какая масса черной дыры
Все за сегодня
Политика
Экономика
Наука
Война и ВПК
Общество
ИноБлоги
Подкасты
Мультимедиа
Наука
Astronomy (США): каковы размеры черной дыры?
Где-то в центре Млечного Пути скрывается гигантская черная дыра, масса которой в несколько миллионов раз превосходит массу Солнца. Как и все черные дыры, этот сверхмассивный гигант под названием «Стрелец А*» (сокращенно Sgr A*, произносится «Стрелец А со звёздочкой» — прим. перев.) поглощает всё, что попадается в область действия его гравитационного поля, — этот гигант пожирает абсолютно всё, включая свет. Тем не менее, поглощение материи — это лишь один из способов, с помощью которого эти космические монстры вырастают поистине до астрономических размеров, набирая умопомрачительную массу. Заметим, что характеризуя черную дыру как гигантский космический объект, астрономы обычно имеют в виду его гигантскую массу, а не размеры.
И здесь возникает логичный вопрос: а каковы размеры разных черных дыр?
Распределение черных дыр по классам в зависимости от массы
Тем не менее вопрос о происхождении сверхтяжелых черных дыр, таких как «Стрелец А*», которые могут в миллионы и даже миллиарды раз превышать массу Солнца, остается нерешенным. Астрономы знают, что гигантские размеры и масса таких черных дыр, по-видимому, связаны с галактиками родственной связью, причем самые большие из сверхтяжелых черных дыр были обнаружены в центрах самых больших галактик.
Указанные доводы, а также недавно появившиеся свидетельства существования одного теоретически предсказанного класса черных дыр среднего размера (их называют черными дырами средней массы, которая варьируется от сотен до миллиона солнечных масс), по-видимому, указывают на то, что черные дыры могут стать сверхмассивными после того, как бесчисленное количество черных дыр звездной массы и промежуточной массы через миллиарды лет сольются воедино.
Ясно, что различные типы черных дыр могут значительно различаться по массе, и все же, не совсем ясно, насколько они различаются по размерам.
А что, если Земля и Солнце были когда-то черными дырами?
Чтобы изучить размеры черных дыр, давайте сначала рассмотрим два наиболее изученных объекта — Землю и Солнце.
Масса Земли составляет около 6×10 24 кг. И хотя с точки зрения обывателя это гигантская цифра, она все-таки ничтожна по сравнению с массой черной дыры.
Чтобы появилась черная дыра, нужно сконцентрировать достаточно большую массу, причем ее гравитационное притяжение должно быть настолько сильным, что никакая другая сила не сможет предотвратить гравитационный коллапс этой массы. Вот почему ученые не смогли найти черные дыры, столь же легкие, как Земля, — этим космическим объектам просто не хватило бы массы для гравитационного сжатия. (Но некоторые ученые считают, что в первые несколько мгновений после Большого взрыва мог появиться класс так называемых древних первичных черных дыр. Масса этих гипотетических объектов могла бы варьироваться от совсем небольшой до гигантской, в десятки тысяч раз превышающей массу Солнца.)
Считается, что в центре черной дыры находится бездонная гравитационная яма пространства-времени, называемая гравитационной сингулярностью. Плотность этой сингулярности бесконечна, и все, что туда попадает, остается там навсегда. Внешний край черной дыры называется горизонтом событий; он представляет собой ту границу, за пределы которой не может вырваться ни одна частица материи, попавшей в гравитационное поле черной дыры, включая кванты света. Радиус горизонта событий зависит от массы черной дыры; этот радиус был впервые рассчитан немецким астрономом Карлом Шварцшильдом (Karl Schwarzschild) в 1916 году.
Для черной дыры массой, сравнимой с массой Земли, радиус Шварцшильда составляет менее одного дюйма (2,54 см), — то есть размером с шарик для настольного тенниса. Для Солнца радиус Шварцшильда составит немногим менее двух миль (3,2 км).
Каковы самые маленькие из известных черных дыр?
