Черные дыры и элементарные частицы
    Байдин А.Э.,Воронин А.С., Митрофанов А.В.
    Целью данной работы является формирование понятий: черная дыра, элементарная частица, горизонт событий, сингулярность, взаимодействие, квазары .Данный информационный ресурс можно использовать на факультативных занятиях по астрономии (при изучении нашей Вселенной) или физики в 10-11 классах средней школы.
    В настоящее время неизвестно существуют черные дыры или нет. Если они даже существуют, то они находятся на большом расстоянии от нас, что затрудняет их изучение. В случае более детального изучения черных дыр, возможно ученым-теоретикам удалось бы объединить квантовую механику (микромир) и ОТО (макромир) в единую теорию квантовой гравитации. В данной работе сравниваются объекты микромира и макромира. Существование черных дыр подразумевает существование сингулярности. С помощью ее объясняются модели Фридмана (образование вселенной), т.е. при объяснении темы Вселенная можно коснуться объяснения объекта черная дыра. При изучении темы "Ядерные реакции" можно уточнить, что существует процесс, при котором энерговыделение на два порядка больше, чем при ядерных реакциях (слияние черных дыр). История исследования черных дыр
    В 1928 г. Субраманьян Чандрасекар во время путешествия по морю в Англию вычислил, какой величины должна быть звезда, чтобы, израсходовав весь запас топлива, она могла противостоять собственным гравитационным силам.
    Чандрасекар рассчитал, что холодная звезда массой превышающей в 1.5 раза массу Солнца не может противостоять собственной гравитации. Данное значение массы называют пределом Чандрасекара.
    Приблизительно в то же время аналогичное открытие сделал .Д.Ландау.Выводы, сделанные Ландау и Чандрассекаром, имели большое значение, в представлении об эволюции звЈзд с большой массой. Ландау показал, что звезда может оказаться в другом конечном состоянии- нейтронном. По современным данным, если масса звезды к концу еЈ жизни превышает 1.25 масс Солнца, то она может превратиться в нейтронную звезду.
    В 1939 г. Дж. Р. Оппенгеймер согласно общей теории относительности решил, что должно произойти со звездой, масса которой в конце жизни превышает предел Чандрасекара. Радиус звезды достигнет некоторого критического значения, гравитационное поле будет очень большим, и световые конусы повернутся внутрь настолько, что свет не сможет выйти наружу. Звезда после этого будет сжиматься до бесконечного значения плотности- коллапсировать.Теоретические исследования, проведЈнные в 60-е годы Брендоном Картером, Вернером Израэлом, Д. Робинсоном, С. Хоукингом, показали, что с точки зрения внешнего наблюдателя чЈрная дыра имеет три характеристики: масса M, электрический заряд Q и собственный момент импульса J. Все остальные свойства вещества в чЈрной дыре теряются.
    В 1916- 1918 гг. Х. Райсснер и Дж. НордстрЈм нашли решение, описывающее чЈрную дыру с массой М и электрическим зарядом Q. В 1963 г. австрийский математик Рой П. Керр получил решение уравнений поля для черной дыры с массой М и собственным моментом импульса J. Через два года Э. Ньюмен с соавторами нашел решение, в котором фигурировали все три характеристики чЈрных дыр: M, Q, J.
    В 73-74-м гг. Хокинг исследовал квантовые эффекты в поведении вещества в окрестности чЈрной дыры. ............