» » » » » » » Găuri negre și singularități gravitaționale

Găuri negre și singularități gravitaționale

Proprietăți fizice

Cele mai simple găuri negre statice au o masă, dar nici o sarcină electrică, nici un impuls unghiular. Aceste găuri negre sunt adesea denumite găuri negre Schwarzschild după Karl Schwarzschild care au descoperit această soluție în 1916. Conform teoremei lui Birkhoff, aceasta este singura soluție de vid care este sferic simetrică. Aceasta înseamnă că nu există o diferență observabilă între câmpul gravitațional al unei astfel de găuri negre și cel al oricărui alt obiect sferic din aceeași masă. Noțiunea populară de gaură neagră „supt în tot” în împrejurimile sale este, prin urmare, numai corectă în apropierea orizontului unei găuri negre; departe, câmpul gravitațional extern este identic cu cel al oricărui alt corp al aceleiași mase .

Există și soluții care descriu găuri negre mai generale. Găurile negre încărcate fără rotație sunt descrise de metricul Reissner-Nordström, în timp ce valoarea metrică Kerr descrie o gaură neagră rotativă neîncărcată. Cea mai generală soluție de gaură neagră staționară cunoscută este măsura Kerr-Newman, care descrie o gaură neagră, atât cu sarcină, cât și cu un moment unghiular.

În timp ce masa unei găuri negre poate lua orice valoare pozitivă, sarcina și impulsul unghiular sunt constrânse de masă. La unitățile Planck, se așteaptă ca încărcarea electrică totală Q și impulsul J unghiular să satisfacă

Q2 + (J/M)2 ≤ M2

pentru o gaură neagră de masă M. Găurile negre, cu masa minimă posibilă care satisface această inegalitate, se numesc extremale. Soluțiile ecuațiilor lui Einstein care încalcă această inegalitate există, dar nu posedă un orizont de eveniment. Aceste soluții au așa-numitele singularități goale, care pot fi observate din exterior și, prin urmare, sunt considerate ne-fizice. Ipoteza cenzurii cosmice exclude formarea unor astfel de singularități, atunci când ele sunt create prin colapsul gravitațional al materiei realiste . Acest lucru este susținut de simulări numerice.

Datorită rezistenței relativ mari a forței electromagnetice, găurile negre care se formează de la colapsul stelelor sunt de așteptat să mențină încărcarea aproape neutră a stelei. Rotația, totuși, este de așteptat să fie o caracteristică universală a obiectelor compacte astrofizice. Sursa de raze X binare cu raze X pentru gaura neagră GRS 1915 + 105 pare să aibă un moment unghiular în apropierea valorii maxime admise. Această limită neîncărcată este

J ≤ GM2/c,

permițând definirea unui parametru de rotație fără dimensiuni astfel încât

0 ≤  cJ/GM2 ≤ 1.

Găurile negre sunt în mod obișnuit clasificate în funcție de masa lor, independentă de impulsul unghiular, J. Dimensiunea unei găuri negre, determinată de raza orizontului evenimentului sau de raza Schwarzschild, este aproximativ proporțională cu masa M, prin

rs = 2GM/c2 ≈ 2,95 M/MSoare km,

unde rs este raza Schwarzschild și MSun este masa soarelui. Pentru o gaură neagră cu rotire nonzero și / sau încărcare electrică, raza este mai mică, până când o gaură neagră extremă ar putea avea un orizont de eveniment aproape de

r+ = GM/c2.

Orizontul evenimentelor

Departe de gaura neagra, o particula se poate misca in orice directie, asa cum este ilustrat de setul de sageti, fiind limitat doar de viteza luminii.
Departe de gaura neagra, o particula se poate misca in orice directie, asa cum este ilustrat de setul de sageti, fiind limitat doar de viteza luminii. https://en.wikipedia.org/wiki/File:BH-no-escape-1.svg
Mai aproape de gaura neagră, spațiul începe să se deformeze. Există mai multe căi spre gaura neagră decât căile care se depărtează.
Mai aproape de gaura neagră, spațiul începe să se deformeze. Există mai multe căi spre gaura neagră decât căile care se depărtează. https://en.wikipedia.org/wiki/File:BH-no-escape-2.svg
În interiorul orizontului evenimentului, toate căile aduc particula mai aproape de centrul găurii negre. Nu mai este posibil ca particulele să scape.
În interiorul orizontului evenimentului, toate căile aduc particula mai aproape de centrul găurii negre. Nu mai este posibil ca particulele să scape. https://en.wikipedia.org/wiki/File:BH-no-escape-3.svg

 

Caracteristica definitorie a unei găuri negre este apariția unui orizont de eveniment – o limită în spațiu prin care materia și lumina pot trece numai spre interiorul spre masa găurii negre. Nimic, nici măcar lumină, nu poate scăpa din interiorul orizontului evenimentului. Orizontul evenimentului este menționat ca atare, deoarece dacă un eveniment are loc în interiorul graniței, informațiile din acel eveniment nu pot ajunge la un observator extern, ceea ce face imposibilă determinarea dacă sa produs un astfel de eveniment .

