 565
poruka na forumu
| |
 57
| |
 210
|
|
|
post # 1 | 14.10.2011 , 1:39 PM
|
Појам црне рупе
-------------------
Термин црне рупе је сасвим новог датума. Године 1969. сковао га је амерички научник Џон Вилер као графички опис једне замисли која је стара најмање две стотине година. Ова замисао потиче из времена када су постојале две теорије
светлости. Једна од њих сматра да светлост има корпускуларну природу и да на њу делује гравитација. (Међутим, ми данас знамо да су обе теорије тачне и да светлост има дуалну природу тј. да је и талас и честица). Црне рупе су објекти са гравитационим пољем толико јаким да ниједан облик материје или радијације не може да се отисне од ње. Чак ни кванти светлости за које се сматра да имају највећу брзину у природи, не могу да побегну њеној јакој гравитационој сили, због чега нам делује црно (по чему је добила и име - црна рупа).
Општа теорија релативности је описује као место у коме је простор-време бесконачно закривљено.
Настанак црних рупа
-------------------------
Да бисмо разумели како може настати једна црна рупа, потребно је да се упознамо са животним циклусом једне звезде. Звезда бива образована када велика количина гаса (углавном водоника) почиње да колабира под дејством сопственог гравитационог привлачења. Како се гас сажима, његови атоми се све чешће и све већом брзином међусобно сударају што доводи до загревања гаса. Коначно, гас постаје толико топао да се водоникови атоми приликом сударања више не одбијају један од другога, већ срастају образујући хелијум. Топлота ослобођена при овој реакцији, која наликује на контролисану експлозију водоничне бомбе, доводи до сијања звезде. Ова додатна топлота такође повећава притисак гаса, све док он не постане довољно висок да се јави као противтежа гравитационом привлачењу, што зауставља његово даље сажимање. Ситуација помало подсећа на ону са балоном – постоји равнотежа између притиска унутрашњег ваздуха, који покушава да даље рашири балон, и напетости гуме, која настоји да смањи балон. Звезда задржава постојано стање веома дуго, са топлотом из нуклеарних реакција у равнотежи са гравитационим привлачењем. Коначно, међутим, звезда ће истрошити залихе водоника и осталог нуклеарног горива. Парадоксално, што једна звезда на почетку свог века има више горива (тј. што је масивнија), то ће га она брже истрошити, јер ће јој бити потребан већи унутрашњи притисак да би се одупрела својој гравитацији, а за већи притисак је потребна већа температура која се постиже већим утрошком горива. Наше Сунце по свој прилици има довољно горива за наредних 5 хиљада милиона година, али масивније звезде могу да потроше своје гориво за само сто милиона година.
Након што звезда потроши своје водонично гориво, хлади се и унутрашњи притисак опада тако да она почиње да се сабија под утицајем гравитационог привлачења. Парадоксално, док се језгро сабија, омотач језгра се шири. Језгро се због сабијања толико загрева да започиње другу нуклеарну реакцију у којој хелијум прелази у угљеник. Дотле се омотач проширио од више десетина до стотину пута, а боја звезде постаје црвена. Те звезде се називају црвени џинови, њихова температура је преполовљена на око 2300K (док је температура нашег,, жутог” Сунца око 5760K). Црвени џин ће се одржавати све док не потроши све залихе хелијума, након тога гравитација опет побеђује и звезда се опет сабија и звездана материја постаје веома густа.
Ако је њена маса испод Кандрасекарове границе (1.5 маса Сунца) она ће завршити као „бели патуљак“, звезда пречника око 1000 миља, која сија белом светлошћу. Гравитацији се у овом случају супроставило Паулијево начело искључења које гласи да честице са истом енергијом морају имати различите спинове. Обзиром да постоје два спина, а материја је веома згуснута, ово их нагони да се међусобно удаљавају. Ако је маса звезде између 1.5 и 2 Сунчеве масе, код оваквих звезда као противтежа гравитацији такође би се јавило одбијање проистекло из начела искључења, али не више између електрона, већ измеду протона и неутрона. Ове звезде су због тога добиле назив неутронске звезде. Оне у пречнику имају тек десетак миља, док би им густина износила стотине милиона тона по кубном центиментру.
