Общая теория относительности - Хокинга В.
Скачать (прямая ссылка):
основанная и на теории, и на наблюдениях, которая приведет черную дыру в
положение единственного правдоподобного кандидата на роль центрального
объекта.
Примеры таких аргументов привели Линден-Белл и Рис 1119], исходя из
характера излучения, для компактного радиоисточника, помещенного точно в
центре нашей собственной Галактики. Позднее Келлерман и др. [100] нашли,
что четвертая часть компактного радиоизлучения из галактического центра
приходит из области ~ 1014 см в поперечнике, что соответствует лишь — 100
шварцшиль-довским радиусам для черной дыры с массой 3-10вМо- (Из
наблюдений узкой инфракрасной линии в области с линейным размером ^0,1 пс
Вольман и др. [224] смогли показать, что максимальная масса какой-либо
центральной дыры не превосходит 4 *10eA4o ) Как показали Фабиан и др.
[61], относительно неимпозантные объекты, подобные Centaurus А, также
могли бы содержать в центре черную дыру. В этих случаях наблюдаемая
мощность ограничивается, возможно, снабжением газом, которое должно быть
гораздо меньше, чем эддингтоновский предел.
Наконец, Сарджент и др. [175] и Янг и др. [226] исследовали ядро
эллиптической галактики М87. Из фотометрических и спектроскопических
измерений они нашли, что в центральной области —100 пс масса ~5-10вЛ4о,
по-видимому, в незвездной форме. Если она отождествляется с черной дырой,
то интересно, что верхний предел на радиус самой малой компоненты
центрального радиоисточника составляет примерно лишь 50 шварцшильдовских
радиусов [99]. Может быть, исходя из всего этого, мы уже почти разрешили
черную дыру в квазаре.
7. ПЕРВИЧНЫЕ ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ
7.1. КОСМОЛОГИЧЕСКОЕ ОБРАЗОВАНИЕ ПЕРВИЧНЫХ ДЫР
Наряду с черными дырами, образующимися в процессе естественной эволюции
звезд или галактик, могут существовать также черные дыры, возникшие как
первичные образования в самые ранние эпохи космологического времени. В
частности, если некоторая часть ранней вселенной была достаточно
неоднородной, то массы, гораздо меньшие, чем максимальная масса
нейтронной звезды М?аКС, могли бы коллапсировать, образуя черные дыры.
Экстремальная форма неоднородной космологии, изучаемая несколькими
авторами (см., например, [14, 132, 166]), называется «хаотической».
Имеется веская причина, почему вселенная могла не быть изотропной и
однородной в самые ранние времена. Она заключается в том, что масса
внутри горизонта частицы, т. е. в сущности мера количества вещества в
причинном контакте, уменьшается до нуля при подходе
///. Астрофизика черных дыр
203
к начальной сингулярности. Однако существующая вселенная оказывается и
изотропной, и в достаточно больших масштабах однородной, как следует в
особенности из наблюдений изотропии микроволнового фона. Проблемой,
сложной для хаотической космологии и до сих пор удовлетворительно не
разрешенной, является установление эффективного механизма сглаживания
всех этих вещей в некоторую промежуточную эпоху.
Чтобы масса М коллапсировала с образованием черной дыры в ранней
высокотемпературной вселенной, ее плотность р должна быть примерно вдвое
больше плотности р окружающей ее среды, когда вселенная расширилась
достаточно для того, чтобы горизонт частицы (длина ~ct, где t — возраст
вселенной) равнялся размеру массы [длина ~(М/р)'/г]. Используя
космологическую связь между плотностью и возрастом, р~ (G/2)-1, мы
получаем соотношение [771 между массой дыры М, плотностью р и временем t,
когда она образуется:
Af — (ce/pG3)v* — 10 (р/1015 г-см-*Г‘/*Л1э~
~ 10 (//10-" c)Mq. (33)
Во времена /^10-4 с, когда температура Т превосходит ~1012 К,
космологические представления становятся весьма спекулятивными главным
образом из-за незнания правильного уравнения состояния, которое может
варьировать от предельно мягкого (см., например, [65, 75]) до предельно
жесткого [116, 227]. Даже если бы нам было известно уравнение состояния,
незнание спектра флуктуаций не позволяет строить a priori правдоподобные
догадки относительно характера спектра масс первичных черных дыр (ПЧД).
Этот вопрос подробно обсуждается Карром[36|. Некоторые авторы [38, 116,
127] полагают, что минимальная масса ПЧД ~Шд. Это исключило бы
возможность наблюдаемой плотности дыр, излучающих за счет процесса
Хокинга (см. ниже).
Вначале высказывались опасения [230], что ПЧД могли бы нарасти в течение
эпохи преобладания излучения до дыр с массой ~101вЛ1д к моменту
рекомендации электронов, и протонов в водород при температуре Т~4 000 К.
Карр и Хокинг [40] нашли, однако, что дыра, вероятно, только удвоит свою
массу после того момента, когда она оказывается внутри своего горизонта,
и что широкий спектр дыр с массами <^101вЛ4о может пережить расширение
вселенной без значительного роста. Любопытно, что при максимально жестком
уравнении состояния, которое приравнивает давление плотности массы-
энергии [227] и которое может возникать во времена /<^10-4 с, этот
быстрый рост может происходить и размеры дыр будут не отставать от
