Svart hull - Black hole

fra Wikipedia, den frie encyklopedi

Et svart hull er et område i romtiden hvor tyngdekraften er så sterk at ingenting - ingen partikler eller til og med elektromagnetisk stråling som lys - kan slippe ut av det. Teorien om generell relativitet forutsier at en tilstrekkelig kompakt masse kan deformere romtiden til å danne et svart hull. Den grensen for ingen flukt kalles hendelseshorisonten . Selv om det har en enorm effekt på skjebnen og omstendighetene til et objekt som krysser det, har det ifølge generell relativitet ingen lokalt påvisbare trekk. På mange måter fungerer et svart hull som en ideell svart kropp , ettersom det ikke reflekterer lys. Videre spår kvantefeltteorien i buet romtid at hendelseshorisonter avgir Hawking -stråling , med samme spektrum som en svart kropp med en temperatur omvendt proporsjonal med massen. Denne temperaturen er i størrelsesorden milliarder av en kelvin for sorte hull med stjernemasse , noe som gjør det i hovedsak umulig å observere direkte.

Objekter hvis gravitasjonsfelt er for sterke til at lys kan slippe unna ble først vurdert på 1700-tallet av John Michell og Pierre-Simon Laplace . Den første moderne løsningen for generell relativitet som ville kjennetegne et svart hull ble funnet av Karl Schwarzschild i 1916, og dens tolkning som et område i rommet som ingenting kan unnslippe fra ble først utgitt av David Finkelstein i 1958. Svarte hull ble lenge betraktet som en matematisk nysgjerrighet; det var først på 1960 -tallet at teoretisk arbeid viste at de var en generisk spådom om generell relativitet. Oppdagelsen av nøytronstjerner av Jocelyn Bell Burnell i 1967 vakte interesse for gravitasjonelt kollapset kompakte objekter som en mulig astrofysisk virkelighet. Det første sorte hullet kjent som sådan var Cygnus X-1 , identifisert av flere forskere uavhengig i 1971.

Svarte hull med stjernemasse dannes når veldig massive stjerner kollapser på slutten av livssyklusen. Etter at et svart hull har dannet seg, kan det fortsette å vokse ved å absorbere masse fra omgivelsene. Ved å absorbere andre stjerner og fusjonere med andre sorte hull, kan det dannes supermassive sorte hull for millioner av solmasser ( M ). Det er enighet om at det finnes supermassive sorte hull i sentrum av de fleste galakser .

Tilstedeværelsen av et svart hull kan utledes gjennom samspillet med andre stoffer og med elektromagnetisk stråling som synlig lys. Materiale som faller ned på et svart hull kan danne en ekstern akkresjonsskive oppvarmet av friksjon og danne kvasarer , noen av de lyseste objektene i universet. Stjerner som passerer for nær et supermassivt svart hull kan kuttes i streamers som skinner veldig sterkt før de blir "svelget". Hvis det er andre stjerner som kretser rundt et svart hull, kan banene deres brukes til å bestemme det sorte hullets masse og plassering. Slike observasjoner kan brukes til å utelukke mulige alternativer som nøytronstjerner. På denne måten har astronomer identifisert mange stjernekandidater i sorte hull i binære systemer , og slått fast at radiokilden kjent som Skytten A* , i kjernen av Melkeveien , inneholder et supermassivt svart hull på rundt 4,3 millioner solmasser.

Februar 2016 kunngjorde LIGO Scientific Collaboration og Virgo -samarbeidet den første direkte påvisning av gravitasjonsbølger , som også representerte den første observasjonen av en fusjon mellom et svart hull. I desember 2018 er det observert elleve gravitasjonsbølgehendelser som stammer fra ti sammenslåtte sorte hull (sammen med en binær nøytronstjernefusjon ). 10. april 2019 ble den første direkte bilde av et sort hull og sin nærhet publisert, etter observasjoner gjort av Event Horizon Telescope (EHT) i 2017 av det supermassive sorte hullet i Messier 87 's galaksens sentrum . I mars 2021 presenterte EHT Collaboration for første gang et polarisert bilde av det sorte hullet som kan bidra til bedre å avsløre kreftene som gir opphav til kvasarer .

Plassens svarthet med svart merket som sentrum av doughnut av oransje og røde gasser
Det supermassive sorte hullet i kjernen av den gigantiske elliptiske galaksen Messier 87 , med en masse som er omtrent 7 milliarder ganger solens, som avbildet i det første falskfargede bildet i radiobølger utgitt av Event Horizon Telescope (10. april 2019). Synlig er den halvmåneformede utslippsringen og den sentrale skyggen, som er tyngdekraftig forstørret utsikt over det sorte hullets fotonring og fotonfangesonen i hendelseshorisonten . Halvmåneformen stammer fra det sorte hullets rotasjon og relativistiske stråling ; skyggen er omtrent 2,6 ganger diameteren på hendelseshorisonten.
Schwarzschild svart hull
Simulering av gravitasjonslinser ved et svart hull, som forvrider bildet av en galakse i bakgrunnen
Gasssky som blir revet fra hverandre av det sorte hullet i sentrum av Melkeveien (observasjoner fra 2006, 2010 og 2013 er vist i henholdsvis blått, grønt og rødt).

Fra og med 2021 er den nærmeste kjente kroppen som antas å være et svart hull rundt 1500 lysår unna (se Liste over nærmeste sorte hull ). Selv om bare et par dusin sorte hull har blitt funnet så langt i Melkeveien , antas det å være hundrevis av millioner, hvorav de fleste er ensomme og ikke forårsaker stråling, så det ville bare kunne påvises ved gravitasjonslinser .

Historie

Simulert utsikt over et svart hull foran den store magellanske skyen . Legg merke til gravitasjonslinseffekten , som gir to forstørrede, men sterkt forvrengte visninger av skyen. Over toppen ser Milky Way -disken forvrengt ut i en bue.

Ideen om et kropp så massivt at selv lys ikke kunne slippe ut ble kort foreslått av den engelske astronomiske pioneren og geistlige John Michell i et brev publisert i november 1784. Michells forenklede beregninger antok at et slikt legeme kan ha samme tetthet som Solen, og konkluderte med at man ville dannes når en stjerne diameter overstiger Solens med en faktor på 500, og dens overflate unnslipningshastighet overstiger den vanlige lysets hastighet. Michell omtalte disse kroppene som mørke stjerner . Han bemerket riktig at slike supermassive, men ikke-strålende kropper kan påvises gjennom gravitasjonseffekter på synlige kropper i nærheten. Tidens lærde var i utgangspunktet begeistret for forslaget om at gigantiske, men usynlige, "mørke stjerner" kan gjemme seg i ren sikt, men entusiasmen dempet da lysets bølgelignende natur ble tydelig i begynnelsen av det nittende århundre, som om lyset var en bølge i stedet for en partikkel, var det uklart hvilken, om noen, innflytelse tyngdekraften ville ha på rømmende lysbølger.

Moderne fysikk diskrediterer Michells forestilling om en lysstråle som skyter direkte fra overflaten av en supermassiv stjerne, blir bremset av stjernens tyngdekraft, stopper og deretter faller fritt tilbake til stjernens overflate.