Звезде са масом већом од 2 Сунчеве суочавају се са великим проблемом када утроше своје гориво. У неким случајевима оне могу да експлодирају у виду супернове, те на тај начин, одбацујући материју, да избегну катастрофални гравитациони колапс, но тешко је поверовати да се ово увек деси без обзира на величину звезде. Последњи стадијум једне масивне звезде је црна рупа. Начело искључења у том случају није довољно јако да се одупре гравитацији, па звезда колабира у једну тачку (сингуларитет) која задржава масу те звезде, али са запремином једнаком нули.
Докази
--------
Постоје много техника којима се може открити потенцијална црна рупа. Као што је показао Џон Мичел у свом пионирском раду из 1783, црна рупа и даље врши гравитациони утицај на оближње објекте. Астрономи су регистровали много система код којих две звезде круже једна око друге, међусобно привлачене гравитацијом. Такође су уочили системе код којих постоји само једна видљива звезда која кружи око невидљивог пратиоца. Не може се, разуме се, одмах закључити да је овај пратилац црна рупа: можда је по среди напросто звезда која је одвећ слаба да би се видела. Међутим, неки од ових система, као што је Лабуд X-1, такође су веома снажни извори ренгенских зрачења. Највероватније објашњење овог феномена јесте да материја некако бива скидана са површине звезде и да крећући се спирално пада на невидљивог пратиоца где се загрева и емитује ренгенско зрачење. То се назива акреацијски диск црне рупе. На основу уочене орбите видљиве звезде долази се до вредности масе невидљивог пратиоца која је отприлике 6 Сунчевих, што може указати само на црну рупу. Гравитационо сочиво је један од ефеката који се јавља када објекат снажне гравитације савије светлост која потиче од неког удаљеног извора, према једној жижној тачки, чинећи удаљени објекат ближим. Овај ефекат често изазивају црне рупе својом снажном гравитацијом. Млазеви црне рупе јављају се кад и акреацијски диск, кад се црна рупа „храни“. Ови млазеви се јављају као последица магнетног поља материје која се креће спирално око црне рупе и образује акреацијски диск. Магнетско поље избацује материју у виду плазме у правцу осе ротације акреацијског диска. То је још један начин да се детектује црна рупа.
Величина црних рупа
-------------------------
Црне рупе могу имати скоро било коју масу. Скоро сваки објекат кад је довољно сабијен може постати црна рупа, јер би његова гравитација расла са смањењем запремине. Међутим, црне рупе природно могу да настану само са одређеним масама.
Црне рупе се могу поделити у више категорија у зависности од њихове величине:
Супермасивне црне рупе – имају масу једнаку милијарди соларних (маса Сунца). Сматра се да се оне налазе у центрима галаксија јер се једино тако може објаснити шта може окупити велики број звезда у једну галаксију. Чак се и у центру наше галаксије налази супермасивна црна рупа, Сагитариус А. Један од начина на који могу да настану ове црне рупе је гравитациони колапс супермасивног црвеног џина, али могу да настану и тако што мања црна рупа једноставно „порасте“ абсорпцијом велике количине материје.
Црне рупе средње масе – садрже око хиљаду соларних маса.
Стеларне црне рупе – црне рупе које настају колабирањем индивидуалних звезда са масама од 3 до 30 соларних. Медутим, теоретски „додавањем“ масе неутронској звезди може да проузрокује то да она преде Кандрсекареву границу и да колабира.
