Черни дупки

   Автор: Росен Илиев

Черните дупки са крайната точка в еволюцията на най-малко 10 до 15 пъти по-масивни от Слънцето звезди. Ако една звезда, масивна или по-голяма се подлага на експлозия на свръхнова, може да остави след себе си доста масивен изгорял звезден остатък. При липсата на пасивни сили, които да се противопостававят на гравитационните сили, останките ще колапсират в себе си. Звездата в крайна сметка се свива до точка на нулев обем и безкрайна плътност, състояние известно като "сингулярност." Около сингулярността е регион, където силата на гравитацията е толкова силна, че дори светлината не може да избяга от там.

 


       По този начин, няма информация, която да се свърже с нас от този регион. Затова се нарича черна дупка, а повърхността му се нарича "хоризонт на събитията. Противно на общоприетия мит  черната дупка не е чист космически вакуум. Ако нашето Слънце  внезапно се превърне в черна дупка със същата маса, орбитата на Земята около Слънцето ще бъде непроменена. Разбира се, температурата на Земята ще се промени,и няма да има слънчев вятър или слънчеви магнитни бури . За нещо да бъде "засмукано" в черна дупка, трябва да премине вътре в радиуса на Шварцшилд. В този радиус, скоростта на бягството е равна на скоростта на светлината, и веднъж светлината ако преминепрез него, вече не може да избяга.


Радиусът на Шварцшилд се изчислява с помощта на уравнението за избягване на скоростта:
                                                                              vesc = (2GM/R)1/2


За фотоните или обектите, които нямат маса, ние може да заместим скоростта на светлината с Vesc и да намерим радиусът на Шварцшилд, R, с формулата:
                                                                                       R = 2GM/c2

alt


    Ако Слънцето бъде заменено с черна дупка, която има същата маса като Слънцето, радиусът на Шварцшилд ще бъде 3 км, в сравнение с радиуса на Слънцето от почти 700 000 км. Затова Земята би трябвало да бъде много по-близо, за да бъде засмукана от черна дупка в центъра на нашата Слънчева система.

Ако не можем да ги видим, как да сме сигурни че са там?


     Тъй като звездните черни дупки са малки на размер (само  малко над няколко десетки километра в диаметър), и светлина, която ще ни позволи да видим не може да избяга, черната дупка плуваща сама в пространството ще бъде трудно, ако не и невъзможно, да бъде видяна във визуалния спектър. Въпреки това, ако черна дупка премине през облак от междузвездна материя, или  близо до още една "нормална" звезда, черната дупка може да срасне материята в себе си. Тъй като този въпрос попада или е изтеглен към черната дупка, тя придобива кинетична енергия, нагрява се и се изстисква от приливните сили. Горещината йонизира атомите, и когато те достигат до няколко милиона градуса по Келвин, започват да излъчват рентгенови лъчи.
      Рентгеновите лъчи са изпратени в космоса, преди въпросните да пресекат радиуса на Шварцшилд и да катастрофират в сингулярността. Така можем да видим тази рентгенова емисии.
Двоичните рентгенови източници са места, където могат да се намерят силни кандидати за черни дупки. Компанираща звезда е перфектен източник на материал за черната дупка. Бинарната система също така позволява изчисляването на масата на кандидатът за черна дупка. След като масата се изчисли, то кандидатът може да бъде определена, ако кандидатът е неутронна звезда или черна дупка, тъй като неутронните звезди винаги имат маса над 1,5 пъти масата на Слънцето. Друг знак за наличието на черна дупка е случайната вариация на излъчването на рентгенови лъчи. Материята, която излъчва рентгенови лъчи не попада в черната дупка с постоянна скорост, а по-скоро спорадично, което причинява наблюдаемети вариации в интензивността на рентгеновите  лъчи. Освен това, ако рентгеновият източник е в бинарна система, и ние я виждаме от определен ъгъл, рентгеновите лъчи ще бъдат периодично отрязани като източник и засенчени от спътниковата звезда. Когато търсим кандидати за черни дупки, всички тези неща трябва да бъдат взети под внимание. Множеството рентгенови сателитите сканират небето за рентгенови източници, които могат да бъдат кандидати за черна дупка.
    Сигнус X-1 (Сиг X-1) е най-дългия кандидат за черна дупка. Той е силно променлив и нередовен източник, на емисии от рентгенови лъчи като трепти за стотни от секундата. Един обект не може да трепти по-бързо от времето, необходимо на светлината, за да пътува из обекта. В 1/100 от секундата, светлината изминава 3000 км. Това е 1/4 от диаметъра на Земята. Така че регионът, излъчващ рентгенови лъчи около Сиг X-1 е по-скоро малък. Неговата спътникова звезда, HDE 226868 е един B0 супергигант с температура на повърхността от около 31 000 спектроскопски келвина. Наблюденията показват, че спектралните линии на HDE 226868 осцилират за период от 5,6 дни. От връзката между масата и светимостта, масата на този супергигант се изчислява на около 30 пъти масата на Слънцето. Сиг X-1 трябва да има маса от около 7 слънчеви маси, защото няма как да окаже достатъчно гравитационното притегляне, за да доведе до потреперването в спектралните линии на HDE 226868. Други оценки изчисляват масата на Cyg X-1 на еквивалентна на 16 слънчеви маси. Със седем слънчеви маси е твърде голям, за бяло джудже или неутронна звезда, то трябва да бъде черна дупка.
     Сега има около 20 рентгенови бинари (до началото на 2009 г.) с известните черни дупки (от измервания на масата на черните дупки). Първата от тях, рентгеновият транзит, наречен A0620-00, е била открита през 1975 г., като масата на компактния обект се определя в средата на 1980 на по-голяма от 3,5 слънчеви маси. Това много ясно изключва неутронна звезда, която има маса около 1,5 слънчеви маси.