Hvad er et sort hul? Definition, egenskaber og observationer

I 1783 skrev en engelsk præst ved navn John Michell, at det kunne være muligt for noget at være så tungt, at man skulle gå med lysets hastighed for at slippe væk fra tyngdekraften. Tyngdekraften bliver stærkere, når noget bliver mere massivt. Hvis en lille ting, som f.eks. en raket, skal undslippe fra en større ting, som f.eks. jorden, skal den undslippe jordens tyngdekraft, ellers vil den falde tilbage. Den hastighed, som den skal bevæge sig med for at komme væk, kaldes flugthastighed. Større planeter (som Jupiter) og stjerner har mere masse og har en stærkere tyngdekraft end Jorden. Derfor skal flugthastigheden være meget hurtigere. John Michell mente, at det var muligt for noget at være så stort, at flugthastigheden skulle være hurtigere end lysets hastighed, så selv lyset ikke kunne slippe væk. I 1796 skrev Pierre-Simon Laplace om den samme idé i første og anden udgave af sin bog Exposition du système du Monde (den blev fjernet fra senere udgaver).

Nogle forskere mente, at Michell måske havde ret, men andre mente, at lyset ikke havde nogen masse og ikke ville blive trukket af tyngdekraften. Hans teori blev glemt.

I 1916 skrev Albert Einstein en forklaring på tyngdekraften kaldet den generelle relativitetsteori.

• Masse får rummet (og rumtiden) til at bøje eller krumme sig. Bevægelige ting "falder med" eller følger rummets kurver. Det er det, vi kalder tyngdekraften.
• Lyset bevæger sig altid med samme hastighed og er påvirket af tyngdekraften. Hvis det ser ud til at ændre hastighed, bevæger det sig i virkeligheden langs en kurve i rumtiden.

Få måneder senere, mens han tjente under Første Verdenskrig, brugte den tyske fysiker Karl Schwarzschild Einsteins ligninger til at vise, at et sort hul kunne eksistere. Schwarzschild-radius er størrelsen af begivenhedshorisonten for et ikke-roterende sort hul. Denne radius var den målestok, hvor flugthastigheden var lig med lysets hastighed. Hvis en stjernes radius er mindre, kan lyset ikke undslippe, og der vil være tale om en mørk stjerne eller et sort hul.

I 1930 forudsagde Subrahmanyan Chandrasekhar, at stjerner, der er tungere end solen, kunne kollapse, når de løb tør for brint eller andre nukleare brændstoffer til forbrænding. I 1939 beregnede Robert Oppenheimer og H. Snyder, at en stjerne skulle være mindst tre gange så massiv som Solen for at danne et sort hul. I 1967 opfandt John Wheeler for første gang navnet "sort hul". Før det blev de kaldt "mørke stjerner".

I 1970 viste Stephen Hawking og Roger Penrose, at sorte huller må eksistere. Selv om de sorte huller er usynlige (de kan ikke ses), er noget af det stof, der falder ned i dem, meget lyst.

I foråret 2019 var der et billede af et sort hul, eller rettere sagt, af ting, der kredser om det sorte hul. Billedet krævede mange billeder fra forskellige steder. Et af holdets medlemmer (Katie Bouman) lavede en samling af alle billederne til ét enkelt billede.

I 2020 modtog Roger Penrose, Reinhard Genzel og Andrea Ghez Nobelprisen i fysik for deres arbejde med teorien om sorte huller.

Gravitationskollaps af store stjerner (med høj masse) forårsager sorte huller med "stjernemasse". Stjernedannelse i det tidlige univers kan have skabt meget store stjerner. Da de kollapsede, skabte de sorte huller på op til 10³ solmasser. Disse sorte huller kan være kimen til de supermassive sorte huller, der findes i centrum af de fleste galakser.

Det meste af den energi, der frigives ved gravitationskollaps, afgives meget hurtigt. En fjern iagttager ser materialet falde langsomt ind og derefter stoppe lige over begivenhedshorisonten på grund af gravitationens tidsudvidelse. Det lys, der afgives lige før begivenhedshorisonten, er uendeligt forsinket. Observatøren ser altså aldrig dannelsen af begivenhedshorisonten. I stedet synes det kollapserende materiale at blive svagere og mere og mere rødforskudt og til sidst forsvinde.

