Главная страница
qrcode

Теория всего


Скачать 471.44 Kb.
НазваниеТеория всего
АнкорKhoking - Teoria vsego Proiskhozhdenie i sudba Vselennoy.pdf
Дата04.11.2018
Размер471.44 Kb.
Формат файлаpdf
Имя файлаKhoking_-_Teoria_vsego_Proiskhozhdenie_i_sudba_Vselennoy.pdf
оригинальный pdf просмотр
ТипДокументы
#48064
страница3 из 8
Каталог
1   2   3   4   5   6   7   8
Второй закон термодинамики
Несокращаемо сть площади черной дыры заставляет вспомнить о поведении физической величины, называемой энтропией и служащей мерой неупорядоченности любой системы.
Обыд енный опыт показывает, что беспорядок имеет свойство нарастать, если вещи
предоставлены сами себе чтобы увидеть это, достаточно не чинить ничего в доме. Мы можем создавать порядок из беспорядка, например, когда красим дом. Однако это требует затрат энергии, а значит, уменьшает количество доступной нам упорядоченной энергии.
Точная формулировка данной идеи носит название второго закона термодинамики. Он постулирует, что в изолированной системе энтропия со временем никогда не уменьшается.
Более того, при объединении двух систем энтропия объединенной системы превышает сумму энтропий отдельных систем. Рассмотрим в качестве примера систему молекул газа в замкнутом объеме. Молекулы можно уподобить крошечным бильярдным шарам, непрерывно сталкивающимся друг с другом иуд аряющим в бортики стола. Предположим, что изначально все молекулы собраны в левой части емкости при помощи перегородки. Если затем перегородку убрать, они распространятся по всему объему, заняв обе половины емкости. Спустя некоторое время они все могут случайно оказаться в правой половине или вновь соберутся в левой. Но гораздо более вероятно, что в обеих половинах будет приблизительно одинаковое число молекул. Такое состояние менее упорядоченно или более неупорядоченно, чем исходное, когда все молекулы располагались водной половине. В этом случае говорят, что энтропия газа повышается.
А теперь представьте, что изначально имеются две емкости одна с молекулами кислорода, другая азота. Если соединить емкости, удалив перегородку между ними,
молекулы кислорода и азота начнут смешиваться. Через некоторое время в обеих емкостях, скорее всего, будет содержаться относительно однородная смесь кислорода и азота. Это состояние будет менее упорядоченным, а значит, обладающим более высокой энтропией, чем исходное состояние двух отдельных емко стей.
Второй закон термодинамики занимает совершенно особое место среди других физических законов. Эти другие, например закон всемирного тяготения Ньютона, абсолютны,
то есть выполняются всегда. Второй же закон термодинамики носит вероятностный характер, иначе говоря, выполняется не всегда, нов подавляющем большинстве случаев.
Вероятно сть того, что все молекулы газа через какое-то время будут обнаружены водной половине сосуда, составляет множество миллиардов код ному, но такое может случиться.
Но если поблизости есть черная дыра, нарушить второй закон гораздо проще:
д о статочно поместить в нее некоторое количество вещества с высокой энтропией
(например, сосуд с газом. Полная энтропия вещества вне дыры должна понизиться. Конечно,
можно сказать, что полная энтропия, включая энтропию внутри черной дыры, не пойдет вниз. Но поскольку не существует способа заглянуть в черную дыру, мы никак не сможем оценить энтропию вещества внутри нее. Поэтому было бы хорошо, если бы черная дыра обладала некоторым свойством, позволяющим наблюдателям снаружи черной дыры судить об ее энтропии она должна возрастать всякий раз, когда в черную дыру попадает вещество,
несущее энтропию.
След уя моей идее о том, что площадь горизонта событий увеличивается, когда в черную дыру попадает вещество, аспирант из Принстона Джейкоб Бекенштейн предположил, что площадь горизонта событий может служить мерой энтропии черной дыры. Когда вещество, несущее энтропию, попадает внутрь черной д ыры,
площад ь горизонта событий увеличивается , так что суммарная энтропия вещества вне черных дыр и площадь горизонтов никогда не уменьшатся.
На первый взгляд , это предположение исключает нарушение второго закона термодинамики в большинстве случаев. Однако оно содержит серьезную ошибку если черной дыре присуща энтропия, то у нее должна быть также и температура. Между тем
физическое тело, температура которого отлична от нуля, должно испускать излучение той или иной интенсивности. Все тот же обыденный опыт подсказывает нам, что, если накалить кочергу на огне, она начнет светиться красными испускать излучение. Но и тела с более низкой температурой также испускают его только мы обычно этого не замечаем, потому что оно очень слабо. Излучать они должны для того, чтобы не нарушался второй закон термодинамики. Так что черные дыры должны испускать излучение, но по определению они нед олжны излучать ничего. Поэтому представляется, что площадь горизонта событий черной дыры не может служить мерой ее энтропии.
