質量を持つブラックホール

恒星の進化に関する私たちの現在の理解によれば、太陽質量約 30 を超える質量を持つ星が超新星爆発で死ぬと、その外殻は飛散し、内層は中心に向かって急速に崩壊し、その場所にブラックホールが形成されます。燃料の備蓄を使い果たした星。 星間空間に隔離されたこの起源のブラックホールは、希薄な真空に位置し、重力相互作用の観点からは何の形でも現れないため、検出することはほとんど不可能です。 しかし、そのようなホールが連星系（2 つの熱い星が質量中心の周りを周回している）の一部である場合、ブラック ホールは依然としてそのペアの星に重力の影響を及ぼします。 今日、天文学者はこの種の星系の役割について十数の候補を持っていますが、それらのどれについても厳密な証拠は得られていません。

構成中にブラックホールを含む連星系では、「生きている」星の物質は必然的にブラックホールの方向に「流れる」ことになります。 そして、ブラックホールに吸い出された物質は、ブラックホールに落ち込む際に螺旋を描きながら回転し、シュヴァルツシルト半径を超えると消滅します。 しかし、致命的な境界に近づくと、ブラックホールの漏斗に吸い込まれた物質は必然的に密度が増し、ホールに吸収された粒子間の衝突頻度が増加するため加熱され、最終的には宇宙空間の波の放射エネルギーまで温まる。電磁放射スペクトルの X 線範囲。 天文学者は、この種の X 線放射の強度変化の周期性を測定し、それを他の入手可能なデータと比較することによって、物質をそれ自体に向かって「引き寄せる」物体のおおよその質量を計算できます。 物体の質量がチャンドラセカールの限界（太陽質量の 1.4 倍）を超える場合、その物体は白色矮星になることはできず、私たちの星は白色矮星に退化する運命にあります。 このような X 線連星の観測で最も確認されているのは、その大質量天体が中性子星であることです。 しかし、連星系におけるブラックホールの存在が唯一の合理的な説明となる事例がすでに十数件存在している。

他のタイプのブラック ホールはすべて、はるかに推測的であり、理論的研究のみに基づいています。 実験による確認彼らの存在はまったく存在しません。 まず、これらは山の質量に匹敵する質量を持ち、陽子の半径に圧縮されたミニ ブラック ホールです。 ビッグバン直後の宇宙形成の初期段階にその起源があるという考えは、イギリスの宇宙学者スティーブン・ホーキング博士によって表現されました（「時間の不可逆性の隠された原理」を参照）。 ホーキング博士は、ミニホール爆発が宇宙におけるピンポイントのガンマ線バーストという真に神秘的な現象を説明できる可能性があると示唆しました。 第二に、いくつかの素粒子理論は、宇宙のゴミから出た一種の泡であるブラックホールの実際のふるいが宇宙に存在することをミクロレベルで予測しています。 このような微細な穴の直径は、おそらく約10〜33cmであり、陽子の数十億分の1である。 現時点では、そのようなブラックホール粒子の性質を何らかの形で探求することはおろか、ブラックホール粒子の存在そのものを実験的に検証する希望もありません。

そして、観測者が突然重力半径の反対側、別名事象の地平線にいることに気づいた場合、観測者はどうなるでしょうか。 ここから、ブラックホールの最も驚くべき性質が始まります。 ブラックホールについて話すとき、私たちが常に時間、より正確には時空について言及するのは当然のことです。 アインシュタインの相対性理論によると、物体が速く動くほど質量は大きくなりますが、時間の経過は遅くなります。 通常の状態で低速ではこの効果は目立ちませんが、物体 (宇宙船) が光速に近い速度で移動すると、その質量が増加し、時間が遅くなります。 物体の速度が光の速度に等しいとき、質量は無限大になり、時間が止まります。 これについては、厳密な数式が物語っています。 ブラックホールの話に戻りましょう。 宇宙飛行士を乗せた宇宙船が重力半径または事象の地平線に近づくという素晴らしい状況を想像してみましょう。 事象の地平線がそのように名付けられたのは明らかです。なぜなら、私たちはこの境界までしかあらゆる出来事を観測することができる（どんなものでも観測できる）からです。 この境界線を越えては観測できないということ。 しかし、ブラックホールに近づく船内にいる宇宙飛行士たちは、以前と同じように感じることになるでしょう。 彼らの時計によれば、時間は「通常通り」進みます。 宇宙船は静かに事象の地平線を越​​えて進んでいきます。 しかし、その速度は光速に近いため、文字通り一瞬でブラックホールの中心に到達することになります。

