Τι είναι οι Μαύρες Τρύπες:Το ταξίδι από τη θεωρία στην πραγματικότητα

Οι μαύρες τρύπες είναι κοσμικά σώματα που συσσωρεύουν μια τεράστια ποσότητα μάζας σε έναν εκπληκτικά μικρό χώρο. Λόγω της εξαιρετικά έντονης βαρύτητάς τους, τίποτα δεν μπορεί να ξεφύγει από την αντίληψή τους - ούτε καν το φως που καθορίζει το όριο ταχύτητας του σύμπαντος.

Η 10η Απριλίου 2019 σηματοδότησε ένα ορόσημο στην ιστορία της επιστήμης, όταν η ομάδα στο τηλεσκόπιο Event Horizon αποκάλυψε την πρώτη εικόνα μιας υπερμεγέθους μαύρης τρύπας. Ως αποτέλεσμα, αυτές οι περιοχές του διαστήματος που δημιουργήθηκαν όταν τα αστέρια φτάνουν στο τέλος της καύσης του πυρηνικού τους καυσίμου και καταρρέουν δημιουργώντας τεράστια βαρυτικά πηγάδια, ολοκλήρωσαν τη μετάβασή τους από τη θεωρία στην πραγματικότητα.

Αυτή η μετάβαση έχει στερεοποιηθεί περαιτέρω από τότε με την αποκάλυψη μιας δεύτερης, πολύ πιο καθαρής εικόνας της υπερμεγέθους μαύρης τρύπας (SMBH) στο κέντρο του γαλαξία Messier 87 (M87). Αυτή η δεύτερη εικόνα αποκαλύπτει λεπτομέρειες όπως ο προσανατολισμός των μαγνητικών πεδίων που το περιβάλλουν και οδηγούν τους ισχυρούς πίδακες του που εκτείνονται για έτη φωτός.

Ωστόσο, η μελέτη των μαύρων τρυπών θα μπορούσε να μας διδάξει πολύ περισσότερα από αυτά τα χωροχρονικά συμβάντα και τα περιβάλλοντα που τις φιλοξενούν. Επειδή οι κοσμολόγοι πιστεύουν ότι οι περισσότεροι γαλαξίες έχουν ένα SMBH στο κέντρο τους, καταναλώνοντας άπληστα υλικό όπως μια παχιά αράχνη που κρύβεται στο κέντρο ενός κοσμικού ιστού, μαθαίνοντας περισσότερα για αυτά τα χωροχρονικά γεγονότα μπορεί επίσης να μας διδάξει πώς εξελίσσονται οι ίδιοι οι γαλαξίες.

Η προέλευση των μαύρων τρυπών είναι αυτή που τρέχει αντίστροφα από αυτή των περισσότερων αστρονομικών αντικειμένων. Δεν ανακαλύψαμε κάποιο μυστηριώδες αντικείμενο στο μακρινό σύμπαν και στη συνέχεια αρχίσαμε να κάνουμε θεωρίες για αυτό κάνοντας περαιτέρω παρατηρήσεις.

Μάλλον, οι μαύρες τρύπες εισήλθαν στο επιστημονικό λεξικό με τρόπο που θυμίζει περισσότερο τις νέες θεωρίες σωματίδια στη σωματιδιακή φυσική. προκύπτουν πρώτα από τις λύσεις σε πολύπλοκα μαθηματικά. Στην περίπτωση των μαύρων οπών, οι λύσεις των εξισώσεων πεδίου που χρησιμοποίησε ο Αϊνστάιν στην πιο σημαντική και επαναστατική θεωρία του.

Ακριβώς όπως μια φυσική μαύρη τρύπα σχηματίζεται από την κατάρρευση ενός αστεριού, η θεωρία των μαύρων οπών προέκυψε από τη μεταφορική κατάρρευση των εξισώσεων πεδίου που διέπουν τη γεωμετρική θεωρία της βαρύτητας. πιο γνωστό ως γενική σχετικότητα.

