Zwart gat

Een zwart gat is een geometrisch bepaald gebied van ruimtetijd vertonen zulke sterke zwaartekracht effecten die-niets, waaronder deeltjes en elektromagnetische straling, zoals licht kan ontsnappen erin. [1] De theorie van de algemene relativiteitstheorie voorspelt dat een voldoende compacte massa kan vervormen ruimtetijd een zwart gat te vormen. [2] [3] De begrenzing van de regio waar geen ontsnapping mogelijk is de heet horizon. Hoewel kruisen de horizon heeft een enorme invloed op het lot van het object kruizen, lijkt geen lokaal detecteerbare kenmerken. In veel opzichten een zwart gat werkt als een ideaal zwart lichaam, want het reflecteert geen licht. [4] [5] Bovendien quantumveldtheorie in gekromde ruimtetijd voorspelt dat geval horizonten uitzenden Hawking-straling, met hetzelfde spectrum als een zwart lichaam van een temperatuur omgekeerd evenredig met de massa. Deze temperatuur is in de orde van miljardste van een kelvin voor zwarte gaten van stellaire massa, wat het haast onmogelijk om te observeren.

Objecten waarvan de zwaartekrachtvelden zijn te sterk voor licht om te ontsnappen werden voor het eerst gezien in de 18e eeuw door John Michell en Pierre-Simon Laplace. De eerste moderne oplossing van de algemene relativiteitstheorie dat een zwart gat zou karakteriseren werd gevonden door Karl Schwarzschild in 1916, hoewel de interpretatie als een gebied in de ruimte van waaruit niets kan ontsnappen voor het eerst werd gepubliceerd door David Finkelstein in 1958. Lang beschouwd als een wiskundige nieuwsgierigheid, is was tijdens de jaren 1960 dat theoretische werk toonde zwarte gaten waren een generieke voorspelling van de algemene relativiteitstheorie. De ontdekking van neutronensterren leidde tot interesse in de zwaartekracht ingestorte compacte objecten als een mogelijke astrofysische werkelijkheid.

Zwarte gaten van stellaire massa wordt verwacht dat zij vormen wanneer zeer massieve sterren instorten op het einde van hun levenscyclus. Na een zwart gat gevormd kan blijven groeien door het absorberen van massa van zijn omgeving. Door het absorberen van andere sterren en het samenvoegen met andere zwarte gaten, supermassieve zwarte gaten van miljoenen zonsmassa’s (M ☉ kunnen) vormen. Er is een algemene consensus dat de superzware zwarte gaten bestaan in de centra van de meeste sterrenstelsels.

Ondanks de onzichtbare inwendige kan de aanwezigheid van een zwart gat worden afgeleid door de interactie met andere materie en elektromagnetische straling zoals zichtbaar licht. Aangelegenheid die op een zwart gat kan vormen een accretieschijf door wrijving verwarmd, de vorming van een aantal van de helderste objecten in het heelal. Als er andere sterren een baan om een zwart gat, kunnen hun baan worden gebruikt om de massa en de locatie te bepalen. Deze opmerkingen kunnen worden gebruikt om mogelijke alternatieven (zoals neutronensterren) sluiten. Op deze manier hebben sterrenkundigen tal van stellair zwart gat kandidaten die in binaire systemen, en vastgesteld dat de radio bron bekend als Sagittarius A *, de kern van onze eigen Melkweg Melkweg, bevat een superzwaar zwart gat van ongeveer 4,3 miljoen zonsmassa’s.

Voorspelde ontstaan van niet-roterende zwarte gat met toroidal ring van geïoniseerde materie, zoals voorgesteld [6] als voorbeeld voor Sagittarius A *. De asymmetrie komt door het Doppler-effect als gevolg van de enorme baansnelheid vereist voor het centrifugaal evenwicht van de zeer sterke zwaartekracht van het gat.

Inhoud

  • 1 Geschiedenis
    • 1.1 Algemene relativiteitstheorie
    • 1.2 Golden leeftijd
  • 2 Eigenschappen en structuur
    • 2.1 Fysische eigenschappen
    • 2.2 Event horizon
    • 2.3 Singularity
    • 2.4 Photon bol
    • 2,5 Ergosphere
  • 3 Vorming en evolutie
    • 3.1 Gravitational ineenstorting
      • 3.1.1 Primordial zwarte gaten in de Big Bang
    • 3.2 Hoog-energetische botsingen
    • 3.3 Groei
    • 3.4 Verdamping
  • 4 observationele bewijs
    • 4.1 Aanwas van materie
    • 4.2 X-ray binaries
      • 4.2.1 Quiescence en advectie gedomineerde accretie stroming
      • 4.2.2 Quasi-periodieke oscillaties
    • 4.3 galactische kernen
    • 4.4 Gevolgen van de sterke zwaartekracht
    • 4.5 Alternatieven
  • 5 Open vragen
    • 5.1 entropie en thermodynamica
    • 5.2 Informatie verlies paradox
  • 6 Zie ook
  • 7 Opmerkingen
  • 8 Verwijzingen
  • 9 Verder lezen
  • 10 Externe links

Geschiedenis

Gesimuleerde mening van een zwart gat voor de Grote Magelhaense Wolk. Let op de zwaartekracht lensing effect, dat twee vergroot, maar zeer vertekend uitzicht op de Cloud produceert. Over de top, de Melkweg lijkt schijf vervormd tot een boog.

Het idee van een lichaam zo enorm, dat zelfs licht kon niet ontsnappen werd voor het eerst voorgesteld door John Michell in een brief geschreven aan Henry Cavendish in 1783 van de Royal Society:

Wanneer de halve diameter van een bol van dezelfde dichtheid als de zon zouden dan die van de zon in de verhouding van 500 tot 1, een orgaan valt uit duizenden hoogte richting zou hebben aan het oppervlak grotere snelheid dan die van verworven licht en derhalve veronderstelling licht wordt aangetrokken door dezelfde kracht in verhouding tot zijn vis inertiae, met andere organen, al het licht uitgezonden door een dergelijk orgaan zou worden terug naar toe door zijn eigene zwaartekracht.

– John Michell [7]

In 1796, wiskundige Pierre-Simon Laplace bevorderd hetzelfde idee in de eerste en de tweede editie van zijn boek Exposition du système du Monde (het werd verwijderd uit latere edities). [8] [9] Dergelijke “dark sterren” werden grotendeels genegeerd in de negentiende eeuw, omdat het niet werd begrepen hoe een massaloze golf zoals licht kan worden beïnvloed door de zwaartekracht. [10]

Algemene relativiteitstheorie

In 1915, Albert Einstein ontwikkelde zijn theorie van de algemene relativiteitstheorie, hebben eerder aangetoond dat de zwaartekracht doet de beweging invloed van licht is. Slechts een paar maanden later, Karl Schwarzschild vond een oplossing voor het Einstein veld vergelijkingen, waarin de beschreven gravitatieveld van een puntmassa en een bolvormige massa. [11] Een paar maanden na Schwarzschild, Johannes Droste, een leerling van Hendrik Lorentz, onafhankelijk gaf dezelfde oplossing voor het punt massa en schreef meer uitgebreid over haar eigenschappen. [12] [13] Deze oplossing had een eigenaardige gedrag op wat nu heet de Schwarzschild straal, waar het werd enkelvoud, wat betekent dat een deel van de voorwaarden van de Einstein vergelijkingen werd oneindig. De aard van dit oppervlak niet helemaal begrepen op dat moment. In 1924, Arthur Eddington bleek dat de singulariteit verdween na een verandering van coördinaten (zie Eddington-Finkelstein coördinaten), maar het duurde tot 1933 voor Georges Lemaître te beseffen dat dit betekende dat de eigenheid van de Schwarzschild straal was een onfysische coördineren singulariteit. [14 ] Arthur Eddington heb echter commentaar op de mogelijkheid van een ster met een massa gecomprimeerd tot de Schwarzschild straal in een 1926 boek, opmerkend dat Einstein’s theorie stelt ons in staat om uit te sluiten te grote dichtheid van de zichtbare sterren als Betelgeuse, omdat “een ster van 250 miljoen km. straal kon onmogelijk hebben zo’n hoge dichtheid als de zon. In de eerste plaats, de kracht van de zwaartekracht zou zo groot dat het licht niet in staat om te ontsnappen uit het zou zijn, de stralen terug te vallen naar de ster als een steen op de aarde. Ten tweede, de roodverschuiving van de spectraallijnen zou zo groot dat het spectrum worden verschoven bestaan zijn. Ten derde zouden de massa zoveel kromming van de ruimtetijd metriek die ruimte die zou sluiten rond de ster produceren buiten afscheid (dwz nergens). “[15] [16]

