ҚАРА АПАН, қара тесік– дененің гравитациялық күш әсерінен оның гравитациялық радиусынан rg= 2GM/с2 (мұндағы М – дененің массасы, G – гравитациялық тұрақты, с – жарық жылдамдығының сан жүзіндегі мәні) кіші өлшемге дейін сығылуының нәтижесінде пайда болған ғарыштық нысан (объект). Ғаламда қара апанның болу мүмкіндігі жайлы болжам жалпы салыстырмалық теория (ЖСТ) негізінде тұжырымдалған. ЖСТ бойынша аспан денесінің өлшемі rg радиусына жуықтаған кезде тартылыс күші шексіздікке ұмтылады. Бірақ та сығымдалуға қарсылық көрсететін rg радиусымен сипатталатын серпім- ділік күші заттың тіптен аз көлеміндегі өте жоғары тығыздығы кезінде шекті қалпынан өзгермейді. Сондықтан гравитациялық радиус өлшемдеріне жеткен дененің заттары орталық жаққа қарай үздіксіз сығылуы тиіс (релятивтік гравитациялық қирауға ұшырауы тиіс). Қара апанның пайда болуының бір жолын жұлдыздардың эволюциясы көрсеткен. Қойнауындағы термоядролық энергия көзі сарқылған жұлдыз қ а р а а п а н ғ а айналуы мүмкін. Массасы М>Мкризистік = 1,5–3 Күн массасына тең болатын жұлдыздардың ішкі қысым күштері гравитациялық күштерге қарсы тұра алмайды. Жұл- дыздық заттар орталыққа қарай лап беріп, іс жүзінде еркін түсу уақы- ты кезінде гравитациялық радиус- қа теңеледі де жұлдыздарда гравита- циялық «өздік тұйықталу» басталады. Беттері rg радиусты сфераға (Щварцшильдік сферасына) жет-
кен жұлдыздарда Шварцшильдік Қара апаннан алыста (тартылыс өрісі әлсіз сфера шегінен ешқандай сигналдар қашықтықта) парабола немесе гипербола траекториясымен қозғалатын дененің жыл- (жарықтық, бөлшектік) тысқары шыға дамдығы жарық жылдамдығынан аз болса, ол алмайды және сыртқы бақылаушыға қара апанның төңірегінде дөңгелек орбитамен (а) айналып, ақыр соңында қара апанға құлап
жете де алмайды. Жарық сыртқа шы- түседі (б) ға алмайтын аймақтың шекарасы қа- ра апанның көкжиегі деп аталған. Егер қираған жұлдыз зарядталған болса, қара апанның сыртқы көрінісінің сақталуы, оның гравитациялық өрісіне, айналу моментіне және электр зарядына байланысты. Қара апанның гравитациялық өрісі шалғай қашықтықта әдетте жұлдыздардың өрістерінен айырмашылығы жоқ және қара апанмен өзара әсерлесуші өзге денелердің қозғалысы Ньютон механикасының заңдарына бағынады. Қара апанның маңайындағы гравитациялық өрістің сипаты ЖСТ бойынша анықталады. Айналатын қара апанның гравитациялық өрісінің бірқатар ерекшеліктері бар (Керр өрісі). Қара апанның көкжиегінен тысқары ерекше аймақ – эргосфера (грекше «ергон – жұмыс») болады. Эргосфераға түсетін зат міндетті түрде қара апанның төңірегінде айналатын болады. Эргосфераның болуы қара апанның айналу энергиясын жоғалтуына әкеп соқтырады. Бұл жайт, мысалы, кез келген дене эргосфераға ұшып келгенде екі бөлікке ажырайды, оның бір бөлігі қара апанға түсуін жалғастыра берсе, ал екінші бөлігі эргосферадан айналыс бағыты бойынша ұшып шығады. Осы ұшып шыққан бөліктің энергиясы белгілі бір жағдайда дененің бастапқы энергиясынан артық болады.
Осылайша қара апан оның эргосферасында жұп бөлшек (бөлшек және антибөлшек) пайда болған кезде энергиясын жоғалтады, егер оның біреуі қара апанға жұтылса, екіншісі эргосферадан тысқары ұшып шығады. Қара
Осы заманғы түсінік бойынша көгілдір
апан айналу энергиясын тек эргос- асқыналып жұлдыздың (1) шоқысынан (2) ферадан ұшып шығатын бөлшектер заттар қара апанға (3) «сорылады». Қара апанның өлшемдері кіші болуы себепті алып арқылы ғана жоғалтпайды, сонымен жұлдыздан сорылатын заттар оған тез
қатар сыртқы электрмагниттік және «құйыла» алмайды. Әлгі заттар ең алдымен гравитациялық сәулелер асасәулеленулік сығылып күшті қызады да рентген сәулесінің көзіне айналады.
шашырау үрдістерімен (процестерімен) де жоғалтады. Қара апанның энергетикалық шығыны оның айналу моментінің толық энергиясынан 29% кемуіне (яғни 0,29 Мс2) тәуелді болады.
Жоғарыда айтылған үрдістер тек айналатын қара апанның айналасында жүзеге асады. Айналу болмайтын жағдайда көкжиектің болуы қара апанға таяу оның гравитациялық өрісі есебінен бөлшектер мен антибөлшектердің тууының кванттық — механикалық үрдісіне әкеп соқтырады.