Μία από τις πιο κοινές παρανοήσεις σχετικά με τις μαύρες τρύπες προκύπτει από την εγγενή μοναδικότητά τους και το γεγονός ότι πραγματικά δεν υπάρχει τίποτα άλλο σαν αυτές στο Σύμπαν.

Περιεχόμενα

• 1 That’s Warped:Black Holes and their Effect on Spacetime
• 2 Ο ορίζοντας γεγονότων και η κεντρική μοναδικότητα
• 3 Πώς να κάνετε μια μαύρη τρύπα
• 4 Τοποθέτηση ορίων στη βαρυτική κατάρρευση
• 5 Οι τέσσερις τύποι μαύρων τρυπών
• 6 Η ανατομία μιας μαύρης τρύπας Kerr
• 7 Death by Spaghettification
• 8 Πολλά περισσότερα για να μάθετε…
• 9 Πηγές και περαιτέρω ανάγνωση

That’s Warped:Black Holes and Their Effect on Spacetime

Η Γενική Σχετικότητα εισήγαγε την ιδέα ότι η μάζα έχει επίδραση στον χωροχρόνο, μια έννοια θεμελιώδης για την ιδέα ότι ο χώρος και ο χρόνος δεν είναι παθητικά στάδια στα οποία διαδραματίζονται τα γεγονότα του σύμπαντος. Αντίθετα, αυτά τα γεγονότα διαμορφώνουν αυτό το στάδιο. Όπως έξοχα και απλά μας είπε ο John Wheeler. όταν πρόκειται για τη γενική σχετικότητα:

Η πιο κοινή αναλογία είναι ότι αυτή η παραμόρφωση του χώρου είναι αυτή της τοποθέτησης αντικειμένων σε ένα τεντωμένο φύλλο καουτσούκ. Όσο μεγαλύτερο είναι το αντικείμενο, τόσο πιο βαθύ είναι το «βαθούλωμα» και τόσο πιο ακραία η καμπυλότητα που δημιουργεί. Στην αναλογία μας, ένας πλανήτης είναι ένα μάρμαρο, ένα αστέρι ένα μήλο και μια μαύρη τρύπα μια βολίδα κανονιού.

Έτσι, λαμβάνοντας υπόψη αυτό μια μαύρη τρύπα δεν είναι πραγματικά «ένα αντικείμενο», αλλά στην πραγματικότητα περιγράφεται καλύτερα ως χωροχρονικό γεγονός. Όταν λέμε «μαύρη τρύπα», αυτό που πραγματικά εννοούμε είναι μια περιοχή του διαστήματος που είναι τόσο «στρεβλή» από μια τεράστια ποσότητα μάζας συμπυκνωμένη σε ένα πεπερασμένο σημείο που ακόμη και το ίδιο το φως δεν έχει την απαραίτητη ταχύτητα για να διαφύγει. P>

Αυτό το σημείο στο οποίο το φως δεν μπορεί πλέον να διαφύγει σηματοδοτεί την πρώτη από τις δύο ιδιομορφίες που ορίζουν τις μαύρες τρύπες-σημεία στα οποία οι λύσεις των εξισώσεων της γενικής σχετικότητας πηγαίνουν στο άπειρο.

Ο ορίζοντας γεγονότων και η κεντρική ιδιομορφία

Ο ορίζοντας γεγονότων μιας μαύρης τρύπας είναι το σημείο στο οποίο η ταχύτητα διαφυγής της υπερβαίνει την ταχύτητα του φωτός στο κενό (c ). Αυτό συμβαίνει σε μια ακτίνα που ονομάζεται ακτίνα Schwarzchild - που ονομάστηκε από τον αστροφυσικό Karl Schwarzschild, ο οποίος ανέπτυξε μια λύση για τις εξισώσεις πεδίου του Einstien ενώ υπηρετούσε στο Ανατολικό Μέτωπο στον Πρώτο Παγκόσμιο Πόλεμο.

