Gaură neagră | regiune a spațiului din care nimic, nici măcar lumina, nu poate scăpa

Istoric

În 1783, un cleric englez pe nume John Michell a scris că ar fi posibil ca ceva să fie atât de greu încât să trebuiască să mergi cu viteza luminii pentru a scăpa de gravitația sa. Gravitația devine mai puternică pe măsură ce ceva devine mai masiv. Pentru ca un obiect mic, cum ar fi o rachetă, să scape de un obiect mai mare, cum ar fi Pământul, trebuie să scape de atracția gravitațională a Pământului, altfel va cădea înapoi. Viteza pe care trebuie să o parcurgă pentru a scăpa se numește viteză de evadare. Planetele mai mari (precum Jupiter) și stelele au o masă mai mare și au o gravitație mai puternică decât cea a Pământului. Prin urmare, viteza de evadare ar trebui să fie mult mai mare. John Michell credea că este posibil ca ceva să fie atât de mare încât viteza de evadare să fie mai mare decât viteza luminii, astfel încât nici măcar lumina să nu poată scăpa. În 1796, Pierre-Simon Laplace a scris despre aceeași idee în prima și a doua ediție a cărții sale Exposition du système du Monde (a fost eliminată din edițiile ulterioare).

Unii oameni de știință au crezut că Michell ar putea avea dreptate, dar alții au crezut că lumina nu are masă și nu ar fi atrasă de gravitație. Teoria sa a fost uitată.

În 1916, Albert Einstein a scris o explicație a gravitației numită relativitate generală.

• Masa face ca spațiul (și spațiu-timpul) să se îndoaie sau să se curbeze. Lucrurile în mișcare "cad" sau urmează curbele din spațiu. Aceasta este ceea ce numim gravitație.
• Lumina călătorește întotdeauna cu aceeași viteză și este afectată de gravitație. Dacă pare că își schimbă viteza, înseamnă că se deplasează de fapt de-a lungul unei curbe în spațiu-timp.

Câteva luni mai târziu, în timp ce se afla în Primul Război Mondial, fizicianul german Karl Schwarzschild a folosit ecuațiile lui Einstein pentru a demonstra că o gaură neagră poate exista. Raza Schwarzschild reprezintă dimensiunea orizontului de evenimente al unei găuri negre care nu se rotește. Această rază reprezintă măsura în care viteza de evadare este egală cu viteza luminii. Dacă raza unei stele este mai mică, atunci lumina nu poate scăpa, iar aceasta ar fi o stea întunecată sau o gaură neagră.

În 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar a prezis că stelele mai grele decât Soarele ar putea să se prăbușească atunci când nu mai au hidrogen sau alți combustibili nucleari pentru a arde. În 1939, Robert Oppenheimer și H. Snyder au calculat că o stea ar trebui să fie de cel puțin trei ori mai masivă decât Soarele pentru a forma o gaură neagră. În 1967, John Wheeler a inventat pentru prima dată denumirea de "gaură neagră". Înainte de aceasta, ele erau numite "stele întunecate".

În 1970, Stephen Hawking și Roger Penrose au demonstrat că găurile negre trebuie să existe. Deși găurile negre sunt invizibile (nu pot fi văzute), o parte din materia care cade în ele este foarte strălucitoare.

Începând cu primăvara anului 2019, a existat o imagine a unei găuri negre sau, mai degrabă, a lucrurilor care orbitează în jurul găurii negre. Imaginea a necesitat multe fotografii din diferite locații. Unul dintre membrii echipei (Katie Bouman) a realizat o compilație a tuturor imaginilor într-o singură imagine singulară.

În 2020, Roger Penrose, Reinhard Genzel și Andrea Ghez au primit Premiul Nobel pentru Fizică pentru activitatea lor privind teoria găurilor negre.

 

Formarea găurilor negre

Colapsul gravitațional al unor stele uriașe (cu masă mare) provoacă găuri negre de "masă stelară". Este posibil ca formarea stelelor în universul timpuriu să fi creat stele foarte mari. Atunci când acestea s-au prăbușit, au creat găuri negre de până la 10³ mase solare. Aceste găuri negre pot fi semințele găurilor negre supermasive care se găsesc în centrul majorității galaxiilor.

Cea mai mare parte a energiei eliberate în colapsul gravitațional este cedată foarte repede. Un observator îndepărtat vede materialul care cade încet și apoi se oprește chiar deasupra orizontului evenimentului din cauza dilatării gravitaționale a timpului. Lumina emisă chiar înainte de orizontul evenimentelor este întârziată cu o perioadă infinită de timp. Astfel, observatorul nu vede niciodată formarea orizontului evenimentelor. În schimb, materialul care se prăbușește pare să devină mai slab și din ce în ce mai deplasat spre roșu, dispărând în cele din urmă.

 

Găuri negre supermasive

De asemenea, au fost găsite găuri negre în mijlocul aproape tuturor galaxiilor din universul cunoscut. Acestea se numesc găuri negre supermasive (SBH) și sunt cele mai mari găuri negre dintre toate. Acestea s-au format când Universul era foarte tânăr și au contribuit la formarea tuturor galaxiilor.

