Астронет > Форумы > Обсуждение публикаций Астронета

по текстам по форуму внутри темы

args[0]=message
args[1]=DB::DB::Message=HASH(0x61097b0)
Re: Черная дыра
6.04.2013 13:17 | А.П. Васи

В пространство между двумя пластинами под напряжением (в конденсатор) Милликен вводил мельчайшие заряженные капли масла, которые могли находиться в неподвижном состоянии в определённом электрическом поле. Равновесие наступало при условии $F_r = eE$ , где\\\

----------------------------------------------------------------

\\\В 1913 профессор чикагского университета Р. Милликен в соавторстве^[2] с Х. Флетчером опубликовали проект своего опыта.^[3]

В данном эксперименте измерялась сила электрического поля, которое может удерживать заряженную капельку масла между двумя электродами. По значению этого поля измерялся заряд капли. Сами капли электризовались во время разбрызгивания. Во времена опыта не было очевидным существование субатомных частиц, и большинство физических явлений^{[каких?]} можно было объяснить, приняв заряд непрерывно изменяющейся величиной.

Так называемый элементарный заряд e является одной из фундаментальных физических констант и знать его точное значение очень важно. В 1923г. Милликен получил Нобелевскую премию по физике отчасти и за этот эксперимент.\\\

-------------------------------------------------------------------------

\\\В 1911 году А.Ф.Иоффе определил заряд электрона, использовав ту же идею, что и Р. Милликен: в электрическом и гравитационном полях уравновешивались заряженные частицы металла (в опыте Милликена капельки масла). Однако эту работу Иоффе опубликовал в 1913 году (Милликен опубликовал свой результат несколько раньше, поэтому в мировой литературе эксперимент получил его имя).^[2]^[3]\\\

^{---------------------------------------------------------------}

\\\Заряд электрона неделим и равен −1,602176565(35)10⁻¹⁹Кл^[1] (или −4,80320427(13)10⁻¹⁰ ед. заряда СГСЭ в системе СГСЭ или −1,602176565(35)10⁻²⁰ ед. СГСМ в системе СГСМ); он был впервые непосредственно измерен в экспериментах А.Ф.Иоффе (1911) и Р. Милликена (1912).\\\

--------------------------------------------------------

\\\Опыт Милликена опыт по измерению элементарного электрического заряда (заряда электрона), проведённый Робертом Милликеном и Харви Флетчером(англ.)русск. в 1909 году ^[1].

Идея эксперимента состоит в нахождении баланса между силой тяжести, силой Стокса и электрическим отталкиванием. Управляя мощностью электрического поля, Милликен и Флетчер удерживали мелкие капельки масла в механическом равновесии. Повторив эксперимент для нескольких капель, учёные подтвердили, что общий заряд капли складывается из нескольких элементарных. Значение заряда электрона в опыте 1911 года получилось равным $1,5924(17) \times 10^{-19}$ Кл, что на 1% отличается от современного значения в $1,602176487(40) \times 10^{-19}$ Кл.\\\

----------------------------------------------------------------------------

[Цитировать][Ответить][Новое сообщение]

Форумы >> Обсуждение публикаций Астронета

Список / Дерево
Заголовки / Аннотации / Текст

Черная дыра (И. Д. Новиков, "Физика Космоса", 1986, 26.03.2003 20:16, 22.4 КБайт, ответов: 659)
1. Введение
2. Поле тяготения невращающейся черной дыры
3. Поле тяготения вращающейся черной дыры
4. Физические процессы в поле тяготения черной дыры