Η επίλυσή του στις εξισώσεις πεδίου του Αϊνστάιν –η οποία θα γινόταν χωρίς έκπληξη γνωστή ως λύση Schwarzschild– περιέγραψε τη χωροχρονική γεωμετρία μιας κενή περιοχής του χώρου. Είχε δύο ενδιαφέροντα χαρακτηριστικά — δύο ιδιομορφίες — η μία ιδιομορφία συντεταγμένων και η άλλη, βαρυτική ιδιομορφία. Και οι δύο παίρνουν σημασία στη μελέτη των μαύρων τρυπών.

Αντιμετωπίζοντας πρώτα την ιδιομορφία των συντεταγμένων ή την ακτίνα Schwarzchild.

Η ακτίνα Schwarzchild (Rs) επίσης αποκτά ιδιαίτερη σημασία σε περιπτώσεις όπου η ακτίνα ενός σώματος συρρικνώνεται εντός αυτής της ακτίνας Schwarzschild (δηλ. Rs>r ). Όταν η ακτίνα ενός σώματος συρρικνώνεται εντός αυτού του ορίου, μετατρέπεται σε μαύρη τρύπα.

Όλα τα σώματα έχουν ακτίνα Schwarzschild, αλλά όπως μπορείτε να δείτε από τον παρακάτω υπολογισμό για ένα σώμα όπως η Γη, Rs πέφτει αρκετά στην ακτίνα του.

Αυτό είναι μέρος του τι κάνει τις μαύρες τρύπες μοναδικές. Η ακτίνα Schwartzchild τους είναι έξω από τη φυσική τους ακτίνα επειδή η μάζα τους συμπιέζεται σε ένα τόσο μικροσκοπικό χώρο.

Επειδή το εξωτερικό άκρο του ορίζοντα γεγονότων είναι το τελευταίο σημείο στο οποίο μπορεί να διαφύγει το φως σηματοδοτεί επίσης το τελευταίο σημείο στο οποίο τα γεγονότα μπορούν να δουν από μακρινούς παρατηρητές. Οτιδήποτε πέρα ​​από αυτό το σημείο δεν μπορεί ποτέ να παρατηρηθεί.

Ο λόγος που η ακτίνα Schwarzschild ονομάζεται «ικανότητα συντεταγμένων» είναι ότι μπορεί να αφαιρεθεί με μια έξυπνη επιλογή συστήματος συντεταγμένων. Η δεύτερη μοναδικότητα δεν μπορεί να αντιμετωπιστεί με αυτόν τον τρόπο. Αυτό την καθιστά την «αληθινή» φυσική μοναδικότητα της ίδιας της μαύρης τρύπας.

Αυτό είναι γνωστό ως η βαρυτική μοναδικότητα και βρίσκεται στο κέντρο της μαύρης τρύπας (r =0). Αυτό είναι το τελικό σημείο για κάθε σωματίδιο που πέφτει σε μια μαύρη τρύπα. Είναι επίσης το σημείο που καταρρέουν οι εξισώσεις πεδίου του Αϊνστάιν… ίσως ακόμη και όλοι οι ίδιοι οι νόμοι της φυσικής.

Το γεγονός ότι η ταχύτητα διαφυγής του ορίζοντα γεγονότων υπερβαίνει την ταχύτητα του φωτός σημαίνει ότι κανένα φυσικό σήμα δεν θα μπορούσε ποτέ να μεταφέρει πληροφορίες από την κεντρική ιδιομορφία σε μακρινούς παρατηρητές. Είμαστε για πάντα αποκλεισμένοι από αυτήν την πτυχή των μαύρων τρυπών, οι οποίες επομένως θα παραμείνουν για πάντα στον τομέα της θεωρίας.

