Czarna dziura

Czarna dziura to obszar przestrzeni, w którym siła grawitacji jest tak silna, że nic, nawet światło, nie może z niego uciec.

Podstawowa struktura czarnej dziury składa się z osobliwości ukrytej przez horyzont zdarzeń. Wewnątrz horyzontu zdarzeń prędkość ucieczki ( vesc ) przekracza prędkość światła ( c ) i obiekt jest uwięziony na zawsze. Poza horyzontem zdarzeń, vesc < c i obiekt jest w stanie uciec.

Istnienie takich obiektów zostało po raz pierwszy zasugerowane już pod koniec 1700 roku. Jednak to Karl Schwarzschild (1873-1916), niemiecki astronom, w zasadzie opracował współczesny pomysł na czarną dziurę. Wykorzystując ogólną teorię względności Einsteina, Schwarzschild odkrył, że materia ściśnięta do punktu (obecnie znanego jako osobliwość) zostanie zamknięta przez sferyczny obszar przestrzeni, z którego nic nie może uciec. Granica tego obszaru nazywana jest horyzontem zdarzeń, co oznacza, że nie można zaobserwować żadnego zdarzenia mającego miejsce wewnątrz tego obszaru (ponieważ informacja nie jest w stanie wydostać się na zewnątrz).

Dla nieobracającej się czarnej dziury promień horyzontu zdarzeń znany jest jako promień Schwarzschilda i wyznacza punkt, w którym prędkość ucieczki z czarnej dziury jest równa prędkości światła. W teorii każda masa może być wystarczająco ściśnięta, aby utworzyć czarną dziurę. Jedynym warunkiem jest to, aby jej fizyczny rozmiar był mniejszy niż promień Schwarzschilda. Na przykład, nasze Słońce stałoby się czarną dziurą, gdyby jego masa mieściła się w kuli o średnicy około 2,5 km.

Dużo wewnątrz horyzontu zdarzeń znajduje się serce czarnej dziury – osobliwość. Wszystko w obrębie horyzontu zdarzeń jest nieodwracalnie przyciągane do tego punktu, gdzie zakrzywienie czasoprzestrzeni staje się nieskończone, a grawitacja jest nieskończenie silna. Ciekawym dylematem dla astrofizyków jest fakt, że warunki fizyczne panujące w pobliżu osobliwości powodują całkowite załamanie praw fizyki. Jednak w ogólnej teorii względności nie ma nic, co powstrzymywałoby istnienie odosobnionych, czy też „nagich” osobliwości. Aby uniknąć sytuacji, w której faktycznie moglibyśmy zobaczyć to załamanie praw fizyki, zaproponowano koncepcję kosmicznej cenzury. Stwierdza on, że każda osobliwość musi mieć horyzont zdarzeń, który ukrywa ją przed wzrokiem – dokładnie to, co znajdujemy w przypadku czarnych dziur.

Czarne dziury są całkowicie scharakteryzowane przez tylko trzy parametry: masę, rotację i ładunek. Obecnie uważa się, że istnieją 4 główne typy czarnych dziur, jeśli klasyfikuje się je według masy:

1. Pierwotne czarne dziury mają masę porównywalną lub mniejszą niż Ziemia. Te czysto hipotetyczne obiekty mogły powstać w wyniku grawitacyjnego zapadania się regionów o dużej gęstości w czasie Wielkiego Wybuchu.
3. Czarne dziury o masie gwiazdowej mają masę od 4 do 100 mas Słońca i powstają w wyniku zapadania się rdzenia masywnej gwiazdy pod koniec jej życia.
5. Czarne dziury o masie pośredniej o masie 102 i 105 mas Słońca mogą również istnieć. Pierwszą dobrą IMBH jest źródło promieniowania rentgenowskiego HLX-1, widoczne w projekcji w pobliżu centrum galaktyki S0 ESO 243-49.
6. Supermasywne czarne dziury o masie od 105 do 1010 mas Słońca występują w centrach większości dużych galaktyk.

Alternatywnie, czarne dziury mogą być klasyfikowane przez ich dwie inne właściwości rotacji i ładunku:

1. Czarna dziura Schwarzschilda, inaczej znana jako „statyczna czarna dziura”, nie obraca się i nie ma ładunku elektrycznego. Charakteryzuje ją wyłącznie masa.
2. Czarna dziura Kerra jest bardziej realistycznym scenariuszem. Jest to obracająca się czarna dziura bez ładunku elektrycznego.
3. Naładowane czarne dziury mogą być dwojakiego rodzaju. Naładowana, nieobracająca się czarna dziura jest znana jako czarna dziura Reissnera-Nordstroma, naładowana, obracająca się czarna dziura jest nazywana czarną dziurą Kerra-Newmana.

Podług klasycznej teorii względności ogólnej, raz utworzona czarna dziura będzie trwać wiecznie, ponieważ nic nie może jej uciec. Jeśli jednak weźmie się pod uwagę mechanikę kwantową, okaże się, że wszystkie czarne dziury w końcu wyparują, ponieważ powoli ulatnia się z nich promieniowanie Hawkinga. Oznacza to, że czas życia czarnej dziury zależy od jej masy, przy czym mniejsze czarne dziury wyparowują szybciej niż większe. Na przykład, czarna dziura o masie 1 Słońca potrzebuje 1067 lat, aby wyparować (znacznie dłużej niż obecny wiek Wszechświata), podczas gdy czarna dziura o masie zaledwie 1011 kg wyparuje w ciągu 3 miliardów lat.

Czarne dziury są wykrywane poprzez obserwację zjawisk wysokoenergetycznych i ruchów pobliskich obiektów. Ten wykres ruchu orbitalnego gwiazdy S2 wokół centrum Drogi Mlecznej dostarcza silnych dowodów na istnienie supermasywnej czarnej dziury (~3 mln mas Słońca) w centrum naszej galaktyki.
Credit: ESO

Obserwacyjne dowody na istnienie czarnych dziur nie są oczywiście proste do uzyskania. Ponieważ promieniowanie nie może uciec przed ekstremalnym przyciąganiem grawitacyjnym czarnej dziury, nie możemy ich bezpośrednio wykryć. Zamiast tego wnioskujemy o ich istnieniu obserwując wysokoenergetyczne zjawiska, takie jak emisja promieniowania rentgenowskiego i dżety, oraz ruchy pobliskich obiektów na orbitach wokół ukrytej masy. Dodatkowym utrudnieniem jest fakt, że podobne zjawiska obserwuje się wokół mniej masywnych gwiazd neutronowych i pulsarów. Dlatego identyfikacja czarnej dziury wymaga od astronomów oszacowania masy obiektu i jego rozmiarów. Czarna dziura jest potwierdzona, jeśli żaden inny obiekt lub grupa obiektów nie może być tak masywna i zwarta.