czarna dziura
Czarna dziura – obiekt kosmiczny stanowiący źródło silnego pola grawitacyjnego, składający się materii o tak dużej gęstości, że prędkość ucieczki z jego powierzchni przewyższa prędkość światła. Zgodnie z ogólną teorią względności czarna dziura definiowana jest jako zamknięta czasoprzestrzeń ograniczona przez umowną powierzchnię (tzw. horyzont zdarzeń), której nie mogą opuścić promieniowanie oraz cząstki materialne o niezerowej masie spoczynkowej. Centrum czarnej dziury stanowi obszar, w którym krzywizna czasoprzestrzeni, oddziaływania grawitacyjne oraz gęstość materii dążą do nieskończoności (tzw. osobliwość). Czarne dziury mogą powstawać w wyniku ewolucji i grawitacyjnego zapadania się ciał niebieskich o dużej masie i gęstości (np. masywnych gwiazd, dużych obłoków gazowych). Obiekty te nie mogą być jednak obserwowane bezpośrednio; o ich obecności może świadczyć silne oddziaływanie ich pola grawitacyjnego na otaczającą materię (np. tworzenie się dysków akrecyjnych) bądź emisja promieni X (promieniowania rentgenowskiego) w trakcie pochłaniania materii.
Powstawanie czarnej dziury
Czarne dziury (ang. black holes) powstają głównie w procesie grawitacyjnego zapadania się (kolapsu) ciał niebieskich o dużej masie i gęstości (np. gwiazd o masie 20-150 mas Słońca), polegającym na gwałtownym ściśnięciu materii gwiazdowej w niewielkiej przestrzeni pod wpływem oddziaływania siły grawitacji. Powstałe w ten sposób gwiazdowe czarne dziury (ang. stellar black holes) stanowią, wraz z gwiazdami neutronowymi, końcowe produkty ewolucji gwiazd. Jądro gwiazd masywnych pod koniec życia staje się niestabilne w wyniku wyczerpywania się zapasów paliwa termojądrowego (wodoru) niezbędnego do utrzymania ciśnienia wewnętrznego podtrzymującego warstwy zewnętrzne gwiazdy. Spadek ciśnienia we wnętrzu gwiazdy prowadzi do zapadania się jądra gwiazdy pod własnym ciężarem (tzw. zapaści grawitacyjnej) oraz wyrzucenia jej warstw zewnętrznych w przestrzeń kosmiczną.
Czarne dziury o ogromnej masie (rzędu milionów lub miliardów mas Słońca) występujące w centrum większości galaktyk normalnych (nieaktywnych) (np. galaktyk spiralnych, galaktyk eliptycznych) i galaktyk aktywnych (np. radiogalaktyk, galaktyk Seyferta, kwazarów) nie mają pochodzenia gwiazdowego. Czarne dziury tego typu, określane mianem supermasywnych czarnych dziur (ang. supermassive black holes) powstały najprawdopodobniej w wyniku grawitacyjnego zapadania się niejednorodnych skupisk materii o dużej gęstości utworzonych po Wielkim Wybuchu (np. dużych obłoków gazowych) bądź wskutek powolnego opadania (akrecji) rozproszonej materii pod wpływem siły grawitacji (np. materii międzygwiazdowej). Supermasywne czarne dziury mogą powstawać również przez pochłanianie innych obiektów kosmicznych (np. gwiazd) lub połączenie się kilku czarnych dziur o mniejszych rozmiarach.
Właściwości czarnej dziury
Czarna dziura jest obiektem kosmicznym stanowiącym bardzo silnego pola grawitacyjnego, składającym się z materii o tak dużej gęstości, że prędkość ucieczki z jego powierzchni znacznie przewyższa prędkość światła. Zgodnie z założeniami ogólnej teorii względności czarna dziura definiowana jest jako zamknięty obszar czasoprzestrzeni ograniczony umowną, powierzchnią, zwaną horyzontem zdarzeń, której promień (tzw. promień Schwarzschilda dla nieobrotowej i nienaładowanej czarnej dziury) można wyznaczyć za pomocą wzoru:
gdzie:
Rg – promień Schwarzschilda [m];
G – stała grawitacyjna (G=6,67 · 10¹¹ m³/kg·s²);
c – prędkość światła (c=299792458 m/s);
M – masa czarnej dziury [kg].
