Въведение в черните дупки

Черните дупки са обекти във Вселената с толкова много маса, хванати в границите им, че имат невероятно силни гравитационни полета. Всъщност гравитационната сила на черна дупка е толкова силна, че нищо не може да избяга, след като влезе вътре. Дори светлината не може да избяга от черна дупка, тя е хваната вътре, заедно със звезди, газ и прах. Повечето черни дупки съдържат многократно масата на нашето Слънце, а най-тежките могат да имат милиони слънчеви маси.

Въпреки цялата тази маса, реалната особеност, която формира сърцевината на черната дупка, никога не е била виждана или изобразявана. Както подсказва думата, тя е мъничка точка в пространството, но има много маса. Астрономите са в състояние да изучават тези обекти само чрез въздействието им върху материала, който ги заобикаля. Материалът около черната дупка образува въртящ се диск, който се намира точно извън област, наречена "хоризонтът на събитията", която е гравитационната точка на връщане.

Основният "градивен елемент" на черната дупка е сингулярността: определена област на пространството, която съдържа цялата маса на черната дупка. Около него има пространство на пространството, от което светлината не може да избяга, давайки името си на "черната дупка". Външният "ръб" на този регион е това, което формира хоризонта на събитията. Това е невидимата граница, при която издърпването на гравитационното поле е равно на скоростта на светлината. Освен това гравитацията и скоростта на светлината са балансирани.

Положението на хоризонта на събитията зависи от гравитационното дърпане на черната дупка. Астрономите изчисляват местоположението на хоризонт на събитията около черна дупка, използвайки уравнението R_с = 2GM / c². R е радиусът на сингулярността, G е силата на гравитацията, М е масата, ° С е скоростта на светлината.

Има различни видове черни дупки и те възникват по различни начини. Най-често срещаният тип е известен като черна дупка със звездна маса. Те съдържат приблизително до няколко пъти масата на нашето Слънце и се образуват, когато са големи основна последователност звезди (10 - 15 пъти по-големи от масата на нашето Слънце) изчерпват ядрено гориво в своите ядра. Резултатът е масивен експлозия на свръхнова който взривява външните слоеве на звездите в космоса. Това, което е останало, се срива, за да създаде черна дупка.

Другите два вида черни дупки са супермасивни черни дупки (SMBH) и микро черни дупки. Една единствена SMBH може да съдържа масата милиони или милиарди слънца. Микро черните дупки са, както подсказва името им, много мънички. Те може би имат само 20 микрограма маса. И в двата случая механизмите за тяхното създаване не са напълно ясни. Микро черните дупки съществуват на теория, но не са открити директно.

В ядрата на повечето галактики се откриват свръхмасивни черни дупки и техният произход все още е горещо обсъждан. Възможно е онези свръхмасивни черни дупки са резултат от сливане между по-малки, звездни маси, черни дупки и други въпрос. Някои астрономи предполагат, че те биха могли да бъдат създадени при срив на единична силно масивна (стотици пъти по-голяма от масата на Слънцето) звезда. Така или иначе те са достатъчно масивни, за да повлияят на галактиката по много начини, като се започне от въздействието върху скоростта на раждане на звездите до орбитите на звезди и материал в близост до тях.

Микро черни дупки, от друга страна, могат да бъдат създадени по време на сблъсъка на две много високоенергийни частици. Учените предполагат, че това се случва непрекъснато в горната атмосфера на Земята и е вероятно да се случи по време на експерименти по физика на частици на такива места като CERN.

Тъй като светлината не може да избяга от региона около черна дупка, засегната от хоризонта на събитията, никой наистина не може да „види“ черна дупка. Въпреки това, астрономите могат да ги измерят и характеризират по въздействието, което имат върху заобикалящата ги среда. Черните дупки, които са в близост до други обекти, упражняват гравитационен ефект върху тях. Като нещо, масата може да се определи и от орбитата на материала около черната дупка.

На практика астрономите извеждат присъствието на черната дупка, като изучават как светлината се държи около нея. Черните дупки, като всички масивни предмети, имат достатъчно гравитационно дърпане, за да огънат пътя на светлината, докато минава покрай нея. Докато звездите зад черната дупка се движат спрямо нея, излъчената от тях светлина ще изглежда изкривена или звездите ще изглежда да се движат по необичаен начин. От тази информация може да се определи положението и масата на черната дупка.

Това е особено очевидно при галактическите клъстери, където комбинираната маса от струпвания, тяхната тъмна материя и техните черните дупки създават странно оформени дъги и пръстени чрез огъване на светлината на по-далечни предмети, докато минава покрай нея.

Астрономите могат също да видят черни дупки от излъчването на нагрятия материал около тях, като радио или х лъчи. Скоростта на този материал също дава важни указания за характеристиките на черната дупка, от която се опитва да избяга.

Последният начин, по който астрономите биха могли да открият черна дупка, е чрез механизъм, известен като Хокинг радиация. Наречен на известния теоретичен физик и космолог Стивън Хоукинг, Радиацията на Хокинг е следствие от термодинамиката, която изисква избягването на енергия от черна дупка.

Основната идея е, че поради естествените взаимодействия и колебанията във вакуума, материята ще бъде създадена под формата на електрон и антиелектрон (наречен позитрон). Когато това се случи близо до хоризонта на събитията, едната частица ще бъде изхвърлена далеч от черната дупка, а другата ще попадне в гравитационния кладенец.

За наблюдател всичко, което се „вижда“, е частица, излъчвана от черната дупка. Частицата ще се разглежда като притежаваща положителна енергия. Това означава, чрез симетрия, че частицата, попаднала в черната дупка, ще има отрицателна енергия. Резултатът е, че като черна дупка остарява, тя губи енергия и следователно губи маса (по известното уравнение на Айнщайн, E = MC², където E= Енергия, М= маса и ° С е скоростта на светлината).

Редактиран и актуализиран от Каролин Колинс Петерсен.