Czarna dziura

Drukuj Wyślij Zapisz na dysk

Dodał: ~gość
Data dodania: 25 czerwca 2001
Średnia ocen: 3,0
Oceń: (dno)  0     1     2     3     4     5     6  (super)

» Skomentuj prace
» Dodaj do ulubionych
» Zgłoś naruszenie regulaminu / plagiat

Termin czarna dziura powstał bardzo niedawno. Wprowadził go w 1969 amerykański
uczony John Wheeler . Przedstawił za jego pomocą ideę, która pojawiła się po
raz pierwszy około 200 lat temu. Istniały wówczas dwie konkurencyjne teorie
świata. Według pierwszej popieranej przez Newtona, światło składać się miało z
cząsteczek, druga teoria głosiła natomiast że światło to fale. Dziś wiemy że
obie teorie są słuszne światło należy uważać za cząsteczki jak i za fale.
Jeżeli uznamy światło za fale nie jest jasne jak zachowa się jak powinno
reagować na grawitację, jeżeli jednak uznamy światło za cząsteczki należy
przyjąć że grawitacja może mieć wpływ na tor lotu światła że światło może
zachowywać się jak pocisk artyleryjski. Początkowo twierdzono że światło
porusza się z nieskończoną prędkością a zatem grawitacja nie mogłaby ich
wyhamować. Po stwierdzeniu przez Roemera że prędkość światła jest stała
należało przyjąć że grawitacja może mieć istotny wpływ na jego ruch.

W 1783 to założenie wykorzystał John Michell. Wykazał on że gwiazda o
dostatecznie dużej masie i gęstości wytwarzałaby tak durze pole grawitacyjne że
światło nie mogło by jej opuścić. Dzisiaj takie obiekty nazywamy czarnymi
dziurami. W ramach teorii grawitacji Newtona nie można bez uwikłania się w
sprzeczność traktować cząsteczek światła podobnie do pocisków artyleryjskich
ponieważ prędkość światła jest stała. Pocisk wystrzelony pionowo do góry
zwalnia pod wpływem siły ciążenia w końcu spada, foton natomiast musi poruszać
się ze stałą prędkością. Jak zatem newtonowska grawitacja może mieć wpływ na
ruch światła? Teorii opisującej poprawne działanie grawitacji brakowało aż do
1915 roku kiedy to Einstein ogłosił ogólną teorię względności. Aby zrozumieć
jak powstają czarne dziury należy najpierw zrozumieć ewolucję zwykłych gwiazd.
Gwiazda powstaje gdy duża ilość gazu głównie wodoru, zaczyna się kurczyć pod
wpływem własnego przyciągania grawitacyjnego. Atomy w gęstniejącej chmurze
zderzają się ze sobą coraz częściej i osiągają coraz większe prędkości. W końcu
temperatura jest tak wysoka że zderzające się ze sobą jądra wodoru nie odbijają
się od siebie lecz łączą tworząc hel. Dzięki ciepłu wydzielonemu podczas tej
reakcji przypominającej kontrolowany wybuch bomby wodorowej gwiazda świeci. W
gwiazdach utrzymuje się przez bardzo długi czas stan równowagi między
ciśnieniem podtrzymywanym przez ciepło pochodzące z reakcji jądrowych a
przyciąganiem grawitacyjnym. Po jakimś czasie gwiazda wyczerpuje jednak zapas
paliwa dla reakcji jądrowych. Paradoksalnie, im większy jest początkowy zapas
paliwa tym szybciej się wyczerpuje. Dzieje się tak ponieważ im większą masę ma
gwiazda tym wyższa musi być jej temperatura wewnętrzna a im wyższa temperatura
wewnętrzna by ciśnienie mogło zrównoważyć przyciąganie grawitacyjne a im wyższa
temperatura tym szybciej przebiegają reakcje jądrowe i szybciej zużywa się
paliwo. Kiedy paliwo zostanie wyczerpane gwiazda stygnie i ulega skurczeniu. Co
morze dziać się z nią dalej zrozumiano dopiero pod koniec lat dwudziestych.