In 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar berekend, met behulp van de speciale relativiteitstheorie, dat een niet-roterend lichaam van electron-gedegenereerde kwestie boven een bepaalde beperkende massa (nu de Chandrasekhar limiet op 1,4 M ☉) heeft geen stabiele oplossingen. [17] Zijn argumenten waren tegen door veel van zijn tijdgenoten, zoals Eddington en Lev Landau, die stelde dat een aantal nog onbekende mechanisme de instorting zou stoppen. [18] Ze waren gedeeltelijk juist: een witte dwerg iets massiever dan de Chandrasekhar limiet zal instorten tot een neutronenster, [19 ] die zelf stabiel vanwege de uitsluitingsprincipe. Maar in 1939, Robert Oppenheimer en anderen voorspelden dat neutronensterren boven ongeveer 3 M ☉ (de Tolman-Oppenheimer-Volkoff limiet) zou instorten in zwarte gaten voor de door Chandrasekhar redenen, en geconcludeerd dat er geen wet van de fysica was waarschijnlijk te grijpen en stop ten minste enkele sterren instorten zwarte gaten. [20]

Oppenheimer co-auteurs geïnterpreteerd de singulariteit op de grens van de schwarzschildstraal als een indicatie dat dit de grens van een luchtbel in welke tijd gestopt. Dit is een geldig punt van mening voor externe waarnemers, maar niet voor invallend waarnemers. Vanwege deze eigenschap, werden de ingestorte sterren genaamd “bevroren sterren”, [21], omdat een buitenstaander het oppervlak van de ster bevroren in de tijd op het moment waar het instorting neemt het in de Schwarzschild straal zou zien.

gouden tijdperk

Zie ook: Golden leeftijd van de algemene relativiteitstheorie

In 1958, David Finkelstein identificeerde de Schwarzschild oppervlakte als een event horizon, “een perfecte eenrichtingsverkeer membraan: causale invloeden kunnen oversteken slechts in één richting”. [22] Dit is niet strikt in tegenspraak met de resultaten Oppenheimer, maar ze hebben verlengd tot aan het punt van onder meer uitzicht op invallende waarnemers. Finkelstein’s oplossing uitgebreid de Schwarzschild oplossing voor de toekomst van de waarnemers vallen in een zwart gat. Een volledige uitbreiding was al gevonden door Martin Kruskal, die werd aangespoord om het te publiceren. [23]

Deze resultaten kwamen aan het begin van de gouden eeuw van de algemene relativiteitstheorie, die werd gekenmerkt door de algemene relativiteitstheorie en zwarte gaten steeds mainstream onderwerpen van onderzoek. Dit proces werd geholpen door de ontdekking van pulsars in 1967, [24] [25], die door 1969, bleken snel te zijn roterende neutronensterren. [26] Tot die tijd, neutronensterren, zoals zwarte gaten, werden als gewoon beschouwd theoretische curiositeiten; maar de ontdekking van pulsars toonden hun relevante fysische en spoorde er interesse in allerlei compacte voorwerpen die kunnen worden gevormd door zwaartekracht instorten.

In deze periode werden meer algemene zwart gat gevonden oplossingen. In 1963, Roy Kerr gevonden de exacte oplossing voor een roterend zwart gat. Twee jaar later, Ezra Newman vond de axisymmetrische oplossing voor een zwart gat dat zowel roterende en elektrisch geladen. [27] Door het werk van Werner Israël, [28] Brandon Carter, [29] [30] en David Robinson [31] de geen-haar stelling naar voren, waarin staat dat een stilstaand zwart gat oplossing volledig wordt beschreven door de drie parameters van het Kerr-Newman metriek, massa, impulsmoment en elektrische lading. [32]

In eerste instantie werd vermoed dat de vreemde kenmerken van het zwarte gat oplossingen waren pathologische artefacten uit de symmetrie voorwaarden opgelegd, en dat de singulariteiten niet zou verschijnen in generieke situaties. Deze mening werd in het bijzonder gehouden door Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov en Evgeny Lifshitz, die probeerde te bewijzen dat er geen singulariteiten verschijnen generieke oplossingen. In de late jaren 1960 Roger Penrose [33] en Stephen Hawking gebruikt globale technieken om te bewijzen dat singulariteiten generiek weergegeven. [34]

Werk van James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter, en Hawking in de vroege jaren 1970 leidde tot de formulering van zwarte gat thermodynamica. [35] Deze wetten beschrijven het gedrag van een zwart gat in nauwe analogie met de wetten van de thermodynamica met betrekking massa energie , vlak voor entropie en zwaartekracht op temperatuur. De analogie is voltooid wanneer Hawking, in 1974, bleek dat kwantumveldentheorie voorspelt dat zwarte gaten moet uitstralen als een zwart lichaam met een temperatuur die evenredig is met de zwaartekracht van het zwarte gat. [36]

Het eerste gebruik van de term “zwarte gat” in druk was door journalist Ann Ewing in haar artikel “‘Black Holes’ in de ruimte”, gedateerd 18 januari 1964, die een verslag van een bijeenkomst van de was American Association for the Advancement of Science . [37] John Wheeler gebruikte de term “zwarte gat” in een lezing in 1967, waardoor sommige om hem te crediteren met munten van de zin. Na Wheeler’s gebruik van de term, werd het al snel in het algemeen gebruik genomen.

Eigenschappen en structuur

De no-haar stelling stelt dat, als het eenmaal bereikt een stabiele toestand na de vorming van een zwart gat heeft slechts drie onafhankelijke fysische eigenschappen: massa, lading en impulsmoment. [32] Elke twee zwarte gaten die dezelfde waarden delen van deze eigenschappen of parameters te onderscheiden zijn volgens klassieke (dwz niet kwantum) mechanica.

Deze eigenschappen zijn bijzonder omdat ze zichtbaar zijn van buiten een zwart gat. Bijvoorbeeld, een geladen zwart gat afstoot andere soortgelijke kosten, net als elke andere geladen object. Op soortgelijke wijze kan de totale massa in een bol met een zwart gat te vinden via de zwaartekracht analoog van de wet van Gauss de ADM massa, ver weg van het zwarte gat. [38] Ook het impulsmoment kan worden gemeten van ver gebruiken frame van het slepen door de gravitomagnetic veld.