Как мы знаем, черные дыры очень трудно обнаружить. И все потому, что, в отличие от звезд, они не светятся, поскольку фотоны света никогда не вырвутся за пределы горизонта событий. Тем не менее иногда у черной дыры появляется аккреционный диск — ореол вещества, движущегося вокруг черной дыры; при этом из-за трения между слоями этого вещества происходит свечение. Ученые способны наблюдать черную дыру лишь благодаря свету, излучаемому аккреционным диском; иначе черная дыра невидима. Кроме того, черную дыру можно обнаружить по тому влиянию, которое она оказывает на другие космические объекты. Например, ученые обнаружили объект «Стрелец А*» только после того, как была зафиксирована странность в поведении семи звезд, вращающихся вокруг него.
Контекст
Грандиозный прорыв: первые фото черной дыры (Telegraph)
Science: как выглядит черная дыра
Forbes: как эта черная дыра так быстро стала такой большой?
FAZ: черная дыра в центре нашей галактики становится агрессивнее
Квазары развиваются в чрезвычайно ярких активных ядрах галактик (это центры галактик), в которых находится сверхмассивная черная дыра, окруженная ярким и мощным аккреционным диском. По некоторым оценкам, черная дыра в GRO J1655-40 весит примерно в 5,4 раза больше Солнца, а ее радиус составляет около 10 миль (16 км). Изучая подобные микроквазары, астрономы надеются лучше понять возможную связь между гигантами, скрытыми в ядрах галактик, и небольшими аккрецирующими черными дырами, разбросанными по галактикам.
В 2008 году ученые поначалу пришли к выводу, что обнаружили черную дыру еще меньшего размера, но позже теми же исследователями масса этого космического объекта была скорректирована. Любая черная дыра меньших размеров могла появиться, скорее всего, в результате слияния двух нейтронных звезд, а не в результате гравитационного коллапса умирающей звезды. Лазерная интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория (LIGO) обнаружила гравитационные волны от возможного слияния нейтронных звезд в 2017 году, всего через два года после того, как гравитационные волны были вообще впервые обнаружены. Гравитационные волны, испускаемые во время слияний, дают ученым новый способ идентифицировать черные дыры в радиусе 100 миллионов световых лет от Земли.
С другой стороны, размер черной дыры звездной массы зависит от того, насколько массивной была звезда, ей предшествовавшая. Самая тяжелая звезда из всех известных, которая была найдена на сегодняшний день, обозначена аббревиатурой R136a1, она весит в 315 раз больше Солнца. Черная дыра с такой же массой, получившаяся из нее в результате гравитационного коллапса, имела бы радиус около 578 миль (930,2 км). Несмотря на свои большие размеры (по сравнению с самыми маленькими из известных черных дыр), даже эта огромная черная дыра звездной массы не идет ни в какое в сравнение со своими сверхмассивными родственниками.
Насколько велики черные дыры промежуточной массы?
Между черными дырами звездной массы и сверхмассивными черными дырами находятся так называемые черные дыры промежуточной массы — то есть долгожданное «недостающее звено» в эволюции черной дыры. На сегодняшний день найдено лишь несколько кандидатов на роль этого звена, в том числе космический объект, найденный телескопом «Хаббл» в начале нынешнего года. Такие объекты найти еще труднее, поскольку они менее активны в отсутствие близко расположенных космических объектов, которые служат для них своеобразным «топливом».
Масса черной дыры, недавно обнаруженной «Хабблом», в 50 тысяч раз превышает массу Солнца. Она находится в отдаленном плотном звездном скоплении, расположенном на окраине галактики бóльших размеров, именно там астрономы ожидали найти доказательства этих «недостающих звеньев». Такой кандидат на роль черной дыры промежуточной массы окажется в десятки тысяч раз тяжелее Солнца, а его радиус составит одну пятую радиуса Солнца, или примерно вдвое больше радиуса Юпитера.
И хотя черные дыры промежуточной массы обладают значительными размерами, их вес колеблется в пределах от 100 до 100 тысяч солнечных масс. Между тем масса сверхтяжелых чёрных дыр может в миллиарды раз превосходить солнечную.
Определяем размеры сверхтяжелых черных дыр
У центральной черной дыры нашей галактики, «Стрелец A*», расположенной в 26 тысячах световых лет от Солнца, радиус примерно в 17 раз превышает солнечный, а это значит, что размеры этой черной дыры ограничены, к примеру, орбитой Меркурия. И хотя упомянутая нами черная дыра в Млечном Пути весит около 4 миллионов солнечных масс, ее размеры малы по сравнению с размерами некоторых других сверхмассивных черных дыр, которые скрываются в центре других галактик.