Horyzont zdarzeń (ang. event horizon) stanowi granicę bez powrotu, po której przekroczeniu z czarnej dziury nie są już w stanie wydostać się ani promieniowanie (np. promieniowanie świetlne) ani żadne cząstki materialne o niezerowej masie spoczynkowej. Na powierzchni horyzontu zdarzeń nie zachodzą szczególne zjawiska fizyczne, zaś w jego wnętrzu znajduje się tzw. osobliwość (ang. singularity). Stanowi ona centralny obszar czarnej dziury, w którym zakrzywienie czasoprzestrzeni, siły grawitacyjne i gęstość materii dążą do nieskończoności.
Czarne dziury mogą być określane za pomocą mierzalnych z zewnątrz własności fizycznych wpływających na zakrzywienie czasoprzestrzeni, takich jak masa (M), ładunek elektryczny (Q) i moment pędu (J). Na tej podstawie wyróżnia się:
- czarne dziury Schwarzschilda – czarne dziury nieobrotowe (J=0) i nie posiadające ładunku elektrycznego (Q=0); charakteryzujące się sferycznym horyzontem zdarzeń określonym promieniem Schwarzschilda;
- czarne dziury Reissnera-Nordströma – czarne dziury nieobrotowe (J=0) i posiadające ładunek elektryczny (Q≠0); charakteryzujące się obecnością dwóch sferycznych horyzontów zdarzeń (wewnętrznego i zewnętrznego);
- czarne dziury Kerra – czarne dziury obracające się wokół centralnej osi (J≠0) i nie posiadające ładunku elektrycznego (Q=0); charakteryzujące się obecnością dwóch spłaszczonych horyzontów zdarzeń (wewnętrznego i zewnętrznego);
- czarne dziury Kerra-Newmana – czarne dziury obracające się wokół centralnej osi (J≠0) i posiadające ładunek elektryczny (Q≠0); charakteryzujące się obecnością dwóch spłaszczonych horyzontów zdarzeń (wewnętrznego i zewnętrznego).
Osobliwość obecna w centrum dziury Schwarzschilda przyjmuje kształt pojedynczego punktu o nieskończonej gęstości i zerowej objętości, przyciągającego całą materię i promieniowanie przekraczające horyzont zdarzeń (tzw. osobliwość przestrzenna). Osobliwości znajdujące się w wirujących i naładowanych czarnych dziurach (czarnych dziurach Kerra, Kerra-Newmana, Reissnera-Nordströma) są nieskończonymi pierścieniami lub liniami pomiędzy horyzontami zdarzeń (tzw. osobliwości czasopodobne), co stwarza hipotetyczną możliwość ich uniknięcia.
Czarne dziury mogą emitować niewielkie ilości promieniowania cieplnego (promieniowania Hawkinga), czyli tracić pewną część swej masy i energii wraz z ucieczką cząstek (np. fotonów) tworzących się nieustannie w pobliżu horyzontu zdarzeń pod wpływem oddziaływania pola grawitacyjnego. Powierzchnia czarnej dziury nie jest więc całkowicie czarna, a emitowane przez nią promieniowanie jest promieniowaniem ciała doskonale czarnego o temperaturze:
gdzie:
TH – temperatura czarnej dziury (temperatura Hawkinga) [K];
ℏ – zredukowana skala Plancka (skala Diraca) (ℏ=6,58·10¯¹⁶ J·s);
c – prędkość światła (c=299792458 m/s);
k – stała Boltzmanna (k=1,38·10¯²³ J/K);
G – stała grawitacyjna (G=6,67 · 10¯¹¹ m³/kg·s²);
M – masa czarnej dziury [kg].
Promieniowanie cieplne emitowane przez czarne dziury prowadzi więc do ich stopniowego kurczenia się i „parowania” wraz z upływem czasu. Temperatura promieniowania czarnej dziury jest jednak odwrotnie proporcjonalna do jej masy, co oznacza, że masywne obiekty będą emitować znikome ilości ciepła. Proces ten jest więc całkowicie nieistotny dla czarnych dziur o masie gwiazdowej i supermasywnych czarnych dziur; może jednak tłumaczyć fakt braku dowodów na istnienie czarnych dziur o niewielkiej masie (tzw. „mini” czarnych dziur).
Rodzaje czarnych dziur
Czarne dziury obecne we Wszechświecie są w większości czarnymi dziurami rotującymi wokół centralnej osi (obiektami obrotowymi) oraz pozbawionymi ładunku elektrycznego (obiektami naładowanymi), czyli czarnymi dziurami Kerra. Wynika to głównie z genezy czarnych dziur, czyli ich powstania z wirujących ciał niebieskich (np. masywnych gwiazd, obłoków gazu i pyłu) oraz elektrycznej neutralności obecnego Wszechświata (równowagi pomiędzy dodatnio naładowanymi protonami i ujemnie naładowanymi elektronami).
