Fekete lyuk - Black hole

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából

A fekete lyuk a téridő olyan területe, ahol a gravitáció olyan erős, hogy semmi - sem részecske, sem akár elektromágneses sugárzás , például fény - nem tud elmenekülni belőle. Az általános relativitáselmélet azt jósolja, hogy egy kellően kompakt tömeg deformálhatja a téridőt, hogy fekete lyukat képezzen. A menekülés határait eseményhorizontnak nevezzük . Noha óriási hatással van az áthaladó tárgy sorsára és körülményeire, az általános relativitáselmélet szerint nincsenek lokálisan detektálható tulajdonságai. Sok szempontból a fekete lyuk ideális fekete testként viselkedik , mivel nem tükröz fényt. Ezenkívül a görbült téridőbeli kvantumtér-elmélet azt jósolja, hogy az eseményhorizontok Hawking-sugárzást bocsátanak ki , ugyanolyan spektrummal, mint a tömegével fordítottan arányos fekete test. Ez a hőmérséklet a sorrendben milliárdod Kelvin a fekete lyukak a csillagok tömege , ami lényegében lehetetlen megfigyelni közvetlenül.

Azokra az objektumokra, amelyeknek a gravitációs terei túl erősek ahhoz, hogy a fény elmeneküljön, John Michell és Pierre-Simon Laplace vetette fel először a 18. században . Az általános relativitáselmélet első modern megoldását, amely a fekete lyukat jellemezné, Karl Schwarzschild találta meg 1916-ban, és annak értelmezését mint térterületet, ahonnan semmi nem menekülhet el, David Finkelstein adta ki először 1958-ban. kíváncsiság; csak az 1960-as években mutatta be az elméleti munka, hogy az általános relativitáselmélet általános jóslata volt. A felfedezés a neutroncsillagok által Jocelyn Bell Burnell 1967 felkeltette az érdeklődést gravitációsan összeomlott kompakt objektumok, mint lehetséges asztrofizikai valóság. Az első ismert fekete lyuk a Cygnus X-1 volt , amelyet több kutató önállóan azonosított 1971-ben.

Csillagtömegű fekete lyukak keletkeznek, amikor nagyon hatalmas csillagok omlanak össze életciklusuk végén. Miután egy fekete lyuk kialakult, a környezetéből származó tömeg felszívásával tovább növekedhet. Más csillagok elnyelésével és más fekete lyukakkal való összeolvadással milliónyi naptömegű ( M ) szupermasszív fekete lyuk keletkezhet. Egyetértés van abban, hogy a legtöbb galaxis közepén szupermasszív fekete lyukak vannak .

A fekete lyuk jelenléte arra következtethet, hogy kölcsönhatásba lép más anyaggal és elektromágneses sugárzással, például látható fénnyel. A fekete lyukra hulló anyag a súrlódás által felmelegített külső akkumulációs korongot képezhet , és kvazárokat képezhet , amelyek az univerzum legfényesebb tárgyai. A szupermasszív fekete lyukhoz túl közel haladó csillagok olyan szalagokká apríthatók, amelyek nagyon fényesen ragyognak, mielőtt "lenyelik" őket. Ha vannak olyan csillagok, amelyek egy fekete lyuk körül keringenek, pályájukkal meghatározható a fekete lyuk tömege és helye. Az ilyen megfigyelések felhasználhatók a lehetséges alternatívák kizárására, mint például a neutroncsillagok. Ily módon a csillagászok számos csillagfekete jelöltet azonosítottak bináris rendszerekben , és megállapították, hogy a Tejút- galaxis középpontjában a Nyilas A * néven ismert rádióforrás körülbelül 4,3 millió naptömegű szupermasszív fekete lyukat tartalmaz.

Február 11-én 2016-ban a LIGO Scientific Collaboration és a szűz együttműködés bejelentette az első közvetlen kimutatására a gravitációs hullámok , ami szintén az első olyan megfigyelés egy fekete lyuk egyesülést. 2018 decemberében tizenegy gravitációs hullám eseményt figyeltek meg, amelyek tíz egyesülő fekete lyukból eredtek (egy bináris neutroncsillag-összeolvadással együtt ). Április 10-én 2019-ben az első közvetlen kép egy fekete lyuk és környéke tették közzé, a következő észrevételeket, amelyeket a Event Horizon Telescope (EHT) 2017-ben a szupermasszív fekete lyuk Messier 87 „s galaktikus központ . 2021 márciusában az EHT Együttműködés először mutatta be a fekete lyuk polarizált képét , amely segíthet jobban feltárni a kvazárokat előidéző erőket .

A tér feketesége, a narancssárga és a vörös gáz fánkjának középpontjaként feketével jelölve
A szupermasszív fekete lyuk a
Messier 87
szuperóriás elliptikus galaxis magjában , amelynek tömege a Nap tömegének körülbelül 7 milliárdszorosa, amint azt az Event Horizon Telescope (2019. április 10.) által kiadott rádióhullámokban megjelenő első hamis színű kép mutatja . Láthatóak a félhold alakú emissziós gyűrű és a központi árnyék, amelyek gravitációsan nagyított nézetek a fekete lyuk fotongyűrűjére és annak eseményhorizontjának fotonfogó zónájára . A félhold alakja a fekete lyuk forgásának és relativisztikus sugárzásának köszönhető ; az árnyék körülbelül 2,6-szorosa az eseményhorizont átmérőjének.
Schwarzschild fekete lyuk
A gravitációs lencsék szimulációja egy fekete lyuk segítségével, amely torzítja a háttérben lévő galaxis képét
A gázfelhőt a Tejút közepén fekete lyuk szakítja szét (a 2006-os, a 2010-es és a 2013-as megfigyeléseket kék, zöld és piros színnel mutatják).

2021-től a legközelebbi ismert, fekete lyuknak vélt test körülbelül 1500 fényévnyire van (lásd a legközelebbi fekete lyukak listáját ). Noha a Tejútrendszerben eddig csak pár tucat fekete lyukat találtak, úgy gondolják, hogy százmilliók vannak, amelyek többsége magányos és nem okoz sugárzást, így csak gravitációs lencsével lehetne észlelni .

Történelem

Szimulált kilátás egy fekete lyukra a Nagy Magellán Felhő előtt . Vegye figyelembe a gravitációs lencsehatást , amely két nagyított, de erősen torz képet nyújt a Felhőre. A tetején a Tejút lemez ívre torzulni látszik.

Egy olyan hatalmas test gondolatát, hogy még a fény sem menekülhetett el, John Michell csillagászati ​​úttörő és angol egyházfő röviden felvetette 1784 novemberében közzétett levelében. Michell leegyszerűsítő számításai azt feltételezték, hogy egy ilyen test sűrűsége azonos lehet a Napéval, és arra a következtetésre jutott hogy egy ilyen test akkor képződik, ha egy csillag átmérője 500- szorosával meghaladja a Napét , és a felszíni menekülési sebesség meghaladja a szokásos fénysebességet. Michell helyesen megjegyezte, hogy az ilyen szupermasszív, de nem sugárzó testek a közeli látható testekre gyakorolt ​​gravitációs hatásuk révén kimutathatók. A korabeli tudósokat kezdetben izgatta az a javaslat, miszerint óriási, de láthatatlan csillagok rejtőzhetnek el, de a lelkesedés csillapodott, amikor a 19. század elején nyilvánvalóvá vált a fény hullámszerű jellege.

Ha a fény hullám lenne, nem pedig " test ", akkor nem világos, hogy egyáltalán mi lenne a gravitáció hatása a szökő fényhullámokra. A modern fizika diszkreditálja Michell azon elképzelését, hogy a fénysugár közvetlenül a szupermasszív csillag felszínéről lő, amelyet a csillag gravitációja lelassít, megáll, majd szabadon visszaesik a csillag felszínére.

Általános relativitáselmélet

1915-ben Albert Einstein kidolgozta az általános relativitáselméletét , korábban megmutatta, hogy a gravitáció valóban befolyásolja a fény mozgását. Csak néhány hónappal később, Karl Schwarzschild talált megoldást az Einstein-mezőegyenletekre , amelyek egy ponttömeg és egy gömbtömeg gravitációs mezőjét írják le . Néhány hónappal Schwarzschild után Johannes Droste, Hendrik Lorentz hallgatója függetlenül ugyanazt a megoldást adta a ponttömegre , és bővebben írt annak tulajdonságairól. Ez a megoldás sajátos magatartást tanúsított az úgynevezett Schwarzschild-sugárnál , ahol szingularissá vált , vagyis az Einstein-egyenletek egyes kifejezései végtelenné váltak. Ennek a felületnek a természetét akkor még nem teljesen értették. 1924-ben Arthur Eddington kimutatta, hogy a szingularitás eltűnt a koordináták megváltoztatása után (lásd Eddington – Finkelstein koordináták ), bár Georges Lemaître 1933-ig tartott, míg rájött, hogy ez azt jelenti, hogy a Schwarzschild-sugár szingularitása nem fizikai koordináta-szingularitás . Arthur Eddington azonban egy 1926-os könyvben kommentálta a Schwarzschild sugárig összenyomott tömegű csillag lehetőségét, megjegyezve, hogy Einstein elmélete lehetővé teszi számunkra, hogy kizárjuk a Betelgeuse-hez hasonló látható csillagok túl nagy sűrűségét, mert "egy 250 millió km sugarú csillag Először is, a gravitációs erő olyan nagy lenne, hogy a fény képtelen lenne elmenekülni onnan, a sugarak pedig visszazuhannak a csillagra, mint egy kő a földre. Másodszor, a vörös eltolódás A spektrális vonalak egyike olyan nagy lenne, hogy a spektrum eltolódna a létezéséből. Harmadszor, a tömeg annyi görbületet eredményez a téridő-mutatónak, hogy a tér bezárul a csillag körül, és kint hagy minket (azaz sehol).

