Sort hull

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
Schwarzschild black hole
Simulering av hvordan et sort hull kan forstyrre et bilde med en galakse i bakgrunnen.
Simulering av hvordan et sort hull framfor Melkeveien skal kunne se ut. Det sorte hullet har 10 solmasser, og ses her fra en avstand på 600 km. For å opprettholde denne avstanden kreves det en akselerasjon på omkring 400 millioner G.[1]

Sort hull er en betegnelse på region i verdensrommet hvor ingenting kan slippe unna, selv ikke lys. Det er en konsentrasjon av masse fra en sol etter en supernovaeksplosjon, med en så stor tyngdekraft at ingenting kan unnslippe. Ikke noe materie eller lys, ikke engang elektromagnetisk stråling, som kommer innenfor det sorte hullet vil slippe unna, men vil forbli der og kan aldri komme ut igjen. Teorien om generell relativitet forutser at en tilstrekkelig kompakt masse vil deformere romtid for å danne et sort hull. Rundt et sort hull er det i en spesiell avstand en tenkt kuleflate kalt for hendelseshorisont som utgjør den nærmeste avstanden der det er mulig å komme ut igjen. Innenfor denne kuleflaten vil det være umulig å komme ut igjen av det sorte hullet. Det kalles «sort» ettersom det absorber alt lys som treffer dens hendelseshorisont, reflekterer ingenting, akkurat som et perfekt svart legeme i termodynamikk.[2]

I 1974 viste Stephen Hawking ved bruk av kvantefeltteori at et sort hull er et sort legeme. Det vil derfor vil avgi stråling i følge Stefan-Boltzmanns lov med en temperatur som Hawking fant å være omvendt proporsjonal med massen til det sorte hullet. Dette gjør det vanskelig å observere denne strålingen fra sorte hull med masser av samme størrelsesorden som Solen eller enda større.

Objekter med en tyngdekraft som er for sterk for at lyset kan unnslippe, ble først overveid som en mulighet på 1700-tallet av John Michell og Pierre-Simon Laplace. De første moderne forutsigelser av et sort hull i allmenn relativitetsteori ble funnet av Karl Schwarzschild i 1916 som en ren teoretisk konstruksjon, selv om det gikk ytterligere fire tiår før det ble akseptert. Etter at det lenge ble betraktet som en matematisk merkverdighet, var det ikke før på 1960-tallet at teoretisk arbeid viste at sorte hull var en generisk forutsigelse fra generell relativitet. Oppdagelsen av nøytronstjerner satte i gang en interesse for gravitasjonssammensunkne, kompakte objekter som en mulig astrofysisk virkelighet. Siden har man også gjennom astronomiske observasjoner observert sorte hull i universet gjennom deres effekt på den omkringliggende materie.

Historie[rediger | rediger kilde]

Tanken om et legeme så massivt at ikke en gang lys kan unnslippe ble først lagt fram av den britiske geologen John Michell i 1783 i en artikkel sendt inn til Royal Society. Newtons gravitasjonsteori og begrepet flukthastighet var ved denne tiden ganske velkjente. Michell beregnet at et legeme med 500 ganger solens radius og omtrent samme densitet skulle ha en flukthastighet på det ytre nivået som tilsvarte lysets hastighet, noe som ville bety at legemet ville være usynlig. I Michells egne ord:

«Om halvdiameter av en sfære med samme densitet som solen kom til å overgå den til solen i proporsjonen av 500 til 1, ville et legeme som faller fra en uendelig høyde mot den ha ervervet at dens overflate en større hastighet enn den til lyset, og følgelig anta at lys som ble tiltrukket av den samme kraften i proporsjon til dens vis inertiæ, med andre legemer, ville alt lys avgitt fra et slikt legeme bli ført tilbake til den av dens egen særegne tyngdekraft.»
—John Michell[3]

Michell anså det som usannsynlig, men fullt mulig at flere slike objekter kunne finnes i kosmos.