Самая большая из сверхмассивных черных дыр, обнаруженных на сегодняшний день, находится в скоплении галактик Abell 85. В центре этого скопления расположена галактика Holm 15A, где общая масса сосредоточенного там вещества составляет около 2 триллионов солнечных масс. Центр этой галактики почти столь же велик, как Большое Магелланово Облако, радиус которого составляет 7000 световых лет.
Это скопление звезд расположено на расстоянии 700 миллионов световых лет от Земли, его размеры вдвое превышают размеры любой из предыдущих черных дыр. Это было установлено после того, как стала поступать информация из обсерватории на горе Вендельштейн при Университете им. Людвига и Максимилиана и от телескопа VLT (Very Large Telescope — «Очень большой телескоп») Европейской Южной Обсерватории. Ученые обнаружили, что черная дыра в центре галактики Holm 15A обладает колоссальной массой — 40 миллиардов солнечных масс, или примерно две трети массы всех звезд Млечного Пути. При такой гигантской массе она имеет диаметр, сопоставимый с диаметром Солнечной системы, — вообще это небывалый размер для какого-либо единичного объекта.
Но размер наблюдаемой Вселенной составляет 46,5 миллиардов световых лет во всех направлениях, а это означает, что астрономы делают лишь первые шаги, позволяющие понять природу черных дыр. Только год назад с помощью телескопа Event Horizon Telescope (Телескоп горизонта событий), который состоит из восьми телескопов, расположенных в разных частях Земли, впервые удалось получить изображение черной дыры. Кроме того, ожидается, что обсерватории LIGO и Virgo, изучающие гравитационные волны, смогут ежегодно обнаруживать благодаря новым технологиям около 40 слияний двойных звезд, а также открывать черные дыры и нейтронные звезды, расположенные по соседству с такими звездами. Кроме того, благодаря более совершенным телескопам, таким как Космический телескоп НАСА имени Джеймса Уэбба (James Webb Space Telescope, JWST) и Чрезвычайно большой телескоп (Extremely Large Telescope, ELT) Европейского космического агентства, которые получат первые изображения в течение следующего десятилетия, сложно предугадать, сколько вообще черных дыр — этих космических монстров — будет обнаружено в будущем в темных глубинах космоса.
Материалы ИноСМИ содержат оценки исключительно зарубежных СМИ и не отражают позицию редакции ИноСМИ.
Предполагается, что почти все большие галактики содержат сверхмассивную черную дыру, расположенную в центре галактики. На самом деле существует тесная связь между образованием черной дыры и самой галактикой.
Хотя во вселенной существуют миллионы сверхмассивных черных дыр, невероятно массивные из них редки, и на сегодняшний день идентифицировано лишь малое их количество.
Определить массу большой черной дыры крайне сложно
Чтобы измерить массу сверхмассивных черных дыр, ученые используют различные сложные методы, в том числе доплеровские измерения, отображение реверберации широкой эмиссионной линии, отношение M-сигма и дисперсию скорости.
Массы, полученные из этих методов, часто противоречат друг другу. Поэтому они все еще остаются в области открытых исследований.
Ниже мы собрали несколько самых больших черных дыр с известными массами, измеренными по крайней мере на порядок. Список далеко не полон, но он дает приблизительное представление о том, насколько сложна и обширна наша вселенная.
8. Центральная черная дыра кластера Феникс
Солнечная масса: 2 × 10 10
Кластер Феникса является одним из самых массивных из известных кластеров, большая часть его массы находится в форме темной материи и внутрикластерной среды.
Сверхмассивная черная дыра в центральной галактике скоплений качает энергию в систему. Считается, что он в 20 миллиардов раз массивнее Солнца, а его горизонт должен составлять порядка 118 миллиардов километров в диаметре.
Данные Чандры и различные наблюдения на других длинах волн показали, что эта черная дыра растет быстро со скоростью, в 60 раз превышающей массу Солнца каждый год. Но так как он уже очень велик, этот показатель не является устойчивым. Рост не может длиться более 100 миллионов лет.
7. NGC 4889
Солнечная масса: 2. 1 × 10 10
Обнаруженный в 1785 году, NGC 4889 является самой яркой галактикой в северной части скопления комы, расположенной на среднем расстоянии 308 миллионов световых лет от Земли.