Πώς να φτιάξετε μια μαύρη τρύπα

Έχουμε ήδη δει ότι για να γίνει μαύρη τρύπα ένα σώμα με τη μάζα της Γης, η διάμετρός του θα πρέπει να συρρικνωθεί σε λιγότερο από 2 εκατοστά. Αυτό είναι προφανώς κάτι που απλά δεν είναι δυνατό. Στην πραγματικότητα, ούτε ο Ήλιος μας έχει αρκετή μάζα για να τερματίσει τη ζωή του ως μαύρη τρύπα. Μόνο αστέρια με περίπου τρεις φορές τη μάζα του Ήλιου έχουν αρκετή μάζα για να τερματίσουν τη ζωή τους με αυτόν τον τρόπο.

Αλλά γιατί συμβαίνει αυτό;

Δεν θα σας εκπλήξει αν μάθετε ότι για να γίνει ένα αστρονομικό σώμα μαύρη τρύπα πρέπει να πληροί και να ξεπερνά μια σειρά από όρια. Αυτά τα όρια δημιουργούνται από εξωτερικές δυνάμεις που αντιστέκονται στην εσωτερική δύναμη που οδηγεί σε βαρυτική κατάρρευση.

Για πλανήτες και άλλα σώματα με σχετικά μικρές μάζες, η ηλεκτρομαγνητική απώθηση μεταξύ των ατόμων είναι αρκετά ισχυρή ώστε να τους παρέχει σταθερότητα έναντι της ολικής βαρυτικής κατάρρευσης. Για τα μεγάλα αστέρια η κατάσταση είναι διαφορετική.

Κατά τη διάρκεια του κύριου κύκλου ζωής των άστρων –την περίοδο της σύντηξης των ατόμων υδρογόνου με τα άτομα ηλίου– η πρωταρχική προστασία από τη βαρυτική κατάρρευση είναι οι προς τα έξω θερμικές πιέσεις και ακτινοβολίας που δημιουργούνται από αυτές τις πυρηνικές διεργασίες. Αυτό σημαίνει ότι το πρώτο κύμα βαρυτικής κατάρρευσης συμβαίνει όταν το καύσιμο υδρογόνου ενός αστεριού εξαντλείται και η εσωτερική πίεση δεν μπορεί πλέον να αντισταθεί.

Εάν ένα αστέρι έχει αρκετή μάζα, αυτή η κατάρρευση ωθεί τα άτομα στον πυρήνα αρκετά ώστε να αναζωπυρώσει την πυρηνική σύντηξη - με τα άτομα ηλίου τώρα να συντήκονται για να δημιουργήσουν βαρύτερα στοιχεία. Όταν αυτό το ήλιο εξαντληθεί, η διαδικασία επαναλαμβάνεται, με την κατάρρευση να καθυστερεί ξανά, εάν υπάρχει αρκετή πίεση για να ενεργοποιηθεί η σύντηξη βαρύτερων στοιχείων ακόμα.

Αστέρια όπως ο Ήλιος θα φτάσουν τελικά στο σημείο όπου η μάζα τους δεν επαρκεί πλέον για να ξεκινήσει η πυρηνική καύση ολοένα και πιο βαρύτερων στοιχείων. Αλλά αν δεν είναι η πυρηνική σύντηξη που δημιουργεί τις εξωτερικές δυνάμεις που εμποδίζουν την πλήρη κατάρρευση, τι εμποδίζει αυτά τα αστέρια μικρότερης μάζας να γίνουν μαύρες τρύπες;

Τοποθέτηση ορίων στη βαρυτική κατάρρευση

Τα αστέρια μικρότερης μάζας όπως ο Ήλιος θα τελειώσουν τη ζωή τους ως λευκοί νάνοι αστέρες με μια μαύρη τρύπα που σχηματίζεται απρόσιτη. Ο μηχανισμός που προστατεύει αυτούς τους λευκούς νάνους από την πλήρη κατάρρευση είναι ένα κβαντομηχανικό φαινόμενο που ονομάζεται εκφυλισμός.

