Qora tuynuk haqida

Ikki qora tuynukning qo‘shilish jarayoni kompyuterda modellashtirilgan. Bu hodisada ilk bor qayd etilgan gravitatsion to‘lqinlar

Qora tuynuk — fazo-vaqtdagi shunday hududki, unda gravitatsion tortishish shu qadar kuchliki, uni tark etish hatto yorug‘lik tezligida harakatlanuvchi jismlar, jumladan kvantlar va yorug‘likning o‘zi uchun ham imkonsiz. Bu hududning chegarasi hodisalar gorizonti deb ataladi. Sferik simmetriyali qora tuynukning eng oddiy holatida bu chegara Shvarsshild radiusiga ega sfera bo‘lib, mazkur radius qora tuynukning xarakterli o‘lchami hisoblanadi.

Fazo-vaqtning bunday hududlari mavjud bo‘lishi nazariy jihatdan Eynshteyn tenglamalarining ayrim aniq yechimlaridan kelib chiqadi. Birinchi shunday yechimni Karl Shvarsshild aynan 1915-yilda olgan. Atamani kim yaratgani aniq maʼlum emas, biroq uni Jon Archibald Uiler ommalashtirgan. U atamani «Bizning Koinotimiz: maʼlum va nomaʼlum» nomli ommabop maʼruzada (inglizcha Our Universe: the Known and Unknown) 29-dekabr 1967-yil kuni birinchi marta omma oldida ishlatgan. Ilgari bunday astrofizik jismlar «kollapsga uchragan yulduzlar» yoki «kollapsarlar» (inglizcha collapsed stars), shuningdek, «muzlagan yulduzlar» (inglizcha frozen stars).

Qora tuynuklarning haqiqatda mavjudligi masalasi ularning mavjudligini bashorat qiluvchi gravitatsiya nazariyasining qanchalik to‘g‘ri ekaniga chambarchas bog‘liq. Hozirgi fizikada tajribalar bilan eng yaxshi tasdiqlangan standart gravitatsiya nazariyasi — umumiy nisbiylik nazariyasi (UNN) bo‘lib, u qora tuynuklar hosil bo‘lishi mumkinligini ishonchli bashorat qiladi (biroq ularning mavjudligi boshqa, ammo hamma emas, modellar doirasida ham mumkin; qarang: Gravitatsiyaning muqobil nazariyalari). Shu sabab kuzatuv maʼlumotlari, avvalo, UNN doirasida tahlil va talqin qilinadi. Qatʼiy aytganda, bu nazariya yulduz massali qora tuynuklarning hodisalar gorizontiga bevosita yaqin fazo-vaqt sharoitida hali keng ko‘lamda tajriba orqali sinovdan o‘tmagan (ammo o‘ta katta massali qora tuynuklarga mos sharoitda yaxshi tasdiqlangan va 94 % aniqlik bilan birinchi gravitatsion to‘lqin signaliga mos keladi). Demak, qora tuynuklar mavjudligi bevosita isbotlanganligi haqidagi, jumladan quyida keltirilgan daʼvolarni aniq maʼnoda shunday tushunish kerak: juda zich va katta massali, shuningdek, boshqa kuzatiladigan xususiyatlarga ega astronomik jismlar aniqlangan bo‘lib, ularni umumiy nisbiylik nazariyasidagi qora tuynuklar sifatida talqin qilish mumkin.

Bundan tashqari, ko‘pincha yuqoridagi taʼrifga qatʼiy mos kelmaydigan, ammo xususiyatlari jihatidan unga yaqin jismlar ham qora tuynuk deb ataladi. Masalan, kollapsning oxirgi bosqichlaridagi yulduzlar shunday jismlardir. Zamonaviy astrofizikada bu farqqa katta ahamiyat berilmaydi, chunki «deyarli kollapsga uchragan» («muzlagan») yulduz bilan «haqiqiy» («azaldan mavjud») qora tuynukning kuzatiladigan belgilari amalda bir xil. Sababi, kollapsar atrofidagi fizik maydonlar bilan «azaldan mavjud» qora tuynuk atrofidagi maydonlar o‘rtasidagi farq darajali qonuniyatlar bo‘yicha kamayib boradi. Bunga xos vaqt gravitatsion radiusning yorug‘lik tezligiga nisbatiga teng tartibda bo‘lib, yulduz massali qora tuynuklar uchun soniyaning ulushlarini, o‘ta katta massali qora tuynuklar uchun esa soatlarni tashkil etadi.

10-aprel 2019-yilda ilk bor o‘ta katta massali qora tuynuk suratga olindi. U Messye 87 galaktikasining markazida, Yerdan 54 million yorug‘lik yili masofada joylashgan.

Iyul oyida (2023-yil) olimlar Jeyms Uebb teleskopi yordamida o‘sha vaqtgacha kashf etilgan eng olis qora tuynukni aniqladilar.

Qora tuynuklar hosil bo‘lishining beshta ssenariysi farqlanadi:

uchta real ssenariy:
- gravitatsion kollaps (siqilish): yetarlicha katta massali yoki neytron yulduzining;
- kilonova;
- galaktika markaziy qismi yoki protogalaktik gazning kollapsi;
va ikkita faraziy ssenariy:
- qora tuynuklarning Katta portlashdan (dastlabki qora tuynuklar);
- juda yuqori energiyali yadro reaksiyalarida hosil bo‘lishi.

Tarixiy maʼlumotlar

Mitchellning «qora yulduzi» (1784—1796)

Gravitatsion tortish kuchi shu qadar katta bo‘lgan, undan chiqib ketish uchun kerakli tezlik (ikkinchi kosmik tezlik) yorug‘lik tezligiga fikrini birinchi marta 1784-yilda Jon Mitchell o‘zining Qirollik jamiyatiga yuborgan maktubida bayon qilgan. Hisob-kitoblarga ko‘ra, radiusi Quyosh radiusidan 500 marta katta va zichligi Quyoshnikiga teng jismning sirtidagi ikkinchi kosmik tezlik yorug‘lik tezligiga teng bo‘ladi. Demak, yorug‘lik bu jismni tark eta olmaydi va jism ko‘rinmas bo‘ladi. Mitchell koinotda kuzatish imkonsiz bo‘lgan bunday jismlar ko‘p bo‘lishi mumkin deb hisoblagan. 1796-yilda Laplas ushbu g‘oya muhokamasini o‘zining «Exposition du Systeme du Monde» asariga kiritgan, biroq keyingi nashrlarda mazkur bo‘lim olib tashlangan. Shunga qaramay, aynan Laplas tufayli bu g‘oya maʼlum darajada ommalashgan.

Mitchelldan Shvarsshildgacha (1796—1915)

XIX asr davomida katta massasi tufayli ko‘rinmaydigan jismlar haqidagi fikr olimlarda katta qiziqish uyg‘otmagan. Buning sababi shundaki, klassik fizikada yorug‘lik tezligi fundamental ahamiyatga ega emas edi. Ammo XIX asr oxiri — XX asr boshida J. Maksvell tomonidan shakllantirilgan elektrodinamika qonunlari, bir tomondan, barcha inersial sanoq sistemalarida amal qilishi, ikkinchi tomondan esa Galiley almashtirishlariga nisbatan invariant emasligi aniqlandi. Bu fizikada shakllangan bir inersial sanoq sistemasidan boshqasiga o‘tish haqidagi tasavvurlarni jiddiy qayta ko‘rib chiqish zarurligini anglatardi.

Elektrodinamikaning keyingi rivojlanishi davomida G. Lorens fazo-vaqt koordinatalarini almashtirishning yangi tizimini taklif qildi (bugun Lorens almashtirishlari nomi bilan maʼlum). Ularga nisbatan Maksvell tenglamalari invariantligicha qoldi. Lorens g‘oyalarini rivojlantirib, A. Puankare boshqa barcha fizik qonunlar ham bu almashtirishlarga nisbatan invariantligini taxmin qildi.

Aynan 1905-yilda A. Eynshteyn Lorens va Puankare tushunchalaridan o‘zining maxsus nisbiylik nazariyasida (MNN) foydalandi. Bu nazariyada inersial sanoq sistemalari o‘rtasidagi o‘tish qonuni vazifasi Galiley almashtirishlaridan uzil-kesil Lorens almashtirishlariga o‘tdi. Klassik (Galiley almashtirishlariga nisbatan invariant) mexanika yangi, Lorens-invariant relyativistik mexanika bilan almashtirildi. Mazkur mexanika doirasida yorug‘lik tezligi jism erishishi mumkin bo‘lgan eng yuqori tezlik bo‘lib chiqdi. Bu nazariy fizikada qora tuynuklar ahamiyatini tubdan o‘zgartirdi.

Biroq qora tuynuklar haqidagi dastlabki nazariyaga asos bo‘lgan Nyutonning tortishish nazariyasi Lorens almashtirishlariga nisbatan invariant emas. Shu sabab uni yorug‘lik tezligiga yaqin yoki yorug‘lik tezligida harakatlanadigan jismlarga qo‘llab bo‘lmaydi. Ushbu kamchilikdan xoli relyativistik gravitatsiya nazariyasini asosan Eynshteyn yaratdi (u nazariyani 1915-yil oxiriga kelib to‘liq shakllantirdi). Bu nazariya umumiy nisbiylik nazariyasi (UNN) deb nom oldi. Astrofizik qora tuynuklarning zamonaviy nazariyasi aynan unga asoslanadi.

UNN mohiyatan geometrik nazariyadir. U gravitatsion maydon fazo-vaqt egriligining namoyon bo‘lishini nazarda tutadi (demak, fazo-vaqt maxsus nisbiylik nazariyasidagi kabi psevdoevklid emas, balki psevdoriman xususiyatiga ega). Fazo-vaqt egriligi bilan undagi massalarning taqsimlanishi va harakati o‘rtasidagi bog‘liqlik nazariyaning asosiy tenglamalari — Eynshteyn tenglamalari.

Qora tuynuklar uchun Eynshteyn tenglamalarining yechimlari

Qora tuynuklar mahalliy va nisbatan ixcham tuzilmalar bo‘lgani sababli ularning nazariyasini yaratishda odatda kosmologik doimiy hisobga olinmaydi, chunki uning taʼsiri bu miqyoslarda nihoyatda kichik. Shunda maʼlum moddiy maydonlar bilan to‘ldirilgan UNN doirasida qora tuynuklarning statsionar yechimlari faqat uchta parametr — massa ( $M$ ), impuls momenti ( $L$ ) va elektr zaryadi ( $Q$ ) bilan tavsiflanadi. Ular kollaps vaqtida qora tuynukka kirgan, keyinroq unga tushgan jismlar va nurlanishlarning tegishli xususiyatlaridan yig‘iladi (agar tabiatda magnit monopollar mavjud bo‘lsa, qora tuynuk magnit zaryadga ham ega bo‘lishi mumkin ( $G$ ), ammo hozircha bunday zarralar topilmagan). Tashqi taʼsir bo‘lmaganda har qanday qora tuynuk statsionar holatga intiladi. Buni ko‘plab nazariyotchi fiziklar isbotlagan; ular orasida Nobel mukofoti sovrindori Subramanyan Chandrasekar alohida hissa qo‘shgan. U mazkur yo‘nalishdagi fundamental «Qora tuynuklarning matematik nazariyasi» monografiyasi muallifidir. Bundan tashqari, tashqi taʼsirlardan xoli qora tuynuk ushbu uch belgidan boshqa hech qanday xususiyatga ega bo‘lmasligi kerak, degan qarash mavjud. Bu Uilerning obrazli «Qora tuynuklarning sochi yo‘q» iborasida ifodalanadi.

Tegishli xususiyatlarga ega qora tuynuklar uchun Eynshteyn tenglamalarining yechimlari:

Qora tuynuk xususiyati	Aylanmaydi	Aylanadi
Zaryadsiz	Shvarsshild yechimi	Kerr yechimi
Zaryadli	Rayssner — Nordstryom yechimi	Kerr — Nyuman yechimi

Shvarsshild yechimi (1916-yil, Karl Shvarsshild) — aylanmaydigan, elektr zaryadiga ega bo‘lmagan sferik simmetriyali qora tuynukning statik yechimi.
Rayssner — Nordstryom yechimi (1916-yil, Hans Rayssner va 1918-yil, Gunnar Nordstryom) — zaryadli, ammo aylanmaydigan sferik simmetriyali qora tuynukning statik yechimi.
Kerr yechimi (1963-yil, Roy Kerr) — aylanadigan, ammo zaryadsiz qora tuynuk uchun statsionar, o‘qqa nisbatan simmetriyali yechim.
Kerr — Nyuman yechimi (1965-yil, E. T. Nyuman, E. Kauch, K. Chinnapared, E. Ekston, E. Prakash va R. Torrens) — hozircha eng to‘liq yechim; statsionar va o‘q bo‘ylab simmetriyali bo‘lib, uchala parametrga bog‘liq.

