En introduksjon til svarte hull

Sorte hull er gjenstander i universet med så mye masse fanget innenfor deres grenser at de har utrolig sterke tyngdekraftsfelt. Faktisk er gravitasjonskraften til et svart hull så sterk at ingenting kan slippe ut når det først har gått inn. Ikke engang lys kan unnslippe et svart hull, det er fanget inni sammen med stjerner, gass og støv. De fleste sorte hull inneholder mange ganger massen til solen vår, og de tyngste kan ha millioner av solmasser.

Til tross for all den massen, har den faktiske singulariteten som utgjør kjernen i det sorte hullet aldri blitt sett eller avbildet. Det er, som ordet antyder, et ørlite punkt i rommet, men det har Masse masse. Astronomer er bare i stand til å studere disse gjenstandene gjennom deres effekt på materialet som omgir dem. Materialet rundt det sorte hullet danner en roterende skive som ligger rett utenfor et område som kalles "hendelseshorisonten", som er tyngdepunktet uten tilbakevending.

Den grunnleggende "byggesteinen" til det sorte hullet er singulariteten: et sentralt område i rommet som inneholder all massen til det sorte hullet. Rundt det er et område i rommet hvor lys ikke kan slippe ut, noe som gir "det sorte hullet" navnet. Den ytre "kanten" av denne regionen er det som danner hendelseshorisonten. Det er den usynlige grensen der trekningen av gravitasjonsfeltet er lik lysets hastighet. Det er også der tyngdekraften og lyshastigheten er balansert.

Hendelseshorisontens plassering avhenger av det svarte hullets gravitasjonstrekk. Astronomer beregner plasseringen av en hendelseshorisont rundt et svart hull ved å bruke ligningen R_s = 2 GM / c². R er singularitetens radius, G er tyngdekraften, M er massen, c er lysets hastighet.

Det er forskjellige typer sorte hull, og de oppstår på forskjellige måter. Den vanligste typen er kjent som et svart hull i stjernemassen. Disse inneholder omtrent opp til noen ganger massen av sola vår, og dannes når den er stor hovedsekvens stjerner (10 - 15 ganger massen til vår sol) går tom for kjernebrensel i kjernene. Resultatet er et massivt supernovaeksplosjon som sprenger stjernene ytre lag til verdensrommet. Det som blir igjen kollapser for å lage et svart hull.

De to andre typene sorte hull er supermassive sorte hull (SMBH) og mikrosorte hull. En enkelt SMBH kan inneholde massen av millioner eller milliarder soler. Mikrosorte hull er som navnet tilsier veldig små. De har kanskje bare 20 mikrogram masse. I begge tilfeller er mekanismene for deres opprettelse ikke helt klare. Mikrosorte sorte hull eksisterer i teorien, men har ikke blitt direkte påvist.

Supermassive sorte hull er funnet å eksistere i kjernen i de fleste galakser, og deres opprinnelse er fortsatt sterkt omdiskutert. Det er mulig at supermassive sorte hull er resultatet av en sammenslåing mellom mindre sorte hull i stjernemassen og annet saken. Noen astronomer antyder at de kan bli skapt når en eneste svært massiv (hundre ganger ganger solens masse) kollapser. Uansett er de massive nok til å påvirke galaksen på mange måter, alt fra effekter på stjernefødselsrater til bane av stjerner og materiale i deres nærhet.

På den annen side kunne mikrosorte hull skapes under kollisjonen av to meget høye energipartikler. Forskere antyder at dette skjer kontinuerlig i den øvre atmosfæren på jorden og sannsynligvis vil skje under partikkelfysikkeksperimenter på steder som CERN.

Siden lys ikke kan flykte fra området rundt et svart hull som er berørt av hendelseshorisonten, kan ingen virkelig "se" et svart hull. Astronomer kan imidlertid måle og karakterisere dem etter effekten de har på omgivelsene. Sorte hull som er i nærheten av andre gjenstander, har en gravitasjonseffekt på dem. For en ting kan masse også bestemmes av bane av materiale rundt det sorte hullet.

I praksis dedikerer astronomer tilstedeværelsen av det sorte hullet ved å studere hvordan lys oppfører seg rundt det. Svarte hull, som alle massive gjenstander, har nok gravitasjonstrekk til å bøye lysets vei når det går forbi. Når stjerner bak det sorte hullet beveger seg i forhold til det, vil lyset som sendes ut av dem virke forvrengt, eller stjernene ser ut til å bevege seg på en uvanlig måte. Fra denne informasjonen kan posisjonen og massen til det sorte hullet bestemmes.

Dette er spesielt tydelig i galakse klynger hvor den samlede massen av klyngene, deres mørke materie og deres sorte hull skaper merkelige buer og ringer ved å bøye lyset fra fjernere objekter når det går forbi.

Astronomer kan også se sorte hull ved strålingen det oppvarmede materialet rundt dem avgir, for eksempel radio eller røntgenstråler. Hastigheten til dette materialet gir også viktige ledetråder til egenskapene til det sorte hullet det prøver å unnslippe.

Den siste måten astronomer muligens kan oppdage et svart hull på er gjennom en mekanisme kjent som Hawking stråling. Oppkalt etter den berømte teoretiske fysikeren og kosmologen Stephen Hawking, Hawking-stråling er en konsekvens av termodynamikk som krever at energi slipper ut fra et svart hull.

Den grunnleggende ideen er at på grunn av naturlige interaksjoner og svingninger i vakuumet, vil saken bli opprettet i form av et elektron og et anti-elektron (kalt en positron). Når dette skjer nær hendelseshorisonten, vil den ene partikkelen bli kastet bort fra det sorte hullet, mens den andre vil falle inn i gravitasjonsbrønnen.

For en observatør er alt som blir "sett" en partikkel som slippes ut fra det sorte hullet. Partikkelen vil bli sett på som å ha positiv energi. Dette betyr ved symmetri at partikkelen som falt ned i det sorte hullet ville ha negativ energi. Resultatet er at når et svart hull eldes, mister det energi, og mister derfor masse (av Einsteins berømte ligning, E = MC², hvor E= Energi, M= masse, og C er lysets hastighet).

Redigert og oppdatert av Carolyn Collins Petersen.