Steaua întunecată (mecanica newtoniană)

O stea întunecată este un obiect astronomic  ipotetic care are o astfel de masă încât pentru el a doua viteză cosmică este egală cu viteza luminii sau o depășește, dar în același timp descrisă în cadrul mecanicii newtoniene . Orice radiație de la suprafața acestui obiect, datorită mărimii celei de-a doua viteze cosmice, este „prinsă”, și astfel acest obiect este „întunecat”, adică nedistins în orice domeniu, în legătură cu care a apărut numele. Spre deosebire de găurile negre , stelele întunecate sunt considerate destul de stabile (nu sunt predispuse la colaps gravitațional )

Istoria cercetării stelelor întunecate

Conceptul lui John Michell

Prima justificare teoretică a existenței stelelor întunecate a fost prezentată de preotul și astronomul englez John Michell într-o scrisoare către Henry Cavendish în 1783 (publicată de Royal Society of London în 1784) [1] . Michell a calculat că atunci când a doua viteză cosmică de pe suprafața unei stele este egală sau mai mare decât viteza luminii, lumina emisă de acest corp ceresc va fi prinsă într-o capcană gravitațională și astfel de stele vor deveni neobservabile.

Ideea lui Michell pentru calcularea numărului de astfel de stele „invizibile” a anticipat munca astronomilor secolului al XX-lea: el a sugerat că într-un anumit număr de stele binare, una dintre componente ar putea fi doar o „stea întunecată” și cunoscând masa de stele binare, este posibil să se calculeze locația componentelor invizibile. Aceasta ar oferi o bază statistică pentru calcularea cantității de alte tipuri de materie stelară invizibilă care poate fi prezentă în sistemele stelare.

Stele întunecate și schimbări gravitaționale

Michell a sugerat, de asemenea, că viitorii astronomi ar putea determina forța gravitației pe suprafața unei stele urmărind cât de mult lumina stelei este deplasată până la sfârșitul spectrului , anticipând considerentele deplasării gravitaționale ale lui A. Einstein din 1911 . În același timp, predicțiile lui Michell cu privire la direcția deplasării spectrale au fost eronate (el s-a referit la lucrările lui I. Newton , care credea că particulele mai masive sunt asociate cu lungimi de undă mai mari).

Laplace și stele întunecate

În 1796, matematicianul și astronomul francez Pierre-Simon Laplace , independent de Michell, și-a exprimat aceeași idee despre stelele întunecate în lucrarea sa Exposition of the System of the World. Cu toate acestea, ideea de stele întunecate a fost eliminată din edițiile ulterioare ale cărții; aparent în legătură cu dezvoltarea teoriei ondulatorii a luminii , conform căreia lumina era considerată a fi o undă, fără masă și, prin urmare, independentă de forța gravitației .

Radiații indirecte

Pentru stelele întunecate, ca și pentru găurile negre , a doua viteză cosmică este egală sau mai mare decât viteza luminii, iar raza critică este R ≤ 2M. Cu toate acestea, o stea întunecată este capabilă să emită radiații indirecte - radiația externă și particulele cosmice pot ajunge la suprafața critică r = 2M și pot interacționa cu alte particule dincolo de ea sau pot primi accelerație de la o întâlnire aleatorie cu alte obiecte. O stea întunecată formează astfel o atmosferă rarefiată de „particule vizitatoare” în jurul ei, iar acest halou fantomatic poate emite lumină, deși una slabă.

Comparație cu găurile negre

Efectele radiațiilor

Găurile negre, conform conceptelor moderne, sunt capabile să emită radiații de alt fel decât stelele întunecate - radiația Hawking , prezisă în 1974 [2] . Radiația indirectă emisă de o stea întunecată depinde de compoziția și structura ei; Radiația lui Hawking, conform teoremei fără păr , depinde doar de masa găurii negre, de sarcina acesteia și de momentul unghiular [3] , deși paradoxul informațional pune la îndoială acest lucru.

Efecte de îndoire a luminii

Aparatul mecanicii newtoniene descrie magnitudinea deviației gravitaționale a luminii ( Newton , Cavendish , Soldner ), în timp ce relativitatea generală prezice această mărime a fi de două ori mai mare. Diferența poate fi explicată prin contribuția suplimentară a curburii spațiu-timp în teoriile moderne: în timp ce gravitația newtoniană este analogă cu componenta spațiu-timp a tensorului de curbură al relativității generale, tensorul de curbură conține, de asemenea, componente pur spațiale, iar ambele forme de curbură contribuie la abatere totală.

Vezi și

Note

  1. ↑ John Michell. Despre mijloacele de descoperire a distanței, mărimii etc. a stelelor fixe, ca urmare a diminuării vitezei luminii lor, în cazul în care o astfel de diminuare ar trebui să aibă loc în oricare dintre ele și alte date ar trebui să fie obținute din observații, așa cum ar fi mai mult necesare pentru aceasta. Scop. De către Rev. John Michell, BDFRS Într-o scrisoare către Henry Cavendish, Esq. FRS și AS  // Tranzacții filozofice ale Societății Regale din Londra. - 1784. - T. 74 . — p. 35–57 . — ISSN 0261-0523 . Arhivat 20 martie 2020.
  2. ↑ SW Hawking. Crearea particulelor de către găurile negre // Comm. Matematică. Fiz. - 43 (1975). - P. 199-220.
  3. ↑ Misner, Charles W.; Kip S. Thorne, John Archibald Wheeler. Gravitația . — W. H. Freeman, 1973. - S.  875 -876. — ISBN 0716703343 .

Literatură

În special capitolul 3 „Găuri negre descoperite și respinse”.