Czarne dziury, w zależności od masy, zróżnicowane są na klika podstawowych rodzajów:
- pierwotne czarne dziury, „mini” czarne dziury (ang. primordial black holes, mini black holes) – hipotetyczne obiekty o masie mniejszej niż 1-3 mas Słońca (M☉), powstałe prawdopodobnie z bardzo gęstych skupisk materii podczas Wielkiego Wybuchu, zanikające z upływem czasu w wyniku promieniowania Hawkinga;
- gwiazdowe czarne dziury, czarne dziury o masie gwiazdowej (ang. stellar black holes, stellar-mass black holes) – obiekty osiągające masę 3-20 mas Słońca (M☉), powstałe w wyniku ewolucji i grawitacyjnego zapadania się (kolapsu) masywnych gwiazd lub połączenia się dwóch gwiazd neutronowych;
- czarne dziury o masie pośredniej (ang. intermediate-mass black holes) – nieliczne obiekty osiągające masę 10²–10⁵ mas Słońca (M☉), powstałe w wyniku łączenia się gwiazdowych czarnych dziur i innych zwartych ciał niebieskich lub wielokrotnych zderzeń gwiazd w gromadach gwiazd o dużej gęstości;
- supermasywne czarne dziury (ang. supermassive black holes) – obiekty osiągające masę 10⁵-10⁹ mas Słońca (M☉), powstałe w wyniku grawitacyjnego zapadania się (kolapsu) dużych i zwartych obłoków gazowych utworzonych po Wielkim Wybuchu lub opadania rozproszonej materii pod wpływem grawitacji.
Czarne dziury występujące we Wszechświecie reprezentowane są głównie przez czarne dziury o masie gwiazdowej i supermasywne czarne dziury. Gwiazdowe czarne dziury są charakterystycznymi obiektami rentgenowskich układów podwójnych, np. Cygnus X-1 (Łabędź X-1) położony w gwiazdozbiorze Łabędzia składający się z błękitnego nadolbrzyma (HDE 226868) oraz czarnej dziury o masie 15 M☉. Supermasywne czarne dziury stanowią centrum większości galaktyk nieaktywnych i aktywnych (m.in. kwazarów), np. Sagittarius A* o masie równej 4·10⁶ M☉, znajdująca się w centrum galaktyki Drogi Mlecznej i M87* o masie równej 6,6·10⁹ M☉ znajdująca się w centrum galaktyki Panny A (Messier 87, M87).
Obserwacja czarnych dziur we Wszechświecie
Czarne dziury są obiektami nie emitującymi i nie odbijającymi promieniowania świetlnego, są więc całkowicie niewidoczne i nie ma możliwości ich bezpośredniej obserwacji. Poszukiwanie czarnych dziur we Wszechświecie skupia się więc na prowadzeniu obserwacji pośrednich opierających się głównie na niezwykle silnym oddziaływaniu ich pola grawitacyjnego na materię, światło i inne rodzaje promieniowania elektromagnetycznego i wszelkie procesy zachodzące w ich najbliższym otoczeniu. Obserwacja przestrzeni kosmicznej znajdującej się w bezpośrednim pobliżu supermasywnych czarnych dziur położonych w centrum galaktyki, takich jak Sagittarius A* i M87*, stanowi główne założenia międzynarodowego programu badawczego zwanego Teleskopem Horyzontu Zdarzeń (ang. Event Horizon Telescope, EHT).
Gwiazdowe czarne dziury obecne w rentgenowskich układach podwójnych wykrywane są dzięki emisji promieniowania rentgenowskiego powstającego wskutek ogrzania materii opadającej z gwiazdy towarzyszącej przed jej wejściem poza horyzont zdarzeń. Czarne dziury można również lokalizować dzięki obserwacji materii opadającej w ich polu grawitacyjnym (np. pyłów i gazów z przestrzeni kosmicznej), która krąży wokół nich w postaci tzw. dysków akrecyjnych. Dyski akrecyjne, w wyniku zderzania się wirujących cząstek materii, wytwarzają ogromne ilości ciepła, które emitowane są w postaci promieniowania rentgenowskiego bądź strumienia wysokoenergetycznych cząstek (tzw. dżetów) świecących w zakresie radiowym, optycznym i rentgenowskim. Ugięcie światła w pobliżu czarnej dziury umożliwia obserwację tzw. „cienia czarnej dziury” – ciemnego obszaru otoczonego jasnym pierścieniem świetlnym utworzonym z fotonów krążących w jej polu grawitacyjnym (tzw. sfery fotonowej).