I 1796 fremmet den franske matematikeren Pierre-Simon Laplace den samme tanken i de første og andre utgavene av hans bok Exposition du système du Monde (men den ble fjernet fra senere utgaver).[4][5] Slike «mørke stjerner» ble hovedsakelig oversett på 1800-tallet da det ikke ble forstått hvordan en bølge uten masse som lys kunne påvirkes av tyngdekraft.[6]

Den generelle relativitetsteorien[rediger | rediger kilde]

En kunstners visjon av et sort hull eller nøytronstjerne med en nærliggende stjerne utenfor dens Roche-grense. Innfallende materie danner en akkresjonsskive samtidig som annen materie med meget høy energi slenges ut i form av stråler.

Albert Einsteins allmenne relativitetsteori i 1915 endret dette. Han hadde tidligere påvist at tyngdekraft faktisk påvirket lys. Noen måneder etter utgivelsen av relativitetsteorien utga Karl Schwarzschild løsningen på ligningen som beskrev gravitasjonsfeltet hos en punktformet masse i et for øvrig tomt rom og antydet dermed at det som vi i dag kaller for et svart hull faktisk kunne eksistere. Schwarzschild-radiusen er i dag kjent som radiusen til et ikkeroterende svart hull, men det ble ikke forstått da. Schwarzschild selv trodde ikke at fenomenet kunne manifestere seg fysisk.[7] Noen få måneder etter Schwarzschild kunne Johannes Droste, en student av Hendrik Lorentz, uavhengig gi den samme løsningen for en punktmasse og han skrev mer utfyllende om dens proporsjoner.[8]

I 1931 hadde den indisk astrofysikeren Subramanyan Chandrasekhar kalkulert at ved en generell relativitet ville et ikke-roterende legeme av masse som oversteg en viss grense, i dag kjent som Chandrasekhargrensen, bryte sammen, ettersom det ikke finnes noe som forhindret sammenbruddet.[9] Med andre ord, objektet måtte ha en radius på null. Flere av hans samtidige som Arthur Eddington, Lev Landau og andre argumenterte imot teorien ved at en noe ennå ukjent mekanisme ville forhindre sammenbruddet.[10]

De hadde dog bare delvis rett: en hvit dverg (den siste fasen i en stjernes utvikling) er litt mer massiv enn Chandrasekhargrensen vil kollapse inn en nøytronstjerne,[11] som i seg selv er stabil grunnet Paulis eksklusjonsprinsipp. Men i 1939 forutså Robert Oppenheimer og andre at nøytronstjerner over tilnærmet tre solmengder (Tolman–Oppenheimer–Volkoff-begrensningen) ville bryte sammen til sorte hull av de grunner som Chandrasekhar hadde presentert, og konkluderte med at ingen fysisk lov ville være trolig å komme imellom og stoppe i det minste noen stjerner fra å klappe sammen til sorte hull.[12]

Robert Oppenheimer (sammen med Solomon H. Snyder) forutså således at massive stjerner kunne gjennomgå en dramatisk gravitasjonskollaps. Sorte hull kunne i prinsippet oppstå i naturen. Under en periode kalles slike legemer for frosne stjerner ettersom sammenbruddet skulle kunne iakttas som en hastig nedsakning for å siden overgå til Schwarzschildradiusen. De inntil videre hypotetiske sorte hullene fikk dog ingen større oppmerksomhet før sent på 1960-tallet da interessen for sammenfoldete objekter ble tent på nytt i og med oppdagelsen av pulsarer. Kort tid deretter ble begrepet «sort hull» (black hole) fremmet av og første gang benyttet av den teoretiske fysikeren John Wheeler i en forelesning i 1967. Forut den tiden hadde uttrykket «svart stjerne» (black star) vært benyttet. Uttrykket forekommer i blant annet et tidlig avsnitt av Star Trek. I fransk og russisk oversettelse har betydningen av «sort hull» en tilleggmening som «vakkert sammenstøt», noe som er årsaken til at begrepet «svart stjerne» til en viss grad fortsatt blir benyttet.

