Министерство науки и высшего образования РФ Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего образования «ВОЛГОГРАДСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ ТЕХНИЧЕСКИЙ УНИВЕРСИТЕТ» (ВолгГТУ) Кафедра «Иностранные языки» Контрольная работа № 4 по английскому языку Тема: Portrait of Black Hole Источник: Book "Ultimate Physics: From Quarks to the Cosmos" Выполнил: студент группы Ф-269 Пахомов Д.А. Проверил: доцент Ионкина Е.Ю. Краткая рецензия: ………………………………………………………………………… …………………………………………………………………………………………………… …………………………………………………………………………………………………… …………………………………………………………………………………………………… ………………………………………………………………………………………… Оценка работы _________________ баллов Волгоград, 2021г. Portrait of a black hole Black holes are among the most mysterious objects in the universe. So far astronomers have observed them only indirectly, from their gravitational effects on stars and from the radiation emitted by hot gas spiraling toward them. Don't let the name fool you: a black hole is anything but empty space. Rather, it is a great amount of matter packed into a very small area - think of a star ten times more massive than the Sun squeezed into a sphere approximately the diameter of New York City. The result is a gravitational field so strong that nothing, not even light, can escape. Astronomers have detected objects in the sky that are sufficiently massive and compact that, if Einstein's general theory of relativity is correct, they must be black holes, and it is customary to talk of them as if they were. But until now we could not tell if these objects had the defining characteristic of a black hole—a horizon through which material can flow only one way. This question is not merely a matter of esoteric curiosity, because such horizons are at the heart of one of the deepest puzzles in theoretical physics. And images showing the dark silhouettes of black holes' event horizons would help us understand the extraordinary astrophysical processes taking place in their neighborhood. Event horizons are a source of fascination because they represent a fundamental inconsistency between two great triumphs of 20th-century physics: quantum mechanics and general relativity. Time reversibility is an essential feature of the quantummechanical description of physical systems; every quantum process has an inverse process, which may be used, in principle, to recover any information that the original process may have scrambled. In contrast, general relativity—which explains gravity as arising from the curvature of space and predicts the existence of black holes—admits no inverse process to bring back something that has fallen into a black hole. On a more basic level, physicists would like to know if Einstein's general relativity really is the theory of gravity, even where it predicts shocking deviations from classical, Newtonian theory—such as the existence of event horizons. Black holes have the twin virtues of corresponding to extraordinarily simple solutions to Einstein's equations of gravity (a black hole is completely characterized by just three numbers— its mass, charge and spin), as well as being places where gravity differs the most from Newtonian theory. Thus, black holes are prime locations for seeking evidence of deviations from Einstein's equations under extreme conditions, which could provide clues toward a quantum theory of gravity. Conversely, the equations' success near black holes will dramatically extend the regime in which we know general relativity works. Astrophysicists can model the accreting material to some extent, but it is unclear how gas in the accretion flow migrates from an orbit at a large radius to one near the horizon and how, precisely, it finally falls into the black hole. Magnetic fields, created by charged particles moving in the accretion flow, must play a very important role in how the flow behaves. Yet we know little about how these fields are structured and how that structure affects black holes' observed properties. Although computer simulations of the entire accreting region are becoming feasible, we theorists remain decades away from true ab initio calculations. Input from observations will be vital for inspiring new ideas and deciding among competing models. To answer these and other questions, astronomers desperately need direct observations of the gas in a black hole's vicinity. Unfortunately, such observations are difficult for several reasons. First, black holes are extremely small by any astronomical measure. They