Wanneer een object in een zwart gat valt, welke informatie heeft over de vorm van het object of de verdeling van de lading op het gelijkmatig verdeeld over de horizon van het zwarte gat, en verloren buiten waarnemers. Het gedrag van de horizon in deze situatie een dissipatieve systeem dat sterk analoog aan die van een geleidend elastisch membraan met wrijving en elektrische weerstand -de membraan paradigma. [39] Dit is anders dan andere veldentheorieën zoals elektromagnetisme, die geen wrijving of weerstand bij microscopisch niveau, omdat ze tijdsomkeerbare. Omdat een zwart gat uiteindelijk realiseert een stabiele toestand met slechts drie parameters, is er geen manier om te voorkomen dat informatie over de oorspronkelijke voorwaarden te verliezen: de zwaartekracht en de elektrische velden van een zwart gat geven heel weinig informatie over wat er in de informatie die is verloren. omvat elke hoeveelheid die niet ver uit de buurt van het zwarte gat horizon, waaronder kan worden gemeten ongeveer geconserveerd quantum-nummers, zoals het totale baryon nummer en leptongetal. Dit gedrag is zo onbegrijpelijk dat het is wel de zwarte gat informatie verlies paradox. [40] [41]

Fysieke eigenschappen

Een eenvoudige illustratie van een niet-draaiende zwart gat

De eenvoudigste statische zwarte gaten massa hebben, maar geen elektrische lading, noch impulsmoment. Deze zwarte gaten worden vaak aangeduid als Schwarzschild zwarte gaten na Karl Schwarzschild die dit ontdekt oplossing in 1916 [11] Volgens Birkhoff stelling is de enige vacuum oplossing die bolsymmetrisch. [42] Dit betekent dat er geen waarneembare verschil tussen het gravitatieveld van dergelijke zwarte gat en dat van elke andere bolvormig voorwerp van dezelfde massa. De populaire opvatting van een zwart gat “zuigen in alles ‘in zijn omgeving is daarom enige juiste buurt van de horizon van een zwart gat; ver, het externe zwaartekrachtveld is identiek aan die van een ander orgaan van dezelfde massa. [43]

Oplossingen beschrijven meer algemene zwarte gaten bestaan ook. Geladen zwarte gaten worden beschreven door de Reissner-Nordström metriek, terwijl de Kerr metrische beschrijft een roterend zwart gat. De meest algemene stationaire zwart gat oplossing bekend is, is het Kerr-Newman metriek, die een zwart gat met zowel lading en impulsmoment beschrijft. [44]

Terwijl de massa van een zwart gat elke positieve waarde kan nemen, de lading en impulsmoment worden beperkt door de massa. In Planck eenheden, de totale elektrische lading Q en het totale impulsmoment J verwachting voldoen

Q ^ 2 +  schakels ( tfrac {J} {M}  right) ^ 2  le M ^ 2 ,

voor een zwart gat van de massa M. Zwarte gaten verzadigen van deze ongelijkheid worden genoemd extrema. Oplossingen van Einstein’s vergelijkingen die deze ongelijkheid in strijd bestaan, maar ze hebben niet een event horizon bezitten. Deze oplossingen zijn zogenaamde naked singulariteiten die kunnen worden waargenomen van buitenaf, en dus zijn onfysische geacht. De kosmische censuur hypothese regels uit de vorming van dergelijke singulariteiten, wanneer ze zijn gemaakt door de gravitationele ineenstorting van realistische stof. [2] Dit wordt ondersteund door numerieke simulaties. [45]

Door de relatief grote sterkte van de elektromagnetische kracht, worden zwarte gaten vormen van de ineenstorting van sterren wordt naar de bijna neutrale lading van de ster te behouden. Rotatie wordt echter verwacht dat een gemeenschappelijk kenmerk van compacte voorwerpen. De black-hole kandidaat binary röntgenbron GRS 1915 + 105 [46] blijkt een impulsmoment nabij de maximaal toegestane waarde.

Zwart gat classificaties
Klasse Massa Grootte
Superzwaar zwart gat ~ 10 5 -10 10 M Zon ~ 0,001-400 AU
Intermediate-massa zwart gat ~ 10 3 M Zon ~ 10 3 km ≈ R Earth
Stellair zwart gat ~ 10 M Zon ~ 30 km
Micro zwart gat tot ~ M Moon tot ~ 0,1 mm

Zwarte gaten worden vaak ingedeeld op basis van hun massa, onafhankelijk van impulsmoment J of elektrische lading Q. De grootte van een zwart gat, zoals bepaald door de straal van de horizon of schwarzschildstraal, is ruwweg evenredig met de massa M door middel

R_  sh mathrm {} =  frac {2GM} {c ^ 2}  ca.  2,95 ,  frac {M} {M_  mathrm Zon {}} ~  {mathrm km,}

waarbij r sh is de Schwarzschild straal en M zon is de massa van de zon. [47] Deze relatie is exact alleen voor zwarte gaten met nul lading en impulsmoment; meer algemeen zwarte gaten kan verschillen tot een factor 2.

Waarnemingshorizon

Hoofdartikel: Event horizon
BH-no-escape-1.svg
Ver weg van het zwarte gat, kan een deeltje bewegen in elke richting, zoals geïllustreerd door de set van pijlen. Het wordt alleen beperkt door de lichtsnelheid.
BH-no-escape-2.svg
Dichter bij het zwarte gat, plaats tijd begint te vervormen. Er zijn meer wegen gaat naar het zwarte gat dan paden af te stappen. [Noot 1]
BH-no-escape-3.svg
Binnenzijde van de horizon, alle wegen brengt de deeltjes dichter bij het midden van het zwarte gat. Het is niet meer mogelijk om het deeltje te ontsnappen.

Het kenmerk van een zwart gat is de verschijning van een event horizon-een grens in ruimtetijd waardoor materie en licht kan alleen maar naar binnen langs de richting van de massa van het zwarte gat. Niets, zelfs licht niet kan ontsnappen in de waarnemingshorizon. De horizon wordt zo genoemd omdat bij een alarmmelding de grens informatie van deze gebeurtenis kan geen buitenstaander komen, waardoor het onmogelijk te bepalen of een dergelijke gebeurtenis. [49]

Zoals voorspeld door de algemene relativiteit de aanwezigheid van massale vervormt ruimtetijd zodanig dat de paden door deeltjes buigen naar de massa. [50] Tijdens de horizon van een zwart gat Deze vervorming wordt zo sterk dat er geen paden die leiden uit de buurt van het zwarte gat.

Naar een verre waarnemer, klokken in de buurt van een zwart gat lijken langzamer dan die verder weg van het zwarte gat te vinken. [51] Als gevolg van dit effect, bekend als gravitationele tijdsvertraging, een object dat in een zwart gat lijkt te vertragen als Het zal de horizon, waarbij een oneindige tijd te bereiken. [52] Tegelijkertijd, alle processen op dit object vertragen, om vast buitenstaander, waardoor uitgestraalde licht roder en dimmer verschijnen, een effect bekend als zwaartekracht roodverschuiving. [53] Uiteindelijk, de vallende object wordt zo zwak dat het niet meer kan worden gezien.

Aan de andere kant, is een onverwoestbaar waarnemer vallen in een zwart gat geen van deze effecten opmerken toen hij kruist de horizon. Volgens zijn eigen klok, die lijkt hem om normaal te vinken, de horizon na een eindige tijd steekt hij zonder te merken enig enkelvoud gedrag. In het bijzonder is hij niet in staat om precies te bepalen wanneer hij passeert het, aangezien het onmogelijk is om de locatie van de horizon van lokale waarnemingen bepalen. [54]

De vorm van de horizon van een zwart gat is altijd ongeveer bolvormig. [Opmerking 2] [57] Voor niet-roterende (statisch) zwarte gaten de geometrie exact bolvormig, terwijl voor het roteren van de bol zwarte gaten enigszins afgeplat.