Микро црне рупе – имају масу мању од сунчеве све до масе равне Планковој константи. Такве црне рупе не би могле да настану под дејством гравитационог колапса јер имају масу мању од Кандрсекарове границе, већ могу да настану само ако је материја сабијена до огромних густина веома великим спојним притиском. Физичар Џон Вилер је израчунао, да ако би се из свих океана на Земљи, узела тешка вода могла би се направити водонична бомба која би у тој мери сабила материју у средишту да би ту настала црна рупа. Практична могућност јесте да су такве црне рупе са малом масом настале при високим температурама и притисцима веома ране васељене. Ове праисконске црне рупе су могле тада настати само ако рана Васељене није била савршено равномерна и једнообразна, зато што се једино неко мало подручје са густином већом од просечне могло сабити на овај начин да се ту образује црна рупа. Међутим, до данас није откривена ни једна оваква црна рупа. Други начин како могу настати микро црне рупе јесте путем високо енергетских акцелератора честица, али уколико је ово тачно то се онда дешава веома често јер су судари које изазове човек енергетски много слабији од судара који се свакодневно дешавају у Земљиној атмосфери као последица космичког зрачења. Црне рупе веома мале масе брзо нестају због Хокингове радијације. Теоретски, трећи начин како би овакве црне рупе могле да настану јесте ако веће црне рупе не дођу у додир са материјом, па им се маса за то време смањи због Хокингове радијације.
Експлозија црне рупе
--------------------------
Испаравањем (Хокинговом радијацијом) црна рупа се смањује. Тиме она постаје све топлија и на измаку своје масе и енергије, температура се брзо повећава тако да црна рупа свој крај бележи праском тј. експлозијом. Хокинг ово повећање температуре објашњава тиме што смањење масе проузрокује то да честице са негативном енергијом треба да пређу краћи пут да би постале стварне, те је тако већи обим емитовања, а тиме и привидна температура црне рупе.
Хокинг је израчунао да би праисконске црне рупе масе око 1011 kg, које су могле бити створене Великим праском, требале до сада потрошити своју енергију и тиме експлодирати негде у нашој садашњости. Међутим, тако нешто још није детектовано.
Јачина експлозије зависи од тога колико различитих врста елементарних честица тамо има. Наравно, када би се решио проблем о кварковима готово би се решио и проблем посматрања експлозије црне рупе. Још увек нико није открио саму експлозију црне рупе. За велике црне рупе се претпоставља да остављају пустош по свемиру. Међутим, њихов животни ток је јако дугачак тако да је мало вероватно да ће нека од њих ускоро експлодирати, ако се узме у обзир да су најраније настале у време Великог праска. Зато треба истраживати мале тј. праисконске црне рупе, јер оне своју енергију брзо троше. Да би уопште дошли у прилику да видимо експлозију црне рупе потребно је пронаћи начин за регистрацију ових експлозија на раздаљини од око једне светлосне године. Осим тога, детектори гама зрачења би морали бити велики, а њихово прављење је скупо. У овом случају не би било неопходно утврдити да сви кванти, који су емитовани током експлозије, долазе из истог правца, већ би било довољно уочити да сви стижу у веома кратком размаку, јер је то прилична поузданост да потичу из исте експлозије.
У јефтинијем случају, Земљина атмосфера је добар детектор гама зрачења праисконских рупа. Када се један високоенергетски квант гама зрачења судари са атомима наше атмосфере, он ствара парове електрона и позитрона. Тако се изазива електронски пљусак. Експлозивне емисије гама зрачења би се могле открити по бљесковима светлости на ноћном небу.
Fajlovi:
0737033.jpg
(11.7 Kb)
NEVER GIVE UP!
Frajer Nastavlja Udarati I Nakon Što Doživi Nokaut
|
|
| |
|
|
post # 2 | 14.10.2011 , 2:00 PM
|
Mene stvarno fascinira ta crna rupa. 
|
|
| |
|
|
post # 3 | 14.10.2011 , 4:06 PM
|
i mene zanimaju rupe 
al ovo je dupla tema
|
|
| |