appear to come in two main varieties: stellar-mass black holes, the remnants of dead massive stars, with typical masses of five to 15 suns, and supermassive black holes, located at the centers of galaxies and weighing millions to 10 billion suns. A 15-solar-mass black hole's event horizon would be a mere 90 kilometers in diameter—far too tiny to be resolved at interstellar distances. Even a one-billion-sun monster would fit comfortably inside Neptune's orbit. Second, a black hole's small size and intense gravity make for extremely fast motion—matter very near a stellar-mass black hole can complete an orbit in less than a millisecond. It takes highly sensitive instruments to observe such rapid phenomena. Finally, only the small subset of black holes that have large reservoirs of nearby gas to accrete are visible at all; the vast majority of black holes in the Milky Way are, as yet, undiscovered. Rising to these challenges, astronomers have developed a variety of techniques that, short of providing direct images, have provided information about the properties and behavior of matter orbiting close to suspected black holes. Astronomers also search for signatures of general relativity in the way that radiation emitted near a black hole varies over time. For example, the x-ray emissions of some stellar-mass black holes fluctuate in luminosity in a nearly periodic manner with periods similar to that of orbits expected to be near the inner edge of the accretion disk. Thus far the most fruitful avenue for probing supermassive black holes has exploited the fluorescence of iron atoms on the surface of the accretion disk. The fast motion of the accretion disk carrying the iron atoms and the strong gravity of the hole combine to shift the characteristic wavelength of the fluorescence, spreading it over a band of wavelengths. Near a rapidly spinning black hole, the accretion disk itself orbits the hole faster (thanks to a general relativistic effect that drags space around with the hole's rotation), and the emission will have a telltale asymmetry. The Japanese satellites ASCA and Suzaku have observed just such emissions, which astronomers interpret as direct evidence of rapidly spinning black holes, with orbital velocities as high as one third of light speed in the accretion disks. Information about how much spin stellar-mass black holes have has come from binary systems in which a black hole and an ordinary star orbit each other close enough for the hole to slowly feed on its companion. Analysis of the x-ray spectra and orbital parameters for a handful of such systems indicates that the holes have 65 to 100 percent of the maximum spin permitted by general relativity for a hole of a given mass; very high spin seems to be the norm. Light (ranging from radio waves to x-rays) and energetic jets are not the only things emitted by black holes. When two black holes collide, they shake the fabric of spacetime around them, producing gravitational waves that propagate out like ripples on a pond. These ripples of spacetime should be detectable at vast distances, albeit requiring incredibly sensitive instruments. Although observatories already operating have yet to detect any gravitational waves, the method offers a revolutionary new way to study black holes. Black hole observations are entering a new golden era. Almost a century after Einstein conceived of general relativity, we are finally in a position to test whether this theory correctly describes gravity in the extreme environments of black holes. Direct imaging of black holes will provide a new test bed for comparing Einstein's theory with its alternatives. Despite providing a wealth of information, none of the techniques we have described thus far offer an image of a black hole's event horizon. Now, however, thanks to very recent advances in technology, direct imaging of a black hole's horizon is imminent. The black hole to be imaged is the behemoth in our backyard, Sgr A*. At a distance of only 24,000 light-years, Sgr A* occupies the largest disk on the sky of any known black hole. A 10-solar-mass black hole would have to be 1/100th as far away as the nearest star to appear as big. And although supermassive black holes much larger than Sgr A* exist, they are millions of light-years away. The dark silhouette of a distant black hole is more than doubled in apparent size thanks to the bending of light rays by the hole's gravity. Even so, Sgr A*'s horizon will appear to span a mere 55 microarcseconds—as small as a poppy