Eigenaardigheid

Hoofdartikel: Gravitational singulariteit

In het centrum van een zwart gat, zoals beschreven door de algemene relativiteitstheorie ligt een gravitationele singulariteit, een regio waar de ruimtetijd kromming wordt oneindig is. [58] Voor een niet-roterend zwart gat, deze regio neemt de vorm van een enkel punt en voor een roterende zwart gat wordt uitgesmeerd tot een vorm ring singulariteit liggen in het vlak van rotatie. [59] In beide gevallen, het enkelvoud regio nul volume. Ook kan worden aangetoond dat de unieke regio bevat alle massa van het zwarte gat oplossing. [60] enkelvoud gebied kan dus worden beschouwd als hebbende oneindige dichtheid.

Waarnemers vallen in een Schwarzschild zwart gat (dat wil zeggen, niet-roterende en niet in rekening gebracht) kan niet voorkomen worden gedragen in de singulariteit, zodra ze de waarnemingshorizon steken. Ze kunnen de ervaring verlengen door een snellere weg om hun afkomst te vertragen, maar slechts tot op zekere hoogte; na het bereiken van een bepaalde ideale snelheid, het beste vrije val de rest van de weg. [61] Wanneer ze de singulariteit bereiken, worden ze vermalen tot een oneindige dichtheid en de massa toegevoegd aan het totaal van het zwarte gat. Voordat dit gebeurt, zullen zijn verscheurd door de toenemende getijdekrachten in een werkwijze soms aangeduid als Spaghettification of “noodle effect”. [62]

Bij een geladen (Reissner-Nordström) of roterende (Kerr) zwart gat, is het mogelijk om de singulariteit voorkomen. Uitbreiding deze oplossingen zoveel mogelijk onthult de hypothetische mogelijkheid verlaten van het zwarte gat een ander ruimtetijd het zwarte gat werkt als een wormgat. [63] De mogelijkheid om naar een andere universe is echter alleen theoretisch, aangezien elke verstoring zal vernietigen mogelijk. [64] Het blijkt ook mogelijk zijn te volgen gesloten timelike bochten rond de Kerr singulariteit, die leiden tot problemen (terugkeer naar het eigen verleden gaat) causaliteit zoals grootvaderparadox. [65] Verwacht wordt dat geen van deze eigenaardige effecten zou overleven in een goede quantum behandeling van roterende en geladen zwarte gaten. [66]

De verschijning van singulariteiten in de algemene relativiteitstheorie wordt algemeen gezien als het signaleren van de afbraak van de theorie. [67] Deze verdeling wordt echter verwacht; het voorkomt in een situatie waarin quantumeffecten deze maatregelen dient te beschrijven, door de extreem hoge dichtheid en dus deeltjesinteracties. Tot op heden is het niet mogelijk geweest om quantum en zwaartekrachteffecten combineren tot één theorie bestaat er weliswaar pogingen om dergelijke theorie te formuleren kwantumgravitatie. Algemeen wordt verwacht dat een dergelijke theorie geen singulariteiten zal beschikken. [68] [69]

Foton bol

Hoofdartikel: Photon sphere

Het foton bol is een bolvormige grens van nul dikte zodanig dat fotonen bewegen langs raaklijnen aan de bol wordt opgesloten in een cirkelbaan. Voor niet-roterende zwarte gaten, het foton bol een straal 1,5 maal de schwarzschildstraal. De banen zijn dynamisch stabiel, waardoor eventuele kleine verstoring (zoals een deeltje invallende stof) zal groeien in de tijd, hetzij die daarop in een buitenwaartse traject ontsnappen zwart gat of een binnenwaartse spiraal uiteindelijk kruisen de horizon. [70]

Terwijl licht kan nog ontsnappen vanuit het foton bol, zal geen licht dat de foton bol op een inkomend traject kruist worden opgevangen door het zwarte gat. Dus geen licht het bereiken van een externe waarnemer vanuit het foton bol moet zijn uitgezonden door voorwerpen in het foton sfeer, maar nog steeds buiten de waarnemingshorizon. [70]

Andere compacte objecten, zoals neutronensterren, kan ook foton sferen. [71] Dit volgt uit het feit dat het gravitatieveld van een object niet afhangt van de werkelijke grootte, dus ieder object dat kleiner is dan 1,5 maal de schwarzschildstraal overeenkomt met de massa zal inderdaad een foton bol.

Ergosphere

Hoofdartikel: Ergosphere

De ergosphere is een afgeplatte sferoïde gebied buiten de horizon, waar de objecten niet stil kan blijven.

Roterende zwarte gaten worden omringd door een gebied van ruimtetijd waar het onmogelijk is om stil te staan, zogenaamde ergosphere. Dit is het resultaat van een proces dat bekend staat als kader-slepen; algemene relativiteitstheorie voorspelt dat een roterende massa zal de neiging om een beetje “drag” langs de ruimtetijd onmiddellijk eromheen. Elk object nabij de roterende massa de neiging gaan bewegen in de draairichting. Voor een roterende zwart gat, dit effect wordt zo sterk nabij de horizon dat een object zou moeten sneller dan de snelheid van het licht in de tegengestelde richting om alleen stil te verplaatsen. [72]

De ergosphere van een zwart gat wordt begrensd door de (buitenste) horizon aan de binnenzijde en een afgeplatte sferoïde, die samenvalt met de horizon aan de polen en duidelijk breder rond de evenaar. De buitenste begrenzing wordt ook wel de ergosurface.

Objecten en straling kan normaal ontsnappen uit de ergosphere. Door het Penrose-proces, kunnen objecten komen uit de ergosphere met meer energie dan ze ingevoerd. Deze energie is afkomstig uit de rotatie-energie van het zwarte gat waardoor het te vertragen. [73]

Vorming en evolutie

Gezien de exotische natuur van zwarte gaten, kan het natuurlijk zijn [verduidelijking nodig] op de vraag of een dergelijke bizarre objecten zou kunnen bestaan in de natuur of om te suggereren dat ze alleen maar pathologische oplossingen voor Einstein’s vergelijkingen. Einstein zelf ten onrechte gedacht dat zwarte gaten niet zouden vormen, omdat hij van oordeel dat het impulsmoment van instortende deeltjes hun beweging naar enkele straal zou stabiliseren. [74] Dit leidde de algemene relativiteitstheorie gemeenschap om alle resultaten van het tegendeel voor vele jaren te ontslaan. Echter, een minderheid van de relativisten bleef beweren dat zwarte gaten waren fysieke objecten, [75] en aan het eind van de jaren 1960, hadden ze de meerderheid van de onderzoekers in het veld dat er geen belemmering voor het vormen van een event horizon overgehaald.

Zodra een gebeurtenis horizon vormen, Penrose bewezen dat een singulariteit ergens zal vormen binnen het. [33] Kort daarna Hawking bleek dat veel kosmologische oplossingen voor het beschrijven van de Big Bang hebben singulariteiten zonder scalaire velden of andere exotische materie (zie Penrose-Hawking singulariteit stellingen) . De Kerr oplossing, de geen-haar stelling en de wetten van zwarte gat thermodynamica toonde aan dat de fysische eigenschappen van zwarte gaten waren eenvoudig en begrijpelijk, waardoor ze respectabele onderwerp van onderzoek. [76] Het primaire vormingsproces voor zwarte gaten naar verwachting de gravitationele ineenstorting van zware voorwerpen zoals sterren, maar er zijn ook exotische processen die leiden tot de productie van zwarte gaten.