1. Введение

Черная дыра - область пространства, в к-рой поле тяготения настолько сильно, что вторая космич. скорость (параболическая скорость) для находящихся в этой области тел должна была бы превышать скорость света, т.е. из Ч.д. ничто не может вылететь - ни излучение, ни частицы, ибо в природе ничто не может двигаться со скоростью, большей скорости света. Границу области, за к-рую не выходит свет, наз. горизонтом Ч.д. Для того чтобы поле тяготения смогло "запереть" излучение, создающее это поле масса ${\mathfrak M}$ должна сжаться до объема с радиусом, меньшим гравитационного радиуса $r_g=2G{\mathfrak M}/c^2$ . Гравитац. радиус чрезвычайно мал даже для больших масс (напр., для Солнца, имеющего массу $2\cdot 10^{33}$ г, $r_g\approx$ 3 км).
Поле тяготения Ч.д. описывается теорией тяготения Эйнштейна (см. Тяготение). Согласно этой теории, вблизи Ч.д. геометрич. св-ва пространства описываются неевклидовой (римановой) геометрией, а время течет медленнее, чем вдали, вне сильного поля тяготения.
По совр. представлениям, массивные звезды (с массой в неск. ${\mathfrak M}_\odot$ и больше), заканчивая свою эволюцию, могут в конце концов сжаться (сколлапсировать) и превратиться в Ч.д. (см. Эволюция звезд, Гравитационный коллапс).
Если Ч.д. возникает при сжатии невращающегося незаряженного тела, то ее внеш. поле тяготения оказывается строго сферическим и зависящим только от полной массы тела ${\mathfrak M}$ . Все отклонения от сферичности в граивтац. поле при образовании Ч.д. излучаются в виде гравитац. волн (см. Гравитационное излучение). Оставшееся поле не зависит от распределения массы внутри сжавшегося тела. Т.о., хотя внутри Ч.д. может быть "спрятано" очень несимметрично сжимающееся тело, внеш. поле тяготения будет строго сферически-симметричным (т.н. поле Шварцшильда).
При образовании Ч.д. излучаются также все физ. поля, кроме статического электрического поля (если коллапсирующее тело было электрически заряженным).
Если тело, образовавшее Ч.д., вращалось, то вокруг Ч.д. сохраняется "вихревое" гравитац. поле, увлекающее все тела вблизи Ч.д. во вращательное движение вокруг нее. Это поле определяется помимо массы Ч.д. только ее полным моментом импульса. Поле тяготения вращающейся Ч.д. наз. полем Керра.

2. Поле тяготения невращающейся черной дыры

Движение тел в поле тяготения Шварцшильда обладает рядом особенностей. В теории Ньютона движение по окружности вокруг тяготеющего центра возможно на любом расстоянии R от него. В теории Эйнштейна это не так. Чем ближе к Ч.д., тем больше скорость кругового движения. На окружности с R=1,5 r_g скорость движения достигает световой. Ближе к Ч.д. движение по окружности, очевидно, вообще невозможно. В действительности же движение по окружности становится неустойчивым на значительно больших расстояниях, а именно: начиная с R=3 r_g, когда скорость движения составляет всего половину световой. Только на расстояниях, превышающих 3r_g, возможно устойчивое круговое движение. На пределе устойчивости круговых орбит энергия связи частицы $\Delta\varepsilon=0,06 mc^2$ , где m - масса частицы.
Особый интерес представляет возможность гравитац. захвата черной дырой тел, прилетающих из бесконечности к тяготеющей массе, описывает около нее параболу или гиперболу и (если не испытывает соударения с тяготеющей массой) снова улетает в бесконечность. Гравитац. захват в этой задаче невозможен.

Рис. 1.

Иначе обстоит дело в поле тяготения Ч.д. Конечно, если тело движется на больших расстояниях от Ч.д. (R>r_g), где поле тяготения уже слабо и справедлива с большой точностью теория Ньютона, то траектория движения почти точно совпадает с параболой или гиперболой. В достаточной близости от Ч.д. траектория резко отличается от ньютоновской. Так, если скорость тела вдали от Ч.д. много меньшн световой и траектория его движения подходит близко к окружности с R=2 r_g, то тело совершит много оборотов вокруг Ч.д., прежде чем снова улетит в космос (рис. 1, а).
Наконец, если тело подойдет вплотную к указанной окружности, то его орбита будет неограниченно навиватсья на окружность. Тело окажется гравитационно захваченным Ч.д. и никогда снова не улетит в космос (рис. 1, б). Если же тело подлетит еще ближе к Ч.д., то после неск. оборотов или даже не успев сделать ни одного оборота, оно упадет в Ч.д.

Рис. 2.