seed in Los Angeles viewed from New York City. The resolution of all modern telescopes, as impressive as they are, is fundamentally limited by diffraction, a wave-optics effect that occurs as light passes through the finite aperture presented by the telescope's size. Generally, the smallest angular scale resolvable by a telescope can be decreased by making the telescope larger or by capturing shorter wavelength light. At infrared wavelengths (which, conveniently, pass through dust clouds that hide Sgr A* at visible wavelengths), an angular scale of 55 microarcseconds would require a telescope that was seven kilometers across. The shorter wavelengths of visible or ultraviolet light would help reduce this gargantuan requirement somewhat but not by enough to be any less ridiculous. Considering longer wavelengths might seem pointless—millimeter radio waves, for instance, would require a telescope 5,000 kilometers across. But it just so happens that Earth-size radio telescopes are already in operation. Перевод Черные дыры - одни из самых загадочных объектов во Вселенной. До сих пор астрономы наблюдали их только косвенно, по их гравитационному воздействию на звезды и по излучению, испускаемому горячим газом, движущимся к ним по спирали. Не позволяйте названию вводить вас в заблуждение: черная дыра - это что угодно, только не пустое пространство. Скорее, это огромное количество материи, упакованное в очень маленькую область - представьте себе звезду, в десять раз более массивную, чем Солнце, сжатую в сферу примерно диаметра Нью-Йорка. В результате гравитационное поле настолько сильное, что ничто, даже свет, не может ускользнуть. Астрономы обнаружили в небе объекты, которые достаточно массивны и компактны, поэтому, если общая теория относительности Эйнштейна верна, они должны быть черными дырами, и о них принято говорить, как если бы они были. Но до сих пор мы не могли сказать, обладают ли эти объекты определяющей характеристикой черной дыры - горизонтом, через который материал может течь только в одном направлении. Этот вопрос - не просто вопрос эзотерического любопытства, потому что такие горизонты лежат в основе одной из самых глубоких загадок теоретической физики. А изображения, показывающие темные силуэты горизонтов событий черных дыр, помогут нам понять необычные астрофизические процессы, происходящие в их окрестностях. Горизонты событий вызывают восхищение, потому что они представляют собой фундаментальное несоответствие между двумя великими триумфами физики 20-го века: квантовой механикой и общей теорией относительности. Обратимость во времени - важная черта квантово-механического описания физических систем; у каждого квантового процесса есть обратный процесс, который, в принципе, может использоваться для восстановления любой информации, которую исходный процесс мог зашифровать. Напротив, общая теория относительности, которая объясняет гравитацию как возникновение кривизны пространства и предсказывает существование черных дыр, не допускает никакого обратного процесса, возвращающего то, что упало в черную дыру. На более базовом уровне физики хотели бы знать, действительно ли общая теория относительности Эйнштейна является теорией гравитации, даже если она предсказывает шокирующие отклонения от классической ньютоновской теории, такие как существование горизонтов событий. Черные дыры обладают двойными достоинствами: они соответствуют чрезвычайно простым решениям уравнений гравитации Эйнштейна (черная дыра полностью характеризуется всего тремя числами - массой, зарядом и вращением), а также являются местами, где гравитация больше всего отличается от теории Ньютона. Таким образом, черные дыры являются основным местом для поиска доказательств отклонений от уравнений Эйнштейна в экстремальных условиях, которые могут дать ключ к разгадке квантовой теории гравитации. И наоборот, успех уравнений вблизи черных дыр резко расширит режим, в котором, как мы знаем, работает общая теория относительности. Астрофизики могут до некоторой степени моделировать аккрецирующий материал, но неясно, как газ в аккреционном потоке мигрирует с орбиты большого радиуса на орбиту около горизонта и как именно он, наконец, падает в черную дыру. Магнитные поля, создаваемые заряженными частицами, движущимися в аккреционном потоке, должны играть очень важную роль в его поведении. Однако мы мало знаем о том, как устроены эти поля и как эта структура влияет на наблюдаемые свойства черных дыр. Хотя компьютерное моделирование всей аккреционной области становится возможным, мы, теоретики, остаемся