1931-ben Subrahmanyan Chandrasekhar speciális relativitáselmélet alkalmazásával kiszámította, hogy az elektron-degenerált anyag nem forgó testének, amely egy bizonyos korlátozó tömeg felett van (ma Chandrasekhar határnak hívják 1,4  M ☉-nál ), nincsenek stabil megoldások. Számos kortársa, például Eddington és Lev Landau , ellenezte érveit, és azt állította, hogy valamilyen még ismeretlen mechanizmus megállítja az összeomlást. Részben igazuk volt: a Chandrasekhar határánál kissé masszívabb fehér törpe neutroncsillaggá omlik össze , amely maga is stabil. De 1939-ben Robert Oppenheimer és mások azt jósolták, hogy egy másik határ (a Tolman – Oppenheimer – Volkoff határ ) fölötti neutroncsillagok Chandrasekhar által bemutatott okok miatt tovább omlanak össze, és arra a következtetésre jutottak, hogy valószínűleg egyetlen fizikai törvény sem avatkozik be, és legalább néhányat megállít. csillagok az összeomlástól a fekete lyukakig. Eredeti számításaik a Pauli kizárási elv alapján 0,7  M ☉ -nek adták ; további megvitatás erős erő-közvetített neutron-neutron taszítás emelte a becslést, hogy körülbelül 1,5  M 3,0  M . A GW170817 neutroncsillag-fúzió megfigyelései , amelyekről azt gondolják, hogy nem sokkal később fekete lyukat generáltak, a TOV-határértéket ~ 2,17  M ined-ra finomították .

Oppenheimer és társszerzői a szingularitást a Schwarzschild sugár határán értelmezték, jelezve, hogy ez egy buborék határa, amelyben az idő megáll. Ez érvényes nézőpont a külső megfigyelők számára, de nem az eső megfigyelők számára. Ezen tulajdonság miatt az összeomlott csillagokat "fagyott csillagoknak" nevezték, mert egy külső szemlélő abban a pillanatban látta, hogy a csillag felülete időben megfagyott, amikor összeomlása a Schwarzschild sugár felé viszi.

aranykor

1958-ban David Finkelstein a Schwarzschild felületet eseményhorizontként azonosította , "tökéletes egyirányú membránként: az oksági hatások csak egy irányban léphetik át". Ez nem mondott szigorúan ellentmondást az Oppenheimer-eredményeknek, de kiterjesztette azokat az eső megfigyelők nézőpontjára. Finkelstein megoldása kiterjesztette a Schwarzschild megoldást a fekete lyukba eső megfigyelők jövőjére. Már egy teljes kiterjesztést talált Martin Kruskal , akit felszólítottak annak közzétételére.

Ezek az eredmények az általános relativitáselmélet aranykorának kezdetén születtek , amelyet az általános relativitáselmélet és a fekete lyukak váltak a kutatás fő témáivá. Ezt a folyamatot segítette a felfedezés pulzár által Jocelyn Bell Burnell 1967-ben, amely szerint 1969-ben kimutatták, hogy gyorsan forgó neutroncsillagok. Addig a neutroncsillagokat, mint a fekete lyukakat, csak elméleti érdekességeknek tekintették; de a pulzárok felfedezése megmutatta fizikai relevanciájukat, és további érdeklődést váltott ki a gravitációs összeomlás által képződő kompakt objektumok minden típusa iránt.

Ebben az időszakban általánosabb fekete lyuk megoldásokat találtak. 1963-ban Roy Kerr talált a pontos megoldást a forgó fekete lyuk . Két évvel később Ezra Newman megtalálta a tengelyszimmetrikus megoldást egy forgó és elektromos töltésű fekete lyukra . Werner Israel , Brandon Carter és David Robinson munkája révén megjelent a hajszál nélküli tétel , amely kimondta, hogy az álló fekete lyuk megoldását teljesen leírja a Kerr – Newman mutató három paramétere : tömeg , szögimpulzus és elektromos töltés.

Eleinte azt gyanították, hogy a fekete lyuk-megoldások furcsa vonásai az alkalmazott szimmetriai viszonyok kóros leletei, és hogy a szingularitások nem jelennek meg általános helyzetekben. Ezt a nézetet különösen Vlagyimir Belinszkij , Isaak Khalatnikov és Evgeny Lifshitz tartotta , akik megpróbálták bebizonyítani, hogy az általános megoldásokban nem jelennek meg szingularitások. Az 1960-as évek végén azonban Roger Penrose és Stephen Hawking globális technikákkal bizonyította, hogy a szingularitások általában megjelennek. Ezért a munkáért Penrose megkapta a 2020-as fizikai Nobel-díj felét , Hawking 2018-ban elhunyt. Az 1970-es évek elején Greenwichben és Torontóban tett megfigyelések alapján az 1964-ben felfedezett galaktikus röntgenforrás , a Cygnus X-1 lett a az első csillagászati ​​tárgy, amelyet általában fekete lyuknak fogadnak el.

James Bardeen , Jacob Bekenstein , Carter és Hawking munkája az 1970-es évek elején a fekete lyuk termodinamikájának megfogalmazásához vezetett . Ezek a törvények leírják a fekete lyuk viselkedését a termodinamika törvényeivel szoros analógiában, a tömeg energiához, a terület entrópiához és a felületi gravitáció a hőmérséklethez viszonyítva . Az analógia akkor fejeződött be, amikor Hawking 1974-ben kimutatta, hogy a kvantumtér-elmélet azt sugallja, hogy a fekete lyukaknak úgy kell sugározniuk, mint egy fekete testnek , amelynek hőmérséklete arányos a fekete lyuk felületi gravitációjával, megjósolva a most Hawking-sugárzásnak nevezett hatást .

Etimológia

John Michell a "sötét csillag" kifejezést használta, a 20. század elején pedig a fizikusok a "gravitációsan összeomlott tárgy" kifejezést használták. Marcia Bartusiak tudományos író a "fekete lyuk" kifejezést Robert H. Dicke fizikusra vezeti vissza , aki a hatvanas évek elején állítólag a kalkuttai fekete lyukhoz hasonlította a jelenséget , amely hírhedt börtön, ahová az emberek beléptek, de soha nem hagyták életben.

A „fekete lyuk” használták nyomtatásban Élet és Tudomány News magazin 1963-ban, valamint a tudományos újságíró Ann Ewing írásában »fekete lyukak«Space”, január 18-án 1964 volt jelentést ülésén az Ohio-i Cleveland-ben megrendezett Amerikai Tudományos Fejlesztési Egyesület .

1967 decemberében egy hallgató állítólag John Wheeler előadásában javasolta a "fekete lyuk" kifejezést ; Wheeler elfogadta a rövidség és a "reklámérték" kifejezését, és gyorsan elkapta, és néhányan a Wheeler nevéhez fűződtek a kifejezés megalkotásával.

Tulajdonságok és felépítés

Egy nem forgó fekete lyuk egyszerű illusztrációja

A szőr nélküli tétel azt feltételezi, hogy miután a kialakulása után stabil állapotot ér el, a fekete lyuknak csak három független fizikai tulajdonsága van: tömeg, elektromos töltés és szögimpulzus; a fekete lyuk egyébként jellegtelen. Ha a sejtés igaz, bármely két fekete lyuk, amelyek ugyanazokkal az értékekkel rendelkeznek ezen tulajdonságok vagy paraméterek tekintetében, nem különböztethetők meg egymástól. Az, hogy a sejtés mennyire igaz a valódi fekete lyukakra a modern fizika törvényei szerint, jelenleg megoldatlan probléma.

Ezek a tulajdonságok azért különlegesek, mert a fekete lyukon kívülről láthatók. Például egy feltöltött fekete lyuk más hasonló töltéseket taszít, mint bármelyik másik töltött tárgy. Hasonlóképpen, a fekete lyukat tartalmazó gömb belsejében található teljes tömeg megtalálható a Gauss-törvény gravitációs analógjának felhasználásával (az ADM tömegen keresztül ), messze a fekete lyuktól. Hasonlóképpen, a szögimpulzus (vagy spin) messziről mérhető a gravitomagnetikus mező által a keret húzásával , például a Lense-Thirring effektus segítségével .

Amikor egy tárgy egy fekete lyukba esik, a tárgy alakjára vagy a rajta levő töltet eloszlására vonatkozó minden információ egyenletesen oszlik el a fekete lyuk horizontján, és elveszik a külső megfigyelők számára. A horizont viselkedése ebben a helyzetben disszipatív rendszer , amely szorosan analóg a súrlódással és elektromos ellenállással rendelkező vezetőképes, rugalmas membránéval - a membrán paradigmájával . Ez különbözik a többi olyan térelmélettől , mint például az elektromágnesesség, amelyek mikroszkopikus szinten nem rendelkeznek súrlódással vagy ellenállással, mert időben visszafordíthatók . Mivel a fekete lyuk végül csak három paraméter mellett éri el a stabil állapotot, így nem lehet elkerülni a kezdeti feltételekkel kapcsolatos információk elvesztését: a fekete lyuk gravitációs és elektromos tere nagyon kevés információt ad arról, hogy mi ment be. magában foglal minden olyan mennyiséget, amely nem mérhető messze a fekete lyuk horizontjától, beleértve a megközelítőleg konzervált kvantumszámokat , például a teljes barionszámot és a leptonszámot . Ez a viselkedés annyira elgondolkodtató, hogy fekete lyuk információvesztési paradoxonnak hívták .