そして、外部の観測者にとって、宇宙船は事象の地平線で単に停止するだけで、ほぼ永久にそこに留まり続けることになります。 これはブラックホールの巨大な重力のパラドックスです。 当然の疑問は、外部観測者の時計に従って無限大に向かう宇宙飛行士は生き続けるのかということである。 いいえ。 そして重要なのは、巨大な重力ではなく、これほど小さくて巨大な天体が短い距離で大きく変化する潮汐力です。 宇宙飛行士の身長が 1 メートル 70 cm である場合、彼の頭の潮汐力は足元よりもはるかに小さく、事象の地平線で引き裂かれるだけです。 それで私たちは入っています 概要ブラックホールとは何かを発見しましたが、これまでは恒星質量ブラックホールについて話していました。 現在、天文学者たちは、その質量が太陽 10 億個に達する可能性がある超大質量ブラックホールを発見しました。 超大質量ブラックホールの性質は、より小さなブラックホールと変わりません。 それらははるかに大きいだけであり、原則として、銀河の中心、つまり宇宙の恒星島に位置しています。 私たちの銀河系（天の川銀河）の中心にも超大質量ブラックホールがあります。 このようなブラックホールの巨大な質量により、私たちの銀河系だけでなく、地球や太陽から数百万光年、数十億光年の距離にある遠い銀河の中心でもブラックホールを探すことが可能になります。 ヨーロッパとアメリカの科学者は、現代の理論計算によると、すべての銀河の中心に位置するはずの超大質量ブラックホールの世界的な探索を実施しました。

現代の技術により、近隣の銀河にこれらの崩壊星の存在を検出できるようになりましたが、発見されたものはほとんどありません。 これは、ブラックホールが単に銀河の中心部にある濃いガスと塵の雲の中に隠れているか、あるいは宇宙のより遠い隅に位置しているかのどちらかを意味します。 そのため、ブラックホールは、物質がブラックホールに降着する際に放出されるX線放射によって検出することができ、そのような発生源の調査を行うために、X線望遠鏡を搭載した衛星が地球に近い宇宙空間に打ち上げられました。 チャンドラ宇宙天文台とロッシ宇宙天文台は、X 線源を探しているときに、空が可視放射線の数百万倍も明るい背景 X 線放射線で満たされていることを発見しました。 空から放出されるこの背景 X 線の多くは、ブラック ホールから来ているに違いありません。 通常、天文学では 3 種類のブラック ホールがあります。 1つ目は、恒星質量（太陽質量約10個分）のブラックホールです。 それらは、熱核燃料がなくなると、大質量星から形成されます。 2つ目は、銀河の中心（数百万から数十億の太陽質量）にある超大質量ブラックホールです。 そして最後に、宇宙の生命の始まりに形成された原始ブラックホールは、その質量が小さい（質量のオーダー） 大きな小惑星）。 したがって、考えられるブラック ホールの質量の広範囲が満たされないままになります。 しかし、これらの穴はどこにあるのでしょうか？ X線で空間を埋め尽くしているが、彼らは本当の「顔」を見せたがらない。 しかし、背景の X 線放射とブラック ホールの関係について明確な理論を構築するには、その数を知る必要があります。 現時点では、宇宙望遠鏡で検出できるのは、 たくさんの超大質量ブラックホールの存在は証明されていると考えられます。 間接的な兆候により、背景放射の原因となる観察されたブラックホールの数を 15% に増やすことが可能になります。 残りの超大質量ブラックホールは、高エネルギーのX線のみを透過する塵雲の厚い層の後ろに隠れているか、現代の観測手段では検出できないほど遠すぎると仮定する必要があります。

M87銀河の中心にある超大質量ブラックホール（周囲）（X線画像）。 事象の地平線からの噴出（ジェット）が見えます。 画像はwww.college.ru/astronomyより

隠れたブラック ホールを見つけることは、現代の X 線天文学の主要なタスクの 1 つです。 チャンドラ望遠鏡とロッシ望遠鏡を使用した研究に関連したこの分野での最近の進歩は、にもかかわらず、約 2000 ～ 20,000 電子ボルトの低エネルギー範囲の X 線放射のみをカバーしています (比較のために、光放射のエネルギーは約 2 電子です)。 .ボルト）。 これらの研究に大幅な修正を加えることができるのは、欧州宇宙望遠鏡インテグラルであり、まだ研究が不十分な領域に20,000～300,000電子ボルトのエネルギーでX線放射を侵入させることができる。 このタイプの X 線を研究する重要性は、空の X 線背景はエネルギーが低いにもかかわらず、この背景に対して約 30,000 電子ボルトのエネルギーを持つ放射線の複数のピーク (点) が現れることです。 科学者たちはこれらのピークを生成する原因についてまだ蓋を開けており、インテグラルはそのようなX線源を検出するのに十分な感度を備えた最初の望遠鏡です。 天文学者らによると、高エネルギー線はいわゆるコンプトン厚天体、つまり塵の殻に包まれた超大質量ブラックホールを生成するという。 コンプトン天体は、背景放射線場で 30,000 電子ボルトの X 線ピークの原因となります。

