КОНСУэло .
Оракул
(93275)
15 лет назад
Пролетала... вишь.... аж волосы дыбом встали, гыыыыыы, привет Игорь
дмитриевМыслитель (6199)
15 лет назад
Привет, Огненный!Предыдущая фотка у Вас тоже была хорошая, солнечная. И та "Я настоящая"--тоже не плохо. И, вообще, всё нормалёк? Не тупо?
дмитриевМыслитель (6199)
15 лет назад
Я не вспомнил, просто хотел засветиться вопросом каким-нибудь, а тут у Vivien настроение с утра не очень. Её вопрос и я продолжил. Столько загадок в Мире...
Юлия Зайцева
Знаток
(478)
15 лет назад
Чёрная дыра́ — область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света.
Граница этой области называется горизонтом событий, а её радиус (если она сферически симметрична) — гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда:
Существование чёрных дыр следует из точных решений уравнений Эйнштейна, первое из которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1916 году. Сам термин был придуман Джоном Арчибальдом Уилером в конце 1967 года и впервые употреблён в публичной лекции "Наша Вселенная: известное и неизвестное (Our Universe: the Known and Unknown)" 29 декабря 1967 года [1]. Ранее подобные астрофизические объекты называли в англоязычной научной литературе «сколлапсировавшие звёзды» , а в русскоязычной — «застывшие звёзды» или «коллапсары» .
История представлений о чёрных дырах
В истории представлений о чёрных дырах выделяют три периода:
Начало первого периода связано с опубликованной в 1784 году работой Джона Мичелла, в которой был изложен расчёт массы для недоступного наблюдению объекта.
Второй период связан с развитием общей теории относительности, стационарное решение уравнений которой было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году.
Публикация в 1975 году работы Стивена Хокинга, в которой он предложил идею об излучении чёрных дыр, начинает третий период. Граница между вторым и третьим периодами довольно условна, поскольку не сразу стали ясны все следствия открытия Хокинга, изучение которых продолжается до сих пор.
«Чёрная звезда» Лапласа
Лапласова «Чёрная дыра»
В ньютоновском поле тяготения для частиц, покоящихся на бесконечности, с учетом закона сохранения энергии: ,
то есть: .
Пусть гравитационный радиус — расстояние от тяготеющей массы, на котором скорость частицы становится равной скорости света . Тогда .
Концепция массивного тела, гравитационное притяжение которого настолько велико, что скорость, необходимая для преодоления этого притяжения (вторая космическая скорость) равна или превышает скорость света впервые была высказана в 1784 году Джоном Мичеллом в письме, которое он послал в Королевское общество. Письмо содержало расчёт, из которого следовало, что для тела с радиусом в 500 солнечных радиусов и с плотностью Солнца вторая космическая скорость на его поверхности будет равна скорости света. Таким образом, свет не сможет покинуть это тело, и оно будет невидимым. Мичелл предположил, что в космосе может существовать множество таких недоступных наблюдению объектов. В 1796 году Лаплас включил обсуждение этой идеи в свой труд «Exposition du Systeme du Monde», однако в последующих изданиях этот раздел был опущен.
После Лапласа, до Шварцшильда
На протяжении XIX века идея тел, невидимых вследствие своей массивности, не вызывала большого интереса у учёных. Это было связано с тем, что в рамках классической физики скорость света не имеет фундаментального значения. Однако в конце XIX — начале XX вв. было установлено, что сформулированные Дж. Максвеллом законы электродинамики, с одной стороны, выполняются во всех инерциальных системах отсчёта, а с другой стороны, не обладают инвариантностью относительно преобразований Галилея. Это означало, что сложившиеся в физике представления о характере перехода от одной инерциальной системы отсчёта к другой нуждаются в значительной корректировке.
В ходе дальнейшей разработки электродинамики Г. Лоренцем была предложена новая система преобразований пространственно-временных координат (известных сегодня как преобразования Лоренца) , относительно которых уравнения Максвелла оставались инвариантными. Развивая идеи Лоренца, А. Пуанкаре предположил, что все прочие физические законы также инвариантны относительно этих преобразований.
В 1905 А. Эйнштейн использовал концепции Лоренца и Пуанкаре в своей специальной теории относительности (СТО) , в