Așa cum este prezis de relativitatea generală, prezența unei mase deformează spațiu-timp astfel încât căile luate de particule se înclină spre masă. La orizontul evenimentului unei găuri negre, această deformare devine atât de puternică încât nu există căi care să ducă departe de gaura neagră.

Pentru un observator îndepărtat, ceasul lângă o gaură neagră pare să bată mai încet decât cei mai departe de gaura neagră. Datorită acestui efect, cunoscut ca dilatarea timpului gravitațional, un obiect care se încadrează într-o gaură neagră pare să încetinească pe măsură ce se apropie de orizontul evenimentului, luând un timp infinit pentru a ajunge la el. În același timp, toate procesele de pe acest obiect încetinesc, din punctul de vedere al unui observator extern fix, care determină ca orice lumină emisă de obiect să apară mai roșie și mai slabă, un efect cunoscut sub numele de redshift gravitațional. În cele din urmă, obiectul care se încadrează dispare până când nu mai poate fi văzut. În mod obișnuit, acest proces se întâmplă foarte rapid cu un obiect dispărut din vedere în mai puțin de o secundă.

Pe de altă parte, observatorii indestructibili care se încadrează într-o gaură neagră nu observă niciunul dintre aceste efecte atunci când traversează orizontul evenimentului. Conform propriilor lor ceasuri, care le apare ca să bifeze în mod normal, ei traversează orizontul evenimentului după un timp finit, fără a observa un comportament unic; în relativitatea generală clasică, este imposibil să se determine localizarea orizontului evenimentului din observațiile locale, datorită principiului de echivalență al lui Einstein

Forma orizontului de eveniment al unei gauri negre este întotdeauna aproximativ sferică Pentru găurile negre ne-rotative (statice), geometria orizontului evenimentului este tocmai sferică, în timp ce pentru găurile negre rotative orizontul de evenimente este aplatizată.

Singularitate

În centrul unei găuri negre, așa cum este descrisă de relativitatea generală, se află o singularitate gravitațională, o regiune în care curbura spațiu-timp devine infinită . Pentru o gaură neagră care nu se rotește, această regiune are forma unui singur punct, iar pentru o gaură neagră rotativă, este smulsă pentru a forma o singularitate inelară care se află în planul de rotație. În ambele cazuri, regiunea singulară are volum zero. De asemenea, se poate arăta că regiunea singulară conține toată masa soluției de gaură neagră . Regiunea singulară poate fi astfel considerată a avea o densitate infinită.

Observatorii care se încadrează într-o gaură neagră Schwarzschild (adică, non-rotativă și neîncărcată) nu pot evita să fie purtați în singularitate, odată ce trec orizontul evenimentului. Ei pot prelungi experiența accelerând departe pentru a-și încetini coborârea, dar numai până la o limită; după ce atinge o anumită viteză ideală, este mai bine ca libera să cadă restul drumului. Când ating singularitatea, ele sunt zdrobite la densitate infinită și masa lor este adăugată la totalul găurii negre. Înainte de a se întâmpla, vor fi rupte de forțele de maree în creștere într-un proces numit uneori spaghetizare sau „efectul tăiței”.

În cazul unei găuri negre încărcate (Reissner-Nordström) sau rotative (Kerr), este posibilă evitarea singularității. Extinderea acestor soluții cât mai mult posibil dezvăluie posibilitatea ipotetică de a ieși din gaura neagră într-un spațiu temporal diferit, cu gaura neagră acționând ca o gaură de vierme . Posibilitatea de a călători într-un alt univers este, totuși, doar teoretică, deoarece orice perturbare ar distruge această posibilitate. Se pare că este posibil să se urmeze curbele închise în timp (revenind la propriul trecut) în jurul singularității Kerr, ceea ce duce la probleme cu cauzalitatea ca paradoxul bunicului . Se așteaptă ca niciunul dintre aceste efecte speciale să nu supraviețuiască într-un tratament cuantic corespunzător al găurilor negre rotative și încărcate.

Apariția singularităților în relativitatea generală este în general percepută ca semnalizare a eșecului teoriei . Această defalcare, totuși, este de așteptat; apare într-o situație în care efectele cuantice ar trebui să descrie aceste acțiuni, datorită densității extrem de ridicate și prin urmare a interacțiunilor cu particule. Până în prezent, nu a fost posibil să se combine efectele cuantice și gravitaționale într-o singură teorie, deși există încercări de a formula o astfel de teorie a gravitației cuantice. În general, este de așteptat ca o astfel de teorie să nu aibă niciun fel de singularități.