Aylanuvchi qora tuynuk uchun yechim nihoyatda murakkab. Kerr uning chiqarilishini 1963-yilda juda qisqa bayon qilgan. Tafsilotlari esa bir yildan so‘ng Kerr va Shild tomonidan uncha mashhur bo‘lmagan konferensiya to‘plamida eʼlon qilingan. Kerr va Kerr — Nyuman yechimlarini chiqarishning batafsil bayoni 1969-yilda Debni, Kerr va Shildning mashhur ishida chop etilgan. Kerr yechimini izchil keltirib chiqarish Chandrasekar tomonidan ham o‘n besh yildan ko‘proq vaqt o‘tgach amalga oshirilgan.

Hisoblanadiki^{[kim tomonidan?]}, astrofizika uchun Kerr yechimi eng muhimidir, chunki zaryadlangan qora tuynuklar qarama-qarshi zaryadli ionlar va kosmik changni tortib, yutish orqali tez zaryadsizlanishi kerak. Shuningdek, gamma-chaqnashlar zaryadlangan qora tuynuklarning vakuumdan elektron-pozitron juftlari hosil qilish yo‘li bilan portlashsimon neytrallanishiga bog‘liq degan faraz ham mavjud (R. Ruffini va hamkorlari), biroq bir qator olimlar bunga eʼtiroz bildiradi.

«Sochning yo‘qligi» haqidagi teoremalar

Qora tuynuklarning «sochi yo‘qligi» haqidagi teoremalar (inglizcha No hair theorem)ga ko‘ra, statsionar qora tuynuk massasi, impuls momenti va muayyan zaryadlaridan (turli moddiy maydonlarga xos) boshqa tashqi xususiyatlarga, jumladan radiusga ham ega bo‘lmaydi; modda haqidagi batafsil maʼlumot esa yo‘qoladi (qisman tashqariga nurlanadi) — bu kollaps jarayonida sodir bo‘ladi. Turli fizik maydon tizimlari uchun bunday teoremalarni isbotlashga Brendon Karter, Verner Izrael, Rojer Penrouz, Pyotr Xrusyel (Chruściel), Markus Hoyzler katta hissa qo‘shgan. Hozirgi vaqtda bu teorema maʼlum maydonlar uchun to‘g‘ri deb qaraladi, garchi tabiatda o‘xshashi topilmagan ayrim ekzotik holatlarda u bajarilmasa ham.

Shvarsshild yechimi

Asosiy xususiyatlar

Maʼlumki, Birkxof teoremasiga ko‘ra, moddaning istalgan sferik simmetriyali taqsimoti tashqarisidagi gravitatsion maydon Shvarsshild yechimi bilan ifodalanadi. Shu bois sekin aylanuvchi qora tuynuklar ham, Quyosh va Yer yaqinidagi fazo-vaqt ham birinchi yaqinlashuvda shu yechim bilan tavsiflanadi.

Shvarsshild modelidagi qora tuynuklarning eng muhim ikki xususiyati — hodisalar gorizonti (taʼrifiga ko‘ra har bir qora tuynukda mavjud) va singulyarlik mavjudligidir; singulyarlikni bu gorizont Koinotning qolgan qismidan ajratib turadi.

Shvarsshild yechimi yakkalangan, aylanmaydigan, zaryadsiz va bug‘lanmaydigan qora tuynukni aniq ifodalaydi (bu vakuumdagi gravitatsiya maydoni tenglamalarining, yaʼni Eynshteyn tenglamalarining sferik simmetriyali yechimidir). Uning hodisalar gorizonti — yuzasidan $S = 4 π r^{2},$ formula orqali topiladigan radiusga ega sfera. Bu radius gravitatsion radius yoki Shvarsshild radiusi deyiladi.

Shvarsshild yechimining barcha xususiyatlari bitta parametr — massa bilan bir qiymatli aniqlanadi. Masalan, gravitatsion radius massali qora tuynukning $M$ quyidagiga teng:

r_{s} = \frac{2 G M}{c^{2}},

bu yerda $G$ — gravitatsion doimiy, $c$ — yorug‘lik tezligi esa. Massasi Yer massasiga teng qora tuynukning Shvarsshild radiusi taxminan 9 mm bo‘lar edi (yaʼni Yerni shunday o‘lchamgacha siqish mumkin bo‘lsa, u qora tuynukka aylangan bo‘lardi). Quyosh uchun Shvarsshild radiusi taxminan 3 km.

Gravitatsion radiusning xuddi shu qiymati klassik mexanika va Nyuton tortishish nazariyasiga asoslangan hisoblashlarda ham olinadi. Bu tasodif emas, chunki klassik mexanika hamda Nyutonning tortishish nazariyasi umumiy nisbiylik nazariyasining chegaraviy holati sifatida uning tarkibiga kiradi.

O‘lchami o‘z Shvarsshild radiusiga eng yaqin, ammo hali qora tuynuk bo‘lmagan jismlar — neytron yulduzlardir.

Qora tuynuk massasini «hodisalar gorizonti ichidagi hajm»ga bo‘lib, uning «o‘rtacha zichligi» tushunchasini kiritish mumkin:

ρ = \frac{3 c^{6}}{32 π M^{2} G^{3}} .

Qora tuynuk massasi ortgan sari o‘rtacha zichligi kamayadi. Masalan, Quyosh massasiga yaqin massali qora tuynuk zichligi yadro zichligidan yuqori bo‘lsa, massasi 10⁹ Quyosh massasiga teng o‘ta katta massali qora tuynuk (bunday tuynuklar kvazarlarda mavjud bo‘lishi mumkin deb taxmin qilinadi) o‘rtacha 20 kg/m³ zichlikka ega. Bu suv zichligidan 50 marta kam. Demak, qora tuynukni mavjud modda hajmini siqish bilan birga, ekstensiv yo‘l — juda ko‘p miqdordagi moddani to‘plash orqali ham hosil qilish mumkin.

Haqiqiy qora tuynuklarni aniqroq tavsiflash uchun impuls momentini ham hisobga olish kerak. Bundan tashqari, astrofizik massali qora tuynuklar uchun kichik, ammo konseptual jihatdan muhim qo‘shimcha hodisalar — Starobinskiy va Zeldovich nurlanishi hamda Xoking nurlanishi — kvant tuzatishlaridan kelib chiqadi. Bularni hisobga oluvchi nazariya (yaʼni Eynshteyn tenglamalarining o‘ng tomoni energiya-impuls tenzorining kvant holati bo‘yicha o‘rtachasidan iborat bo‘lgan UNN) odatda «yarimklassik gravitatsiya» deb ataladi. Juda kichik qora tuynuklar uchun bu kvant tuzatishlari hal qiluvchi bo‘lishi kerak, deb hisoblanadi. Ammo izchil kvant gravitatsiyasi.

modeli mavjud bo‘lmagani sababli bu hozircha aniq emas.

Aynan 1915-yilda K. Shvarsshild Eynshteyn tenglamalarining kosmologik hadsiz bo‘sh fazodagi sferik simmetriyali statik holat uchun yechimini yozgan (keyinchalik Birkxof statiklik sharti ortiqcha ekanini ko‘rsatgan). Bu yechim topologiyasi $ℳ$ bo‘lgan fazo-vaqt ekanligi aniqlangan. Uning intervali $R^{2} \times S^{2}$ quyidagi ko‘rinishga keltiriladi:

d s^{2} = - (1 - r_{s} / r) c^{2} d t^{2} + (1 - r_{s} / r)^{- 1} d r^{2} + r^{2} (d θ^{2} + \sin^{2} θ d φ^{2}),

bu yerda

t

— vaqt koordinatasi, soniyalarda;

r

— radial koordinata, metrlarda;

θ

— qutbiy burchak koordinatasi, radianlarda;

φ

— azimutal burchak koordinatasi, radianlarda;

r_{s}

— Shvarsshild radiusi — massasi

M

bo‘lgan jismniki, metrlarda.

Vaqt koordinatasi vaqtsimon Killing vektoriga $\partial_{t}$ mos keladi. U fazo-vaqtning statikligi uchun javob beradi. Koordinata masshtabi shunday tanlanganki, $t$ — cheksiz uzoqda tinch turgan soat o‘lchaydigan vaqt ( $r = c o n s t \to \infty, θ = c o n s t, φ = c o n s t$ ). Radial koordinatasi $r$ bo‘lgan joyga aylanishsiz mahkamlangan soat ( $r = c o n s t, θ = c o n s t, φ = c o n s t$ ) uzoqdagi soatdan $1 / \sqrt{1 - r_{s} / r}$ marta sekin yuradi. Bu vaqtning gravitatsion sekinlashishi.

bilan bog‘liq. $r$ koordinatasining geometrik maʼnosi shuki, ${(t, r, θ, φ) ∣ t = t_{0}, r = r_{0}}$ sferaning sirti yuzasi $4 π r_{0}^{2} .$ Muhimi, $r$ koordinata faqat $r_{s},$ dan katta qiymatlar qabul qiladi, $r$ Laplas holatidan farqli o‘laroq, «markazgacha masofa» emas, chunki Shvarsshild fazosida $ℳ$ markaz degan nuqta (jismning haqiqiy dunyo chizig‘idagi hodisa) umuman mavjud emas.

Nihoyat, $θ$ va $φ$ burchak koordinatalari masalaning sferik simmetriyasiga mos kelib, uning 3 ta Killing vektori.

bilan bog‘langan. UNNning asosiy tamoyillaridan kelib chiqishicha, radiusi $> r_{s}$ va massasi $M = \frac{c^{2} r_{s}}{2 G} .$ bo‘lgan har qanday sferik simmetriyali jism o‘z tashqarisida aynan shunday metrikani hosil qiladi. Qiziqki, qisman tasodifan, gravitatsion radius qiymati — Shvarsshild radiusi $r_{s}$ — oldinroq Laplas $r_{g},$ massali jism uchun hisoblagan gravitatsion radiusga mos tushadi. $M .$

Metrikaning keltirilgan shaklidan ko‘rinishicha, $t$ va $r$ oldidagi koeffitsiyentlar $r \to r_{s}$ da o‘ziga xos buzilish ko‘rsatadi. Shvarsshild qora tuynugining hodisalar gorizonti aynan shu yerda joylashgan; yechimning bunday yozilishida bu joyda koordinata singulyarligi mavjud. Biroq bunday nosozliklar faqat koordinatalarni tanlash natijasidir (masalan, sferik koordinatalarda $θ = 0$ da $φ$ ning istalgan qiymati bitta nuqtani bildirgani kabi). Shvarsshild fazosi $ℳ$ ni «gorizont ortiga davom ettirish» mumkin. Agar u yer ham hamma joyda bo‘sh deb olinsa, yanada kattaroq fazo-vaqt $\tilde{ℳ}$ paydo bo‘ladi. U odatda maksimal davom ettirilgan Shvarsshild fazosi, baʼzan esa Kruskal fazosi deb ataladi.

**1-rasm.** Shvarsshild fazosining $θ = c o n s t, φ = c o n s t$ kesimi. Rasmdagi har bir nuqtaga yuzasi $4 π r^{2} (u, v) .$ bo‘lgan sfera mos keladi. Radial yorug‘liksimon geodeziklar (fotonlarning dunyo chiziqlari) vertikalga 45° burchak ostida o‘tuvchi, yaʼni $u = c o n s t$ yoki $v = c o n s t .$

Bu kattaroq fazoni yagona koordinatalar xaritasi bilan qoplash uchun, masalan, Kruskal — Shekeres koordinatalarini kiritish mumkin. $\tilde{ℳ}$ interval bu koordinatalarda quyidagicha ifodalanadi:

d s^{2} = - F (u, v)^{2} d u d v + r^{2} (u, v) (d θ^{2} + \sin^{2} θ d φ^{2}),

bu yerda $F = \frac{4 r_{s}^{3}}{r} e^{- r / r_{s}},$ va $r (u, v)$ funksiyasi esa (oshkormas holda) $(1 - r / r_{s}) e^{r / r_{s}} = u v .$ tenglama bilan aniqlanadi. Fazo $\tilde{ℳ}$ maksimal fazodir, yaʼni uni bundan ham katta fazo-vaqtga izometrik joylashtirib bo‘lmaydi («davom ettirish» mumkin emas). Dastlabki fazo $ℳ$ esa faqat $\tilde{ℳ}$ ning $v > 0, r > r_{s}$ shartiga mos keluvchi qismidir — rasmdagi I soha. Yorug‘likdan sekin harakatlanadigan jismning dunyo chizig‘i vertikal bilan 45° dan kichik burchak hosil qilgan egri chiziq bo‘ladi (rasmdagi $γ$ egri chiziqqa qarang). Bu jism $ℳ .$ ni tark etib, $r < r_{s} .$ bo‘lgan II sohaga tushishi mumkin. Ammo u bu sohadan chiqib, $r > r_{s}$ ga qaytolmaydi. Buning uchun vertikaldan 45° dan ko‘proq og‘ish, yaʼni yorug‘lik tezligidan oshish kerak bo‘lardi. Demak, II soha qora tuynuk hisoblanadi. Uning chegarasi (siniq chiziq, $v ⩾ 0, r = r_{s}$ ) hodisalar gorizontidir.

