Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Физика -> Каррелли А. -> "Астрофизика, кванты и теория относительности" -> 168

Астрофизика, кванты и теория относительности - Каррелли А.

Каррелли А. , Мёллер К., Бонди Г. Астрофизика, кванты и теория относительности — М.: Мир, 1982 . — 560 c.
Скачать (прямая ссылка): astrofizikakvanti1982.djvu
Предыдущая << 1 .. 162 163 164 165 166 167 < 168 > 169 170 171 172 173 174 .. 220 >> Следующая


^Геом = ^геом^/2^1 (38)

и энтропия черной дыры должна иметь вид

•^безразм = ^/4Лгеом* (39)

Еще предстоит многое сделать, чтобы получить более глубокое и полное понимание этих важных аналогий и отождествлений. Прогресс в этом направлении был достигнут в работах Булвара [147, 148], Карра [149], Дамура [146] (с. 459), Да-мура и Руффини [150], Дэвиса [146] (с. 507), Форда [151], Фуллинга [152], Герлаха [146] (с. 515), Гиббонса [146] (с. 449), Паркера [153], Старобинского [146] (с. 499), Тейлора и Дэвиса [154], Унру [146] (с. 527). Ho теперь стало ясно, что все эти явления, как бы важны они ни были на первый взгляд, не ведут непосредственно к каким-либо астрофизическим наблюдениям, если только малые черные дыры не генерируются на начальных стадиях космологической эволюции. Причину этого легко установить — невозможно образовать малые черные дыры и преодолеть барьер, препятствующий гравитационному коллапсу, на основе электромагнитного взаимодействия и квантовых принципов. Мы полагаем, что единственный путь к формированию черных дыр заключается в превышении критической массы нейтронной звезды, т. е. величины Mkp ~ 2М0. Из уравнения (38) находим эффективную температуру черной дыры

Гобычн ~ °-62 • 1°~7 (Ме/М)К, (40>

если допустить, что время жизни черной дыры до испарения CO-ставляет

т ~ EKdEIdl) ~ 2 • IO63 (MIMef лет (41.1)

при потоке энергии

dE/dt « Ю-22 (MeIM)2 эрг/с. (41.2>

Эти эффекты поляризации вакуума будут весьма существенными только в случае черных дыр с массой M^. IO15 г.
440

Р. Руффина

Поэтому перейдем к другому аспекту формулы (32), а именно к возможности использования черных дыр как реальных источников энергии для астрофизических процессов. Отметим, что единственное ограничение на количество вращательной и электромагнитной энергии, которое может накопиться в черной дыре в процессе гравитационного коллапса, дается обычно условием

a2+Q2<M2.

С энергетической точки зрения это неравенство не является очень строгим. Большие количества массы-энергии могут в принципе быть извлечены и служить источниками астрофизических процессов больших энергий. Некоторые численные примеры даны в табл. 1.

Таблица І

Типичные значения параметров экстремальной керр-ныоменовской черной дыры (M2 = Q2 + а2 и Q = а) для некоторых значений массы 1)

Масса S 0 О 14 s а + ЛЯ S 1 «б CX J gs І g § H + S S S S IsI11 Ж о о v. Минимальный период вращения Q-a/(/^ + а2) . с Максимальная напряженность магнитного поля. Гс Максимальный полный заряд (в зарядах электрона) Максимальная энергия, извлекаемая из сколлапсировавших объектов, эрг Максимальная мощность для времени жизни IO8 лет
IOM0 1,47-106 0,653- IO-3 1,05-IO18 7,59- IO39 0,689-IO55 2,19-103*
IO8M0 1,47-1013 0,653- IO4 1,05-10" 7,59-IOw 0,689-IO62 2,19-10«
IO12M0 1,47-IO17 0,653-10* 1,05- IO7 7,59-IO50 0,689-IO66 2,19.10»®

*) Детали см. в статье [38].

В следующих разделах мы рассмотрим два важных вопроса, относящихся к пониманию процессов извлечения энергии из

черных дыр, которые могут представлять интерес для астро-

физики:

а) роль релятивистской магнитогидродинамики в извлечении вращательной и электромагнитной энергии из черной дыры и в описании вещества, аккрецирующего на черную дыру;

б) квантовые неустойчивости в магнитосферах гравитацион-

но сколлапсировавших объектов, обусловленные эффектами щи

ляризации вакуума.
8. О гравитационно сколлапсировавших объектах

441

7. Электромагнитная структура аккрецирующих черных дыр

Для того чтобы черные дыры в любых реальных астрофизических условиях были наблюдаемы, они должны обладать аккрецирующей плазмой (см. введение). Поэтому важно определить, какое из четырех аналитических решений, приведенных в уравнении (1) [Шварцшильда (a = Q = O), Райсснера — Нордстрема (а =0), Keppa (Q = 0) и Keppa — Ньюмена], дает лучшее приближение для описания аккрецирующих черных дыр.

Известно, что электромагнитные поля важны при описании как аккрецирующих нейтронных звезд в двойных системах, так и изолированных нейтронных звезд, подобных пульсарам. Их характеристические периоды излучения в радио-, оптическом или рентгеновском диапазонах объясняются плазменными явлениями в магнитосфере вращающейся нейтронной звезды [5,6]. Главный вопрос, который предстоит выяснить, сводится к той роли, которую играет магнитосфера при описании черной дыры в реальном астрофизическом окружении. Ясно, что обсуждавшееся в разд. 4 приближение пробных частиц не может рассматриваться как реальное первое приближение, когда скорости аккреции достигают величины порядка dM/dt ~ IO17 г/с. В этом случае необходим более сложный магнитогидродинамический анализ.

В классической работе [155] Дойч дал точное аналитическое решение уравнений электромагнитного поля вращающейся звезды с вмороженным магнитным полем, составляющим произвольный угол наклона к оси вращения. Позже Тревес и я отметили [156] возможность существования разделения зарядов, играющего важную роль в магнитосфере вращающегося коллапси-рующего объекта. В то время это было обусловлено стремлением достигнуть физического понимания весьма специального значения отношения заряда к массе в решении Керра — Ньюмена. Однако стало ясно, что электромагнитная структура на поверхности коллапсирующего объекта может быть весьма суще* ственной для реальных астрофизических процессов. Я охарак* теризовал эту проблему следующим образом [157]:
Предыдущая << 1 .. 162 163 164 165 166 167 < 168 > 169 170 171 172 173 174 .. 220 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed