Gaură neagră

De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Salt la: Navigare, căutare
Relativitate generală
Spacetime curvature.png
Subiecte corelate

modifică

O gaură neagră este un obiect astronomic limitat de o suprafață în interiorul căreia câmpul gravitațional este atât de puternic, încât nimic nu poate scăpa din interiorul aceastei suprafațe, cunoscută și sub denumirea de „orizontul evenimentului”. Nici măcar radiația electromagnetică (de ex. lumina) nu poate scăpa dintr-o gaură neagră, astfel încât interiorul unei găuri negre nu este vizibil, de aici provenind și numele. Gaura neagră are în centrul ei o regiune cunoscută și drept „singularitate".

La suprafața limită gravitația este atât de mare, încât nicio rază (particulă) de lumină din interiorul găurii nu are energie suficientă pentru a scăpa în afară. La această suprafață limită deplasarea gravitațională spre roșu este infinit de mare.

Viteza de scăpare gravitațională este la suprafața limită egală cu viteza luminii, așa încât raza suprafeței limită este egală cu raza traiectoriei circulare, numită „raza Schwarzschild”.

Conceptul de obiecte al căror câmp gravitațional este prea puternic pentru a permite luminii să scape a fost prima oara propus in secolul al XVIII-lea de către John Michell și Pierre-Simon Laplace. Prima soluție modernă a teoriei generale a relativității referitor la găurile negre a fost găsită de Karl Schwarzschild în 1916, deși interpretarea sa ca o regiune a spațiului din care nimic nu poate scăpa nu a fost pe deplin apreciată timp de încă patru decenii. Mult timp considerată doar o curiozitate matematică, abia in anii ’60 o serie de lucrări teoretice au arătat că găurile negre erau o consecință generică a relativității generale. Descoperirea stelelor neutronice a stârnit interesul pentru obiectele compacte, formate prin colaps gravitațional ca o posibilă realitate astrofizică.

Găurile negre de masa stelară se formeaza prin colapsul stelelor de masă mare într-o supernovă la sfârșitul vieții lor. După formare gaura neagră poate continua să crească absorbind masă din vecinătatea ei. Prin absorbirea de stele precum și prin contopirea cu alte găuri negre se pot forma găuri negre super-masive cu mase de milioane de ori mai mare decât cea a Soarelui.

În ciuda invizibilității interiorului, prezența unei găuri negre poate fi dedusă prin interacțiunea cu restul materiei. Astronomii au identificat numeroase posibile găuri negre stelare în sistemele binare, studiind interacțiunea lor cu stelele companion. În momentul de față se înregistrează o puternică tendință spre consens asupra acceptării ideii că în centul majorității galaxiilor se află o gaură neagră super-masivă. Ca un caz particular, există dovezi solide ce indică existența unei găuri negre de peste patru milioane de mase solare în centrul Căii Lactee.

Istoric[modificare | modificare sursă]

O gaură neagră fictivă

Noțiunea de corp suficient de masiv încât să nu permită nici măcar luminii să scape a fost pentru prima oară menționată în 1783 de geologul John Mitchell în lucrarea sa adresată Societății Regale din Anglia:

„Dacă raza unei sfere, cu aceeași densitate ca cea a Soarelui, ar depăși raza acestuia într-o proporție de 500 la 1, un corp ce ar cădea de la o înălțime foarte mare - infinită - ar avea la contact viteza egală cu viteza luminii. Lumina este la rândul ei atrasă de aceeași forță, proporțională cu masa inerțială a sferei. În consecință toată lumina emisă de un astfel de corp ar fi imediat atrasă de forța lui gravitațională.”
—John Michell[1]

În 1796 Matematicianul Pierre-Simon Laplace susține ideea lui Mitchell în primele două ediții din cartea Expoziția Sistemului Lumii,[2][3] dar ideea era neverosimilă în secolul al XIX-lea, când încă nu se știa că lumina este influențată de forța gravitațională (lumina era considerată o undă fără masă și ca atare nu putea fi influențată de gravitație).[4]