Действительно, в 1972 г. я написал статью на эту тему вместе с Бренд оном Картером и американским коллегой Джимом Бард иным. Мы указали, что, несмотря на все сходство между энтропией и площадью горизонта событий, существует эта самая, явно фатальная сложность. Должен признаться, что при написании статьи мною отчасти руководило раздражение против Бекенштейна, поскольку я чувствовал, что он неверно использовал мое открытие, касающееся возрастания площади горизонта событий черных дыр. Позд нее,
од нако, выяснилось, что он был во сновном прав, хотя и на неожиданный для него самого лад Излучение черных дыр

В сентябре 1973 г. вовремя поездки в Москву я обсудил проблему черных дыр с двумя ведущими советскими специалистами в этой области, Яковом Зельд овичем и Алексеем
Старобинским. Они убеждали меня в том, что в соответствии с принципом неопределенности квантовой механики вращающиеся черные дыры должны порождать и испускать элементарные частицы. Я соглашался сих физическими аргументами, но мне не нравились математические методы, при помощи которых они рассчитывали излучение.
Поэтому я занялся разработкой более совершенного математического аппарата, с которым ознакомил слушателей неформального семинара в Оксфорде в конце ноября 1973 г. В то время я еще не произвел расчетов для выяснения параметров излучения. Я ожидал обнаружить лишь излучение, предсказанное Зельд овичем и Старобинским для вращающихся черных д ыр.
Од нако, проделав вычисления, я обнаружил, к собственному удивлению и досаде, что даже невращающиеся черные дыры должны порождать и испускать частицы с постоянной скоро стью.
Вначале я подумал, что это связано с ошибочностью приближений, использованных мною при расчете. Я опасался, как бы Бекенштейн, узнав о моих выводах, не использовал их для защиты своей идеи об энтропии черных дыр, которая мне не нравилась. Однако чем больше яд умал об этом, тем сильнее во мне крепло убеждение, что использованные приближения правомерны. Окончательно же меня убедило в реальности излучения черных дыр полное сходство спектра испускаемых ими частиц со спектром излучения нагретого тела.
Черная дыра испускала частицы в точности стой самой скоростью, которая нед опускает нарушений второго закона термод инамики.
С тех пор аналогичные вычисления были повторены другими специалистами в разной форме. И все они подтвердили, что черные дыры должны испускать частицы и излучение, как если бы они были нагретым телом, чья температура зависит от массы черной дыры чем больше масса, тем ниже температура. Это испускание можно трактовать следующим образом:
то, что кажется нам пустым пространством, в действительности никогда не бывает совершенно пустым, поскольку это означало бы, что все поля, включая гравитационное и электромагнитное, должны в точности равняться нулю. Однако напряженность любого поля и скорость ее изменения в известном смысле подобны положению и скорости элементарной
частицы. Согласно принципу неопределенности, чем точнее известное нам значение одного из этих параметров, тем менее точным будет значение второго.
Таким образом, в пустом пространстве полене может постоянно в точности равняться нулю, потому что тогда мы имели бы сразу два точных (равных нулю) значения сопряженных величин — напряженности поля и скорости ее изменения. Вместо этого должна существовать некоторая минимальная неопределенность, квантовая флуктуация, в значении напряженности поля. Флуктуации можно представлять себе в виде пары частиц света или гравитации, которые в какое-то время появляются вместе, разлетаются в разные стороны, а затем снова сходятся и аннигилируют. Эти частицы называют виртуальными. В отличие от реальных частиц, они не могут быть непосредственно зарегистрированы детектором элементарных частиц. Тем не менее их косвенное влияние — вроде небольшого изменения энергии электронных орбит и атомов — может быть измерено и соответствует теоретическим предсказаниям с замечательной степенью точно сти.
По закону сохранения энергии в такой виртуальной паре одна частица должна обладать положительной энергией, ад ругая — отрицательной. Той, что обладает отрицательной энергией, суждена недолгая жизнь. А всё потому, что реальные частицы при обычных условиях всегда имеют положительную энергию. Поэтому она должна найти парную частицу и аннигилировать. Однако гравитационное поле внутри черной дыры настолько сильно, что в ней даже реальная частица может иметь отрицательную энергию.
