We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Verskoon asseblief 'n amateurvraag. Terwyl ek probeer om aan alles anders te dink as wat tydens 'n tandheelkundige prosedure gebeur het, het ek gedink na 'n ster van 'n ster naby 'n draaiende swart gat en die effekte op die getekende materie.
Alhoewel dit voor die hand liggend is, sou sulke aangeleenthede opgewek wees vir hoë temperature, kan die kombinasie van rotasie en opwinding genoeg wees om 'n volgehoue samesmeltingsreaksie te veroorsaak?
As dit so is, sal dit genoeg energie oplewer om 'n samesmelting by die geleentheidshorison te handhaaf - in wese 'n doughnutster?
Sou daar genoeg reaksie wees om ligter elemente te begin vervaardig?
Suiwer nuuskierigheid gegenereer deur 'n poging om myself af te lei
Die aanwas van materiaal in (in) swart gate (en neutronsterre) bied omgewings wat beide baie warm en (relatief) dig is. Onder hierdie omstandighede is dit moontlik dat kernfusie plaasvind, die vraag is of dit betekenisvol is, beide energiek of as 'n manier om nuwe chemiese elemente (nukleosintese) te produseer.
Die antwoord op die eerste van hierdie vrae is relatief eenvoudig. Namate materiaal na die swart gat val, dwing die hoekmomentum hom om 'n aanwasskyf te vorm. Viskose prosesse verhit die skyf en gee wringkrag, veroorsaak dat die materiaal energie en hoekmomentum verloor en uiteindelik in die swart gat laat val. Baie van die gravitasie potensiële energie (GPE) wat verkry word as die materiaal na die swart gat val, verhit die materiaal uiteindelik.
Die binneste stabiele sirkelbaan van 'n swart gat is op 3 Schwarzschild radius $ = 6GM / c ^ 2 $, waar $ M $ die swart gat massa is. Die GPE wat vrygestel word vir materiaal met 'n massa van $ m $ wat tot hierdie radius val, is $ sim GMmc ^ 2 / 6GM = mc ^ 2/6 $. dws 'n sesde van die res se massa-energie van die materiaal kan vrygestel word as hitte.
Vergelyk dit met kernfusie. Die samesmelting van waterstof in helium stel slegs 0,7% van die rusmassa vry as energie wat die aanwasskyf kan verhit.
Vanuit die energieke oogpunt is samesmeltingsreaksies weglaatbaar, tensy dit baie verder op die skyf kan voorkom
Die vraag oor nukleosintese-opbrengste is meer kompleks. Hoe massiewer 'n swart gat en hoe hoër die aanwas, dan oor die algemeen, hoe hoër is die skyf se temperatuur en digtheid en hoe hoër is die samesmelting. Maar dit hang ook af van die besonderhede van die afkoelingsprosesse wat moontlik is en hoeveel materiaal na die swart gat gelei word. Hu & Peng (2008) stel 'n aantal aanwasmodelle voor op 'n 10 sonmassa swart gat en stel voor dat dit moontlik is om sekere seldsame isotope te produseer deur hierdie meganisme. Sterre-grootte swart gate benodig waarskynlik baie aansienlike aanwas van Eddington om die nodige temperature te bereik om kernfusie te handhaaf (d.w.s. veel groter aanwas as moontlik deur stralingsdruk teenoor sferiese aanwasstroom), volgens Frankel (2016). Sulke koerse is waarskynlik slegs in die gevalle waar swart gate 'n binêre metgesel ontwrig, eerder as deur 'n bestendige aanwasvloei.
Hitte in aanwas-skyf kom voor as gevolg van wrywing en wrywing vind slegs plaas as daar relatiewe beweging is. Dus in daardie aanwasskyf beweeg baie deeltjies relatief tot mekaar met hoë snelhede, dus moet samesmelting nie plaasvind nie, want daarvoor moet die deeltjie saamkom. Selfs in sterre (soos ons son) is die massa van die ster nie genoeg om samesmelting te bewerkstellig nie, en het dit die hulp van kwantumtunnel nodig, dus kan ons nie sê dat daar druk binne die aanwasskyf beskikbaar is om die afstoting van kernkrag te oorkom nie.
Sentrale swart gate beheer sterformasie in massiewe sterrestelsels: studie
Supermassiewe swart gate, met massas meer as 'n miljoen keer die son se, is in die middelpunte van alle massiewe sterrestelsels. 'N Nuwe studie wat in die tydskrif gepubliseer is Aard toon aan dat die stervormingsgeskiedenis van 'n massiewe sterrestelsel afhang van die massa van sy sentrale swart gat.
Supermassiewe swart gate aan die kern van sterrestelsels ontplof bestraling en ultra vinnige winde na buite, soos geïllustreer in die opvatting van hierdie kunstenaar. Beeldkrediet: NASA / JPL-Caltech.
Elke massiewe sterrestelsel het 'n sentrale supermassiewe swart gat, wat sy teenwoordigheid openbaar deur die swaartekrag-effekte daarvan op die sterre van die sterrestelsel en soms die energieke straling vanaf 'n aktiewe melkwegkern (AGN) dryf.
Daar word vermoed dat die energie wat vanuit 'n AGN in 'n sterrestelsel stroom, die vorming van die ster uitskakel deur die gas wat andersins in die sterre sou kondenseer, te verhit en af te gooi.
Hierdie idee bestaan al dekades en wetenskaplikes het gevind dat simulasies van sterrestelsel-evolusie terugvoering van die swart gat moet bevat om die waargenome eienskappe van sterrestelsels weer te gee.
Maar waarnemingsbewyse van 'n verband tussen supermassiewe swart gate en stervorming het tot dusver ontbreek.
Die nuwe studie, gelei deur sterrekundige Ignacio Martín-Navarro van die Observatories van die Universiteit van Kalifornië, het gefokus op massiewe sterrestelsels waarvoor die massa van die sentrale swart gat in vorige studies gemeet is deur die bewegings van sterre naby die middel van die sterrestelsel te ontleed.
Om die stervormingsgeskiedenis van die sterrestelsels te bepaal, het die navorsers gedetailleerde ligspektra ontleed wat deur die Hobby-Eberly Telescope Massive Galaxy Survey verkry is.
Hulle het berekeningstegnieke gebruik om die spektrum van elke sterrestelsel te ontleed en die geskiedenis van sy stervorming te herwin deur die beste kombinasie van sterpopulasies te vind om by die spektroskopiese data te pas.
"Dit vertel jou hoeveel lig kom van sterre bevolkings van verskillende ouderdomme," het dr. Martín-Navarro opgemerk.
Toe die span die stervormingsgeskiedenis van sterrestelsels met swart gate van verskillende massas vergelyk, het hulle opvallende verskille gevind. Hierdie verskille korreleer slegs met swart gatmassa en nie met galaktiese morfologie, grootte of ander eienskappe nie.
"Vir sterrestelsels met dieselfde massa sterre, maar verskillende swartgatmassa in die middel, is sterrestelsels met groter swart gate vroeër en vinniger geblus as dié met kleiner swart gate," het dr. Martín-Navarro gesê.
"Sterrevorming het dus langer geduur in sterrestelsels met kleiner sentrale swart gate."
'N Supermassiewe swart gat is slegs helder as dit materie uit die binnegebiede van sy gasheerstelsel besig is om op te vreet.
AGN's is baie wisselvallig en hul eienskappe hang af van die grootte van die swart gat, die tempo van aanwas van nuwe materiaal wat op die swart gat val, en ander faktore.
"Ons het swartgatmassa gebruik as 'n proxy vir die energie wat deur die AGN in die melkweg geplaas word, omdat die aanwas in massiewe swart gate lei tot meer energieke terugvoering van aktiewe galaktiese kerne, wat stervorming vinniger sal uitblus," het dr. Martín-Navarro gesê. verduidelik.
"Die presiese aard van die terugvoer van die swart gat wat die vorming van die ster uitblus, bly onseker," het dr Aaron Romanowsky, 'n sterrekundige aan die San Jose State University en die Observatories van die Universiteit van Kalifornië, gesê.
"Daar is verskillende maniere waarop 'n swart gat energie in die sterrestelsel kan plaas, en teoretici het allerhande idees oor hoe blus kan gebeur, maar daar moet meer gedoen word om hierdie nuwe waarnemings in die modelle in te pas."
Ignacio Martín-Navarro et al. Swartgat-gereguleerde stervorming in massiewe sterrestelsels. Aard, aanlyn gepubliseer op 1 Januarie 2018 doi: 10.1038 / nature24999
Stervorming rondom draaiende swart gate? - Sterrekunde
Ons ontwikkel 'n verkenningsmodel vir die buitenste, gravitasie-onstabiele streke van aanwas-skywe rondom massiewe swart gate. Ons beskou swart gate met massa 10 (6) tot 10 (10) M son, en die oer- of oormaat van die son. In 'n eerste stap bestudeer ons die vorming van sterre en evolusie in 'n suiwer gasagtige, effens onstabiele skyf, en ons toon dat onstabiele fragmente vinnig moet ineenstort en kompakte voorwerpe (planete of protostars) tot gevolg het, wat dan teen 'n hoë tempo en in minder as 10 (6) jaar verkry 'n massa van 'n paar tientalle M son, volgens 'n meganisme wat eers deur Artymowicz et al. (1993). Wanneer hierdie sterre as supernovas ontplof, breek die supernova-skulpe uit die skyf uit, wat sterk uitvloei lewer. Ons toon aan dat die gasvormige skyf in staat is om 'n groot aantal massiewe sterre en supernovas te ondersteun, terwyl dit relatief homogeen bly. 'N Interessante aspek is dat die oorblywende neutronsterre ander aanwasfases kan ondergaan, wat kan lei tot ander (vermoedelik kragtige) supernova-ontploffings. In 'n tweede stap neem ons aan dat die streke aan die rand van die skyf 'n kwasi-stilstaande massa-invloei bied gedurende die leeftyd van kwasars of van hul voorvaders, d.w.s.
10 (8) jaar, en dat die hele massatransport deur die supernovas verseker word, wat 'n oordrag van hoekmomentum na buite veroorsaak, soos getoon deur die numeriese simulasies van Rozyczka et al. (1995). As ons aanneem dat die stervormingstempo eweredig is aan die groeitempo van gravitasie-onstabiliteit, los ons die skyfstruktuur op en bepaal ons die gas en die sterldigtheid, en die verhitting word hoofsaaklik deur die sterre self voorsien. Ons vind self-konsekwente oplossings waarin die gas in 'n toestand gehou word baie naby aan gravitasie-onstabiliteit, in 'n ring tussen 0,1 en 10 stuks vir 'n swartgatmassa van 10 (6) M_sun, en tussen 1 en 100 stuks vir swartgatmassa van 10 (8) M_sun of groter, ongeag die oorvloed, en vir relatief lae aanwas (& lt = 10% van die kritieke aanwas). Vir groter toevoegingsyfers word die aantal sterre so groot dat dit enige verdere stervorming inhibeer, en / of die snelheid van supernovas so hoog is dat dit die homogeniteit en die marginale stabiliteit van die skyf vernietig. Ons stel die studie van hierdie saak uit. Verskeie gevolge van hierdie model kan in die vooruitsig gestel word, behalwe dat dit 'n oplossing voorstel vir die probleem van massatransport in die tussengebied van die skyf waar globale onstabiliteite nie werk nie. As 'n eerste gevolg kan dit die hoë-snelheid metaalverrykte uitvloei verklaar deur die aanwesigheid van die breë absorpsielyne in kwasars. As 'n tweede gevolg kan dit 'n pregalaktiese verryking van die intergalaktiese medium uitmaak as swart gate vroeg in die heelal ontstaan. Uiteindelik kan dit 'n aanleidingsmeganisme vir sterretjies in die sentrale streke van sterrestelsels bied. 'N Kontrole van die model sou wees om 'n supernova op te spoor wat binne 'n paar parseke uit die middel van 'n AGN ontplof, 'n waarneming wat in die nabye toekoms uitgevoer kan word.