În 1915 Einstein publică Teoria relativității generalizate, în prealabil demonstrând faptul că lumina este influențată de forța gravitațională. Câteva luni mai târziu Karl Schwarzschild găseste o soluție a ecuațiilor de câmp ale lui Einstein ce descrie cîmpul gravitațional al unui corp sferic, simetric, nerotativ.[5] Cateva luni mai târziu, Johannes Droste, un student al lui Hendrik Lorentz, a obținut separat aceeasi soluție pentru o masă punctiformă descriind amănunți proprietațile acesteia.[6] Această soluție are un comportament straniu pentru o anumită zonă (numită acum Raza Schwarzschild) generând o singularitate, adică o parte din termenii ecuațiilor lui Einstein deveneau infinit. Natura acestei suprafețe nu a fost pe deplin înțeleasă la momentul respectiv. În 1924, Arthur Eddington a arătat că singularitatea dispărea după o schimbare a coordonatelor, abia in 1933 Georges Lemaître a realizat că de fapt aceasta înseamnă că sistemul de coordonate nu este unul fizic.[7]

În 1931 Subrahmanyan Chandrasekhar susține în conformitate cu teorie relativității, un corp care nu mai emite radiații și are masa mai mare decât o anumită limită (numită limita Chandrasekhar la 1,4 mase solare) trebuie să aiba densitate infinită. Cu alte cuvinte obiectul trebuie sa aiba raza zero.[8] Acestor argumente li s-au opus mulți cercetători ai vremii, precum Eddington și Lev Landau, care susțineau că un mecanism necunoscut încă ar oprii colapsul.[9] Aceștia aveau parțial dreptate: o pitică albă puțin mai masivă decât limita Chandrasekhar va da naștere in urma colapsului gravitațional unei stele neutonice,[10] care (conform principiului de excluziune al lui Pauli) este stabilă.

În 1939 Robert Oppenheimer și H. Snyder emit ideea că stelele neutronice de peste aproximativ trei mase solare (limita Tolman–Oppenheimer–Volkoff) devin în urma colapsului găuri negre din motivele indicate de Chandrasekhar, și au concluzionat că este improbabil ca vre-o lege a fizicii să prevină (cel puțin pentru unele stele) transformarea în găuri negre.[11]

Oppenheimer și colaboratorii săi interpretează singularitatea de la limita razei Schwarzschild ca fiind granița unei zone în care timpul se oprește. Acest punct de vedere este valabil pentru un observator extern, nu si pentru un observator care se prăbușește spre singularitate. Datorita acestei proprietăți respectivele stele au fost numite stele [12] înghețate (observatorul extern ar vedea suprafața stelei înghețată în timp la momentul în care colapsul duce steaua sub limita razei Schwarzschild).

În 1958, David Finkelstein identifică suprafața Schwarzschild pe care o numește orizontul de evenimente, ca fiind o membrană perfect unidirecțională : cauzalitatea o poate traversa într-un singur sens.[13] Aceste concluzii nu contrazic în mod direct rezultatele lui Oppenheimer, ci mai degrabă le completează prin includerea punctului de vedere al unui observator care se prăbușește spre singularitate. În 1967 Stephen Hawking și Roger Penrose demonstrează că ideea de gaură neagră a plecat de la teoria relativității a lui Einstein iar în unele cazuri formarea lor este inevitabilă. Interesul general crește odată cu descoperirea pulsarilor (stele care emit un semnal radio regulat).[14][15] ce s-au aratat a fi stele neutronice ce se rotesc foarte rapid.[16] Stelele neutronice erau privite până atunci (ca și găuri negre), ca fiind simple curiozități strict teoretice.

În 1976 Stephen Hawking demonstrează că, odată formată o gaură neagră, ea începe să piardă din masă radiind energie (radiație Hawking), fapt ce intră în contradicție cu fizica cuantică. În 2004 Este descoperit un grup de găuri negre ce duce la noi teorii privind distribuția găurilor negre în univers și la concluzia că există de cinci ori mai multe găuri negre decât s-a presupus până acum.

  • Samir Mathur din Ohio State University, demonstrează că modelând o gaură neagră conform teoriei corzilor, aceasta apare ca o mare „încurcătură de corzi”, radiația Hawking emisă de către aceasta având și informații legate de ce este înăuntru. Teoria corzilor susține un model al universului care are la bază corzi mici vibrante, în loc de particule punctiforme.

În Iulie 2004

  • În constelația Ursa Mare este descoperită o gaură neagră gigantică (Q0906+6930), dimensiunea găurii negre, precum și vârsta sa aproximativă pot oferi informații despre vârsta universului.
  • Hawking rezolvă paradoxul găurilor negre, demonstrând ca radiația emisă de o gaură neagră conține informații referitoare la conținutul acesteia, dar această informație este foarte greu de descifrat de către om, neavând nimic în comun cu informația care a intrat în gaura neagră.