Generell relativitet

I 1915 utviklet Albert Einstein sin teori om generell relativitetsteori , etter å ha vist at tyngdekraften påvirker lysets bevegelse. Bare noen få måneder senere fant Karl Schwarzschild en løsningEinstein -feltligningene , som beskriver gravitasjonsfeltet til en punktmasse og en sfærisk masse. Noen måneder etter Schwarzschild ga Johannes Droste, student av Hendrik Lorentz , uavhengig den samme løsningen for poengmassen og skrev mer omfattende om dens egenskaper. Denne løsningen hadde en særegen oppførsel ved det som nå kalles Schwarzschild -radius , der den ble entall , noe som betyr at noen av begrepene i Einstein -ligningene ble uendelige. Naturen til denne overflaten ble ikke helt forstått den gangen. I 1924 viste Arthur Eddington at singulariteten forsvant etter endring av koordinater (se Eddington-Finkelstein-koordinater ), selv om det tok til 1933 før Georges Lemaître innså at dette betydde singulariteten ved Schwarzschild-radiusen var en ikke-fysisk koordinat singularitet . Arthur Eddington kommenterte imidlertid muligheten for en stjerne med masse komprimert til Schwarzschild -radius i en bok fra 1926, og bemerket at Einsteins teori tillater oss å utelukke altfor store tettheter for synlige stjerner som Betelgeuse fordi "en stjerne på 250 millioner km radius kunne muligens ikke ha så høy tetthet som Solen. For det første ville gravitasjonskraften være så stor at lys ikke kunne slippe ut av den, strålene faller tilbake til stjernen som en stein til jorden. For det andre vil det røde skiftet av spektrallinjene ville være så stort at spekteret ville bli forskjøvet fra eksistens. For det tredje ville massen produsere så mye krumning av romtiden -metrikken at rommet ville lukke seg rundt stjernen og etterlate oss utenfor (dvs. ingen steder). "

I 1931 beregnet Subrahmanyan Chandrasekhar ved hjelp av spesiell relativitet at en ikke-roterende kropp av elektron-degenerert materie over en viss begrensende masse (nå kalt Chandrasekhar-grensen på 1,4  M ) ikke har noen stabile løsninger. Argumentene hans ble motarbeidet av mange av hans samtidige som Eddington og Lev Landau , som hevdet at en ennå ukjent mekanisme ville stoppe kollapsen. De var delvis riktige: en hvit dverg litt mer massiv enn Chandrasekhar -grensen vil kollapse til en nøytronstjerne , som i seg selv er stabil. Men i 1939 spådde Robert Oppenheimer og andre at nøytronstjerner over en annen grense ( Tolman - Oppenheimer - Volkoff -grensen ) ville kollapse ytterligere av årsakene presentert av Chandrasekhar, og konkluderte med at ingen fysikklov sannsynligvis ville gripe inn og stoppe minst noen stjerner fra å kollapse til sorte hull. Deres opprinnelige beregninger, basert på Pauli -ekskluderingsprinsippet , ga det som 0,7  M ; påfølgende vurdering av kraftig mediert nøytron-nøytronavstøting økte estimatet til omtrent 1,5  M til 3,0  M . Observasjoner av nøytronstjernesammenslåingen GW170817 , som antas å ha generert et svart hull kort tid etterpå, har finjustert TOV -grensestimatet til ~ 2,17  M .

Oppenheimer og hans medforfattere tolket singulariteten ved grensen til Schwarzschild-radius som en indikasjon på at dette var grensen til en boble der tiden stoppet. Dette er et gyldig synspunkt for eksterne observatører, men ikke for fallende observatører. På grunn av denne egenskapen ble de kollapsede stjernene kalt "frosne stjerner", fordi en utenforstående observatør ville se overflaten av stjernen frosset i tide i det øyeblikket hvor kollapsen tar den til Schwarzschild -radius.

gullalderen

I 1958 identifiserte David Finkelstein Schwarzschild -overflaten som en hendelseshorisont , "en perfekt enveis membran: kausal påvirkning kan krysse den i bare én retning". Dette motsier ikke strengt Oppenheimers resultater, men utvidet dem til å omfatte synspunktet til fallende observatører. Finkelsteins løsning utvidet Schwarzschild -løsningen for fremtiden for observatører som faller ned i et svart hull. En komplett utvidelse hadde allerede blitt funnet av Martin Kruskal , som ble oppfordret til å publisere den.

Disse resultatene kom i begynnelsen av gullalderen for generell relativitet , som var preget av generell relativitet og sorte hull som ble vanlige forskningsemner. Denne prosessen ble hjulpet av oppdagelsen av pulsarer av Jocelyn Bell Burnell i 1967, som i 1969 viste seg å være raskt roterende nøytronstjerner. Frem til den tid ble nøytronstjerner, i likhet med sorte hull, betraktet som bare teoretiske kuriositeter; men oppdagelsen av pulsarer viste deres fysiske relevans og ansporet en ytterligere interesse for alle typer kompakte objekter som kan dannes av gravitasjonskollaps.

I denne perioden ble det funnet mer generelle løsninger for svart hull. I 1963 fant Roy Kerr den eksakte løsningen for et roterende svart hull . To år senere fant Ezra Newman den aksesymmetriske løsningen for et svart hull som er både roterende og elektrisk ladet . Gjennom arbeidet til Werner Israel , Brandon Carter og David Robinson kom teoremet uten hår frem og uttalte at en stasjonær svart hullsløsning er fullstendig beskrevet av de tre parametrene til Kerr-Newman-metrikken : masse , vinkelmoment og elektrisk ladning.

Først ble det mistanke om at de merkelige egenskapene til svarthullsløsningene var patologiske artefakter fra de påførte symmetriforholdene, og at singularitetene ikke ville vises i generiske situasjoner. Dette synet ble spesielt holdt av Vladimir Belinsky , Isaak Khalatnikov og Evgeny Lifshitz , som prøvde å bevise at ingen singulariteter dukker opp i generiske løsninger. På slutten av 1960 -tallet brukte imidlertid Roger Penrose og Stephen Hawking globale teknikker for å bevise at singulariteter dukker opp generisk. For dette arbeidet mottok Penrose halvparten av Nobelprisen i fysikk i 2020 , da Hawking døde i 2018. Basert på observasjoner i Greenwich og Toronto på begynnelsen av 1970-tallet ble Cygnus X-1 , en galaktisk røntgenkilde som ble oppdaget i 1964, det første astronomiske objektet som vanligvis er akseptert som et svart hull.

Arbeid av James Bardeen , Jacob Bekenstein , Carter og Hawking på begynnelsen av 1970 -tallet førte til formulering av termodynamikk av sorte hull . Disse lovene beskriver oppførselen til et svart hull i nær analogi med termodynamikkens lover ved å knytte masse til energi, areal til entropi og overflatetyngdekraft til temperatur . Analogien ble fullført da Hawking, i 1974, viste at teorien om kvantefeltet innebærer at sorte hull skal utstråle som et svart legeme med en temperatur som er proporsjonal med tyngdekraften til det svarte hullet, og forutsier effekten som nå kalles Hawking -stråling .

Etymologi

John Michell brukte begrepet "mørk stjerne", og på begynnelsen av 1900 -tallet brukte fysikere begrepet "gravitasjonelt kollapset objekt". Vitenskapsforfatter Marcia Bartusiak sporer begrepet "svart hull" til fysiker Robert H. Dicke , som på begynnelsen av 1960 -tallet angivelig sammenlignet fenomenet med Black Hole of Calcutta , beryktet som et fengsel hvor folk kom inn, men aldri forlot livet.

Begrepet "svart hull" ble brukt på trykk av magasinene Life and Science News i 1963, og av vitenskapsjournalisten Ann Ewing i artikkelen " " Black Holes "in Space", datert 18. januar 1964, som var en rapport om et møte i den American Association for the Advancement of Science holdt i Cleveland, Ohio.

I desember 1967 foreslo en student uttrykket "svart hull" på et foredrag av John Wheeler ; Wheeler adopterte begrepet for sin korthet og "reklameverdi", og det tok raskt tak i, noe som førte til at noen ga kreditt til Wheeler med å ha uttrykt uttrykket.

Egenskaper og struktur

Enkel illustrasjon av et ikke-spinnende svart hull

De ikke-hår-teoremet postulerer at, når den oppnår en stabil tilstand etter dannelsen, har et svart hull bare tre uavhengige fysikalske egenskaper: masse, elektrisk ladning, og dreieimpuls; det sorte hullet er ellers uten egenskaper. Hvis formodningen er sann, kan to sorte hull som deler de samme verdiene for disse egenskapene eller parametrene, ikke skilles fra hverandre. I hvilken grad formodningen er sann for ekte sorte hull under lovene i moderne fysikk er for tiden et uløst problem.

Disse egenskapene er spesielle fordi de er synlige fra utsiden av et svart hull. For eksempel frastøter et ladet svart hull andre lignende ladninger akkurat som alle andre ladede objekter. På samme måte kan den totale massen inne i en kule som inneholder et svart hull bli funnet ved å bruke gravitasjonsanalogen til Gauss lov (gjennom ADM -massen ), langt borte fra det sorte hullet. På samme måte kan vinkelmomentet (eller spinnet) måles langt borte ved hjelp av rammebeslag av det gravitomagnetiske feltet , for eksempel gjennom Lense -Thirring -effekten .

