Черните дупки и общата теория на относителността
ОТО се проявява, когато обектите са много масивни, което води до сериозно изкривяване на пространството и времето. ЧД са точно такива обекти, макар че са предсказани от Нютоновата механика много преди създаване на ОТО. Това определя дълги години те да бъдат разглеждани само от гледна точка на ОТО.
Няколко месеца, след като Айнщайн (А. Einstein) завършва ОТО, Шварцшилд (K. Schwarzschild) я прилага, за да определи как се изкривяват пространството и времето в околността на идеално сферична звезда. Тази му работа, известна сега като “решение на Шварцшилд”, не само потвърждава и придава математическа точност на изкривяването, но и налага поразителен извод от ОТО:
Ако масата на една звезда е съсредоточена в достатъчно малка сферична област, така че масата, разделена на радиуса, да надминава определена критична стойност, то полученото изкривяване на пространство-времето е толкова силно, че нищо, което се приближи твърде много до звездата, включително и светлината, няма да може да се изтръгне от гравитационното й поле.
Тези звезди, пряко следствие от ОТО, са получили по-късно (през 1967) името черни дупки (ЧД). Космическите обекти, които минават достатъчно далече от ЧД се отклоняват от пътя си по същия начин, както от въздействието на всяка друга звезда и продължават нататък. Но обекти, които минават по-близо от една определена граница, наречена хоризонт на събитията на ЧД, ще бъдат изключително силно притегляни от центъра на черната дупка. Гравитационната сила, действаща на такива обекти, нараства много бързо и разрушително.
Черните дупки имат център и се простират до т. нар. хоризонт на събитията. В центъра им пространството и времето се разкъсват, класическите физическите закони пропадат. При образуване на ЧД в края на колапса всичкото колабиращо вещество се свива в точка (r=0), в която плътността става безкрайност. Математически, когато r клони към нула, пространство-времето губи смисъл, т.е. разкъсва се. Такива точки се наричат сингулярни. Центърът на ЧД е сингулярна точка. Че сингулярността в ЧД е неизбежна, доказват Хоконг (S. Hawking) и Пенроуз (R. Penose) през 1969. Хоризонтът на събитията е границата, описана от светлинен лъч попаднал в гравитационното поле на дупката, който е неспособен да го напусне, но не може и да бъде погълнат от него. Гравитационното поле във вътрешността, между центъра и хоризонта на събитията на дупката, е изключително силно, бързо нарастващо към центъра и оттам нищо не може да излезе. През 1970-71 Д. Христодулу (D. Christodoulou) и С. Хокинг получават резултат, който гласи, че площта на повърхността на хоризонта на събитията нараства при всяко физическо взаимодействие на ЧД. При поглъщане на материя или антиматерия площта на хоризонта нараства, а при сблъскване на две ЧД, новополучената площ е по-голяма от чисто аритметичния сбор на първоначалните два.
През 1939 Опенхаймер (J. R. Oppenheimer) и Снайдер (H. Snyder) показват, че ЧД се образуват в процес на неограничено гравитационно свиване на вещество, когато противодействието на вътрешното налягане на свиване се окаже недостатъчно. До такива условия може да се достигне по няколко начина. ЧД могат да възникнат чрез колапс на свръх плътни, горещи участъци от материя скоро след Големия взрив. Tе би трябвало да имат маса от порядъка на 109 тона (средно голям планински масив) и размер на субатомна частица (10-15м). Такива ЧД се наричат пъвични (или мини- черни дупки). ЧД могат да се образуват и като краен етап от развитието на достатъчно големи звезди (няколко слънчеви маси) Това са т.нар. класически ЧД. Свръхмасивните ЧД се образуват при колабиране на звездни струпвания с маса по-голяма от 106 слънчеви маси или чрез колабиране на звезда и последващо поглъщане на още материя. По настоящем последната хипотеза е считана за по-вероятна.