În Noiembrie 2004 Un grup de cercetători au descoperit o gaură neagră în galaxia noastră, orbitând la trei ani lumină de constelația Săgetătorului. În Februarie 2005 SDSS J090745,0+24507, o stea gigantică, părăsește Calea Lactee având o viteză de două ori mai mare decât în mod normal (aproximativ 0,0022 din viteza luminii), fapt care dovedește existența unei găuri negre foarte mari în centrul galaxiei. Au existat rapoarte de observare a unor găuri negre microscopice, pe Pământ, în acceleratoare de particule, dar nu s-a putut dovedi existența lor. Telescopul Hubble a identificat recent două grupuri de găuri negre M15 și G1, dar care nu se află in Calea Lactee. Aprilie 2006 NASA simulează contopirea a două găuri negre. Steve Allen prin studiile efectuate de NASA cu Chandra, demonstrează că putem folosi găurile negre și sub formă de combustibil.

Proprietăți fizice[modificare | modificare sursă]

Teorema unicității găurilor negre afirmă că, odată ce devine stabilă, după formare, o gaură neagră, este caracterizată de doar trei parametri fizici independenți: masă, sarcina electrică și momentul cinetic.[17] Oricare două găuri negre ce au aceleași valori pentru acești trei parametrii,nu pot fi diferențiate conform mecanicii clasice (non-cuantică). Aceste proprietăți sunt speciale prin aceea că sunt observabile din exterior. De exemplu, o gaură neagră încarcată electric respinge alte sarcini de acelși sens la fel ca oricare alt obiect. În mod similar, masa totală din interiorul unei sfere ce conține o gaură neagră poate fi aflată folosind corespondentele gravitaționale ale legii lui Gauss, la distanțe mari de gaura neagră.[18] De asemenea momentul cinetic poate fi măsurat de la distanță.

Cea mai simplă gaură neagră are masă, dar nu are moment cinetic. Aceste găuri negre sunt adesea denumite găuri negre Schwarzschild, după fizicianul german Karl Schwarzschild, care a descoperit soluția ecuațiilor de câmp ale lui Einstein din 1915.[5] Aceasta a fost prima soluție exactă în teoria relativității generale din domeniul ecuațiilor lui Einstein care a fost descoperită, și în conformitate cu teorema relativității a lui Birkhoff numai soluția vacuum prezintă o simetrie sferică a spațiului-timp.[19] Acest lucru înseamnă că nu există nicio diferență observabilă între câmpul gravitațional al unei astfel de găuri negre și oricare alt obiect sferic de masă asemănătoare. Noțiunea populară a unei găuri neagre că "atrage în ea tot " din ceea ce există în apropierea sa este, prin urmare corectă doar aproape de limita orizontului găurii negre; mai departe, câmpul gravitațional extern este identic cu al oricărui alt corp cu masă asemănătoare[20]

În general soluțiile găurilor negre au fost descoperite mai târziu, în secolul 20. Soluția Reissner-Nordström descrie o gaură neagră cu sarcină electrică, în timp ce Kerr metrice randamentele o gaură neagră prin rotație. Mai mult în general, cunoscut staționare soluție Black Hole, Kerr-Newman metrice, descrie atât de încărcare și, momentului cinetic.

Formarea[modificare | modificare sursă]

Când o stea de aproximativ 20 de ori mai mare ca Soarele își epuizează "combustibilul" intră în colaps nemaiputând să susțină toate reacțiile ce au loc în interiorul ei. Ea explodează provocând o explozie de proporții numită supernovă. Dar miezul stelei rămâne compact iar colapsul continuă. Particulele miezului se zdrobesc una de alta din cauza propriei gravitații până când tot ce rămâne este o gaură neagră.

O explicație schematică a unei găuri negre ar fi următoarea:

Se cunoaște faptul că masa distorsionează spațiul. Ce vrea să înseamne aceasta? Dacă spațiul ar fi un plan întins pentru ca Terra să poată exista în el, distorsionează. În locul unde se află Pământul, spațiul nu mai este plan ci curbat deoarece se produce o adâncitură cauzată de masa Pământul. O gaură neagră produce o adâncitură extrem de mare în spațiu.