Αυτή η ‘πίεση εκφυλισμού είναι ένας παράγοντας της αρχής αποκλεισμού Pauli, η οποία δηλώνει ότι ορισμένα σωματίδια – γνωστά ως φερμιόνια, που περιλαμβάνουν ηλεκτρόνια, πρωτόνια και νετρόνια – απαγορεύεται να καταλαμβάνουν τις ίδιες «κβαντικές καταστάσεις». br />
Αυτή η θεωρία και ο περιορισμός που εισήγαγε οδήγησαν τον Ινδοαμερικανό αστροφυσικό Subrahmanyan Chandrasekhar να αναρωτηθεί εάν υπήρχε ένα ανώτερο όριο στο οποίο αυτή η προστασία έναντι της βαρυτικής κατάρρευσης θα αποτύγχανε.

Ο Chandrasekhar –βραβεύτηκε με το Νόμπελ Φυσικής το 1983 για το έργο του σχετικά με την αστρική εξέλιξη– πρότεινε το 1931 ότι πάνω από 1,4 ηλιακές μάζες, ένας λευκός νάνος δεν θα προστατεύεται πλέον από την βαρυτική κατάρρευση από την πίεση εκφυλισμού. Πέρα από αυτό το όριο — που ονομάζεται όριο Chandrasekhar — η βαρύτητα υπερκαλύπτει την αρχή του αποκλεισμού Pauli και η βαρυτική κατάρρευση μπορεί να συνεχιστεί.

Αλλά υπάρχει ένα άλλο όριο που εμποδίζει αστέρια ακόμα μεγαλύτερης μάζας να δημιουργήσουν μαύρες τρύπες.

Χάρη στην ανακάλυψη των νετρονίων το 1932  —«ο ουδέτερος εταίρος των πρωτονίων στους ατομικούς πυρήνες»— Ο Ρώσος θεωρητικός φυσικός Λεβ Λαντάου άρχισε να αναλογίζεται την πιθανή ύπαρξη αστεριών νετρονίων. Το εξωτερικό μέρος αυτών των αστεριών θα περιέχει πυρήνες πλούσιους σε νετρόνια, ενώ τα εσωτερικά τμήματα θα σχηματίζονται από ένα «κβαντικό υγρό» που αποτελείται κυρίως από νετρόνια

Αυτά τα αστέρια νετρονίων θα προστατεύονται επίσης από τη βαρυτική κατάρρευση από την πίεση εκφυλισμού — αυτή τη φορά που παρέχεται από αυτό το ρευστό νετρονίων. Επιπλέον, η μεγαλύτερη μάζα του νετρονίου σε σύγκριση με το ηλεκτρόνιο θα επέτρεπε στα αστέρια νετρονίων να φτάσουν σε μεγαλύτερη πυκνότητα πριν υποστούν κατάρρευση.

Μέχρι το 1939, ο Robert Oppenheimer είχε υπολογίσει ότι το όριο μάζας για τα αστέρια νετρονίων θα ήταν περίπου 3 φορές η μάζα του Ήλιου.

Για να το θέσουμε αυτό σε προοπτική, ένας λευκός νάνος με τη μάζα του Ήλιου θα αναμενόταν να έχει το ένα εκατομμυριοστό του όγκου του αστεριού μας— δίνοντάς του μια ακτίνα 5000 km, περίπου αυτή της Γης. Ωστόσο, ένα αστέρι νετρονίων παρόμοιας μάζας θα είχε ακτίνα περίπου 20 km — περίπου το μέγεθος μιας πόλης.

Πάνω από το όριο Oppenheimer-Volkoff, η βαρυτική κατάρρευση αρχίζει ξανά. Αυτή τη φορά δεν υπάρχουν όρια μεταξύ αυτής της κατάρρευσης και της δημιουργίας της πυκνότερης δυνατής κατάστασης στην οποία μπορεί να υπάρξει η ύλη. Η κατάσταση που βρίσκεται στην κεντρική ιδιομορφία μιας μαύρης τρύπας.