Når et objekt faller ned i et svart hull, blir all informasjon om objektets form eller ladningsfordeling på det jevnt fordelt langs horisonten til det sorte hullet, og går tapt for eksterne observatører. Horisontens oppførsel i denne situasjonen er et dissipativt system som er nært analogt med en ledende, elastisk membran med friksjon og elektrisk motstand - membranparadigmet . Dette er forskjellig fra andre feltteorier som elektromagnetisme, som ikke har noen friksjon eller resistivitet på mikroskopisk nivå, fordi de er tids reversible . Fordi et svart hull til slutt oppnår en stabil tilstand med bare tre parametere, er det ingen måte å unngå å miste informasjon om de opprinnelige forholdene: gravitasjons- og elektriske felt i et svart hull gir svært lite informasjon om hva som gikk i. Informasjonen som går tapt inkluderer hver mengde som ikke kan måles langt borte fra det sorte hullets horisont, inkludert omtrent konserverte kvantetall som totalt baryontall og leptontall . Denne oppførselen er så forvirrende at den har blitt kalt paradoks for tap av sorte hull .

Gravidasjonstid utvidelse rundt et svart hull

Fysiske egenskaper

De enkleste statiske sorte hullene har masse, men verken elektrisk ladning eller vinkelmoment. Disse sorte hullene blir ofte referert til som Schwarzschild sorte hull etter Karl Schwarzschild som oppdaget denne løsningen i 1916. Ifølge Birkhoffs teorem er det den eneste vakuumløsningen som er sfærisk symmetrisk . Dette betyr at det ikke er noen observerbar forskjell på en avstand mellom gravitasjonsfeltet til et slikt svart hull og andre sfæriske objekter med samme masse. Den populære oppfatningen om et svart hull som "suger til seg alt" i omgivelsene er derfor riktig bare i nærheten av et svart hulls horisont; langt borte, er det ytre gravitasjonsfeltet identisk med det for alle andre legemer med samme masse.

Løsninger som beskriver mer generelle sorte hull finnes også. Ikke-roterende ladede sorte hull er beskrevet av metoden Reissner-Nordström , mens Kerr-metrikken beskriver et ikke-ladet roterende svart hull. Den mest generelle stasjonære sorthullsløsningen som er kjent er Kerr - Newman -metrikken, som beskriver et svart hull med både ladning og vinkelmoment.

Mens massen til et svart hull kan ta en hvilken som helst positiv verdi, er ladningen og vinkelmomentet begrenset av massen. Den totale elektriske ladningen  Q og det totale vinkelmomentet  J forventes å tilfredsstille

for et svart hull av massen M . Svarte hull med minst mulig masse som tilfredsstiller denne ulikheten kalles ekstrem . Det finnes løsninger på Einsteins ligninger som bryter denne ulikheten, men de har ikke en hendelseshorisont. Disse løsningene har såkalte nakne singulariteter som kan observeres fra utsiden, og derfor anses som ufysiske . Den kosmiske sensurhypotesen utelukker dannelsen av slike singulariteter når de skapes gjennom gravitasjonskollaps av realistisk materie . Dette støttes av numeriske simuleringer.

På grunn av den relativt store styrken til den elektromagnetiske kraften , forventes det at sorte hull som dannes ved stjernekollaps vil beholde stjernens nesten nøytrale ladning. Rotasjon forventes imidlertid å være et universelt trekk ved kompakte astrofysiske objekter. Svarthullskandidat binær røntgenkilde GRS 1915+105 ser ut til å ha en vinkelmoment nær maksimal tillatt verdi. Den ubelastede grensen er

tillater definisjon av en dimensjonsløs spinnparameter slik at

Klassifiseringer av sorte hull
Klasse Ca.
masse
Ca.
radius
Supermassivt svart hull 10 5 –10 10  M 0,001–400 AU
Mellommasse svart hull 10 3  M 10 3 km ≈ R Jorden
Fantastisk svart hull 10  M 30 km
Mikro svart hull opp til M Moon opptil 0,1 mm

Sorte hull er ofte klassifisert i henhold til deres masse, uavhengig av spinn, J . Størrelsen på et svart hull, bestemt av radiusen til hendelseshorisonten, eller Schwarzschild -radius, er proporsjonal med massen, M , gjennom

der r s er Schwarzschild radius og M er massen til Solen . For et svart hull med null spin og/eller elektrisk ladning er radiusen mindre, helt til et ekstremt svart hull kan ha en hendelseshorisont nær

Hendelseshorisont

Langt borte fra det sorte hullet kan en partikkel bevege seg i alle retninger, som illustrert av settet med piler. Det begrenses bare av lysets hastighet.
Nærmere det sorte hullet begynner romtiden å deformeres. Det er flere stier som går mot det sorte hullet enn stier som beveger seg bort.
Inne i hendelseshorisonten bringer alle stier partikkelen nærmere midten av det sorte hullet. Det er ikke lenger mulig for partikkelen å unnslippe.

Det som kjennetegner et svart hull er utseendet til en hendelseshorisont - en grense i romtiden som materie og lys bare kan passere innover mot det svarte hullets masse. Ingenting, ikke engang lys, kan slippe unna inne i hendelseshorisonten. Hendelseshorisonten omtales som sådan fordi hvis en hendelse skjer innenfor grensen, kan informasjon fra den hendelsen ikke nå en ekstern observatør, noe som gjør det umulig å avgjøre om en slik hendelse har skjedd.

Som forutsagt av generell relativitet, deformerer tilstedeværelsen av en masse romtiden på en slik måte at partiernes veier bøyes mot massen. Ved hendelseshorisonten til et svart hull blir denne deformasjonen så sterk at det ikke er noen stier som leder bort fra det sorte hullet.

For en fjern observatør ser det ut til at klokker i nærheten av et svart hull tikker saktere enn de som er lengre unna det sorte hullet. På grunn av denne effekten, kjent som utvidelse av gravitasjonstid , ser det ut til at et objekt som faller ned i et svart hull bremser når det nærmer seg hendelseshorisonten, og tar uendelig lang tid å nå det. Samtidig bremser alle prosesser på dette objektet, sett fra synspunktet til en fast ekstern observatør, noe som får lys fra objektet til å se rødere og svakere ut, en effekt som kalles gravitasjonsrødskift . Til slutt blekner det fallende objektet bort til det ikke lenger kan sees. Vanligvis skjer denne prosessen veldig raskt med et objekt som forsvinner fra synet på mindre enn et sekund.

På den annen side merker uforgjengelige observatører som faller ned i et svart hull ikke noen av disse effektene når de krysser hendelseshorisonten. I følge sine egne klokker, som ser ut til å krysse av normalt, krysser de hendelseshorisonten etter en endelig tid uten å legge merke til noen unik oppførsel; i klassisk generell relativitet er det umulig å bestemme plasseringen av hendelseshorisonten fra lokale observasjoner, på grunn av Einsteins ekvivalensprinsipp .

Den topologi av arrangementet horisont av et svart hull ved likevekt er alltid sfæriske. For ikke-roterende (statiske) sorte hull er geometrien til hendelseshorisonten nøyaktig sfærisk, mens for roterende sorte hull er hendelseshorisonten oblat.

Singularitet

I midten av et svart hull, som beskrevet av generell relativitet, kan det ligge en gravitasjonell singularitet , et område der romtiden krumning blir uendelig. For et ikke-roterende svart hull har denne regionen formen av et enkelt punkt, og for et roterende svart hull blir det smurt ut for å danne en ring singularitet som ligger i rotasjonsplanet. I begge tilfeller har singularområdet null volum. Det kan også vises at entallregionen inneholder all massen av svarthullsløsningen. Den enkeltstående regionen kan dermed tenkes å ha uendelig tetthet .

Observatører som faller ned i et svart hull i Schwarzschild (dvs. ikke-roterende og ikke ladet) kan ikke unngå å bli båret inn i singulariteten når de krysser hendelseshorisonten. De kan forlenge opplevelsen ved å akselerere bort for å bremse nedstigningen, men bare opp til en grense. Når de når singulariteten, knuses de til uendelig tetthet og deres masse legges til summen av det sorte hullet. Før det skjer, vil de ha blitt revet fra hverandre av de voksende tidevannskreftene i en prosess som noen ganger omtales som spaghettifisering eller "nudleeffekten".

