Черна дупка: определение, хоризонт на събитията и Хокинг радиация

През 1783 г. един английски духовник на име Джон Мишел пише, че е възможно нещо да е толкова тежко, че да трябва да се движите със скоростта на светлината, за да се освободите от гравитацията му. Гравитацията става все по-силна с увеличаване на масата. За да може едно малко нещо, като ракета, да избяга от по-голямо нещо, като Земята, то трябва да избегне привличането на земната гравитация или ще падне обратно. Скоростта, която тя трябва да развие, за да се измъкне, се нарича скорост на бягство. По-големите планети (като Юпитер) и звезди имат по-голяма маса и са с по-силна гравитация от Земята. Затова скоростта на бягство трябва да е много по-голяма. Джон Мишел смята, че е възможно нещо да е толкова голямо, че скоростта на бягство да е по-голяма от скоростта на светлината, така че дори светлината да не може да избяга. През 1796 г. Пиер-Симон Лаплас пише за същата идея в първото и второто издание на книгата си Exposition du système du Monde (тя е премахната от по-късните издания).

Някои учени смятат, че Мишел е прав, но други смятат, че светлината няма маса и не би могла да бъде привличана от гравитацията. Теорията му била забравена.

През 1916 г. Алберт Айнщайн пише обяснение на гравитацията, наречено обща относителност.

• Масата кара пространството (и пространство-времето) да се огъва или извива. Движещите се неща "падат" или следват кривите в пространството. Това е, което наричаме гравитация.
• Светлината винаги се движи с една и съща скорост и се влияе от гравитацията. Ако изглежда, че скоростта ѝ се променя, тя всъщност се движи по крива в пространство-времето.

Няколко месеца по-късно, докато служи в Първата световна война, германският физик Карл Шварцшилд използва уравненията на Айнщайн, за да докаже, че може да съществува черна дупка. Радиусът на Шварцшилд е размерът на хоризонта на събитията на невъртяща се черна дупка. Този радиус е измерването, при което скоростта на бягство е равна на скоростта на светлината. Ако радиусът на звездата е по-малък, тогава светлината не може да избяга и тя ще бъде тъмна звезда или черна дупка.

През 1930 г. Субрахманян Чандрасекхар предсказва, че звездите, по-тежки от Слънцето, могат да се разрушат, когато им липсва водород или други ядрени горива за изгаряне. През 1939 г. Робърт Опенхаймер и Х. Снайдър изчисляват, че една звезда трябва да е поне три пъти по-масивна от Слънцето, за да се образува черна дупка. През 1967 г. Джон Уилър за пръв път измисля наименованието "черна дупка". Преди това те са били наричани "тъмни звезди".

През 1970 г. Стивън Хокинг и Роджър Пенроуз доказват, че черните дупки трябва да съществуват. Въпреки че черните дупки са невидими (не могат да се видят), част от материята, която попада в тях, е много ярка.

През пролетта на 2019 г. имаше изображение на черна дупка или по-скоро на нещата, които обикалят около черната дупка. Изображението изискваше много снимки от различни места. Един от членовете на екипа (Кейти Буман) направи компилация на всички снимки в едно единствено изображение.

През 2020 г. Роджър Пенроуз, Райнхард Генцел и Андреа Гец получават Нобелова награда за физика за работата си върху теорията на черните дупки.

Гравитационният колапс на огромни звезди (с голяма маса) води до появата на черни дупки със звездна маса. Звездообразуването в ранната Вселена може да е създало много големи звезди. При колапса си те са създавали черни дупки с маса до 10³ слънчеви маси. Тези черни дупки може да са зародишът на свръхмасивните черни дупки, които се намират в центровете на повечето галактики.

По-голямата част от енергията, освободена при гравитационния колапс, се отделя много бързо. Далечният наблюдател вижда как материалът пада бавно и след това спира точно над хоризонта на събитията поради гравитационното забавяне на времето. Светлината, излъчена точно преди хоризонта на събитията, се забавя с безкрайно много време. Така че наблюдателят никога не вижда формирането на хоризонта на събитията. Вместо това изглежда, че срутващият се материал става все по-слаб и все по-червено изместен, като накрая изчезва.