Maksimal davom ettirilgan Shvarsshild fazosining $\tilde{ℳ} :$

baʼzi ajoyib xususiyatlarini sanaymiz. U singulyardir: $r$ — gorizont ostiga tushayotgan kuzatuvchining koordinatasi — kamayib nolga yaqinlashadi, uning xususiy vaqti $τ$ esa muayyan chekli $τ_{0} .$ qiymatga yaqinlashadi. Biroq uning dunyo chizig‘ini $τ ⩾ τ_{0},$ sohaga davom ettirib bo‘lmaydi, chunki bu fazoda $r = 0$ bo‘lgan nuqtalar yo‘q. Demak, kuzatuvchining keyingi taqdiri uning xususiy vaqtining maʼlum lahzasidan keyin nomaʼlum.
Fazo $\tilde{ℳ}$ ikkita haqiqiy gravitatsion singulyarlikka ega: biri I va III sohalardagi har qanday kuzatuvchi uchun «o‘tmishda», ikkinchisi «kelajakda» (o‘ngdagi rasmda kulrang bilan belgilangan).
Garchi $ℳ$ fazo statik bo‘lsa-da (ushbu bo‘limdagi birinchi metrika vaqt $t$ ga bog‘liq emasligi ko‘rinadi), $\tilde{ℳ}$ fazo statik emas.
III soha ham $ℳ .$ ga izometrikdir. Shunday qilib, Shvarsshild fazosi ikkita «koinot»dan — «biznikidan» (u $ℳ$ ) va unga o‘xshagan boshqasidan iborat. Ularni bog‘lab turuvchi qora tuynuk ichidagi II soha Eynshteyn — Rozen ko‘prigi deyiladi. I sohadan yo‘lga chiqib, yorug‘likdan sekin harakatlanayotgan kuzatuvchi ikkinchi koinotga o‘tolmaydi (1-rasmga qarang), ammo gorizontdan o‘tishi va singulyarlikka yetishi orasidagi vaqt davomida uni ko‘rishi mumkin. Murakkab qora tuynuklarda ham saqlanadigan, hattoki murakkablashadigan bunday fazo-vaqt tuzilishi ilmiy va ilmiy-fantastik adabiyotlarda qora tuynuklar orqali parallel koinotlarga sayohat qilish haqidagi ko‘plab farazlarga sabab bo‘ldi (qarang: Chuvalchang inlari).

**2-rasm.** *Shvarsshild fazosining turli vaqt lahzalaridagi kesimlari (bitta o‘lcham tushirilgan)*

4 o‘lchamli fazo-vaqtning $\tilde{ℳ},$ tuzilishini tushunish uchun uni shartli ravishda 3 o‘lchamli fazoning rivojlanishi deb qarash qulay. Buning uchun «vaqt» koordinatasini $T = (u + v) / 2$ va kesimlarni $T = c o n s t$ (ular fazosimon sirtlar yoki «bir vaqtlilik sirtlari») $\tilde{ℳ}$ ning «ayni vaqt lahzasidagi» holati deb hisoblash mumkin. 2-rasmda turli $T$ vaqtlar uchun bunday kesimlar ko‘rsatilgan. Dastlab ikkita bog‘lanmagan 3 o‘lchamli fazo mavjud. Har ikkalasi sferik simmetriyali va asimptotik tekis. $r = 0$ nuqta yo‘q, $r \to 0$ da egrilik cheksiz ortadi (singulyarlik). $T = - 1$ vaqt lahzasida ikkala singulyarlik yo‘qolib, oldin bog‘lanmagan fazolar orasida «ko‘prik» (zamonaviy atama bilan chuvalchang ini) vujudga keladi. Uning bo‘g‘zi radiusi $r_{s}$ gacha ortadi ( $T = 0,$ da), keyin kamayishni boshlaydi va $T = 1$ da ko‘prik yana uziladi, ikki fazo bir-biridan ajralib qoladi.

Rayssner — Nordstryom yechimi

Bu Eynshteyn tenglamalarining elektr zaryadli, lekin aylanmaydigan sferik simmetriyali qora tuynuk uchun statik (vaqt koordinatasiga bog‘liq bo‘lmagan) yechimidir.

Qora tuynukning Rayssner — Nordstryom^[inglizcha]:

{d s}^{2} = - (1 - \frac{r_{s}}{r} + \frac{r_{Q}^{2}}{r^{2}}) c^{2} d t^{2} + \frac{d r^{2}}{1 - \frac{r_{s}}{r} + \frac{r_{Q}^{2}}{r^{2}}} + r^{2} (d θ^{2} + \sin^{2} θ d φ^{2}),

bu yerda

c

— yorug‘lik tezligi, m/s;

t

— vaqt koordinatasi (cheksiz uzoqdagi harakatsiz soatda o‘lchanadigan vaqt), soniyalarda;

r

— radial koordinata (izometrik sferaning «ekvator» uzunligi

2 π

ga bo‘lingan), metrlarda;

θ

— qutbiy burchak koordinatasi, radianlarda;

φ

— azimutal burchak koordinatasi, radianlarda;

r_{s}

— Shvarsshild radiusi — massasi

M

,

r_{Q}

bo‘lgan jismniki (metrlarda); elektr zaryadiga

Q

mos keluvchi uzunlik masshtabi (metrlarda), Shvarsshild radiusining massa emas, zaryad uchun o‘xshashi; u quyidagicha aniqlanadi:

r_{Q}^{2} = \frac{Q^{2} G}{4 π ε_{0} c^{4}},

bu yerda $1 / (4 π ε_{0})$ — Kulon doimiysi.

Qora tuynuk parametrlari ixtiyoriy bo‘la olmaydi. Rayssner — Nordstryom qora tuynugining eng katta mumkin bo‘lgan zaryadi $Q_{m a x} = M \approx 1 0^{40} e M / M_{⊙},$ ga teng, bu yerda $e$ — elektron zaryadi. Bu aylanish burchak momenti ( $J = 0,$ nol bo‘lgan qora tuynuk uchun Kerr — Nyuman cheklovining xususiy holatidir. Kritik zaryaddan oshirilganda Eynshteyn tenglamalarining formal yechimi mavjud bo‘lsa-da, tashqi zaryadlangan moddadan bunday qora tuynukni «yig‘ib» bo‘lmaydi: gravitatsion tortishish moddaning o‘z elektr itarishishini qoplay olmaydi (qarang: Kosmik senzura tamoyili). Bundan tashqari, real sharoitda qora tuynuklar sezilarli darajada zaryadlangan bo‘lmasligi kerak.

Bu yechim gorizont ortiga davom ettirilganda Shvarsshild yechimiga o‘xshab g‘aroyib fazo-vaqt geometriyasini hosil qiladi: unda qora tuynuklar orqali cheksiz ko‘p «koinotlar» bir-biriga ulanadi va qora tuynuklarga ketma-ket kirish orqali ularga o‘tish mumkin bo‘ladi.

Kerr yechimi

Kerr qora tuynugi bir qator ajoyib xususiyatlarga ega. Hodisalar gorizonti atrofida ergosfera deb ataladigan hudud mavjud. Uning ichida jismlar uzoqdagi kuzatuvchilarga nisbatan tinch tura olmaydi, faqat qora tuynukning aylanish yo‘nalishi bo‘ylab aylanishi mumkin. Bu hodisa «inersial sanoq sistemasining ergashib aylanishi» deb ataladi va har qanday aylanuvchi massiv jism, masalan, Yer yoki Quyosh atrofida ham kuzatiladi, ammo ancha kuchsizroq bo‘ladi. Biroq ergosferadan hali chiqib ketish mumkin, u tutib qoluvchi hudud emas. Ergosfera o‘lchamlari aylanishning burchak momentiga bog‘liq.

Qora tuynuk parametrlari ixtiyoriy bo‘la olmaydi. Qora tuynukning burchak momenti $J_{m a x} = M^{2}$ dan oshmasligi kerak. Bu ham Kerr — Nyuman cheklovining xususiy holati, bu safar zaryadi nol bo‘lgan qora tuynuk uchun ( $Q = 0$ , quyida qarang). Chegaraviy $J = J_{m a x}$ holatda metrika Kerrning chegaraviy yechimi deb ataladi.

Bu yechim ham gorizont ortiga davom ettirilganda g‘aroyib fazo-vaqt geometriyasini keltirib chiqaradi. Biroq tegishli konfiguratsiya barqarorligini tahlil qilish lozim: kvant maydonlari bilan o‘zaro taʼsir va boshqa hodisalar uni buzishi mumkin. Kerr fazo-vaqti uchun bunday tahlilni Subramanyan Chandrasekar va boshqa fiziklar olib borgan. Natijada Kerr qora tuynugi, aniqrog‘i uning tashqi sohasi barqaror ekani aniqlangan. Xuddi shunday, xususiy holat sifatida Shvarsshild qora tuynuklari ham barqaror bo‘lib chiqqan. Algoritmga o‘zgartirish kiritish Rayssner — Nordstryom qora tuynuklari barqarorligini ham isbotlash imkonini bergan. Quyidagi Aylanuvchi qora tuynuklarning tuzilishi bo‘limiga qarang.

Kerr — Nyuman yechimi

Kerr — Nyumanning uch parametrli oilasi — tashqi maydonlar bezovta qilmaydigan qora tuynukning yakuniy muvozanat holatiga mos keluvchi eng umumiy yechimdir (maʼlum «sochning yo‘qligi» haqidagi teoremalarga va maʼlum fizik maydonlarga ko‘ra). Boyer — Lindkvist (Boyer — Lindquist) koordinatalarida va geometrik birliklarda $G = c = 1$ Kerr — Nyuman metrikasi quyidagi ifoda bilan beriladi:

d s^{2} = - (1 - \frac{2 M r - Q^{2}}{Σ}) d t^{2} - 2 (2 M r - Q^{2}) a \frac{\sin^{2} θ}{Σ} d t d φ +

+ (r^{2} + a^{2} + \frac{(2 M r - Q^{2}) a^{2} \sin^{2} θ}{Σ}) \sin^{2} θ d φ^{2} + \frac{Σ}{Δ} d r^{2} + Σ d θ^{2},

bu yerda $Σ \equiv r^{2} + a^{2} \cos^{2} θ$ ; $Δ \equiv r^{2} - 2 M r + a^{2} + Q^{2}$ va $a \equiv J / M$ , bunda $J$ — impuls momenti.

Bu formuladan hodisalar gorizonti quyidagi radiusda joylashishi maʼlum: $r_{+} = M + \sqrt{M^{2} - Q^{2} - a^{2}},$ . Demak, qora tuynuk parametrlari ixtiyoriy emas: elektr zaryadi va burchak momenti hodisalar gorizonti yo‘qoladigan qiymatlardan oshmasligi kerak. Quyidagi cheklovlar bajarilishi zarur:

a^{2} + Q^{2} ⩽ M^{2}

— bu Kerr — Nyuman qora tuynugi uchun cheklov.

Ushbu cheklovlar buzilsa, hodisalar gorizonti yo‘qoladi va yechim qora tuynuk o‘rniga «ochiq singulyarlik» deb ataladigan hodisani ifodalaydi. Biroq keng tarqalgan qarashlarga ko‘ra, haqiqiy Koinotda bunday obyektlar bo‘lmasligi kerak (hali isbotlanmagan, ammo ehtimolga yaqin kosmik senzura tamoyiliga muvofiq). Muqobil ravishda, gorizont ostida singulyarlikni yashirib turuvchi kollapsga uchragan modda manbai bo‘lishi mumkin. Shunda Kerr yoki Kerr — Nyumanning tashqi yechimi ushbu moddaning energiya-impuls tenzorini hisobga oluvchi Eynshteyn tenglamalarining ichki yechimi bilan uzluksiz tutashishi kerak. B. Karter (1968) taʼkidlaganidek, Kerr — Nyuman yechimi giromagnit nisbat $g = 2$ jihatidan elektronning Dirak tenglamasiga.

ko‘ra ega bo‘lgan ikki qiymatiga mos keladi. Kerr — Nyuman metrikasini (shuningdek, oddiy Kerr va Rayssner — Nordstryom metrikalarini, ammo Shvarsshildnikini emas) gorizontdan analitik davom ettirish mumkin. Bunda qora tuynuk ichida cheksiz ko‘p «mustaqil» fazolar ulanadi. Ular «boshqa» koinotlar yoki Koinotimizning olis qismlari bo‘lishi mumkin. Shu tarzda hosil qilingan fazolarda yopiq vaqtsimon egri chiziqlar mavjud: sayohatchi nazariy jihatdan o‘z o‘tmishiga qaytishi, hatto o‘zi bilan uchrashishi mumkin. Aylanuvchi zaryadlangan qora tuynukning hodisalar gorizonti atrofida ergosfera deb ataladigan, Kerr yechimidagi ergosferaga deyarli teng hudud ham mavjud. U yerda statsionar kuzatuvchi musbat burchak tezlik bilan qora tuynuk aylanishi yo‘nalishida harakatlanishga majbur bo‘ladi.