Gravitációs idő tágulás egy fekete lyuk körül

Fizikai tulajdonságok

A legegyszerűbb statikus fekete lyukaknak van tömegük, de sem elektromos töltésük, sem szögletük nincs. Ezek a fekete lyukak gyakran nevezik Schwarzschild fekete lyukak után Karl Schwarzschild aki felfedezte ezt a megoldást 1916 szerint Birkhoff-tétel , ez az egyetlen vákuum megoldás , amely gömbszimmetrikus . Ez azt jelenti, hogy az ilyen fekete lyuk gravitációs mezője és az azonos tömegű bármely más gömb alakú tárgy közötti távolságban nincs megfigyelhető különbség. A fekete lyuk közkedvelt elképzelése, hogy "mindent beszippant" a környezetében, ezért csak a fekete lyuk horizontja közelében helyes; messze a külső gravitációs mező megegyezik bármely más, azonos tömegű testével.

Léteznek általánosabb fekete lyukakat leíró megoldások is. A nem forgó, feltöltött fekete lyukakat a Reissner – Nordström metrika írja le, míg a Kerr mutató egy nem töltődő forgó fekete lyukat. Az ismert legáltalánosabb helyhez kötött fekete lyuk megoldás a Kerr – Newman metrika, amely a töltést és a szöget is megtestesítő fekete lyukat írja le.

Míg a fekete lyuk tömege bármilyen pozitív értéket vehet fel, a töltést és a szögletet a tömeg korlátozza. A Planck-egységekben a Q teljes elektromos töltés  és a teljes J szögimpulzus  várhatóan kielégít

az M tömegű fekete lyukhoz . A lehető legkisebb tömegű fekete lyukakat, amelyek kielégítik ezt az egyenlőtlenséget, szélsőségesnek nevezzük . Einstein egyenleteinek megoldásai, amelyek megsértik ezt az egyenlőtlenséget, léteznek, de nem rendelkeznek eseményhorizonnal. Ezeknek a megoldásoknak úgynevezett meztelen szingularitásaik vannak , amelyek kívülről megfigyelhetők, és ezért nem fizikálisak . A kozmikus cenzúra hipotézise kizárja az ilyen szingularitások kialakulását, amikor azok a reális anyag gravitációs összeomlásával jönnek létre . Ezt numerikus szimulációk támogatják.

Az elektromágneses erő viszonylag nagy ereje miatt a csillagok összeomlásából kialakuló fekete lyukak várhatóan megtartják a csillag majdnem semleges töltését. A forgatás azonban várhatóan a kompakt asztrofizikai tárgyak univerzális jellemzője lesz. Úgy tűnik, hogy a fekete lyukú bináris GRS 1915 + 105 bináris röntgenforrás szöge a legnagyobb megengedett érték közelében van. Ez a fel nem töltött határ az

lehetővé téve egy olyan dimenzió nélküli spin paraméter meghatározását, amely

Fekete lyuk osztályozások
Osztály Kb.
tömeg
Kb.
sugár
Szupernehéz fekete lyuk 10 5 –10 10   M 0,001–400 AU
Közepes tömegű fekete lyuk 10 3   M 10 3 km ≈ R Föld
Csillag fekete lyuk 10  M 30 km
Mikrofekete lyuk legfeljebb M Hold 0,1 mm-ig

A fekete lyukak gyakran sorolják aszerint, hogy azok tömegét, független perdület, J . A méret a fekete lyuk által meghatározott, a sugara a eseményhorizont, vagy Schwarzschild sugár, arányos a tömeg, M , keresztül

ahol R s jelentése a Schwarzschild-sugár és M a tömege a Nap . Nem nulla spinű és / vagy elektromos töltésű fekete lyuk esetében a sugár kisebb, amíg egy szélső fekete lyuk eseményhorizontja közel lehet

Esemény horizontja

A fekete lyuktól távol egy részecske bármilyen irányba elmozdulhat, amit a nyilak halmaza mutat. Csak a fénysebesség korlátozza.
Közelebb a fekete lyukhoz, a téridő deformálódni kezd. Több út vezet a fekete lyuk felé, mint távolodó ösvény.
Az eseményhorizont belsejében minden út közelebb hozza a részecskét a fekete lyuk közepéhez. A részecske már nem képes elmenekülni.

A fekete lyuk meghatározó jellemzője az eseményhorizont megjelenése - a téridő olyan határa, amelyen keresztül az anyag és a fény csak befelé haladhat a fekete lyuk tömege felé. Semmi, még a fény sem menekülhet az eseményhorizont belsejéből. Az eseményhorizontra azért hivatkozunk, mert ha egy esemény a határon belül történik, akkor az eseményről származó információ nem juthat el külső szemlélőhöz, ami lehetetlenné teszi annak megállapítását, hogy történt-e ilyen esemény.

Amint azt az általános relativitáselmélet előre jelzi, a tömeg jelenléte oly módon deformálja a téridőt, hogy a részecskék által megtett utak a tömeg felé hajlanak. A fekete lyuk eseményhorizontján ez a deformáció olyan erőssé válik, hogy nincsenek olyan utak, amelyek elvezetnének a fekete lyuktól.

Egy távoli megfigyelő számára úgy tűnik, hogy a fekete lyuk közelében lévő órák lassabban ketyegnek, mint azok, amelyek távolabb vannak a fekete lyukaktól. Ennek a gravitációs idő-dilatációnak nevezett hatásnak köszönhetően a fekete lyukba eső tárgy lassulni látszik, amikor az eseményhorizont felé közeledik, és végtelen időt vesz igénybe az elérése. Ugyanakkor ezen a tárgyon minden folyamat lelassul, egy rögzített külső megfigyelő szempontjából, aminek következtében az objektum által kibocsátott fény vörösebbnek és halványabbnak tűnik, ezt a hatást gravitációs vöröseltolódásnak nevezik . Végül a lehulló tárgy elhalványul, amíg már nem látható. Jellemzően ez a folyamat nagyon gyorsan megy végbe, amikor egy tárgy kevesebb, mint egy másodperc alatt eltűnik a látótérből.

Másrészt a fekete lyukba zuhanó elpusztíthatatlan megfigyelők nem veszik észre ezeket a hatásokat, amikor átlépik az esemény horizontját. Saját óráik szerint, amelyek normális ketyegésnek látszanak, véges idő után lépnek át az eseményhorizonton, anélkül, hogy észrevennének egyetlenegy viselkedést; a klasszikus általános relativitáselméletben Einstein ekvivalencia-elve miatt lehetetlen lokális megfigyelések alapján meghatározni az eseményhorizont helyét .

Az egyensúlyi helyzetben lévő fekete lyuk eseményhorizontjának topológiája mindig gömb alakú. A nem forgó (statikus) fekete lyukak esetében az eseményhorizont geometriai alakja pontosan gömbölyű, míg a fekete lyukak forgatásakor az eseményhorizont lejtős.

Szingularitás

A fekete lyuk középpontjában, az általános relativitáselmélet szerint, egy gravitációs szingularitás állhat , egy olyan terület, ahol a téridő görbülete végtelenné válik. A nem forgó fekete lyuk esetében ez a régió egyetlen pont alakját veszi fel, a forgó fekete lyuk esetében pedig elkenődik, hogy gyűrűs szingularitást képezzen, amely a forgási síkban fekszik. Mindkét esetben a szinguláris régió térfogata nulla. Megmutatható az is, hogy a szinguláris régió tartalmazza a fekete lyuk oldat teljes tömegét. Az egyes régiók tehát végtelen sűrűségűnek tekinthetők .

A Schwarzschild-fekete lyukba zuhanó megfigyelők (azaz nem forognak és nincsenek feltöltve) nem kerülhetik el, hogy az eseményhorizonton átlépve bekerüljenek a szingularitásba. Meghosszabbíthatják az élményt azáltal, hogy gyorsulnak, hogy lassítsák az ereszkedést, de csak egy határig. Amikor elérik a szingularitást, végtelen sűrűségűvé zúzódnak, és tömegüket hozzáadják a fekete lyuk összéhez. Mielőtt ez megtörténne, az egyre növekvő árapályerők szétszakítják őket egy folyamat során, amelyet néha spagettizálásnak vagy "tésztahatásnak" neveznek .

Töltött (Reissner – Nordström) vagy forgó (Kerr) fekete lyuk esetén elkerülhető a szingularitás. Ezeknek a megoldásoknak a lehető legnagyobb kiterjesztése feltárja azt a hipotetikus lehetőséget, hogy a fekete lyuk egy másik téridőbe lépjen ki, és a fekete lyuk féreglyukként működik . Egy másik univerzumba való utazás lehetősége azonban csak elméleti, mivel bármilyen zavar megsemmisítené ezt a lehetőséget. Úgy tűnik, hogy a Kerr-szingularitás körül zárt időszerű görbéket is lehet követni (visszatérve a saját múltjához), ami ok-okozati problémákhoz vezet, mint a nagyapa paradoxon . Várható, hogy ezek a különös hatások egyikük sem maradna fenn a forgó és töltött fekete lyukak megfelelő kvantumkezelésével.