しかし、科学者たちは研究を続けるうちに、コンプトン天体は高エネルギーピークを生み出すブラックホールの数のわずか10％しか占めていないという結論に達した。 これは、理論のさらなる発展にとって重大な障害です。 では、失われたX線はコンプトン厚さではなく、通常の超大質量ブラックホールによって供給されているのでしょうか？ では、低エネルギーX線用のダストカーテンはどうなるのでしょうか？ 答えは、多くのブラックホール (コンプトン天体) が、それを包むすべてのガスや塵を吸収するのに十分な時間があったが、その前に、高エネルギー X 線でその存在を明らかにする機会があったという事実にあるようです。 すべての物質を消費した後、そのようなブラックホールは事象の地平面で X 線を生成できなくなりました。 これらのブラックホールが検出できない理由が明らかになり、ブラックホールはもはや放出しなくなったが、以前に生成された放射線は宇宙を通過し続けるため、失われた背景放射線源をブラックホールに帰することが可能になる。 しかし、失われたブラックホールは天文学者が思っている以上に隠されている可能性があり、私たちが見えないからといって、そこにブラックホールが存在しないわけではないことを意味します。 私たちはまだそれらを観察するのに十分な観察力を持っていないだけです。 一方、NASAの科学者たちは、隠されたブラックホールの探索をさらに宇宙にまで拡大することを計画している。 ここが氷山の水中の部分であると彼らは信じている。 数か月にわたって、スウィフトのミッションの一環として研究が実施されます。 宇宙の深部に侵入すると、隠されたブラックホールが明らかになり、背景放射へのミッシングリンクが見つかり、宇宙初期のブラックホールの活動に光が当たるでしょう。

一部のブラックホールは、静かな近隣のブラックホールよりも活発であると考えられています。 活動中のブラックホールは周囲の物質を吸収し、近くを飛んでいる「不注意な」星が重力の飛行に巻き込まれた場合、それは間違いなく最も野蛮な方法で「食べられる」でしょう（ズタズタに引き裂かれる）。 吸収された物質はブラックホールに落ち、膨大な温度に加熱され、ガンマ線、X線、紫外線の範囲でフレアを経験します。 天の川銀河の中心にも超大質量ブラックホールがありますが、近隣の銀河やさらには遠くにある銀河の穴よりも研究が困難です。 これは、太陽系が銀河円盤のほぼ端に位置しているため、銀河系の中心に立ちはだかるガスと塵の密な壁によるものです。 したがって、ブラックホールの活動の観察は、コアがはっきりと見える銀河でより効果的です。 天文学者らは、40億光年の距離にあるうしかい座にある遠方の銀河の1つを観測し、超大質量ブラックホールによる星の吸収の過程を最初からほぼ最後まで初めて追跡することができた。 。 何千年もの間、この巨大な崩壊星は、星の一つがあえてそれに十分近づくまで、名前のない楕円銀河の中心で静かに安らかに眠っていました。

ブラックホールの強力な重力が星を引き裂きました。 物質の塊がブラックホール上に落下し始め、事象の地平線に到達すると、紫外域で明るく燃え上がりました。 これらのフレアは、紫外光で空を研究する NASA の新しい宇宙望遠鏡 Galaxy Evolution Explorer によって記録されました。 望遠鏡は今日もこの著名な天体の挙動を観察し続けています。 ブラックホールの食事はまだ終わっておらず、星の残骸は時空の深淵に落ち続けています。 このようなプロセスの観察は、最終的に、ブラックホールがそのホスト銀河とともにどのように進化するか（または逆に、銀河が親ブラックホールとともに進化するか）をよりよく理解するのに役立ちます。 初期の観測では、このような過剰現象は宇宙では珍しいことではないことが示されています。 科学者らの計算によると、典型的な銀河では星が超大質量ブラックホールに消費されるのは平均して1万年に1回だが、銀河の数が多いため、星の吸収はもっと頻繁に観測される可能性がある。

ソース

科学的思考は、最も洞察力のある科学者でさえ最初は認識することを拒否するほどの逆説的な特性を持つオブジェクトを構築することがあります。 現代物理学の歴史における最も明白な例は、約90年前に予測された重力場の極限状態であるブラックホールに対する長期的な関心の欠如である。 長い間それらは純粋に理論的な抽象概念であると考えられ、人々がそれらの現実を信じるようになったのは 1960 年代と 70 年代になってからでした。 しかし、ブラックホール理論の基本方程式は200年以上前に導かれました。