на десятилетия далекие от истинных расчетов ab initio. Данные наблюдений будут иметь жизненно важное значение для вдохновения новых идей и принятия решений среди конкурирующих моделей. Чтобы ответить на эти и другие вопросы, астрономам отчаянно нужны прямые наблюдения за газом в окрестностях черной дыры. К сожалению, такие наблюдения затруднены по нескольким причинам. Вопервых, черные дыры чрезвычайно малы по любым астрономическим меркам. Похоже, они бывают двух основных разновидностей: черные дыры звездной массы, остатки мертвых массивных звезд с типичной массой от пяти до 15 солнц и сверхмассивные черные дыры, расположенные в центрах галактик и весящие от миллионов до 10 миллиардов солнц. Горизонт событий черной дыры массой 15 солнечных будет всего 90 километров в диаметре - слишком мал, чтобы его можно было разрешить на межзвездных расстояниях. На орбите Нептуна с комфортом поместится даже монстр размером в один миллиард солнечных. Во-вторых, малый размер черной дыры и сильная гравитация способствуют чрезвычайно быстрому движению - материя очень близко к черной дыре звездной массы может совершить полный оборот по орбите менее чем за миллисекунду. Чтобы наблюдать такие быстрые явления, нужны высокочувствительные инструменты. И, наконец, только небольшое подмножество черных дыр, у которых есть большие резервуары близлежащего газа для срастания, вообще видны; подавляющее большинство черных дыр в Млечном Пути еще не обнаружено. Решая эти проблемы, астрономы разработали множество методов, которые, помимо получения прямых изображений, предоставили информацию о свойствах и поведении материи, вращающейся вблизи предполагаемых черных дыр. Астрономы также ищут признаки общей теории относительности в том, как излучение, испускаемое около черной дыры, меняется со временем. Например, рентгеновское излучение некоторых черных дыр звездных масс колеблется по яркости почти периодическим образом с периодами, аналогичными периодам орбит, которые, как ожидается, будут находиться у внутреннего края аккреционного диска. До сих пор наиболее плодотворным методом исследования сверхмассивных черных дыр была флуоресценция атомов железа на поверхности аккреционного диска. Быстрое движение аккреционного диска, несущего атомы железа, и сильная гравитация дыры в сочетании смещают характерную длину волны флуоресценции, распространяя ее по диапазону длин волн. Вблизи быстро вращающейся черной дыры аккреционный диск вращается вокруг дыры быстрее (благодаря общему релятивистскому эффекту, который увлекает пространство вместе с вращением дыры), и излучение будет иметь характерную асимметрию. Японские спутники ASCA и Suzaku наблюдали именно такие выбросы, которые астрономы интерпретируют как прямое свидетельство быстро вращающихся черных дыр с орбитальными скоростями, достигающими одной трети скорости света в аккреционных дисках. Информация о том, сколько вращения у черных дыр звездной массы поступила из двойных систем, в которых черная дыра и обычная звезда вращаются вокруг друг друга достаточно близко, чтобы дыра медленно питалась своим спутником. Анализ рентгеновских спектров и орбитальных параметров для небольшого количества таких систем показывает, что дырки имеют от 65 до 100 процентов максимального вращения, разрешенного общей теорией относительности для дыры данной массы; очень высокая скорость вращения кажется нормой. Свет (от радиоволн до рентгеновских лучей) и энергетические струи - не единственные вещи, излучаемые черными дырами. Когда две черные дыры сталкиваются, они сотрясают ткань пространства-времени вокруг себя, создавая гравитационные волны, которые распространяются, как рябь на пруду. Эти колебания пространства-времени должны быть обнаружены на огромных расстояниях, хотя для этого требуются невероятно чувствительные инструменты. Хотя уже работающие обсерватории еще не обнаружили никаких гравитационных волн, этот метод предлагает революционно новый способ изучения черных дыр. Наблюдения за черными дырами вступают в новую золотую эру. Спустя почти столетие после того, как Эйнштейн создал общую теорию относительности, мы наконец можем проверить, правильно ли эта теория описывает гравитацию в экстремальных условиях черных дыр. Прямое отображение черных дыр станет новым испытательным полигоном для сравнения теории Эйнштейна с ее альтернативами. Несмотря на наличие большого количества информации, ни один из описанных нами до сих пор методов не позволяет получить изображение горизонта событий черной дыры. Однако теперь, благодаря недавним достижениям в области