Чорна діра: відмінності між версіями

Чорні діри зоряних мас утворюються як кінцевий етап життя[[Еволюція зіркизір|еволюції зір]], після повного вигоряння термоядерного палива та припинення реакціїтермоядерних зіркареакцій зоря теоретично повинна початимає охолоджуватися, що призведе до зменшення внутрішнього тиску і стиснення зірки під дією гравітації. Стиснення може зупинитися на певному етапі, а може перейти в стрімкий гравітаційний колапс.

Залежно від маси зіркизорі ій обертального моменту можливі наступнітакі кінцеві стани еволюції:

* Згасла дуже щільна зірказоря, що складається в основному, залежно від маси, з гелію, вуглецю, кисню, неону, магнію, кремнію або заліза (основні елементи перераховані в порядку зростання маси залишку зіркизорі). Такі залишки називають [[білий карлик|білими карликами]], маса їх обмежується зверху [[Межа Чандрасекара|межею Чандрасекара]].

У міру збільшення маси залишку зірки відбувається рух рівноважної конфігурації вниз по викладеній послідовності. Обертальний момент збільшує граничніграничну масимасу на кожному ступенікроці, але не якісно, ​​а​а кількісно (максимумщонайбільше в— 2удвічі-3 разивтричі).

Умови (головним чином, маса), приза яких кінцевим станом еволюції зіркизорі є чорна діра, вивчені недостатньо добре, оскільки для цього необхідно знати поведінку і стан речовини при надзвичайно високій густині, недоступній експериментальному вивченню. Додаткові труднощі становить моделювання зірокзір на пізніх етапах їхньої еволюції через складність хімічного складу і різке зменшення характерного часу протіканняперебігу процесів. Одні з найбільших космічних катастроф, спалахи найновіших[[Наднова|наднових]], виникаютьвідбуваються саме на цих етапах еволюції зірокзір. Різні моделі дають нижню оцінку маси чорної діри, що виходитьутворюється ув результаті гравітаційного колапсу, від 2,5 до 5,6 [[Маса Сонця|мас Сонця]]. Радіус чорної діри при цьому дуже малий — кілька десятків кілометрів.

Згодом чорна діра може розростися за рахунок поглинання речовини — як правило, це газ сусідньої зіркизорі в подвійних зоряних системах (зіткнення чорної діри з будь-яким іншим астрономічним об'єктом дуже малоймовірне через її малий діаметр). Процес падіння газу на компактний астрофізичний об'єкт, узокрема, тому числі ій на чорну діру, називається [[Акреція (космос)|акрецією]]. При цьому через обертання газу формується [[акреційний диск]], в якому речовина розганяється до релятивістських швидкостей, нагрівається і в результаті сильно випромінює, в тому числі ізокрема, в рентгенівському діапазоні, що дає принципову можливість виявляти такі акреційні диски (а отже, чорні діри) за допомогою ультрафіолетових і рентгенівських телескопів. Основною проблемою є мала величина і труднощі реєстрації відмінностей акреційнихміж дисківакреційними дисками нейтронних зірокзір і чорних дір, що призводить до невпевненості в ідентифікації астрономічних[[Рентгенівські об'єктівподвійні|рентгенівських зподвійних]] із чорними дірами. Основна відмінність полягає в тому, що газ, щоякий падає на всі об'єкти, рано чи пізно зустрічає тверду поверхню, що призводить до інтенсивного випромінювання при гальмуванні, але хмара газу, щояка падає на чорну діру, через необмежено висхідне гравітаційне уповільнення часу (червоний зсув) просто швидко гасне приз наближеннінаближенням до [[горизонт подій|горизонту подій]], що спостерігалося [[Габбл (телескоп)|телескопом Габбла]] в джерелі [[Лебідь X-1]].

Зіткнення чорних дір з іншими зіркамизорями, а також зіткнення [[Нейтронна зоря|нейтронних зір]], що викликає утворення чорної діри, призводить до наймогутнішого гравітаційного випромінювання, яке, як очікується, можна буде виявляти в найближчі роки за допомогою гравітаційних телескопів. В даний час єЄ повідомлення про спостереження зіткнень в рентгенівському діапазоні. [[25 серпня]] [[2011]] з'явилося повідомлення про те, що вперше в історії науки група японських і американських фахівців змогла в березні 2011 року зафіксувати момент загибелі зірки, яку поглинає чорна діра.