O introducere în găurile negre

Găurile negre sunt obiecte din univers cu atâta masă prinsă în limitele lor încât au câmpuri gravitaționale incredibil de puternice. De fapt, forța gravitațională a unei găuri negre este atât de puternică încât nimic nu poate scăpa odată ce a intrat înăuntru. Nici măcar lumina nu poate scăpa de o gaură neagră, ci este prinsă în interior, împreună cu stele, gaz și praf. Majoritatea găurilor negre conțin de multe ori masa Soarelui nostru, iar cele mai grele pot avea milioane de mase solare.

Această imagine simulată de computer arată o gaură neagră supermasivă la miezul unei galaxii. Regiunea neagră din centru reprezintă orizontul evenimentului găurii negre, unde nicio lumină nu poate scăpa de apucarea gravitațională a obiectului masiv. Puternica gravitație a găurii negre distorsionează spațiul din jurul său, ca o oglindă. Lumina din stelele de fundal este întinsă și înfășurată, în timp ce stelele scotocește de gaura neagră. NASA, ESA și D. Coe, J. Anderson și R. van der Marel (Space Telescope Science Institute), Credit științific: NASA, ESA, C.-P. Ma (Universitatea din California, Berkeley) și J. Thomas (Institutul Max Planck pentru Fizică Extraterestră, Garching, Germania).

În ciuda întregii mase, singularitatea reală care formează miezul găurii negre nu a fost niciodată văzută sau imaginată. Este, după cum sugerează cuvântul, un punct minuscul în spațiu, dar are o mulțime de masă. Astronomii sunt capabili să studieze aceste obiecte doar prin efectul lor asupra materialului care îi înconjoară. Materialul din jurul găurii negre formează un disc rotativ care se află chiar dincolo de o regiune numită "orizontul evenimentului", care este punctul gravitațional al neîntoarcerii.

Structura unui gă negru

„Blocul de construcție” de bază al găurii negre este singularitatea: o regiune punctuală a spațiului care conține toată masa găurii negre. În jurul său se află o regiune de spațiu din care lumina nu poate scăpa, dându-i „găurii negre” numele. „Marginea” exterioară a acestei regiuni este ceea ce formează orizontul evenimentului. Este limita invizibilă în care atracția câmpului gravitațional este egală cu viteza luminii. Este, de asemenea, unde gravitația și viteza luminii sunt echilibrate.

Poziția orizontului evenimentului depinde de tragerea gravitațională a găurii negre. Astronomii calculează locația orizontului de eveniment în jurul unei găuri negre folosind ecuația R_s = 2GM / c². R este raza singularității, G este forța gravitației, M este masa, c este viteza luminii. 

Tipuri de găuri negre și modul în care se formează

Există diferite tipuri de găuri negre și apar în moduri diferite. Cel mai comun tip este cunoscut sub numele de gaură neagră cu masă stelară. Acestea conțin aproximativ până la câteva ori masa Soarelui nostru și se formează atunci când stele mari de secvență principală (10 - 15 ori mai mare decât Soarele nostru) rămân fără combustibil nuclear în miezurile lor. Rezultatul este o explozie de supernova masivă care blastează straturile exterioare ale stelelor în spațiu. Ceea ce a rămas în urmă se prăbușește pentru a crea o gaură neagră.

Concepția artistului despre o pălărie cu o gaură neagră (în albastru) cu masă stelară formată probabil atunci când o stea supermasivă s-a prăbușit, alimentându-se din materialul ejectat de o stea din apropiere. ESA, NASA și Felix Mirabel)

Celelalte două tipuri de găuri negre sunt găurile negre supermasive (SMBH) și micro găurile negre. Un singur SMBH poate conține masa de milioane sau miliarde de sori. Micro găurile negre sunt, după cum le spune și numele lor, foarte mici. Este posibil să aibă doar 20 de micrograme de masă. În ambele cazuri, mecanismele de creare a acestora nu sunt în întregime clare. Micro-găuri negre există în teorie, dar nu au fost detectate direct.