Når det gjelder et ladet (Reissner - Nordström) eller roterende (Kerr) svart hull, er det mulig å unngå singulariteten. Å utvide disse løsningene så langt som mulig avslører den hypotetiske muligheten for å gå ut av det sorte hullet inn i en annen romtid med det sorte hullet som et ormhull . Muligheten for å reise til et annet univers er imidlertid bare teoretisk siden enhver forstyrrelse ville ødelegge denne muligheten. Det ser også ut til å være mulig å følge lukkede tidlignende kurver (tilbake til sin egen fortid) rundt Kerr -singulariteten, noe som fører til problemer med årsakssammenheng som bestefarparadokset . Det forventes at ingen av disse særegne effektene ville overleve i en skikkelig kvantebehandling av roterende og ladede sorte hull.

Utseendet til singulariteter i generell relativitet blir vanligvis oppfattet som et signal om nedbrytning av teorien. Denne sammenbruddet er imidlertid forventet; det skjer i en situasjon der kvanteeffekter skal beskrive disse handlingene, på grunn av ekstremt høy tetthet og derfor partikkelinteraksjoner. Til dags dato har det ikke vært mulig å kombinere kvante- og gravitasjonseffekter til en enkelt teori, selv om det eksisterer forsøk på å formulere en slik teori om kvantegravitasjon . Det forventes generelt at en slik teori ikke vil inneholde noen særegenheter.

Fotonsfære

Fotonsfæren er en sfærisk grense med null tykkelse der fotoner som beveger seg på tangenter til den sfæren ville bli fanget i en sirkulær bane rundt det sorte hullet. For ikke-roterende sorte hull har fotonkulen en radius 1,5 ganger Schwarzschild-radiusen. Banene deres ville være dynamisk ustabile , og derfor ville enhver liten forstyrrelse, for eksempel en partikkel av fallende materie, forårsake en ustabilitet som ville vokse over tid, enten sette fotonen på en utvendig bane som ville få den til å unnslippe det sorte hullet eller på et innover spiral der den til slutt ville krysse hendelseshorisonten.

Selv om lyset fortsatt kan rømme fra foton -sfæren, vil ethvert lys som krysser foton -sfæren på en inngående bane bli fanget opp av det sorte hullet. Derfor må ethvert lys som når en ekstern observatør fra foton -sfæren ha blitt utsendt av objekter mellom foton -sfæren og hendelseshorisonten. For et Kerr -svart hull avhenger radonen til foton -sfæren av spinnparameteren og detaljene i fotonbanen, som kan være prograd (fotonet roterer i samme betydning som det svarte hullets spinn) eller retrograd.

Ergosfæren

Ergosfæren er et område utenfor hendelseshorisonten, der objekter ikke kan forbli på plass.

Roterende sorte hull er omgitt av et område i romtiden der det er umulig å stå stille, kalt ergosfæren. Dette er resultatet av en prosess kjent som rammedraging ; generell relativitet forutsier at enhver roterende masse vil ha en tendens til å "trekke" litt i romtiden umiddelbart som omgir den. Ethvert objekt nær den roterende massen vil ha en tendens til å begynne å bevege seg i rotasjonsretningen. For et roterende svart hull er denne effekten så sterk nær hendelseshorisonten at et objekt måtte bevege seg raskere enn lysets hastighet i motsatt retning for å bare stå stille.

Ergosfæren til et svart hull er et volum avgrenset av det sorte hullets hendelseshorisont og ergosoverflaten , som sammenfaller med hendelseshorisonten ved polene, men er i en mye større avstand rundt ekvator.

Objekter og stråling kan slippe normalt ut fra ergosfæren. Gjennom Penrose -prosessen kan gjenstander komme ut av ergosfæren med mer energi enn de kom inn med. Den ekstra energien er hentet fra rotasjonsenergien til det sorte hullet. Derved reduseres rotasjonen av det sorte hullet. Blandford - Znajek -prosessen er en variant av Penrose -prosessen i nærvær av sterke magnetfelt, og regnes som en sannsynlig mekanisme for den enorme lysstyrken og relativistiske stråler fra kvasarer og andre aktive galaktiske kjerner .

Innerst stabil sirkulær bane (ISCO)

I Newtonsk tyngdekraft kan testpartikler bane stabilt i vilkårlige avstander fra et sentralt objekt. I generell relativitet eksisterer det imidlertid en innerste stabil sirkulær bane (ofte kalt ISCO), inne i hvilken alle uendelige forstyrrelser til en sirkulær bane vil føre til inspirasjon i det sorte hullet. Plasseringen av ISCO avhenger av rotasjonen av det sorte hullet, i tilfelle et Schwarzschild svart hull (spinn null) er:

og avtar med økende svart hullspinn for partikler som kretser i samme retning som spinnet.

Dannelse og evolusjon

Gitt sorte hulls bisarre karakter, ble det lenge stilt spørsmål ved om slike objekter faktisk kunne eksistere i naturen eller om de bare var patologiske løsninger på Einsteins ligninger. Einstein selv trodde feilaktig at sorte hull ikke ville dannes, fordi han mente at vinkelmomentet til kollapsende partikler ville stabilisere bevegelsen i en radius. Dette førte til at det generelle relativitetssamfunnet avviste alle resultater til det motsatte i mange år. Imidlertid fortsatte et mindretall relativister å hevde at sorte hull var fysiske objekter, og på slutten av 1960 -tallet hadde de overtalt flertallet av forskerne på feltet til at det ikke er noen hindring for dannelsen av en hendelseshorisont.

Simulering av to sorte hull som kolliderer

Penrose demonstrerte at når en hendelseshorisont dannes, krever generell relativitet uten kvantemekanikk at en singularitet vil danne seg innenfor. Like etterpå viste Hawking at mange kosmologiske løsninger som beskriver Big Bang har singulariteter uten skalarfelt eller annen eksotisk materie (se " Penrose - Hawking singularitetsteoremer "). Den Kerr løsning , nei-hår teorem, og lover sorte hull termodynamikk viste at de fysiske egenskapene til sorte hull var enkel og forståelig, noe som gjør dem respekt fag for forskning. Konvensjonelle sorte hull dannes ved gravitasjonskollaps av tunge gjenstander som stjerner, men de kan også i teorien dannes av andre prosesser.

Gravitasjonskollaps

Gravitasjonskollaps oppstår når et objekts indre trykk ikke er tilstrekkelig til å motstå objektets egen tyngdekraft. For stjerner skjer dette vanligvis enten fordi en stjerne har for lite "drivstoff" igjen til å opprettholde temperaturen gjennom stjernenukleosyntese , eller fordi en stjerne som hadde vært stabil mottar ekstra mater på en måte som ikke øker kjernetemperaturen. I begge tilfeller er stjernens temperatur ikke lenger høy nok til å forhindre at den kollapser under sin egen vekt. Kollapsen kan stoppes av degenerasjonstrykket til stjernens bestanddeler, slik at kondensering av materie kan settes inn i en eksotisk tettere tilstand . Resultatet er en av de forskjellige typene kompakt stjerne . Hvilken type former avhenger av massen av resten av den opprinnelige stjernen som er igjen hvis de ytre lagene er blåst bort (for eksempel i en type II -supernova ). Resten av massen, det kollapset objektet som overlever eksplosjonen, kan være vesentlig mindre enn den opprinnelige stjernen. Rester som overstiger 5  M produseres av stjerner som var over 20  M før kollapsen.

Hvis massen som er tilbake skrider omtrent 3-4  M (den Tolman-Oppenheimer-Volkoff grense), enten fordi den opprinnelige stjerne var meget tung, eller fordi den rest oppsamlet ekstra masse gjennom tilvekst av materie, selv degenerasjonstrykk av nøytroner er utilstrekkelig til å stoppe kollapsen. Ingen kjent mekanisme (unntatt muligens kvark degenerasjonstrykk, se kvarkstjerne ) er kraftig nok til å stoppe implosjonen og objektet vil uunngåelig kollapse for å danne et svart hull.

Artistens inntrykk av supermassivt sort hulls frø

Gravitasjonskollaps av tunge stjerner antas å være ansvarlig for dannelsen av stjernemasse sorte hull . Stjernedannelse i det tidlige universet kan ha resultert i veldig massive stjerner, som ved deres kollaps ville ha produsert sorte hull på opptil 10 3  M . Disse sorte hullene kan være frøene til de supermassive sorte hullene som finnes i midten av de fleste galakser. Det er videre blitt foreslått at massive svarte hull med typiske masser av ~ 10 5  M kunne ha blitt dannet fra den direkte sammenbruddet av gass-skyer i den unge universet. Disse massive objektene har blitt foreslått som frøene som til slutt dannet de tidligste kvasarene som ble observert allerede ved rødskift . Noen kandidater for slike objekter har blitt funnet i observasjoner av det unge universet.