В основе NGC 4889 находится одна из самых больших черных дыр, которая нагревает внутрикластерную среду за счет трения, создаваемого падающей пылью и газами. Эта сверхмассивная черная дыра почти в 5200 раз массивнее центральной черной дыры Млечного Пути, и весит около 21 миллиарда солнечных масс.
Горизонт событий черной дыры имеет ширину от 20 до 124 миллиардов километров, что эквивалентно диаметру орбиты Плутона от 2 до 12 раз.
В настоящее время он дремлет, и вокруг него, кажется, остаются стабильные звезды. Тем не менее космический телескоп Хаббла обнаружил ионизированную среду вокруг сверхмассивной черной дыры, предполагая, что NGC 4889, возможно, был квазаром миллиарды лет назад.
6. APM 08279 + 5255
Солнечная масса: 2. 3 × 10 10
В 2002 году наблюдения Чандры показали, что высокоскоростные ветры уносят газы (до 40% скорости света) из сверхмассивной черной дыры, питающей квазар APM 08279 + 5255.
Квазар расположен в созвездии Рысь и имеет яркость, равную одному квадриллиону, яркости Солнца. Это яркий источник света практически на всех длинах волн, и он стал одним из наиболее исследованных отдаленных объектов.
Двойное изображение квазара вызвано гравитационным линзированием (изгибанием его света галактикой, попавшей в него). Этот эффект также усиливает свет квазара в 100 раз, что позволяет углубленно изучить его характеристики, даже если он находится на расстоянии 12 миллиардов световых лет.
В последнее десятилетие исследователи также обнаружили, что APM 08279 + 5255 имеет достаточно воды, чтобы заполнить океаны Земли более чем в 100 триллионов раз.
5. NGC 6166
Солнечная масса: 3 × 10 10
В центре галактики есть сверхмассивная черная дыра, масса которой в 30 миллиардов раз больше массы Солнца. Ежегодно он поглощает около 200 солнечных масс газа, создавая большие релятивистские струи.
Ученые предположили, что центр галактики может также содержать несколько звезд O-типа; редкие сине-белые звезды с температурой более 30000 кельвинов.
4. H1821 + 643
Солнечная масса: 3 × 10 10
Сильно светящийся квазар, H1821 + 643, расположен в гигантском кластере с сильным охлаждающим потоком в созвездии Драко.
В 2014 году исследователи обнаружили H1821 + 643 как одну из самых массивных черных дыр и точно рассчитали ее массу, которая эквивалентна 30 миллиардам солнечных масс. Горизонт событий черной дыры имеет ширину 1150 а.е. (1 астрономическая единица равна примерно 150 миллионам километров), а его средняя плотность составляет 22 грамма на метр куба, что меньше, чем воздух на Земле.
Недавно детальный анализ квазара доказал, что наша вселенная заполнена огромными количествами ионизированного водорода, сопровождаемого ионизированным кислородом.
3. IC 1101
Солнечная масса: (4-10) × 10 10
IC 1101, одна из самых больших и ярких галактик во вселенной, содержит в своем центре сверхмассивную черную дыру, масса которой в 40-100 миллиардов раз превышает массу Солнца.
Это эллиптическая галактика, расположенная на расстоянии 1,04 миллиарда световых лет от Земли. Галактика имеет массу около 100 триллионов звезд и простирается на 2 миллиона световых лет от ее ядра.
Как и другие массивные галактики, IC 1101 содержит большое количество богатых металлами звезд, некоторым из которых 11 миллиардов лет, и они имеют золотисто-желтый цвет.
2. S5 0014 + 81
Солнечная масса: 4 × 10 10
Это 6-й самый яркий квазар, известный на сегодняшний день, с яркостью более 10 41 Вт. Чтобы поместить это в перспективу, это в 25 000 раз ярче, чем все звезды в галактике Млечный Путь вместе взятых.
В 2009 году данные, полученные из Обсерватории Нила Герилса Свифта, позволили ученым рассчитать массу центральной черной дыры. Они обнаружили, что он в 40 миллиардов раз массивнее нашего Солнца, а его горизонт событий имеет ширину 236,7 миллиарда километров, что эквивалентно 40-кратному радиусу орбиты Плутона.