Qora tuynuklar termodinamikasi va bug‘lanishi

Qora tuynuk butunlay yutuvchi obyekt degan tasavvur A. A. Starobinskiy va Ya. B. Zeldovich tomonidan 1974-yilda aylanuvchi qora tuynuklar uchun, keyin esa umumiy holatda S. Xoking tomonidan 1975-yilda qayta ko‘rib chiqildi. Qora tuynuk yaqinida kvant maydonlarining xulqini o‘rganib, Xoking qora tuynuk albatta tashqi fazoga zarralar nurlantiradi va shu orqali massasini yo‘qotadi, deb faraz qildi. Bu faraziy hodisa Xoking nurlanishi (bug‘lanishi) deb ataladi. Soddaroq aytganda, gravitatsion maydon vakuumni qutblaydi, natijada nafaqat virtual, balki haqiqiy zarra-antizarra juftlari ham hosil bo‘lishi mumkin. Zarralardan biri hodisalar gorizontining sal ichkarisida qolib, qora tuynukka tushadi, ikkinchisi esa gorizontdan sal tashqarida paydo bo‘lib, qora tuynuk energiyasini (yaʼni massasining bir qismini) olib uchib ketadi. Qora tuynukning nurlanish quvvati quyidagiga teng:

L = \frac{ℏ c^{6}}{15360 π G^{2} M^{2}}

,

massaning yo‘qolishi esa:

\frac{d M}{d t} = - \frac{ℏ c^{4}}{15360 π G^{2} M^{2}}

.

Nurlanish tarkibi qora tuynukning o‘lchamiga bog‘liq deb taxmin qilinadi: katta qora tuynuklarda asosan massasiz fotonlar va yengil neytrinolar ajraladi, kichik massali qora tuynuklarning spektrida esa og‘ir zarralar ham paydo bo‘ladi. Massasiz maydonlar uchun Xoking nurlanishi spektri mutlaq qora jism nurlanishiga to‘liq mos kelishi aniqlangan. Bu qora tuynukga harorat belgilash imkonini berdi:

T_{H} = \frac{ℏ c^{3}}{8 π k G M}

,

bu yerda $ℏ$ — keltirilgan Plank doimiysi, $c$ — yorug‘lik tezligi, $k$ — Bolsman doimiysi, $G$ — gravitatsion doimiy, $M$ — qora tuynuk massasi.

Shu asosda qora tuynuklar termodinamikasi yaratilib, jumladan, qora tuynukning entropiyasi degan asosiy tushuncha kiritildi. U hodisalar gorizonti yuzasiga proporsional ekan:

S = \frac{A k c^{3}}{4 ℏ G}

,

bu yerda $A$ — hodisalar gorizonti yuzasi.

Qora tuynuk qanchalik kichik bo‘lsa, uning bug‘lanish tezligi shunchalik yuqori bo‘ladi. Yulduz (ayniqsa galaktika) o‘lchamidagi qora tuynuklarning bug‘lanishini hisobga olmaslik mumkin. Ammo dastlabki va, ayniqsa, kvant qora tuynuklari uchun bug‘lanish jarayonlari asosiy o‘rin tutadi.

Bug‘lanish tufayli barcha qora tuynuklar massasini yo‘qotadi va ularning mavjudlik muddati chekli bo‘ladi:

τ = \frac{5120 π G^{2} M^{3}}{ℏ c^{4}}

.

Bunda bug‘lanish jadalligi ko‘chkisimon tezlashadi va evolyutsiyaning oxirgi bosqichi portlash tusini oladi. Masalan, massasi 1000 tonna bo‘lgan qora tuynuk taxminan 84 soniyada bug‘lanib, o‘rtacha quvvatli qariyb o‘n million atom bombasi portlashiga teng energiya ajratadi.

Shu bilan birga, harorati Koinotning relikt nurlanishi (2,7 K) haroratidan past bo‘lgan yirik qora tuynuklar hozirgi Koinotda faqat o‘sishi mumkin, chunki ular chiqarayotgan nurlanish energiyasi yutayotgan energiyasidan kam.

Kvant gravitatsiyasi nazariyasisiz qora tuynuklar mikroskopik (kvant) o‘lchamga kelgan bug‘lanishning yakuniy bosqichini tasvirlab bo‘lmaydi.

Astrofizik qora tuynukka qulash

Gravitatsiya taʼsirida erkin qulayotgan jism vaznsizlik holatida bo‘ladi va unga faqat qalqish kuchlari taʼsir etadi. Qora tuynukka qulashda bu kuchlar jismni radial yo‘nalishda cho‘zadi, tangensial yo‘nalishda esa siqadi. Ularning kattaligi ortib, $r \to 0$ da cheksizlikka intiladi (bu yerda r — tuynuk markazigacha masofa).

O‘z xususiy vaqtining muayyan lahzasida jism hodisalar gorizontini kesib o‘tadi. Jism bilan birga qulayotgan kuzatuvchi nuqtayi nazaridan bu lahza hech qanday alohida hodisa emas, biroq ortga yo‘l qolmaydi. Jism bo‘g‘iz ichiga tushadi (jism turgan nuqtada bo‘g‘izning radiusi $r$ ga teng). Bo‘g‘iz shu qadar tez siqiladiki, yorug‘lik tezligida harakatlanganda ham u butunlay yopilib, singulyarlikka aylanishidan oldin chiqib bo‘lmaydi.

Uzoqdagi kuzatuvchiga qora tuynukka qulash boshqacha ko‘rinadi. Masalan, jism yorug‘lik chiqarib, maʼlum chastotali signallarni orqaga yuborsin. Dastlab kuzatuvchi jism erkin qulashda tortishish taʼsirida markaz tomonga asta-sekin tezlashayotganini ko‘radi. Jismning rangi o‘zgarmaydi, qayd etilayotgan signallar chastotasi deyarli doimiy qoladi. Ammo jism hodisalar gorizontiga yaqinlashganda undan kelayotgan fotonlar, jismdan chiqayotgan, ikki sabab tufayli tobora kuchliroq qizil siljishga uchraydi: Dopler effekti va vaqtning gravitatsion sekinlashishi tufayli tobora kuchliroq qizil siljishga uchraydi. Gravitatsion maydon sabab uzoqdagi kuzatuvchiga barcha fizik jarayonlar tobora sekinlashgandek ko‘rinadi. Masalan, Shvarsshild fazo-vaqtining radial koordinatasi $r$ bo‘lgan joyda aylanishsiz mahkamlangan soat ( $r = c o n s t, θ = c o n s t, φ = c o n s t$ ) cheksiz uzoqdagi soatdan $1 / \sqrt{1 - r_{s} / r}$ marta sekin yuradi. Masofalar ham turlicha ko‘rinadi. Uzoqdagi kuzatuvchiga jism nihoyatda yassilangan holda gorizontga yaqinlashgan sari sekinlashib, oxir-oqibat deyarli to‘xtagandek tuyuladi. Signal chastotasi keskin pasayadi. Jism chiqarayotgan yorug‘likning to‘lqin uzunligi tez o‘sib, u radioto‘lqinlarga, keyin esa aniqlab bo‘lmaydigan past chastotali elektromagnit tebranishlarga aylanadi. Kuzatuvchi jismning hodisalar gorizontini kesib o‘tganini hech qachon ko‘rmaydi; shu maʼnoda qora tuynukka qulash cheksiz davom etadi.

Ammo shunday lahza keladiki, undan boshlab uzoqdagi kuzatuvchi qulayotgan jismga taʼsir o‘tkaza olmaydi. Uning ortidan yuborilgan yorug‘lik nuri jismga umuman yetib bormaydi yoki unga gorizont ortida yetadi. Boshqa tomondan, yorug‘lik chiqarayotgan jism gorizontni kesishidan oldin cheklangan sondagi fotonlar chiqaradi. Shuning uchun bir paytdan boshlab uzoqdagi kuzatuvchi qulayotgan jism haqida umuman maʼlumot ololmaydi va undagi barcha axborot unga nisbatan amalda yo‘qoladi. Bundan tashqari, jism bilan hodisalar gorizonti orasidagi masofa, shuningdek, tashqi kuzatuvchi ko‘radigan yassilangan jismning «qalinligi» tezda Plank uzunligiga yetadi va matematik nuqtayi nazardan keyin ham kichrayishda davom etadi. Plank aniqligida o‘lchaydigan haqiqiy kuzatuvchi uchun bu qora tuynuk massasi qulayotgan jism massasicha ortib, hodisalar gorizonti radiusi kengayishi va jism chekli vaqt ichida gorizont «ichida» qolishi bilan barobardir. Uzoqdagi kuzatuvchiga gravitatsion kollaps ham shunday ko‘rinadi. Dastlab modda markazga intiladi, ammo hodisalar gorizonti yaqinida keskin sekinlashadi, nurlanishi radiodiapazonga siljiydi va kuzatuvchi yulduzning so‘nganini ko‘radi.

Torlar nazariyasiga asoslangan model

Torlar nazariyasi torlarning o‘zi va nazariya taʼriflaydigan boshqa obyektlar — branalardan nihoyatda zich va kichik miqyosli tuzilmalar yasashga imkon beradi. Branalarning ayrimlari uchdan ortiq o‘lchamga ega. Qora tuynuk torlar va branalardan juda ko‘p usulda tuzilishi mumkin. Eng qizig‘i, bu mikroskopik holatlar soni 1972-yilda Bekenshteyn bashorat qilgan va 1974-yilda Stiven Xoking (dastlab Bekenshteyn g‘oyalarini rad etgan) tasdiqlagan qora tuynuk entropiyasiga aynan mos keladi. Bu torlar nazariyasining 1990-yillarda olingan eng mashhur natijalaridan biridir.^{[manba 688 kundan beri ko‘rsatilmagan]}

Aynan 1996-yilda torlar nazariyasi tadqiqotchilari Endryu Strominjer va Kamran Vafa, ilgari olingan Sasskind hamda Sen natijalariga tayangan holda, «Entropiyaning mikroskopik tabiati: Bekenshteyn va Xoking» nomli ishni chop etdilar. Unda Strominjer va Vafa torlar nazariyasi yordamida ekstremal zaryadlangan Rayssner — Nordstryom qora tuynuklarini mikroskopik qismlardan yasash va ularning entropiyaga hissasini aniq hisoblashga muvaffaq bo‘ldi. Ish qisman g‘alayonlar nazariyasi doirasidan tashqariga chiqadigan, 1980-yillarda va 1990-yillar boshida qo‘llangan usullardan farqlanuvchi yangi usulga asoslangan. Uning natijasi Bekenshteyn va Xokingning bundan yigirma yildan ko‘proq avvalgi bashoratlariga aynan mos keldi.

Strominjer va Vafa qora tuynuklar hosil bo‘lishining haqiqiy jarayonlariga muqobil tarzda konstruktiv yondashuvni tanladi. Ular qora tuynuklarni aniq tanlangan branalardan birlashtirib yaratish mumkinligini ko‘rsatdilar. Bu branalar kashf etilgan davr — ikkinchi supertorlar inqilobi.

Strominjer va Vafa qora tuynukning mikroskopik qismlari necha xil tartibda joylashishi mumkinligini hisobladilar. Bunda tashqaridan kuzatiladigan umumiy belgilari, masalan, massasi va zaryadi o‘zgarmas bo‘lib qoladi. Bunday holat entropiyasi taʼrifga ko‘ra mikroholatlar sonining logarifmiga teng; bu son — termodinamik tizimning mumkin bo‘lgan mikroholatlari soni. So‘ng natijani qora tuynukning hodisalar gorizonti yuzasi bilan solishtirdilar: bu yuza Bekenshteyn va Xokingning klassik qarashlar asosidagi bashoratiga ko‘ra qora tuynuk entropiyasiga proporsional. Natijalar ideal mos keldi. Hech bo‘lmaganda ekstremal qora tuynuklar sinfi uchun Strominjer va Vafa torlar nazariyasi yordamida mikroskopik tarkibni tahlil qilish va entropiyani aniq hisoblash imkonini topdilar. Deyarli bir vaqtda, bir necha hafta farq bilan, Prinstondagi Kurt Kallan va Xuan Maldasena ham deyarli ekstremal qora tuynuklar uchun xuddi shu entropiyani oldilar.

Biroq ushbu guruh natijalari bundan ham keng edi. Ular to‘liq ekstremal bo‘lmagan qora tuynukni yasaganlari uchun uning bug‘lanish tezligini ham hisobladilar va natija Xoking hisoblari bilan mos keldi. O‘sha yili hind fiziklarining ikki juftligi — Samit Das va Samir Mathur, shuningdek, Gautam Mandal va Spenta Vadya ham ayni bug‘lanish tezligini oldi. Bu yutuq qora tuynuklarning hosil bo‘lishi va bug‘lanishida axborotning yo‘qolmasligi haqidagi dalillardan biriga aylandi.

2004-yilda Ogayo universitetidan Samir Mathur jamoasi torli qora tuynuklarning ichki tuzilishini o‘rgana boshladi. Ular ko‘p hollarda bir-biridan alohida torlar o‘rnida juda uzun bitta tor paydo bo‘lishini ko‘rsatdi. Kvant fluktuatsiyalari natijasida bu torning qismlari doimo hodisalar gorizontidan tashqariga «chiqib turadi» va uzilib, qora tuynuk bug‘lanishini taʼminlaydi. Singulyarlik bunday chigal ichida hosil bo‘lmaydi, uning o‘lchami esa klassik hodisalar gorizonti o‘lchamiga aynan mos keladi. Gari Horovits, Santa-Barbaradagi Kaliforniya universiteti va Xuan Maldasena, Ilg‘or tadqiqotlar instituti ishlab chiqqan boshqa modelda singulyarlik mavjud, biroq axborot unga tushmaydi, chunki kvant teleportatsiyasi orqali qora tuynukdan chiqib, endi to‘liq issiqlik nurlanishiga teng bo‘lmay qolgan Xoking nurlanishining xususiyatlarini o‘zgartiradi. Bu ishlanmalar AdS/CFT mosligi faraziga asoslanadi. Ammo bunday modellarning barchasi hozircha dastlabki bosqichda.