Die vaagste dwergstelsels
Joshua D. Simon
Vol. 57, 2019
Abstrak
Die Melkweg-satellietstelsels met die laagste helderheid (L) verteenwoordig die uiterste onderste grens van die sterrestelselhelderheidsfunksie. Hierdie ultra-flou dwerge is die oudste, donkerste materie-oorheersende, metaalarmste en die minste chemies ontwikkelde sterrestelsels. Lees meer
Aanvullende materiale
Figuur 1: Sensus van Melkwegsatellietstelsels as funksie van tyd. Die voorwerpe wat hier getoon word, bevat alle spektroskopies bevestigde dwergstelsels, sowel as dié wat vermoedelik dwerge is gebaseer op l.
Figuur 2: Verspreiding van Melkwegsatelliete in absolute grootte () en halfligstraal. Bevestigde dwerg sterrestelsels word vertoon as donkerblou gevulde sirkels, en voorwerpe wat vermoedelik dwerg gal is.
Figuur 3: Sneldispersies van die siglyn van ultra-flou melkwegsatelliete as 'n funksie van absolute omvang. Metings en onsekerhede word as blou punte met foutbalke getoon, en 90% c.
Figuur 4: (a) Dinamiese massas ultra-flou Melkweg-satelliete as 'n funksie van die helderheid. (b) Massa-tot-lig-verhoudings binne die halfligstraal vir ultra-flou Melkweg-satelliete as 'n funksie.
Figuur 5: Gemiddelde sterrestelsels van Melkwegsatelliete as 'n funksie van absolute grootte. Bevestigde dwerg sterrestelsels word vertoon as donkerblou sirkels en voorwerpe wat vermoedelik dwerg is.
Figuur 6: Metallisiteitsverspreidingsfunksie van sterre in ultra-dowwe dwerge. Verwysings vir die metaalsoorte wat hier getoon word, word in die aanvullende tabel 1 gelys. Ons let op dat hierdie data redelik heterogeen is.
Figuur 7: Chemiese oorvloedpatrone van sterre in UFD's. Hier word onderskeidelik (a) [C / Fe], (b) [Mg / Fe] en (c) [Ba / Fe] verhoudings as funksies van metaalagtigheid getoon. UFD-sterre word geteken as gekleurde diamante.
Figuur 8: Opspoorbaarheid van flou sterrestelsels as funksies van afstand, absolute grootte en meetdiepte. Die rooi kurwe toon die helderheid van die 20ste helderste ster in 'n voorwerp as 'n funksie.
Figuur 9: (a) Kleur-grootte-diagram van Segue 1 (fotometrie van Muñoz et al. 2018). Die skaduwee blou en pienk grootte streke dui die benaderde diepte aan wat met die bestaande medium bereik kan word.
Swartgatprente
Wil u foto's van swart gate sien? Hier is 'n uitdaging om 'n beeld te wys van iets wat al die lig wat dit bereik, absorbeer. Natuurlik is dit onmoontlik om regte foto's van swart gate te wys, want dit is onsigbaar. Maar u kan die streke rondom swart gate wys, asook illustrasies van hoe swart gate kan lyk.
Hierdie swartgatfoto toon die onsigbare swart gat in die middel omring deur 'n aanwasskyf van materiaal. Die vinnige rotasie van die swart gat is in wisselwerking met die aanwasskyf wat kragtige magnetiese velde genereer.
Dit is 'n prentjie van 'n supermassiewe swart gat (illustrasie van kunstenaars). U sien die swart gat van die kant af, en dit word omring deur 'n dik torus van gas en stof wat die streek rondom die swart gat van die oog af verduister. Die kragtige magnetiese velde van die swart gat genereer kragtige strale wat die ruimte instroom.
Supermassiewe swart gat wat stervorming onderdruk. Beeldkrediet: NASA
Hierdie kunstenaarsfoto van 'n swart gat toon 'n supermassiewe swart gat in die middel van 'n sterrestelsel. Kragtige bestraling stroom uit die kern van die swart gat en stop die vorming van sterre in streke naby die middel van die sterrestelsel.
Bewyse vir 'n draaiende swart gat. Beeldkrediet: NASA
Hierdie swartgatfoto toon 'n swart gat wat vinnig in die middel van sy aanwasskyf draai. Alhoewel die swart gat self onsigbaar is, word dit omring deur 'n vinnige skyf materiaal wat in die swart gat val, soos water wat in 'n drein afloop.
Hier & # 8217s 'n swart gat foto wat 'n swart gat in 'n binêre verhouding met 'n ster. Materiaal stroom van die ster af en in 'n aanwas-skyf rondom die swart gat. Die vinnig draaiende swart gat genereer 'n kragtige magneetveld wat tweestraal materiaal skep wat bo en onder die swart gat stroom.
Inhoud
Die idee van 'n liggaam so massief dat selfs lig nie kon ontsnap nie, is kortliks deur die astronomiese pionier en Engelse geestelike John Michell voorgestel in 'n brief wat in November 1784 gepubliseer is. Michell se simplistiese berekeninge het aangeneem dat so 'n liggaam dieselfde digtheid as die son kon hê, en tot die gevolgtrekking gekom dat so 'n liggaam sou vorm as 'n ster se deursnee die son se faktor met 500 oorskry, en die oppervlaktesnelheid die gewone snelheid van die lig oorskry. Michell het tereg opgemerk dat sulke supermassiewe, maar nie-uitstralende liggame waarneembaar kan wees deur hul swaartekrag-effekte op sigbare liggame in die omgewing. [7] [25] [26] Geleerdes van destyds was aanvanklik opgewonde oor die voorstel dat reuse, maar onsigbare sterre dalk in die oog wegkruip, maar entoesiasme het gedemp toe die golwende aard van die lig in die vroeë negentiende eeu duidelik geword het. [27]
As lig eerder 'n golf as 'n 'liggaam' is, is dit onduidelik watter invloed swaartekrag sou hê op die ontsnapte liggolwe, indien enige. [7] [26] Moderne fisika diskrediteer Michell se idee dat 'n ligstraal direk vanaf die oppervlak van 'n supermassiewe ster geskiet word, en word vertraag deur die swaartekrag van die ster, stop en val dan weer terug na die steroppervlak. [28]
Algemene relatiwiteit
In 1915 ontwikkel Albert Einstein sy teorie van algemene relatiwiteit, nadat hy vroeër getoon het dat swaartekrag wel die beweging van die lig beïnvloed. Slegs 'n paar maande later het Karl Schwarzschild 'n oplossing vir die Einstein-veldvergelykings gevind, wat die gravitasieveld van 'n puntmassa en 'n sferiese massa beskryf. [29] 'n Paar maande na Schwarzschild het Johannes Droste, 'n student van Hendrik Lorentz, onafhanklik dieselfde oplossing vir die puntemassa gegee en uitgebrei oor die eienskappe daarvan geskryf. [30] [31] Hierdie oplossing het 'n eienaardige gedrag gehad in wat tans die Schwarzschild-radius genoem word, waar dit enkelvoud geword het, wat beteken dat sommige van die terme in die Einstein-vergelykings oneindig geword het. Die aard van hierdie oppervlak is destyds nie heeltemal verstaan nie. In 1924 het Arthur Eddington getoon dat die singulariteit verdwyn het na die verandering van koördinate (sien Eddington – Finkelstein-koördinate), alhoewel dit tot 1933 geneem het voordat Georges Lemaître besef het dat dit beteken dat die singulariteit aan die Schwarzschild-radius 'n nie-fisiese koördinaat-singulariteit was. [32] Arthur Eddington lewer egter kommentaar op die moontlikheid van 'n ster met massa saamgepers tot die Schwarzschild-radius in 'n boek uit 1926, en let op dat Einstein se teorie ons toelaat om te veel digthede vir sigbare sterre soos Betelgeuse uit te sluit omdat 'n ster van 250 miljoen km-radius kan onmoontlik so 'n digtheid hê as die son. Eerstens sou die gravitasiekrag so groot wees dat die lig nie daarin kon ontsnap nie, en die strale soos 'n klip na die aarde terugval na die ster. die rooi verskuiwing van die spektrumlyne sou so groot wees dat die spektrum van die bestaan af verskuif sou word. Derdens sou die massa soveel kromming van die ruimtetydmetriek produseer dat die ruimte naby die ster sou sluit en ons buite sou laat (dws ). " [33] [34]
In 1931 het Subrahmanyan Chandrasekhar, met behulp van spesiale relatiwiteit, bereken dat 'n nie-roterende liggaam van elektronen-ontaarde materie bo 'n sekere beperkende massa (nou die Chandrasekhar-limiet op 1,4 M genoem) ☉) het geen stabiele oplossings nie. [35] Baie van sy tydgenote soos Eddington en Lev Landau het sy argumente teëgestaan, wat aangevoer het dat die een of ander onbekende meganisme die ineenstorting sou stop. [36] Hulle was deels korrek: 'n wit dwerg wat effens massiewer is as die Chandrasekhar-limiet, sal ineenstort in 'n neutronster, [37] wat self stabiel is. Maar in 1939 het Robert Oppenheimer en ander voorspel dat neutronsterre bo 'n ander limiet (die Tolman-Oppenheimer – Volkoff-limiet) verder sou ineenstort om die redes wat Chandrasekhar aangebied het, en tot die gevolgtrekking gekom dat geen fisiese wet waarskynlik sou kon ingryp en ten minste sommige sou stop nie sterre van ineenstort tot swart gate. [38] Hul oorspronklike berekeninge, gebaseer op die Pauli-uitsluitingsbeginsel, het dit as 0,7 M gegee ☉ daaropvolgende oorweging van sterk krag-gemedieerde neutron-neutron-afstoting het die skatting tot ongeveer 1,5 M verhoog ☉ tot 3,0 M ☉. [39] Waarnemings van die samesmelting van neutronsterre GW170817, wat vermoedelik kort daarna 'n swart gat veroorsaak het, het die TOV-limietskatting verfyn tot
Oppenheimer en sy medeskrywers het die singulariteit aan die grens van die Schwarzschild-radius geïnterpreteer as 'n aanduiding dat dit die grens was van 'n borrel waarin die tyd gestop het. Dit is 'n geldige standpunt vir eksterne waarnemers, maar nie vir die waarnemende persone nie. Vanweë hierdie eienskap word die ineenstortende sterre 'bevrore sterre' genoem, omdat 'n waarnemer van buite die oppervlak van die ster betyds sou sien vries op die oomblik dat die ineenstorting dit na die Schwarzschild-straal neem. [45]
Goue era
In 1958 het David Finkelstein die Schwarzschild-oppervlak geïdentifiseer as 'n horison van die gebeurtenis, ''n perfekte eenrigtingmembraan: oorsaaklike invloede kan dit net in een rigting oorsteek'. [46] Dit het Oppenheimer se resultate nie streng weerspreek nie, maar het dit uitgebrei tot die standpunt van die waarnemende waarnemers. Finkelstein se oplossing het die Schwarzschild-oplossing uitgebrei vir die toekoms van waarnemers wat in 'n swart gat val. 'N Volledige uitbreiding is reeds gevind deur Martin Kruskal, wat versoek is om dit te publiseer. [47]
