Чарна дзира

У астрономиї, чарна дзира назва за обєкт чийо ґравитацийне польо таке моцне же анї єдна форма материї лєбо радияциї нє може висц зоз нєй, уключуюци и кванти шветлосци за хтори ше рахує же маю найвекшу швидкосц у природи, ^[1] прецо обєкт при патреню дїйствує чарно (отадз и назва).

Обща теория релативносци чарну дзиру описує як место у хторим простор-час безконєчно закривени.

Нє одноши ше на дзиру у каждодньовим смислу слова, алє скорей на космичну обласц зоз хторого ше нїч нє може врациц. Теорийно, чарни дзири можу буц гоч хторей велькосци, од микроскопских по гевти велькосци обсервабилней вселени. Наставаю з остатку умартих гвиздох з вецей як 3 Слункових масох (гранїца за неутронски гвизди). Под уплївом власней ґравитациї гвизда доживює колапс и звекшує свою густосц з чим ґравитация далєй рошнє. Окрем маси додатни фактор то моцносц хтора уплївує на гвизду. Накельо ше гвизда претвори до суперновей можлїве тиж так наставанє чарних дзирох аж и кед єй маса менша од 3 Слункових^[2] .

Термин чарней дзири цалком нового датума. Року 1969, сковал го америцки науковец Джон Вилер як ґрафични опис єдней задумки хтора стара найменєй двасто роки. Тота задумка походзи з часу кед постояли два теориї шветлосци. Єдна з нїх трима же шветлосц ма корпускуларну природу и же на ню дїйствує ґравитация. (Медзитим, ми нєшка знаме же обидва теориї точни и же шветлосц ма дуалну природу т.є. же є и габа и часточка).

История поняца

Рушаюци од предпоставки же на шветлосц уплївує ґравитация, професор Джон Мичел обявел 1873. року роботу у хторей наглашел же би гвизда достаточно масивна и збита мала таке моцне ґравитацийне польо же му анї шветлосц нє може сцекнуц. Раховал же постоя вельо таки гвизди. Гоч би ми нє були у можлївосци их видзиц, могли бизме обачиц їх ґравитацию.^[3]

На подобну задумку даскельо роки познєйше пришол французки науковец Лаплас. Вон у своїх роботох наглашел же мало знаме о природи шветлосци же бизме могли предпоставиц же на ню дїйствує ґравитация и же нє цалком на месце виєдначиц шветлосц зоз кулю за дзело у Нютновей теориї ґравитациї, бо швидкосц шветлосци константна.

Теория хтора толкує на хтори способ ґравитация уплївує на шветлосц зявела ше 1915. року кед Айнштайн обявел свою общу релативносц. Медзитим, прейдзе ище вельо часу док ше концепт чарней дзири подполно нє прилапи.

Карл Шварцшилд, даскельо мешаци познєйше, ришел Айнштайнову єдначину поля ґравитациї, цо приведло до лєпшого похопйованя чарних дзирох и до моцнєйшого уплїву Айнштайнових єдначинох на космолоґию. Интересантно же тоти єдначини ришел док бул на фронту, а ришеня по пошти послал Айнштайнови. Медзитим, пошвидко умар од хороти хтору фасовал у войни. Теди уж було познате же чарни дзири у ствари, остатнї стадиюм еволуциї гвизди хтора ма достаточно вельку масу.

Року 1928, млади дипломец Падма Субраманиян Чандрасекар з Индиї вираховал кельо би гвиздово ядро мушело буц масивне же би ше спроцивело власней ґравитациї кед витроши свойо гориво т.є. же би нє постало чарна дзира. Чандрасекар вираховал же тота гранїца виноши 1,4 Слунковей маси и вона нєшка позната як Чандрасекарова гранїца. Артур Единґтон ше спроцивел Чандрасекарови думаюци же ше ядро „даяк“ сиґурно одупре колапсу, и часточно бул у праву бо ше указало же гвизди з ядром маси медзи 1,5 и 2 Слунково ше можу одупрец ґравитацийному колапсу пре начало виключеня медзи протоном и неутроном у ядру и таки гвизди ше наволую неутронски гвизди. Алє гвизди зоз ядром маси понад 2 Слунковей нє можу обкеровац колапс и вони поставаю чарни дзири. ^[4]

Литература

Ferguson, Kitty (1991). Black Holes in Space-Time Watts Franklin.
Hawking, Stephen (1988). A Brief History of Time
Hawking, Stephen; Penrose, Roger (1996). The Nature of Space and Time Princeton University Press.
Melia, Fulvio (2003). The Black Hole at the Center of Our Galaxy Princeton U Press.

Вонкашнї вязи

Наука 50: Црна рупа (РТС Образовно-научни програм - Званични канал)

Farlexova Енциклопедия-поглавє Чарни дзири]

LIVE Unveiling First Ever Image of Black Hole youtube.com

How Black Holes Work

Референци

↑ Davies, P.C.W. (1978) „Thermodynamics of Black Holes” (PDF). Reports on Progress in Physics. 41 (8): 1313—1355. Bibcode: 1978RPPh...41.1313 Doi 10.1088/0034-4885/41/8/004 Архивоване з: ориґинала (PDF) 10. 5. 2013. p.
↑ Linda K. Glover, 2005 - DIE GROSSE NATIONAL GEOGRAPHIC ENZYKLOPÄDIE WELTALL,National Geographic Deutschland, Hamburg
↑ „On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose”. Philosophical Transactions of the Royal Society. 74 (0): 35—57. 1784. Bibcode 1784RSPT...74...35M JSTOR 106576 doi 10.1098/rstl.1784.0008
↑ Логос, Александар А. (2017). Путовање мисли: увод у потрагу за истином Беоґрад

[1] Davies, P.C.W. (1978) „Thermodynamics of Black Holes” (PDF). Reports on Progress in Physics. 41 (8): 1313—1355. Bibcode: 1978RPPh...41.1313 Doi 10.1088/0034-4885/41/8/004 Архивоване з: ориґинала (PDF) 10. 5. 2013. p.

[2] Linda K. Glover, 2005 - DIE GROSSE NATIONAL GEOGRAPHIC ENZYKLOPÄDIE WELTALL,National Geographic Deutschland, Hamburg

[3] „On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose”. Philosophical Transactions of the Royal Society. 74 (0): 35—57. 1784. Bibcode 1784RSPT...74...35M JSTOR 106576 doi 10.1098/rstl.1784.0008

[4] Логос, Александар А. (2017). Путовање мисли: увод у потрагу за истином Беоґрад

[1]

[2]

[3]

[4]