Mens det meste av energien som frigjøres under gravitasjonskollaps, slippes ut veldig raskt, ser en ekstern observatør faktisk ikke slutten på denne prosessen. Selv om kollapsen tar en begrenset tid fra referanserammen for innfallende materie, ville en fjern observatør se det fallende materialet sakte og stoppe like over hendelseshorisonten, på grunn av utvidelse av gravitasjonstid. Lys fra det kollapserende materialet tar lengre og lengre tid å nå observatøren, med lyset som sendes ut rett før hendelseshorisonten danner forsinket uendelig mye tid. Dermed ser den eksterne observatøren aldri dannelsen av hendelseshorisonten; i stedet ser det ut til at det kollapsende materialet blir svakere og stadig mer rødskiftet, og til slutt forsvinner.

Ur -sorte hull og Big Bang

Gravitasjonskollaps krever stor tetthet. I den nåværende epoken av universet finnes disse høye tetthetene bare i stjerner, men i det tidlige universet like etter Big Bang -tettheten var mye større, noe som muligens tillot opprettelse av sorte hull. Høy tetthet alene er ikke nok til å tillate dannelse av sorte hull siden en jevn massefordeling ikke vil la massen samle seg. For at de opprinnelige sorte hullene skal ha dannet seg i et så tett medium, må det ha vært forstyrrelser i tettheten som deretter kunne vokse under egen tyngdekraft. Ulike modeller for det tidlige universet varierer mye i deres spådommer om omfanget av disse svingningene. Ulike modeller forutsier opprettelsen av ur -sorte hull som varierer i størrelse fra en Planck -masse ( m P = ħ c / G1,2 × 10 19  GeV/ c 22,2 × 10 −8  kg ) til hundretusenvis av solmasser.

Til tross for at det tidlige universet var ekstremt tett-langt tettere enn det som vanligvis kreves for å danne et svart hull-kollapset det ikke til et svart hull på nytt under Big Bang. Modeller for gravitasjonskollaps av objekter av relativt konstant størrelse, for eksempel stjerner , gjelder ikke nødvendigvis på samme måte for raskt ekspanderende rom som Big Bang.

Høyenergikollisjoner

Simulert hendelse i CMS -detektoren: en kollisjon der et mikro svart hull kan opprettes

Gravitasjonskollaps er ikke den eneste prosessen som kan skape sorte hull. I prinsippet kan sorte hull dannes ved høyenergikollisjoner som oppnår tilstrekkelig tetthet. Fra og med 2002 har ingen slike hendelser blitt oppdaget, verken direkte eller indirekte som mangel på massebalansen i partikkelakseleratorforsøk . Dette antyder at det må være en nedre grense for massen av sorte hull. Teoretisk forventes denne grensen å ligge rundt Planck -massen, hvor kvanteeffekter forventes å ugyldiggjøre spådommene om generell relativitet. Dette vil sette opprettelsen av sorte hull godt utenfor rekkevidde for enhver høyenergiprosess som skjer på eller i nærheten av jorden. En viss utvikling i kvantegravitasjon tyder imidlertid på at den minimale sorte hullmassen kan være mye lavere: noen klenverden -scenarier setter for eksempel grensen så lav som1 TeV/ c 2 . Dette vil gjøre det tenkelig at det dannes mikro-sorte hull i de høyenergikollisjonene som oppstår når kosmiske stråler treffer jordens atmosfære, eller muligens i Large Hadron Collider ved CERN . Disse teoriene er veldig spekulative, og opprettelsen av sorte hull i disse prosessene anses som lite sannsynlig av mange spesialister. Selv om det kan dannes mikro sorte hull, forventes det at de ville fordampe på omtrent 10–25 sekunder, uten å utgjøre noen trussel mot jorden.

Vekst

Når et svart hull har dannet seg, kan det fortsette å vokse ved å absorbere ytterligere materiale . Ethvert svart hull vil kontinuerlig absorbere gass og interstellært støv fra omgivelsene. Denne vekstprosessen er en mulig måte som noen supermassive sorte hull kan ha blitt dannet på, selv om dannelsen av supermassive sorte hull fortsatt er et åpent forskningsfelt. En lignende prosess har blitt foreslått for dannelse av sorte hull i mellommasse som finnes i kuleklynger . Svarte hull kan også smelte sammen med andre objekter som stjerner eller andre sorte hull. Dette antas å ha vært viktig, spesielt i den tidlige veksten av supermassive sorte hull, som kunne ha dannet seg ved aggregering av mange mindre objekter. Prosessen har også blitt foreslått som opprinnelsen til noen sorte hull i mellommassen.

Fordampning

I 1974 spådde Hawking at sorte hull ikke er helt svarte, men avgir små mengder termisk stråling ved en temperatur ℏ c 3 /(8π GM k B ); denne effekten har blitt kjent som Hawking -stråling. Ved å bruke kvantefeltteori på en statisk svart hulls bakgrunn, bestemte han at et svart hull skulle avgi partikler som viser et perfekt svart kroppsspektrum . Siden Hawkings publisering har mange andre bekreftet resultatet gjennom forskjellige tilnærminger. Hvis Hawkings teori om stråling av sorte hull er korrekt, forventes det at sorte hull krymper og fordamper over tid ettersom de mister masse ved utslipp av fotoner og andre partikler. Temperaturen til dette termiske spekteret ( Hawking -temperaturen ) er proporsjonal med tyngdekraften til det svarte hullet, som for et Schwarzschild svart hull er omvendt proporsjonal med massen. Derfor avgir store sorte hull mindre stråling enn små sorte hull.

Et sterkt svart hull på 1  M har en Hawking -temperatur på 62  nanokelvin . Dette er langt mindre enn 2,7 K -temperaturen til den kosmiske mikrobølge bakgrunnsstrålingen . Stjernemasse eller større sorte hull mottar mer masse fra den kosmiske mikrobølgeovnen enn de sender ut gjennom Hawking-stråling og vil dermed vokse i stedet for å krympe. For å ha en Hawking -temperatur større enn 2,7 K (og kunne fordampe), trenger et svart hull en masse mindre enn månen . Et slikt svart hull ville ha en diameter på mindre enn en tiendedel millimeter.

Hvis et svart hull er veldig lite, forventes strålingseffektene å bli veldig sterke. Et svart hull med en bilmasse ville ha en diameter på omtrent 10–24  m og ta et nanosekund for å fordampe, i løpet av denne tiden ville det kort ha en lysstyrke på mer enn 200 ganger solens. Nedre masse sorte hull forventes å fordampe enda raskere; for eksempel ville et svart hull med masse 1 TeV/ c 2 ta mindre enn 10–88 sekunder å fordampe helt. For et så lite svart hull forventes kvantegravitasjonseffekter å spille en viktig rolle og kan hypotetisk gjøre et så lite svart hull stabilt, selv om dagens utvikling i kvantegravitasjon ikke indikerer at dette er tilfelle.

Hawking -strålingen for et astrofysisk svart hull er spådd å være svært svak og vil derfor være svært vanskelig å oppdage fra jorden. Et mulig unntak er imidlertid utbruddet av gammastråler som slippes ut i siste fase av fordampningen av ur -sorte hull. Søk etter slike blink har vist seg mislykket og gir strenge grenser for muligheten for eksistens av primære sorte hull med lav masse. NASAs Fermi Gamma-ray Space Telescope som ble lansert i 2008, vil fortsette søket etter disse blinkene.

Hvis sorte hull fordamper via Hawking -stråling, vil et svart hull av solmasse fordampe (begynner når temperaturen på den kosmiske mikrobølgeovnen faller under temperaturen i det sorte hullet) over en periode på 10 64 år. Et supermassivt svart hull med en masse på 10 11  M vil fordampe i løpet av rundt 2 × 10 100 år. Noen monster -sorte hull i universet er spådd å fortsette å vokse opp til kanskje 10 14  M under kollapsen av superklynger av galakser. Selv disse ville fordampe over en tidsperiode på opptil 10 106 år.

