Czarna dziura

W 1783 r. angielski duchowny o nazwisku John Michell napisał, że może być możliwe, aby coś było tak ciężkie, że trzeba by jechać z prędkością światła, aby oderwać się od jego grawitacji. Grawitacja staje się silniejsza, gdy coś staje się większe lub bardziej masywne. Aby mała rzecz, jak rakieta, uciekła od większej rzeczy, jak Ziemia, musi uciec przed ciągnięciem naszej grawitacji, albo opadnie z powrotem. Prędkość, z jaką rakieta musi poruszać się w górę, aby uciec od ziemskiej grawitacji, nazywa się prędkością ucieczki. Większe planety (jak Jowisz) i gwiazdy mają więcej masy i mają silniejszą grawitację niż Ziemia. Dlatego też prędkość ucieczki jest znacznie większa. John Michell myślał, że jest możliwe, aby coś było tak duże, że prędkość ucieczki będzie szybsza niż prędkość światła, więc nawet światło nie może uciec. W 1796 roku Pierre-Simon Laplace promował tę samą ideę w pierwszym i drugim wydaniu swojej książki Exposition du système du Monde (została ona usunięta z późniejszych wydań).

Niektórzy naukowcy uważali, że Michell może mieć rację, ale inni uważali, że światło nie ma masy i nie będzie ciągnięte przez grawitację. Jego teoria została zapomniana.

W 1916 roku Albert Einstein napisał wyjaśnienie grawitacji zwane ogólną względnością.

• Masa powoduje wyginanie się przestrzeni (i czasoprzestrzeni) lub krzywiznę. Poruszające się rzeczy "spadają wzdłuż" lub podążają za krzywymi w przestrzeni. To jest to, co nazywamy grawitacją.
• Światło zawsze porusza się z tą samą prędkością i jest pod wpływem grawitacji. Jeżeli wydaje się, że zmienia prędkość, to naprawdę podróżuje po łuku w czasoprzestrzeni.

Kilka miesięcy później, podczas służby w I wojnie światowej, niemiecki fizyk Karl Schwarzschild użył równań Einsteina, aby pokazać, że czarna dziura może istnieć. W 1930 r. Subrahmanyan Chandrasekhar przewidział, że gwiazdy cięższe od Słońca mogą upaść, gdy zabraknie im wodoru lub innych paliw jądrowych do spalania. W 1939 r. Robert Oppenheimer i H. Snyder obliczyli, że gwiazda musi być co najmniej trzy razy masywniejsza od Słońca, aby utworzyć czarną dziurę. W 1967 roku John Wheeler po raz pierwszy wymyślił nazwę "czarna dziura". Wcześniej były one nazywane "ciemnymi gwiazdami".

W 1970 r. Stephen Hawking i Roger Penrose pokazali, że czarne dziury muszą istnieć. Chociaż czarne dziury są niewidoczne (nie mo"na ich zobaczyć), część materii, która do nich wpada, jest bardzo jasna.

Zapaść grawitacyjna

Grawitacyjne zapadanie się ogromnych (wysokomasowych) gwiazd powoduje powstawanie "masy gwiezdnej" czarnych dziur. Powstawanie gwiazd we wczesnym Wszechświecie mogło spowodować powstanie bardzo masywnych gwiazd, które na skutek zawalenia się produkowałyby czarne dziury o masie do ¹⁰³ mas Słońca. Te czarne dziury mogą być nasionami supermasywnych czarnych dziur, które znajdują się w centrach większości galaktyk.

Większość energii uwalnianej w zapaści grawitacyjnej jest emitowana bardzo szybko. Dalekiemu obserwatorowi, z powodu grawitacyjnej dylatacji czasowej, materiał rozpadający się powoli i zatrzymuje się tuż nad horyzontem zdarzenia. Światło emitowane tuż przed horyzontem zdarzeń jest opóźnione o nieskończoną ilość czasu. Tak więc obserwator nigdy nie widzi tworzenia się horyzontu zdarzeń. Zamiast tego, zapadający się materiał wydaje się być coraz ciemniejszy i coraz bardziej przesunięty na czerwono, ostatecznie zanikając.