Oq tuynuklar

Oq tuynuk — qora tuynukning vaqtga nisbatan teskarisidir: qora tuynukdan chiqib bo‘lmagani kabi, oq tuynukka kirib bo‘lmaydi. Kengaytirilgan Shvarsshild fazo-vaqtining IV sohasi oq tuynukdir: unga I va III sohalardan kirib bo‘lmaydi, ammo undan bu sohalarga o‘tish mumkin. Umumiy nisbiylik nazariyasi va boshqa ko‘plab gravitatsiya nazariyalari vaqtga nisbatan qaytariluvchan bo‘lgani sababli gravitatsion kollaps yechimini vaqt bo‘yicha teskarisiga aylantirib, jismning siqilib kelajakdagi hodisalar gorizonti va uning ostida singulyarlik hosil qilishi o‘rniga, o‘tmish hodisalar gorizonti ostidagi ko‘rinmas singulyarlikdan paydo bo‘lib, kengayishi va gorizontni yo‘q qilishini tasvirlash mumkin (keyingi bo‘limdagi kollaps rasmini fikran ag‘daring). Ana shu oq tuynuk bo‘ladi.

Shvarsshild fazo-vaqtining to‘liq xaritasi qora tuynukni ham, oq tuynukni ham o‘z ichiga oladi. Faqat moddaning kollapsi orqali hosil bo‘lmagan «sof» abadiy qora tuynuk yoki «sof» abadiy oq tuynuk bu to‘liq xaritada alohida holda bo‘lishi prinsipial jihatdan mumkin emas.

Bugungacha ishonchli tarzda oq tuynuk deb baholanadigan fizik obyektlar aniqlanmagan. Shuningdek, ularning Katta portlashdan so‘ng darhol paydo bo‘lishidan tashqari nazariy hosil bo‘lish mexanizmlari ham nomaʼlum. Bundan tashqari, Katta portlash dan keyingi boshlang‘ich paydo bo‘lishdan tashqari, boshqa vaqt oralig‘idagi qora tuynuk moddasining hodisalar gorizontidan chiqishi oq tuynuk hosil qilishi mumkin degan, hisoblar bilan tasdiqlab bo‘lmaydigan juda bahsli g‘oya ham bor. Oq tuynuklarni qanday qidirish borasida ham asosli usullar mavjud emas. Shu bois oq tuynuklar hozircha umumiy nisbiylik nazariyasi yo‘l qo‘yadigan, lekin qora tuynuklardan farqli ravishda Koinotda mavjud bo‘lishi ehtimoli past bo‘lgan butunlay faraziy obyektlar hisoblanadi.

Isroillik astronomlar Alon Retter va Shlomo Heller noodatiy gamma-chaqnash GRB 060614 2006-yilda yuz bergan va «oq tuynuk» bo‘lgan deb taxmin qiladi.

Koinotdagi qora tuynuklar

Qora tuynuklar nazariy bashorat qilinganidan keyin ham ularning haqiqatda mavjudligi masalasi ochiq qoldi, chunki «qora tuynuk» tipidagi yechimning mavjudligi bunday jismlar Koinotda hosil bo‘lish mexanizmlari borligini kafolatlamaydi. Matematik nuqtayi nazardan, hech bo‘lmaganda gravitatsion to‘lqinlarning UNN doirasidagi kollapsi barqaror tarzda tutuvchi sirtlar va shundan kelib chiqib qora tuynuk hosil qiladi. Buni Demetrios Xristodulu 2000-yillarda (Shou mukofoti 2011-yilgi mukofot).

Fizik nuqtayi nazardan esa fazo-vaqtning muayyan sohasi fazo-vaqtning xususiyatlari (geometriyasi) qora tuynukning tegishli sohasi bilan bir xil xususiyatlarga (geometriyaga) ega bo‘lishiga olib keladigan mexanizmlar maʼlum. Masalan, yulduz kollapsi natijasida rasmda ko‘rsatilgan fazo-vaqt hosil bo‘lishi mumkin.

Yulduz kollapsi. To‘qroq rangdagi hudud metrikasi bizga nomaʼlum

To‘q rangda tasvirlangan hudud yulduz moddasi bilan to‘lgan va uning metrikasi shu moddaning xususiyatlari bilan belgilanadi. Och kulrang hudud esa Shvarsshild fazosining tegishli hududiga mos tushadi (yuqoridagi rasmga qarang). Astrofizikada aynan shunday holatlar qora tuynukning hosil bo‘lishi deb ataladi, garchi rasmiy nuqtayi nazardan bu biroz shartli ifoda bo‘lsa ham. Biroq tashqaridan qaraganda obyekt tez orada deyarli barcha xususiyatlari bo‘yicha qora tuynukdan farqlanmay qoladi. Shu sabab bunday tuzilmani qora tuynuk deb atash juda yuqori aniqlikda o‘rinlidir.

Aslida moddaning akretsiyasi va, ehtimol, Xoking nurlanishi sababli kollapsar atrofidagi fazo-vaqt yuqorida keltirilgan Eynshteyn tenglamalarining aniq yechimlaridan chetga chiqadi. Har bir kichik sohada (singulyarlik atrofi bundan mustasno) metrika juda kam buzilsa-da, fazo-vaqtning global sababiy tuzilishi tubdan farq qilishi mumkin. Xususan, ayrim nazariyalarga ko‘ra, haqiqiy fazo-vaqtda hatto hodisalar gorizonti bo‘lmasligi ham mumkin. Chunki hodisalar gorizontining mavjudligi yoki yo‘qligi, boshqa omillar qatorida, kuzatuvchining cheksiz olis kelajagida yuz beradigan hodisalarga ham bog‘liq.

Zamonaviy qarashlarga ko‘ra, qora tuynuk hosil bo‘lishining to‘rtta ssenariysi bor:

Gravitatsion kollaps (halokatli siqilish) yetarlicha katta massali yulduzning evolyutsiyasi yakunida.
Galaktikaning markaziy qismi yoki protogalaktik gazning kollapsi. Zamonaviy qarashlarga ko‘ra, ko‘plab, ehtimol barcha $> 1000 M_{⊙}$ massiv qora tuynuklar spiralsimon va elliptik galaktikalar markazida joylashgan. Masalan, markazida bizning Galaktikamizning markazida O‘qotar A* nomli qora tuynuk mavjud, uning massasi $4,31 \cdot 1 0^{6} M_{⊙}$ .
Qora tuynuklarning Katta portlashdan keyingi dastlabki lahzalarda gravitatsion maydon va/yoki moddaning fluktuatsiyalari natijasida hosil bo‘lishi. Bunday qora tuynuklar dastlabki qora tuynuklar deb ataladi..
Yuqori energiyali yadro reaksiyalarida qora tuynuklarning hosil bo‘lishi — kvant qora tuynuklari.

Yulduz massali qora tuynuklar

Шварцшильдовская чёрная дыра — Qora tuynukning gravitatsion linzalashi modellashtirilishi: u oldidan o‘tayotgan galaktika tasvirini buzadi. (To‘liq o‘lchamdagi animatsiyani ko‘rish uchun bosing)

Yulduz massali qora tuynuklar yulduz hayotining yakuniy bosqichida hosil bo‘ladi. Termoyadro yoqilg‘isi to‘liq tugab, reaksiyalar to‘xtagach, yulduz nazariy jihatdan soviy boshlaydi. Bu ichki bosim kamayishiga va yulduzning gravitatsiya taʼsirida siqilishiga olib keladi. Siqilish maʼlum bosqichda to‘xtashi yoki shiddatli gravitatsion kollapsga aylanishi mumkin. Yulduzning massasi va aylanish momentiga qarab quyidagi yakuniy holatlar:

yuzaga kelishi mumkin: massaga bog‘liq ravishda asosan geliy, uglerod, kislorod, neon, magniy, kremniy yoki temirdan iborat, so‘ngan juda zich yulduz (asosiy elementlar qoldiq yulduz massasi ortib borishi tartibida sanalgan). Bunday qoldiqlar oq mittilar deb ataladi. Ularning massasi yuqoridan Chandrasekar chegarasi bilan cheklanadi — taxminan 1,4 Quyosh massasi.
Neytron yulduz, uning massasi Oppenheymer — Volkov chegarasi bilan cheklangan — 2—3 Quyosh massasi.
Qora tuynuk.

Yulduz qoldig‘ining massasi ortgan sari muvozanat konfiguratsiyasi yuqoridagi ketma-ketlik bo‘ylab pastga siljiydi. Aylanish momenti har bir bosqichdagi chegara massalarni oshiradi, biroq sifat jihatidan emas, miqdor jihatidan (ko‘pi bilan 2—3 baravar).

Yulduz evolyutsiyasining oxirgi bosqichi qora tuynuk bo‘lishiga olib keladigan sharoitlar (asosan massa) yetarlicha o‘rganilmagan. Chunki buning uchun tajribada o‘rganib bo‘lmaydigan nihoyatda katta zichliklarda moddaning holati va xususiyatlarini bilish kerak. Qo‘shimcha qiyinchiliklar yulduzlarni modellashtirishda ham yuzaga keladi: evolyutsiyaning so‘nggi bosqichlarida ularning kimyoviy tarkibi murakkablashadi va jarayonlarning xarakterli davomiyligi keskin qisqaradi. Eng katta kosmik falokatlardan ayrimlari — o‘ta yangi yulduzlar chaqnashi — aynan yulduzlar evolyutsiyasining shu bosqichlarida yuz beradi. Turli modellarda gravitatsion kollapsdan hosil bo‘lgan qora tuynuk massasining quyi bahosi 2,5 dan 5,6 Quyosh massasigacha. Bunday qora tuynukning xarakterli o‘lchami juda kichik — bir necha o‘n kilometrgacha.

Keyinchalik qora tuynuk moddani yutish hisobiga o‘sishi mumkin. Odatda bu qo‘shaloq yulduzlar tizimidagi qo‘shni yulduz gazidir (qora tuynuk diametri kichik bo‘lgani sabab uning boshqa astronomik obyekt bilan to‘qnashishi ehtimoli nihoyatda past). Gazning istalgan ixcham astrofizik obyektga, jumladan qora tuynukka tushish jarayoni akretsiya deyiladi. Gazning aylanishi natijasida akretsiya diski hosil bo‘ladi. Unda modda relyativistik tezliklargacha tezlashib, qiziydi va kuchli nurlanadi, shu jumladan rentgen diapazonida, natijada bunday akretsiya disklarini va, demak, qora tuynuklarni ultrabinafsha hamda rentgen teleskoplari yordamida aniqlash mumkin. Asosiy muammo neytron yulduzlar va qora tuynuklarning akretsiya disklari orasidagi farqlarning juda kichikligi va ularni qayd etish qiyinligidir. Shu sabab astronomik obyektni qora tuynuk deb aniqlashda noaniqlik saqlanadi. Bosh farq shundaki, boshqa har qanday obyektga tushgan gaz ertami-kechmi qattiq sirtga urilib, sekinlashish paytida kuchli nurlanish chiqaradi. Qora tuynukka qulayotgan gaz buluti esa vaqtning cheksiz ortib boruvchi gravitatsion sekinlashishi (qizil siljish) tufayli hodisalar gorizontiga yaqinlashgan sari tez xiralashadi. Bu hodisa Xabbl teleskopi yordamida Oqqush X-1.

manbaida kuzatilgan. Qora tuynuklarning o‘zaro yoki boshqa massiv jismlar bilan to‘qnashishi, shuningdek, qora tuynuk hosil qiladigan neytron yulduzlar to‘qnashuvi nihoyatda kuchli gravitatsion nurlanish keltirib chiqaradi. Uni gravitatsion teleskoplar. Masalan, 11-fevral 2016-yilda LIGO xodimlari gravitatsion to‘lqinlar aniqlanganini haqida xabar berdi. To‘lqinlar massalari taxminan 30 Quyosh massasiga teng ikkita qora tuynuk Yerdan qariyb 1,3 milliard yorug‘lik yili masofada qo‘shilishi natijasida paydo bo‘lgan.

Qora tuynukning yulduz bilan to‘qnashishi rentgen diapazonida kuzatilgani haqida ham xabarlar bor. 25-avgust 2011-yilda ilmiy xabarda yapon va amerikalik mutaxassislar 2011-yil mart oyida qora tuynuk yutayotgan yulduzning halokat lahzasini ilk marta qayd etgani aytilgan.

Eng yaqin nomzodlardan biri deb uch yulduzli HR 6819 (QV Teleskop) tizimining tarkibiy qismi hisoblangan. Bu tizim Quyoshdan 1120 ± 70 yorug‘lik yili masofada, ammo keyingi tadqiqotlar uning uch yulduzli emas, qo‘shaloq va qora tuynuksiz ekanini ko‘rsatgan.