Hierdie resultate kom aan die begin van die goue era van algemene relatiwiteit, wat gekenmerk is deur algemene relatiwiteit en swart gate wat hoofstroomonderwerpe van navorsing geword het. Hierdie proses is aangehelp deur die ontdekking van pulsars deur Jocelyn Bell Burnell in 1967, [48] [49], wat teen 1969 blyk dat hulle vinnig roterende neutronsterre is. [50] Tot op daardie tydstip is neutronsterre, net soos swart gate, as net teoretiese nuuskierighede beskou, maar die ontdekking van pulsars het hul fisiese relevansie getoon en 'n verdere belangstelling in alle vorme van kompakte voorwerpe wat deur gravitasie-ineenstorting gevorm kan word, aangespoor. [ aanhaling nodig ]
In hierdie tydperk is meer algemene swart gatoplossings gevind. In 1963 vind Roy Kerr die presiese oplossing vir 'n roterende swart gat. Twee jaar later het Ezra Newman die asimmetriese oplossing gevind vir 'n swart gat wat sowel draai as elektries gelaai is. [51] Deur die werk van Werner Israel, [52] Brandon Carter, [53] [54] en David Robinson [55] het die stelling sonder hare ontstaan, wat verklaar dat 'n stilstaande oplossing in swart gate volledig beskryf word deur die drie parameters van die metrieke van Kerr – Newman: massa, hoekmomentum en elektriese lading. [56]
Aanvanklik is vermoed dat die vreemde kenmerke van die swart gatoplossings patologiese artefakte was uit die simmetrie-voorwaardes wat opgelê is, en dat die enkelhede nie in generiese situasies sou verskyn nie. Hierdie siening is veral gehuldig deur Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov en Evgeny Lifshitz, wat probeer het om te bewys dat geen enkelhede in generiese oplossings voorkom nie. In die laat 1960's het Roger Penrose [57] en Stephen Hawking egter wêreldwye tegnieke gebruik om te bewys dat singulariteite algemeen voorkom. [58] Vir hierdie werk ontvang Penrose die helfte van die 2020 Nobelprys vir Fisika, terwyl Hawking in 2018 oorlede is. [59] Op grond van waarnemings in Greenwich en Toronto in die vroeë 1970's, Cygnus X-1, 'n galaktiese röntgenbron wat in 1964 ontdek is, word die eerste astronomiese voorwerp wat algemeen aanvaar word as 'n swart gat. [60] [61]
Werk deur James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter en Hawking in die vroeë sewentigerjare het gelei tot die formulering van termodinamika in swart gate. [62] Hierdie wette beskryf die gedrag van 'n swart gat in noue ooreenkoms met die wette van die termodinamika deur massa, energie, oppervlakte en entropie en oppervlakte-swaartekrag met temperatuur in verband te bring. Die analogie is voltooi toe Hawking, in 1974, getoon het dat die kwantumveldteorie impliseer dat swart gate soos 'n swart liggaam moet uitstraal met 'n temperatuur wat eweredig is aan die oppervlakgravitasie van die swart gat, wat die effek voorspel wat tans Hawking-straling genoem word. [63]
Etimologie
John Michell het die term "donker ster", [64], gebruik en in die vroeë 20ste eeu het fisici die term "voorwerp met gravitasie ingeval" gebruik. Die wetenskapskrywer Marcia Bartusiak spoor die term 'swart gat' na die fisikus Robert H. Dicke, wat na verneem word in die vroeë 1960's die verskynsel vergelyk het met die Black Hole of Calcutta, berug as 'n gevangenis waar mense binnegekom het, maar nooit lewendig weg is nie. [65]
Die term "swart gat" is in druk gebruik deur Lewe en Wetenskapnuus tydskrifte in 1963, [65] en deur wetenskapjoernalis Ann Ewing in haar artikel "'Black Holes' in Space", gedateer 18 Januarie 1964, wat 'n verslag was oor 'n vergadering van die American Association for the Advancement of Science wat in Cleveland gehou is, Ohio. [66] [67]
In Desember 1967 het 'n student na bewering die uitdrukking "swart gat" voorgestel tydens 'n lesing van John Wheeler [66] Wheeler het die term vir sy beknoptheid en 'advertensiewaarde' aangeneem, en dit het vinnig aangegryp, [68] wat gelei het tot die erkenning van Wheeler met die uitdink van die frase. [69]
Die stelling met geen hare postuleer dat, sodra dit 'n stabiele toestand na die vorming bereik het, 'n swart gat slegs drie onafhanklike fisiese eienskappe het: massa, elektriese lading en hoekmomentum, die swart gat andersins kenmerkend is. As die vermoede waar is, kan twee swart gate wat dieselfde waardes vir hierdie eienskappe of parameters het, nie van mekaar onderskei word nie. Die mate waarin die vermoede geld vir ware swart gate onder die wette van die moderne fisika, is tans 'n onopgeloste probleem. [56]
Hierdie eienskappe is spesiaal omdat dit van buite 'n swart gat sigbaar is. Byvoorbeeld, 'n gelaaide swart gat stoot ander soos ander ladings af soos enige ander gelaaide voorwerp. Net so kan die totale massa binne 'n sfeer wat 'n swart gat bevat gevind word deur die swaartekrag-analoog van Gauss se wet te gebruik (deur die ADM-massa), ver weg van die swart gat. [70] Net so kan die hoekmomentum (of spin) van ver af gemeet word deur raam te sleep deur die gravitomagnetiese veld, byvoorbeeld deur die Lense-Thirring-effek. [71]
Wanneer 'n voorwerp in 'n swart gat val, word enige inligting oor die vorm van die voorwerp of die verspreiding van die lading daarop eweredig oor die horison van die swart gat versprei en verlore gegaan aan waarnemers van buite. Die gedrag van die horison in hierdie situasie is 'n dissipatiewe stelsel wat nou analoog is aan dié van 'n geleidende rekbare membraan met wrywing en elektriese weerstand - die membraanparadigma. [72] Dit verskil van ander veldteorieë soos elektromagnetisme, wat geen wrywing of weerstand op mikroskopiese vlak het nie, omdat dit tydsomkeerbaar is. Omdat 'n swart gat uiteindelik 'n stabiele toestand met slegs drie parameters bereik, is daar geen manier om te verhoed dat inligting oor die aanvanklike toestande verloor word nie: die gravitasie- en elektriese velde van 'n swart gat gee baie min inligting oor wat ingegaan het. Die verlore inligting bevat elke hoeveelheid wat nie ver weg van die swartgathorison gemeet kan word nie, insluitend ongeveer gekonserveerde kwantumgetalle soos die totale bariongetal en die leptongetal. Hierdie gedrag is so raaiselagtig dat dit die paradoks vir die verlies van swart gate genoem word. [73] [74]
Fisiese eienskappe
Die eenvoudigste statiese swart gate het 'n massa, maar geen elektriese lading of 'n hoekmomentum nie. Daar word dikwels na hierdie swart gate verwys as Schwarzschild-swartgate na Karl Schwarzschild wat hierdie oplossing in 1916 ontdek het. [29] Volgens Birkhoff se stelling is dit die enigste vakuumoplossing wat sferies simmetries is. [75] Dit beteken dat daar geen waarneembare verskil op 'n afstand is tussen die gravitasieveld van so 'n swart gat en die van enige ander sferiese voorwerp met dieselfde massa nie. Die gewilde opvatting van 'n swart gat wat 'alles insuig' in sy omgewing is dus net korrek naby die horison van 'n swart gat ver, die eksterne swaartekragveld is identies aan dié van enige ander liggaam met dieselfde massa. [76]
Daar bestaan ook oplossings wat meer algemene swart gate beskryf. Nie-draaiende gelaaide swart gate word beskryf deur die Reissner-Nordström-maatstaf, terwyl die Kerr-maatstaf 'n nie-gelaaide roterende swart gat beskryf. Die mees algemene stilstaande oplossing vir swart gate is die Kerr – Newman-maatstaf, wat 'n swart gat met lading en hoekmomentum beskryf. [77]
Alhoewel die massa van 'n swart gat enige positiewe waarde kan neem, word die lading en die momentum deur die massa beperk. Die totale elektriese lading V en die totale hoekmomentum J word verwag om te bevredig
vir 'n swart gat van massa M. Swart gate met die minimum moontlike massa wat aan hierdie ongelykheid voldoen, word ekstrem genoem. Daar bestaan oplossings van Einstein se vergelykings wat hierdie ongelykheid skend, maar dit het nie 'n gebeurtenishorison nie. Hierdie oplossings het sogenaamde naakte enkelhede wat van buite af waargeneem kan word, en word dus beskou onfisies. Die kosmiese sensuurhipotese sluit die vorming van sulke enkelhede uit wanneer dit geskep word deur die swaartekrag van realistiese materie. [2] Dit word ondersteun deur numeriese simulasies. [78]
Vanweë die relatiewe groot sterkte van die elektromagnetiese krag, word verwag dat swart gate wat ontstaan as gevolg van die ineenstorting van sterre, die byna neutrale lading van die ster sal behou. Rotasie word egter verwag om 'n universele kenmerk van kompakte astrofisiese voorwerpe te wees. Die swartgatkandidaat-binêre X-straalbron GRS 1915 + 105 [79] lyk asof dit 'n hoekmomentum het naby die maksimum toegelate waarde. Daardie onbeperkte limiet is [80]
om definisie van 'n dimensielose draaiparameter sodanig toe te laat dat [80]