Un exemplu practic ar fi următorul:

Avem un lac. Ne imaginăm că acesta reprezintă spațiul. Punem câteva sfere în el care plutesc și care reprezintă corpurile cerești. Dacă în lacul respectiv ar apărea un vârtej de apă foarte puternic și mai ales adânc, toata apa (care reprezintă spațiul), și odată cu el și sferele (corpurile cerești) ar fi atrase în acel vârtej, puterea cu care apa (spațiul) este atrasă în vârtej este atât de mare încât sferelor le este imposibil să scape.

Componența și efectele[modificare | modificare sursă]

La marginea unei găuri negre există o "graniță" invizibilă numită orizontul evenimentului. Odată depășită această graniță nimic nu poate scăpa din gaura neagră, nici măcar lumina, motiv pentru care tot ceea ce se întâmplă într-o gaură neagră rămâne invizibil . În interiorul unei găuri negre, în ciuda aparențelor, se presupune că este extrem de luminos, deoarece lumina este și ea prinsă în gaura neagră. Materia absorbită de gaura neagră este supusă diverselor efecte fizice precum și comprimării. În centrul unei găuri negre se află unul dintre cele mai misterioase fenomene fizice: singularitatea. Singularitatea este un punct de volum ce tinde spre zero dar care conține o masă ce tinde spre infinit. În cazul unei găuri negre, singularitatea este masa unei întregi stele de minim 20 de ori mai mare ca Soarele nostru, concentrată într-un punct al spațiului. Singularitatea are o forță gravitațională colosală, ea dând forța de atracție a unei găuri negre.

O gaură neagră poate îngloba extrem de multă materie, în ciuda dimensiunilor ei nu tocmai mari, deoarece ea comprimă materia. Materia atrasă de o gaură neagră nu intra în ea cu o traiectorie dreaptă, ci rotindu-se în formă de spirală, apropiindu-se din ce în ce mai mult de gaură. În timp ce gaura neagră absoarbe multă materie din cauza rotirii acesteia în jurul găurii, gaura neagră doar pare neagră din cauza culorii materiei care, în timp ce se rotește poate depăși de zeci de ori mărimea găurii negre. Dar gaura neagră rămâne în centrul cercului de materie, fiind vizibilă.

O gaură neagră super-masivă este un adevărat "monstru" spațial. Ea este de milioane de ori mai mare decât o gaură neagră obișnuită și poate captura de miliarde de ori mai multă materie decât conține Soarele nostru. Acești "monștri" pot absorbi galaxii întregi. Majoritatea galaxiilor de mari proporții (de ex: Calea Lactee) au în centrul lor o gaura neagră super-masivă.

r = 2\left ( \tfrac{GM}{c^2} \right ),

Despre găurile negre[modificare | modificare sursă]

Dacă raza unei sfere, cu aceeași densitate ca cea a Soarelui, ar depăși raza acestuia într-o proporție de 500 la 1, un corp ce ar cădea de la o înălțime foarte mare - infinită - ar avea la contact viteza egală cu viteza luminii. Lumina este la rândul ei atrasă de aceeași forță, proporțională cu masa inerțială a sferei. În consecință toată lumina emisă de un astfel de corp ar fi imediat atrasă de forța lui gravitațională.

John Mitchell – 1783, într-o lucrare adresată Societății Regale din Anglia

Dacă miezul lăsat în urmă de către explozia unei supernove are masa mai mare decât cea a soarelui nostru, forța care ține laolaltă neutronii nu este suficient de mare ca să poată echilibra forța gravitațională proprie. Miezul continuă să se contracte. În momentul în care masa miezului este suficient de concentrată, forța gravitațională a acestuia este imensă și miezul se contractă în el însuși dând naștere la o gaură neagră.

Această forță nu se poate explica în fizica clasică și astronomii folosesc teoria relativității a lui Einstein ca să explice comportamentul luminii și al materiei față de această imensă forță gravitațională.

Potrivit relativității generale, spațiul din jurul miezului este atât de puternic curbat încât atrage și lumina. O stea de zece ori mai mare decât soarele nostru se poate transforma într-o gaură neagră doar dacă se comprimă până la un diametru de aproximativ 90 km sau chiar mai puțin.