Quyoshdan 1500 yorug‘lik yili masofadagi Yakkashox yulduz turkumida joylashgan «Yakkashox» (The Unicorn) obyekti qizil gigant Yakkashox V723 yulduzining hamrohi bo‘lib, massasi 5 Quyosh massasidan kam. Qora tuynuklikka yana bir nomzod Gaia BH1 qo‘shaloq tizimida, Quyoshdan 1,545 ming yorug‘lik yili (474 parsek) uzoqlikdagi G spektral sinf yulduzi bilan birga topilgan. Nomzod massasi Quyosh massasidan 11,9 marta katta. Quyosh massasidan. Qo‘shaloq A0620-00 (Yakkashox V616) tizimi Quyoshdan 3000 yorug‘lik yili, Oqqush X-1 — 6070 yorug‘lik yili, VLA J213002.08+120904 (VLA J2130+12, M15 S2) Pegas yulduz turkumida 7200 yorug‘lik yili, Oqqush V404 — 7800 yorug‘lik yili masofada joylashgan.

V404

X-1

Quyosh

V616

HR 6819

Quyoshga eng yaqin ayrim qora tuynuklar

O‘ta katta massali qora tuynuklar

Zamonaviy qarashlarga ko‘ra, nihoyatda yiriklashgan qora tuynuklar ko‘pchilik galaktikalar yadrosini tashkil etadi. Ularga bizning Galaktikamiz — O‘qotar A* yadrosidagi katta massali qora tuynuk ham kiradi. U Quyoshga eng yaqin o‘ta katta massali qora tuynukdir (26 ming yorug‘lik yili).

Hozirgi vaqtda ko‘pchilik olimlar yulduz va galaktika miqyosidagi qora tuynuklarning mavjudligi astronomik kuzatuvlar bilan ishonchli isbotlangan deb hisoblaydi.

Amerikalik astronomlar o‘ta katta massali qora tuynuklarning massasi ancha past baholangan bo‘lishi mumkinligini aniqladilar. Tadqiqotchilarning hisobicha, M87 galaktikasidagi (u Yerdan 50 million yorug‘lik yili masofada) yulduzlar hozir kuzatilayotganidek harakatlanishi uchun markazdagi qora tuynuk massasi kamida 6,4 milliard Quyosh massasiga teng bo‘lishi zarur. Bu M87 yadrosi massasi haqidagi o‘sha paytdagi 3 milliard Quyosh massasi bahosidan ikki baravar yuqori. Mittigina Arslon I galaktikasida qorong‘i modda deyarli yo‘q, ammo markazida massasi ~3 mln M_⊙ bo‘lgan o‘ta katta massali qora tuynuk bor. Olimlar mitti sferoidal galaktikada bunday ulkan qora tuynuk qanday paydo bo‘lganini tushuntirib bera olmaydi.

Dastlabki qora tuynuklar

Hozircha dastlabki qora tuynuklar mavjudligi faraz darajasida. Agar Koinot hayotining ilk lahzalarida gravitatsion maydon va modda zichligining bir jinsliligidan yetarlicha katta og‘ishlar bo‘lgan bo‘lsa, ularning kollapsi orqali qora tuynuklar paydo bo‘lishi mumkin edi. Bunda massaning quyi chegarasi yulduz kollapsidagidek cheklanmaydi: ular, ehtimol, juda kichik massali bo‘lishi mumkin. Dastlabki qora tuynuklarni topish bug‘lanish hodisasini o‘rganish imkoniyati uchun ayniqsa qiziqarli (yuqoriga qarang).

Kvant qora tuynuklari

Yadro reaksiyalari natijasida barqaror mikroskopik qora tuynuklar — kvant qora tuynuklari hosil bo‘lishi mumkin deb taxmin qilinadi. Bunday obyektlarni matematik tavsiflash uchun kvant gravitatsiyasi nazariyasi kerak. Biroq umumiy mulohazalarga ko‘ra, massalar spektri diskret bo‘lishi va eng kichik qora tuynuk — Plank qora tuynugi. Uning massasi taxminan 10⁻⁵ g, radiusi esa 10⁻³⁵ m. Kompton to‘lqin uzunligi Plank qora tuynugi uchun kattalik tartibida uning gravitatsion radiusiga teng.

Shunday qilib, barcha «elementar obyektlar»ni elementar zarralar (to‘lqin uzunligi gravitatsion radiusidan katta) va qora tuynuklarga (to‘lqin uzunligi gravitatsion radiusidan kichik) ajratish mumkin. Plank qora tuynugi chegaraviy obyekt bo‘lib, uni maksimon deb ham atashadi. Bu uning mavjud bo‘lishi mumkin bo‘lgan eng og‘ir elementar zarra ekanini anglatadi. Baʼzan qo‘llanadigan boshqa nomi — plankeon.

So‘nggi vaqtlarda yadro reaksiyalarida qora tuynuk hosil bo‘lishi belgilarini aniqlashga qaratilgan tajribalar taklif qilindi. Biroq tezlatkichda qora tuynukni bevosita sintez qilish uchun hozircha erishib bo‘lmaydigan 10²⁶ eV energiya kerak. Ehtimol, o‘ta yuqori energiyali reaksiyalarda virtual oraliq qora tuynuklar paydo bo‘lishi mumkin.

Proton-proton to‘qnashuvlarini umumiy energiyasi 7 TeV bo‘lgan sharoitda Katta adron kollayderida o‘tkazilgan tajribalar bu energiya mikroskopik qora tuynuk hosil qilishga yetmasligini ko‘rsatdi. Ushbu maʼlumotlarga ko‘ra, muayyan nazariy modelga qarab mikroskopik qora tuynuklarning massasi 3,5—4,5 TeV dan yuqori bo‘lishi kerak.

Qora tuynuklarni aniqlash

Hozirgacha olimlar Koinotda qora tuynuklar sirasiga kiritiladigan mingga yaqin obyektni aniqlagan. Umuman olganda esa, ularning fikricha, bunday obyektlar o‘n millionlab bo‘lishi mumkin.

Hozirgi vaqtda qora tuynukni boshqa turdagi obyektdan ishonchli farqlashning yagona usuli obyektning massasi va o‘lchamini o‘lchab, uning radiusini quyidagi formula bilan aniqlanadigan gravitatsion radiusga solishtirishdir:

R_{g} = \frac{2 G M}{c^{2}}

,

bu yerda $G$ — gravitatsion doimiy, $M$ — obyekt massasi, $c$ — yorug‘lik tezligi.

O‘ta katta massali qora tuynuklarni aniqlash

Eng ishonchli kuzatuv dalillari o‘ta katta massali qora tuynuklarning asosan galaktikalar markaziy sohalarida joylashganini ko‘rsatadi. Hozirgi teleskoplarning ajrata olish qobiliyati qora tuynukning gravitatsion radiusiga teng o‘lchamdagi fazo sohalarini ajratishga yetarli emas (Galaktikamiz markazidagi qora tuynuk bundan mustasno: u o‘ta uzun bazali radiointerferometriya usullari bilan ajrata olish qobiliyatining chegarasida kuzatilmoqda). Shuning uchun galaktika markazidagi obyektlarni qora tuynuk deb aniqlash maʼlum darajada shartli (bizning Galaktikamiz markazi bundan mustasno). Bu obyektlarning aniqlangan eng katta o‘lchami ularni oq yoki jigarrang mittilar, neytron yulduzlar yoki oddiy massali qora tuynuklar to‘dasi deb hisoblash uchun yetarli emas, deb qaraladi.

O‘ta katta massali jism massasi va taxminiy o‘lchamlarini aniqlashning ko‘plab usullari mavjud. Ularning aksariyati atrofida aylanayotgan obyektlar (yulduzlar, radiomanbalar, gaz disklari) orbitalarining xususiyatlarini o‘lchashga asoslanadi. Eng oddiy va ko‘p uchraydigan holatda aylanish Kepler orbitasi bo‘ylab sodir bo‘ladi. Buni yo‘ldosh aylanish tezligining orbitaning katta yarim o‘qi kvadrat ildiziga proporsionalligi ko‘rsatadi:

V = \sqrt{\frac{G M}{r}}

.

Bunda markaziy jism massasi maʼlum formula bo‘yicha topiladi:

M = \frac{V^{2} r}{G}

.

Baʼzi hollarda yo‘ldosh obyekt uzluksiz muhit (gaz diski yoki zich yulduz to‘dasi) bo‘lib, uning tortishishi orbitaga taʼsir qiladi. Shunda galaktika yadrosida massaning radial taqsimoti to‘qnashuvsiz Bolsman tenglamasini.

Nurlanish manbalari o‘lchamlarini bevosita o‘lchash

Agar O‘qotar A* radiomanbai qora tuynukning hodisalar gorizontiga yaqin joylashgan bo‘lsa, u gravitatsion linzalash taʼsirida yoyilgan va kuchaygan dog‘ ko‘rinishida bo‘ladi. Manba gorizont yaqinida joylashib, butun tuynukni qoplasa, uning o‘lchami kamida 5,2 Shvarsshild radiusiga teng bo‘lishi kerak. Galaktikamiz markazidagi obyekt uchun bu taxminan 52 yoy mikrosoniyalik burchak o‘lchamini beradi. Bu 1,3 mm radioto‘lqinlarda kuzatilgan $3 7_{- 10}^{+ 16}$ mikrosoniya qiymatidan ham biroz kattaroq. Demak, nurlanish tuynukning butun sirtidan emas, balki uning yaqinidagi hududda, ehtimol akretsiya diskining chetida yoki diskdan chiqarilgan relyativistik modda oqimida jamlangan.

Massa–yorqinlik nisbati usuli

Hozirgi vaqtda o‘ta katta massali qora tuynuklarni qidirishning asosiy usuli galaktika markazigacha masofaga qarab yulduzlar yorqinligi va tezliklari taqsimotini o‘rganishdir. Yorqinlik taqsimoti galaktikalarning yuqori aniqlikdagi tasvirlarini olishda fotometrik usullar bilan, yulduzlar tezligi esa spektrdagi yutilish chiziqlarining qizil siljishi va kengayishi orqali aniqlanadi.

Yulduzlar tezliklari taqsimoti $V (r)$ maʼlum bo‘lsa, galaktikadagi $M (r)$ massaning radial taqsimotini topish mumkin. Masalan, tezliklar maydoni elliptik simmetriyali bo‘lsa, Bolsman tenglamasi yechimi quyidagi natijani beradi:

M (r) = \frac{V^{2} r}{G} + \frac{σ_{r}^{2} r}{G} [- \frac{d \ln ν}{d \ln r} - \frac{d \ln σ_{r}^{2}}{d \ln r} - (1 - \frac{σ_{θ}^{2}}{σ_{r}^{2}}) - (1 - \frac{σ_{ϕ}^{2}}{σ_{r}^{2}})]

,

bu yerda $V$ — aylanish tezligi, $σ_{r}$ , $σ_{θ}$ va $σ_{ϕ}$ — tezlik dispersiyasining radial va azimutal proyeksiyalari, $G$ — gravitatsion doimiy, $ν$ — yulduz moddasining zichligi; u odatda yorqinlikka proporsional deb olinadi.

Qora tuynuk katta massaga, ammo past yorqinlikka ega bo‘lgani uchun galaktika markazida o‘ta katta massali qora tuynuk mavjudligining belgilaridan biri uning massasining yorqinligiga yuqori nisbati $M / L$ ham ko‘rsatishi mumkin. Oddiy yulduzlarning zich to‘dasida bu nisbat $M / L$ birlik atrofida bo‘ladi (massa va yorqinlik Quyoshning massasi va yorqinligi birliklarida ifodalanadi). Shu sabab $M / L ≫ 1$ (baʼzi galaktikalarda $M / L > 1000$ ) qiymatlari o‘ta katta massali qora tuynuk belgisi hisoblanadi. Biroq hodisani boshqacha tushuntirishlar — oq yoki jigarrang mittilar, neytron yulduzlar va oddiy massali qora tuynuklar to‘dalari ham mumkin.

Gazning aylanish tezligini o‘lchash

So‘nggi vaqtlarda teleskoplarning ajrata olish qobiliyati yaxshilangani uchun galaktika markaziga juda yaqin ayrim obyektlar harakat tezligini kuzatish va o‘lchash mumkin bo‘ldi. Masalan, spektrograf FOS (Faint Object Spectrograph) yordamida «Xabbl» kosmik teleskopida X. Ford boshchiligidagi guruh M87 galaktikasi markazida aylanuvchi gaz tuzilmasini topdi. Gazning galaktika markazidan taxminan 60 yorug‘lik yili uzoqlikdagi aylanish tezligi 550 km/s bo‘lib, bu markaziy jism massasi taxminan 3⋅10⁹ Quyosh massasiga teng bo‘lgan Kepler orbitasiga mos keladi. Markaziy obyekt ulkan massaga ega bo‘lsa-da, uni mutlaqo qora tuynuk deb aytish mumkin emas, chunki bunday qora tuynukning gravitatsion radiusi taxminan 0,001 yorug‘lik yilidir.

