Тёмная звезда (ньютоновская механика)

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Тёмная звезда — гипотетический астрономический объект, обладающий такой массой, что его вторая космическая скорость равна или превышает скорость света, но при этом описываемый ещё в рамках ньютоновской механики. Любое излучение с поверхности этого объекта в силу величины второй космической скорости оказывается в «ловушке» и, таким образом, этот объект является «тёмным», то есть неразличимым в каком-либо диапазоне, в связи с чем и возникло название. В отличие от чёрных дыр, тёмные звёзды считаются достаточно стабильными (не склонными к гравитационному коллапсу)

История исследований тёмных звёзд[править | править код]

Концепция Джона Мичелла[править | править код]

Первое теоретическое обоснование существования тёмных звёзд выдвинул английский священник и астроном Джон Мичелл в письме Генри Кавендишу 1783 года (опубликовано Лондонским Королевским обществом в 1784)[1]. Мичелл подсчитал, что когда вторая космическая скорость на поверхности звезды будет равной или большей скорости света, излучаемый ей свет окажется в гравитационной ловушке, и такие звезды будут недоступны для наблюдения.

Идея Мичелла для расчёта количества таких «невидимых» звёзд предвосхитила работу астрономов XX века: он предположил, что в определённом количестве двойных звезд один из компонентов может быть как раз «тёмной звездой», и зная массу двойных звёзд, можно вычислить местонахождение невидимых компонентов. Это позволило бы обеспечить статистическую основу для расчёта количества других разновидностей невидимого звёздного вещества, которые могут присутствовать в звёздных системах.

Тёмные звезды и гравитационные сдвиги[править | править код]

Мичелл также предположил, что будущие астрономы могли бы определить силу тяжести на поверхности звезды, отследив, насколько свет звезды смещён к концу спектра, предвосхитив соображения А.Эйнштейна о гравитационном смещении 1911 года. При этом предсказания Мичелла в отношении направления спектрального сдвига были ошибочны (он ссылался на работы И.Ньютона, который полагал, что более массивные частицы связаны с большими длинами волн).

Лаплас и тёмные звезды[править | править код]

В 1796 году французский математик и астроном Пьер-Симон Лаплас независимо от Мичелла высказал ту же самую идею о тёмных звёздах в своём труде «Изложение системы мира». Впрочем, из более поздних изданий этого труда идея тёмных звёзд была удалена; по-видимому, это было связано с развитием волновой теории света, согласно которой свет считался волной, не имеющей массы и, следовательно, не зависящей от силы гравитации.

Косвенные излучения[править | править код]

Тёмные звезды, как и чёрные дыры, имеют вторую космическую скорость равную или больше скорости света, и критический радиус R ≤ 2M. Тем не менее, тёмная звезда способна испускать косвенное излучение — внешнее изучение и космические частицы могут достигать критической поверхности r = 2M, и за пределами критической поверхности взаимодействовать с другими частицами, или получить ускорение от случайной встречи с другими объектами. Тёмная звезда, таким образом, формирует вокруг себя разрежённую атмосферу «частиц-посетителей», и этот призрачный ореол может излучать свет, хотя и слабый.

Сравнение с черными дырами[править | править код]

Радиационные эффекты[править | править код]

Чёрные дыры, согласно современным представлениям, способны испускать излучение другого рода, нежели тёмные звезды — излучение Хокинга, предсказанное в 1974 году[2]. Косвенное излучение, испускаемое тёмной звездой, зависит от её состава и структуры; излучение Хокинга, согласно теореме об отсутствии волос, зависит только от массы чёрной дыры, её заряда и момента импульса[3] , хотя информационный парадокс подвергает это сомнению.

Эффекты искривления света[править | править код]

Аппарат ньютоновской механики описывает величину гравитационного отклонения света (Ньютон, Кавендиш, Сольднер), в то время как общая теория относительности предсказывает эту величину вдвое большей. Разницу можно объяснить дополнительным вкладом кривизны пространства-времени в современных теориях: в то время как ньютоновская гравитация аналогична пространственно-временной компоненте тензора кривизны общей теории относительности, тензор кривизны также содержит чисто пространственные компоненты, и обе формы кривизны вносят вклад в общее отклонение.

См. также[править | править код]

Примечания[править | править код]

  1. https://www.jstor.org/stable/106576
  2. S. W. Hawking. Particle Creation by Black Holes Comm. Math. Phys. 43 (1975) 199—220.
  3. Misner, Charles W. Gravitation. — W. H. Freeman, 1973. — P. 875-876.

Литература[править | править код]

Especially Chapter 3 «Black holes discovered and rejected».
  • Maggie McKee, «Universe’s first stars may have been dark», New Scientist, 3 December (2007)