технологий, прямое изображение горизонта черной дыры неизбежно. Черная дыра, которую предстоит сфотографировать, - это чудовище на заднем дворе, Sgr A *. На расстоянии всего 24 000 световых лет Sgr A * занимает самый большой диск на небе из всех известных черных дыр. Черная дыра массой 10 солнечных должна быть на 1/100 расстояния от ближайшей звезды, чтобы казаться такой большой. И хотя существуют сверхмассивные черные дыры, намного превышающие Sgr A *, они находятся на расстоянии миллионов световых лет от нас. Темный силуэт далекой черной дыры увеличился более чем вдвое в видимом размере благодаря искривлению световых лучей под действием силы тяжести дыры. Даже в этом случае горизонт Sgr A * будет охватывать всего лишь 55 микросекунд - это всего лишь маковое зерно в Лос-Анджелесе, если смотреть из Нью-Йорка. Разрешение всех современных телескопов, какими бы впечатляющими они ни были, в основном ограничено дифракцией, эффектом волновой оптики, который возникает, когда свет проходит через конечную апертуру, представленную размером телескопа. Как правило, наименьший угловой масштаб, разрешаемый телескопом, можно уменьшить, увеличив телескоп или улавливая более коротковолновый свет. В инфракрасном диапазоне длин волн (которые обычно проходят через облака пыли, скрывающие Sgr A * в видимом диапазоне длин волн), угловой масштаб в 55 микросекунд потребует телескопа диаметром семь километров. Более короткие длины волн видимого или ультрафиолетового света помогли бы несколько снизить это гигантское требование, но не настолько, чтобы быть менее смешным. Рассмотрение более длинных волн может показаться бессмысленным - например, для миллиметровых радиоволн потребуется телескоп диаметром 5000 километров. Но так уж получилось, что радиотелескопы размером с Землю уже работают. indirectly [ˌɪn.daɪˈrekt] косвенно empty [ˈempti] пустой squeeze [skwiːz] сжимать approximately [əˈprɒksɪmətli] примерно field [fiːld] поле sufficiently [səˈfɪʃ.ənt] достаточно merely [ˈmɪəli] просто silhouette [ˌsɪl.uˈet] силуэт horizon [həˈraɪ.zən] горизонт fascination [ˌfæs.ɪˈneɪ.ʃən] очарование relativity [ˌrel.əˈtɪv.ɪ.ti] относительность reversible [rɪˈvɜː.sə.bl̩ ] обратимость characteristic [ˌkærəktəˈrɪstɪk] характерная черта arise [əˈraɪz] возникать customary [ˈkʌs.tə.mər.i] обычный esoteric [ˌiː.səˈter.ɪk] эзотерический virtue [ˈvɜː.tjuː] добродетель vicinity [vɪˈsɪn.ɪ.ti] окрестности remnant [ˈrem.nənt] остаток stellar [ˈstel.ər] звездный fluctuate [ˈflʌk.tju.eɪt] колебаться luminosity [ˈluː.mɪ.nəs] яркость evidence [ˈevɪdəns] свидетельство fluorescence wavelength interpret rather collide propagate pond near [flʊəˈres.ənt] [ˈweɪv.leŋθ] [ɪnˈtɜːprɪt] [ˈrɑːðə(r)] [kəˈlaɪd] [ˈprɒp.ə.ɡeɪt] [pɒnd] [nɪə(r)] флуоресценция длина волны интерпретировать Скорее столкнуться размножаться пруд около scram [skræm] Катись [ˌsɪl.uˈet] [ˈɪm.ɪ.nənt] сверхмассивный силуэт неизбежный микродуговая секунда маковое зерно supermassive silhouette imminent microarcsecond poppy seed [ˈpɒp.i siːd] resolution [ˌrez.əˈluː.ʃən] разрешающая способность telescope diffraction [ˈtel.ɪ.skəʊp] [dɪˈfræk.ʃən] телескоп дифракция wave-optics angular ray resolvable scale capture wavelength infrared behemoth [ˈæŋ.ɡjʊ.lər] [reɪ] [rɪˈzɒlvəbl] [skeɪl] [ˈkæptʃə(r)] [ˈweɪv.leŋθ] [ˌɪn.frəˈred] [bɪˈhiː.mɒθ] волновая оптика угловатый луч разрешимый масштаб захватывать длина волны инфракрасный бегемот across reduce [əˈkrɒs] [rɪˈdjuːs] через уменьшать ultraviolet ridiculous seem [ˌʌl.trəˈvaɪə.lət] [rɪˈdɪkjələs] [siːm] ультрафиолетовый смешной казаться operation permit majority spin nearest albeit extremely undiscovered spiraling vicinity fascination span reason [ˌɒpəˈreɪʃn] [pəˈmɪt] [məˈdʒɒrəti] [spɪn] [nɪərəst] [ɔːlˈbiː.ɪt] [ɪkˈstriːmli] [ʌndɪˈskʌvəd] операция разрешенный большинство вращение ближайший хотя очень сильно неоткрытый спираль окрестности очарование охватывать причина [vɪˈsɪn.ɪ.ti] [ˌfæs.ɪˈneɪ.ʃən] [spæn] [ˈriːzn] emission [ɪˈmɪʃ.ən] выброс environment era [ɪnˈvaɪrənmənt] эра среда [ˈɪə.rə] optic inner revolutionary satellite rapid handful [ˈɒp.tɪk] [ˈɪnə(r)] [ˌrev.əˈluː.ʃən.ər.i] [ˈsæt.əl.aɪt] [ˈræpɪd] [ˈhænd.fʊl] оптика внутренний вращающийся спутниковое стремительный горстка predict remnant [prɪˈdɪkt] [ˈrem.nənt] предсказывать остаток toward clue collide describe characteristic telltale deviation technique triumph [təˈwɔːdz] [kluː] [kəˈlaɪd] [dɪˈskraɪb] [ˌkærəktəˈrɪstɪk] [ˈtel.teɪl] [ˌdiːviˈeɪʃn] [tekˈniːk] [ˈtraɪ.əmf] в направлении ключ к разгадке столкнуться описывать характерная черта контрольный отклонение метод торжество