A szingularitások megjelenését az általános relativitáselméletben általában úgy érzékelik, hogy jelzik az elmélet lebontását. Ez a bontás azonban várható; olyan helyzetben fordul elő, amikor a kvantumhatásoknak le kell írniuk ezeket a műveleteket, a rendkívül nagy sűrűség és ezért a részecske kölcsönhatások miatt. A mai napig nem volt lehetséges a kvantum és a gravitációs hatások egyetlen elméletbe egyesítése, bár vannak olyan kísérletek, amelyek a kvantum gravitáció ilyen elméletének megfogalmazására szolgálnak . Általában várható, hogy egy ilyen elmélet nem tartalmaz egyetlen szingularitást.

Foton gömb

A fotongömb egy nulla vastagságú gömbhatár , amelyben az adott gömb érintőin mozgó fotonok a fekete lyuk körüli körpályán csapdába esnek. A nem forgó fekete lyukak esetében a foton gömb sugara a Schwarzschild sugár 1,5-szerese. Pályájuk dinamikailag instabil lenne , ezért minden apró zavar, például egy beeső anyag részecske instabilitást okoz, amely idővel növekszik, vagy a fotont egy kifelé irányuló pályára állítja, ezzel elkerülve a fekete lyukat, vagy befelé. spirál, ahol végül átlépné az esemény horizontját.

Míg a fény még mindig távozhat a fotongömbből, minden fényt, amely egy bejövő pályán keresztezi a fotongömböt, megfogja a fekete lyuk. Ezért minden fényt, amely a fotongömbből egy külső megfigyelőhöz jut, a fotongömb és az eseményhorizont közötti tárgyaknak kell kibocsátaniuk. Kerr fekete lyuk esetén a fotongömb sugara a spin-paramétertől és a fotonpálya részleteitől függ, amelyek előrehaladhatnak (a foton ugyanabban az értelemben forog, mint a fekete lyuk centrifugálása) vagy retrográd.

Ergosphere

Az ergoszféra az eseményhorizonton kívüli régió, ahol az objektumok nem maradhatnak a helyükön.

A forgó fekete lyukakat egy olyan téridő veszi körül, amelyben lehetetlen mozdulatlanul állni, az úgynevezett ergoszférát. Ez egy keret-húzás néven ismert folyamat eredménye ; az általános relativitáselmélet azt jósolja, hogy minden forgó tömeg hajlamos kissé "elhúzódni" a közvetlenül körülvevő téridő mentén. A forgó tömeg közelében lévő bármely tárgy hajlamos a forgás irányába mozogni. A forgó fekete lyuk esetében ez a hatás olyan erős az eseményhorizont közelében, hogy egy tárgynak a fénysebességnél gyorsabban kellene haladnia az ellenkező irányba, hogy csak álljon.

A fekete lyuk ergoszférája olyan térfogat, amelyet a fekete lyuk eseményhorizontja és az ergosurface határol , amely egybeesik a pólusok eseményhorizontjával, de sokkal nagyobb távolságra van az Egyenlítő körül.

A tárgyak és a sugárzás normálisan távozhat az ergoszférából. A Penrose-folyamat révén a tárgyak több energiával léphetnek ki az ergoszférából, mint amennyivel beléptek. Az extra energiát a fekete lyuk forgási energiájából nyerik. Ezáltal a fekete lyuk forgása lelassul. A Penrose-folyamat variációja erős mágneses mezők jelenlétében, a Blandford – Znajek-folyamat a kvazárok és más aktív galaktikus magok hatalmas fényerejének és relativisztikus sugárzásának valószínű mechanizmusának tekinthető .

Legbelső stabil körpálya (ISCO)

A newtoni gravitáció , vizsgálati részecskéket is stabilan keringeni tetszőleges távolságokra egy központi objektumot. Az általános relativitáselméletben azonban létezik egy legbelső stabil körpálya (amelyet gyakran ISCO-nak hívnak), amelynek belsejében a körpályára eső bármely végtelenül kisebb zavarok inspirálódni fognak a fekete lyukba. Az ISCO helye a fekete lyuk pörgésétől függ, Schwarzschild fekete lyuk esetén (spin nulla):

és csökken a fekete lyuk centrifugálásával a forgással azonos irányban keringő részecskék számára.

Kialakulás és evolúció

Tekintettel a fekete lyukak furcsa jellegére, sokáig megkérdőjelezték, vajon létezhetnek-e ilyen tárgyak a természetben, vagy csupán kóros megoldások Einstein egyenleteire. Maga Einstein tévesen azt gondolta, hogy fekete lyukak nem jönnek létre, mert úgy vélte, hogy az összeomló részecskék szögleti lendülete bizonyos sugarúan stabilizálja mozgásukat. Ez arra késztette az általános relativitásközösséget, hogy sok éven át minden eredményt elutasított. A relativisták kisebbsége azonban továbbra is azt állította, hogy a fekete lyukak fizikai tárgyak, és az 1960-as évek végére a terület kutatóinak többségét meggyőzték arról, hogy nincs akadálya az eseményhorizont kialakulásának.

Két fekete lyuk összeütközésének szimulációja

Penrose bebizonyította, hogy amint kialakul egy eseményhorizont, az általános relativitáselmélet kvantummechanika nélkül megköveteli, hogy szingularitás alakuljon ki benne. Röviddel ezután Hawking kimutatta, hogy az ősrobbanást leíró számos kozmológiai megoldás szkularáris mezők vagy más egzotikus anyag nélküli szingularitásokkal rendelkezik (lásd: " Penrose – Hawking szingularitás tételek "). A Kerr-megoldás , a szőrtelen tétel és a fekete lyuk termodinamikájának törvényszerűségei azt mutatták, hogy a fekete lyukak fizikai tulajdonságai egyszerűek és érthetőek voltak, így tekintélyes alanyokká váltak a kutatás számára. A hagyományos fekete lyukak nehéz tárgyak, például csillagok gravitációs összeomlásával jönnek létre , de elméletileg más folyamatok is kialakulhatnak.

Gravitációs összeomlás

A gravitációs összeomlás akkor következik be, amikor az objektum belső nyomása nem elegendő ahhoz, hogy ellenálljon az objektum saját gravitációjának. A csillagoknál ez általában azért következik be, mert egy csillagnak túl kevés "üzemanyaga" van a hőmérsékletének a csillag nukleoszintézisén keresztül történő fenntartásához , vagy azért, mert egy csillag, amely stabil lett volna, extra anyagot kap oly módon, hogy az ne emelje meg a mag hőmérsékletét. Mindkét esetben a csillag hőmérséklete már nem elég magas ahhoz, hogy megakadályozza, hogy a saját súlya alatt összeomoljon. Az összeomlást a csillag alkotóelemeinek degenerációs nyomása megállíthatja , lehetővé téve az anyag kondenzációját egzotikus sűrűbb állapotba . Az eredmény a kompakt csillagok egyik típusa . Melyik típusú forma függ az eredeti csillag maradványának tömegétől, ha a külső rétegeket elfújták (például egy II . Típusú szupernóvában ). A maradvány, az összeomlott tárgy, amely túléli a robbanást, tömege lényegesen kisebb lehet, mint az eredeti csillagé. Az 5 M exceeding feletti maradványokat  olyan csillagok hozzák létre, amelyek az összeomlás előtt 20 M fölött voltak  .

Ha a maradék tömege meghaladja a körülbelül 3–4  M the-t (a Tolman – Oppenheimer – Volkoff-határ), vagy azért, mert az eredeti csillag nagyon nehéz volt, vagy azért, mert a maradék az anyag felvétele révén további tömeget gyűjtött, akkor a neutronok degenerációs nyomása is elégtelen az összeomlás megállításához. Egy ismert mechanizmus (kivéve az esetleg kvark degenerációs nyomást, lásd a kvark csillagot ) nem elég erős ahhoz, hogy megállítsa az implóziót, és az objektum óhatatlanul összeomlik és fekete lyukat képez.

A művész benyomása a szupermasszív fekete lyuk magról

Feltételezzük, hogy a nehéz csillagok gravitációs összeomlása felelős a csillag tömegű fekete lyukak kialakulásáért . Csillag kialakulása a korai univerzumban is eredményezett nagyon nagy tömegű csillagok, amelyek alapján az összeomlás volna elő a fekete lyukak, akár 10 3   M . Ezek a fekete lyukak lehetnek a szupermasszív fekete lyukak magjai, amelyek a legtöbb galaxis központjában találhatók. Felvetődött továbbá, hogy a fiatal univerzumban a gázfelhők közvetlen összeomlásából ~ 10 5   M tipikus tömegű hatalmas fekete lyukak keletkezhettek. Ezeket a hatalmas tárgyakat olyan magvakként javasolták, amelyek végül már a vöröseltolódáskor megfigyelt legkorábbi kvazárokat képezték . Néhány jelöltet találtak ilyen tárgyakra a fiatal univerzum megfigyelései során.