Gravitationele ineenstorting

Hoofdartikel: zwaartekracht instorting

Gravitationele instorting ontstaat wanneer de interne van een object druk onvoldoende is om de eigen zwaartekracht van het object te weerstaan. Voor sterren Dit gebeurt meestal ofwel omdat een ster te weinig “brandstof” links zijn temperatuur te handhaven door middel stellar nucleosynthesis, of omdat een ster die stabiel zou zijn ontvangt extra materiaal zodanig dat de kerntemperatuur doet rijzen. In beide gevallen is de temperatuur van de ster niet meer hoog genoeg is om te voorkomen bezwijken onder zijn eigen gewicht. [77] De ineenstorting kan worden gestopt door de ontaardingsdruk van bestanddelen van de ster, condenseren van het materiaal in een exotisch dichtere toestand. Het resultaat is een van de diverse compacte ster. Het type compacte ster gevormd afhankelijk van de massa van het overblijfsel the die overblijven nadat de buitenlagen zijn weggeblazen, zoals een supernova explosie of door pulsaties die tot een planetaire nevel. Merk op dat deze massa aanzienlijk minder dan de oorspronkelijke ster-overblijfselen van meer dan 5 M ☉ worden geproduceerd door sterren die meer dan 20 M waren ☉ voor de ineenstorting kunnen zijn. [77]

Als de massa van het overblijfsel is dan ongeveer 3-4 M ☉ (de Tolman-Oppenheimer-Volkoff limiet [20]) -hetzij omdat de oorspronkelijke ster was erg zwaar, of omdat het overblijfsel verzameld extra massa door aanwas van materie zelfs de degeneratie druk van neutronen onvoldoende is om de val te stoppen. Geen bekend mechanisme (behalve misschien quark degeneratie druk, zie quarkster) is krachtig genoeg om de implosie te stoppen en het voorwerp zal onvermijdelijk instorten tot een zwart gat te vormen. [77]

De gravitationele ineenstorting van zware sterren wordt aangenomen verantwoordelijk voor de vorming van zijn stellaire zwarte gaten. Stervorming in het vroege heelal kan hebben geleid tot zeer massieve sterren die na hun instorting zwarte gaten tot 10 3 M zou hebben ☉ . Deze zwarte gaten zou kunnen zijn de zaden van de superzware zwarte gaten in de kernen van de meeste sterrenstelsels. [78]

Terwijl de meeste van de energie die vrijkomt bij gravitationele instorting is zeer snel uitgezonden, is een buitenstaander niet eigenlijk zien het einde van dit proces. Hoewel de instorting neemt een eindige hoeveelheid tijd van het referentiekader van de invallende materie, een verre waarnemer ziet het invallende materiaal langzaam en stoppen net boven de horizon, als gevolg van gravitationele tijdsvertraging. Licht van de instortende materiaal langer en langer duurt om de waarnemer te bereiken, met het uitgestraalde licht net voor de horizon vormt vertraagd oneindig veel tijd. Dus de externe waarnemer ziet nooit de vorming van het evenement horizon; in plaats daarvan, de instortende materiaal lijkt te dimmer en steeds rood-verschoven worden, uiteindelijk vervagen. [79]

Primordiale zwarte gaten in de Big Bang

Gravitationele ineenstorting vereist grote dichtheid. In het huidige tijdperk van het universum deze hoge dichtheden zijn alleen te vinden in de sterren, maar in het vroege heelal vlak na de oerknal dichtheden waren veel groter, misschien waardoor voor de creatie van zwarte gaten.De hoge dichtheid alleen is niet genoeg om de vorming van zwarte gaten, omdat een uniforme massaverdeling toelaten zal de massa stelletje omhoog niet toestaan. Om primordiale zwarte gaten te vormen in dergelijke dichte medium, moet er begindichtheid storingen die vervolgens kunnen groeien onder hun eigen zwaartekracht. Verschillende modellen voor de vroege heelal verschillen sterk in hun voorspellingen van de omvang van deze verstoringen. Diverse modellen voorspellen het ontstaan van zwarte gaten, variërend van een planckmassa tot honderden duizenden zonnemassa’s. [80] Primordial zwarte gaten zou dus goed zijn voor de creatie van elk soort zwart gat.

Hoog-energetische botsingen

Een gesimuleerde gebeurtenis in de CMS-detector, een aanrijding waarbij een micro zwart gat kan worden gecreëerd.

Gravitationele instorting is niet het enige proces dat zwarte gaten kunnen creëren. In principe zouden zwarte gaten worden gevormd in hoogenergetische botsingen voldoende dichtheid te bereiken. Vanaf 2002 zijn dergelijke gebeurtenissen gedetecteerd, ofwel direct of indirect een tekort van de massabalans deeltjesversneller experimenten. [81] Dit suggereert dat er een ondergrens voor de massa van zwarte gaten moet zijn. Theoretisch wordt verwacht dat deze grens liggen rond de planckmassa (m P = √ Ħ c / G ≈ 1,2 x 10 19 GeV / c 2 ≈ 2,2 × 10 -8 kg), waarbij kwantumeffecten verwachting de voorspellingen van algemene ongeldig relativiteit. [82] Dit zou het ontstaan van zwarte gaten zet stevig buiten het bereik van elke hoge-energie-proces die zich op of in de buurt van de aarde. Echter, bepaalde ontwikkelingen in kwantumzwaartekracht suggereren dat de planckmassa veel lager zou kunnen zijn: sommige braneworld scenario bijvoorbeeld zet de grens zo laag als 1 TeV / c 2. [83] Dit zou het denkbaar voor het maken van micro zwarte gaten worden gecreëerd in de hoog-energetische botsingen optreden wanneer kosmische stralen raakte de atmosfeer van de aarde, of eventueel in de Large Hadron Collider bij CERN. Maar deze theorieën zeer speculatief en het creëren van zwarte gaten in deze processen is onwaarschijnlijk geacht door vele deskundigen. [84] Hoewel micro zwarte gaten in deze botsingen worden gevormd, wordt verwacht dat ze verdampen in ongeveer 10 -25 seconden, poseren geen bedreiging voor de aarde. [85]

Groei

Zodra een zwart gat heeft gevormd, kan het blijven groeien door het absorberen van extra materie. Elke zwart gat zal voortdurend absorberen gas en interstellair stof uit zijn directe omgeving en de alomtegenwoordige kosmische achtergrondstraling. Dit is het primaire proces waarbij zwarte gaten lijken te zijn toegenomen. [78] Een dergelijke werkwijze is voorgesteld voor de vorming van tussenproduct zwarte gaten in bolvormige clusters. [86]

Een andere mogelijkheid is om een zwart gat te fuseren met andere objecten zoals sterren of andere zwarte gaten. Hoewel niet noodzakelijk voor de groei, dit gedacht belangrijk te zijn geweest, vooral voor de vroege ontwikkeling van zwarte gaten die kunnen gevormd uit de coagulatie van vele kleinere voorwerpen. [78] De werkwijze is ook voorgesteld als de oorsprong van sommige tussenliggende massa zwarte gaten. [87] [88]

Verdamping

Hoofdartikel: Hawking-straling

In 1974, Hawking voorspelde dat zwarte gaten niet geheel zwart, maar stoten kleine hoeveelheden warmtestraling; [36] Dit effect is bekend geworden als Hawking straling. Door het toepassen van kwantumveldentheorie een statische zwart gat achtergrond, besloot hij dat een zwart gat deeltjes mogen uitstoten in een perfecte zwarte lichaam spectrum. Sinds de publicatie Hawking, hebben vele anderen het resultaat via verschillende benaderingen geverifieerd. [89] Als Hawking’s theorie van zwarte gaten straling juist is, dan zwarte gaten zullen naar verwachting krimpen en verdampen in de tijd, omdat ze massa te verliezen door de emissie van fotonen en andere deeltjes . [36] De temperatuur van de thermische spectrum (Hawking temperatuur) is evenredig met de zwaartekracht van het zwarte gat, die voor een Schwarzschild zwart gat, is omgekeerd evenredig met de massa. Vandaar dat grote zwarte gaten stoten minder straling dan kleine zwarte gaten. [90]

