Существование (или отсутствие) теоретического объекта или явления не мешает физикам изучать их. Во-первых, это поддерживает тезис об объяснении различных известных событий и, возможно, это происходит благодаря математике и Вселенной.
В эту категорию, таким образом, вписываются черные дыры. В течение десятилетий они были просто странными вещами, вызывающими проблемы в общей теории относительности, пока они, наконец, не были обнаружены, показывая, что теория гравитации имеет пределы.
Читать далее:
- 5 книг об ученых и истории науки
- Какие заболевания может диагностировать генетический тест?
- Поиск признаков инопланетной жизни дал результаты
И при чем здесь Оппенгеймер?
- Многие физики работали над этими теориями до того, как была открыта первая черная дыра;
- Он называется Cygnus X-1 и был обнаружен в 1971 году;
- Среди этих физиков был Дж. Роберт Оппенгеймер, отец ядерной бомбы;
- Это сыграло важную роль в оценке того, насколько плотным может быть объект, прежде чем он станет черной дырой;
- Это расчет, который имеет важные последствия для некоторых из самых инновационных наблюдений сегодня.
общая теория относительности
Общая теория относительности была опубликована в 1915 и 1916 годах. Немецкий физик Карл Шварцшильд нашел решение уравнений поля Эйнштейна там, где что-то пошло не так.
Его решение стало сингулярным на некотором радиусе, а это означает, что члены уравнения стали бесконечными.
Теперь, исходя из этих ранних описаний, мы используем термин «сингулярность» для описания черной дыры, а также радиус Шварцшильда, где расположен горизонт событий черной дыры.
В последующие десятилетия ученые обсуждали, насколько «физическим» было это решение. Предполагалось, что вещи не рушатся сами по себе, а внутренние силы могут стянуть их обратно.
Планета не разрушается сама по себе только потому, что силы между атомами достаточно сильны, чтобы поддерживать ее стабильность. Звезда может быть тяжелее, но энергия, высвобождаемая в результате ядерного синтеза в ее ядре, уравновешивает действие гравитации.
Но что происходит, когда звезды, подобные Солнцу, больше не сливаются? Она рушится. Тем не менее, в то время это не считалось неудержимым. Квантово-механические эффекты могут превратить объект в плотную сферу, состоящую из вырожденной электронной материи. Материал внутри находится уже не в классической плазме, а в новом состоянии, в котором взаимодействуют электроны, протоны и нейтроны (которые являются разновидностью фермионов).
Фермионы (частицы, обладающие квантовым свойством, называемым спином). [momento angular quântico]) не могут все одновременно находиться в одном и том же энергетическом состоянии (это известно как принцип запрета Паули), и его свойство заключается в том, что создается давление, противодействующее гравитационному притяжению для коллапса.
Мы называем объекты, подобные этому, белыми карликами, и Солнцу суждено стать одним из них. Однако это квантовое давление не было жестким пределом.
Еще в 1931 году Субрахманьян Чандрасекар подсчитал, что большого белого карлика не может быть без разбора. Неклассифицированный объект, состоящий из вырожденной электронной материи с массой, превышающей массу Солнца более чем в 1,4 раза (теперь называемой границей Чандрасекхи), не имеет стабильного решения. Это частично верно.
Предел теперь рассматривается как то, сколько материалов белые карлики могут украсть у компаньона, прежде чем стать сверхновой. Это известно как сверхновая типа Ia, и они имеют одинаковую светимость, что делает их отличными эталонными свечами для измерения расстояния до галактик. Следовательно, устойчивый раствор, который даже плотнее белого карлика, — это нейтронная звезда.
В то время как белые карлики становились известны науке по мере того, как происходили эти теоретические дискуссии, нейтронные звезды еще не были открыты.
Уже в 1967 году Джоселин Белл Бернелл с открытием первых пульсаров (пульсирующих нейтронных звезд) перевела их от теории к реальности.
Нейтронные звезды допускают большие массы и плотности, и этот предел теперь известен как предел Толмена-Оппенгеймера-Волкова в честь Оппенгеймера и Джорджа Волкова, которые вычислили его в 1939 году благодаря исследованиям Ричарда Толмена.
Для масс меньше этого предела короткодействующее отталкивание между нейтронами достаточно, чтобы уравновесить гравитацию. Но при больших массах нейтронная звезда схлопнется в черную дыру. Порог говорит о том, как массивные звезды, которые становятся сверхновыми, могут превратиться либо в нейтронные звезды, либо в черные дыры, в зависимости от их первоначальной массы.
Но недавно у нас также появился способ проверить предел Толмена-Оппенгеймера-Волкова с помощью некоторых из самых передовых экспериментов, которые у нас есть: обсерваторий гравитационных волн.
Первые исторические наблюдения столкновения нейтронных звезд (при этом оба объекта превращаются в черную дыру) позволили оценить предел в реальном сценарии.
Хотя Оппенгеймер работал над этой теоретической проблемой задолго до того, как мы узнали о нейтронных звездах и черных дырах как о реальных объектах, знание того, что они существуют, не разрешило всех тайн, окружающих их.
Столкновение нейтронной звезды устанавливает границу между 2,01 и 2,17 массами Солнца. Однако самый массивный из известных пульсаров в 2,35 раза больше массы Солнца.
Путь к пониманию самых плотных объектов во Вселенной, вероятно, еще далек, но некоторые из самых известных физиков 20-го века сыграли важную роль в том, что мы знаем и понимаем до сих пор.
По информации IFL Science
Вы смотрели новые видео на YouTube цифрового взгляда? Подписывайтесь на канал!
Пост Оппенгеймер работал с черными дырами до того, как мы узнали о них; узнайте, как он впервые появился в Olhar Digital.