Mikroto‘lqinli manbalar tezligini o‘lchash

1995-yilda J. Moran rahbarligidagi guruh nuqtasimon mikroto‘lqinli, NGC 4258 galaktikasi markaziga yaqin aylanuvchi manbalarni kuzatdi. Kuzatuvlar yer usti radioteleskoplari tarmog‘i orqali o‘tkazildi va galaktika markazini 0",001 burchak aniqligida ko‘rish imkonini berdi. Jami 17 ta ixcham manba aniqlandi; ular radiusi taxminan 10 yorug‘lik yili bo‘lgan disksimon tuzilmada joylashgan. Manbalar Kepler qonuniga muvofiq aylanardi (aylanish tezligi masofaning kvadrat ildiziga teskari proporsional). Shundan markaziy obyekt massasi 4⋅10⁷ Quyosh massasi, yadro radiusining yuqori chegarasi esa 0,04 yorug‘lik yili deb baholandi.

Ayrim yulduzlar orbitalarini kuzatish

1993—1996-yillarda A. Ekart va R. Gensel Galaktikamiz markazi yaqinidagi alohida yulduzlar harakatini kuzatdi. Kuzatuvlar infraqizil nurlarda o‘tkazilgan. Galaktika yadrosi yaqinidagi chang qatlami bu kuzatuvlarga to‘sqinlik qilmaydi. Natijada 39 ta yulduzning (Galaktika markazidan 0,13—1,3 yorug‘lik yili masofadagi) harakati aniq o‘lchandi. Ularning harakati Kepler qonuniga mos kelib, markaziy jism massasi 2,5⋅10⁶ Quyosh massasiga, radiusi esa ko‘pi bilan 0,05 yorug‘lik yiliga tengligi aniqlandi. Uning joylashuvi O‘qotar A (Sgr A) ixcham radiomanbaiga to‘g‘ri keladi.

1991-yilda Chilidagi La-Silya Yevropa janubiy observatoriyasining 3,5 metrli teleskopida SHARP I infraqizil detektori ishga tushdi. 1—2,5 mkm diapazondagi kamera 50 burchak mikrosoniya aniqlikni har bir 1 pikseliga matritsaga nisbatan taʼminlagan. Shu bilan birga 3D-spektrometr ushbu observatoriyaning 2,2 metrlik teleskopiga o‘rnatilgan.

Yuqori aniqlikdagi infraqizil detektorlar paydo bo‘lishi bilan galaktika markaziy hududidagi alohida yulduzlarni kuzatish mumkin bo‘ldi. Ularning spektral xususiyatlari ko‘pchiligi bir necha million yoshli yosh yulduzlar ekanini ko‘rsatdi. Oldingi qarashlardan farqli ravishda, o‘ta katta massali qora tuynuk yaqinida yulduz hosil bo‘lishi faol kechishi aniqlandi. Ushbu jarayon uchun gaz manbai 1980-yillarda Galaktika markazida aniqlangan ikkita yassi akretsion gaz halqasi deb taxmin qilinadi. Biroq bu halqalarning ichki diametri qora tuynukga bevosita yaqin yulduz hosil bo‘lishini tushuntirish uchun juda katta. Qora tuynukdan 1" radiusdagi «S-yulduzlar» orbital impuls momentlarining yo‘nalishi tasodifiy bo‘lib, ularning akretsiya orqali paydo bo‘lishi ssenariysiga zid. Ular galaktikaning olis qismlarida hosil bo‘lib, keyin markazga ko‘chgan va tashqi qobiqlarini qora tuynukning qalqish kuchlari yulib ketgan qizil gigantlarning issiq yadrolari bo‘lishi mumkin.

1996-yilga kelib O‘qotar A* radiomanbai atrofida 600 dan ortiq yulduz aniqlangan. Ular diametri bir parsek (25") bo‘lgan sohada joylashgan. Ulardan 220 tasining radial tezligi ishonchli o‘lchangan. Markaziy jism massasi 2—3⋅10⁶ Quyosh massasi, radiusi esa 0,2 yorug‘lik yili deb baholangan.

Hozirgi paytda (2009-yil oktyabr) infraqizil detektorlarning ajrata olish qobiliyati 0,0003" ga yetgan (8 kps masofada bu 2,5 astronomik birlikka teng). Galaktika markazidan 1 ps ichida joylashgan va harakat parametrlari o‘lchangan yulduzlar soni 6000 dan oshgan.

Galaktika markaziga eng yaqin 28 yulduzning aniq orbitalari hisoblangan. Ular orasida eng qiziqarlisi — S2 yulduzi. Kuzatuvlar davomida (1992—2007) u qora tuynuk atrofida to‘liq bir marta aylanib, orbitasi parametrlarini katta aniqlikda baholash imkonini berdi. S2 aylanish davri 15,8 ± 0,11 yil, orbitaning katta yarim o‘qi 0,123" ± 0,001 (1000 astronomik birlik), ekssentrisiteti 0,880 ± 0,003, markaziy jismga eng yaqin masofasi 0,"015 yoki 120 astronomik birlik. Kepler orbitasiga yaqin bo‘lgan S2 orbitasining aniq parametrlari markaziy jism massasini juda aniq baholash imkonini berdi. So‘nggi hisob-kitoblarga ko‘ra, u quyidagiga teng:

(4,31 \pm 0,06 ∣_{s t a t} \pm 0,36 ∣_{R_{0}}) \times 1 0^{6} M_{⊙},

bu yerda 0,06 xato S2 yulduzi orbitasi parametrlarini o‘lchashdagi noaniqlikdan, 0,36 xato esa Quyoshdan Galaktika markazigacha masofani o‘lchashdagi noaniqlikdan kelib chiqadi.

Galaktika markazigacha masofaning eng aniq zamonaviy baholari quyidagicha:

R_{0} = 8,33 \pm 0,35 k p c .

Masofa bahosi o‘zgarganda markaziy jism massasini qayta hisoblash quyidagi formula bo‘yicha amalga oshiriladi:

[4,31 (R_{0} / 8,33 k p c)^{2,19} \pm 0,06 \pm 8,6 Δ R / R_{0}] \times 1 0^{6} M_{⊙} .

Massasi 4⋅10⁶ Quyosh massali qora tuynukning gravitatsion radiusi taxminan 12 mln km yoki 0,08 astronomik birlik. Bu 1400 marta kichik bo‘lib, S2 yulduzi markaziy jismga eng yaqin kelgan masofaga nisbatan hisoblangan. Tadqiqotchilar markaziy obyekt yorqinligi past yulduzlar, neytron yulduzlar yoki boshqa qora tuynuklar to‘dasi emasligiga deyarli shubha qilmaydi. Ular bunday kichik hajmda juda tez qo‘shilib, yagona o‘ta katta massali obyektga aylanardi va UNNga ko‘ra bu qora tuynukdan boshqa narsa bo‘la olmaydi.

Yulduzlarning qalqish kuchlari taʼsirida parchalanishini kuzatish

Yulduz qora tuynukka tushganda akretsiya diski hosil bo‘ladi. U orqali yulduzning qalqish kuchlari taʼsirida parchalanishi qisqa va yorqin nurlanish chaqnashi sifatida aniqlanishi mumkin.

Qora tuynuklarni «suratga olish»

10-aprel 2019-yilda AQSH Milliy ilmiy jamg‘armasi ilk bor Messye 87, Yerdan 54 million yorug‘lik yili masofada joylashgan, galaktika markazidagi o‘ta katta massali qora tuynukning «surati»ni ko‘rsatdi. Tasvir Event Horizon Telescope loyihasi yordamida olindi; unda Yer sharining turli joylarida joylashgan sakkizta radioteleskop qatnashdi. «Olingan tasvir hodisalar gorizontining mavjudligini, demak, Eynshteynning umumiy nisbiylik nazariyasi to‘g‘riligini tasdiqlaydi», dedi loyiha rahbarlaridan biri Luchano Retsola. Bu Science jurnali talqinida 2019-yilning ilmiy yutug‘i bo‘ldi. Keyinchalik sunʼiy intellekt yordamida ushbu obyektning batafsilroq tasviri sintez qilindi.

12-may 2022-yilda astronomlar Event Horizon Telescope yordamida O‘qotar A* atrofidagi akretsiya diskining ilk radiosuratini eʼlon qilib, obyekt tarkibida qora tuynuk borligini tasdiqladi.

Qora tuynuklar fizikasi tadqiqot yo‘nalishlari

Kvant bo‘lmagan hodisalar

Aylanuvchi qora tuynuklarning tuzilishi

1963-yilda yangi zelandiyalik matematik Roy P. Kerr aylanuvchi qora tuynuk uchun gravitatsion maydon tenglamalarining to‘liq yechimini topdi. U Kerr yechimi deb ataldi. Shundan so‘ng aylanuvchi massiv obyekt atrofidagi fazo-vaqt geometriyasi matematik tavsiflandi. Biroq tashqi yechim kollaps vaqtida Kerr yechimining tashqi qismiga yaqinlashsa-da, kollapsga uchragan obyektning ichki tuzilishida bunday emasligi maʼlum. Zamonaviy olimlar haqiqiy kollapsda hosil bo‘ladigan aylanuvchi qora tuynuklar tuzilishini o‘rganmoqda.

Hodisalar gorizontidagi g‘alayonlar va ularning so‘nishi

Kelajak hodisalar gorizonti nazariy obyekt sifatidagi qora tuynukning zaruriy belgisidir. Sferik simmetriyali qora tuynuk hodisalar gorizonti Shvarsshild sferasi deb ataladi va uning xarakterli o‘lchami gravitatsion radius.

deyiladi. Ehtimol, energiya qora tuynukdan Xoking nurlanishi deb ataladigan kvant hodisasi orqali chiqishi mumkin. Agar shunday bo‘lsa, Koinotimizdagi kollapsga uchragan obyektlarMaʼlumki, qora tuynuk gorizonti membranaga o‘xshab tutadi: tashqi jismlar va maydonlar keltirib chiqargan g‘alayonlar o‘zaro taʼsir to‘xtaganda tebrana boshlaydi; ularning bir qismi tashqariga

Maʼlumki, qora tuynuk gorizonti membranaga o‘xshab tutadi: tashqi jismlar va maydonlar keltirib chiqargan g‘alayonlar o‘zaro taʼsir to‘xtaganda tebrana boshlaydi; ularning bir qismi tashqariga gravitatsion to‘lqinlar shaklida nurlanadi, qolgan qismi qora tuynukning o‘zi tomonidan yutiladi. Keyin gorizont tinchlanadi va qora tuynuk Kerr — Nyuman muvozanat holatiga keladi. Bu jarayonning xususiyatlari gravitatsion-to‘lqin observatoriyalari yaqin kelajakda qayd etishi mumkin bo‘lgan gravitatsion to‘lqinlar hosil bo‘lishini o‘rganishda qiziqarlidir.

Qora tuynuklarning to‘qnashuvi va gravitatsion to‘lqinlarning

nurlanishi. Qora tuynuklar to‘qnashganda ular birlashib, gravitatsion to‘lqinlar chiqaradi. Bunda ajraladigan energiya ikki qora tuynuk umumiy massasining bir necha foiziga teng. Bunday to‘qnashuvlar Yerdan uzoqda sodir bo‘lgani uchun yetib keladigan signal kuchsiz va uni aniqlash qiyin. Biroq zamonaviy qarashlarga ko‘ra, ular Koinotdagi eng kuchli gravitatsion to‘lqin manbalaridir va gravitatsion to‘lqin astronomiyasi uchun alohida qiziqish uyg‘otadi.

Fazo-vaqtda yopiq vaqtsimon trayektoriyalar mavjud bo‘lishi ehtimoli

Bunday chiziqlarning umumiy nisbiylik nazariyasida mavjudligi masalasini ilk bor Kurt Gyodel aynan 1949-yilda o‘zi topgan Eynshteyn tenglamalarining aniq yechimi asosida muhokamaga qo‘ygan. U Gyodel metrikasi nomi bilan maʼlum. Shunga o‘xshash egri chiziqlar «Tipler silindri» va «o‘tiladigan chuvalchang ini» kabi boshqa yechimlarda ham paydo bo‘ladi. Yopiq vaqtsimon egri chiziqlar mavjudligi vaqt bo‘ylab sayohat qilish va bu bilan bog‘liq barcha paradokslar uchun imkoniyat yaratadi. Kerr fazo-vaqtida ham Koinotimizdan o‘tish mumkin bo‘lgan yopiq vaqtsimon egri chiziqlar bor. Ular bizdan gorizont bilan ajratilgan, ammo mazkur yechimdagi boshqa koinotlarga chiqishi mumkin. Shunga qaramay, haqiqiy kosmik jism kollapsida bunday chiziqlar amalda mavjud bo‘lishi masalasi hal etilmagan.

Ayrim fiziklar kelajakdagi kvant gravitatsiyasi nazariyasi yopiq vaqtsimon chiziqlar mavjudligini taqiqlaydi deb hisoblaydi. Bu g‘oyani Stiven Xoking «xronologiyani himoyalash gipotezasi» deb atagan (inglizcha chronology protection conjecture).