Míg a gravitációs összeomlás során felszabaduló energia nagy része nagyon gyorsan kibocsátódik, egy külső szemlélő valójában nem látja ennek a folyamatnak a végét. Annak ellenére, hogy az összeomlás véges időt vesz igénybe az eleső anyag referenciakeretétől , egy távoli megfigyelő a gravitációs idő tágulása miatt a beeső anyagot lassan látja és megáll az eseményhorizont felett. Az összeomló anyagból származó fény egyre hosszabb ideig tart, amíg eljut a megfigyelőhöz, és az eseményhorizont kialakulása előtt közvetlenül kibocsátott fény végtelen időt késik. Így a külső megfigyelő soha nem látja az eseményhorizont kialakulását; ehelyett az összeomló anyag látszólag halványabbá és egyre vörösebbre váltottabbá vált, végül elhalványult.

Ős fekete lyukak és az Ősrobbanás

A gravitációs összeomláshoz nagy sűrűség szükséges. Az univerzum jelenlegi korszakában ezek a nagy sűrűségek csak a csillagokban találhatók meg, de a korai világegyetemben röviddel azután, hogy az ősrobbanás sokkal nagyobb volt, a sűrűség valószínűleg lehetővé tette a fekete lyukak létrehozását. Önmagában a nagy sűrűség nem elegendő a fekete lyuk kialakulásához, mivel az egyenletes tömegeloszlás nem teszi lehetővé a tömeg összegyűjtését. Ahhoz, hogy az ősfekete lyukak ilyen sűrű közegben képződhessenek, kezdeti sűrűség-zavaroknak kellett lenniük, amelyek aztán a saját gravitációjuk alatt növekedhetnek. A korai világegyetem különböző modelljei nagymértékben különböznek egymástól az ezen ingadozások mértékének előrejelzésében. Különböző modellek megjósolják az ős fekete lyukak létrejöttét, amelyek nagysága a Planck-tömegtől ( m P = ħ c / G ≈) 1,2 × 10 19   GeV / c 2 2,2 × 10 −8  kg ) több százezer naptömegig.

Annak ellenére, hogy a korai világegyetem rendkívül sűrű - messze sűrűbb, mint amire általában szükség van egy fekete lyuk kialakításához -, az Nagy Bumm alatt nem omlott össze újra fekete lyukká. A viszonylag állandó méretű tárgyak, például a csillagok gravitációs összeomlásának modelljei nem feltétlenül alkalmazhatók ugyanúgy a gyorsan táguló térben, mint az ősrobbanás.

Nagy energiájú ütközések

Szimulált esemény a CMS detektorban: ütközés, amelyben mikro fekete lyuk keletkezhet

A gravitációs összeomlás nem az egyetlen folyamat, amely fekete lyukakat eredményezhet. Elvileg fekete lyukak keletkezhetnek nagy energiájú ütközésekben, amelyek elegendő sűrűséget érnek el. 2002-től sem közvetlenül, sem közvetve nem észleltek ilyen eseményeket a részecskegyorsító kísérletek során a tömegmérleg hiányaként. Ez arra utal, hogy a fekete lyukak tömegének alsó határnak kell lennie. Elméletileg ez a határ várhatóan a Planck-tömeg körül helyezkedik el, ahol a kvantumhatások várhatóan érvénytelenítik az általános relativitáselmélet jóslatait. Ez a fekete lyukak létrejöttét határozottan elérhetetlenné tenné a Földön vagy annak közelében zajló nagy energiájú folyamatoktól. A kvantumgravitáció bizonyos fejleményei azonban azt sugallják, hogy a minimális fekete lyuk tömeg sokkal alacsonyabb lehet: néhány branewor forgatókönyv például a határt olyan alacsonyra teszi, 1 TeV / c 2 . Ez elképzelhetővé tenné, hogy mikrofekete lyukak keletkezzenek a nagy energiájú ütközésekben, amelyek akkor fordulnak elő, amikor kozmikus sugarak érik a Föld légkörét, vagy esetleg a CERN nagy hadronütközőjében . Ezek az elméletek nagyon spekulatívak, és a fekete lyukak létrejöttét ezekben a folyamatokban sok szakember nem tartja valószínűnek. Még akkor is, ha mikrofekete lyukak képződhetnek, várhatóan ezek körülbelül 10-25 másodperc alatt elpárolognak , és nem jelentenek veszélyt a Földre.

Növekedés

Miután egy fekete lyuk kialakult, további anyagok felszívásával tovább növekedhet . Bármely fekete lyuk folyamatosan elnyeli a gázt és a csillagközi port a környezetéből. Ez a növekedési folyamat az egyik lehetséges módja annak, hogy néhány szupermasszív fekete lyuk kialakulhatott, bár a szupermasszív fekete lyukak kialakulása még mindig nyitott kutatási terület. Hasonló eljárást javasoltak gömbhalmazokban található közepes tömegű fekete lyukak kialakítására . A fekete lyukak összeolvadhatnak más tárgyakkal is, például csillagokkal vagy akár más fekete lyukakkal. Úgy gondolják, hogy ez fontos volt, különösen a szupermasszív fekete lyukak korai növekedésében, amelyek sok kisebb tárgy összeadódásából keletkezhettek. A folyamatot néhány köztes tömegű fekete lyuk kiindulásaként is javasolták.

Párolgás

1974-ben Hawking azt jósolta, hogy a fekete lyukak nem teljesen feketeek, de kis mennyiségű hősugárzást bocsátanak ki ℏ c 3 / (8 π  G   M   k B ) hőmérsékleten  ; ez a hatás Hawking-sugárzás néven vált ismertté. A kvantumtér elmélet statikus fekete lyuk háttérre történő alkalmazásával megállapította, hogy a fekete lyuknak olyan részecskéket kell kibocsátania, amelyek tökéletes fekete test spektrumot mutatnak . Hawking publikációja óta sokan mások különböző megközelítésekkel igazolták az eredményt. Ha Hawking elmélete a fekete lyuk sugárzásáról helytálló, akkor a fekete lyukak várhatóan az idő múlásával zsugorodnak és elpárolognak, amikor a fotonok és más részecskék kibocsátásával tömegüket vesztik. Ennek a hőspektrumnak a hőmérséklete ( Hawking-hőmérséklet ) arányos a fekete lyuk felületi gravitációjával, amely Schwarzschild fekete lyuk esetében fordítottan arányos a tömeggel. Ezért a nagy fekete lyukak kevesebb sugárzást bocsátanak ki, mint a kis fekete lyukak.

Az 1 M st nagyságú fekete fekete lyuk  Hawking-hőmérséklete 62  nanokelvin . Ez jóval kevesebb, mint a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás 2,7 K hőmérséklete . A csillagtömegű vagy nagyobb fekete lyukak több tömeget kapnak a kozmikus mikrohullámú háttérből, mint amennyit Hawking-sugárzás révén bocsátanak ki, és így zsugorodás helyett növekedni fognak. Ahhoz, hogy Hawking hőmérséklete nagyobb legyen, mint 2,7 K (és el tudjon párologni), a fekete lyuk tömegéhez kisebb tömegre lenne szükség, mint a Holdnak . Egy ilyen fekete lyuk átmérője kevesebb, mint tized milliméter.

Ha egy fekete lyuk nagyon kicsi, akkor a sugárzási hatások várhatóan nagyon erősek lesznek. A kocsi tömegével rendelkező fekete lyuk átmérője körülbelül 10 −24  m, és pár másodperc alatt elpárologna, ez alatt az idő alatt a fény fénye rövidebb, mint 200-szorosa a Nap fényének. A kisebb tömegű fekete lyukak várhatóan még gyorsabban elpárolognak; Például egy 1 TeV / c 2 tömegű fekete lyuk kevesebb, mint 10 -88 másodpercig tart, amíg teljesen elpárolog. Egy ilyen kis fekete lyuk esetében a kvantum gravitációs hatások várhatóan fontos szerepet játszanak, és hipotetikusan stabilizálhatják egy ilyen kicsi fekete lyukat, bár a kvantum gravitáció jelenlegi fejleményei nem jelzik, hogy ez a helyzet.

Az előrejelzések szerint az asztrofizikai fekete lyuk Hawking-sugárzása nagyon gyenge, ezért rendkívül nehéz lenne a Földről felismerni. Lehetséges kivétel azonban az ősfekete párolgás utolsó szakaszában kibocsátott gammasugarak kitörése. Az ilyen villanások keresése sikertelennek bizonyult, és szigorú korlátokat szab a kis tömegű ősfekete fennállásának lehetőségére. A NASA által 2008-ban indított Fermi Gamma-űrtávcső folytatja ezeknek a villanásoknak a keresését.

Ha a fekete lyukak elpárolognak Hawking-sugárzáson keresztül, akkor egy naptömegű fekete lyuk elpárolog (kezdődik, amikor a kozmikus mikrohullámú háttér hőmérséklete a fekete lyuk alá csökken) 10 64 év alatt. A szupermasszív fekete lyuk melynek tömege 10 11   M elpárolog mintegy 2 × 10 100 év. Az előrejelzések szerint az univerzumban található néhány szörny fekete lyuk tovább nőhet talán 10 14   M ☉-ra a galaxisok szuperklasztereinek összeomlása alatt. Ezek akár 10 106 éven belül is elpárolognának .

Megfigyelési bizonyítékok

Messier 87 galaxis - az első képen látható fekete lyuk otthona
kontextus
közelkép
szupernehéz fekete lyuk

Természetüknél fogva a fekete lyukak önmagukban nem a hipotetikus Hawking-sugárzáson kívül bocsátanak ki semmilyen elektromágneses sugárzást, ezért a fekete lyukakat kereső asztrofizikusoknak általában közvetett megfigyelésekre kell támaszkodniuk. Például egy fekete lyuk létezésére néha következtetni lehet, ha megfigyeljük annak gravitációs hatását a környezetére.