Осының нәтижесінде қара апан Тэ = 10–26/М (Кельвин өлшемімен) температуралы абсолют қара дене ретінде сәуле шығаруы тиіс. Қара апанның осы сәуле шығару тәсілін 1974 жылы ағылшын физигі Стивен Хокинг (1942 ж.т.) қарастырған. Қара апанның қара денелік сәулесі аз, себебі Тэ аз (М = 3 Күн массасы Тэ ~ 10–7 К). Сәуле шығару есебінен қара апанның үлкен массасы өте баяу түрде кемиді. М-нің (яғни массаның) кемуіне байланысты қара апанның температурасы жоғарылайды, оның «булану» үрдісі үдейді, қопарылыспен аяқталып, түгелдей жойылуы мүмкін. Теория жұлдыздардың эволюциясы кезінде пайда болған қара апаннан өзгедей құрылымдар туралы да қарастырған. Олар Ғаламның дамуының ерте кезеңінде пайда болған (ыссы және асатығыз) құрылымдар. Осы алғашқы реттік 1015 г массадан кіші қара апандар біздің заманымызға дейінгі кезеңде буланып кетсе керек, ал өте үлкен массалылары ғана іс жүзінде өзгермей қалуы тиіс болатын.
Алғашқы реттік, сондай-ақ жұлдыздық текті қара апандарды іздеу осы заманғы астрономиялық мәселелердің ең бастысы болып табылады. Қара апандарды табудың ең тиімді ықтимал жолы – бір құраушысы қара апан, ал екіншісі – заттары қара апанға ағатын алып-жұлдыздан құралған қосарланған (қос) жұлдыз жүйесі болмақ. Алып-жұлдыздан қара апанға «құйылатын» заттардан қара апанға жақын айналмалы газ дискісі пайда болады. Әртүрлі жылдамдықпен айналатын дискі қабаттарының арасындағы үйкеліс заттардың едәуір қызуын (ондаған миллион градус) және рентгендік жылулық сәулені тудырады. Ғарыштық бірқатар рентгендік көздерінің осыған ұқсас құрылымының болуы ықтимал. Осындай көздердің бірі болып саналатын Аққу Х – 1-дегі жұлдыздардың бірінің массасы жуық шамамен 25 Күн массасына және екіншісінікі 10 Күн массасына (сәйкес түрде оптикалық байқалатын алыпжұлдыз және көрінбейтін жұлдыз – рентгендік сәуле көзінің) тең. ~ 10 Күн массасына тең тығыз жұлдыз нейтрондық жұлдыз бола алмайды. Сондықтан әлгіндей жүйеден астрономдар алғаш рет қара апанға сәйкес жұлдызды ашқан. Сонымен қатар галактикалардың активті ядроларында және квазарларда асамассалы қара апандардың (М ~106 – 108 Күн массасындай) болуы мүмкін деп болжанған. Осы нысандардан байқалатын активтілік қоршаған ортадан қара апандардағы құлап түсетін газдардың есебінен пайда болуы ықтимал. Қара апандардың болатынын 1939 жылы алғаш рет американ физиктері : Роберт Оппенгеймер (1904 – 1967) мен Хартлэнд Снайдер (1913 – 1962) болжаған.
Қара апанның табиғатын білу үшін жұлдыздық эволюцияның жолын талдау қажет. Күнге ұқсас жұлдыз ең алдымен сығымдалады. Оның ядросының температурасы жеткілікті деңгейге көтерілген соң ядролық үрдіс (процесс) басталады. Ядролық «отын» азайған кезде жұлдыз қампайып (ісініп) қызыл алып жұлдызға айналады, осыдан кейін күшті сығылады да ақ ергежейлі жұлдызға айналады.
Едәуір массалы (көлемі үлкен ауыр) жұлдыздарда үрдіс басқаша болады. Ядролық «отынның» қоры таусылар кезде жұлдыз аса жаңа жұлдыз секілді жарылады (қопарылады) да өзінің «өмірін» аяқтап, нейтрондық массаға немесе орталығындағы ұлғаюдағы газ бұлттарында пульсарға айналады.
Ақ ергежейлі жұлдыздағы атомдар жаншылған, қираған әрі тығыздалған, атомдар аралығында бос кеңістік тым аз болады. Нейтрондық жұлдыздарда гравитациялық өрістің күштілігімен протондар мен электрондар бірігіп нейтрондарды түзеді; нейтрондық жұлдыздағы заттар ақ ергежейлі жұллыздардағыдан да едәуір тығыз болады. Ғарыштық радиосәуленің көздері – «пульсарлар» шын мәнісіндегі нейтрондық жұлдыздар болып табылады.
Жеткілікті массивті жұлдыз сығылған кезде оның заттарының тығыздығы, егер де жұлдыздар қайнауында оның гравитацияның ықпалымен сығылуына қарсыласатын күштер болмаған кезде ақ ергежейлі және нейтрондық жұлдыздар кезеңдерінің мәндерінен өтіп, арта түседі. Жұлдыз бірте-бірте кішірейіп нәтижесінде гравитациялық коллапс күйге ұшырайды, ол кезде бізге белгілі ешқандай физикалық үрдістер оның әрі қарай сығылуын тоқтата алмайды. Дененің бетінде тартылыс өрісі артады, көп ұзамай дене кризистік радиусқа («Шваршильд радиусына») дейін сығылады, сондықтан гравитациялық өрістің артуы соншалықты, тіптен жарық оны жеңе алмайтын жағдайда болады. Осы жайт – қара апан – өзін тек гравитациялық тартылыстың орталығы ретінде әрекет ететін аймақ болып табылады.