Интерено е как би изглеждал колапс на звезда, превръщаща си в ЧД за различни наблюдатели. Нека единият наблюдател да е върху колабиращата звезда, а другият на безопасно разстояние от нея, но близо. В ОТО няма абсолютно време, което означава, че всеки наблюдател ще има собствено време. Т.е., поради гравитационното поле на звездата, времената на двамата наблюдатели ще се различават. Нека този, който е върху повърхността на звездата изпраща сигнали до другия наблюдател на равни интервали. Малко преди радиусът на звездата да се свие под китичния радиус на Чаднасесар, т.е. малко преди звездата да се превърне в ЧД, интервалите между сигналите, които приема далечният наблюдател, ще се увеличат, макар че за този върху нея ще продължават да са със същата дължина. Времето за страничния наблюдател ще тече по-бавно. В момента, когато звездата се превърне в ЧД и от нея престане да излиза каквото и да е, сигнали до страничния наблюдател ще престанат да достигат. Последният интервал преди затварянето на ЧД ще е безкрайно продължителен за него, макар че за онзи, който е на звездата няма да се промени. Светлината, идваща от звездата непрекъснато ще намалява, а в момента на превръщането й в ЧД, страничният набюдател би я сметнал за изчезнала, ако не би било гравитационното й поле. Наблюдателят, обаче, който е върху повърхността на звездата, ще изпитва още по-силно мощното гравитационно поле, което бързо нараства към центъра. За много кратко време краката му, които са по-близо до центъра, ще бъдат по-силно привлечени от него, отколкото главата му, той ще бъде разтегнат като макарон и разкъсан преди звездата да се е превънала в ЧД.
В края на 60-те години на 20 век Израел (W. Israel), Картър (B. Carter) и Хокинг доказват теоремите за единственост на ЧД, според които тя напълно се определя от масата си, ъгловата си скорост на въртене и заряда си. Уийлър формулира този резултат като теорема, че “черните дупки нямат коса”. Има предвид, че ЧД нямат “прически”, т.е. изглеждат почти еднакви, заради само трите характеристики, по които се различават. Това ще рече, че при колапса се губи много информация. Независимо от размера, формата и вида на колабиралата материя, ЧД запазва само тези три черти. ЧД губи информацията не само до момента на формирането си, но и за цялата си следваща история.
През 1969 Уийлер (J. A. Wheeler) показва, че теоремата “черните дупки нямат коса” означава възможност за нарушение на втория закон на ТД, според който ентропията на всяка система винаги нараства. Ентропията е мярка за безпорядъка или случайността в системата. Той разсъждава така: ако хвърлим в ЧД горещо тяло, което има определена ентропия, то ние намаляваме ентропията на останалата част на Вселената. Параметрите маса, ъглова скорост на въртене и заряд, определящи ЧД по единствен начин, обаче, не носят информация за погълната ентропия. По трите характеристики на ЧД нищо не можем да кажем за ентропията. Т.е. съществуването на поне една ЧД във Вселената не би позволило със сигурност да се твърди, че пълната ентропия на Вселената не намалява. Разсъждението на Уийлър води до основно противоречие във физиката, което трябва да бъде разрешено или вторият закон на ТД не е универсалан закон (не важи за всички системи), или ЧД не съществуват. Това всъщност е противоречие между ТД и ОТО, което физиците трябвало да решат.
Според теорията на Айнщайн ЧД нямат минимална маса. Всяко парче вещество, смачкано до достатъчно малък размер, се превръща в ЧД. При това колкото по-малка е масата на веществото, толкова по-малко трябва да се смачква то, за да се превърне в ЧД. Правейки този мислен експеримент, и имайки предвид теоремата “черните дупки нямат коса”, учените стигат до извода, че при достатъчно малка маса така образуваните ЧД почти ще приличат на елементарни частици. Според тази теорема ЧД се характеризират от маса, ъглов момент на въртене и заряд. Елементарните частици се отличават една от друга също по маса, спин (определя въртенето на частицата) и заряд. Тези ЧД и елементарните частици ще са миниатюрни обекти, които се определят напълно от параметрите маса, спин и заряд. Тогава за тези ЧД би трябвало да важи КМ. Това става, когато общата им маса стане около планковата маса (колкото прашинка) или по-малка. Но астрофизическите ЧД, с маса многократно по-голяма от слънчевата, ще се описват от ОТО и КМ няма да е от значение за тях. Така близостта на миниатюрните ЧД и елементарните частици се сблъсква с несъвместимостта между ОТО и КМ, която трябвало също да решат.
При колабирането на звезда в черна дупка, гравитационното поле става толкова силно, че светлинните лъчи не не са в състояние да се откъснат. Линиите на времето също замират в образувалата се сингулярност.
Изкривяване на пространството около масивна звезда изгаряща ядрено гориво.
Изкривяването нараства, когато звездата се свива
Времето достига своя край в една черна дупка.