0 ≤ c J G M 2 ≤ 1. < displaystyle 0 leq < frac Swart gate word gewoonlik volgens hul massa geklassifiseer, onafhanklik van hoekmomentum, J. Die grootte van 'n swart gat, soos bepaal deur die radius van die gebeurtenishorison, of Schwarzschild-radius, is eweredig aan die massa, M, deur waar rs is die Schwarzschild-radius en M ☉ is die massa van die Son. [82] Vir 'n swart gat met nie-nul spin en / of elektriese lading, is die radius kleiner, [Opmerking 2] totdat 'n ekstreme swart gat 'n gebeurtenishorison naby [83] kan hê Die bepalende kenmerk van 'n swart gat is die voorkoms van 'n gebeurtenishorison - 'n grens in ruimtetyd waardeur materie en lig slegs na binne kan beweeg na die massa van die swart gat. Niks, selfs nie lig nie, kan van binne die geleentheidshorison ontsnap nie. [85] [86] Daar word na die gebeurtenishorison as sodanig verwys, want as 'n gebeurtenis binne die grens plaasvind, kan inligting van daardie gebeurtenis nie 'n waarnemer van buite bereik nie, wat dit onmoontlik maak om te bepaal of so 'n gebeurtenis plaasgevind het. [87] Soos voorspel deur algemene relatiwiteit, vervorm die teenwoordigheid van 'n massa die ruimtetyd op so 'n manier dat die paaie wat deeltjies volg na die massa buig. [88] By die gebeurtenishorison van 'n swart gat word hierdie vervorming so sterk dat daar geen paaie is wat van die swart gat af wegloop nie. [89] Vir 'n verre waarnemer blyk dit dat horlosies naby 'n swart gat stadiger tik as dié wat verder van die swart gat af is. [90] As gevolg van hierdie effek, bekend as swaartekragtydverwyding, blyk dit dat 'n voorwerp wat in 'n swart gat val, vertraag wanneer dit die gebeurtenishorison nader, en dit oneindig baie tyd neem om dit te bereik. [91] Terselfdertyd vertraag alle prosesse op hierdie voorwerp, vanuit die oogpunt van 'n vaste waarnemer buite, wat veroorsaak dat enige lig wat deur die voorwerp uitgestraal word, rooier en dowwer lyk, 'n effek wat bekend staan as swaartekragrooi verskuiwing. [92] Uiteindelik vervaag die vallende voorwerp totdat dit nie meer gesien kan word nie. Hierdie proses gebeur gewoonlik baie vinnig met 'n voorwerp wat binne minder as 'n sekonde uit die oog verdwyn. [93] Aan die ander kant sien onvernietigbare waarnemers wat in 'n swart gat val, nie een van hierdie effekte raak nie, aangesien hulle die horison oorskry. Volgens hul eie horlosies, wat volgens hulle normaal lyk, kruis hulle die gebeurtenishorison na 'n eindige tyd sonder om enige enkele gedrag in die klassieke algemene relatiwiteit op te let, is dit onmoontlik om die ligging van die gebeurtenishorison uit plaaslike waarnemings te bepaal, as gevolg van Einstein se ekwivalensiebeginsel. [94] [95] Die topologie van die gebeurtenishorison van 'n swart gat in ewewig is altyd bolvormig. [Opmerking 4] [98] Vir nie-roterende (statiese) swart gate is die meetkunde van die gebeurtenishorison presies sferies, terwyl die rotasie van swart gate die rotasie van die gebeurtenis is. [99] [100] [101] In die middel van 'n swart gat, soos beskryf deur algemene relatiwiteit, kan 'n gravitasie-enkelheid lê, 'n gebied waar die ruimtetydkromming oneindig word. [102] Vir 'n nie-roterende swart gat, het hierdie streek die vorm van 'n enkele punt en vir 'n roterende swart gat word dit uitgesmeer om 'n ring-singulariteit te vorm wat in die draaiingsvlak lê. [103] In albei gevalle het die enkelvoud gebied geen volume nie. Daar kan ook aangetoon word dat die enkelvoudige streek al die massa van die swartgatoplossing bevat. [104] Die enkelvoudige streek kan dus beskou word as oneindige digtheid. [105] Waarnemers wat in 'n swart gat van Schwarzschild val (dit wil sê, nie-draaiend en nie gelaai nie), kan nie vermy om in die enkelheid gedra te word sodra hulle die gebeurtenishorison oorsteek nie. Hulle kan die ervaring verleng deur te versnel om hul afdraande te vertraag, maar net tot 'n limiet. [106] Wanneer hulle die singulariteit bereik, word hulle tot oneindige digtheid vergruis en word hul massa by die totaal van die swart gat gevoeg. Voordat dit gebeur, sal hulle deur die groeiende getykragte verskeur word in 'n proses wat soms spaghettifisering of die "noodle-effek" genoem word. [107] In die geval van 'n gelaaide (Reissner – Nordström) of roterende (Kerr) swart gat, is dit moontlik om die enkelheid te vermy. Deur hierdie oplossings sover moontlik uit te brei, blyk dit die hipotetiese moontlikheid om die swart gat in 'n ander ruimtetyd te verlaat, met die swart gat wat as 'n wurmgat dien. [108] Die moontlikheid om na 'n ander heelal te reis, is egter slegs teoreties, aangesien enige versteuring hierdie moontlikheid sou vernietig. [109] Dit blyk ook moontlik te wees om geslote tydagtige kurwes (terugkeer na die eie verlede) rondom die Kerr-singulariteit te volg, wat lei tot probleme met oorsaaklikheid soos die grootparadoks. [110] Daar word verwag dat geen van hierdie eienaardige effekte sou oorleef in 'n behoorlike kwantumbehandeling van draaiende en gelaaide swart gate nie. [111] Die voorkoms van singulariteite in die algemene relatiwiteit word algemeen gesien as 'n teken van die uiteensetting van die teorie. [112] Daar word egter verwag dat hierdie uiteensetting voorkom in 'n situasie waar kwantumeffekte hierdie aksies moet beskryf, as gevolg van die uiters hoë digtheid en daarom deeltjie-interaksies. Tot op hede was dit nog nie moontlik om kwantum- en gravitasie-effekte in 'n enkele teorie te kombineer nie, alhoewel daar pogings bestaan om so 'n teorie oor kwantumgravitasie te formuleer. Daar word algemeen verwag dat so 'n teorie geen enkelhede sal bevat nie. [113] [114] Die foton sfeer is 'n bolvormige grens van nul dikte waarin fotone wat op raaklyne aan die sfeer beweeg, vasgevang sou word in 'n sirkelvormige baan om die swart gat. Vir nie-roterende swart gate het die fotonfeer 'n straal van 1,5 keer die Schwarzschild-radius. Hul wentelbane sou dinamies onstabiel wees, en daarom sou enige klein versteuring, soos 'n deeltjie van die materie, 'n onstabiliteit veroorsaak wat met verloop van tyd sou groei, óf om die foton op 'n uitwaartse baan te plaas sodat dit uit die swart gat sou ontsnap, óf na binne. spiraal waar dit uiteindelik die gebeurtenishorison sou oorsteek. [115] Alhoewel lig nog steeds uit die fotonfeer kan ontsnap, sal enige lig wat die fotonfeer op 'n inkomende baan kruis, deur die swart gat vasgevang word. Daarom moet enige lig wat 'n buite-waarnemer vanuit die foton sfeer bereik, deur voorwerpe tussen die foton sfeer en die gebeurtenis horison uitgestraal word. [115] Vir 'n Kerr-swart gat hang die radius van die foton-sfeer af van die draai-parameter en van die besonderhede van die fotonbaan, wat verloop kan word (die foton draai in dieselfde sin as die swartgat-draai) of retrograde. [116] [117] Roterende swart gate word omring deur 'n gebied van ruimtetyd waarin dit onmoontlik is om stil te staan, die ergosfeer genoem. Dit is die resultaat van 'n proses wat bekend staan as raam-slepende algemene relatiwiteit voorspel dat enige roterende massa geneig sal wees om die ruimtetyd wat dit omring, effens te "sleep". Enige voorwerp naby die roterende massa sal geneig wees om in die rigting van die draai te begin beweeg. Vir 'n roterende swart gat is hierdie effek so sterk naby die gebeurtenishorison dat 'n voorwerp vinniger as die ligspoed in die teenoorgestelde rigting sal moet beweeg om net stil te staan. [119] Die ergosfeer van 'n swart gat is 'n volume wat begrens word deur die horison van die swart gat en die ergosurface, wat saamval met die gebeurtenishorison aan die pole, maar op 'n veel groter afstand rondom die ewenaar is. [118] Voorwerpe en bestraling kan normaalweg uit die ergosfeer ontsnap. Deur die Penrose-proses kan voorwerpe met meer energie uit die ergosfeer verskyn as waarmee hulle ingegaan het. Die ekstra energie word geneem uit die rotasie-energie van die swart gat. Daardeur vertraag die rotasie van die swart gat. [120] 'n Variasie van die Penrose-proses in die teenwoordigheid van sterk magnetiese velde, word die Blandford-Znajek-proses beskou as 'n waarskynlike meganisme vir die enorme helderheid en relativistiese strale van kwasars en ander aktiewe galaktiese kerne. In Newtonse swaartekrag kan toetsdeeltjies stabiel wentel op willekeurige afstande van 'n sentrale voorwerp. In die algemene relatiwiteit bestaan daar egter 'n innerlike stabiele sirkelbaan (wat dikwels die ISCO genoem word), waarbinne enige oneindige minimale versteurings tot 'n sirkelbaan tot inspirasie in die swart gat sal lei. [121] Die ligging van die ISCO hang af van die draai van die swart gat, in die geval van 'n Schwarzschild-swart gat (draai nul) is: en neem af met toenemende spin in swart gate vir deeltjies wat in dieselfde rigting as die draai wentel. [122] Gegewe die bisarre karakter van swart gate, is dit lank gevra of sulke voorwerpe in die natuur kan bestaan en of dit slegs patologiese oplossings vir Einstein se vergelykings is. Einstein het self verkeerdelik gedink dat swart gate nie sou vorm nie, omdat hy van mening was dat die hoekmomentum van ineenstortende deeltjies hul beweging in een of ander radius sou stabiliseer. [123] Dit het daartoe gelei dat die algemene relatiwiteitsgemeenskap jare lank al die resultate van die teendeel afgewys het.'N Minderheid van relativiste het egter voortgegaan om aan te voer dat swart gate fisiese voorwerpe was, [124] en teen die einde van die 1960's het hulle die meerderheid navorsers in die veld oortuig dat daar geen hindernis is vir die vorming van 'n gebeurtenishorison nie. [ aanhaling nodig ] Penrose het getoon dat sodra 'n gebeurtenishorison vorm, algemene relatiwiteit sonder kwantummeganika vereis dat 'n enkelheid binne sal vorm. [57] Kort daarna het Hawking getoon dat baie kosmologiese oplossings wat die oerknal beskryf, singulariteite het sonder skalêre velde of ander eksotiese materiaal (sien "Penrose – Hawking singulariteitstellings"). [ opheldering nodig ] Die Kerr-oplossing, die stelling sonder hare en die wette van die swart gat-termodinamika, het getoon dat die fisiese eienskappe van swart gate eenvoudig en verstaanbaar was, wat hulle gerespekteerde onderwerpe vir navorsing gemaak het. [125] Konvensionele swart gate word gevorm deur swaar voorwerpe soos sterre se ineenstorting, maar dit kan in teorie ook deur ander prosesse gevorm word. [126] [127] Gravitasie-ineenstorting vind plaas as die interne druk van 'n voorwerp onvoldoende is om die voorwerp se eie swaartekrag te weerstaan. Vir sterre kom dit gewoonlik voor omdat 'n ster te min "brandstof" oor het om sy temperatuur deur sterre nukleosintese te handhaaf, of omdat 'n ster wat stabiel sou gewees het, ekstra materiaal ontvang op 'n manier wat sy kerntemperatuur nie verhoog nie. In beide gevalle is die ster se temperatuur nie meer hoog genoeg om te verhoed dat dit onder sy eie gewig instort nie. [128] Die ineenstorting kan stopgesit