ジョン・ミシェルの洞察

物理学者、天文学者、地質学者であり、ケンブリッジ大学教授で英国国教会の牧師でもあったジョン・ミシェルの名前は、18世紀の英国科学のスターたちの間で、不当にも完全に失われてしまった。 ミシェルは地震学の基礎を築き、磁気に関する優れた研究を実施し、クーロンよりずっと前に、重量測定に使用したねじり天秤を発明しました。 1783 年、彼はニュートンの 2 つの偉大な創造物である力学と光学を結合しようとしました。 ニュートンは光を小さな粒子の流れだと考えました。 ミシェルは、軽粒子は通常の物質と同様に力学の法則に従うと示唆しました。 この仮説の結果は非常に自明ではないことが判明しました - 天体は光の罠に変わる可能性があります。

ミシェルはどう判断したのでしょうか？ 惑星の表面から発射された砲弾は、次の場合にのみ重力を完全に克服します。 始動速度は、現在第 2 脱出速度と脱出速度と呼ばれる値を超えます。 惑星の重力が非常に強く、脱出速度が光速を超える場合、天頂で放出された光球は無限遠に行くことができなくなります。 反射光でも同じことが起こります。 その結果、非常に遠く離れた観測者には惑星は見えなくなります。 ミシェルは、そのような惑星の半径の臨界値 R cr を、太陽の質量 M s に換算したその質量 M に応じて計算しました: R cr = 3 km x M/M s。

ジョン・ミシェルは彼の公式を信じ、宇宙の深さには地球からはどんな望遠鏡でも見ることができない多くの星が隠されていると仮定しました。 その後、フランスの偉大な数学者、天文学者、物理学者ピエール・シモン・ラプラスも同じ結論に達し、彼の『世界システムの説明』の第 1 版 (1796 年) と第 2 版 (1799 年) の両方にこの結論を盛り込みました。 しかし、第 3 版が出版された 1808 年には、ほとんどの物理学者がすでに光はエーテルの振動であると考えていました。 「目に見えない」星の存在は光の波動理論に矛盾するため、ラプラスはそれらについて言及しないことが最善であると考えました。 その後の時代、このアイデアは物理学の歴史に関する著作でのみ提示される価値のある珍奇なものと考えられました。

シュヴァルツシルトモデル

1915 年 11 月、アルバート アインシュタインは重力理論を発表し、これを一般相対性理論 (GR) と呼びました。 この作品は、ベルリン科学アカデミーの同僚であるカール・シュヴァルツシルトにすぐに感謝の読者を見出しました。 シュワルツシルトは、一般相対性理論を使用して特定の天体物理学の問題を解決し、回転しない球体 (厳密に言うと星と呼ぶことにします) の外側と内側の時空計量を計算した世界で初めての人物でした。

シュワルツシルトの計算から、星の重力は、その半径がジョン・ミッシェルが計算した値そのものよりもはるかに大きい場合にのみ、時空間のニュートン構造をあまり歪めないことがわかります。 このパラメータは最初はシュヴァルツシルト半径と呼ばれていましたが、現在は重力半径と呼ばれています。 一般相対性理論によれば、重力は光の速度には影響を与えませんが、時間を遅らせるのと同じ割合で光の振動の周波数を低下させます。 星の半径が重力半径の 4 倍大きい場合、その表面での時間の流れは 15% 遅くなり、空間は顕著な曲率を持ちます。 2回を超えるとさらに強く曲がり、時間が41%遅くなります。 重力半径に達すると、星の表面の時間は完全に停止します（すべての周波数がゼロになり、放射線が凍結し、星が消えます）が、そこでの空間の曲率は依然として有限です。 星から遠く離れても、幾何学は依然としてユークリッドのままであり、時間はその速度を変えません。

ミシェルとシュヴァルツシルトの重力半径の値が一致しているという事実にもかかわらず、モデル自体には共通点がありません。 ミシェルにとって、空間と時間は変化しませんが、光は遅くなります。 重力半径よりも小さい寸法を持つ星は輝き続けますが、それほど遠くない観測者にしか見えません。 シュヴァルツシルトにとって、光の速度は絶対的ですが、空間と時間の構造は重力に依存します。 重力半径の下に落ちた星は、観測者がどこにいても消えてしまいます（より正確には、重力の影響によって検出できますが、放射線によっては検出できません）。