1. TON 618
Солнечная масса: 6,6 × 10 10
Впервые он был обнаружен в 1957 году при съемке слабых голубых звезд, которые не лежат на плоскости Млечного Пути. Более детальное радиообследование, проведенное в 1970 году, определило TON 618 как квазар.
TON 618 считается аккреционным диском чрезвычайно горячего газа, циркулирующего вокруг массивной черной дыры в центре галактики. Это так ярко, что затмевает остальную часть галактики. Фактически, это один из самых ярких объектов во Вселенной со светимостью 4 × 10 40 Вт, что эквивалентно 140 000 миллиардов раз больше Солнца.
Поскольку газ в аккреционном диске движется с очень высокой скоростью (около 7000 км / с), черная дыра создает исключительно сильную гравитационную силу. И горизонт событий такой массивной черной дыры будет 2600 а.е. в диаметре.
Почему для чёрных дыр 28 + 47 = 72, а не 75
Для некоторых физических объектов, подчиняющихся закону гравитации, сложение не всегда просто. Если объединить чёрную дыру массой 28 солнечных масс с чёрной дырой массой в 47 солнечных масс, полученная в результате чёрная дыра будет иметь массу 72 солнечные массы, а не 75. Фактически при слиянии любых двух чёрных дыр получаемая в результате масса меньше стартовой. Это связано не с недостатком математики, а скорее с особенностями работы гравитации. Здесь объясняется, почему при слиянии чёрных дыр всегда теряется масса.
Когда чёрная дыра и звезда-компаньон вращаются друг вокруг друга, движение звезды со временем изменяется из-за гравитационного влияния чёрной дыры, в это же время чёрная дыра обрастает веществом звезды, порождая рентгеновское и радиоизлучение. Если вместо звезды на орбите вращается другая чёрная дыра, будет преобладать гравитационное излучение (ЦЗИНЧУАНЬ ЮЙ/ПЕКИНСКИЙ ПЛАНЕТАРИЙ/2019 год)
Одно из первых научных правил, которым мы учимся в нашей жизни, — это сохранение энергии. Оно гласит, что энергия не может быть создана или уничтожена, а только преобразована из одной формы в другую. Поднимая тяжелый блок, вы выполняете работу (форма энергии) против силы тяжести: вы передаёте энергию блоку. В результате блок приобретает гравитационную потенциальную энергию. Если блок бросить, эта потенциальная энергия преобразуется в кинетическую энергию, а в момент соударения блока с полом эта энергия переходит во множество других форм: тепло, деформацию и звуковую энергию, помимо прочего.
Поэтому, если начать с двух масс, также присутствует определённое количество полной энергии, энергии, которая присуща всему, что имеет массу, и задаётся самым известным уравнением Эйнштейна: E = mc². Есть, конечно, и другие формы энергии, но три из них нельзя игнорировать. Две из них более очевидны, чем третья; но мы должны рассмотреть все соответствующие формы энергии, если хотим убедиться, что всё, что необходимо сохранить, действительно сохранено.
Из-за эффектов как высокой скорости (специальная теория относительности), так и кривизны пространства (общая теория относительности) звезда, проходящая рядом с чёрной дырой, должна подвергнуться ряду важных воздействий, которые приведут к физическим наблюдаемым явлениям, таким как красное смещение её света и небольшое, но значительное изменение её эллиптической орбиты. Сближение S0–2 в мае 2018 года было лучшим шансом, предоставленным нам, чтобы исследовать эти релятивистские эффекты и тщательно изучить предсказания Эйнштейна (ESO/M. KORNMESSER)
В дополнение к энергии массы покоя мы должны рассмотреть энергию следующих трёх типов:
Гравитационная потенциальная энергия зависит от расстояния между двумя массами. Массы, разделённые бесконечным расстоянием, имеют нулевую гравитационную потенциальную энергию. Однако, чем ближе они друг к другу, тем больше «деформируется» пространство-время и, следовательно, тем больше мы получаем отрицательной гравитационной потенциальной энергии.
Кинетическая энергия определяется движением этих двух масс относительно друг друга. Чем быстрее вы двигаетесь, тем больше ваша кинетическая энергия. Сочетание кинетической и потенциальной энергии объясняет, почему «падающие» объекты ускоряются: по мере уменьшения отрицательной гравитационной потенциальной энергии растёт положительная кинетическая энергия.