Καλύψαμε τη δημιουργία μαύρων οπών και τα εμπόδια που εμποδίζουν τον σχηματισμό τέτοιων περιοχών του χωροχρόνου, αλλά η θεωρία δεν είναι ακόμα έτοιμη να παραδώσει τις μαύρες τρύπες σε πρακτικές παρατηρήσεις. Οι εξισώσεις πεδίου της γενικής σχετικότητας μπορούν επίσης να είναι χρήσιμες στην κατηγοριοποίηση των μαύρων οπών.

Οι τέσσερις τύποι μαύρων οπών

Η κατηγοριοποίηση των μαύρων οπών είναι στην πραγματικότητα αρκετά απλή χάρη στο γεγονός ότι έχουν πολύ λίγες ανεξάρτητες ιδιότητες. Ο John Wheeler είχε έναν πολύχρωμο τρόπο να περιγράψει αυτή την έλλειψη χαρακτηριστικών. Ο φυσικός σχολίασε κάποτε ότι οι μαύρες τρύπες «δεν έχουν τρίχες», που σημαίνει ότι εκτός από μερικά χαρακτηριστικά είναι ουσιαστικά δυσδιάκριτες. Αυτό το σχόλιο απαθανατίστηκε ως το θεώρημα χωρίς τρίχες των μαύρων τρυπών.

Οι μαύρες τρύπες έχουν μόνο τρεις ανεξάρτητες μετρήσιμες ιδιότητες  μάζα, γωνιακή ορμή και ηλεκτρικό φορτίο. Όλες οι μαύρες τρύπες πρέπει να έχουν μάζα, επομένως αυτό σημαίνει ότι υπάρχουν μόνο τέσσερις διαφορετικοί τύποι μαύρης τρύπας με βάση αυτές τις ιδιότητες. Κάθε ένα ορίζεται από τη μέτρηση ή τη συνάρτηση που χρησιμοποιείται για την περιγραφή του.

Αυτό σημαίνει ότι οι μαύρες τρύπες μπορούν πολύ εύκολα να ταξινομηθούν από τις ιδιότητες που διαθέτουν όπως φαίνεται παρακάτω.

Ωστόσο, αυτή δεν είναι η πιο κοινή ή η πιο κατάλληλη μέθοδος κατηγοριοποίησης των μαύρων τρυπών. Καθώς η μάζα είναι η μόνη ιδιότητα που είναι κοινή σε όλες τις μαύρες τρύπες, ο πιο απλός και φυσικός τρόπος καταγραφής τους είναι με βάση τη μάζα τους. Αυτές οι κατηγορίες μάζας είναι ατελώς καθορισμένες και μέχρι στιγμής οι μαύρες τρύπες σε ορισμένες από τις κατηγορίες –κυρίως οι ενδιάμεσες μαύρες τρύπες– παραμένουν μη ανιχνεύσιμες.

Οι κοσμολόγοι πιστεύουν ότι η πλειοψηφία των μαύρων τρυπών είναι περιστρεφόμενες και μη φορτισμένες μαύρες τρύπες Kerr. Και η μελέτη αυτών των χωροχρονικών γεγονότων αποκαλύπτει ένα φαινόμενο που δείχνει τέλεια τη δύναμη και την επιρροή τους στον χωροχρόνο.

Η ανατομία μιας μαύρης τρύπας Kerr

Τα μαθηματικά της μέτρησης Kerr που χρησιμοποιείται για την περιγραφή των μη φορτισμένων περιστρεφόμενων μαύρων τρυπών αποκαλύπτουν ότι καθώς περιστρέφονται, το ίδιο το ύφασμα του χωροχρόνου που τις περιβάλλει σύρεται προς την κατεύθυνση της περιστροφής.

Το ισχυρό φαινόμενο είναι γνωστό ως «σύνδεση πλαισίου» ή το φαινόμενο Φακός-Thirring και οδηγεί στα βίαια περιβάλλοντα ανάδευσης που περιβάλλουν τις μαύρες τρύπες Kerr. Πρόσφατη έρευνα αποκάλυψε ότι αυτή η σύρσιμο πλαισίου θα μπορούσε να είναι υπεύθυνη για το σπάσιμο και την επανασύνδεση γραμμών μαγνητικού πεδίου που με τη σειρά τους εκτοξεύουν ισχυρούς αστροφυσικούς πίδακες στο σύμπαν.