不信から肯定へ

シュヴァルツシルトと彼の同時代人は、そのような奇妙な宇宙物体は自然界には存在しないと信じていました。 アインシュタイン自身もこの観点に固執しただけでなく、自分の意見を数学的に実証することに成功したと誤って信じていました。

1930年代、若いインドの天体物理学者チャンドラセカールは、核燃料を使い果たした星は、質量が太陽質量の1.4倍未満の場合にのみ殻を脱ぎ、ゆっくりと冷却する白色矮星に変わることを証明した。 すぐにアメリカ人のフリッツ・ツヴィッキーは、超新星爆発によって非常に高密度の中性子物質が生成されることに気づきました。 その後、レフ・ランドーも同じ結論に達しました。 チャンドラセカールの研究の後、太陽質量が 1.4 倍を超える星だけがそのような進化を遂げることができることが明らかになりました。 そこで当然の疑問が生じました。中性子星が残す超新星の質量には上限があるのでしょうか?

1930年代の終わりに、将来のアメリカ原爆の父であるロバート・オッペンハイマーは、そのような限界は実際に存在し、太陽質量の数倍を超えないことを確立しました。 当時、より正確な評価を与えることは不可能でした。 現在、中性子星の質量は 1.5 ～ 3 M s の範囲でなければならないことが知られています。 しかし、オッペンハイマーとその大学院生ジョージ・ヴォルコウの大まかな計算からも、超新星の最も巨大な子孫は中性子星にはならず、別の状態に変化することが判明した。 1939 年、オッペンハイマーとハートランド スナイダーは、理想化されたモデルを使用して、巨大な崩壊する星がその重力半径まで収縮することを証明しました。 彼らの公式から、実際には星はそこで止まらないことがわかりますが、共著者らはそのような過激な結論を避けました。

最終的な答えは、ソ連の理論物理学者を含む銀河系全体の優秀な理論物理学者の努力によって、20 世紀後半に発見されました。 このような崩壊が判明しました いつも星を「ずっと」圧縮し、その物質を完全に破壊します。 その結果、特異点、つまり無限小の体積に閉じられた重力場の「超濃縮物」が発生します。 固定穴の場合、これは点であり、回転穴の場合、これはリングです。 時空の曲率、したがって特異点近くの重力は無限大になる傾向があります。 1967年末、アメリカの物理学者ジョン・アーチボルド・ウィーラーは、このような恒星の最後の崩壊をブラックホールと初めて呼んだ。 この新しい用語は物理学者と大喜びしたジャーナリストに気に入られ、世界中に広まりました（ただし、フランス人は最初、トルノワールという表現が疑わしい連想を暗示したため、この用語を好まなかったのです）。

地平線の彼方に

ブラックホールは物質でも放射線でもありません。 比喩的に言えば、これは時空の高度に湾曲した領域に集中した自立した重力場であると言えます。 その外側の境界は、閉じた表面、つまり事象の地平線によって定義されます。 星が崩壊前に回転していなかった場合、この表面は正球であることがわかり、その半径はシュヴァルツシルト半径と一致します。

地平線の物理的な意味は非常に明確です。 その外側付近から送信された光信号は、無限に長い距離を伝わることができます。 しかし、内側の領域から送信された信号は地平線を越​​えられないだけでなく、必然的に特異点に「落ちて」しまいます。 地平線は、地上（およびその他の）天文学者に知られる可能性のある出来事と、いかなる状況でも情報が公開されない出来事との間の空間的境界です。

「シュヴァルツシルトによれば」予想通り、地平線から遠く離れた穴の引力は距離の二乗に反比例するため、遠くの観察者にとってはそれ自体が普通の重い物体として現れる。 質量に加えて、穴は崩壊した星の慣性モーメントとその電荷を継承します。 そして、先代の星の他のすべての特徴（構造、組成、スペクトルクラスなど）は忘却の彼方に消えていきます。

搭載時刻に従って1秒に1回信号を送信する無線局を使って、穴に探査機を送りましょう。 遠隔観測者の場合、探査機が地平線に近づくにつれて、信号間の時間間隔は原理的には無制限に増加します。 船が目に見えない地平線を越​​えるとすぐに、「穴の向こう」の世界は完全に沈黙します。 ただし、プローブはその質量、電荷、トルクを穴に与えるため、この消失は痕跡を残さないわけではありません。

ブラックホール放射

以前のモデルはすべて、一般相対性理論に基づいてのみ構築されました。 しかし、私たちの世界は量子力学の法則によって支配されており、ブラックホールは無視されません。 これらの法則により、中心特異点を数学的な点として考えることはできません。 量子の文脈では、その直径はプランクウィーラー長によって与えられ、およそ 10 -33 センチメートルに等しくなります。 この領域では日常空間は存在しなくなる。 穴の中心には、量子確率法則に従って現れたり消えたりするさまざまな位相構造が詰め込まれていると一般的に受け入れられています。 ウィーラー氏が量子泡と呼んだこのような泡立つ疑似空間の性質は、まだよく理解されていない。