Vezi și[modificare | modificare sursă]

Note[modificare | modificare sursă]

  1. ^ Michell, J. (1784). „On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose”. Philosophical Transactions of the Royal Society 74 (0): 35–57. doi:10.1098/rstl.1784.0008. Bibcode1784RSPT...74...35M. 
  2. ^ Dark Stars (1783)”. Thinkquest. 1999. http://library.thinkquest.org/25715/discovery/conceiving.htm#darkstars. Accesat la 28 mai 2008. 
  3. ^ Israel, W. (1989). „Dark stars: the evolution of an idea”. in Hawking, S.W.; Israel, W.. 300 Years of Gravitation. Cambridge University Press. ISBN 9780521379762. http://books.google.com/books?id=Vq787qC5PWQC&lpg=PP1&pg=PA199#v=onepage&q&f=false 
  4. ^ Thorne 1994, pp. 123–124
  5. ^ a b Schwarzschild, K. (1916). „Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie”. Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften 7: 189–196. http://www.archive.org/stream/sitzungsberichte1916deutsch#page/188/mode/2up.  and Schwarzschild, K. (1916). „Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie”. Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften 18: 424–434. http://www.archive.org/stream/sitzungsberichte1916deutsch#page/424/mode/2up. 
  6. ^ Droste, J. (1915). „On the field of a single centre in Einstein's theory of gravitation”. Koninklijke Nederlandsche Akademie van Wetenschappen Proceedings 17 (3): 998–1011. 
  7. ^ 't Hooft, G. (2009). Introduction to the Theory of Black Holes. Institute for Theoretical Physics / Spinoza Insitute. pp. 47–48. http://www.phys.uu.nl/~thooft/lectures/blackholes/BH_lecturenotes.pdf. 
  8. ^ Venkataraman, G. (1992). Chandrasekhar and his limit. Universities Press. p. 89. ISBN 817371035X 
  9. ^ Detweiler, S. (1981). „Resource letter BH-1: Black holes”. American Journal of Physics 49 (5): 394–400. doi:10.1119/1.12686. Bibcode1981AmJPh..49..394D. 
  10. ^ Harpaz, A. (1994). Stellar evolution. A K Peters. p. 105. ISBN 1-568-81012-1. http://books.google.com/books?id=kd4VEZv8oo0C&pg=PA105 
  11. ^ Oppenheimer, J.R.; Volkoff, G.M. (1939). „On Massive Neutron Cores”. Physical Review 55 (4): 374–381. doi:10.1103/PhysRev.55.374. Bibcode1939PhRv...55..374O. 
  12. ^ Ruffini, R.; Wheeler, J.A. (1971). „Introducing the black hole”. Physics Today (1): 30–41. http://authors.library.caltech.edu/14972/1/Ruffini2009p1645Phys_Today.pdf. 
  13. ^ Finkelstein, D. (1958). „Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle”. Physical Review 110 (4): 965–967. doi:10.1103/PhysRev.110.965. Bibcode1958PhRv..110..965F. 
  14. ^ Hewish, A. et al. (1968). „Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source”. Nature 217 (5130): 709–713. doi:10.1038/217709a0. Bibcode1968Natur.217..709H. 
  15. ^ Pilkington, J.D.H. et al. (1968). „Observations of some further Pulsed Radio Sources”. Nature 218 (5137): 126–129. doi:10.1038/218126a0. Bibcode1968Natur.218..126P. 
  16. ^ Hewish, A. (1970). „Pulsars”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 8 (1): 265–296. doi:10.1146/annurev.aa.08.090170.001405. Bibcode1970ARA&A...8..265H. 
  17. ^ Heusler, M. (1998). „Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond”. Living Reviews in Relativity 1 (6). http://www.livingreviews.org/Articles/Volume1/1998-6heusler/. Accesat la 8 februarie 2011. 
  18. ^ Carroll 2004, p. 253
  19. ^ Garrett Birkhoff’s Theorem. http://myweb.lsbu.ac.uk/~whittyr/MathSci/TheoremOfTheDay/CombinatorialTheory/Birkhoff/TotDBirkhoff.pdf. Accesat la 25 martie 2009. 
  20. ^ Black Holes do not suck!”. 17 februarie 2006. http://astro.airynothing.com/2006/02/black_holes_do_not_suck.html. Accesat la 25 martie 2009. 

Legături externe[modificare | modificare sursă]

Commons
Wikimedia Commons conține materiale multimedia legate de Gaură neagră

Multimedia