Akademik

        космический объект, возникающий в результате релятивистского коллапса гравитационного (См. Коллапс гравитационный) массивных тел. Катастрофическая гравитация сжатием (коллапсом) может заканчиваться, в частности, эволюция звёзд, масса которых к моменту сжатия превышает некоторую критическую величину. Значение критической массы точно не определено и в зависимости от принятого уравнения состояния (См. Уравнение состояния) вещества меняется от 1,5 M_⊙ до 3 — масса Солнца). При любом уравнении состояния вещества общая теория относительности предсказывает отсутствие устойчивого равновесия для холодных звёзд в нескольких солнечных масс. Если после потери устойчивости в звезде не происходит освобождения энергии, достаточной для остановки сжатия или для частичного взрыва, при котором оставшаяся после взрыва масса стала бы меньше критической, то центральные части звезды коллапсируют и за короткое время достигают гравитационного радиуса (См. Гравитационный радиус) r_g. Никакие силы не могут воспрепятствовать дальнейшему сжатию звезды, если её радиус уменьшится до r_g (до радиуса т. н. сферы Шварцшильда). Основное свойство сферы Шварцшильда состоит в том, что никакие сигналы, испускаемые с поверхности звезды, достигшей этой сферы, не могут выйти наружу. Таким образом, в результате гравитационного сжатия массивных звёзд появляется область пространства-времени, из которой не может выйти никакая информация о физических процессах, происходящих внутри неё.

         «Ч. д.» обладает внешним гравитационным полем, свойства которого определяются массой, моментом вращения и, возможно, электрическим зарядом, если коллапсирующая звезда была электрически заряжена. На больших расстояниях поле «Ч. д.» практически не отличается от полей тяготения обычных звёзд, и движение др. тел, взаимодействующих с «Ч. д.» на большом расстоянии, подчиняется законам механики Ньютона. Как показывают расчёты, у вращающейся «Ч. д.» вне её поверхности должна существовать область, ограниченная поверхностью статического предела, — т. н. эргосфера. Сила притяжения со стороны «Ч. д. », действующая на неподвижное тело, помещенное в эргосферу, обращается в бесконечность. Однако эта сила конечна, если тело обладает моментом вращения, совпадающим по направлению с угловым моментом «Ч. д.», поэтому любые частицы, оказавшиеся в эргосфере, будут вращаться вокруг «Ч. д.». Наличие эргосферы может привести к потере энергии вращающейся «Ч. д.». Это возможно, в частности, в том случае, если некоторое тело, влетев в эргосферу, распадается (например, в результате взрыва) около поверхности «Ч. д.» на две части, причём одна из них продолжает падение на «Ч. д.», а вторая вылетает из эргосферы. Параметры взрыва могут быть такими, что энергия вылетевшей из эргосферы части больше энергии первоначального тела. Дополнительная энергия при этом черпается из энергии вращения «Ч. д.». С уменьшением момента вращения «Ч. д.» поверхность статического предела сливается с поверхностью «Ч. д.» и эргосфера исчезает. Быстрое вращение коллапсирующего тела препятствует образованию «Ч. д.» вследствие действия центробежных сил вращения. Поэтому «Ч. д.» не может иметь момент вращения больший некоторого экстремального значения.

         Как показывают квантовомеханические расчёты, в сильном гравитационном поле «Ч. д. » могут рождаться частицы — фотоны, нейтрино, гравитоны, электрон-позитронные пары и др.; в результате «Ч. д. » излучает как чёрное тело с эффективной температурой даже тогда, когда никакое вещество на неё не падает. Энергия этого излучения черпается из энергии гравитационного поля «Ч. д.», что со временем приводит к уменьшению массы «Ч. д.». Однако из-за низкой эффективности процессы квантового излучения несущественны для массивных «Ч. д.», возникающих в результате коллапса звёзд. На ранних (горячих и сверхплотных) этапах развития Вселенной в ней из-за неоднородного распределения вещества могли образоваться «Ч. д.» с различной массой — от 10^―5 г до массы Солнца и больше. В отличие от «Ч. д.» — сколлапсировавших звёзд эти «Ч. д.» получили назв. первичных. Процессы квантового излучения уменьшают массу «Ч. д.», и к настоящему времени все первичные «Ч. д.» с массой меньше 10¹⁵ г должны были «испариться». Интенсивность и эффективная температура излучения «Ч. д.» увеличиваются с уменьшением её массы, поэтому на последней стадии (для массы порядка 3^.10⁹ г) «испарение» «Ч. д.» представляет собой взрыв с выделением 10³⁰ эрг за 0,1 сек. Первичные «Ч. д.» массой большей чем 10¹⁵ г остались практически неизменными. Обнаружение первичных «Ч. д.» по их излучению позволило бы сделать важные выводы о физических процессах, протекавших на ранних стадиях эволюции Вселенной.

         Поиски «Ч. д.» во Вселенной представляют собой одну из актуальных задач современной астрономии. Предполагается, что «Ч. д.» могут быть невидимыми компонентами некоторых двойных звёздных систем. Однако этот вывод не достоверен, т.к. одна из звёзд двойной системы, будучи нормальной звездой, может оказаться невидимой на фоне более сильного свечения второй компоненты. Др. метод отождествления «Ч. д.» в двойных системах основывается на изучении свечения вещества, которое перетекает к «Ч. д.» с соседней (обычной) звезды. Вблизи «Ч. д. » из перетекающего вещества образуется диск, его слои движутся вокруг «Ч. д.» с различными скоростями (см. рис.). Из-за трения между соседними слоями вещество в диске нагревается до десятков миллионов градусов, и внутренние области диска излучают энергию в рентгеновском диапазоне электромагнитного спектра. Аналогичное излучение будет рождаться и в том случае, если на месте «Ч. д.» в двойной системе будет находиться нейтронная звезда (См. Нейтронные звёзды), но последняя не может иметь массу больше некоторого предельного значения. В результате космических исследований открыто большое число источников рентгеновского излучения в двойных звёздных системах. Наиболее вероятным кандидатом в «Ч. д.» является рентгеновский источник Лебедь Х-1. Масса источника в этой двойной системе, которую можно оценить из наблюдаемой скорости движения оптической звезды по орбите и законов Кеплера, превышает 5 М 10⁶—10⁸