В поле тяготения Ч.д. выражение для параболической скорости записывается формально так же, как и в теории Ньютона. Однако необходимо сделать следующее уточнение. Когда тело движется прямо по радису к Ч.д., то какую бы скорость тело не имело, в т.ч. и больше параболической, оно упадет в Ч.д. Более того, если тело движется хотя и не прямо по радиусу к Ч.д., но траектория его достаточно близка к Ч.д., то оно тоже будет захвачено Ч.д. Следовательно, для того чтобы вырваться из окрестностей Ч.д., мало иметь скорость, превышающую параболическую, надо еще, чтобы угол $\varphi$ между направлением этой скорости и направлением на Ч.д. превышал нек-рое критич. значение $\varphi_К$ . При $\varphi\le\varphi_К$ тело окажется захваченным Ч.д., при $\varphi>\varphi_К$ (и условии, что скорость больше или равна параболической) тело улетит от Ч.д. Значение $\varphi_К$ зависит от расстояния до Ч.д. На рис. 2 черным цветом закрашен конус захвата: если вектор параболической скорости располагается в этом конусе, то тело будет захвачено Ч.д.

Рис. 3.

Поле тяготения Ч.д. искривляет траектории лучей света (и вообще любых ультрарелятивистских частиц, к-рые движутся практически по тем же траекториям, что и фотоны). Чем ближе к Ч.д. траектории, тем сильнее они искривлены. На рис. 3, а приведены траектории лучей света, испущенных на разных расстояниях от Ч.д. перпендикулярно к радиальному направлению. Для лучей существует критич. окружность с R=1,5 r_g. По этой окружности может двигаться фотон, удерживаемый тяготением Ч.д. Однако это движение неустойчиво. При малейшем возмущении фотон либо попадает в Ч.д., либо улетает в космос.
Наличие критич. окружности ведет к тому, что все лучи с прицельным параметром на бесконечности $l\le l_{захв}={3\sqrt{3}\over 2} r_g$ гравитационно захватываются (рис. 3, б).

3. Поле тяготения вращающейся черной дыры

Около вращающейся Ч.д., как уже было сказано, должно существовать "вихревое" гравитац. поле. Вдали от Ч.д. оно очень слабо, а вблизи возрастает настолько, что ведет к качественно новым эффектам.
Так, в окрестности вращающейся Ч.д. возникает область, в к-рой все тела и фотоны увлекатся в движение вокург Ч.д. Внеш. граница этой области наз. пределом статичности. Однако внутри предела статичности тела и фотоны совсем не обязательно должны падать к центру, они могут и приближаться к Ч.д. и удаляться от нее, могут выходить за предел статичности. Т.о., предел статичности не явл. границей Ч.д., ее горизонтом, из-под к-рого нельзя выйти. Линейные размеры предела статичности по порядку величины равны r_g. Горизонт Ч.д. расположен глубже, под пределом статичности. Пространство между горизонтом и пределом статичности наз. эргосферой (рис. 4). Предел статичности касается горизонта в полюсах вращающейся Ч.д.
При падении тела на вращающуюся Ч.д. оно сначала отклоняется в своем движении в сторону вращения Ч.д., пересекает границу эргосферы и постепенно приближается к горизонту. Для внеш. наблюдателя свет, испускаемый падающим телом, становится все более красным и менее интенсивным, затем полностью затухает: тело, уйдя под горизонт, становится невидимым для внеш. наблюдателя. На горизонте все тела имеют одну ту же угловую скорость обращения, в какое бы место горизонта ни попадало падающее тело.
Общая для всех падающих тел угловая скорость $\Omega$ на горизонте Ч.д. и есть скорость ее вращения: $\Omega=4\pi I/{\mathfrak M} S$ , где I - момент импульса тела, из к-рого возникла Ч.д., ${\mathfrak M}$ - масса, S - площадь горизонта Ч.д. Момент импульса Ч.д. заданной массы не может быть сколь угодно большим. Максимально возможные значения I и

Из Википедии.

\\\
Описание опыта

1. Введение
2. Поле тяготения невращающейся черной дыры
3. Поле тяготения вращающейся черной дыры
4. Физические процессы в поле тяготения черной дыры

1. Введение

2. Поле тяготения невращающейся черной дыры

3. Поле тяготения вращающейся черной дыры