量子特異点の存在は、ブラックホールの深さに落ちる物質の運命に直接関係します。 穴の中心に近づくと、現在知られている材料で作られた物体は潮汐力によって押しつぶされ、引き裂かれます。 しかし、将来のエンジニアや技術者が現在前例のない特性を備えた超強力な合金や複合材料を作成したとしても、それらはすべて消滅する運命にあります。結局のところ、特異点ゾーンには通常の時間も通常の空間も存在しません。

次に、量子力学的レンズを通して穴の地平線を見てみましょう。 空の空間、つまり物理的な真空は、実際にはまったく空ではありません。 真空中のさまざまな場の量子揺らぎにより、多くの仮想粒子が生まれては消え続けます。 地平線付近の重力は非常に強いため、その変動により非常に強い重力バーストが発生します。 そのような場で加速されると、生まれたばかりの「仮想物」は追加のエネルギーを獲得し、場合によっては通常の長寿命粒子になります。

仮想粒子は常に反対方向に移動するペアで生成されます (これは運動量保存則によって要求されます)。 重力の変動によって真空から一対の粒子が抽出されると、そのうちの 1 つが地平線の外側に現実化し、2 番目 (最初の反粒子) が内側に現実化することが起こります。 「内部」粒子は穴に落ちますが、「外部」粒子は条件がよければ脱出することができます。 その結果、ホールは放射線源となり、エネルギーを失い、質量を失います。 したがって、ブラックホールは原理的に安定ではありません。

この現象は、1970 年代半ばに発見した英国の著名な理論物理学者にちなんで、ホーキング効果と呼ばれています。 特にスティーブン・ホーキング博士は、ブラックホールの地平線が、温度 T = 0.5 x 10 -7 x M s /M に加熱された絶対黒体と同じように光子を放出することを証明しました。 したがって、穴が薄くなるにつれて温度が上昇し、自然に「蒸発」が激しくなります。 このプロセスは非常に遅く、質量 M の穴の寿命は約 10 65 x (M/M s) 3 年です。 その大きさがプランクウィーラー長と等しくなると、穴は安定性を失い爆発し、100万10メガトンの同時爆発と同じエネルギーを放出します。 水素爆弾。 興味深いことに、穴が消えた瞬間の質量は依然として非常に大きく、22マイクログラムです。 いくつかのモデルによると、穴は跡形もなく消えるのではなく、同じ質量の安定した遺物、いわゆるマキシモンを残します。

マキシモンは 40 年前に用語として、また物理的な概念として誕生しました。 1965 年に学者の M.A. マルコフは、素粒子の質量には上限があると示唆しました。 彼はこれを検討することを提案した 限界値質量の次元の値。プランク定数 h、光速 C、重力定数 G の 3 つの基本的な物理定数を組み合わせることができます (詳しく知りたい人のために: これを行うには、h と C を掛ける必要があります) 、結果を G で割って抽出します。 平方根）。 これは記事で言及されているのと同じ 22 マイクログラムであり、この値はプランク質量と呼ばれます。 同じ定数から​​、長さの次元 (プランクウィーラーの長さは 10 -33 cm と判明) と時間の次元 (10 -43 秒) の量を構築できます。
マルコフはさらに推論を進めた。 彼の仮説によれば、ブラックホールの蒸発は「乾燥残留物」、つまり格言の形成につながります。 マルコフはそのような構造を基本ブラックホールと呼びました。 この理論がどの程度現実に対応しているかは、まだ未解決の問題です。 いずれにせよ、マルコフ格率の類似物は、超弦理論に基づいたブラック ホールのいくつかのモデルで復活しました。

宇宙の深さ

ブラックホールは物理法則で禁止されていませんが、自然界に存在するのでしょうか? 宇宙にそのような物体が少なくとも 1 つ存在するという完全に厳密な証拠はまだ見つかっていません。 しかし、いくつかの連星系では、X 線の放出源が恒星由来のブラック ホールである可能性が非常に高くなります。 この放射線は、通常の星の大気が隣接する穴の重力場によって吸い取られた結果として発生するはずです。 ガスが事象の地平線に向かって移動すると、非常に高温になり、X 線量子を放出します。 現在、少なくとも 24 個の X 線源がブラック ホールの役割に適していると考えられています。 さらに、恒星の統計によれば、私たちの銀河系だけでも、恒星起源の穴が約 1,000 万個あることが示唆されています。