word deur die ontaardingsdruk van die bestanddele van die ster, wat die kondensasie van materie in 'n eksotiese digter toestand laat plaasvind. Die resultaat is een van die verskillende soorte kompakte sterre. Watter tipe vorms hang af van die massa van die oorblywende oorspronklike ster wat oorbly as die buitenste lae weggewaai is (byvoorbeeld in 'n tipe II-supernova). Die massa van die oorblyfsel, die ineengestorte voorwerp wat die ontploffing oorleef, kan aansienlik minder wees as die oorspronklike ster. Oorblyfsels van meer as 5 M ☉ word vervaardig deur sterre van meer as 20 M ☉ voor die ineenstorting. [128] As die massa van die oorblyfsel ongeveer 3–4 M oorskry ☉ (die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-limiet [38]), hetsy omdat die oorspronklike ster baie swaar was, of omdat die oorblywende bykomende massa deur die aanwas van materie versamel is, selfs die ontaardingsdruk van neutrone is onvoldoende om die ineenstorting te stop. Geen bekende meganisme (behalwe moontlik druk op kwark-degenerasie, sien kwarkster) is kragtig genoeg om die inploffing te stop nie en die voorwerp sal onvermydelik in duie stort om 'n swart gat te vorm. [128] Die swaartekrag-ineenstorting van swaar sterre word aanvaar dat dit verantwoordelik is vir die vorming van sterremassa swart gate. Stervorming in die vroeë heelal het moontlik baie massiewe sterre tot gevolg gehad, wat met hul ineenstorting swart gate van tot 10 3 M sou oplewer. ☉. Hierdie swart gate kan die sade wees van die supermassiewe swart gate wat in die sentrums van die meeste sterrestelsels voorkom. [130] Daar is verder voorgestel dat massiewe swart gate met tipiese massas van 10 5 M ☉ kon gevorm het uit die direkte ineenstorting van gaswolke in die jong heelal. [126] Hierdie massiewe voorwerpe is voorgestel as die saad wat uiteindelik die vroegste kwasare gevorm het wat al by rooiverskuiwing z ∼ 7 < displaystyle z sim 7> waargeneem is. [131] Sommige kandidate vir sulke voorwerpe is in waarnemings van die jong heelal gevind. [126] Alhoewel die meeste energie wat tydens gravitasie-ineenstorting vrygestel word, baie vinnig vrygestel word, sien 'n buite-waarnemer nie die einde van hierdie proses nie. Al neem die ineenstorting 'n beperkte hoeveelheid tyd vanaf die verwysingsraamwerk van afvallende materie, sou 'n verre waarnemer die afvalmateriaal stadig sien en tot stilstand kom net bo die gebeurtenishorison, as gevolg van swaartekragtyddilatasie. Lig van die ineenstortende materiaal neem langer en langer om die waarnemer te bereik, met die lig wat uitgestraal word net voordat die gebeurtenishorison vorm, oneindig lank vertraag. Dus sien die eksterne waarnemer nooit die vorming van die gebeurtenishorison in plaas daarvan nie, dit lyk asof die ineenstortende materiaal dowwer word en toenemend rooi verskuif word en uiteindelik verdwyn. [132] Gravitasie-ineenstorting verg groot digtheid. In die huidige tydvak van die heelal word hierdie hoë digthede slegs in sterre aangetref, maar in die vroeë heelal kort na die oerknal was die digthede baie groter, wat moontlik die skep van swart gate moontlik gemaak het. Hoë digtheid alleen is nie genoeg om die vorming van swart gate toe te laat nie, aangesien 'n eenvormige massaverdeling nie die massa kan laat saamtrek nie. Om oorspronklike swart gate in so 'n digte medium te vorm, moes daar aanvanklike digtheidsversteurings gewees het wat dan onder hul eie swaartekrag kon groei. Verskillende modelle vir die vroeë heelal wissel baie in hul voorspellings oor die omvang van hierdie skommelinge. Verskeie modelle voorspel die ontstaan van oorspronklike swart gate wat wissel in grootte vanaf 'n Planck-massa (mP= √ ħc/G ≈ 1.2 × 10 19 GeV /c 2 ≈ 2,2 × 10 −8 kg) tot honderdduisende sonmassas. [127] Ondanks die feit dat die vroeë heelal uiters dig was - baie digter as wat gewoonlik benodig word om 'n swart gat te vorm - het dit tydens die oerknal nie weer in 'n swart gat geval nie. Modelle vir die gravitasie-ineenstorting van voorwerpe van relatiewe konstante grootte, soos sterre, is nie noodwendig op dieselfde manier van toepassing op vinnig groeiende ruimtes soos die oerknal nie. [133] Gravitasie-ineenstorting is nie die enigste proses wat swart gate kan veroorsaak nie. In beginsel kan swart gate gevorm word in botsings met 'n hoë energie wat voldoende digtheid behaal. Vanaf 2002 is daar nog nie sulke gebeurtenisse opgespoor nie, hetsy direk of indirek as 'n tekort aan die massa-balans in deeltjiesversneller-eksperimente. [134] Dit dui daarop dat daar 'n onderste limiet moet wees vir die massa swart gate. Teoreties word verwag dat hierdie grens rondom die Planck-massa sal lê, waar daar van kwantumeffekte verwag word om die voorspellings van algemene relatiwiteit ongeldig te maak. [135] Dit sou die skep van swart gate stewig buite bereik van enige hoë-energieproses wat op of naby die Aarde plaasvind, plaas. Sekere verwikkelinge in kwantumgravitasie dui egter daarop dat die minimum swartgatmassa baie laer kan wees: sommige scenario's in die semewêreld stel byvoorbeeld die grens so laag as 1 TeV /c 2. [136] Dit sou dit denkbaar maak dat mikro-swart gate geskep word in die hoë-energie-botsings wat voorkom wanneer kosmiese strale die aarde se atmosfeer tref, of moontlik in die Large Hadron Collider by CERN. Hierdie teorieë is baie bespiegelend, en die skep van swart gate in hierdie prosesse word deur baie spesialiste onwaarskynlik geag. [137] Al sou mikro-swart gate gevorm kon word, word verwag dat dit binne ongeveer 10-25 sekondes sou verdamp en geen bedreiging vir die aarde sou inhou nie. [138] Sodra 'n swart gat gevorm het, kan dit aanhou groei deur ekstra materiaal op te neem. Enige swart gat sal voortdurend gas en interstellêre stof uit sy omgewing absorbeer. Hierdie groeiproses is een moontlike manier waarop sommige supermassiewe swart gate gevorm kan word, hoewel die vorming van supermassiewe swart gate steeds 'n oop navorsingsveld is. [130] 'n Soortgelyke proses is voorgestel vir die vorming van intermediêre massa swart gate wat in bolvormige trosse voorkom. [139] Swart gate kan ook saamsmelt met ander voorwerpe soos sterre of selfs ander swart gate. Dit word vermoed dat dit belangrik was, veral in die vroeë groei van supermassiewe swart gate, wat kon ontstaan uit die samevoeging van baie kleiner voorwerpe. [130] Die proses is ook voorgestel as die oorsprong van sommige swart gate met tussenmassa. [140] [141] In 1974 het Hawking voorspel dat swart gate nie heeltemal swart is nie, maar klein hoeveelhede termiese straling by 'n temperatuur uitstraalc 3 / (8πGMkB] [63] hierdie effek het bekend geword as Hawking-bestraling. Deur kwantumveldteorie toe te pas op 'n statiese agtergrond van swart gate, het hy vasgestel dat 'n swart gat deeltjies moet uitstraal wat 'n perfekte swart liggaams spektrum vertoon. Sedert Hawking se publikasie het baie ander die resultaat deur verskillende benaderings bevestig. [142] As die teorie van Hawking oor swartgatstraling korrek is, word verwag dat swart gate mettertyd krimp en verdamp, aangesien dit massa verloor deur die uitstoot van fotone en ander deeltjies. [63] Die temperatuur van hierdie termiese spektrum (Hawking-temperatuur) is eweredig aan die oppervlakkigheid van die swart gat, wat vir 'n Schwarzschild-swart gat omgekeerd eweredig is aan die massa. Daarom gee groot swart gate minder straling as klein swart gate. [143] 'N Sterre swart gat van 1 M ☉ het 'n Hawking-temperatuur van 62 nanokelviene. [144] Dit is veel minder as die 2,7 K temperatuur van die kosmiese mikrogolf-agtergrondstraling. Stermassa of groter swart gate ontvang meer massa uit die kosmiese mikrogolfagtergrond as wat dit deur Hawking-straling uitstraal en sal dus groei in plaas van krimp. [145] Om 'n Hawking-temperatuur groter as 2,7 K te hê (en kan verdamp), sou 'n swart gat 'n massa benodig wat minder is as die Maan. So 'n swart gat het 'n deursnee van minder as 'n tiende van 'n millimeter. [146] As 'n swart gat baie klein is, sal die stralingseffekte na verwagting baie sterk word. 'N Swart gat met 'n massa van 'n motor het 'n deursnee van ongeveer 10-24 m en neem 'n nanosekonde om te verdamp, waartydens dit 'n helderheid van meer as 200 keer dié van die son sal hê. Daar word verwag dat swart gate met laer massa nog vinniger verdamp, byvoorbeeld 'n swart gat met massa 1 TeV /c 2 sou minder as 10 - 88 sekondes neem om heeltemal te verdamp. Vir so 'n klein swart gaatjie word verwag dat kwantum-swaartekrag-effekte 'n belangrike rol sal speel en so hipoteties so 'n klein swart gaatjie stabiel kan maak, hoewel die huidige ontwikkeling in kwantumgravitasie nie daarop dui dat dit die geval is nie. [147] [148] Die Hawking-bestraling vir 'n astrofisiese swart gat word voorspel baie swak en sal dus buitengewoon moeilik opspoorbaar vanaf die aarde wees. 