Mörk stjärna (Newtonsk mekanik)

En mörk stjärna  är ett hypotetiskt astronomiskt objekt som har en sådan massa att den andra kosmiska hastigheten för den är lika med ljusets hastighet eller överstiger den, men som samtidigt beskrivs inom ramen för den newtonska mekaniken . All strålning från ytan av detta objekt, på grund av storleken på den andra kosmiska hastigheten, är "fångad", och därför är detta objekt "mörkt", det vill säga omöjligt att särskilja i något område, i samband med vilket namnet uppstod. Till skillnad från svarta hål anses mörka stjärnor vara ganska stabila (inte benägna att kollapsa av gravitationen )

History of dark star research

John Michells koncept

Den första teoretiska motiveringen för mörka stjärnors existens lades fram av den engelske prästen och astronomen John Michell i ett brev till Henry Cavendish 1783 (utgiven av Royal Society of London 1784) [1] . Michell beräknade att när den andra kosmiska hastigheten på ytan av en stjärna är lika med eller större än ljusets hastighet, kommer ljuset som sänds ut av denna himlakropp att fångas i en gravitationsfälla, och sådana stjärnor kommer att bli omöjliga att observera.

Michells idé för att beräkna antalet sådana "osynliga" stjärnor förutsåg 1900-talets astronomers arbete: han föreslog att i ett visst antal dubbelstjärnor kunde en av komponenterna bara vara en "mörk stjärna" och att känna till massan av binära stjärnor är det möjligt att beräkna platsen för osynliga komponenter. Detta skulle ge en statistisk grund för att beräkna mängden andra typer av osynlig stjärnmateria som kan finnas i stjärnsystem.

Mörka stjärnor och gravitationsförskjutningar

Michell föreslog också att framtida astronomer skulle kunna bestämma tyngdkraften på ytan av en stjärna genom att spåra hur mycket stjärnans ljus förskjuts till slutet av spektrumet , för att förutse A. Einsteins gravitationsförändringar från 1911 . Samtidigt var Michells förutsägelser om riktningen av spektralskiftet felaktiga (han hänvisade till I. Newtons arbete , som trodde att mer massiva partiklar är förknippade med längre våglängder).

Laplace och mörka stjärnor

År 1796 uttryckte den franske matematikern och astronomen Pierre-Simon Laplace , oberoende av Michell, samma idé om mörka stjärnor i sitt verk Exposition of the System of the World. Men idén om mörka stjärnor togs bort från senare upplagor av boken; tydligen i samband med utvecklingen av vågteorin om ljus , enligt vilken ljus ansågs vara en våg, utan massa och därför oberoende av tyngdkraften .

Indirekt strålning

För mörka stjärnor, som för svarta hål , är den andra kosmiska hastigheten lika med eller större än ljusets hastighet, och den kritiska radien är R ≤ 2M. Ändå kan en mörk stjärna sända ut indirekt strålning - extern strålning och kosmiska partiklar kan nå den kritiska ytan r = 2M och interagera med andra partiklar bortom den eller ta emot acceleration från ett slumpmässigt möte med andra objekt. En mörk stjärna bildar sålunda en förtärnad atmosfär av "besökspartiklar" runt sig, och denna spöklika gloria kan avge ljus, om än en svag sådan.

Jämförelse med svarta hål

Strålningseffekter

Svarta hål är enligt moderna koncept kapabla att sända ut strålning av ett annat slag än mörka stjärnor - Hawking-strålning , förutspådd 1974 [2] . Den indirekta strålningen som sänds ut av en mörk stjärna beror på dess sammansättning och struktur; Hawkings strålning, enligt no-hair-satsen , beror endast på det svarta hålets massa, dess laddning och rörelsemängd [3] , även om informationsparadoxen ställer tvivel på detta.

Ljusböjningseffekter

Den newtonska mekanikens apparat beskriver storleken på ljusets gravitationsavböjning ( Newton , Cavendish , Soldner ), medan den allmänna relativitetsteorien förutspår att denna storlek är dubbelt så stor. Skillnaden kan förklaras av det ytterligare bidraget från rumtidskrökning i moderna teorier: medan Newtonsk gravitation är analog med rumtidskomponenten i krökningstensorn för allmän relativitet, innehåller krökningstensorn också rent rumsliga komponenter, och båda formerna av krökning bidrar till att total avvikelse.

Se även

Anteckningar

  1. ↑ John Michell. Om sättet att upptäcka avståndet, storleken, etc. av de fasta stjärnorna, som en följd av minskningen av deras ljuss hastighet, i fall en sådan minskning skulle befinnas äga rum i någon av dem, och sådan annan data skulle erhållas från observationer, som skulle vara längre nödvändig för det Ändamål. Av Rev. John Michell, BDFRS I ett brev till Henry Cavendish, Esq. FRS och AS  // Philosophical Transactions of the Royal Society of London. - 1784. - T. 74 . — s. 35–57 . — ISSN 0261-0523 . Arkiverad 20 mars 2020.
  2. ↑ SW Hawking. Partikelskapande av Black Holes // Comm. Matematik. Phys. -43 ( 1975). - S. 199-220.
  3. ↑ Misner, Charles W.; Kip S. Thorne, John Archibald Wheeler. Gravity . — W. H. Freeman, 1973. - S.  875-876 . — ISBN 0716703343 .

Litteratur

Speciellt kapitel 3 "Svarta hål upptäckta och avvisade".