S-au descoperit că găurile negre supermasive există în miezurile majorității galaxiilor, iar originile lor sunt încă dezbătute la cald. Este posibil ca găurile negre supermasive să fie rezultatul fuziunii dintre găurile negre cu masa stelară și alte materii. Unii astronomi sugerează că ar putea fi create atunci când o singură stea extrem de masivă (de sute de ori masa Soarelui) se prăbușește. Oricum, acestea sunt suficient de masive pentru a afecta galaxia în multe feluri, variind de la efectele asupra ratelor de naștere la stele la orbitele stelelor și materialele din apropierea lor..

Multe galaxii au găuri negre supermasive la miezurile lor. Dacă „mănâncă” activ, atunci dau jeturi uriașe și sunt cunoscute ca nuclee galactice active. NASA / JPL-Caltech

Pe de altă parte, micro găuri negre ar putea fi create în timpul coliziunii a două particule cu energie foarte mare. Oamenii de știință sugerează că acest lucru se întâmplă continuu în atmosfera superioară a Pământului și este probabil să se întâmple în timpul experimentelor de fizică a particulelor în locuri precum CERN. 

Modul în care oamenii de știință măsoară găurile negre

Deoarece lumina nu poate scăpa din regiunea din jurul unei găuri negre afectate de orizontul evenimentului, nimeni nu poate „vedea” cu adevărat o gaură neagră. Cu toate acestea, astronomii îi pot măsura și caracteriza prin efectele pe care le au asupra mediului înconjurător. Găurile negre care se află în apropierea altor obiecte exercită asupra lor un efect gravitațional. Pentru un singur lucru, masa poate fi determinată și de orbita materialului din jurul găurii negre.

Un model de gaură neagră înconjurat de material ionizat încălzit). Aceasta poate fi cum arată „gaura neagră” din Calea Lactee. Brandon DeFrise Carter, CC0, Wikimedia.   

În practică, astronomii deduc prezența găurii negre studiind cum se comportă lumina în jurul ei. Găurile negre, ca toate obiectele masive, au suficientă atracție gravitațională pentru a îndoi calea luminii în timp ce trece pe lângă. Pe măsură ce stelele din spatele găurii negre se mișcă în raport cu ea, lumina emisă de acestea va apărea distorsionată sau stelele vor părea să se miște într-un mod neobișnuit. Din aceste informații se poate determina poziția și masa găului negru.

Acest lucru este evident mai ales în grupurile de galaxii unde masa combinată a ciorchinilor, materia lor întunecată și găurile lor negre creează arcuri și inele în mod ciudat, aplecând lumina obiectelor mai îndepărtate pe măsură ce trece pe lângă. 

Astronomii pot vedea, de asemenea, găuri negre prin radiația pe care o încălzește materialul încălzit din jurul lor, cum ar fi radiografiile sau radiografiile. Viteza acestui material oferă, de asemenea, indicii importante privind caracteristicile găurii negre din care încearcă să scape.

Radiație Hawking

Modul final prin care astronomii ar putea detecta o gaură neagră este printr-un mecanism cunoscut sub numele de radiația Hawking. Numită pentru celebrul fizician și cosmolog teoretician Stephen Hawking, radiația Hawking este o consecință a termodinamicii care necesită scurgerea de energie dintr-o gaură neagră.

Ideea de bază este că, datorită interacțiunilor naturale și a fluctuațiilor în vid, materia va fi creată sub formă de electron și anti-electron (numită pozitron). Când aceasta se întâmplă în apropierea orizontului evenimentului, o particulă va fi evacuată departe de gaura neagră, în timp ce cealaltă va cădea în puțul gravitațional.

Pentru un observator, tot ce este „văzut” este o particulă care este emisă din gaura neagră. Particulul ar fi văzut ca având energie pozitivă. Aceasta înseamnă, prin simetrie, că particulele căzute în gaura neagră ar avea energie negativă. Rezultatul este că pe măsură ce o gaură neagră îmbătrânește, pierde energie și, prin urmare, pierde din masă (prin celebra ecuație a lui Einstein, E = MC², Unde E= energie, M= masă și C este viteza luminii).

Editat și actualizat de Carolyn Collins Petersen.