czarna dziura
 
Encyklopedia PWN
czarna dziura,
astr. obiekt będący źródłem na tyle silnego pola grawitacyjnego, że niemożliwe jest przesłanie przezeń na zewnątrz żadnej informacji.
Istnienie czarnych dziur przewiduje teoria względności. Ich powstanie może być skutkiem zapadania grawitacyjnego; niekiedy rozważa się również tzw. pierwotne czarne dziury, będące „istniejącymi od zawsze” defektami czasoprzestrzeni. Zgodnie z definicją czarne dziury nie są bezpośrednio obserwowalne, na tle świecących powierzchni stanowiłyby ciemne plamy; jest możliwe natomiast obserwowanie wpływu silnego pola grawitacyjnego czarnej dziury na procesy zachodzące w ich otoczeniu. Uważa się, że czarne dziury mogą być (obok białych karłów i gwiazd neutronowych) ostatnim produktem ewolucji gwiazd. Obecność czarnych dziur o wielkiej masie w niektórych galaktykach jest prawdopodobnie warunkiem aktywności jąder tych galaktyk (galaktyki aktywne).
Według ogólnej teorii względności czarna dziura jest zamkniętym obszarem czasoprzestrzeni, którego nie może opuścić ani promieniowanie, ani cząstki o różnej od zera masie spoczynkowej; proces odwrotny jest możliwy. Granicę czarnej dziury nazywa się horyzontem zdarzeń. Jeśli pominąć efekty kwantowe, okazuje się, że czarna dziura nie może się rozpaść, ani zniknąć, jest możliwe natomiast łączenie się czarnych dziur. W otoczeniu horyzontu nie zachodzą żadne wyróżniające tę powierzchnię zjawiska, natomiast wewnątrz niego znajduje się tzw. osobliwość — miejsce, gdzie siły grawitacyjne i gęstość energii dążą do nieskończoności.
Najlepiej poznano własności stacjonarnych (nie zmieniających się w czasie) czarnych dziur. Najogólniejszym stacjonarnym rozwiązaniem równań Einsteina opisujących czarne dziury jest metryka Kerra–Newmana, odpowiadająca czarnym dziurom o masie M, momencie pędu J i ładunku elektrycznego Q, spełniającym warunek , gdzie c — prędkość światła, G — stała grawitacji. Szczególnymi przypadkami są: osiowo symetryczna, rotująca czarna dziura Kerra (Q ≡ 0) oraz sferyczne: naładowana czarna dziura Reissnera–Nordströma (J ≡ 0) i czarna dziura Schwarzschilda (Q ≡ 0, J ≡ 0). Charakterystycznym rozmiarem czarnej dziury jest jej promień grawitacyjny rg, dla nie rotującej i nie naładowanej czarnej dziury zwany też promieniem Schwarzschilda (w tym przypadku , dla Słońca rg = 3 km).
Rotujące czarne dziury są otoczone egzosferą — obszarem na zewnątrz horyzontu, w którym poruszająca się po odpowiednio dobranej orbicie cząstka może mieć ujemną energię z punktu widzenia dalekiego obserwatora (znajdującego się poza egzosferą). Jeśli w egzosferze dojdzie do rozpadu wpadającej z zewnątrz cząstki, to jeden z produktów rozpadu może uzyskać ujemną energię i wpaść do czarnej dziury, a drugi opuścić egzosferę z wyższą energią niż miała cząstka przed rozpadem (proces Penrose’a). W procesie tym zmniejsza się energia rotacji czarnej dziury, jest to więc teoretycznie możliwy mechanizm czerpania energii czarnej dziury.
W silnym polu grawitacyjnym w pobliżu horyzontu zdarzeń jest możliwa w wyniku efektów kwantowych kreacja cząstek i ich wypromieniowanie (efekt Hawkinga). Prowadzi to do powolnego „wyparowania” czarnych dziur; w czasie 10 mld lat mogłyby zniknąć czarne dziury o masach ≤ 1012 kg; dla czarnych dziur o masach gwiazd i większych (> 1029 kg) proces ten jest zupełnie nieistotny.
Ewolucja gwiazdy ok. 15 razy masywniejszej od Słońca prowadzi w końcu do zapadania grawitacyjnego, którego produktem końcowym może być czarna dziura. Nie jest pewne czy zdarzeniu temu powinno towarzyszyć zjawisko wybuchu supernowej, jak w przypadku zapadania prowadzącego do powstania gwiazdy neutronowej. Powstające w ten sposób czarne dziury mogą tworzyć ze zwykłymi gwiazdami układy podwójne, w których spadek materii do czarnej dziury (akrecja) prowadzi do wydzielenia znacznych ilości energii w formie promieniowania elektromagnetycznego o charakterystycznym widmie; podobne widmo i moc promieniowania mogą mieć układy zawierające gwiazdę neutronową w miejscu czarnej dziury. W kilkunastu przypadkach pomiary prędkości w układach podwójnych pozwoliły oszacować masę bardziej zwartego składnika; jeśli przekracza ona trzykrotnie masę Słońca (w przybliżeniu maksymalną masę jaką może mieć gwiazda neutronowa), można twierdzić że ma się do czynienia z czarną dziurą. Najlepiej zbadanym tego typu obiektem jest Cyg X–1.
Obecność czarnych dziur o masie 106–109 M (gdzie M — masa Słońca) w środku gęstej gromady gwiazd powinna prowadzić do wzrostu ich prędkości w otoczeniu centrum o charakterystycznej zależności od położenia. Efekt tego typu zaobserwowano w kilkunastu galaktykach i stanowi on silną przesłankę istnienia tam czarnej dziury. Obserwacje centrum naszej Galaktyki pokazują, że istnieje tam obiekt o gęstości około miliona razy większej od maksymalnej gęstości znanych gwiazd i masie 2,6 mln M. Powszechnie przyjmuje się, że jest to czarna dziura (choć być może jest to obłok utworzony z jakiejś egzotycznej formy materii). Podobnie przekonywające argumenty dotyczą obecności czarnej dziury w centrum galaktyki NGC 4258.
Zgodnie z powszechnie przyjmowaną hipotezą czarne dziury znajdują się w aktywnych jądrach galaktyk, gdzie ich obecność pozwala zrozumieć ogromną moc promieniowania tych obiektów jako efekt spadku materii w silnym polu grawitacyjnym i zamiany energii potencjalnej na cieplną wewnątrz dysku akrecyjnego. W tym przypadku (podobnie jak w innych galaktykach) czarne dziury mogą być wynikiem ewolucji i grawitacyjnego zapadania się gęstych gromad gwiazd i późniejszego dołączania spadającej w polu grawitacyjnym materii.
Michał Jaroszyński
Bibliografia
J. Taylor Czarne dziury: koniec Wszechświata, Warszawa 1987;
M. Demiański Astrofizyka relatywistyczna, Warszawa 1991;
I. Nowikow Czarne dziury i Wszechświat, Warszawa 1995.
Przeglądaj encyklopedię
Przeglądaj tabele i zestawienia
Przeglądaj ilustracje i multimedia