W 1928 roku hinduski doktorant Subrahmanyan Chandrasekhar pożeglował do Anglii
na studia. W trakcie podróży obliczył on jak wielka może być gwiazda zdolna do
przeciwstawieniu się własnemu przyciąganiu grawitacyjnemu. Rozumował tak: gdy
gwiazda po zużyciu całego zapasu paliwa zaczyna się kurczyć maleją odległości
między cząsteczkowe a zatem muszą mieć on bardzo różne prędkości. ( zasada
Pauliego dwie identyczne cząsteczki o spinie 1 nie mogą w granicach zasady
nieoznaczoności mieć takich samych położeń i prędkości.). To powoduje wzrost
odległości między nimi i rozszerzanie się gwiazdy. Możliwe jest w takim razie
zachowanie stanu równowagi i gwiazda może przeciwstawić się własnemu
przyciąganiu. Jednak uświadomił on sobie że ciśnienie wytworzone zgodnie z
zasadą Pauliego ma swoje granice. Z teorii względności wynika że maksymalne
różnica prędkości cząsteczek nie może być większa niż prędkość światła. Mówiąc
prościej: gdy gęstość przekracza pewną krytyczną wartość gwiazda nie jest w
stanie przeciwstawić się własnemu przyciąganiu. Chandrasekhar obliczył iż zimna
gwiazda o masie półtorej masy słońca nie byłaby w stanie przeciwstawić się
własnemu polu grawitacyjnemu (ta masa krytyczna jest znana jako masa graniczna
Chandrsekha). Jeśli masa gwiazdy jest mniejsza od masy krytycznej to gwiazda
przestaje się kurczyć i osiąga swój stan stacjonarny stając się białym karłem o
promieniu pary tysięcy kilometrów i gęstości rzędu setek milionów ton na cm 3 .
zaobserwowano bardzo wiele takich gwiazd jedną z nich jest gwiazda krążąca
wokół Syriusza. Natomiast Landau wskazał też że gwiazda o masie w przybliżeniu
dwa razy większej od słońca i promieniu mniejszym nawet od promienia białego
karła morze osiągnąć inny stan końcowy. Nazwano je gwiazdami neutronowymi. Z
drugiej strony gwiazdy o masie większej niż granica Chandrasekhar stoją przed
poważnym problemem gdy kończy się ich paliwo. Niektóre eksplodują albo w jakiś
inny sposób pozbywają się swojej masy. Trudno jednak w to uwierzyć bo skąd
gwiazda ma wiedzieć kiedy i ile ma się pozbyć nadwagi. A nawet jeżeli gwiazdy
pozbywają się swojej masy to co się stanie jeżeli na powierzchnie białego karła
spadnie tyle materii że jej masa stanie się większa od masy granicznej. Czy
wtedy zapadnie się do stanu nieskończonej gęstości Eddington był tak
zaszokowany konsekwencjami że odmówił przyjęcia do wiadomości wyników
Chandrasekhra. Następnie przyszła wojna i wszyscy zajęli się konstrukcją bomby
atomowej. Po wojnie znów wrócona do problemów gwiazd. Z prac Oppenheimera
wyłonił się następujący końcowy stan gwiazdy. Grawitacyjne pole gwiazdy zmienia
trajektorie promieni świetlnych w czasoprzestrzeni – w pustej czasoprzestrzeni
byłyby one inne. Stożki świetlne które pokazują jak rozchodzi się w
czasoprzestrzeni błysk światła z ich wierzchołków , są pochylone do środka w
pobliżu gwiazdy. W miarę jak gwiazda się kurczy pole grawitacyjne na jej
powierzchni staje się coraz silniejsze. Z tego powodu trudniej jest światłu
uciec z powierzchni gwiazdy. Dalekiemu obserwatorowi wydaje się ono słabsze i
przesunięte ku czerwieni. W końcu gdy gwiazda skurczy się pole grawitacyjne
stanie się tak silne że światło nie będzie mogło uciec z gwiazdy do
nieskończoności. Z teorii względności wynika że nic nie może się poruszać
szybciej niż światło skoro zatem nic innego nie jest w stanie uciec z
powierzchni gwiazdy. Wobec tego istnieje pewien zbiór zdarzeń, pewien obszar
czasoprzestrzeni z którego nic nie może się wydostać, by dotrzeć do odległego
obserwatora. Ten region w czasoprzestrzeni nazywamy czarną dziurą. Jego granicę
nazywamy horyzontem zdarzeń; składa się od z trajektorii promieni światła
którym niemal udało się uciec z czarnej dziury. W latach 1965-1970 Stephen
Hawking i Roger Penros wykazali że zgodnie z ogólną teorią względności wewnątrz
czarnej dziury musi istnieć osobliwość to znaczy punk gdzie gęstość materii i
krzywizna czasoprzestrzeni są nieskończone. Osobliwość przypomina wielki wybuch
u początku czasu jednak tym razem jest to koniec czasu. W punkcie osobliwym
załamują się wszystkie prawa fizyki, a więc i nasza zdolność przewidywania
przyszłości. Jednakże obserwator znajdujący się poza czarną dziurą zachowałby
zdolność przewidywania ponieważ ani światło ani żadne inne sygnały nie mogą
dotrzeć do niego z osobliwości. Osobliwości będące skutkiem grawitacyjnego
zapadania się ciał pojawiają się tylko w takich miejscach jak czarna dziura,
gdzie horyzont zdarzeń skrywa je przyzwoicie uniemożliwiając obserwację z
zewnątrz. Aby zrozumieć co zobaczyliśmy obserwując zapadnięcie się zwykłej
gwiazdy musimy pamiętać że w teorii względności nie ma absolutnego czasu. Każdy
obserwator mierzy swój własny czas. Załóżmy że pewien nieustraszony astronauta
stojący na powierzchni gwiazdy co sekundę wysyłałby sygnał w kierunku statku
kosmicznego. Powiedzmy że w pewnej chwili o 11.00 na zegarku astronauty,
promień gwiazdy staje się mniejszy niż promień krytyczny, a więc pole staje się
tak silne, że nic nie może się wydostać , i następne sygnały astronauty już nie
dotrą do statku. W miarę jak zbliża się jedenasta koledzy ze statku stwierdzają
że odstępy między sygnałami wydłużają się choć efekt ten jest bardzo słaby aż
do 10.59.59. Odstęp między odbiorem sygnału wysłanego przez astronautę, gdy
jego zegar pokazywał 10.59.58 a rejestracją o 10,59,58 jest tylko minimalnie
dłuższy niż sekunda ale czas oczekiwania na następny sygnał będzie już
nieskończony. Jednak ten scenariusz nie jest zbyt prawdopodobny gdyż astronauta
zginąłby.