Se crede că quasarii sunt alimentați de gravitația care colectează material în găurile negre supermasive din centrul galaxiilor îndepărtate. Lumina nu poate scăpa din SBH-urile din centrul quasarilor, astfel încât energia care scapă este transformată în afara orizontului evenimentelor prin tensiuni gravitaționale și prin frecarea imensă asupra materialului care intră.

Mase centrale uriașe (între 10⁶ și 10⁹ mase solare) au fost măsurate în quasari. Câteva zeci de galaxii mari din apropiere, fără semne de nucleu de quasar, au o gaură neagră centrală similară în nucleul lor. Prin urmare, se crede că toate galaxiile mari au una, dar numai o mică parte dintre ele sunt active (cu suficientă acreție pentru a alimenta radiația) și, prin urmare, sunt văzute ca quasari.

 

Efectul asupra luminii

În mijlocul unei găuri negre se află un centru gravitațional numit singularitate. Este imposibil să vezi în interiorul acesteia, deoarece gravitația împiedică scăparea luminii. În jurul micii singularități, există o zonă mare în care lumina care ar trece în mod normal este, de asemenea, absorbită. Marginea acestei zone se numește orizontul evenimentelor. Zona din interiorul orizontului evenimentelor este gaura neagră. Gravitația găurii negre devine mai slabă la distanță. Orizontul evenimentelor este locul cel mai îndepărtat de mijlocul găurii negre, unde gravitația este încă suficient de puternică pentru a capta lumina.

În afara orizontului evenimentelor, lumina și materia vor fi în continuare atrase spre gaura neagră. Dacă o gaură neagră este înconjurată de materie, materia va forma un "disc de acreție" (acreție înseamnă "adunare") în jurul găurii negre. Un disc de acumulare seamănă cu inelele lui Saturn. Pe măsură ce este aspirată, materia devine foarte fierbinte și emite radiații cu raze X în spațiu. Gândiți-vă la acest lucru ca la apa care se învârte în jurul găurii înainte de a cădea înăuntru.

Cele mai multe găuri negre sunt prea îndepărtate pentru ca noi să putem vedea discul de acreție și jetul. Singurul mod de a ști că o gaură neagră se află acolo este să vedem cum se comportă stelele, gazul și lumina în jurul ei. În apropierea unei găuri negre, chiar și obiectele mari ca o stea se mișcă într-un mod diferit, de obicei mai repede decât ar fi făcut-o dacă gaura neagră nu ar fi fost acolo.

Deoarece nu putem vedea găurile negre, acestea trebuie detectate prin alte mijloace. Atunci când o gaură neagră trece între noi și o sursă de lumină, lumina se curbează în jurul găurii negre, creând o imagine în oglindă. Acest efect se numește lentilă gravitațională.

 
Crucea lui Einstein: patru imagini de la un quasar  


Imaginea artistului: o gaură neagră care smulge stratul exterior al unei stele din apropiere. Aceasta este înconjurată de un disc de energie, care produce un jet de radiații.  

Radiația Hawking

Radiația Hawking este o radiație de corp negru emisă de o gaură neagră, datorită efectelor cuantice din apropierea orizontului evenimentelor. Este denumită astfel după fizicianul Stephen Hawking, care a furnizat un argument teoretic pentru existența ei în 1974.

Radiația Hawking reduce masa și energia găurii negre și, prin urmare, este cunoscută și sub numele de evaporarea găurii negre. Acest lucru se întâmplă din cauza perechilor de particule virtuale-antiparticule. Din cauza fluctuațiilor cuantice, se întâmplă când una dintre particule cade înăuntru, iar cealaltă pleacă cu energia/masa. Din acest motiv, se așteaptă ca găurile negre care pierd mai multă masă decât câștigă prin alte mijloace să se micșoreze și, în cele din urmă, să dispară. Se preconizează că microgăurile negre (MBH) sunt emițătoare nete de radiații mai mari decât găurile negre mai mari și ar trebui să se micșoreze și să se disipeze mai repede.

 

Proprietăți ale găurilor negre

Teorema "fără păr" afirmă că o gaură neagră stabilă are doar trei proprietăți fizice independente: masă, sarcină și moment unghiular. Dacă acest lucru este adevărat, atunci orice două găuri negre care au aceleași valori pentru aceste trei proprietăți vor arăta la fel. Până în 2020, nu este clar dacă teorema "no hair" este adevărată pentru găurile negre reale.

Proprietățile sunt speciale, deoarece toate trei pot fi măsurate din afara găurii negre. De exemplu, o gaură neagră încărcată respinge alte sarcini similare, la fel ca orice alt obiect încărcat. În mod similar, masa totală din interiorul unei sfere care conține o gaură neagră poate fi găsită prin utilizarea analogului gravitațional al legii lui Gauss, departe de gaura neagră. Momentul unghiular sau spinul poate fi, de asemenea, măsurat de la mare distanță.