Een stellair zwart gat van 1 M ☉ heeft een Hawking temperatuur van ongeveer 100 nanokelvins. Dit is veel minder dan de 2,7 K temperatuur van de kosmische achtergrondstraling straling. Stellaire of grotere zwarte gaten krijgen meer massa van de kosmische achtergrondstraling dan stoten ze door middel van Hawking-straling en dus zal groeien in plaats van krimp. [Nodig citaat] Om een Hawking temperatuur groter is dan 2,7 K hebben (en in staat zijn om te verdampen), een zwart gat moet minder massa hebben dan de Maan. Een dergelijk zwart gat zou een diameter van minder dan 10 millimeter. [91]

Als zwarte gat zeer klein de stralingseffecten naar verwachting zeer sterk geworden. Zelfs een zwart gat dat is zwaar in vergelijking met een mens zou verdampen in een oogwenk. Een zwart gat met de massa van een auto zou een diameter van ongeveer 10 -24 m en neem een nanoseconde verdampen gedurende welke deze kort zou een lichtopbrengst van meer dan 200 maal die van de Zon Lagere massa zwarte gaten zullen naar verwachting nog sneller verdampen; bijvoorbeeld een zwart gat massa 1 TeV / c 2 zou minder dan 10 neemt -88 seconden verdampen. Voor zo’n klein zwart gat, quantum gravitatie zijn effecten zullen naar verwachting een belangrijke rol spelen en kan zelfs-hoewel de huidige ontwikkelingen in kwantumgravitatie niet zo aan te geven [92] -hypothetically zo’n klein zwart gat stabieler te maken. [93]

Observationele bewijs

Gaswolk uit elkaar getrokken door zwarte gat in het centrum van de Melkweg. [94]

Door hun aard, hebben zwarte gaten niet rechtstreeks uitzenden anders dan de hypothetische signalen Hawking-straling; aangezien de Hawking-straling voor een astrofysisch zwart gat wordt voorspeld zeer zwak te zijn, dit maakt het onmogelijk om direct te detecteren astrofysische zwarte gaten van de aarde. Een mogelijke uitzondering op de Hawking straling zwak is de laatste fase van de verdamping van het licht (oer) zwarte gaten; zoekopdrachten voor dergelijke flitsen in het verleden succesvol gebleken en bieden strenge beperkingen op de mogelijkheid van het bestaan van het licht primordiale zwarte gaten. [95] NASA’s Fermi Gamma-ray Space Telescope gelanceerd in 2008 zal de zoektocht naar deze flitsen blijven. [96]

Astrofysici op zoek naar zwarte gaten hebben dus vertrouwen op indirecte waarnemingen. Het bestaan van een zwart gat kan soms worden afgeleid door het observeren van de gravitationele interactie met de omgeving. Een project wordt beheerd door het MIT Haystack Observatory is een poging om de horizon van een zwart gat direct waar te nemen. De eerste resultaten zijn bemoedigend. [97]

Aanwas van materie

Zie ook: accretieschijf

Zwart gat met corona, röntgenbron (concept van de kunstenaar). [98]

Vanwege behoud van impulsmoment, gas vallen in het zwaartekrachtveld goed gemaakt door een massief object zal doorgaans vormen een schijf-achtige structuur rond het object. Artist’s impressions, zoals de bijbehorende representatie van een zwart gat met corona vaak verbeelden het zwarte gat, alsof het een flatscreen-ruimte stoffelijk lichaam verbergen van het gedeelte van de schijf net achter de rug, maar gedetailleerde wiskundige modellering waren [99] blijkt dat het beeld van de schijf feite zou worden verstoord door licht buigen zodanig dat de bovenzijde van de schijf volledig zichtbaar, terwijl er ook een gedeeltelijk zichtbaar secundaire beeld van de onderzijde.

Voorspelde zicht van buiten de horizon van een Schwarzschild zwart gat verlicht door een dunne accretieschijf

Binnen zo’n disc, zal wrijving impulsmoment naar buiten te transporteren, waardoor materie verder naar binnen vallen vrijgeven potentiële energie en verhogen van de temperatuur van het gas. [100]

Vervaging van de X-stralen in de buurt van Black hole (NuStar, 12 augustus 2014). [98]

Bij compacte objecten zoals witte dwergen, neutronensterren en zwarte gaten, het gas in de binnengebieden wordt zo heet dat het grote hoeveelheden straling (voornamelijk röntgenstraling), die kan worden gedetecteerd door telescopen emitteren. Dit proces van aanwas is een van de meest efficiënte energieproducerende bekende werkwijzen; tot 40% van de overige massa van de opgelopen materiaal kan worden uitgestoten straling. [100] (In kernfusie slechts 0,7% van de overige massa wordt uitgestoten als energie.) In veel gevallen worden accretie schijven gepaard met relativistische stralen uitgezonden langs de polen afgekeerde deel van de energie te dragen. Het mechanisme voor de oprichting van deze jets is momenteel niet goed begrepen.

Als zodanig veel van het universum energieke verschijnselen worden toegeschreven aan de aangroei van de materie op zwarte gaten. Vooral actieve kernen en quasars worden verondersteld om de aangroei schijfjes zwarte gaten zijn. [101] Evenzo worden röntgendubbelsterren algemeen aanvaard zijn binair systeem waarin één van de twee sterren is een compact voorwerp groeiende kwestie van de begeleider. [101] Er is ook gesuggereerd dat sommige ultraluminous röntgenbronnen kan de accretieschijven van tussenproduct zwarte gaten. [102]

X-ray binaries

Zie ook: X-ray binary
File: Een ster wordt verbruikt door een zwarte hole.ogv Play media
Een computersimulatie van een ster worden geconsumeerd door een zwart gat. De blauwe stip geeft de locatie van het zwarte gat.

Een Chandra X-Ray Observatory beeld van Cygnus X-1, dat was de eerste sterke zwarte gat kandidaat ontdekt

X-ray binaries zijn dubbelster systemen die lichtgevende in zijn X-ray deel van het spectrum. Deze X-ray emissies algemeen gedacht te worden veroorzaakt door een van de sterren component zijnde een compact voorwerp groeiende kwestie van de andere (reguliere) ster. De aanwezigheid van een gewone ster in een dergelijk systeem biedt een unieke gelegenheid voor het bestuderen van centrale object en bepalen of het een zwart gat kunnen zijn.

File: RXTE Ontdekt hartslag van Kleinste Black Hole Candidate.ogv Play media
Deze animatie vergelijkt de X-ray ‘hartslag’ van GRS 1915 en IGR J17091, twee zwarte gaten dat gas inslikken van metgezel sterren.