Το στατικό όριο μιας μαύρης τρύπας Kerr έχει επίσης μια ενδιαφέρουσα φυσική σημασία. Αυτό είναι το σημείο στο οποίο το φως –ή οποιοδήποτε σωματίδιο για εκείνη την ύλη– δεν είναι πλέον ελεύθερο να ταξιδέψει προς οποιαδήποτε κατεύθυνση. Αν και δεν είναι μια επιφάνεια παγίδευσης φωτός όπως ο ορίζοντας γεγονότων, το στατικό όριο έλκει το φως προς την κατεύθυνση περιστροφής της μαύρης τρύπας. Έτσι, το φως μπορεί ακόμα να ξεφύγει από το στατικό όριο αλλά μόνο προς μια συγκεκριμένη κατεύθυνση.

Ο Βρετανός θεωρητικός φυσικός και βραβευμένος με Νόμπελ 2020 Sir Roger Penrose πρότεινε επίσης ότι το στατικό όριο θα μπορούσε να είναι υπεύθυνο για μια διαδικασία που θα μπορούσε να προκαλέσει τη «διαρροή» ενέργειας από τις μαύρες τρύπες στο περιβάλλον Σύμπαν. Εάν ένα σωματίδιο διασπαστεί σε ένα σωματίδιο και το αντίστοιχο αντισωματίδιο του στην άκρη του στατικού ορίου, θα ήταν δυνατό το τελευταίο να πέσει μέσα στη μαύρη τρύπα, ενώ το αντίστοιχο του εκτοξεύεται στο περιβάλλοντα Σύμπαν.

Αυτό έχει το καθαρό αποτέλεσμα της μείωσης της μάζας της μαύρης τρύπας αυξάνοντας παράλληλα το περιεχόμενο μάζας του ευρύτερου Σύμπαντος.

Είδαμε τι συμβαίνει στο φως στην άκρη μιας μαύρης τρύπας και εξερευνήσαμε τη μοίρα των σωματιδίων που εμπίπτουν στο στατικό όριο μιας μαύρης τρύπας Kerr, αλλά τι θα συνέβαινε σε έναν αστροναύτη που παρέσυρε πολύ κοντά στην άκρη ενός τέτοιου χωροχρονικού γεγονότος ?

Death by Spaghettification

Φυσικά, οποιοσδήποτε αστροναύτης έπεφτε σε μια μαύρη τρύπα θα συντριβόταν εντελώς μόλις φτάσει στην κεντρική βαρυτική ιδιομορφία της, αλλά το ταξίδι μπορεί να καταλήξει ακόμη και πριν φτάσει σε αυτό το σημείο. Αυτό οφείλεται στις παλιρροϊκές δυνάμεις που δημιουργούνται από την τεράστια βαρυτική επιρροή της μαύρης τρύπας.

Καθώς το κέντρο μάζας του αστροναύτη πέφτει προς τη μαύρη τρύπα, η επίδραση του αντικειμένου στον χωροχρόνο γύρω από αυτήν προκαλεί το κεφάλι και τα πόδια τους να φτάνουν σε σημαντικά διαφορετικούς χρόνους. Η διαφορά στη βαρυτική δύναμη στο κεφάλι και τα πόδια του αστροναύτη προκαλεί μια τόσο τεράστια παλιρροϊκή δύναμη που σημαίνει ότι το σώμα τους θα συμπιέζεται ταυτόχρονα στα πλάγια και θα τεντώνεται.

Οι φυσικοί αναφέρονται σε αυτή τη διαδικασία ως σπαγγετοποίηση. Ένα πνευματώδες όνομα για έναν αρκετά φρικτό τρόπο να πεθάνεις. Ευτυχώς, δεν έχουμε χάσει ακόμη αστροναύτες σε αυτόν τον παράξενο θάνατο, αλλά οι αστρονόμοι μπόρεσαν να παρακολουθήσουν αστέρια να έχουν την ίδια μοίρα.

