Gaura neagră

O gaură neagră este o regiune a spațiului în care forța de gravitație este atât de puternică încât nimic, nici măcar lumina, nu poate scăpa.

Structura de bază a unei găuri negre este formată dintr-o singularitate ascunsă de un orizont al evenimentelor. În interiorul orizontului evenimentelor, viteza de evadare ( vesc ) depășește viteza luminii ( c ) și un obiect este prins pentru totdeauna. În afara orizontului de evenimente, vesc < c și obiectul este capabil să scape.

Existența unor astfel de obiecte a fost sugerată pentru prima dată încă de la sfârșitul anilor 1700. Cu toate acestea, Karl Schwarzschild (1873-1916), un astronom german, a fost cel care a dezvoltat practic ideea modernă de gaură neagră. Folosind teoria relativității generale a lui Einstein, Schwarzschild a descoperit că materia comprimată într-un punct (cunoscută în prezent sub numele de singularitate) ar fi înconjurată de o regiune sferică a spațiului din care nimic nu ar putea scăpa. Limita acestei regiuni se numește orizontul evenimentelor, un nume care semnifică faptul că este imposibil de observat orice eveniment care are loc în interiorul acesteia (deoarece informația nu poate ieși).

Pentru o gaură neagră care nu se rotește, raza orizontului evenimentelor este cunoscută sub numele de raza Schwarzschild și marchează punctul în care viteza de evadare din gaura neagră este egală cu viteza luminii. În teorie, orice masă poate fi comprimată suficient pentru a forma o gaură neagră. Singura cerință este ca dimensiunea fizică a acesteia să fie mai mică decât raza Schwarzschild. De exemplu, Soarele nostru ar deveni o gaură neagră dacă masa sa ar fi cuprinsă într-o sferă cu diametrul de aproximativ 2,5 km.

Peste orizontul evenimentelor se află inima găurii negre – singularitatea. Tot ceea ce se află în interiorul orizontului de evenimente este atras ireversibil spre acest punct, unde curbura spațiu-timpului devine infinită, iar gravitația este infinit de puternică. O dilemă interesantă pentru astrofizicieni constă în faptul că condițiile fizice din apropierea unei singularități duc la prăbușirea completă a legilor fizicii. Cu toate acestea, nu există nimic în teoria relativității generale care să împiedice existența singularităților izolate sau „goale”. Pentru a evita situația în care am putea asista efectiv la această prăbușire a fizicii, a fost propusă conjectura cenzurii cosmice. Aceasta afirmă că fiecare singularitate trebuie să aibă un orizont al evenimentelor care să o ascundă vederii – exact ceea ce găsim în cazul găurilor negre.

Găurile negre sunt caracterizate complet de doar trei parametri: masă, rotație și sarcină. În prezent se crede că există 4 tipuri principale de găuri negre, dacă sunt clasificate în funcție de masă:

1. Găurile negre primordiale au mase comparabile sau mai mici decât cea a Pământului. Aceste obiecte pur ipotetice ar fi putut fi formate prin colapsul gravitațional al unor regiuni cu densitate mare în momentul Big Bang-ului.
2. Găurile negre de masă stelară au mase cuprinse între aproximativ 4 și 100 de mase solare și rezultă din colapsul nucleului unei stele masive la sfârșitul vieții sale.
3. Pot exista, de asemenea, găuri negre de masă intermediară de 102 și 105 mase solare. Prima IMBH bună este sursa de raze X HLX-1, observată în proiecție în apropierea centrului galaxiei S0 ESO 243-49.
4. Găurile negre supermasive cântăresc între 105 și 1010 mase solare și se găsesc în centrul majorității galaxiilor mari.

Alternativ, găurile negre pot fi clasificate în funcție de celelalte două proprietăți ale lor de rotație și sarcină:

1. Gaură neagră Schwarzschild, cunoscută și sub numele de „gaură neagră statică”, nu se rotește și nu are sarcină electrică. Este caracterizată doar prin masa sa.
3. Gaura neagră Kerr este un scenariu mai realist. Aceasta este o gaură neagră care se rotește și nu are sarcină electrică.
4. Gaură neagră încărcată poate fi de două tipuri. O gaură neagră încărcată, care nu se rotește, este cunoscută sub numele de gaură neagră Reissner-Nordstrom, iar o gaură neagră încărcată, care se rotește, se numește gaură neagră Kerr-Newman.

Potrivit teoriei clasice a relativității generale, odată ce o gaură neagră este creată, aceasta va dura pentru totdeauna, deoarece nimic nu poate scăpa de ea. Cu toate acestea, dacă se ia în considerare și mecanica cuantică, se dovedește că toate găurile negre se vor evapora în cele din urmă pe măsură ce scurg lent radiația Hawking. Acest lucru înseamnă că durata de viață a unei găuri negre depinde de masa acesteia, găurile negre mai mici evaporându-se mai repede decât cele mari. De exemplu, o gaură neagră de 1 masă solară are nevoie de 1067 de ani pentru a se evapora (mult mai mult decât vârsta actuală a Universului), în timp ce o gaură neagră de numai 1011 kg se va evapora în 3 miliarde de ani.

Găurile negre sunt detectate prin observarea fenomenelor de înaltă energie și a mișcărilor obiectelor din apropiere. Această diagramă a mișcării orbitale a stelei S2 în jurul centrului Căii Lactee oferă dovezi puternice pentru existența unei găuri negre supermasive (~3 milioane de mase solare) în centrul galaxiei noastre.
Credit: ESO

Probele observaționale pentru găurile negre nu sunt, desigur, ușor de obținut. Deoarece radiațiile nu pot scăpa de atracția gravitațională extremă a unei găuri negre, nu le putem detecta în mod direct. În schimb, deducem existența lor prin observarea fenomenelor de înaltă energie, cum ar fi emisia de raze X și jeturile, precum și a mișcărilor obiectelor din apropiere care orbitează în jurul masei ascunse. O complicație suplimentară este faptul că fenomene similare sunt observate în jurul stelelor neutronice mai puțin masive și al pulsarilor. Prin urmare, identificarea ca fiind o gaură neagră necesită ca astronomii să facă o estimare a masei obiectului și a dimensiunii sale. O gaură neagră este confirmată dacă niciun alt obiect sau grup de obiecte nu ar putea fi atât de masiv și compact.