Als een dergelijk systeem zendt signalen die direct terug naar de compact voorwerp te traceren, kan het geen zwart gat. Het ontbreken van een dergelijk signaal heeft echter niet uit dat de compacte object een neutronenster sluiten. Door het bestuderen van de begeleider is het vaak mogelijk om de orbitale parameters van het systeem te verkrijgen en het verkrijgen van een schatting van de massa van de compact voorwerp. Als dit is veel groter dan de Tolman-Oppenheimer-Volkoff limiet (dat wil zeggen, de maximale massa van een neutronenster kan voordat instortende hebben) dan is het object kan niet een neutronenster en wordt algemeen verwacht dat een zwart gat zijn. [101]

De eerste sterke kandidaat voor een zwart gat, Cygnus X-1, werd ontdekt op deze manier door Charles Thomas Bolton, [103] Louise Webster en Paul Murdin [104] in 1972 [105] [106] Sommige twijfel bleef echter als gevolg van de onzekerheden resultante van de begeleidende ster die veel zwaarder dan de kandidaat zwarte gat. [101] Momenteel betere kandidaten voor zwarte gaten worden gevonden in een klasse van X-ray binaries zogenaamde soft X-ray transiënten. [101] In dit klasse van het systeem van de begeleidende ster is relatief lage massa waardoor meer nauwkeurige schattingen in het zwarte gat massa. Bovendien zijn deze systemen alleen actief in röntgenonderzoek enkele maanden eens 10-50 jaar. Tijdens de periode van lage röntgenstraling (zogenaamde rust), de accretieschijf is uiterst zwak waardoor voor gedetailleerde observatie van de begeleidende ster in deze periode. Een van de beste dergelijke kandidaten is V404 Cyg.

Rust en advectie gedomineerde accretie stroming

De zwakte van de accretieschijf tijdens de rust wordt vermoedelijk veroorzaakt door de stroming het invoeren van een modus genaamd een-advectie gedomineerde aanwas stroom (ADAF). In deze modus wordt bijna alle energie die door wrijving in de schijf meegevoerd met de stroom in plaats van weg uitgestraald. Indien dit model juist is, dan vormt sterke kwalitatief bewijs voor de aanwezigheid van een gebeurtenis horizon. [107] Want, wanneer het object in het midden van de schijf had een vast oppervlak, zou grote hoeveelheden straling uitzenden als hoogenergetische gas raakt het oppervlak, een effect dat wordt waargenomen voor neutronensterren in een soortgelijke toestand. [100]

Quasi-periodieke oscillaties

Hoofd artikel: Quasi-periodieke oscillaties

De X-ray emissie uit accretieschijven soms flikkert op bepaalde frequenties. Deze signalen worden zogenaamde quasi-periodieke oscillaties en worden verondersteld te worden veroorzaakt door materiaal bewegen langs de binnenrand van de accretieschijf (de binnenste stabiele cirkelvormige baan). Als zodanig de frequentie is gekoppeld met de massa van de compact voorwerp. Ze kunnen derhalve worden gebruikt als een alternatieve manier om de massa van potentiële zwarte gaten te bepalen. [108]

Galactische kernen

Zie ook: actief sterrenstelsel

Magnetische golven, genaamd Alfvén S-golven, vloeien voort uit de basis van zwarte gat jets.

Astronomen gebruiken de term “actieve sterrenstelsel” naar sterrenstelsels met ongewone eigenschappen, zoals ongebruikelijke beschrijven spectrale lijn emissie en sterk radiostraling. Theoretische en observationele studies hebben aangetoond dat de activiteit in deze actieve galactische kernen (AGN) kan worden verklaard door de aanwezigheid van superzware zwarte gaten, die kan worden miljoenen malen zwaarder dan stellaire degenen. De modellen van deze AGN bestaat uit een centrale zwarte gat dat kan miljoenen of miljarden keer massiever dan de Zon; een schijf van gas en stof heet een accretieschijf; en twee jets die loodrecht op de accretieschijf zijn. [109] [110]

Detectie van ongebruikelijk heldere X-Ray flare van Sagittarius A *, een zwart gat in het centrum van de Melkweg op 5 januari 2015. [111]

Hoewel de superzware zwarte gaten worden naar verwachting in de meeste AGN, hebben kernen slechts enkele sterrenstelsels ‘zijn meer zorgvuldig bestudeerd in pogingen om zowel te identificeren en meten van de werkelijke massa van het centrale superzware zwarte gat kandidaten. Enkele van de meest opmerkelijke sterrenstelsels met een superzwaar zwart gat kandidaten zijn de Andromeda Galaxy, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, NGC 4889, NGC 1277, PB 287, APM 08.279 + 5.255 en de Sombrero Galaxy. [112]

Het wordt nu algemeen aanvaard dat het centrum van bijna elke melkweg, niet alleen actief degenen, bevat een superzwaar zwart gat. [113] De nauwe observationele correlatie tussen de massa van dit gat en de snelheid verspreiding van de gastheer melkweg bult, bekend als de M-sigma relatie suggereert sterk een verband tussen de vorming van het zwarte gat en de sterrenstelsel zelf. [114]

Simulatie van gaswolk na sluiting benadering van het zwarte gat in het centrum van de Melkweg. [115]

Momenteel is het beste bewijs voor een superzwaar zwart gat komt uit het bestuderen van de juiste beweging van sterren in de buurt van het centrum van onze eigen Melkweg. [116] Sinds 1995 astronomen de bewegingen van 90 sterren hebben bijgehouden in een regio genaamd Sagittarius A *. Door het aanbrengen van hun beweging naar Kepler banen konden ze concluderen dat in 1998 2,6 miljoen M ☉ moeten worden opgenomen in een volume met een straal van 0,02 lichtjaren. [117] Sindsdien is een van de sterren-genaamd S2 -is voltooide een volledige baan. Uit de orbitale gegevens waren ze in staat om beter beperkingen te plaatsen op de massa en grootte van het object waardoor de orbitale beweging van sterren in de Sagittarius A * regio, vinden dat er een bolvormige massa van 4.300.000 M ☉ binnen een straal van minder dan 0.002 lichtjaren. [116] Hoewel dit meer dan 3000 maal de Schwarzschild straal die overeenkomt met die massa, het is in ieder geval in overeenstemming met de centrale object dat een superzwaar zwart gat, en geen “realistische cluster [sterren] fysiek houdbaar” . [117]

Effecten van de sterke zwaartekracht

Een andere manier waarop de zwarte gat aard van een object kan worden getest in de toekomst is door observatie van de effecten van sterke zwaartekracht in hun nabijheid. Een dergelijk effect is gravitatielenzen: De vervorming van ruimtetijd rond een massief object veroorzaakt lichtstralen worden afgebogen net als licht dat door een optische lens. Opmerkingen zijn gemaakt van zwakke gravitatielenzen, waarbij lichtstralen worden afgebogen door slechts een paar boogseconden. Echter, het is nooit direct waargenomen voor een zwart gat. [118] Een mogelijkheid voor het observeren gravitatielenzen door een zwart gat zou zijn om sterren te observeren in een baan rond het zwarte gat. Er zijn verschillende kandidaten voor zo’n observatie in een baan rond Sagittarius A *. [118]

Een andere optie zou de directe waarneming van gravitatiegolven geproduceerd door een voorwerp dat in een zwart gat, bijvoorbeeld een compact object vallen in een superzwaar zwart gat door een te extreme massaverhouding Inspiral. Passend bij de waargenomen golfvorm van de voorspellingen van algemene relativiteit zou kunnen nauwkeurige metingen van de massa en impulsmoment van de centrale object, terwijl op hetzelfde moment getest algemene relativiteit. [119] Deze soorten gebeurtenissen zijn het belangrijkste doelwit voor de voorgestelde Laser Interferometer Space Antenna.