Observasjonsbevis

Messier 87 galaxy - hjemmet til det første avbildede sorte hullet
kontekst
nærbilde
supermassivt svart hull

Av natur avgir ikke sorte hull selv elektromagnetisk stråling enn den hypotetiske Hawking -strålingen, så astrofysikere som søker etter sorte hull må generelt stole på indirekte observasjoner. For eksempel kan et svart hulls eksistens noen ganger utledes ved å observere gravitasjonspåvirkningen på omgivelsene.

April 2019 ble det frigitt et bilde av et svart hull, som sees forstørret fordi lysbanene nær hendelseshorisonten er sterkt bøyde. Den mørke skyggen i midten skyldes lysbaner absorbert av det sorte hullet. Bildet er i falsk farge , ettersom den oppdagede lyshaloen i dette bildet ikke er i det synlige spekteret, men radiobølger.

Denne kunstnerens inntrykk viser fotons baner i nærheten av et svart hull. Gravitasjonsbøyningen og fangsten av lys ved hendelseshorisonten er årsaken til skyggen fanget av Event Horizon Telescope.

Den Event Horizon teleskop (EHT), er et aktivt program som direkte observerer den umiddelbare omgivelser av arrangementet horisont sorte hull, slik som det sorte hullet i sentrum av Melkeveien. I april 2017 begynte EHT å observere det sorte hullet i sentrum av Messier 87. "Totalt observerte åtte radioobservatorier på seks fjell og fire kontinenter galaksen i Jomfru av og på i 10 dager i april 2017" for å gi dataene ga bildet to år senere i april 2019. Etter to års databehandling ga EHT ut det første direkte bildet av et svart hull, spesielt det supermassive sorte hullet som ligger i sentrum av den nevnte galaksen. Det som er synlig er ikke det sorte hullet, som viser seg som svart på grunn av tap av alt lys i denne mørke regionen, snarere er det gassene på kanten av hendelseshorisonten, som vises som oransje eller rødt, som definerer den svarte hull.

Lysningen av dette materialet i den "nederste" halvdelen av det behandlede EHT -bildet antas å være forårsaket av Doppler -stråling , hvorved materiale som nærmer seg betrakteren med relativistiske hastigheter, oppfattes som lysere enn materiale som beveger seg bort. Når det gjelder et svart hull, innebærer dette fenomenet at det synlige materialet roterer med relativistiske hastigheter (> 1000 km/s), de eneste hastighetene det er mulig å sentrifugalt balansere den enorme gravitasjonsattraksjonen til singulariteten, og dermed forbli i bane over hendelseshorisonten. Denne konfigurasjonen av lyst materiale innebærer at EHT observerte M87* fra et perspektiv som fanger det sorte hullets tilførselsskive nesten kant-på, da hele systemet roterte med klokken. Imidlertid produserer den ekstreme gravitasjonslinsen forbundet med sorte hull en illusjon av et perspektiv som ser tiltrekningsskiven ovenfra. I virkeligheten ble det meste av ringen i EHT -bildet opprettet da lyset fra den andre siden av tilførselsskiven bøyde seg rundt det svarte hullets tyngdekraft og rømte; dette betyr at de fleste mulige perspektiver på M87* kan se hele platen, selv det rett bak "skyggen".

Før dette, i 2015, oppdaget EHT magnetfelt like utenfor hendelseshorisonten til Skytten A*, og til og med oppdaget noen av egenskapene deres. Feltlinjene som passerer gjennom akkresjonsskiven ble funnet å være en kompleks blanding av ordnet og sammenfiltret. Eksistensen av magnetfelt hadde blitt spådd av teoretiske studier av sorte hull.

Forutsagt utseende av ikke-roterende svart hull med toroidal ring av ionisert materiale, slik som har blitt foreslått som en modell for Skytten A* . Asymmetrien skyldes Doppler -effekten som følge av den enorme banehastigheten som er nødvendig for sentrifugalbalansen i hullets svært sterke gravitasjonsattraksjon.

Påvisning av gravitasjonsbølger fra sammenslåing av sorte hull

September 2015 foretok LIGO gravitasjonsbølgeobservatoriet den første vellykkede direkte observasjonen av gravitasjonsbølger . Signalet stemte overens med teoretiske spådommer for gravitasjonsbølgene som ble produsert ved sammenslåing av to sorte hull: den ene med omtrent 36 solmasser, og den andre rundt 29 solmasser. Denne observasjonen gir det mest konkrete beviset på eksistensen av sorte hull til dags dato. For eksempel tyder gravitasjonsbølgesignalet på at separasjonen av de to objektene før sammenslåingen bare var 350 km (eller omtrent fire ganger Schwarzschild -radiusen som tilsvarer de antatte massene). Objektene må derfor ha vært ekstremt kompakte og etterlatt sorte hull som den mest sannsynlige tolkningen.

Enda viktigere, signalet observert av LIGO inkluderte også starten på ringdown etter fusjonen , signalet som ble produsert når det nyopprettede kompakte objektet legger seg til en stasjonær tilstand. Uten tvil er ringdown den mest direkte måten å observere et svart hull. Fra LIGO -signalet er det mulig å trekke ut frekvensen og dempningstiden for den dominerende modusen for ringdown. Fra disse er det mulig å utlede massen og vinkelmomentet til det endelige objektet, som matcher uavhengige spådommer fra numeriske simuleringer av sammenslåingen. Frekvensen og nedbrytningstiden til den dominerende modusen bestemmes av fotonsfærens geometri. Derfor bekrefter observasjon av denne modusen tilstedeværelsen av en foton sfære; Det kan imidlertid ikke utelukke mulige eksotiske alternativer til sorte hull som er kompakte nok til å ha en foton sfære.

Observasjonen gir også det første observasjonsbeviset for eksistensen av stjernemasser med sorte hulls binære filer. Videre er det det første observasjonsbeviset for sorte hull med stjernemasse som veier 25 solmasser eller mer.

Siden den gang har mange flere gravitasjonsbølgehendelser blitt observert.

Riktig bevegelse av stjerner i bane rundt Skytten A*

De riktige bevegelsene til stjerner nær sentrum av vår egen Melkevei gir sterke observasjonsbevis for at disse stjernene går i bane rundt et supermassivt svart hull. Siden 1995 har astronomer sporet bevegelsene til 90 stjerner som kretser rundt et usynlig objekt som faller sammen med radiokilden Skytten A*. Ved å passe sine bevegelser til Keplerian -baner , kunne astronomene i 1998 utlede at en2,6 × 10 6  M objektet må være inneholdt i et volum med en radius på 0,02 lysår for å forårsake bevegelsen til disse stjernene. Siden den gang har en av stjernene - kalt S2 - fullført en full bane. Fra banedataene var astronomer i stand til å finpusse beregningene av massen til4,3 × 10 6  M og en radius på mindre enn 0,002 lysår for objektet som forårsaker sirkelbevegelsen til disse stjernene. Den øvre grensen for objektets størrelse er fortsatt for stor til å teste om den er mindre enn Schwarzschild -radiusen; Likevel antyder disse observasjonene sterkt at det sentrale objektet er et supermassivt svart hull da det ikke er noen andre sannsynlige scenarier for å begrense så mye usynlig masse til et så lite volum. I tillegg er det noen observasjonsbevis for at dette objektet kan ha en hendelseshorisont, en funksjon som er unik for sorte hull.

Tiltak av materie

Svart hull med korona, røntgenkilde (kunstnerens konsept)

På grunn av bevaring av vinkelmomentet vil gass som faller ned i gravitasjonsbrønnen som er skapt av et massivt objekt, typisk danne en skivelignende struktur rundt objektet. Kunstneres inntrykk som den medfølgende representasjonen av et svart hull med korona skildrer vanligvis det sorte hullet som om det var en flat-plass-kropp som skjuler delen av disken like bak den, men i virkeligheten vil gravitasjonslinser i stor grad forvride bildet av akkresjonsdisk.

NASA simulerte utsikten utenfor horisonten av et Schwarzschild svart hull opplyst av en tynn akkresjonsskive.

Innenfor en slik plate ville friksjon føre til at vinkelmomentet transporteres utover, slik at materie kan falle lenger innover, og dermed frigjøre potensiell energi og øke temperaturen på gassen.