Kvant hodisalari

Qora tuynukda axborotning yo‘qolishi

Qora tuynukda axborotning yo‘qolishi kvant gravitatsiyasi oldidagi eng jiddiy muammolardan biridir, chunki bu kvant mexanikasining.

umumiy tamoyillariga zid. Klassik (kvant bo‘lmagan) gravitatsiya nazariyasi doirasida qora tuynuk yo‘q qilib bo‘lmaydigan obyekt hisoblanadi. U faqat o‘sishi mumkin, lekin kamaymaydi yoki butunlay yo‘qolmaydi. Demak, qora tuynukka tushgan axborot aslida yo‘qolmagan, balki qora tuynuk ichida qolgan va tashqaridan kuzatib bo‘lmaydigan bo‘lishi mumkin. Bu fikrning yana bir ko‘rinishiga ko‘ra, qora tuynuk bizning Koinotimiz bilan boshqa koinot o‘rtasida ko‘prik bo‘lsa, axborot shunchaki boshqa koinotga o‘tgan bo‘lishi mumkin.

Ammo kvant hodisalarini hisobga olganda faraziy natijada ziddiyatlar yuzaga keladi. Kvant nazariyasini qora tuynukka tatbiq etishning asosiy natijasi shundaki, qora tuynuk Xoking nurlanishi hisobiga asta-sekin bug‘lanadi. Demak, shunday lahza keladiki, qora tuynuk massasi yana boshlang‘ich qiymatiga (unga jism tashlanishidan oldingi holatga) kamayadi. Natijada qora tuynuk dastlabki jismni turli nurlanishlar oqimiga aylantirgani, ammo o‘zi o‘zgarmagani (massasi avvalgi qiymatga qaytgani) ko‘rinadi. Chiqarilgan nurlanish esa yutilgan jism tabiatiga mutlaqo bog‘liq emas. Boshqacha aytganda, qora tuynuk unga tushgan axborotni yo‘q qilgan. Bu matematik jihatdan unitar bo‘lmaslik sifatida ifodalanadi; u kvant holatining evolyutsiyasiga, qora tuynuk va uni o‘rab turgan maydonlarga ham taalluqlidir..

sifatida ifodalanadi. Bunday vaziyatda quyidagi paradoks yuzaga chiqadi. Agar biror sof holatdagi kvant tizimining qora tuynukka tushishi va keyin bug‘lanishini ko‘rsak, qora tuynukning o‘zi o‘zgarmagani sababli dastlabki sof holat «issiqlik» (aralash) holatiga o‘tadi. Yuqorida aytilganidek, bunday o‘zgarish unitar emas, holbuki butun kvant mexanikasi aynan unitar almashtirishlarga asoslanadi. Shunday qilib, vaziyat kvant mexanikasining dastlabki postulatlariga zid keladi.

Xoking nurlanishining xususiyatlari

Xoking nurlanishi deb qora tuynuk turli elementar zarralarni, asosan fotonlarni chiqaradigan faraziy jarayonga aytiladi. Astronomlarga maʼlum qora tuynuklarning harorati juda past, massasi esa juda katta bo‘lgani uchun ularning Xoking nurlanishini qayd etib bo‘lmaydi. Shuning uchun hodisa hozircha kuzatuvlar bilan tasdiqlanmagan.

Aynan UNNga ko‘ra, Koinot paydo bo‘lishi paytida dastlabki qora tuynuklar hosil bo‘lgan bo‘lishi mumkin. Ularning ayrimlari (boshlang‘ich massasi 10¹² kg) aynan hozirgi davrda bug‘lanishni tugatishi kerak edi. Qora tuynuk kichraygan sari bug‘lanish kuchaygani sabab uning oxirgi bosqichi mohiyatan portlash bo‘lishi kerak. Hozircha bunday portlashlar qayd etilmagan.

«Xoking nurlanishi»ni tadqiq qilishga urinish ham maʼlum; bu tajribada model — hodisalar gorizontining aynan oq tuynuk uchun analogi qo‘llangan. Tajriba o‘tkazilgan muassasa — Milan universiteti.

Qora tuynuk bug‘lanishining yakuniy bosqichlari

Qora tuynukning bug‘lanishi — kvant jarayonidir. Qora tuynuk hech narsa nurlantirmay, faqat moddani yutishi haqidagi tushuncha kvant hodisalari hisobga olinmagandagina to‘g‘ri. Kvant mexanikasida esa tunnellanish tufayli klassik tizim uchun yengib bo‘lmaydigan potensial to‘siqlarni yengib o‘tish mumkin. Qora tuynukning yakuniy holati statsionar bo‘lishi haqidagi daʼvo odatdagi, kvant bo‘lmagan gravitatsiya nazariyasi doirasidagina to‘g‘ri. Kvant hodisalari qora tuynuk uzluksiz nurlanish chiqarib, energiyasini yo‘qotishi lozimligini ko‘rsatadi. Massa kamaygan sari harorat va nurlanish tezligi ortadi, jarayonning yakuniy bosqichi esa portlashni eslatishi kerak. Bug‘lanish oxirida qora tuynukdan nima qolishi nomaʼlum. Ehtimol, eng kichik massali Plank qora tuynugi qoladi yoki tuynuk butunlay bug‘lanadi. Bu savolga javob hali ishlab chiqilmagan nazariyadan kutiladi — kvant gravitatsiyasi nazariyasi.

Aylanuvchi qora tuynuklarning (Kerr qora tuynuklari deb ham yuritiladi) barqarorligi fotonlar massasiga ayrim nazariyalarda cheklovlar qo‘yadi. Bunday nazariyalar Standart modelning kengaytmalaridir.

Kvant qora tuynuklari massalarining spektri

1966-yilda Markov ekstremal katta massali elementar zarra — maksimon mavjudligini faraz qilgan. de Broyl to‘lqin uzunligi ularning gravitatsion radiusidan kichik bo‘lgan og‘irroq zarralar kvant qora tuynuklari bo‘lishi mumkin. Maʼlum kvant zarralari massasi faqat aniq ruxsat etilgan qiymatlarga ega. Shuning uchun kvant qora tuynuklar ham aniq massalardan iborat diskret spektrga ega deb hisoblanadi. Bu spektrni kvant gravitatsiyasi nazariyasi.

o‘rganadi. Keyinchalik qora tuynuklar diskret spektri g‘oyasi J. Bekenshteyn va V. F. Muxanov asarlarida rivojlantirilgan. Ular modeliga ko‘ra, hodisalar gorizonti yuzasining kvantlanishi massalarning diskret spektriga, shundan esa nurlanishning diskret spektriga olib keladi: qora tuynuk ruxsat etilgan energiya sathlari orasida o‘tganda kvantlar chiqaradi. Yarimklassik yaqinlashuvdagi uzluksiz issiqlik spektridan farqli ravishda bu nurlanish alohida spektral chiziqlardan iborat bo‘lishi kerak. Issiqlik xususiyati bitta makroskopik holatga mos keluvchi kvant holatlarining statistik degeneratsiyasidan kelib chiqishi mumkin. Bunday modellar gorizontning kvant xususiyatlarini o‘rganish va kvant gravitatsiyasining kuzatiladigan oqibatlarini topishga xizmat qiladi.

Plank qora tuynuklarining elementar zarralar bilan o‘zaro taʼsiri

Plank qora tuynugi — faraziy, mumkin bo‘lgan eng kichik massaga ega qora tuynuk bo‘lib, bu massa Plank massasiga teng. Bu obyekt faraziy elementar zarraga, yaʼni (taxminan) eng katta massaga ega bo‘lishi mumkin bo‘lgan maksimonga mos keladi. Plank qora tuynugi oddiy qora tuynuklar evolyutsiyasining yakuniy mahsuloti bo‘lib, barqaror va endi Xoking nurlanishiga uchramasligi mumkin. Bunday obyektlarning elementar zarralar bilan o‘zaro taʼsirlarini o‘rganish kvant gravitatsiyasi va kvant maydon nazariyasining turli jihatlarini yoritishi mumkin.

Qora tuynuklar fizikasining astrofizik jihatlari

Membrana paradigmasi

Qora tuynuklar fizikasida membrana paradigmasi umumiy nisbiylik nazariyasi bashorat qiladigan hodisalarni qora tuynukning hodisalar gorizonti atrofidagi sohani bevosita ko‘rib chiqmasdan tasvirlash va hisoblash uchun foydali modeldir. Bu modelda qora tuynuk hodisalar gorizontiga juda yaqin joylashgan klassik nurlantiruvchi sirt (yoki membrana) — cho‘zilgan gorizont sifatida tasavvur qilinadi. Qora tuynuklar nazariyasidagi bu yondashuv 1970-yillar oxiri — 1980-yillar boshida Damur va mustaqil ravishda Znayek ishlarida shakllantirilib, fazo-vaqtni 3 + 1 ga ajratish usuli asosida Kip Torn, Richard Prays va Duglas Makdonald tomonidan rivojlantirilgan.

Moddaning qora tuynukka akretsiyasi

Akretsiya deb atrofdagi fazodan moddaning kosmik jismga tushish jarayoniga aytiladi. Qora tuynukka akretsiya sodir bo‘lganda juda issiq akretsiya diski rentgen manbasi sifatida kuzatiladi.^:116.

Qora tuynuklar fizikasining hal etilmagan muammolari

Hozircha kosmik senzura tamoyili isbotlanmagan, shuningdek, uning qaysi sharoitlarda bajarilishining aniq ifodasi nomaʼlum.
Umumiy holatda qora tuynukning «sochi yo‘qligi haqidagi teoremasi» isbotlanmagan.
Qora tuynuk magnitosferasining to‘liq va mukammal nazariyasi mavjud emas.
Kollapsi berilgan massa, impuls momenti va zaryadga ega qora tuynukni hosil qiladigan tizimning turli holatlari sonini hisoblashning aniq formulasi nomaʼlum.
Qora tuynukning kvant parchalanishi tugagach nima qolishi maʼlum emas.
Hozircha halqa gipotezasi isbotlanmagan.

Adabiyotlar

Ч. Мизнер, К. Торн, Дж. Уилер. Гравитация. — Мир, 1977. — Т. 3. — 512 с.
И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Физика чёрных дыр. — М.: Наука, 1986. — 328 с.
Чёрные дыры: Мембранный подход = Black Holes: The membrane paradigm / Под ред. К. Торна, Р. Прайса и Д. Макдональда. — Пер. с англ. — М.: Мир, 1988. — 428 с. — ISBN 5030010513.
Robert M. Wald. General Relativity. — University of Chicago Press, 1984. — ISBN 978-0-226-87033-5.
А. М. Черепащук. Чёрные дыры во Вселенной. — Век 2, 2005. — 64 с. — (Наука сегодня). — 2500 экз. — ISBN 5-85099-149-2.
К. Торн. Чёрные дыры и складки времени. Дерзкое наследие Эйнштейна. — М.: Государственное издательство физико-математической литературы, 2009.
И. Д. Новиков, В. П. Фролов. Чёрные дыры во Вселенной (рус.) // Успехи физических наук. — Российская академия наук, 2001. — Т. 131, № 3. — С. 307—324. Архивировано 31 марта 2007 года.
Уильям Дж. Кауфман. Космические рубежи теории относительности. — М.: Мир, 1981. — 352 с.
Ю. И. Коптев и С. А. Никитин. Космос: Сборник. Научно - популярная литература. — М.: Дет. лит, 1976. — 223 с.
Д. А. Киржниц, В. П. Фролов. Прошлое и будущее Вселенной. — М.: Наука, 1986. — 61 с.
Л. Бриллюен. Наука и теория информации. — М.: ГИФМЛ, 1960.
С. Х. Карпенков. Концепции современного естествознания. — М.: Высшая школа, 2003.
Шкловский И. С. Вселенная, жизнь, разум. — 6-е изд., доп.— М.: Наука, 1987. — 320 с.
Leonard Susskind. The black hole war: my battle with Stephen Hawking to make the world safe for quantum mechanics. — Back Bay Books, 2008. — VIII + 472 p.
Брайан Грин. До конца времён. Сознание, материя и поиски смысла в меняющейся Вселенной = Brian Greene. Until the End of Time: Mind, Matter, and Our Search for Meaning in an Evolving Universe.. — М.: Альпина нон-фикшн, 2021. — 548 с. — ISBN 978-5-00139-343-6.

Havolalar

Qora tuynuklar Arxiv nusxasi, 27-aprel 2009-yildagi, Wayback Machine // Fizika ensiklopediyasi
U. J. Kaufman. Nisbiylik nazariyasining kosmik sarhadlari Arxiv nusxasi, 3-aprel 2005-yildagi, Wayback Machine
Price, Richard; Creighton, Teviet. Black holes // Scholarpedia. — 2008. — 3-jild, № 1. — 4277-bet. — doi:10.4249/scholarpedia.4277. — Bibcode:2008SchpJ...3.4277C.
Gallo, Elena; Marolf, Donald. Resource Letter BH-2: Black Holes (inglizcha) // American Journal of Physics : jurnal. — 2009. — 77-jild, 4-son. — 294—307-betlar. — doi:10.1119/1.3056569. — Bibcode:2009AmJPh..77..294G. — arXiv:0806.2316.