ブラックホールは、銀河核内の物質の重力凝縮中に形成されることもあります。 このようにして、数百万、数十億の太陽質量を持つ巨大な穴が発生し、おそらく多くの銀河に存在します。 どうやら、塵雲に隠れた天の川の中心には、太陽質量300万から400万個の穴があるようです。

スティーブン・ホーキング博士は、宇宙を誕生させたビッグバンの直後に、任意の質量のブラックホールが誕生した可能性があるという結論に達しました。 最大10億トンの重さの主要な穴はすでに蒸発していますが、より重い穴はまだ宇宙の深さに隠れており、やがて強力なガンマ線のバーストの形で宇宙の花火を打ち上げる可能性があります。 しかし、このような爆発はこれまで観測されたことがありません。

ブラックホールファクトリー

加速器内で粒子を、その衝突によってブラックホールが生じるほどの高エネルギーまで加速することは可能でしょうか? 一見すると、この考えは単にクレイジーです - 穴の爆発は地球上のすべての生命を滅ぼします。 さらに、それは技術的に不可能です。 正孔の最小質量が実際に 22 マイクログラムである場合、エネルギー単位では 10 28 電子ボルトになります。 この閾値は、2007 年に CERN で打ち上げられる世界で最も強力な加速器である大型ハドロン衝突型加速器 (LHC) の能力よりも 15 桁高いです。

ただし、穴の最小質量の標準推定値が大幅に過大評価されている可能性があります。 いずれにせよ、これは物理学者が言っていることであり、（完全には程遠いですが）重力の量子理論を含む超ひも理論を発展させています。 この理論によれば、空間には 3 つの次元はなく、少なくとも 9 つの次元があります。 余分な次元は非常に小さなスケールでループされているため、楽器が認識できないため、余分な次元に気づきません。 しかし、重力は遍在しており、隠れた次元にも浸透します。 3次元空間では重力は距離の2乗に反比例し、9次元空間では8乗に比例します。 したがって、多次元の世界では、距離が減少するにつれて、重力場の強度は 3 次元の世界よりもはるかに速く増加します。 この場合、プランク長は何倍にも増加し、穴の最小質量は急激に減少します。

超弦理論では、9次元空間にわずか10～20gの質量のブラックホールが誕生すると予測されており、ケルン超加速器で加速された陽子の相対論的質量も計算上はほぼ同じである。 最も楽観的なシナリオによれば、毎秒 1 つの穴を生成することができ、その穴は約 10 ～ 26 秒間存続します。 その蒸発の過程で、あらゆる種類の素粒子が生まれますが、それを記録するのは難しくありません。 穴が消えるとエネルギーが放出されますが、そのエネルギーは1マイクログラムの水を1000分の1度加熱するのに十分ではありません。 したがって、LHC が無害なブラックホールの工場になることが期待されています。 これらのモデルが正しければ、新世代の軌道宇宙線検出器はそのような穴を検出できるようになるでしょう。

上記のすべては静止ブラックホールに当てはまります。 一方で、興味深い特性をたくさん持った回転する穴もあります。 ブラックホール放射の理論的分析の結果は、エントロピーの概念の真剣な再考にもつながりましたが、これについても別途議論する価値があります。 これについては次号で詳しく説明します。

床に掃除機をかけているのを見たことがありますか? もしそうなら、掃除機がどのようにほこりや紙切れのような小さな破片を吸い込むかに気づいたことがありますか? もちろん彼らは気づいていました。 ブラックホールは掃除機とほぼ同じ働きをしますが、塵ではなく、より大きな物体、つまり星や惑星を吸い込むことを好みます。 しかし、彼らは宇宙塵も軽視しません。

ブラックホールはどのようにして現れるのでしょうか？

ブラックホールがどこから来るのかを理解するには、光圧とは何かを知るとよいでしょう。 物体に光が当たると圧力がかかることが分かりました。 たとえば、暗い部屋で電球を点灯すると、照らされたすべての物体に追加の光圧力が働き始めます。 この力は非常に小さく、日常生活ではもちろん感じることはできません。 その理由は、電球は非常に弱い光源だからです。 (実験室環境では、電球の光圧を測定することができます。これを最初に測定したのはロシアの物理学者 P. N. レベデフです。) 星の場合は状況が異なります。 星が若くて明るく輝いている間、その中で3つの力が戦っています。 一方で、星を点に圧縮しようとする重力によって、外側の層が中心に向かって内側に引っ張られます。 一方で、光の圧力の力と高温ガスの圧力の力があり、星を膨らませようとする力があります。 星の核で生成される光は非常に強いため、星の外層を押しのけ、外層を中心に引き寄せる重力とのバランスをとります。 星が老化するにつれて、その核が生成する光はますます少なくなります。 これは、星の寿命の間に、供給された水素がすべて燃え尽きるために起こります。これについてはすでに書きました。 星が非常に大きく、太陽の 20 倍重い場合、その外殻の質量は非常に大きくなります。 したがって、重い星では、外層がどんどん中心に近づき始め、星全体が収縮し始めます。 同時に、収縮する星の表面にかかる重力も増大します。 星が収縮すればするほど、周囲の物質をより強く引きつけ始めます。 最終的に、星の重力は恐ろしく強くなり、その星の発する光さえも逃れることができなくなります。 この瞬間、スターになる ブラックホール。 それはもはや何も放射せず、光を含む近くにあるすべてのものを吸収するだけです。 そこからは一筋の光も出ていないため、誰も見ることができません。それがブラックホールと呼ばれる理由です。すべてが吸い込まれ、二度と戻らないのです。