Uklarhet av røntgenstråler nær svart hull ( NuSTAR , 12. august 2014)

Når objektet som samler seg er en nøytronstjerne eller et svart hull, kretser gassen i den indre akkresjonsskiven med svært høye hastigheter på grunn av dens nærhet til det kompakte objektet . Den resulterende friksjonen er så signifikant at den varmer den indre skiven til temperaturer der den avgir enorme mengder elektromagnetisk stråling (hovedsakelig røntgenstråler). Disse lyse røntgenkildene kan oppdages av teleskoper. Denne akkresjonsprosessen er en av de mest effektive energiproduserende prosessene som er kjent; opptil 40% av resten av massen av det akkumulerte materialet kan avgis som stråling. (Ved kjernefusjon vil bare omtrent 0,7% av hvilemassen slippes ut som energi.) I mange tilfeller er akkresjonsskiver ledsaget av relativistiske jetfly som slippes ut langs polene, som bærer bort mye av energien. Mekanismen for å lage disse jetflyene er foreløpig ikke godt forstått, delvis på grunn av utilstrekkelige data.

Som sådan har mange av universets mer energiske fenomen blitt tilskrevet tilvekst av materie på sorte hull. Spesielt antas aktive galaktiske kjerner og kvasarer å være akkresjonsskiver for supermassive sorte hull. På samme måte er røntgenbinarier generelt akseptert for å være binære stjernesystemer der en av de to stjernene er et kompakt objekt som henter materie fra sin ledsager. Det har også blitt antydet at noen ultraluminøse røntgenkilder kan være tilførselsskiver av sorte hull i mellommasse.

I november 2011 ble den første direkte observasjonen av en kvasar -akkresjonsskive rundt et supermassivt svart hull rapportert.

Røntgenbinarier

Datasimulering av en stjerne som blir fortært av et svart hull. Den blå prikken angir plasseringen av det sorte hullet.
Denne animasjonen sammenligner røntgen "hjerteslag" fra GRS 1915 og IGR J17091, to sorte hull som inntar gass fra følgesvenner.
Et Chandra røntgenobservatoriumsbilde av
Cygnus X-1 , som var den første sterke sorte hullkandidaten som ble oppdaget

Røntgenbinarier er binære stjernesystemer som avgir et flertall av strålingen i røntgendelen av spekteret. Disse røntgenutslippene antas vanligvis å oppstå når en av stjernene (kompakt objekt) henter materie fra en annen (vanlig) stjerne. Tilstedeværelsen av en vanlig stjerne i et slikt system gir en mulighet for å studere det sentrale objektet og for å avgjøre om det kan være et svart hull.

Hvis et slikt system sender ut signaler som kan spores direkte tilbake til det kompakte objektet, kan det ikke være et svart hull. Fraværet av et slikt signal utelukker imidlertid ikke muligheten for at det kompakte objektet er en nøytronstjerne. Ved å studere ledsagerstjernen er det ofte mulig å oppnå systemets baneparametere og få et estimat for massen til det kompakte objektet. Hvis dette er mye større enn Tolman - Oppenheimer - Volkoff -grensen (maksimal masse en stjerne kan ha uten å kollapse) kan objektet ikke være en nøytronstjerne og forventes generelt å være et svart hull.

Den første sterke kandidaten til et svart hull, Cygnus X-1 , ble oppdaget på denne måten av Charles Thomas Bolton , Louise Webster og Paul Murdin i 1972. Noen tvil var imidlertid igjen på grunn av usikkerheten som følge av at følgesvennen var mye tyngre enn kandidatens sorte hull. For tiden finnes bedre kandidater for sorte hull i en klasse med røntgenbinarier som kalles myke røntgentransienter. I denne klassen av systemer har ledsagerstjernen en relativt lav masse, noe som gir mer nøyaktige estimater av det sorte hullets masse. Dessuten avgir disse systemene aktivt røntgenstråler i bare flere måneder en gang hvert 10.-50. År. I perioden med lav røntgenstråling (kalt hvile), er akkresjonsdisken ekstremt svak, noe som muliggjør detaljert observasjon av ledsagerstjernen i denne perioden. En av de beste slike kandidatene er V404 Cygni .

Kvasi-periodiske svingninger

Røntgenutslippene fra akkresjonsskiver flimrer noen ganger ved visse frekvenser. Disse signalene kalles kvasi-periodiske svingninger og antas å være forårsaket av materiale som beveger seg langs den indre kanten av akkresjonsskiven (den innerste stabile sirkulære bane). Som sådan er deres frekvens knyttet til massen av det kompakte objektet. De kan dermed brukes som en alternativ måte å bestemme massen av kandidatens sorte hull.

Galaktiske kjerner

Magnetiske bølger, kalt Alfvén S-bølger , strømmer fra bunnen av sorte hullstråler.

Astronomer bruker begrepet "aktiv galakse" for å beskrive galakser med uvanlige egenskaper, for eksempel uvanlige spektrallinjeutslipp og veldig sterke radioutslipp. Teoretiske og observasjonsstudier har vist at aktiviteten i disse aktive galaktiske kjernene (AGN) kan forklares med tilstedeværelsen av supermassive sorte hull, som kan være millioner ganger mer massive enn stjerners. Modellene til disse AGN består av et sentralt svart hull som kan være millioner eller milliarder ganger mer massivt enn Solen ; en plate av interstellar gass og støv som kalles en akkresjonsskive; og to stråler vinkelrett på akkresjonsdisken.

Oppdagelse av uvanlig lys røntgenstråling fra Skytt A*, et svart hull i sentrum av Melkeveien galaksen 5.  januar 2015

Selv om det forventes at det finnes supermassive sorte hull i de fleste AGN, har bare noen galakseres kjerner blitt grundigere studert i forsøk på å både identifisere og måle de faktiske massene av de sentrale supermassive sorte hullkandidatene. Noen av de mest bemerkelsesverdige galakser med supermassive sorte hullkandidater inkluderer Andromeda Galaxy , M32 , M87 , NGC 3115 , NGC 3377 , NGC 4258 , NGC 4889 , NGC 1277 , OJ 287 , APM 08279+5255 og Sombrero Galaxy .

Det er nå allment akseptert at sentrum av nesten alle galakser, ikke bare aktive, inneholder et supermassivt svart hull. Den tette observasjonskorrelasjonen mellom massen av dette hullet og hastighetsspredningen av vertsgalaksen's bule , kjent som M - sigma -forholdet , antyder sterkt en sammenheng mellom dannelsen av det sorte hullet og selve galaksen.

Simulering av gasssky etter nær tilnærming til det sorte hullet i sentrum av Melkeveien.

Mikrolinsering (foreslått)

En annen måte det svarte hullets natur på et objekt kan testes i fremtiden er gjennom observasjon av effekter forårsaket av et sterkt gravitasjonsfelt i nærheten. En slik effekt er gravitasjonslinsering : Deformasjonen av romtid rundt et massivt objekt får lysstråler til å avbøyes mye som lys som passerer gjennom en optisk linse . Det er gjort observasjoner av svak gravitasjonslinse, der lysstråler avbøyes med bare noen få buesekunder . Imidlertid har det aldri blitt observert direkte for et svart hull. En mulighet for å observere gravitasjonslinser ved et svart hull ville være å observere stjerner i bane rundt det sorte hullet. Det er flere kandidater for en slik observasjon i bane rundt Skytten A*.

Alternativer

Beviset for stjerners sorte hull er sterkt avhengig av eksistensen av en øvre grense for massen til en nøytronstjerne. Størrelsen på denne grensen er sterkt avhengig av forutsetningene om egenskapene til tett stoff. Nye eksotiske faser av materie kan presse denne grensen opp. En fase med frie kvarker med høy tetthet kan tillate eksistensen av tette kvarkstjerner, og noen supersymmetriske modeller forutsier eksistensen av Q -stjerner . Noen utvidelser av standardmodellen fremhever eksistensen av preoner som grunnleggende byggesteiner for kvarker og leptoner , som hypotetisk kan danne preon -stjerner . Disse hypotetiske modellene kan potensielt forklare en rekke observasjoner av stjerners sorte hullkandidater. Imidlertid kan det vises fra argumenter i generell relativitet at ethvert slikt objekt vil ha en maksimal masse.