2019. április 10-én megjelent egy kép egy fekete lyukról, amelyet nagyítottan láthatunk, mert az eseményhorizont közelében lévő fényutak erősen meghajlottak. A középső sötét árnyék a fekete lyuk által elnyelt fényutakból származik. A kép hamis színű , mivel a képen észlelt fény glória nem a látható spektrumban van, hanem rádióhullámok.

A művész benyomása a fotonok útját mutatja be a fekete lyuk közelében. Az eseményhorizont által a fény gravitációs hajlítása és megragadása okozza az árnyékot, amelyet az Esemény Horizont Teleszkóp megragadott.

Az Event Horizon Telescope (EHT) egy aktív program, amely közvetlenül figyeli a fekete lyukak eseményhorizontjának közvetlen környezetét, például a Tejút közepén található fekete lyukat. 2017 áprilisában az EHT megkezdte a Messier 87 központjában lévő fekete lyuk megfigyelését. "Összesen nyolc rádiómegfigyelő központ hat hegyen és négy földrészen figyelte a Szűz galaxis be- és kikapcsolását 2017. áprilisában 10 napig" két évvel később, 2019 áprilisában hozta létre a képet. Két év adatfeldolgozás után az EHT kiadta az első közvetlen képet egy fekete lyukról, pontosabban a szupermasszív fekete lyukról, amely a fent említett galaxis közepén fekszik. Nem az a fekete lyuk látható, amely feketének tűnik, mivel a sötét régióban minden fény elvesztődik, hanem inkább az eseményhorizont peremén található gázok határozzák meg a narancssárgát vagy a vöröset, amelyek meghatározzák a feketét. lyuk.

Úgy gondolják, hogy ennek az anyagnak a megvilágítását a feldolgozott EHT kép „alsó” felében Doppler-sugárzás okozza , amikor a nézőhöz relativisztikus sebességgel közeledő anyagot fényesebbnek érzékelik, mint a távolodó anyagot. Fekete lyuk esetén ez a jelenség azt jelenti, hogy a látható anyag relativisztikus sebességgel (> 1000 km / s) forog, az egyetlen sebesség, amellyel centrifugálisan ki lehet egyensúlyozni a szingularitás óriási gravitációs vonzerejét, és ezáltal megmarad az eseményhorizont fölötti pályán. Ez a fényes anyag konfiguráció azt jelenti, hogy az EHT megfigyelte az M87 * -ot olyan perspektívából, amely szinte a szélénél fogva ragadta meg a fekete lyuk akkreditációs korongját, miközben az egész rendszer az óramutató járásával megegyező irányban forgott. A fekete lyukakhoz társított szélsőséges gravitációs lencse azonban egy olyan perspektíva illúzióját produkálja, amely felülről látja az akkréciós lemezt. A valóságban az EHT-kép gyűrűjének legnagyobb része akkor keletkezett, amikor az akkréciós korong túlsó oldala által kibocsátott fény jól meggörbült a fekete lyuk gravitációja körül, és elmenekült; ez azt jelenti, hogy az M87 * lehetséges perspektíváinak többsége az egész lemezt láthatja, még azt is, amely közvetlenül az "árnyék" mögött van.

Ezt megelőzően, 2015-ben az EHT a Nyilas A * eseményhorizontján kívül észlelte a mágneses mezőket, sőt megismerte néhány tulajdonságukat. Az akkreditációs korongon áthaladó mezővonalak rendezett és kusza összetett keverékének bizonyultak. A mágneses mezők létét a fekete lyukak elméleti vizsgálata jósolta meg.

Az ionizált anyag toroid gyűrűjével rendelkező, nem forgó fekete lyuk várható megjelenése, amelyet a Nyilas A * modelljeként javasoltak . Az aszimmetria annak a Doppler-hatásnak köszönhető, amely a lyuk nagyon erős gravitációs vonzerejének centrifugális egyensúlyához szükséges hatalmas orbitális sebességből adódik.

Gravitációs hullámok észlelése egyesülő fekete lyukakból

2015. szeptember 14-én a LIGO gravitációs hullámmegfigyelő központ elvégezte a gravitációs hullámok első sikeres közvetlen megfigyelését . A jel összhangban állt a gravitációs hullámok elméleti előrejelzéseivel, amelyeket két fekete lyuk összeolvadása váltott ki: az egyik körülbelül 36, a másik pedig körülbelül 29 naptömeg. Ez a megfigyelés a legkonkrétabb bizonyítékot szolgáltatja a fekete lyukak eddigi létezésére. Például a gravitációs hullám jele azt sugallja, hogy a két objektum elválasztása az egyesülést megelőzően csak 350 km volt (vagyis nagyjából négyszerese a Schwarzschild sugárnak, amely megfelel a következtetett tömegeknek). A tárgyaknak ezért rendkívül kompaktnak kellett lenniük, és a legvalószínűbb értelmezésként fekete lyukakat hagytak maguk után.

Ennél is fontosabb, hogy a LIGO által megfigyelt jel magában foglalta az egyesülés utáni ringdown kezdetét is , az újonnan kialakított kompakt objektum álló helyzetbe rendeződésével keletkező jel. Vitathatatlanul a lehúzás a fekete lyuk megfigyelésének legközvetlenebb módja. A LIGO jelből kivonható a csengés domináns módjának frekvenciája és csillapítási ideje. Ezekből következtetni lehet a végső objektum tömegére és szögletére, amelyek illeszkednek az egyesülés numerikus szimulációinak független előrejelzéseihez. A domináns mód frekvenciáját és bomlási idejét a foton gömb geometriája határozza meg. Ezért ennek a módnak a megfigyelése megerősíti a foton gömb jelenlétét; ugyanakkor nem zárhatja ki a fekete lyukak lehetséges egzotikus alternatíváit, amelyek elég kompaktak ahhoz, hogy foton gömbje legyen.

A megfigyelés egyúttal az első megfigyelési bizonyítékot szolgáltatja a csillagtömegű fekete lyuk binárisok létezésére. Ezenkívül ez az első megfigyelési bizonyíték a csillagtömegű fekete lyukakra, amelyek súlya legalább 25 naptömeg.

Azóta sokkal több gravitációs hullám eseményt figyeltek meg.

A Nyilas A körül keringő csillagok megfelelő mozgása

A saját Tejútunk közepe közelében lévő csillagok megfelelő mozgása erős megfigyelési bizonyítékot szolgáltat arra vonatkozóan, hogy ezek a csillagok egy szupermasszív fekete lyuk körül keringenek. 1995 óta a csillagászok nyomon követték a láthatatlan objektum körül keringő 90 csillag mozgását, egybeesve a Nyilas A * rádióforrással. Mozgásaikat a kepleri pályákra igazítva a csillagászok 1998-ban arra következtethettek, hogy A 2,6 × 10 6   M ☉ méretű tárgynak 0,02 fényév sugarú térfogatban kell lennie, hogy e csillagok mozgását kiváltsa . Azóta az egyik csillag - az úgynevezett S2 - teljes pályát teljesített. Az orbitális adatok alapján a csillagászok finomítani tudták a tömeg számítását 4,3 × 10 6   M és 0,002 fényévnél rövidebb sugárral az objektum számára, amely e csillagok pályamozgását okozza. Az objektum méretének felső határa még mindig túl nagy annak teszteléséhez, hogy kisebb-e, mint Schwarzschild sugara; mindazonáltal ezek a megfigyelések határozottan arra utalnak, hogy a központi objektum egy szupermasszív fekete lyuk, mivel nincs más elfogadható forgatókönyv arra, hogy ennyi láthatatlan tömeget be lehessen zárni ilyen kis térfogatba. Ezenkívül van néhány megfigyelési bizonyíték arra, hogy ennek az objektumnak lehet eseményhorizontja, a fekete lyukakra jellemző sajátosság.

Az anyag elfogadhatósága

Fekete lyuk koronával, röntgenforrás (művészi koncepció)

A szögimpulzus megőrzése miatt a masszív tárgy által létrehozott gravitációs kútba eső gáz tipikusan korongszerű szerkezetet képez az objektum körül. Az olyan művészi benyomások, mint a koronával ellátott fekete lyuk kísérő ábrázolása, a fekete lyukat általában úgy ábrázolják, mintha egy lapos terű test lenne, amely a lemez mögé rejtette a lemez részét, de a valóságban a gravitációs lencse nagymértékben torzítaná a kép képét. akkumulációs lemez.

A NASA egy Schwarzschild-fekete lyuk láthatárát szimulálta, amelyet vékony akkreditációs korong világít meg.

Egy ilyen korongon belül a súrlódás szögmomentum kifelé történő szállítását okozná, lehetővé téve az anyag beljebb esését, ezáltal felszabadítva a potenciális energiát és növelve a gáz hőmérsékletét.

A röntgen elmosódása a fekete lyuk közelében ( NuSTAR ; 2014. augusztus 12.)