22. januar 2014 lanserte Stephen Hawking en teori om at hendelsehorisonten som definerer sorte hull ikke eksisterer. [13] Han skriver i en rapport at det ikke finnes noen sorte hull på grunn av fraværet av en hendelseshorisont. Det betyr at lys ikke kan slippes ut til evig til. Et alternativt forslag er at kvantefysikken får rommet ved et sort hull til å oppføre seg så vilt at det ikke går an å snakke om noen hendelseshorisont. Systemer vil til slutt slippe ut igjen om de har havnet i et sort hull. [14]

En ny teori foreslår også at ett sort hull er forbundet med ett hvitt hull, se hvitt hull.

Referanser[rediger | rediger kilde]

  1. ^ Kraus, Ute. «Step by Step into a Black Hole». Besøkt 20. mars 2005. 
  2. ^ Davies, P.C.W. (1978): «Thermodynamics of Black Holes» (PDF). Reports on Progress in Physics 41 (8): 1313–1355. doi:10.1088/0034-4885/41/8/004.
  3. ^ Michell, J. (1784): «On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose». Philosophical Transactions of the Royal Society 74 (0): 35–57. Bibcode 1784RSPT...74...35M. doi:10.1098/rstl.1784.0008. JSTOR 106576. Originalteksten er som følger: «If the semi-diameter of a sphere of the same density as the Sun were to exceed that of the Sun in the proportion of 500 to 1, a body falling from an infinite height towards it would have acquired at its surface greater velocity than that of light, and consequently supposing light to be attracted by the same force in proportion to its vis inertiae, with other bodies, all light emitted from such a body would be made to return towards it by its own proper gravity.»
  4. ^ «Dark Stars (1783)». Thinkquest. 1999.
  5. ^ Israel, W. (1989): «Dark stars: the evolution of an idea» i: Hawking, S.W.; Israel, W.: 300 Years of Gravitation. Cambridge University Press. ISBN 9780521379762.
  6. ^ Thorne 1994, ss. 123–124
  7. ^ Schwarzschild, K. (1916): «Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie». Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften 7: 189–196. og Schwarzschild, K. (1916): «Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie». Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften 18: 424–434.
  8. ^ Droste, J. (1915): «On the field of a single centre in Einstein's theory of gravitation». Koninklijke Nederlandsche Akademie van Wetenschappen Proceedings 17 (3): 998–1011.
  9. ^ Venkataraman, G. (1992): Chandrasekhar and his limit. Universities Press. s. 89. ISBN 817371035X.
  10. ^ Detweiler, S. (1981): «Resource letter BH-1: Black holes». American Journal of Physics 49 (5): 394–400. doi:10.1119/1.12686
  11. ^ Harpaz, A. (1994): Stellar evolution. A K Peters. s. 105. ISBN 1-568-81012-1.
  12. ^ Oppenheimer, J. R.; Volkoff, G.M. (1939): «On Massive Neutron Cores». Physical Review 55 (4): 374–381. doi:10.1103/PhysRev.55.374
  13. ^ Sitat fra Stephen Hawking
  14. ^ Det finnes ingen sorte hull

Litteratur[rediger | rediger kilde]

  • Carroll, Sean M. (2003): Spacetime and Geometry: An Introduction to General Relativity, Addison-Wesley, San Francisco. ISBN 0-8053-8732-3.
  • Melia, Fulvio (2003): The Black Hole in the Center of Our Galaxy, Princeton University Press.
  • Melia, Fulvio (2007): The Galactic Supermassive Black Hole, Princeton University Press.
  • Shapiro, S. L.; Teukolsky, S. A. (1983): Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects, Wiley-Interscience.
  • Taylor, Edwin F.; Wheeler, John. A. (2000): Exploring Black Holes: Introduction to General Relativity, Benjamin Cummings.
  • Thorne, Kip S. (1994): Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy, W. W. Norton, New York. ISBN 0-393-31276-3.
  • «Black Holes». Scholarpedia. 2008
  • «Black Holes. Gravity's Relentless Pull». Hubblesite. Et interaktiv undervisningsnettsted om svarte hull

Eksterne lenker[rediger | rediger kilde]