Wprowadzenie do czarnych dziur

Czarne dziury są obiektami we wszechświecie z tak dużą masą uwięzioną w ich granicach, że mają niewiarygodnie silne pola grawitacyjne. W rzeczywistości siła grawitacji czarnej dziury jest tak silna, że ​​nic nie może uciec po jej wejściu do środka. Nawet światło nie może uciec z czarnej dziury, jest uwięziona w środku wraz z gwiazdami, gazem i pyłem. Większość czarnych dziur zawiera wielokrotnie masę naszego Słońca, a najcięższe z nich mogą mieć miliony mas Słońca.

Pomimo całej tej masy, faktyczna osobliwość, która stanowi rdzeń czarnej dziury, nigdy nie była widziana ani obrazowana. Jest to, jak sugeruje to słowo, niewielki punkt w kosmosie, ale ma DUŻO masy. Astronomowie mogą badać te obiekty jedynie poprzez ich wpływ na otaczający je materiał. Materiał wokół czarnej dziury tworzy wirujący dysk, który leży tuż poza obszarem zwanym „horyzontem zdarzeń”, który jest punktem grawitacyjnym bez powrotu.

Podstawowym „elementem budulcowym” czarnej dziury jest osobliwość: precyzyjny obszar przestrzeni, który zawiera całą masę czarnej dziury. Wokół niego jest przestrzeń kosmiczna, z której światło nie może uciec, nadając nazwie „czarnej dziury”. Zewnętrzna „krawędź” tego regionu tworzy horyzont zdarzeń. Jest to niewidzialna granica, w której siła pola grawitacyjnego jest równa prędkość światła. To także tam, gdzie grawitacja i prędkość światła są zrównoważone.

Pozycja horyzontu zdarzenia zależy od przyciągania grawitacyjnego czarnej dziury. Astronomowie obliczają położenie horyzontu zdarzeń wokół czarnej dziury za pomocą równania R_s = 2GM / c². R jest promieniem osobliwości, sol jest siłą grawitacji, M. jest masą do to prędkość światła.

Istnieją różne rodzaje czarnych dziur i powstają na różne sposoby. Najpopularniejszy typ znany jest jako czarna dziura o masie gwiazdowej. Zawierają one z grubsza do kilku razy masę naszego Słońca i tworzą się, gdy są duże główna sekwencja gwiazdom (10-15 razy więcej niż nasze Słońce) kończy się paliwo jądrowe w ich rdzeniach. Rezultat jest ogromny wybuch supernowej który wysadza zewnętrzne warstwy gwiazd w przestrzeń kosmiczną. To, co pozostało, zapada się, tworząc czarną dziurę.

Dwa pozostałe rodzaje czarnych dziur to supermasywne czarne dziury (SMBH) i mikro czarne dziury. Pojedyncza SMBH może zawierać masę milionów lub miliardów słońc. Mikro czarne dziury są, jak sama nazwa wskazuje, bardzo małe. Mogą mieć może tylko 20 mikrogramów masy. W obu przypadkach mechanizmy ich tworzenia nie są do końca jasne. Teoretycznie mikro czarne dziury istnieją, ale nie zostały bezpośrednio wykryte.

Stwierdzono, że supermasywne czarne dziury istnieją w rdzeniach większości galaktyk, a ich pochodzenie jest wciąż przedmiotem gorących dyskusji. To jest możliwe te supermasywne czarne dziury są wynikiem połączenia mniejszych czarnych dziur o masie gwiazdowej i innych materia. Niektórzy astronomowie sugerują, że mogą powstać, gdy zapadnie się jedna bardzo masywna (setki razy większa niż masa Słońca) gwiazda. Tak czy inaczej, są one na tyle masywne, aby wpływać na galaktykę na wiele sposobów, od wpływu na liczbę urodzeń gwiazd po orbity gwiazd i materiałów w ich pobliżu.

Z kolei mikro czarne dziury mogły powstać podczas zderzenia dwóch bardzo wysokoenergetycznych cząstek. Naukowcy sugerują, że dzieje się to w sposób ciągły w górnej atmosferze Ziemi i prawdopodobnie nastąpi to podczas eksperymentów fizyki cząstek w takich miejscach jak CERN.

Ponieważ światło nie może uciec z regionu wokół czarnej dziury dotkniętej horyzontem zdarzeń, nikt tak naprawdę nie „widzi” czarnej dziury. Jednak astronomowie mogą je mierzyć i charakteryzować na podstawie wpływu, jaki wywierają na otoczenie. Czarne dziury znajdujące się w pobliżu innych obiektów wywierają na nich efekt grawitacyjny. Po pierwsze, masę można również określić na podstawie orbity materiału wokół czarnej dziury.

W praktyce astronomowie dedukują obecność czarnej dziury, badając, jak zachowuje się wokół niej światło. Czarne dziury, podobnie jak wszystkie masywne obiekty, mają siłę przyciągania grawitacyjnego wystarczającą, by zakrzywić ścieżkę światła, gdy przechodzi. Gdy gwiazdy za czarną dziurą poruszają się względem niej, emitowane przez nie światło będzie zniekształcone lub gwiazdy poruszą się w nietypowy sposób. Na podstawie tych informacji można określić pozycję i masę czarnej dziury.

Jest to szczególnie widoczne w gromadach galaktyk, w których połączona masa gromad, ich ciemna materia i ich czarne dziury tworzą dziwnie ukształtowane łuki i pierścienie zginając światło przechodzących bardziej odległych obiektów.

Astronomowie mogą również zobaczyć czarne dziury przez promieniowanie, które wydziela ogrzewany materiał, taki jak promieniowanie rentgenowskie lub rentgenowskie. Szybkość tego materiału daje również ważne wskazówki na temat właściwości czarnej dziury, z której próbuje uciec.

Ostatnim sposobem, w jaki astronomowie mogą wykryć czarną dziurę, jest mechanizm znany jako Promieniowanie Hawkinga. Nazwany na cześć słynnego fizyka teoretycznego i kosmologa Stephen Hawking, Promieniowanie Hawkinga jest konsekwencją termodynamiki, która wymaga ucieczki energii z czarnej dziury.

Podstawową ideą jest to, że z powodu naturalnych interakcji i fluktuacji w próżni materia zostanie utworzona w postaci elektronu i antyelektronu (zwanego pozytronem). Kiedy nastąpi to w pobliżu horyzontu zdarzeń, jedna cząstka zostanie wyrzucona z czarnej dziury, a druga wpadnie do studni grawitacyjnej.

Dla obserwatora wszystko, co „widać”, to cząsteczka emitowana z czarnej dziury. Cząstka byłaby postrzegana jako posiadająca energię dodatnią. Oznacza to, symetrycznie, że cząstka, która wpadła do czarnej dziury, miałaby energię ujemną. Powoduje to, że w miarę starzenia się czarnej dziury traci energię, a zatem traci masę (według słynnego równania Einsteina E = MC², gdzie mi= energia M.= masa i do to prędkość światła).

Edytowane i zaktualizowane przez Carolyn Collins Petersen.