Der er også fundet sorte huller i midten af næsten alle galakser i det kendte univers. Disse kaldes supermassive sorte huller (SBH) og er de største sorte huller overhovedet. De blev dannet, da universet var meget ungt, og de var også med til at danne alle galakserne.

Man mener, at kvasarer drives af tyngdekraften, der samler materiale i supermassive sorte huller i centrum af fjerne galakser. Lyset kan ikke slippe ud af de sorte sorte huller i centrum af kvasarer, så den energi, der slipper ud, bliver gjort uden for begivenhedshorisonten ved hjælp af tyngdekraftspændinger og enorm friktion på det indkommende materiale.

Der er blevet målt enorme centrale masser (10⁶ til 10⁹ solmasser) i kvasarer. Flere dusin nærliggende store galakser uden tegn på en kvasarkerne har et lignende centralt sort hul i deres kerner. Man mener derfor, at alle store galakser har et sådant, men at kun en lille del af dem er aktive (med tilstrækkelig akkretion til at drive stråling) og derfor ses som kvasarer.

I midten af et sort hul er der et gravitationscenter, der kaldes en singularitet. Det er umuligt at se ind i det, fordi tyngdekraften forhindrer, at lys kan slippe ud. Rundt om den lille singularitet er der et stort område, hvor lys, som normalt ville passere forbi, også bliver suget ind. Kanten af dette område kaldes begivenhedshorisonten. Området inden for begivenhedshorisonten er det sorte hul. Det sorte hullets tyngdekraft bliver svagere på afstand. Begivenhedshorisonten er det sted længst væk fra midten af det sorte hul, hvor tyngdekraften stadig er stærk nok til at fange lyset.

Uden for begivenhedshorisonten vil lys og stof stadig blive trukket mod det sorte hul. Hvis et sort hul er omgivet af stof, vil stoffet danne en "akkretionsskive" (akkretion betyder "samling") omkring det sorte hul. En akkretionsskive ligner Saturns ringe. Når stoffet bliver suget ind, bliver det meget varmt og sender røntgenstråling ud i rummet. Tænk på det som vand, der snurrer rundt om hullet, før det falder ned i hullet.

De fleste sorte huller er for langt væk til, at vi kan se akkretionsskiven og strålen. Den eneste måde at vide, at der er et sort hul på, er ved at se, hvordan stjerner, gas og lys opfører sig omkring det. Når der er et sort hul i nærheden, bevæger selv objekter så store som en stjerne sig på en anden måde, som regel hurtigere, end de ville gøre, hvis det sorte hul ikke var der.

Da vi ikke kan se sorte huller, må de opdages på andre måder. Når et sort hul passerer mellem os og en lyskilde, bøjes lyset rundt om det sorte hul og skaber et spejlbillede. Denne effekt kaldes gravitationslinsning.

Hawking-stråling er stråling fra et sort hul, som udsendes af et sort hul på grund af kvanteeffekter nær begivenhedshorisonten. Den er opkaldt efter fysikeren Stephen Hawking, som i 1974 fremlagde et teoretisk argument for dens eksistens.

Hawking-stråling reducerer det sorte huls masse og energi og er derfor også kendt som fordampning af sorte huller. Dette sker på grund af de virtuelle partikel-antipartikel-partikler. På grund af kvantefluktuationer er det sådan, at den ene af partiklerne falder ind, og den anden slipper væk med energien/massen. På grund af dette forventes sorte huller, der mister mere masse, end de får på anden vis, at krympe og til sidst forsvinde. Mikro-sorte huller (MBH'er) forventes at være større nettoudsendere af stråling end større sorte huller og skulle derfor krympe og forsvinde hurtigere.

Teoremet om ingen hår siger, at et stabilt sort hul kun har tre uafhængige fysiske egenskaber: masse, ladning og vinkelmoment. Hvis dette er sandt, så vil to sorte huller, der har de samme værdier for disse tre egenskaber, se ens ud. I 2020 er det uklart, om teoremet om ingen hår er sandt for virkelige sorte huller.

Egenskaberne er specielle, fordi de alle tre kan måles uden for det sorte hul. For eksempel frastøder et ladet sort hul andre lignende ladninger ligesom ethvert andet ladet objekt. På samme måde kan den samlede masse inden for en kugle, der indeholder et sort hul, findes ved hjælp af den gravitationelle analogi til Gauss' lov, langt væk fra det sorte hul. Vinkelmomentet eller spin kan også måles på lang afstand.