Тёмная звезда (ньютоновская механика)

У этого термина существуют и другие значения, см. Тёмная звезда.
Не следует путать с Тёмная звезда (тёмная материя).

Тёмная звезда — гипотетический астрономический объект, обладающий такой массой, что для него вторая космическая скорость равна скорости света или превышает её, 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

Концепция Джона Мичелла

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 равна скорости света или больше неё, излучаемый этим небесным телом свет окажется в гравитационной ловушке, и такие звёзды станут 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

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 бо́льшими длинами волн).

Лаплас и тёмные звезды

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

Косвенные излучения

У тёмных звёзд, как и у чёрных дыр, вторая космическая скорость равна скорости света или больше неё, а критический радиус R ≤ 2M. Тем не менее тёмная звезда способна испускать косвенное излучение — внешнее излучение и космические частицы могут достигать критической поверхности r = 2M и за её пределами взаимодействовать с другими частицами или получать 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 чёрными дырами

Радиационные эффекты

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

Аппарат ньютоновской механики описывает величину гравитационного отклонения света (Ньютон, Кавендиш, Зольднер), 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

Примечания

  1. ↑ John Michell. On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose. By the Rev. John Michell, B. D. F. R. S. In a Letter to Henry Cavendish, Esq. F. R. S. and A. S. // Philosophical Transactions of the Royal Society of London. — 1784. — Т. 74. — С. 35–57. — ISSN 0261-0523. Архивировано 20 марта 2020 года.
  2. ↑ S. W. Hawking. Particle Creation by Black Holes // Comm. Math. Phys. — 43 (1975). — P. 199—220.
  3. ↑ Misner, Charles W.; Kip S. Thorne, John Archibald Wheeler. Gravitation. — W. H. Freeman[англ.], 1973. — С. 875—876. — ISBN 0716703343.

Литература

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