Поэтому попавшие в черную дыру виртуальные частицы с отрицательной энергией могут стать реальными. В этом случае им больше нет нужды аннигилировать с парными частицами. Покинутый частицей партнер точно также может попасть в черную дыру. Но поскольку парная частица обладает положительной энергией, ничто не мешает ей ускользнуть в бесконечность в виде реальной частицы. Для удаленного наблюдателя это будет выглядеть так, будто она испущена черной дырой. Чем меньше черная дыра, тем меньше расстояние, которое следует преодолеть частице с отрицательной энергией, чтобы стать реальной. Таким образом, скорость испускания частиц будет больше, а видимая температура черной дыры выше.
Положительная энергия испускаемого излучения должна компенсироваться притоком в черную дыру частиц с отрицательной энергией. В соответствии со знаменитым уравнением
Эйнштейна Е энергия эквивалентна массе. Поэтому приток отрицательной энергии в черную дыру уменьшает ее массу. По мере уменьшения массы сокращается площадь горизонта событий, однако это понижение энтропии черной дыры с избытком компенсируется энтропией испускаемого излучения, так что второй закон термодинамики никак не нарушается.
Взрывы черных дыр
Итак, чем меньше масса черной дыры, тем выше ее температура. Так что по мере того как черная дыра теряет массу, ее температура и интенсивность излучения растут. Как следствие, она теряет массу еще быстрее. Что происходит с черной дырой, когда масса ее становится крайне малой, не совсем ясно. Самое приемлемое предположение состоит в том,
что она просто исчезнет в последнем чудовищном всплеске излучения, эквивалентном по мощности взрыву миллионов водородных бомб.
Черная дыра с массой, в несколько раз превосходящей массу нашего Солнца, должна иметь температуру, равную всего лишь одной д есятимиллионной доле градуса выше абсолютного нуля. Это намного меньше температуры заполняющего Вселенную фонового космического излучения (около 2,7 градуса выше абсолютного нуля, так что такие черные
дыры должны излучать меньше энергии, чем они поглощают, хотя и это очень мало. Если
Вселенная обречена на вечное расширение, то температура фонового излучения рано или поздно станет ниже температуры черной дыры. Тогда черная дыра начнет поглощать меньше энергии, чем она излучает, и терять массу. Но ее температура настолько низка, что даже в этом случае для полного испарения черной дыры понадобится около 10 66
лет. Это намного больше возраста Вселенной, составляющего всего около 10 10
лет.
С другой стороны, как вы узнали из предыдущей лекции, могут существовать первичные черные дыры очень малой массы, возникшие при коллапсе неоднородностей на самой ранней стадии формирования Вселенной. Такие дыры должны иметь гораздо более высокую температуру и значительно интенсивнее испускать излучение. Время жизни первичных черных дыр с начальной массой в миллиарды тонн должно равняться возрасту Вселенной. А те, чья начальная масса была меньше, по всей видимости, уже полностью испарились. Однако первичные черные дыры с чуть большей массой должны до сих пор испускать излучение в форме рентгеновских и гамма-лучей,
которые сродни видимому свету, но имеют гораздо более короткие длины волн. Такие дыры вряд ли можно называть черными. Они нагреты до белого каления, а мощность их излучения около десяти тысяч мегаватт.
Од на такая черная дыра могла бы питать десять крупных электростанций, если бы мы научились использовать ее энергию. Однако добиться этого довольно трудно. Черная дыра должна иметь массу земной горы, сжатую до размера атомного ядра. Попади она на поверхность Земли, не нашлось бы способа предотвратить ее падение сквозь все геологические пласты к центру планеты. Она раз за разом пронизывала бы Землю, снуя вверх и вниз, пока не остановилась бы в центре. Поэтому, если мы когд а-нибуд ь надумаем использовать энергию излучения черной дыры, единственным местом, куда ее можно будет поместить, окажется орбита вокруг Земли. А единственным способом доставки черной дыры на такую орбиту пока представляется буксировка при помощи массивного объекта,
расположенного перед черной дырой и притягивающего ее, как морковка, подвешенная перед запряженным в повозку осликом. Этот проект непохож на практическое пред ложение,
по крайней мере для ближайшего буд ущего.
Поиски первичных черных дыр
Уж если мы пока не можем обуздать энергию первичных черных дыр, есть ли у нас шансы наблюдать их Мы можем поискать гамма-лучи, испускаемые первичными черными дырами в течение почти всего времени их существования.
Хотя излучение большинства из них вследствие удаленности от нас очень слабо,
суммарное излучение может быть зафиксировано. Мы ив самом деле регистрируем некоторое фоновое гамма-излучение. Но оно может быть вызвано процессами, не имеющими отношения к первичным черным дырам. Можно утверждать, что фоновое гамма-излучение нед ает нам никаких надежных свидетельств существования таких дыр. Однако оно указывает, что в среднем в объеме пространства, равном одному кубическому световому году, не может содержаться более 300 небольших черных дыр. Эта предельная цифра означает, что первичные черные дыры могут составлять самое большее одну миллионную средней плотности массы во Вселенной.