Για μια μαύρη τρύπα αστρικής μάζας, η μακαρονάδα θα συνέβαινε όχι μόνο πριν ο αστροναύτης μας φτάσει στην κεντρική ιδιαιτερότητα, αλλά και πολύ πριν καν πέσουν στον ορίζοντα γεγονότων. Για μια μαύρη τρύπα 40 φορές τη μάζα του Ήλιου μας — η μακαρονάδα θα συμβεί σε περίπου 1.000 km από τον ορίζοντα γεγονότων, που είναι, από μόνη της, 120 km από την κεντρική βαρυτική ιδιομορφία.

Εκτός από την ανάπτυξη του ορίου Oppenheimer-Volkoff, ο Oppenheimer χρησιμοποίησε επίσης τη γενική σχετικότητα για να περιγράψει πώς μια ολική βαρυτική κατάρρευση θα έπρεπε να φαίνεται σε έναν μακρινό παρατηρητή. Θεωρούσαν ότι η κατάρρευση θα διαρκέσει απείρως μεγάλο χρονικό διάστημα, η διαδικασία φαίνεται να επιβραδύνεται και να παγώνει καθώς η επιφάνεια του αστεριού συρρικνώνεται προς την ακτίνα Schwarzschild.

Ένας αστροναύτης που πέφτει σε μια μαύρη τρύπα θα απαθανατιζόταν με παρόμοιο τρόπο με έναν μακρινό παρατηρητή, αν και οι ίδιοι –αν θα μπορούσαν να είχαν επιβιώσει από τη σπαγγέτιση– δεν θα παρατηρούσαν τίποτα. Το πέρασμα των Rs θα τους φαινόταν απλώς ένα φυσικό μέρος της πτώσης, παρά το γεγονός ότι σηματοδοτούσε το σημείο χωρίς επιστροφή.

Πολλά περισσότερα για να μάθετε…

Μετά την ανάδυση από τα μαθηματικά της γενικής σχετικότητας στα πρώτα στάδια του 20ου αιώνα, οι μαύρες τρύπες έχουν αναπτυχθεί από μια θεωρητική περιέργεια στην κατάσταση της επιστημονικής πραγματικότητας. Στην πορεία, έχουν μπει ανεξίτηλα στον πολιτισμό και το λεξικό μας.

Ίσως το πιο συναρπαστικό πράγμα για τις μαύρες τρύπες είναι ότι υπάρχουν τόσα πολλά που δεν γνωρίζουμε ακόμη γι' αυτές. Ως χαρακτηριστικό παράδειγμα αυτού, σχεδόν όλες οι πληροφορίες που αναφέρονται παραπάνω προέκυψαν μόνο από τη θεωρία και την ανάκριση των μαθηματικών των εξισώσεων πεδίου του Αϊνστάιν.

Το ξεκλείδωμα των μυστικών που κρατούν οι μαύρες τρύπες θα μπορούσε, με τη σειρά του, να αποκαλύψει πώς οι γαλαξίες εξελίσσονται και πώς το ίδιο το Σύμπαν έχει αλλάξει από τις πρώτες εποχές του.

Πηγές και περαιτέρω ανάγνωση

Σχετικότητα, Βαρύτητα και Κοσμολογία, Robert J. Lambourne, Cambridge Press , [2010].

Relativity, Gravitation and Cosmology:A Basic Introduction, Ta-Pei Cheng, Oxford University Press , [2005].

Extreme Environment Astrophysics, Ulrich Kolb, Cambridge Press , [2010].

Αστρική Εξέλιξη και Πυρηνοσύνθεση, Sean G. Ryan, Andrew J. Norton, Cambridge Press , [2010].

Κοσμολογία, Matts Roos, Wiley Publishing , [2003].