'N Moontlike uitsondering is egter die uitbarsting van gammastrale wat in die laaste fase van die verdamping van oer-swart gate uitgestraal is. Soektogte na sulke flitse is onsuksesvol en bied streng perke aan die moontlikheid van die bestaan van oormatige swart gate. [149] NASA se Fermi gammastraal-ruimteteleskoop wat in 2008 van stapel gestuur is, sal voortgaan met die soeke na hierdie flitse. [150] As swart gate verdamp via Hawking-bestraling, verdamp 'n swart gat van 'n sonmassa (begin sodra die temperatuur van die kosmiese mikrogolfagtergrond onder dié van die swart gat daal) gedurende 'n tydperk van 10 64 jaar. [151] 'n Supermassiewe swart gat met 'n massa van 10 11 M ☉ verdamp binne ongeveer 2 × 10 100 jaar. [152] Daar word voorspel dat sommige monster swart gate in die heelal sal groei tot miskien 10 14 M ☉ tydens die ineenstorting van superklusters van sterrestelsels. Selfs hierdie verdamp oor 'n tydskaal van tot 10 106 jaar. [151] Uit die aard van die saak straal swart gate self geen ander elektromagnetiese straling af as die hipotetiese Hawking-bestraling nie. Astrofisici wat op soek is na swart gate, moet oor die algemeen op indirekte waarnemings staatmaak. Byvoorbeeld, die bestaan van 'n swart gat kan soms afgelei word deur die aantrekking van die swaartekrag op die omgewing. [153] Op 10 April 2019 is 'n beeld van 'n swart gat vrygestel, wat op vergrote wyse gesien kan word omdat die ligpaadjies naby die geleentheidshorison baie gebuig is. Die donker skaduwee in die middel is die gevolg van ligte paaie wat deur die swart gat geabsorbeer word. [22] Die beeld is in vals kleur, aangesien die bespeurde lighalo in hierdie beeld nie in die sigbare spektrum is nie, maar radiogolwe. Die Event Horizon Telescope (EHT), is 'n aktiewe program wat die onmiddellike omgewing van die gebeurtenishorison van swart gate, soos die swart gat in die middel van die Melkweg, direk waarneem. In April 2017 het EHT begin met die waarneming van die swart gat in die middel van Messier 87. [154] 'Altesaam agt radiowaarnemings op ses berge en vier vastelande het die sterrestelsel in Maagd in April 2017 tien dae lank aan en af waargeneem' tot verskaf die data wat die beeld twee jaar later in April 2019 lewer. [155] Na twee jaar se dataverwerking het EHT die eerste direkte beeld van 'n swart gat vrygestel, spesifiek die supermassiewe swart gat wat in die middel van die bogenoemde sterrestelsel lê. [156] [157] Wat sigbaar is, is nie die swart gat wat as swart vertoon vanweë die verlies van alle lig binne hierdie donker gebied nie, maar eerder die gasse aan die rand van die gebeurtenishorison, wat as oranje of rooi, wat die swart gat definieer. [158] Die verheldering van hierdie materiaal in die 'onderste' helfte van die verwerkte EHT-beeld word vermoedelik veroorsaak deur Doppler-straling, waardeur materiaal wat die kyker met relativistiese snelhede nader, as helderder beskou word as materiaal wat wegbeweeg. In die geval van 'n swart gat, impliseer hierdie verskynsel dat die sigbare materiaal teen relativistiese snelhede (& gt1000 km / s) draai, die enigste snelheid waarmee dit die geweldige aantrekkingskrag van die enkelheid sentrifugaal kan balanseer en daardeur in 'n baan bo die gebeurtenishorison bly. Hierdie konfigurasie van helder materiaal impliseer dat die EHT M87 * waargeneem het vanuit 'n perspektief wat die swart gat se aanwasskyf byna rand vang, terwyl die hele stelsel kloksgewys draai. [159] [160] Die uiterste swaartekrag-lens wat verband hou met swart gate lewer egter die illusie van 'n perspektief wat die aanwas-skyf van bo af sien. In werklikheid is die meeste ringe in die EHT-beeld geskep toe die lig wat aan die ander kant van die aanwasskyf uitstraal rondom die swaartekrag van die swart gat goed gebuig het en dit vrygespring het, beteken dat die meeste moontlike perspektiewe op M87 * die hele skyf kan sien. , selfs dit direk agter die "skaduwee". Voor dit, in 2015, het die EHT magnetiese velde net buite die gebeurtenishorison van Boogskutter A * opgespoor, en selfs sommige van hul eienskappe onderskei. Die veldlyne wat deur die aanwasskyf gaan, is 'n komplekse mengsel van geordende en deurmekaar. Die bestaan van magnetiese velde is voorspel deur teoretiese studies van swart gate. [161] [162] Op 14 September 2015 het die LIGO gravitasiegolfwaarneming die allereerste suksesvolle direkte waarneming van swaartekraggolwe gemaak. [11] [164] Die sein stem ooreen met die teoretiese voorspellings vir die swaartekraggolwe wat ontstaan deur die samesmelting van twee swart gate: een met ongeveer 36 sonmassas, en die ander ongeveer 29 sonmassas. [11] [165] Hierdie waarneming lewer die mees konkrete bewyse vir die bestaan van swart gate tot nog toe. Die gravitasiegolfsein dui byvoorbeeld daarop dat die skeiding van die twee voorwerpe voor die samesmelting net 350 km was (of ongeveer vier keer die Schwarzschild-radius wat ooreenstem met die afgeleide massas). Die voorwerpe moes dus buitengewoon kompak gewees het, wat swart gate as die mees aanneemlike interpretasie agtergelaat het. [11] Belangriker nog, die sein wat deur LIGO waargeneem is, het ook die begin van die afbreek van die samesmelting ingesluit. Dit is waarskynlik die mees direkte manier om 'n swart gat waar te neem. [166] Vanuit die LIGO-sein is dit moontlik om die frekwensie en dempingstyd van die dominante modus van die ringdown te onttrek. Hieruit is dit moontlik om die massa en hoekmomentum van die finale voorwerp af te lei, wat ooreenstem met onafhanklike voorspellings uit numeriese simulasies van die samesmelting. [167] Die frekwensie en verval van die dominante modus word bepaal deur die meetkunde van die foton sfeer. Gevolglik bevestig die waarneming van hierdie modus die teenwoordigheid van 'n fotonfeer, maar dit kan nie moontlike eksotiese alternatiewe vir swart gate uitsluit wat kompak genoeg is om 'n fotonfeer te hê nie. [166] Die waarneming lewer ook die eerste waarnemingsbewyse vir die bestaan van swartmassa-binaries van sterre-massa. Verder is dit die eerste waarnemingsgetuienis van swartmassa's van sterremassa wat 25 sonmassas of meer weeg. [168] Sedertdien is baie meer gravitasiegolfgebeurtenisse waargeneem. [13] Die regte bewegings van sterre naby die middelpunt van ons eie Melkweg lewer sterk waarnemingsbewyse dat hierdie sterre om 'n supermassiewe swart gat wentel. [169] Sedert 1995 volg sterrekundiges die bewegings van 90 sterre wat om 'n onsigbare voorwerp wentel wat saamval met die radiobron Boogskutter A *. Deur hul bewegings op Kepleriaanse bane te pas, kon die sterrekundiges in 1998 aflei dat 'n 2,6 × 10 6 M ☉ voorwerp moet in 'n volume met 'n straal van 0,02 ligjaar voorkom om die bewegings van daardie sterre te veroorsaak. [170] Sedertdien het een van die sterre - genaamd S2 - 'n volle baan voltooi. Vanuit die orbitale data kon sterrekundiges die berekeninge van die massa tot 4,3 × 10 6 M verfyn ☉ en 'n radius van minder as 0,002 ligjare vir die voorwerp wat die baanbeweging van daardie sterre veroorsaak. [169] Die boonste perk op die grootte van die voorwerp is nog steeds te groot om te toets of dit kleiner is as die Schwarzschild-radius, maar hierdie waarnemings dui sterk daarop dat die sentrale voorwerp 'n supermassiewe swart gat is, aangesien daar geen ander waarskynlike scenario's bestaan om soveel te beperk onsigbare massa in so 'n klein volume. [170] Daar is ook waarnemingsbewyse dat hierdie voorwerp 'n gebeurtenishorison kan hê, 'n kenmerk wat uniek is aan swart gate. [171] As gevolg van die behoud van die hoekmomentum, sal [173] gas wat in die gravitasieput val wat deur 'n massiewe voorwerp geskep word, gewoonlik 'n skyfagtige struktuur rondom die voorwerp vorm. Indrukke van kunstenaars, soos die gepaardgaande voorstelling van 'n swart gat met korona, beeld die swart gat gewoonlik uit asof dit 'n plat ruimte is wat die deel van die skyf net daaragter wegsteek, maar in werklikheid sou gravitasie-lens die beeld van die aanwas skyf. [174] Binne so 'n skyf sou wrywing veroorsaak dat die hoekmomentum na buite vervoer word, sodat die materie verder na binne kan val, wat potensiële energie vrystel en die temperatuur van die gas verhoog. [175] Wanneer die aanwas-voorwerp 'n neutronster of 'n swart gat is, wentel die gas in die binneste aanwasskyf teen baie hoë snelhede as gevolg van sy nabyheid aan die kompakte voorwerp. Die gevolglike wrywing is so betekenisvol dat dit die binneste skyf verhit tot temperature waarteen dit groot hoeveelhede elektromagnetiese straling (hoofsaaklik X-strale) uitstraal. Hierdie helder X-straalbronne kan deur teleskope opgespoor word.Hierdie proses van aanwas is een van die doeltreffendste energieproduserende prosesse waarvan bekend is dat tot 40% van die rusmassa van die aangelegde materiaal as straling vrygestel kan word. [175] (In kernfusie sal slegs ongeveer 0,7% van die rusmassa as energie uitgestraal word.) In baie gevalle word aanwasplate vergesel deur relativistiese strale wat langs die pole uitgestraal word, wat baie van die energie wegdra. Die meganisme vir die skep van hierdie stralers word tans nie goed verstaan nie, deels as gevolg van onvoldoende data. [176] As sodanig word baie van die meer energieke verskynsels van die heelal toegeskryf aan die aanwas van materie op swart gate. In die besonder word geglo dat aktiewe galaktiese kerne en kwasars die aanwasskywe van supermassiewe swart gate is. [177] Net so word algemeen aanvaar dat X-straalbinaries binêre sterstelsels is waarin een van die twee sterre 'n kompakte voorwerp is wat die aangeleentheid toeneem. [177] Daar is ook voorgestel dat sommige ultralumine X-straalbronne die aanwasskywe van swartmassa met tussenmassa kan wees. [178] In November 2011 is die eerste direkte waarneming van 'n kwasar-aanwasskyf rondom 'n supermassiewe swart gat gerapporteer. [179] [180] X-straal-binaries is binêre sterstelsels wat 'n meerderheid van hul straling in die X-straalgedeelte van die spektrum uitstraal. Daar word algemeen gedink dat hierdie X-straalvrystelling ontstaan as een van die sterre (kompakte voorwerp) materie van 'n ander (gewone) ster oplewer. Die teenwoordigheid van 'n gewone ster in so 'n stelsel bied die geleentheid om die sentrale voorwerp te bestudeer en vas te stel of dit 'n swart gat is. [177] As so 'n stelsel seine uitstuur wat direk na die kompakte voorwerp teruggevoer kan word, kan dit nie 'n swart gat wees nie. Die afwesigheid van so 'n sein sluit egter nie die moontlikheid uit dat die kompakte voorwerp 'n neutronster is nie. Deur die begeleidende ster te bestudeer, is dit dikwels moontlik om die orbitale parameters van die stelsel te verkry en 'n skatting