Wróćmy jeszcze do osobliwości. Istnieją pewne rozwiązania równań ogólnej teorii
względności pozwalające astronaucie zobaczyć osobliwość i przeżyć. Może on
uniknąć zderzenia z osobliwością, a zamiast tego wpaść do tak zwanej „dziury
wygryzionej przez robaki” wiodącej do innego regionu wszechświata. Może to
sugerować wspaniałe możliwości podróży w czasie i przestrzeni, ale niestety
takie rozwiązania są bardzo niestabilne. I najmniejsze zaburzenie takie jak
obecność astronauty tak zmienia rozwiązanie że astronauta nie zobaczy
osobliwości do chwili zderzenia się z nią w ten sposób dochodząc do kresu
czasu. Inaczej mówiąc osobliwość będzie zawsze znajdowała się w przyszłości a
nigdy w przeszłości. Silna zasada kosmicznej cenzury stwierdza że w dowolnym
realistycznym rozwiązaniu osobliwości muszą zawsze znajdować całkowicie w
przyszłości (grawitacyjne zapadanie się ciała) lub całkowicie w przeszłości
(model wielkiego wybuchu). Należy mieć nadzieję że któraś z hipotez okaże się
prawdziwa., ponieważ w pobliżu osobliwości nie jest wykluczona podróż w czasie.
Horyzont zdarzeń utworzony jest przez trajektorie promieni świetlnych nie
mogących wydostać się z czarnej dziury. Cokolwiek i ktokolwiek przekroczy
horyzont zdarzeń dotrze wkrótce do regionu nieskończonej gęstości i kresu
czasu.