Colapsul gravitațional

Colapsul gravitațional apare atunci când presiunea internă a unui obiect este insuficientă pentru a rezista gravitației obiectului. Pentru stele, acest lucru se întâmplă de obicei fie pentru că o stea are prea puțină „combustibil” lăsată să-și mențină temperatura prin nucleosinteză stelară, fie pentru că o stea care ar fi fost stabilă primește materie suplimentară într-un mod care nu ridică temperatura miezului. În orice caz, temperatura stelei nu mai este suficient de mare pentru a împiedica prăbușirea ei sub propria greutate. Prăbușirea poate fi oprită de presiunea de degenerare a constituenților stelei, permițând condensarea materiei într-o stare densă exotică. Rezultatul este unul dintre diferitele tipuri de stele compacte. Tipul de stea compactă depinde de masa rămășiței stelei originale rămase după ce straturile exterioare au fost aruncate. Astfel de explozii și pulsații conduc la nebuloasa planetară . Această masă poate fi substanțial mai mică decât steaua originală. Reziduuri care depășesc 5 M☉ sunt produse de stele care au fost peste 20 M☉ înainte de colaps.

În cazul în care masa rămășiței depășește aproximativ 3-4 M☉ (limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff ), fie pentru că steaua originală a fost foarte grea, fie pentru că rămășița a adunat mase adiționale prin acumularea de materie, chiar prin presiunea de degenerare de neutroni este insuficientă pentru a opri colapsul. Niciun mecanism cunoscut (cu excepția posibilității de degenerare a quark-ului, vezi quark star) este suficient de puternic pentru a opri implozia și obiectul se va prăbuși în mod inevitabil pentru a forma o gaură neagră.

Impresia artistului asupra nucleelor supermassive de găuri negre
Sursa https://en.wikipedia.org/wiki/File:Artist%E2%80%99s_impression_of_supermassive_black_hole_seed.jpg 

(Impresia artistului asupra semințelor supermassive de găuri negre.)

Colapsul gravitațional al stelelor grele se presupune că este responsabil pentru formarea găurilor negre de masă stelare. Formarea stelelor în universul timpuriu poate avea ca rezultat stele foarte masive, care după prăbușirea lor ar fi produs găuri negre de până la 103 M☉. Aceste găuri negre ar putea fi semințele găurilor negre supermassive găsite în centrele celor mai multe galaxii. S-a mai sugerat că găurile negre supermassive cu mase tipice de ~ 105 M☉ s-ar fi putut forma din prăbușirea directă a noriilor gazoase din universul tânăr. Unii candidați pentru astfel de obiecte au fost găsiți în observațiile universului tânăr.

În timp ce cea mai mare parte a energiei eliberate în timpul colapsului gravitațional este emisă foarte repede, un observator extern nu văd de fapt sfârșitul acestui proces. Chiar dacă prăbușirea durează o perioadă finită de timp din cadrul de referință al inflamării materiei, un observator îndepărtat ar vedea lentul material înfundat și ar fi oprit chiar peste orizontul evenimentului, datorită dilatării timpului gravitațional. Lumina din materialul care se prăbușește durează mai mult și mai mult pentru a ajunge la observator, iar lumina emisă chiar înainte ca orizontul evenimentelor să întârzie o perioadă infinită de timp. Astfel, observatorul extern nu vede niciodată formarea orizontului evenimentului; în schimb, materialul care se prăbușește pare să devină mai slab și din ce în ce mai mult roșcat, în cele din urmă dispărând.

Gaurile negre primordiale și Big Bang-ul

Colapsul gravitațional necesită o densitate mare. În epoca actuală a universului, aceste densități înalte se găsesc numai în stele, dar în universul timpuriu, la scurt timp după densitățile Big Bang-ului, acestea erau mult mai mari, permițând eventual crearea de găuri negre. Densitatea mare nu este suficientă pentru a permite formarea gaurii negre, deoarece o distribuție uniformă a masei nu va permite amestecarea masei. Pentru ca găurile negre primordiale să se fi format într-un mediu atât de dens, trebuie să existe perturbații de densitate inițiale care ar putea crește apoi sub propria gravitate. Diferitele modele pentru universul timpuriu variază foarte mult în previziunile lor privind amploarea acestor fluctuații. Diferite modele prezic crearea de găuri negre primordiale, variind de la o masă Planck la sute de mii de mase solare.

În ciuda faptului că universul timpuriu este extrem de dens – mult mai dens decât este de obicei necesar pentru a forma o gaură neagră – nu a reapărut într-o gaură neagră în timpul Big Bang-ului. Modelele pentru prăbușirea gravitațională a obiectelor cu dimensiuni relativ constante, cum ar fi stelele, nu se aplică neapărat în același mod spre expansiunea rapidă a spațiului, cum ar fi Big Bang-ul .

Lasă un răspuns

Adresa ta de email nu va fi publicată. Câmpurile obligatorii sunt marcate cu *