Масса - черная дыра
Cтраница 1
Масса черной дыры поддается определению, например, посредством использования третьего закона Кеплера для спутников, находящихся в гравитационном поле вдали от черной дыры. [1]
Но пока масса черной дыры велика по сравнению с планковской массой ( 10 - 5 г), скорость ее эволюции будет очень мала по сравнению с характерным временем, необходимым свету для выхода за шварцшильдовский радиус. [2]
Этот результат означает, что неприводимая масса черной дыры для таких процессов также не уменьшается; на рождение частиц расходуется запасенная черной дырой электростатическая энергия или энергия вращения. После исчерпания этой энергии описанные выше процессы прекращаются. [3]
Возмущение с / 0 описывает изменение массы черной дыры. Оба эти типа возмущений не эволюционируют со временем. [4]
А - площадь и М М - масса черной дыры) выполняют роль соответственно температуры, энтропии и внутренней энергии черной дыры. В термодинамике равновесие невозможно, если температура разных частей системы различна. [5]
Поток рожденных частиц уносит энергию, и при этом масса черной дыры уменьшается. Противоречия с теоремой Хокинга здесь нет, так как последняя справедлива лишь если выполнены энергетичес кие условия ( см. § 12.1), которые в квантовых процессах могут нарушаться. [6]
Из нее, в частности, следует невозможность уменьшения массы статической черной дыры. [7]
 |
Распределения плотности и скорости при гравитационном коллапси однородной сферы. Коллапс начинается в момент 1 0, когда радиус сферы равен Ва, плот-ность р и спорость к 0 ( (, 0, t в единицах i0. [8] |
В случае, когда масса частицы не пренебрежимо мала по сравнению с массой черной дыры, сечение захвата увеличивается за счет потери энергии на излучение гравитационных волн. [9]
В обычных единицах эта температура имеет порядок 1026 М 1 К, где М - масса черной дыры в граммах. [10]
Однако, как уже отмечалось, скорость этого изменения пренебрежимо мала до тех пор, пока масса черной дыры значительно превосходит планковскую. [11]
Приведенные соображения показывают, что при изучении квантовых эффектов в черных дырах, до тех пор пока масса черной дыры много боль -, ше планковской массы, а рассматриваемые интервалы времени много меньше характерного времени испарения черной дыры, можно пренебречь обратным влиянием рожденного вещества и поляризации вакуума и для описания геометрии черной дыры использовать решения классических уравнений Эйнштейна. [12]
Для шварцшильдовской метрики это условие выполняется при значениях г - r / pi ( rgllp) 3, лежащих внутри горизонта событий, если только масса черной дыры М превосходит планковскую. Поэтому приЛ / тР1 и г г, квантовые эффекты существенно изменяют значение среднего поля ( g по сравнению с классическим решением, а вне и на границе черной дыры влияние г-тих эффектов мало. [13]
Интересно рассмотреть, к каким следствиям для физики черных дыр приводит эффект Хокинга. Вследствие излучения рожденных частиц масса черной дыры уменьшается, в результате чего согласно (16.10) увеличивается ее температура. Это, в свою очередь, приводит к увеличению интенсивности излучения. [14]
Доказанное выше свойство постоянства величин Qt, к и Фн на горизонте событий стационарной черной дыры оказывается существенным при выводе так называемой массовой формулы. Эта формула устанавливает связь наблюдаемой на бесконечности массы черной дыры с геометрическими характеристиками поверхности ее горизонта событий. [15]
Страницы: 1 2