Ha az akrettáló tárgy neutroncsillag vagy fekete lyuk, akkor a belső akkumulációs korongban lévő gáz nagyon nagy sebességgel kering, mivel a kompakt tárgyhoz közel van . A keletkező súrlódás olyan jelentős, hogy a belső lemezt olyan hőmérsékletekre melegíti fel, amelyen hatalmas mennyiségű elektromágneses sugárzást (főleg röntgensugarakat) bocsát ki. Ezeket a fényes röntgenforrásokat távcsövekkel lehet detektálni. Ez az akkumulációs folyamat az egyik leghatékonyabb ismert energiatermelő folyamat; A felhalmozódott anyag többi tömegének legfeljebb 40% -a sugárzásként bocsátható ki. (A magfúzióban a nyugalmi tömegnek csak a 0,7% -a bocsát ki energiát.) Sok esetben az akkréciós tárcsákat relativisztikus sugárzás kíséri , amelyek a pólusok mentén bocsátódnak ki, és amelyek az energia nagy részét elviszik. Ezeknek a sugárhajtóknak a létrehozásának mechanizmusát jelenleg nem ismerjük jól, részben az elégtelen adatok miatt.

Mint ilyen, az univerzum számos energikus jelenségének tulajdonítható az anyag fekete lyukakra történő felhalmozódása. Különösen az aktív galaktikus magok és a kvazárok a szupermasszív fekete lyukak akkréciós korongjai. Hasonlóképpen, a röntgen bináris fájlokat általában bináris csillagrendszereknek tekintik, amelyekben a két csillag egyike kompakt tárgy, amely anyagot társaitól tárolja fel. Azt is felvetették, hogy egyes ultravörös röntgenforrások lehetnek a közepes tömegű fekete lyukak akrétumkorongjai.

2011 novemberében beszámoltak a kvazár akreciós korong első közvetlen megfigyeléséről egy szupermasszív fekete lyuk körül.

Röntgen bináris fájlok

A fekete lyuk által elfogyasztott csillag számítógépes szimulációja. A kék pont a fekete lyuk helyét jelzi.
Ez az animáció összehasonlítja a GRS 1915 és az IGR J17091 röntgen "szívdobbanásait", két fekete lyukat, amelyek társcsillagoktól nyelik el a gázt.
A Chandra röntgen obszervatórium képe a Cygnus X-1-ről , amely az első erős fekete lyukjelölt volt

A röntgensugár bináris bináris csillagrendszerek, amelyek sugárzásuk túlnyomó részét a spektrum röntgen részén bocsátják ki . Úgy gondolják, hogy ezek a röntgensugárzás általában akkor keletkezik, amikor az egyik csillag (kompakt tárgy) felhalmozza az anyagot egy másik (szabályos) csillagtól. Egy közönséges csillag jelenléte egy ilyen rendszerben lehetőséget nyújt a központi objektum tanulmányozására és annak megállapítására, hogy ez fekete lyuk lehet-e.

Ha egy ilyen rendszer olyan jeleket bocsát ki, amelyek közvetlenül visszavezethetők a kompakt tárgyra, akkor az nem lehet fekete lyuk. Egy ilyen jel hiánya azonban nem zárja ki annak lehetőségét, hogy a kompakt objektum neutroncsillag. A társcsillag tanulmányozásával gyakran meg lehet szerezni a rendszer pályaparamétereit és becslést kapni a kompakt tárgy tömegére. Ha ez jóval nagyobb, mint a Tolman – Oppenheimer – Volkoff-határ (a csillag maximális tömege összeomlás nélkül), akkor az objektum nem lehet neutroncsillag, és általában fekete lyuknak számítanak.

A fekete lyuk első erős jelöltjét, a Cygnus X-1 -et Charles Thomas Bolton , Louise Webster és Paul Murdin fedezte fel ilyen módon 1972-ben. Bizonyos kétségek azonban továbbra is fennmaradnak a társcsillag eredetéből adódó bizonytalanságok miatt. sokkal nehezebb, mint a jelölt fekete lyuk. Jelenleg a fekete lyukakra jobb jelölteket találunk a röntgen bináris osztályokban, amelyeket lágy röntgen tranzienseknek nevezünk. Ebben a rendszerosztályban a társcsillag viszonylag alacsony tömegű, amely pontosabb becslést tesz lehetővé a fekete lyuk tömegére vonatkozóan. Ezenkívül ezek a rendszerek 10-50 évente csak néhány hónapig aktívan bocsátanak ki röntgensugarakat. Az alacsony röntgensugárzás (az úgynevezett nyugalom) időszakában az akkréciós korong rendkívül halvány, lehetővé téve a kísérőcsillag részletes megfigyelését ebben az időszakban. Az egyik legjobb ilyen jelölt a V404 Cygni .

Kvázi-periodikus rezgések

Az akkumulációs lemezek röntgenkibocsátása néha bizonyos frekvenciákon villog. Ezeket a jeleket kvázi-periodikus rezgéseknek nevezzük, és feltételezhető, hogy azokat az anyag okozza, amely az akkréciós korong belső pereme (a legbelső stabil körpálya) mentén mozog. Mint ilyen, frekvenciájuk kapcsolódik a kompakt tárgy tömegéhez. Így alternatív módszerként alkalmazhatók a jelölt fekete lyukak tömegének meghatározására.

Galaktikus magok

Az Alfvén S-hullámoknak nevezett mágneses hullámok a fekete lyukú fúvókák tövéből áramlanak.

A csillagászok az "aktív galaxis" kifejezéssel olyan szokatlan jellemzőkkel bíró galaxisokat írnak le, mint például a szokatlan spektrális vonalak és nagyon erős rádióemissziók. Elméleti és megfigyelési vizsgálatok kimutatták, hogy ezekben az aktív galaktikus magokban (AGN) az aktivitás magyarázható a szupermasszív fekete lyukak jelenlétével, amelyek milliószor nagyobb tömegűek lehetnek, mint a csillagok. Ezen AGN modelljei egy központi fekete lyukból állnak, amely millió vagy milliárdszor nagyobb lehet, mint a Nap ; a lemez a csillagközi gáz és por úgynevezett akkréciós korong; és két sugár merőleges az akkréciós korongra.

Kimutatása szokatlanul fényes X-Ray flare a Sagittarius A *, egy fekete lyuk a közepén a Tejút Galaxy 5   január 2015-re

Bár várhatóan szupermasszív fekete lyukak találhatók a legtöbb AGN-ben, csak néhány galaxis magját tanulmányozták alaposabban a központi szupermasszív fekete lyuk jelöltek tényleges tömegének azonosítására és mérésére tett kísérletek során. A szupermasszív fekete lyukjelöltek közül a legjelentősebb galaxisok közé tartozik az Andromeda Galaxis , M32 , M87 , NGC 3115 , NGC 3377 , NGC 4258 , NGC 4889 , NGC 1277 , OJ 287 , APM 08279 + 5255 és a Sombrero Galaxy .

Ma már széles körben elfogadott, hogy szinte minden galaxis közepe, nemcsak aktív, szupermasszív fekete lyukat tartalmaz. A lyuk tömege és a gazda galaxis domborulatának sebesség-diszperziója közötti szoros megfigyelési korreláció , az M – sigma reláció , erősen utal arra, hogy összefüggés van a fekete lyuk kialakulása és maga a galaxis között.

Gázfelhő szimulálása a Tejút közepén lévő fekete lyuk szoros megközelítése után.

Mikrolenzálás (javasolt)

Az objektum fekete lyuk jellegének jövőbeni tesztelésének másik módja az, ha megfigyeljük a környezetükben lévő erős gravitációs mező okozta hatásokat. Az egyik ilyen hatás a gravitációs lencse : A téridő deformációja egy hatalmas tárgy körül a fénysugarakat ugyanúgy elhajolja, mint az optikai lencsén áthaladó fény . Megfigyeléseket végeztek a gyenge gravitációs lencsékről, amelyekben a fénysugarakat csak néhány ívmásodperc eltéríti . Ugyanakkor soha nem figyelték meg közvetlenül a fekete lyukat. A gravitációs lencsék fekete lyuk által történő megfigyelésének egyik lehetősége lenne a fekete lyuk körül keringő csillagok megfigyelése. Számos jelölt van ilyen megfigyelésre a Nyilas A * körüli pályán.

Alternatívák

A csillag fekete lyukainak bizonyítéka erősen a neutroncsillag tömegének felső határának létezésére támaszkodik. Ennek a határnak a nagysága nagymértékben függ a sűrű anyag tulajdonságaira vonatkozó feltételezésektől. Az anyag új egzotikus fázisai felemelhetik ezt a kötöttséget. A szabad kvarkok nagy sűrűségű fázisa lehetővé teheti a sűrű kvarkcsillagok létezését, és néhány szuperszimmetrikus modell megjósolja a Q csillagok létét . A standard modell egyes kiterjesztései azt sugallják , hogy a prekonok mint kvarkok és leptonok alapvető építőelemei léteznek , amelyek hipotetikusan preon csillagokat alkothatnak . Ezek a hipotetikus modellek potenciálisan megmagyarázhatják a csillag fekete lyukjelöltjeinek számos megfigyelését. Az általános relativitáselméleti argumentumokból azonban kiderül, hogy bármely ilyen objektum maximális tömegű lesz.

Mivel a fekete lyuk átlagos sűrűsége a Schwarzschild sugárban fordítottan arányos tömegének négyzetével, a szupermasszív fekete lyukak sokkal kevésbé sűrűek, mint a csillag fekete lyukai (egy 10 8   M fekete lyuk átlagos sűrűsége összehasonlítható a víz). Következésképpen a szupermasszív fekete lyukat alkotó anyag fizikája sokkal jobban érthető, és a szupermasszív fekete lyuk megfigyelésének lehetséges alternatív magyarázata sokkal hétköznapibb. Például egy szupermasszív fekete lyukat egy nagyon sötét tárgyak nagy csoportja modellezhet. Az ilyen alternatívák azonban általában nem elég stabilak a szupermasszív fekete lyukjelöltek magyarázatához.