te kry vir die massa van die kompakte voorwerp. As dit veel groter is as die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-limiet (die maksimum massa wat 'n ster kan hê sonder om inmekaar te stort), kan die voorwerp nie 'n neutronster wees nie en word daar gewoonlik 'n swart gat verwag. [177] Die eerste sterk kandidaat vir 'n swart gat, Cygnus X-1, is in 1972 deur Charles Thomas Bolton, [181] Louise Webster, en Paul Murdin [182] ontdek. [183] [184] Sommige twyfel egter dat gebly as gevolg van die onsekerhede wat die gevolg is dat die metgesel ster baie swaarder is as die kandidaat-swart gat. Tans word beter kandidate vir swart gate gevind in 'n klas X-straal-binaries wat sagte X-straaltransiënte genoem word. In hierdie stelselklasse het die metgesel-ster 'n relatiewe lae massa, wat die akkurate skatting van die swartgatmassa moontlik maak. Boonop gee hierdie stelsels slegs tien maande lank elke 10–50 jaar aktiewe straling uit. Gedurende die periode van lae X-straalemissie (stilstand genoem) is die aanwasskyf buitengewoon flou, wat die begeleidende ster gedurende hierdie periode uitvoerig kan waarneem. Een van die beste sulke kandidate is V404 Cygni. [177] Die X-straal-uitstoot van aanwas-skywe flikker soms op sekere frekwensies. Hierdie seine word kwasi-periodieke ossillasies genoem en word vermoedelik veroorsaak deur materiaal wat langs die binnekant van die aanwasskyf beweeg (die binneste stabiele sirkelbaan). As sodanig word hul frekwensie gekoppel aan die massa van die kompakte voorwerp. Dit kan dus gebruik word as 'n alternatiewe manier om die massa van swart gate te bepaal. [185] Sterrekundiges gebruik die term "aktiewe sterrestelsel" om sterrestelsels met ongewone eienskappe te beskryf, soos ongewone spektrale lynemissie en baie sterk radio-emissie. Teoretiese en waarnemingsstudies het getoon dat die aktiwiteit in hierdie aktiewe galaktiese kerne (AGN) verklaar kan word deur die teenwoordigheid van supermassiewe swart gate, wat miljoene kere meer massief kan wees as sterre. Die AGN-modelle bestaan uit 'n sentrale swart gat wat miljoene of miljarde kere massiewer kan wees as die son, 'n skyf van interstellêre gas en stof wat 'n aanwasskyf genoem word en twee strale loodreg op die aanwasskyf. [186] [187] Alhoewel daar na verwagting supermassiewe swart gate in die meeste AGN gevind sal word, is slegs sommige sterrestelsels se kerne noukeuriger bestudeer in pogings om die werklike massas van die sentrale supermassiewe kandidate vir swart gate te identifiseer en te meet. Van die opvallendste sterrestelsels met supermassiewe swartgatkandidate sluit in die Andromeda-sterrestelsel, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, NGC 4889, NGC 1277, PB 287, APM 08279 + 5255 en die Sombrero-sterrestelsel. [189] Dit word nou algemeen aanvaar dat die middelpunt van byna elke sterrestelsel, nie net aktiewe nie, 'n supermassiewe swart gat bevat. [190] Die noue waarnemingskorrelasie tussen die massa van hierdie gat en die snelheidsverspreiding van die bult van die gasheerstelsel, bekend as die M – sigma-verband, dui sterk op 'n verband tussen die vorming van die swart gat en dié van die sterrestelsel self. [191] 'N Ander manier waarop die aard van 'n voorwerp in die swart gat in die toekoms getoets kan word, is die waarneming van effekte wat veroorsaak word deur 'n sterk swaartekragveld in hul omgewing. Een so 'n effek is gravitasie-lens: die vervorming van die ruimtetyd rondom 'n massiewe voorwerp veroorsaak dat ligstrale afbuig net soos lig wat deur 'n optiese lens gaan. Daar is waarnemings gemaak van swak swaartekraglense, waarin ligstrale met enkele boogsekondes afgewyk word. Dit is egter nooit direk waargeneem vir 'n swart gat nie. [193] Een moontlikheid om gravitasie-lens deur 'n swart gat waar te neem, is om sterre in 'n wentelbaan om die swart gat waar te neem. Daar is verskeie kandidate vir so 'n waarneming in 'n wentelbaan rondom Boogskutter A *. [193] Die bewyse vir sterre swart gate berus sterk op die bestaan van 'n boonste limiet vir die massa van 'n neutronster. Die grootte van hierdie limiet hang sterk af van die aannames oor die eienskappe van digte materiaal. Nuwe eksotiese fases van materie kan hierdie grens verhoog. [177] 'n Fase van vrye kwarks met hoë digtheid kan die bestaan van digte kwarksterre moontlik maak, [194] en sommige supersimmetriese modelle voorspel die bestaan van Q-sterre. [195] Sommige uitbreidings van die standaardmodel noem die bestaan van preone as fundamentele boustene van kwarks en leptone, wat hipoteties preon-sterre kan vorm. [196] Hierdie hipotetiese modelle kan moontlik 'n aantal waarnemings van sterre swartgatkandidate verklaar. Uit argumente in die algemene relatiwiteit kan egter aangetoon word dat so 'n voorwerp 'n maksimum massa het. [177] Aangesien die gemiddelde digtheid van 'n swart gat binne die Schwarzschild-radius omgekeerd eweredig is aan die kwadraat van sy massa, is supermassiewe swart gate baie minder dig as swart swart gate (die gemiddelde digtheid van 'n 10 8 M ☉ swart gat vergelykbaar is met dié van water). [177] Gevolglik word die fisika van materie wat 'n supermassiewe swart gat vorm, baie beter verstaan en is die moontlike alternatiewe verklarings vir supermassiewe waarnemings in swart gate baie meer alledaags. 'N Supermassiewe swart gat kan byvoorbeeld gemodelleer word deur 'n groot groep baie donker voorwerpe. Sulke alternatiewe is egter gewoonlik nie stabiel genoeg om die supermassiewe kandidate vir swart gate te verklaar nie. [177] Die getuienis vir die bestaan van sterre en supermassiewe swart gate impliseer dat die algemene relatiwiteit as 'n teorie van swaartekrag moet misluk om swart gate nie te vorm nie, miskien as gevolg van die aanvang van kwantummeganiese regstellings. 'N Te verwagte kenmerk van 'n teorie oor kwantum-swaartekrag is dat dit nie enkelvoud of gebeurtenishorisonne sal bevat nie, en dat swart gate dus nie werklike artefakte sal wees nie. [197] Byvoorbeeld, in die fuzzball-model wat gebaseer is op snaarteorie, het die individuele toestande van 'n swartgatoplossing oor die algemeen nie 'n gebeurtenishorison of singulariteit nie, maar vir 'n klassieke / semi-klassieke waarnemer verskyn die statistiese gemiddelde van sulke toestande net as 'n gewone swart gat soos afgelei uit die algemene relatiwiteit. [198] 'N Paar teoretiese voorwerpe is vermoedelik om waarnemings van astronomiese swartgatkandidate identies of amper identies te pas, maar wat via 'n ander meganisme funksioneer. Dit sluit in die grafastar, die swart ster, [199] en die donker-energie ster. [200] In 1971 het Hawking onder algemene omstandighede [Nota 5] getoon dat die totale oppervlakte van die geleentheidshorison van enige versameling klassieke swart gate nooit kan afneem nie, selfs al bots dit saam. [201] Hierdie resultaat, nou bekend as die tweede wet van swartgatmeganika, is opvallend soortgelyk aan die tweede wet van termodinamika, wat bepaal dat die totale entropie van 'n geïsoleerde stelsel nooit kan afneem nie. Soos met klassieke voorwerpe by absolute nul temperatuur, is aanvaar dat swart gate geen entropie het nie. As dit die geval was, sou die tweede wet van termodinamika oortree word deur entropie-gelaaide materie wat in 'n swart gat inloop, wat tot 'n afname in die totale entropie van die heelal lei. Daarom stel Bekenstein voor dat 'n swart gat 'n entropie moet hê en dat dit eweredig aan sy horisongebied moet wees. [202] Die verband met die wette van die termodinamika word verder versterk deur Hawking se ontdekking dat die kwantumveldteorie voorspel dat 'n swart gat swartliggaamstraling by 'n konstante temperatuur uitstraal. Dit veroorsaak skynbaar 'n oortreding van die tweede wet van swartgatmeganika, aangesien die bestraling energie van die swart gat sal wegdra en krimp. Die bestraling dra egter ook entropie weg, en dit kan bewys word onder algemene aannames dat die som van die entropie van die saak rondom 'n swart gat en 'n kwart van die oppervlakte van die horison, soos gemeet in Planck-eenhede, in werklikheid altyd toeneem. Hierdeur kan die eerste wet van swartgatmeganika geformuleer word as 'n analoog van die eerste wet van termodinamika, met die massa wat as energie optree, die oppervlakteswaartekrag as temperatuur en die area as entropie. [202] Een vreemde kenmerk is dat die entropie van 'n swart gat met sy oppervlak skaal eerder as met sy volume, aangesien entropie normaalweg 'n uitgebreide hoeveelheid is wat lineêr met die volume van die stelsel skaal. Hierdie vreemde eienskap het daartoe gelei dat Gerard 't Hooft en Leonard Susskind die holografiese beginsel voorgestel het, wat daarop dui dat alles wat in 'n volume ruimtetyd gebeur, beskryf kan word deur data op die grens van die volume. [203] Alhoewel algemene relatiwiteit gebruik kan word om 'n semi-klassieke berekening van swartgat-entropie uit te voer, is hierdie situasie teoreties onbevredigend. In statistiese meganika word entropie verstaan as die aantal mikroskopiese konfigurasies van 'n stelsel wat dieselfde makroskopiese eienskappe het (soos massa, lading, druk, ens.) Tel. Sonder 'n bevredigende teorie oor kwantumgravitasie kan 'n mens nie so 'n berekening vir swart gate uitvoer nie. Daar is 'n mate van vordering gemaak met verskillende benaderings tot kwantumgravitasie. In 1995 het Andrew Strominger en Cumrun Vafa getoon dat die tel van die mikrostate van 'n spesifieke supersimmetriese swart gat in die stringteorie die entropie Bekenstein – Hawking weergegee het. [204] Sedertdien is soortgelyke resultate gerapporteer vir verskillende swart gate, sowel in die stringteorie as in ander benaderings tot kwantum-swaartekrag, soos lus-kwantum-swaartekrag. [205] Gaan fisiese inligting verlore in swart