Czarne dziury zostały również znalezione w środku prawie każdej galaktyki w znanym wszechświecie. Są one nazywane supermasywnymi czarnymi dziurami (SBH) i są największymi czarnymi dziurami ze wszystkich. Powstały one, gdy Wszechświat był bardzo młody, a także przyczyniły się do powstania wszystkich galaktyk.

Uważa się, że kwazary są zasilane przez grawitację zbierającą materiał do SBH w centrach odległych galaktyk. Światło nie może wydostać się z SBH w centrum kwazarów, więc uciekająca energia jest wytwarzana poza horyzontem zdarzeń przez naprężenia grawitacyjne i ogromne tarcie na napływającej materii.

Ogromne masy centralne (¹⁰⁶ do ¹⁰⁹ mas promieniowania słonecznego) zostały zmierzone w kwazarach. Kilkadziesiąt pobliskich dużych galaktyk, bez śladu jądra kwazara, zawiera podobną środkową czarną dziurę w swoich jądrach. Dlatego uważa się, że wszystkie duże galaktyki mają jedną, ale tylko niewielka część jest aktywna (z wystarczającą ilością akrecji do zasilania promieniowania) i dlatego są postrzegane jako kwazary.

W środku czarnej dziury znajduje się centrum grawitacyjne zwane osobliwością. Nie można go zobaczyć, ponieważ grawitacja uniemożliwia ucieczkę światła. Wokół tej małej osobliwości znajduje się duży obszar, na którym światło, które normalnie przechodziłoby obok, również zostaje zassane. Krawędź tego obszaru nazywana jest horyzontem zdarzeń. Obszar poza horyzontem zdarzeń jest czarną dziurą. Grawitacja czarnej dziury osłabia się w pewnej odległości. Horyzont zdarzeniowy to miejsce najbardziej oddalone od środka, gdzie grawitacja jest wciąż wystarczająco silna, aby uwięzić światło.

Poza horyzontem zdarzeń, światło i materia nadal będą ciągnięte w kierunku czarnej dziury. Jeśli czarna dziura zostanie otoczona przez materię, materia utworzy wokół niej "dysk akrecyjny" (akrecja oznacza "gromadzenie"). Dysk akrecyjny wygląda jak pierścienie Saturna. Kiedy zostanie wessany, materia staje się bardzo gorąca i wystrzeliwuje promieniowanie rentgenowskie w przestrzeń. Pomyśl o tym, jak woda wiruje wokół dziury, zanim do niej wpadnie.

Większość czarnych dziur jest za daleko, żebyśmy mogli zobaczyć dysk akrecyjny i odrzutowiec. Jedynym sposobem na poznanie czarnej dziury jest zobaczenie, jak zachowują się wokół niej gwiazdy, gaz i światło. Z czarną dziurą w pobliżu, nawet obiekty tak duże jak gwiazda poruszają się w inny sposób, zwykle szybciej niż gdyby czarnej dziury tam nie było.

Ponieważ nie widzimy czarnych dziur, trzeba je wykryć w inny sposób. Kiedy czarna dziura przechodzi między nami a źródłem światła, światło zakręca się wokół czarnej dziury tworząc lustrzany obraz. Efekt ten nazywany jest soczewką grawitacyjną.

Promieniowanie Jastrzębia to promieniowanie ciała czarnego, które jest emitowane przez czarną dziurę, w wyniku efektów kwantowych w pobliżu horyzontu zdarzeń. Nazwa pochodzi od fizyka Stephena Hawkinga, który w 1974 r. przedstawił teoretyczny argument za jego istnieniem.

Promieniowanie jastrzębia zmniejsza masę i energię czarnej dziury i dlatego jest znane również jako parowanie czarnej dziury. Dzieje się tak z powodu wirtualnych par cząstka-cząsteczka-północ. Ze względu na wahania kwantowe, jedna z cząstek wpada do środka, a druga uchodzi z masą/energetyką. Z tego powodu oczekuje się, że czarne dziury, które tracą więcej masy niż zyskują za pomocą innych środków, skurczą się i ostatecznie znikną. Przewiduje się, że mikro czarne dziury (MBH) będą większymi emiterami promieniowania netto niż większe czarne dziury i powinny kurczyć się i rozpraszać szybciej.