A csillag- és szupermasszív fekete lyukak bizonyítékai arra utalnak, hogy a fekete lyukak kialakulásához az általános relativitáselméletnek meg kell buknia a gravitáció elméleteként, valószínűleg a kvantummechanikai korrekciók kezdete miatt . A kvantumgravitáció elméletének egyik legjobban várt jellemzője, hogy nem tartalmaz szingularitásokat vagy eseményhorizontokat, így a fekete lyukak nem lennének valódi tárgyak. Például a fuzzball alapuló modell húrelmélet , az egyes államok egy fekete lyuk megoldás általában nem rendelkeznek olyan esemény horizonton vagy szingularitás, hanem egy klasszikus / félig klasszikus megfigyelő a statisztikai átlag ezen államok is ugyanolyan közönséges fekete lyuk az általános relativitáselméletből levezetve.

Néhány elméleti objektumot feltételeztek, hogy a csillagászati ​​fekete lyuk jelöltjeinek megfigyelései azonosak vagy közel azonosak legyenek, de amelyek más mechanizmuson keresztül működnek. Ide tartozik a gravasztár , a fekete csillag és a sötét energia csillag .

Nyitott kérdések

Entrópia és termodinamika

S = 1 / 4 c 3 k / A
A fekete lyuk Bekenstein – Hawking-entrópiájának ( S ) képlete , amely a fekete lyuk területétől függ ( A ). Az állandók a fénysebesség ( c ), a Boltzmann-állandó ( k ), Newton-állandó ( G ) és a redukált Planck-állandó ( ħ ). Planck egységekben ez S = -ra csökken A / 4 .

1971-ben Hawking általános körülmények között megmutatta, hogy a klasszikus fekete lyukak bármely gyűjteményének eseményhorizontjának teljes területe soha nem csökkenhet, még akkor sem, ha ütköznek és összeolvadnak. Ez az eredmény, amelyet ma a fekete lyukmechanika második törvényének nevezünk , figyelemre méltóan hasonlít a termodinamika második törvényéhez , amely kimondja, hogy egy elszigetelt rendszer teljes entrópiája soha nem csökkenhet. Akárcsak a klasszikus tárgyaknál abszolút nulla hőmérsékleten, feltételezzük, hogy a fekete lyukak nulla entrópiával rendelkeznek. Ha ez lenne a helyzet, akkor a termodinamika második törvényét megsértenék, ha az entrópiával terhelt anyag fekete lyukba kerülne, ami a világegyetem teljes entrópiájának csökkenését eredményezné. Ezért Bekenstein azt javasolta, hogy a fekete lyuknak legyen entrópiája, és hogy arányos legyen a horizont területével.

A termodinamika törvényeivel való kapcsolatot tovább erősítette Hawking felfedezése, miszerint a kvantumtér-elmélet azt jósolja, hogy a fekete lyuk állandó hőmérsékleten sugározza a feketetest sugárzását . Ez látszólag megsérti a fekete lyuk mechanikájának második törvényét, mivel a sugárzás elvezeti az energiát a fekete lyuktól, aminek következtében zsugorodik. A sugárzás ugyanakkor hordozza az entrópiát is, és általános feltételezések alapján bizonyítható, hogy a fekete lyukat körülvevő anyag entrópiájának és a láthatár területének negyedének Planck-egységekben mért összege valójában mindig növekszik. Ez lehetővé teszi a fekete lyuk mechanikájának első törvényének megfogalmazását a termodinamika első törvényének analógjaként , ahol a tömeg energiaként, a felületi gravitáció hőmérsékletként és a terület entrópiaként működik.

Az egyik rejtélyes tulajdonság, hogy a fekete lyuk entrópiája inkább a területével, mint a térfogatával skálázódik, mivel az entrópia általában kiterjedt mennyiség, amely lineárisan skálázódik a rendszer térfogatával. Ez a furcsa tulajdonság arra késztette Gerard 't Hooftot és Leonard Susskindot, hogy javaslatot tegyen a holografikus elvre , ami azt sugallja, hogy bármi, ami egy téridő térfogatában történik, leírható a kötet határán lévő adatokkal.

Bár az általános relativitáselmélet felhasználható a fekete lyuk entrópiájának félklasszikus számításának elvégzésére, ez a helyzet elméletileg nem kielégítő. A statisztikai mechanikában az entrópiát úgy értjük, hogy megszámoljuk egy olyan rendszer mikroszkopikus konfigurációinak számát, amelyek azonos makroszkopikus tulajdonságokkal bírnak (például tömeg, töltés, nyomás stb.). A kvantumgravitáció kielégítő elmélete nélkül a fekete lyukakra nem lehet ilyen számítást végezni. Némi előrelépés történt a kvantumgravitáció különféle megközelítései terén. 1995-ben Andrew Strominger és Cumrun Vafa kimutatták, hogy a húrelméletben egy adott szuperszimmetrikus fekete lyuk mikrostátusainak megszámlálása reprodukálta a Bekenstein – Hawking-entrópiát. Azóta hasonló eredményeket számoltak be a különböző fekete lyukakról mind a húrelméletben, mind a kvantum gravitáció, például a hurok kvantum gravitáció más megközelítéseiben .

Információvesztési paradoxon

Megoldatlan probléma a fizikában :

A fizikai információk elvesznek a fekete lyukakban?

Mivel a fekete lyuknak csak néhány belső paramétere van, a fekete lyuk kialakulásához vezető anyaggal kapcsolatos információk nagy része elvész. Függetlenül attól, hogy milyen típusú anyag kerül a fekete lyukba, úgy tűnik, hogy csak a teljes tömegre, a töltésre és a szögimpulzusra vonatkozó információk maradnak meg. Amíg azt hitték, hogy a fekete lyukak örökké fennmaradnak, ez az információvesztés nem olyan problémás, mivel az információ úgy tekinthető, mint amely a fekete lyuk belsejében létezik, kívülről nem hozzáférhető, de az eseményhorizonton a holografikus elvnek megfelelően képviselteti magát. A fekete lyukak azonban Hawking-sugárzás kibocsátásával lassan elpárolognak. Úgy tűnik, hogy ez a sugárzás nem hordoz további információkat a fekete lyukat alkotó anyagról, vagyis ez az információ úgy tűnik, hogy örökre eltűnt.

Az a kérdés, hogy az információ valóban elvész-e a fekete lyukakban (a fekete lyuk információs paradoxona ), megosztotta az elméleti fizika közösségét (lásd Thorne – Hawking – Preskill fogadás ). A kvantummechanikában az információvesztés az unitaritásnak nevezett tulajdonság megsértésének felel meg , és azt állítják, hogy az unitaritás elvesztése az energiatakarékosság megsértését is jelentené, bár ezt szintén vitatták. Az elmúlt években bizonyítékok épültek arra, hogy az információ és az egységesség valóban megmarad a probléma teljes kvantum gravitációs kezelésében.

Az egyik kísérlet a fekete lyuk információs paradoxonjának feloldására fekete lyuk komplementaritás néven ismert . 2012- ben bevezették a " tűzfal paradoxont " azzal a céllal, hogy bemutassák, hogy a fekete lyuk komplementaritás nem oldja meg az információs paradoxont. Szerint kvantumtérelméletben görbült téridő , egy egyetlen emissziós a Hawking sugárzás magában foglalja a két, kölcsönösen összekuszált részecskék. A kimenő részecske elmenekül, és Hawking-sugárzás kvantumaként bocsátja ki; a beeső részecskét elnyeli a fekete lyuk. Tegyük fel, hogy egy fekete lyuk a múltban véges időt alkotott, és a jövőben valamilyen véges idő alatt teljesen elpárolog. Ezután csak véges mennyiségű információt bocsát ki, amelyet Hawking-sugárzása kódol. Olyan fizikusok kutatása szerint, mint Don Page és Leonard Susskind, végül eljön egy idő, amikor egy kimenő részecskét be kell keverni a Hawking-sugárzásba, amelyet a fekete lyuk korábban kibocsátott. Ez látszólag paradoxont ​​hoz létre: az „ összefonódás monogámiájának ” nevezett elv megköveteli, hogy mint minden kvantumrendszer, a kimenő részecske ne keveredhessen teljesen két másik rendszerbe egyszerre; mégis úgy tűnik, hogy a kimenő részecske összefonódik mind a beeső részecskével, mind pedig függetlenül a múltbeli Hawking-sugárzással. Ennek az ellentmondásnak a feloldása érdekében a fizikusok végül arra kényszerülhetnek, hogy feladják a három, időben bevált alapelv egyikét: Einstein ekvivalencia-elvét, unitaritását vagy lokális kvantumtér-elméletét. Az egyik lehetséges megoldás, amely sérti az ekvivalencia elvét, az, hogy egy "tűzfal" elpusztítja a bejövő részecskéket az eseményhorizonton. Általában véve továbbra is vita tárgyát képezi, hogy ezeknek a feltételezéseknek - ha vannak ilyenek - el kell hagyniuk.

Lásd még

Megjegyzések

Hivatkozások

További irodalom

Népszerű olvasmány

Egyetemi tankönyvek és monográfiák

Felülvizsgálati papírok

Külső linkek

Videók