gate? Omdat 'n swart gat slegs enkele interne parameters het, gaan die meeste inligting oor die vorming van die swart gat verlore. Ongeag die soort materie wat in 'n swart gat gaan, blyk dit dat slegs inligting rakende die totale massa, lading en hoekmomentum behoue bly. Solank daar gedink is dat swart gate vir ewig sal voortduur, is hierdie verlies aan inligting nie so problematies nie, aangesien die inligting binne die swart gat kan beskou word, van buite ontoeganklik is, maar volgens die holografiese beginsel op die gebeurtenishorison voorgestel word. Swart gate verdamp egter stadig deur Hawking-straling uit te gee. Dit lyk asof hierdie bestraling geen bykomende inligting bevat oor die saak wat die swart gat gevorm het nie, wat beteken dat hierdie inligting blykbaar vir ewig verdwyn het. [206] Die vraag of inligting werklik verlore gaan in swart gate (die swartgatinligtingsparadoks) het die teoretiese fisika-gemeenskap verdeel (sien Thorne – Hawking – Preskill bet). In kwantummeganika kom verlies aan inligting ooreen met die skending van 'n eiendom genaamd eenheid, en daar is aangevoer dat verlies aan eenheid ook 'n skending van die behoud van energie sou impliseer, [207] hoewel dit ook betwis is. [208] Gedurende die afgelope jaar is bewyse opgebou dat inligting en eenheid inderdaad bewaar word in 'n volledige kwantum-gravitasiebehandeling van die probleem. [209] Een poging om die swartgatinligtingparadoks op te los, staan bekend as swartgatkomplementariteit. In 2012 is die "firewall paradox" bekendgestel met die doel om aan te toon dat die komplementariteit van swart gate nie die inligtingsparadoks kan oplos nie. Volgens die kwantumveldteorie in geboë ruimtetyd, behels 'n enkele emissie van Hawking-straling twee onderling verstrengelde deeltjies. Die uitgaande deeltjie ontsnap en word uitgestraal as 'n kwantum Hawking-bestraling, en die invallende deeltjie word deur die swart gat ingesluk. Neem aan dat 'n swart gat in die verlede 'n eindige tyd gevorm het en in die toekoms in 'n eindige tyd heeltemal sal verdamp. Dan sal dit slegs 'n beperkte hoeveelheid inligting uitstuur wat binne die Hawking-straling gekodeer is. Volgens navorsing deur fisici soos Don Page [210] [211] en Leonard Susskind, sal daar uiteindelik 'n tyd wees waarin 'n uitgaande deeltjie verstrengel moet word met al die Hawking-straling wat die swart gat voorheen uitgestraal het. Dit skep skynbaar 'n paradoks: 'n beginsel genaamd "monogamie van verstrengeling" vereis dat, soos enige kwantumsisteem, die uitgaande deeltjie nie gelyktydig met twee ander stelsels verstrengel kan word nie, maar hier blyk die uitgaande deeltjie verstrengel te wees, beide met die val deeltjie en onafhanklik met Hawking-straling in die verlede. [212] Om hierdie teenstrydigheid op te los, kan fisici uiteindelik gedwing word om een van die drie beproefde beginsels prys te gee: Einstein se ekwivalensiebeginsel, eenheid of plaaslike kwantumveldteorie. Een moontlike oplossing, wat die ekwivalensiebeginsel oortree, is dat 'n 'firewall' inkomende deeltjies vernietig tydens die gebeurtenishorison. [213] Oor die algemeen bly dit 'n onderwerp van debat oor watter, indien enige - van hierdie aannames. [208] NASA het 'n seldsame kosmiese gebeurtenis met een van sy nuutste teleskope vasgevang en 'n swart gat wat 'n ster ongeveer die grootte van ons son uitmekaar skeur. Die verskynsel, wat bekend staan as 'n getye-ontwrigtingsgebeurtenis, is in detail vasgelê deur NASA se Transiting Exoplanet Survey Satellite, oftewel TESS. Navorsers het Donderdag hul bevindings van die gebeurtenis in The Astrophysical Journal gepubliseer. Wetenskaplikes het 'n internasionale netwerk van 20 robotteleskope genaamd ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for Supernovae) gebruik om die getyversteuringsgebeurtenis in Januarie op te spoor voordat hulle na TESS gaan, wat die begin van die kosmiese kragmeting gevang het. Met behulp van sy permanente kyksones kon TESS kyk hoe die ster in die swart gat insuig en die nodige data versamel wat gebruik is om die gebeurtenis te bestudeer. NASA het 'n geanimeerde video uitgereik wat die katastrofale verskynsel illustreer. "TESS-data laat ons presies sien wanneer hierdie vernietigende gebeurtenis, genaamd ASASSN-19bt, helderder geword het, wat ons nog nooit tevore kon doen nie," het Thomas Holoien van die Carnegie Observatories in Pasadena, Kalifornië, in 'n verklaring gesê oor NASA se webwerf. "Die vroeë data sal baie nuttig wees om die fisika van hierdie uitbarstings te modelleer." Chris Kochanek, 'n professor in sterrekunde aan die staat Ohio, was verwonderd oor hoe gelukkig dit was om die gebeurtenis in die siglyne van die stelsels te laat plaasvind: 'Dit was regtig 'n kombinasie van goed en gelukkig wees, en soms is dit wat u nodig het om die wetenskap vorentoe te stoot. ' Getyversteuringsgebeurtenisse is skaars en sterre moet baie naby aan 'n swart gat wees om een te skep. Navorsers het gesê dat hierdie soort kosmiese gebeurtenis elke 10.000 tot 100.000 jaar in 'n sterrestelsel so groot soos die Melkweg gebeur. Aangesien daar egter miljarde sterrestelsels in die heelal is, kon wetenskaplikes deur die jare ongeveer 40 getyontwrigtings waarneem. Tog is dit steeds moeilik om by hulle uit te kom. "Stel jou voor dat jy bo-op 'n wolkekrabber in die middestad staan, en jy gooi 'n albaster van die bokant af, en jy probeer om dit in 'n gat in 'n mangatdeksel te laat sak," het Kochanek gesê. 'Dit is moeiliker as dit.' Die eerste keer gepubliseer op 27 September 2019 / 13:58 & kopieer 2019 CBS Interactive Inc. Alle regte voorbehou. Christopher Brito is 'n sosiale mediaprodusent en skrywer van CBS News en fokus op sport en verhale met ras en kultuur. Die eerste twee G-voorwerpe is onderskeidelik in 2005 en 2012 ontdek. Omdat die twee voorwerpe 'n opvallend soortgelyke wentelbaan om Sgr A * gevolg het, het sommige sterrekundiges dit geïnterpreteer as slukkies gas wat weggeruk is van 'n ongelukkige dooie ster, of as 'n saamgevoegde 'knope' in 'n aaneenlopende gasring wat om die gat draai. Die eerste groot leidraad dat iets anders aan die gang was, het in 2014 gekom toe die vlek G2 binne 'n paar honderd sterrekundige eenhede ('n paar honderd keer die gemiddelde afstand tussen die aarde en die son) van die swart gat gekom het. gebeurtenis horison. Sterrekundiges het voorspel dat, as G2 net 'n wolk van gas was, dit deur die intense swaartekrag aan flarde geskeur sou word. Maar die vlek het oorleef - al was dit 'n bietjie verkeerd. "Ten tyde van die naaste aanpak, het G2 'n baie vreemde handtekening gehad," het Ghez gesê. 'Dit was van 'n redelik onskadelike voorwerp af, toe dit ver van die swart gat af was, tot een wat regtig uitgestrek en verwring was op sy naaste benadering.' In die jare na die ontmoeting het G2 weer kompakter geraak. Dit alles dui daarop dat iets swaartekragtig die vlek bymekaar hou, wat beteken dat dit waarskynlik 'n ster van een of ander aard is, het die skrywers geskryf. Navorsingsbelangstellings in Kosmologie en Fundamentele Fisika by die Instituut vir Sterrekunde dek 'n wye verskeidenheid fisiese verskynsels, wat strek oor 'n groot verskeidenheid astrofisiese skale en tydperke - van die hedendaagse eienskappe van die heelal wat in die tyd teruggaan tot op die oppervlak van die laaste verstrooiing en die Planck skaal era. Om hierdie ingewikkelde en nie-lineêre fisiese verskynsels met die hoogste moontlike realisme te bestudeer, gebruik navorsers gesofistikeerde numeriese kodes en gebruik hulle die hoëprestasie-superrekenaarfasiliteite wat plaaslik beskikbaar is, soos die UK National Cosmology Supercomputer (COSMOS), en die Computing Cluster Darwin, een van die grootste akademiese superrekenaars in die Verenigde Koninkryk. Artymowicz, P., Lin, D.N. en Wampler, E.J .: 1993, Astrofis. J. 409, 592. Begelman, M.C., Frank, J. en Shlosman, I .: 1989, in: F. Meyer et al. (reds.), Teorie van Akkresie-skywe, Kluwer Akademiese Uitgewers. Collin, S. en Huré, J.M .: 1998, Astron. Astrofis. 341, 385. Collin, S. Collin, S., Zahn, J.-P .: 1999, Astron. Astrofis. 344, 433. Goldreich, P. en Lynden-Bell, d .: 1965, Ma. Nie. R. Astron. Soc. 130, 97. Hamann, V .: 1997, Astrofis. J. Aanvulling 109, 279. Krolik, J.H. en Begelman, M.C .: 1988, Astrofis. J. 329, 702. Malkan, M.A. en Sargent, W.L.W .: 1982, Astrofis. J. 254, 22. Murray, N., Chiang, J., Grossman, S.A. en Voit, GM: 1995, Astrofis. J. 451, 498. Rozyczka, M., Bodenheimer, P., Lin, D.N.C .: 1995, Ma. Nie. R. Astron. Soc. 276, 597. Shields, G.A .: 1978, Aard 272, 423. Silk, J. en Rees, M.J .: 1998, Astron. Astrofis. 331, L1. Soltan, A .: 1982, Ma. Nie. R. Astron. Soc. 200, 115. Steidel, C., Giavalisco, M., Pettini, M., Dickinson, M. en Adelberger, K.L .: 1996, Astrofis. J. 462, L17. Toomre, A .: 1964, Astrofis. J. 139, 1217. Turnshek, d .: 1995, in: Meylan (red.), QSO absorpsie lyne, ESO-werkswinkel, New York, Springer.Swartgatklassifikasies
Klas Ongeveer
massaOngeveer
radiusBaie groot swart gat 10 5 –10 10 M ☉ 0,001–400 AU Intermediêre massa swart gat 10 3 M ☉ 10 3 km ≈ RAarde Sterre swart gat 10 M ☉ 30 km Mikro swart gat tot MMaan tot 0,1 mm Gebeurtenishorison
Enkelheid
Fotonsfeer
Ergosfeer
Binneste stabiele sirkelbaan (ISCO)
Gravitasie-ineenstorting
Oer-swart gate en die oerknal
Botsings met hoë energie
Groei
Verdamping
Opsporing van swaartekraggolwe deur swart gate saam te smelt
Behoorlike bewegings van sterre wat om Boogskutter A * wentel
Aanwas van materie
X-straal-binaries
Kwasi-periodieke ossillasies
Galaktiese kerne
Mikrolensering (voorgestel)
Entropie en termodinamika
Inligting verlies paradoks
NASA vang sterretjies wat die grootte van ons son skeur en sluk
Swerwers van die leemte
Kosmologie en Fundamentele Fisika