Alternatieven

Zie ook: Exotische ster

Het bewijs voor stellaire zwarte gaten steunt sterk op het bestaan van een bovengrens voor de massa van een neutronenster. De grootte van deze limiet is sterk afhankelijk van de gemaakte veronderstellingen over de eigenschappen van dichte materie. Nieuwe exotische fasen van de materie zou kunnen opdrijven dit gebonden. [101] Een fase van vrije quarks bij hoge dichtheid kan het bestaan van dichte toestaan quark sterren, [120] en een aantal supersymmetrische modellen voorspellen het bestaan van Q-sterren. [121] Sommige extensies van het standaard model poneren het bestaan van preons als fundamentele bouwstenen van quarks en leptonen, die hypothetisch zouden kunnen vormen Preon sterren. [122] Deze hypothetische modellen zou kunnen een aantal opmerkingen van stellaire zwarte gat kandidaten uit te leggen. Echter, kan worden aangetoond van de algemene argumenten algemene relativiteitstheorie dat een dergelijk object een maximale massa zal hebben. [101]

Aangezien de gemiddelde dichtheid van de zwarte holle ruimte in de schwarzschildstraal omgekeerd evenredig met het kwadraat van de massa zwarte gaten veel minder dicht dan stellaire zwarte gaten (de gemiddelde dichtheid van 10 8 M ☉ zwart gat is vergelijkbaar met die van water). [101] Bijgevolg wordt de fysica van de materie vormen van een superzwaar zwart gat veel beter begrepen en de mogelijke alternatieve verklaringen voor superzwaar zwart gat waarnemingen zijn veel meer alledaagse. Bijvoorbeeld, kan een zwart gat worden gemodelleerd door een grote cluster van zeer donkere objecten. Dergelijke alternatieven typisch niet stabiel genoeg om het zwart gat kandidaten leggen. [101]

Het bewijs voor stellaire en superzware zwarte gaten houdt in dat het voor zwarte gaten niet te vormen, moet de algemene relativiteitstheorie niet als een theorie van de zwaartekracht, misschien te wijten aan het begin van de kwantummechanische correcties. Een langverwachte kenmerk van een theorie van de quantum zwaartekracht is dat het niet singulariteiten of gebeurtenis horizon (en dus geen zwarte gaten) zal beschikken. [123] In 2002, [124] veel aandacht werd getrokken door de fuzzball model in de snaartheorie. Op basis van berekeningen in specifieke situaties in de snaartheorie, het voorstel suggereert dat generiek de individuele staten van een zwart gat oplossing niet over een gebeurtenis horizon of singulariteit, maar dat voor een klassieke / semi-klassieke waarnemer het statistisch gemiddelde van dergelijke staten lijkt net als een gewoon zwart gat in de algemene relativiteitstheorie. [125]

Open vragen

Entropie en thermodynamica

Nadere informatie: Black hole thermodynamica
S = 1/4 k C3H-1G-1 A.

De formule voor de Bekenstein-Hawking entropie (S) van een zwart gat, die afhangt van de oppervlakte van het zwarte gat (A). De constanten zijn de lichtsnelheid (c) de constante Boltzmann (k), Newton constante (G) en de gereduceerde constante van Planck (H).

In 1971, Hawking liet onder algemene voorwaarden [Noot 3] dat de totale oppervlakte van het evenement horizon van elke verzameling van klassieke zwarte gaten nooit kan afnemen, zelfs als ze botsen en samen te voegen. [126] Dit resultaat, nu bekend als de tweede wet van zwart gat mechanica, is opvallend vergelijkbaar met de tweede wet van de thermodynamica, die stelt dat de totale entropie van een systeem nooit kan afnemen. Zoals met klassieke voorwerpen bij het absolute nulpunt temperatuur, werd aangenomen dat zwarte gaten had nul entropie. Als dit het geval was, zou de tweede wet van de thermodynamica worden geschonden door entropie beladen kwestie invoeren van een zwart gat, resulterend in een daling van de totale entropie van het universum. Derhalve Bekenstein voorgesteld een zwart gat een entropie moet hebben, en dat het evenredig is met de horizon gebied. [127]

De link met de wetten van de thermodynamica werd verder versterkt door Hawking ontdekking dat kwantumveldentheorie voorspelt dat een zwart gat straalt zwartlichaam straling op een constante temperatuur. Dit veroorzaakt schijnbaar een schending van de tweede wet van de zwart gat mechanica, omdat de straling weg energie zal uitvoeren van het zwarte gat waardoor het krimpen. De straling, voert echter ook nog entropie, en kan onder algemene aannamen dat de som van de entropie van de zaak rond een zwart gat en een kwart van het gebied van de horizon gemeten worden aangetoond Planck eenheden in feite steeds toeneemt. Hierdoor kan de formulering van de eerste wet van zwart gat mechanica als een analoog van de eerste wet van de thermodynamica, de massa werkende energie, de zwaartekracht de temperatuur en de buurt als entropie. [127]

Een raadselachtige is dat de entropie van een zwart gat schalen met specifieke plaats met een volume, aangezien entropie is doorgaans een uitgebreide hoeveelheid die lineair schalen met de omvang van het systeem. Deze vreemde eigenschap leidde Gerard ’t Hooft en Leonard Susskind voor te stellen het holografisch universum, dat dat alles wat er gebeurt in een volume van de ruimtetijd kan worden beschreven door de gegevens op de grens van dat volume suggereert. [128]

Alhoewel algemene relativiteit kan worden gebruikt om een semi-klassieke berekening van zwart hypotheses te voeren, deze situatie theoretisch onbevredigend. In statistische mechanica, wordt entropie verstaan tellen van het aantal microscopische configuraties van een systeem dat hetzelfde macroscopische eigenschappen (zoals hebben massa, lading, druk, etc.). Zonder een bevredigende theorie van quantum de zwaartekracht, kan men niet zo’n berekening voor zwarte gaten te voeren. Er is enige vooruitgang geboekt bij de verschillende benaderingen van quantum zwaartekracht. In 1995, Andrew Strominger en Cumrun Vafa bleek dat het tellen van de microstaten van een specifiek supersymmetrische zwarte gaten in de snaartheorie gereproduceerd de Bekenstein-Hawking entropie. [129] Sindsdien vergelijkbare resultaten zijn gerapporteerd voor verschillende zwarte gaten, zowel in de snaartheorie en in andere benaderingen kwantumgravitatie zoals loop quantum zwaartekracht. [130]

Informatie verlies paradox

Hoofdartikel: Zwart gat informatie paradox
Lijst van onopgeloste problemen in de natuurkunde
Is fysieke informatie verloren in zwarte gaten?

Omdat een zwart gat slechts enkele interne parameters meeste informatie over het onderwerp dat ging in het vormen van de zwarte gat verloren. Ongeacht het soort stof die gaat in een zwart gat blijkt dat alleen informatie over de totale massa, lading en impulsmoment geconserveerd. Zolang zwarte gaten werden verondersteld te blijven voor altijd deze informatie verlies is niet zo problematisch, omdat de informatie kan worden beschouwd als in het zwarte gat, ontoegankelijk van buiten bestaande. Echter, zwarte gaten langzaam verdampen door het uitzenden Hawking straling. Deze straling lijkt niet alle aanvullende informatie over de zaak, dat vormde het zwarte gat, wat betekent dat deze informatie lijkt voorgoed verdwenen te voeren. [131]

De vraag of de informatie echt is verloren in zwarte gaten (het zwarte gat informatie paradox) heeft verdeeld de theoretische fysica gemeenschap (zie Thorne-Hawking-Preskill bet). In de kwantummechanica, verlies van informatie komt overeen met de schending van de essentiële eigenschap genaamd unitariteit, dat heeft te maken met het behoud van waarschijnlijkheid. Er is betoogd dat het verlies van unitariteit ook zou inhouden schending van behoud van energie. [132] De afgelopen jaren bewijs is het bouwen van dat inderdaad informatie en unitariteit worden bewaard in een volledig quantum zwaartekracht behandeling van het probleem. [133]