Энергия также содержится в гравитационных волнах (форма гравитационного излучения, которая уносит энергию из системы).
При слиянии двух движущихся объектов порождается огромное количество гравитационных волн. Простое путешествие через искривлённое пространство — отличный способ заставить массивные частицы излучать гравитационные волны. В этом заключается фундаментальная разница между гравитацией Эйнштейна и гравитацией Ньютона
В то время как понятия энергии массы покоя, потенциальной гравитационной энергии и кинетической энергии прекрасно работают в ньютоновской механике и гравитации, гравитационное излучение по своей сути — новая идея, присущая общей теории относительности Эйнштейна. Когда массивное тело движется через область пространства, в которой изменяется кривизна пространства-времени или ускоряется массивное тело (меняет направление), даже когда кривизна пространства-времени остаётся постоянной, такое взаимодействие порождает излучение определённого типа — гравитационные волны.
Любое массивное тело, вращающееся вокруг любого другого массивного тела, будет излучать эти волны, причём, как правило, чем меньше масса, тем больше эффект. Например, мы считаем, что Земля вращается вокруг Солнца по стабильной орбите, но технически это не совсем верно. Если бы свойства Солнце оставались постоянными — никаких изменений массы никогда, — Земля не осталась бы на эллиптической орбите навечно. Наоборот, планеты будут медленно излучать энергию, их орбиты будут снижаться, и в конечном счёте они будут по спирали приближаться к Солнцу. Для достижения финальной точки Земле может потребоваться около 10²⁶ лет. Падение остаётся ненаблюдаемым долгое время, но, если гравитационное излучение реально, то оно произойдёт.
Гравитационное движение Земли вокруг Солнца не связано с невидимым гравитационным притяжением, но лучше описывается свободным падением Земли в искривлённом пространстве, большая часть кривизны которого порождается Солнцем. Кратчайшее расстояние между двумя точками — не прямая линия, а геодезическая: кривая линия, которая определяется гравитационной деформацией пространства-времени. Проходя через такое искривлённое пространство, Земля испускает гравитационные волны (LIGO/T. PYLE)
Однако во многих астрофизических сценариях эффекты гравитационных волн гораздо более выражены. В общем, любой эффект, который существует только в общей теории относительности (а не в ньютоновской гравитации), будет самым сильным там, где:
кривизна пространства велика.
Где у нас есть большие массы на малых расстояниях, где пространственная кривизна очень значительна? Вблизи массивных, компактных объектов: белых карликов, нейтронных звезд и чёрных дыр. Из всех них у чёрных дыр наибольшие массы, наименьшие объёмы, к ним можно подойти на очень близкое расстояние, и рядом с ними пространственная кривизна максимальна.
Однако чёрные дыры чрезвычайно трудно обнаружить и наблюдать, в то время как многие нейтронные звёзды имеют характерный признак — очень регулярную пульсацию. Когда одна пульсирующая нейтронная звезда вращается вокруг другой, большей массы, например другой нейтронной звезды или чёрной дыры, мы можем начать измерять поведение таких импульсов, и они открывают нам нечто захватывающее.
Пульсар с массивным двойным компаньоном, особенно компактным компаньоном, таким как белый карлик, другая нейтронная звезда или чёрная дыра может испускать значительное количество гравитационных волн. Такое излучение вызовет изменение временных наблюдений пульсара, что позволит проверить теорию относительности (ESO/L. CALÇADA)
Если бы нейтронная звезда находилась на совершенно стабильной орбите, которая никак не деформируется из-за излучения предсказанных гравитационных волн, мы получили бы постоянный во времени характер импульсов. Однако, если бы орбита распадалась, мы бы увидели эволюцию этого характера импульсов, и, в частности, мы также увидели бы ускорение самого орбитального движения. (С потерей энергии тело падает ближе к другим массам, а это означает более плотные и быстрые орбиты.)