ブラックホールはどのように見えますか?

もしあなたと私がブラックホールの隣にいるとしたら、かなり大きな発光円盤が、宇宙の小さな完全に黒い領域の周りを回転しているのが見えるでしょう。 この黒い領域がブラックホールです。 そしてその周りの光る円盤はブラックホールに落ちた物質です。 このような円盤を降着円盤と呼びます。 ブラックホールの重力は非常に強いため、内部に吸い込まれた物質は非常に高い加速度で移動し、そのため放射を始めます。 このような円盤から発せられる光を研究することで、天文学者はブラック ホール自体について多くのことを学ぶことができます。 ブラック ホールの存在を示すもう 1 つの間接的な兆候は、宇宙の特定の領域の周りでの星の異常な動きです。 穴の重力により、近くの星は楕円軌道を描くように動かされます。 このような星の動きも天文学者によって記録されています。
今、科学者の注目は、銀河の中心にあるブラックホールに集まっています。 実は、地球の約3倍の質量を持つ水素雲がブラックホールに接近しているのです。 この雲はすでにブラックホールの重力によってその形を変え始めており、今後数年のうちにさらに伸びてブラックホールの中に引き込まれるだろう。

ブラックホールの内部で起こっているプロセスを見ることは決してできないので、ブラックホールの周りの円盤を観察することだけで満足することができます。 しかし、ここでもたくさんの興味深いことが私たちを待っています。 おそらく最も興味深い現象は、この円盤の中心から逃げる物質の超高速ジェットの形成です。 この現象のメカニズムはまだ解明されていませんが、皆さんの誰かがそのようなジェットの形成に関する理論を作成する可能性は十分にあります。 現時点では、このような「ショット」に伴う X 線フラッシュのみを登録できます。

このビデオは、ブラック ホールが近くの星から物質を徐々に捕らえていく様子を示しています。 この場合、ブラックホールの周囲に降着円盤が形成され、その物質の一部が猛スピードで宇宙に放出される。 これにより大量の X 線放射が発生し、地球の周りを移動する衛星によって捕捉されます。

ブラックホールはどのように機能するのでしょうか?

ブラックホールは主に 3 つの部分に分けることができます。 外側の部分は、非常に慎重に移動すればブラックホールに陥ることを避けることができます。 高速。 外側の部分よりも深いところには事象の地平線があります。これは想像上の境界線であり、それを越えると体はブラックホールから戻る希望をすべて失います。 事象の地平線の向こう側にあるものはすべて外側から見ることができません。なぜなら、強い重力のせいで、内側から移動する光でさえ事象の地平線を超えて飛び出すことができないからです。 ブラックホールの中心には、巨大な質量が集中している小さな体積の空間領域である特異点があり、それがブラックホールの中心であると考えられています。

ブラックホールまで飛ぶことは可能ですか？

遠距離では、ブラック ホールの引力は、ブラック ホールと同じ質量を持つ通常の星の引力とまったく同じです。 事象の地平線に近づくにつれて、その魅力はますます強くなります。 したがって、ブラックホールまで飛ぶことはできますが、戻ってくることができるようにブラックホールから離れた方が良いです。 天文学者たちは、ブラックホールがどのようにして近くの星を内部に吸い込むのかを観察する必要がありました。 このビデオでその様子を見ることができます。

私たちの太陽はブラックホールになるのでしょうか？

いや、回らないよ。 これには太陽の質量が小さすぎます。 計算によると、ブラックホールになるためには、星の質量が太陽の少なくとも4倍でなければなりません。 代わりに、太陽は赤色巨星となり、外殻を脱ぎ捨てて白色矮星になる前に、地球の軌道とほぼ同じ大きさまで膨張します。 太陽の進化については、必ず詳しくお伝えします。