Может показаться, что раз первичные черные дыры столь редки, вряд ли хоть одна отыщется достаточно близко к нам, чтобы мы могли ее наблюдать. Но поскольку предполагается, что гравитация притягивает черные дыры к любой материи, они должны бы чаще встречаться в галактиках. Если бы, скажем, они попадались в миллион раз чаще
ближайшая черная дыра должна была бы, вероятно, лежать на расстоянии миллиарда километров от нас или примерно также далеко, как Плутон, один из самых дальних объектов
Солнечной системы. Но и на таком расстоянии было бы все еще очень трудно зарегистрировать устойчивое излучение черной дыры, даже если его мощность составляла бы десять тысяч мегаватт.
О наблюдениях первичной черной дыры можно говорить, если в течение достаточного промежутка времени, например недели, регистрируются несколько квантов гамма-излучения,
приход ящих из одного итого же направления.
В противном случае это может быть лишь фоновое излучение. Однако планковский принцип квантования говорит нам, что каждый квант гамма-излучения обладает очень высокой энергией, поскольку гамма-лучи имеют очень высокую частоту. Поэтому для того, чтобы излучить даже десять тысяч мегаватт, не понадобится много квантов. Ад ля регистрации этих немногих квантов, приходящих с расстояния, на котором расположен Плутон, потребуется более крупный детектор гамма-лучей, чем любой из ныне существующих. Более того, этот детектор должен размещаться в космосе, поскольку гамма-лучи не могут проникать через атмосферу. Разумеется, если черная д ыра,
располагающаяся на таком же расстоянии от нас, как и Плутон, завершит свой жизненный цикли взорвется, зафиксировать конечный всплеск излучения не составит труда. Однако если черная дыра испускала излучение на протяжении последних или 20 млрд лет, вероятность того, что она закончит свое существование в ближайшие несколько лет, крайне незначительна. Стем же успехом от этого события нас может отделять несколько миллионов лет — в прошлом или в будущем. Если же вы надеетесь наблюдать взрыв до того, как истечет срок выделенного вам исследовательского гранта, придется разработать метод регистрации всех взрывов на расстоянии около одного светового года. Перед вами по- прежнему будет стоять проблема большого детектора гамма-излучения, способного регистрировать небольшое число квантов. Однако в этом случае не понадобится устанавливать, из одного ли направления пришли все кванты. Достаточно будет убед иться,
что все они поступили в течение очень короткого интервала времени, чтобы быть уверенным, что все они порождены одним взрывом.
Детектором гамма-излучения, способным выявить первичные черные дыры, является атмосфера Земли в целом. (В любом случае, мы вряд ли способны соорудить более крупный детектор) Когда обладающие высокой энергией кванты гамма-излучения сталкиваются с атомами земной атмосферы, образуются пары электрон-позитрон, которые при столкновении с другими атомами также, в свою очередь, вызывают образование новых электрон- позитронных пар. Начинается так называемый электронный ливень. В итоге возникает форма света, называемая черенковским излучением. Каждый из нас может наблюдать воздействие квантов гамма-излучения на атмосферу, когда видит вспышки света в ночном небе.
Разумеется, эти вспышки могут порождаться целым рядом других явлений, например молниями. Однако гамма-вспышки легко отличить от подобных эффектов, если вести наблюдения одновременно изд вух или больше пунктов, достаточно далеко отстоящих друг отд руга. Подобного рода исследования провели два ученых из Дублина, Нил Портер и
Тревор Уикес, используя телескопы в Аризоне. Они зафиксировали ряд вспышек, но ни одну из них нельзя суверенностью приписать всплеску гамма-излучения первичных черных д ыр.
Даже если поиски первичных черных дыр окажутся бесплодными, что представляется вполне вероятным, они дадут нам важную информацию о самых ранних стадиях развития
Вселенной. Если ранняя Вселенная была хаотичной или неоднородной, либо давление вещества/материи было низким, следует ожидать, что первичных черных дыр образовалось значительно больше того предельного значения, которое было установлено исходя из наших наблюдений фонового гамма-излучения. Объяснить отсутствие хоть какого-то количества обнаруживаемых наблюдениями первичных черных дыр можно только в том случае, если ранняя Вселенная была гладкой и однородной ив ней наблюдалось высокое д авление.
1   2   3   4   5   6   7   8

перейти в каталог файлов


связь с админом