С 1960-х годов мы знаем о двойных пульсарах, т. е. пульсарах, вращающихся вокруг другой нейтронной звезды. Мы также знаем о «синглетных» пульсарах, или пульсарах, которые в своей системе представляют собой единственное тело с большой массой. Что мы обнаруживаем при длительном наблюдении за такими объектами? У таких пульсаров очень последовательный характер импульсов, и этот характер не изменяется с течением времени. Однако для двойных пульсаров характерно не только изменение последовательности наблюдаемых импульсов, но и сама последовательность меняется в точности так, как предсказывает общая теория относительности в силу излучения гравитационных волн.
Релятивистский прогноз (красная линия) и ньютоновский прогноз (зелёная линия) в сравнении с данными двойного пульсара (чёрные точки). С самого первого открытия двойной нейтронной звездной системы мы знали, что гравитационное излучение уносит энергию. Поиск системы на завершающих стадиях движения по спирали и слияния был только вопросом времени (НАСА (L), РАДИОАСТРОНОМИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ МАКСА ПЛАНКА/МАЙКЛ КРАМЕР)
Па-де-де в космосе: когда две нейтронные звезды танцуют вокруг общего центра гравитации, они излучают гравитационные волны. Поскольку это происходит с обоими объектами, они теряют часть орбитальной энергии, медленно приближаясь друг к другу по спиральной орбите, а их период обращения становится всё короче. Диаграмма справа показывает их состояние как двойного пульсара PSR-J0737-3039.
Хотя нейтронные звёзды могут быть как массивными, так и невероятно компактными, достигая по массе чуть более 2 солнечных масс при размерах всего 10–20 километров, чёрные дыры ещё экстремальнее. Их массивные тела сжимаются до сингулярности, скрытой за горизонтом событий (граница, из-за которой теоретически ничто не может вырваться), размер и форма которого определяются только их массой и угловым моментом.
Когда чёрные дыры вращаются друг вокруг друга в так называемой двойной системе чёрных дыр, каждая масса испытывает влияние пространства-времени, искривлённого другой массой. Когда они движутся по взаимным орбитам, взаимодействие массы и искривлённого пространства-времени порождает излучение. (Аналогичный эффект имеет место в электромагнетизме, когда заряжённая частица, движущаяся/ускоряющаяся через изменяющееся электромагнитное поле, испускает излучение.) Амплитуда, частота и энергия гравитационного излучения определяются величиной масс, разделением масс и скоростью движения масс в этом искривлённом пространстве-времени.
Рябь пространства-времени, порождаемая орбитальными массами, возникает независимо от конечного продукта слияния. Однако большая часть высвобождаемой энергии исходит только на нескольких последних орбитальных витках и во время фактического слияния двух масс, которые проходят стадии вращения по спирали и слияния (Р. ХАРТ — CALTECH/JPL)
Удивительно то, что большая часть излучаемой энергии — около 90 % или более — испускается только во время последних двух или трёх орбитальных витков этих масс друг вокруг друга, а также в момент самого слияния. Если бы не этот энергетический пик в самом конце долгого космического танца, мы бы полностью пропустили многие события излучения гравитационных волн, которые мы видели, включая самое первое.
Во многих случаях только всплеск во время этих последних миллисекунд даёт нам верную сигнатуру сигнала гравитационных волн, возвышающегося над шумом. (Также часто удаётся извлечь оставшийся сигнал.) Во многих отношениях мы наблюдаем самые энергетические события излучения гравитационных волн со времён Большого взрыва. Например, за последние несколько миллисекунд, когда горстка солнечных масс может быть преобразована в энергию гравитационных волн, при слиянии система двух чёрных дыр может излучать больше энергии, чем все звёзды во Вселенной, вместе взятые.
На этом графике показаны массы всех компактных двойных звёзд, обнаруженных LIGO/Virgo: чёрные дыры, отмеченные синим цветом, и нейтронные звёзды, отмеченные оранжевым цветом. Также показаны чёрные дыры с массами звёзд (фиолетовые) и нейтронные звёзды (жёлтые), обнаруженные с помощью наблюдений электромагнитных волн. Всего у нас более 50 наблюдений событий излучения гравитационных волн, соответствующих слиянию компактных масс (LIGO/VIRGO/СЕВЕРО-ЗАПАДНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ/ФРЭНК ЭЛАВСКИ)
Забавно в этом то, что есть простое приближение, которое позволяет ответить на вопрос: «При слиянии любых двух чёрных дыр какая часть массы преобразуется в энергию?»