Черни дупки са открити и в средата на почти всички галактики в познатата ни Вселена. Те се наричат свръхмасивни черни дупки (SBH) и са най-големите черни дупки от всички. Те са се образували, когато Вселената е била много млада, и също така са помогнали за формирането на всички галактики.

Смята се, че квазарите се задвижват от гравитацията, която събира материал в свръхмасивни черни дупки в центровете на далечни галактики. Светлината не може да избяга от СБЧ в центъра на квазарите, така че избягалата енергия се превръща в енергия извън хоризонта на събитията чрез гравитационни напрежения и огромно триене на постъпващия материал.

В квазарите са измерени огромни централни маси (от 10⁶ до 10⁹ слънчеви маси). Няколко десетки близки големи галактики, без следи от ядро на квазар, имат подобни централни черни дупки в ядрата си. Поради това се смята, че всички големи галактики имат такава, но само малка част от тях са активни (с достатъчно акреция, за да захранват с радиация) и затова се наблюдават като квазари.

В средата на черната дупка има гравитационен център, наречен сингулярност. Невъзможно е да се види в нея, тъй като гравитацията не позволява на светлината да избяга. Около малката сингулярност има голяма област, в която се засмуква и светлината, която обикновено би преминала. Краят на тази област се нарича хоризонт на събитията. Областта вътре в хоризонта на събитията е черната дупка. Гравитацията на черната дупка отслабва на по-голямо разстояние. Хоризонтът на събитията е мястото, което е най-отдалечено от средата на черната дупка и където гравитацията все още е достатъчно силна, за да улавя светлината.

Извън хоризонта на събитията светлината и материята продължават да бъдат привличани към черната дупка. Ако черната дупка е заобиколена от материя, тя ще образува "акреционен диск" (акреция означава "събиране") около черната дупка. Акреционният диск прилича на пръстените на Сатурн. При засмукването си материята става много гореща и изстрелва рентгеново лъчение в пространството. Представете си това като водата, която се върти около дупката, преди да падне вътре.

Повечето черни дупки са твърде далеч, за да можем да видим акреционния диск и струята. Единственият начин да разберем, че има черна дупка, е да видим как се държат звездите, газът и светлината около нея. Когато наблизо има черна дупка, дори обекти, големи колкото звезда, се движат по различен начин, обикновено по-бързо, отколкото ако нямаше черна дупка.

Тъй като не можем да видим черните дупки, те трябва да бъдат открити по друг начин. Когато черна дупка премине между нас и източник на светлина, светлината се огъва около черната дупка, създавайки огледален образ. Този ефект се нарича гравитационна леща.

Радиацията на Хокинг е радиация на черното тяло, която се излъчва от черна дупка поради квантови ефекти в близост до хоризонта на събитията. Наречено е на името на физика Стивън Хокинг, който през 1974 г. представя теоретичен аргумент за съществуването му.

Хокинг лъчението намалява масата и енергията на черната дупка и затова е известно още като изпарение на черната дупка. Това се случва благодарение на виртуалните двойки частица-античастица. Поради квантовите флуктуации това се случва, когато едната от частиците попада в нея, а другата се измъква с енергията/масата. Поради тази причина се очаква черните дупки, които губят повече маса, отколкото придобиват по друг начин, да се свият и накрая да изчезнат. Предполага се, че микрочерните дупки (МЧД) са по-големи нетни излъчватели на радиация от по-големите черни дупки и би трябвало да се свиват и разсейват по-бързо.

Теоремата "без косъм" гласи, че стабилната черна дупка има само три независими физически свойства: маса, заряд и ъглов момент. Ако това е вярно, то две черни дупки, които имат еднакви стойности на тези три свойства, ще изглеждат еднакво. Към 2020 г. не е ясно дали теоремата за липсата на коса е вярна за реални черни дупки.

Свойствата са специални, защото и трите могат да бъдат измерени извън черната дупка. Например заредената черна дупка отблъсква други подобни заряди точно както всеки друг зареден обект. По подобен начин общата маса в сфера, съдържаща черна дупка, може да бъде намерена, като се използва гравитационният аналог на закона на Гаус, далеч от черната дупка. Ъгловият момент или спинът също може да бъде измерен от голямо разстояние.