Siden den gjennomsnittlige tettheten til et svart hull inne i Schwarzschild -radius er omvendt proporsjonal med kvadratet av massen, er supermassive sorte hull mye mindre tette enn stjernersorte hull (gjennomsnittlig tetthet på et 10 8  M svart hull er sammenlignbart med det på vann). Følgelig er fysikken i materie som danner et supermassivt svart hull mye bedre forstått, og de mulige alternative forklaringene på supermassive sorte hullobservasjoner er mye mer dagligdags. For eksempel kan et supermassivt svart hull modelleres av en stor klynge med veldig mørke objekter. Imidlertid er slike alternativer vanligvis ikke stabile nok til å forklare de supermassive kandidatene til sorte hull.

Bevisene for eksistensen av stjerners og supermassive sorte hull innebærer at for at sorte hull ikke skal dannes, må generell relativitet mislykkes som en teori om tyngdekraften, kanskje på grunn av starten på kvantemekaniske korreksjoner. Et mye etterlengtet trekk ved en teori om kvantegravitasjon er at den ikke vil inneholde singulariteter eller hendelseshorisonter, og dermed ville sorte hull ikke være ekte artefakter. For eksempel, i fuzzballmodellen basert på strengteori , har de enkelte tilstandene i en løsning med svart hull generelt ikke en hendelseshorisont eller singularitet, men for en klassisk/semiklassisk observatør fremstår det statistiske gjennomsnittet av slike tilstander som en vanlig sort hull som utledes av generell relativitet.

Noen få teoretiske objekter har blitt antatt å matche observasjoner av astronomiske sorte hullkandidater identisk eller nesten identisk, men som fungerer via en annen mekanisme. Disse inkluderer gravastaren , den svarte stjernen og den mørke energistjernen .

Åpne spørsmål

Entropi og termodynamikk

S = 1/4 c 3 k/ EN
Formelen for Bekenstein - Hawking -entropien ( S ) til et svart hull, som avhenger av området til det sorte hullet ( A ). Konstantene er lysets hastighet ( c ), Boltzmann -konstanten ( k ), Newtons konstant ( G ) og den reduserte Planck -konstanten ( ħ ). I Planck -enheter reduseres dette til S =EN/4.

I 1971 viste Hawking under generelle forhold at det totale arealet av hendelseshorisontene til en samling av klassiske sorte hull aldri kan reduseres, selv om de kolliderer og smelter sammen. Dette resultatet, nå kjent som den andre loven for svart hullsmekanikk , er bemerkelsesverdig lik termodynamikkens andre lov , som sier at den totale entropien til et isolert system aldri kan reduseres. Som med klassiske objekter ved absolutt null temperatur, ble det antatt at sorte hull hadde null entropi. Hvis dette var tilfellet, ville termodynamikkens andre lov krenket ved at entropi-ladet materie kommer inn i et svart hull, noe som resulterer i en reduksjon i universets totale entropi. Derfor foreslo Bekenstein at et svart hull skulle ha en entropi, og at det skulle være proporsjonalt med horisontområdet.

Koblingen til termodynamikkens lover ble ytterligere styrket av Hawkings oppdagelse om at kvantefeltteorien forutsier at et svart hull utstråler stråling av svart kropp ved en konstant temperatur. Dette forårsaker tilsynelatende et brudd på den andre loven om mekanikk for sorte hull, siden strålingen vil føre bort energi fra det sorte hullet og få det til å krympe. Strålingen bærer imidlertid også bort entropi, og det kan bevises under generelle forutsetninger at summen av entropien til saken rundt et svart hull og en fjerdedel av horisontens areal målt i Planck -enheter faktisk alltid øker. Dette tillater formulering av den første loven om mekanikk i sorte hull som en analog av termodynamikkens første lov , hvor massen fungerer som energi, tyngdekraften til overflaten som temperatur og området som entropi.

En forvirrende egenskap er at entropien til et svart hull skalerer med sitt område i stedet for med volumet, siden entropi normalt er en omfattende mengde som skaleres lineært med systemets volum. Denne merkelige egenskapen førte til at Gerard 't Hooft og Leonard Susskind foreslo det holografiske prinsippet , som antyder at alt som skjer i et volum av romtid kan beskrives med data på grensen til dette volumet.

Selv om generell relativitet kan brukes til å utføre en semi-klassisk beregning av svart hulls entropi, er denne situasjonen teoretisk sett utilfredsstillende. I statistisk mekanikk forstås entropi som å telle antallet mikroskopiske konfigurasjoner av et system som har de samme makroskopiske egenskapene (som masse, ladning, trykk, etc.). Uten en tilfredsstillende teori om kvantegravitasjon kan man ikke utføre en slik beregning for sorte hull. Noen fremskritt har blitt gjort med forskjellige tilnærminger til kvantegravitasjon. I 1995 viste Andrew Strominger og Cumrun Vafa at telling av mikrostatene til et spesifikt supersymmetrisk svart hull i strengteorien gjengitte Bekenstein - Hawking -entropien. Siden den gang har lignende resultater blitt rapportert for forskjellige sorte hull både i strengteori og i andre tilnærminger til kvantegravitasjon som sløyfe -kvantegravitasjon .

Informasjonstap paradoks

Uavklart problem i fysikk :

Går fysisk informasjon tapt i sorte hull?

Fordi et svart hull bare har noen få interne parametere, går mesteparten av informasjonen om saken som gikk til å danne det sorte hullet tapt. Uavhengig av hvilken type materie som går inn i et svart hull, ser det ut til at bare informasjon om total masse, ladning og vinkelmoment bevares. Så lenge det antas at sorte hull varer for alltid, er dette tapet av informasjon ikke så problematisk, da informasjonen kan tenkes å være eksisterende inne i det sorte hullet, utilgjengelig fra utsiden, men representert på hendelseshorisonten i samsvar med det holografiske prinsippet. Imidlertid fordamper sorte hull sakte ved å avgi Hawking -stråling. Denne strålingen ser ikke ut til å inneholde ytterligere informasjon om saken som dannet det sorte hullet, noe som betyr at denne informasjonen ser ut til å være borte for alltid.

Spørsmålet om informasjon virkelig går tapt i sorte hull (informasjonsparadokset for sorte hull ) har delt det teoretiske fysikkmiljøet (se Thorne - Hawking - Preskill bet ). I kvantemekanikk tilsvarer tap av informasjon brudd på en eiendom som kalles unitarity , og det har blitt hevdet at tap av enhetlighet også ville innebære brudd på bevaring av energi, selv om dette også har vært omstridt. I løpet av de siste årene har det blitt bygget bevis på at informasjon og enhetlighet er bevart i en fullstendig kvantegravitasjonsbehandling av problemet.

Ett forsøk på å løse informasjonsparadokset for sorte hull er kjent som komplementaritet for sorte hull . I 2012 ble " brannmurparadokset " introdusert med det mål å demonstrere at komplementaritet i sorte hull ikke løser informasjonsparadokset. I følge kvantefeltteorien i buet romtid involverer et enkelt utslipp av Hawking -stråling to partikler som er innbyrdes sammenfiltrede . Den utgående partikkelen rømmer og sendes ut som en mengde Hawking -stråling; den fallende partikkelen svelges av det sorte hullet. Anta at et svart hull dannet en endelig tid tidligere og vil fordampe helt bort i løpet av en endelig tid i fremtiden. Deretter vil den bare avgi en begrenset mengde informasjon som er kodet i Hawking -strålingen. Ifølge forskning fra fysikere som Don Page og Leonard Susskind, vil det til slutt være en tid da en utgående partikkel må vikles inn i all Hawking -strålingen det sorte hullet tidligere har avgitt. Dette skaper tilsynelatende et paradoks: et prinsipp som kalles " monogami of entanglement " krever at den utgående partikkelen, som ethvert kvantesystem, ikke kan bli helt sammenfiltret med to andre systemer samtidig; men her ser det ut til at den utgående partikkelen er viklet inn både i den fallende partikkelen og uavhengig av tidligere Hawking -stråling. For å løse denne motsetningen kan fysikere til slutt bli tvunget til å gi opp et av tre tidsprøvde prinsipper: Einsteins ekvivalensprinsipp, enhetlighet eller lokal kvantefeltteori. En mulig løsning, som bryter med ekvivalensprinsippet, er at en "brannmur" ødelegger innkommende partikler ved hendelseshorisonten. Generelt, som - om noen - av disse forutsetningene bør forlates, er fortsatt et debattemne.

Se også

Merknader

Referanser

Videre lesning

Populær lesning

Universitetsbøker og monografier

Gjennomgå papirer

Eksterne linker

Videoer