Приближение? Просто возьмите меньшую массу из двух сливающихся чёрных дыр, умножьте это значение на 0,1 — примерно такая часть массы преобразуется в энергию. Да, это 10 % от массы меньшей чёрной дыры.
Существуют всевозможные сложные эффекты, и большая вращательная составляющая чёрной дыры, которая есть у многих из них, может немного изменить историю. Однако эффекты масс, как правило, доминируют над спином / угловым моментом, а эффекты неравномерных соотношений масс, как правило, невелики. Фактически физик Виджай Варма построил график в целях проверки этого приближения для различных соотношений масс, и, как вы видите, «10 % от меньшей массы» — отличное приближение для доли массы, которая преобразуется в энергию при слиянии двух чёрных дыр.
Какая часть массы преобразуется в гравитационные волны при слиянии двух чёрных дыр? Обратите внимание, что, хотя график, очевидно, показывает большие вариации в зависимости от соотношения масс, масштаб по оси y очень мал, и «10 %» даёт хорошее приближение в широком диапазоне соотношений масс (ВИДЖАЙ ВАРМА)
Если происходит слияние двух чёрных дыр и известны их начальные массы, можно предсказать, какая часть этих масс перейдёт в окончательную чёрную дыру после слияния, а какая часть будет излучена в виде гравитационных волн. Просто возьмите чёрную дыру меньшей массы, уберите из неё 10 % массы, а чтобы получить конечный результат, оставшуюся часть объедините с другой чёрной дырой. Между тем эти «10 % массы меньшей чёрной дыры» преобразуются в гравитационные волны, которые распространяются по Вселенной во всех направлениях.
Таким образом, если взять чёрные дыры массой 46 и 40 солнечных масс, масса конечной чёрной дыры равна 82 солнечным массам, а 4 солнечных массы будут излучены.
Для чёрных дыр массой 53 и 10 солнечных масс масса финальной чёрной дыры равна 62 солнечным массам, а в излучение перейдёт 1 солнечная масса.
Для чёрных дыр массой 47 и 28 солнечных масс масса финальной чёрной дыры равна 72,2 солнечной массы, а в излучение перейдёт 2,8 солнечной массы.
В нижней части анимации показан сигнал гравитационных волн (по амплитуде и частоте), генерируемых двумя чёрными дырами примерно одинаковой массы при прохождении стадий вращения по спирали и слияния. Такой сигнал гравитационных волн распространяется в трёхмерном пространстве со скоростью света. Его можно обнаружить с расстояния в миллиарды световых лет достаточно точным детектором гравитационных волн (Н. ФИШЕР, Х. ПФАЙФФЕР, А. БУОНАННО (ИНСТИТУТ ГРАВИТАЦИОННОЙ ФИЗИКИ ИМ. МАКСА ПЛАНКА), МОДЕЛИРОВАНИЕ ЭКСТРЕМАЛЬНОГО ПРОСТРАНСТВА-ВРЕМЕНИ (SXS))
Пока пространство искривлено, массивное тело не может двигаться через него, не испуская гравитационного излучения. В самых тяжёлых случаях это даже влияет на то, как выполняется сложение. От первого предсказания гравитационных волн до их первого прямого измерения прошло 100 лет, и это достижение никогда не выглядело более впечатляющим. По мере улучшения наших наблюдений мы сможем выявить более тонкие эффекты, наложенные поверх этого простого приближения. Однако пока наслаждайтесь простотой математики чёрных дыр, которая доступна каждому!
Несмотря на такую простоту математики столкновений чёрных дыр современное моделирование космических процессов по-прежнему требует анализа огромных потоков данных с детекторов, иными словами, до подобных упрощений и допущений нужно доходить ощутимо трудными путями, зато результаты трудов всегда будут поражать нас красотой, точностью и чёткостью науки.
Сегодня анализ данных и работа с ними — отдельная, интересная область не только в науке, но и в сфере бизнеса — пренебрегать данными сейчас просто невозможно. И если область работы над данными и их анализа вам интересна, вы можете обратить внимание на наш флагманский курс по Data Science, где получаемый студентами объём знаний равен знаниям, приобретаемым за два-три года активного самостоятельного изучения науки о данных.
Узнайте, как прокачаться и в других специальностях или освоить их с нуля: