Vi begyndte vores gennemgang af relativitet, på grund af sorte huller, og nu vender vi tilbage til naturen bag de sorte huller. Når et objekt er anbragt på overfladen af gummilagenet, danner det en tragtformet fordybning, der er lig med forvrængningen af rum-tiden på grund af masse. Forestil dig en sådan tragt i gummilagenet som er uendelig dyb, og stadigt bliver smallere og smallere jo dybere man kommer, men man kan aldrig nå bunden af tragten. Dette er gummilagenets analog til et sort hul. Matematikken, der bekriver formen af et sort hul, fejler på samme måde som det matematiske udtryk 1/x fejler når x = 0. En sådan matematisk afvigelse, kaldes en singularitet. Sorte huller, er singulariteter i rum-tiden (se figur 17.14).
Et sort hul har kun tre egenskaber: masse, elektrisk ladning og impulsmoment. Mængden af masse som falder ind i det sorte hul, bestemmer hvor meget det forvrænger rum-tiden. Den elektriske ladning for et sort hul, er nettoladningen for det stof der faldt ind i det sorte hul. Impulsmomentet af et roterende sort hul, forvrænger rum-tiden omkring det. Bortset fra disse tre egenskaber, er alle oplysninger om det stof der faldt ind i det sorte hul, gået tabt. Intet af stoffets tidligere sammensætning, struktur eller historie overlaver. Fysikere beskriver nogle gange det faktum, at sorte huller kun har tre egenskaber, ved at sige at ”sorte huller har ikke noget hår”.
Begivenhedshorisonter
Du vil aldrig kunne ”se” singulariteten i midten af et sort hul. Jo tættere et objekt er på et sort hul, desto større er dets undvigelseshastighed (den hastighed, hvormed det skal bevæge sig, for at undslippe det sorte huls tyngdekraft). Der er en radial afstand fra det sorte hul, hvor undvigelseshastigheden når lysets hastighed. Dette er punktet hvorfra der ikke er nogen tilbagevenden, punktet hvor selv lyset bliver fanget af det sorte hul. Dette er det sorte huls begivenhedshorisont. Radiussen for begivenhedshorisonten for et sort hul, som hverken har impulsmoment eller elektrisk ladning, hedder Schwarzschild-radiussen, og er opkaldt efter fysikeren Karl Schwarzschild (1873-1916), og den er proportional med massen på det sorte hul:
hvor RS er Schwarzschild-radiussen, G er den universelle gravitationskonstant, MSH er massen af det sorte hul, og c er lysets hastighed. Et sort hul med en masse på 1 M, har en begivenhedshorisont på cirka 3 km. Et sort hul med en masse på 5 M
, har en begivenhedshorisont 5 gange større eller cirka 15 km. Et sort hul med en masse som Jorden, ville have en begivenhedshorisont på kun få centimeter – Jordens masse komprimeret til samme størrelse som en glaskugle. Alt massen i et sort hul er koncentreret i centrum, men dette faktum, kan ikke observeres uden for det sorte hul.
Lad os se på hvad der ville ske, hvis en eventyrer var villig til at rejse ind i et sort hul (se figur 17.15). Fra perspektivet uden for det sorte hul, ville eventyreren synes at falde i regning af begivenhedshorisonten. Som eventyreren falder, ville hans ur gå langsommere og langsommere, og hans bevægelse mod begivenhedshorisonten ville ligeledes ske langsommere og langsommere. Selv om eventyreren ville komme tættere og tættere på begivenhedshorisonten, ville han aldrig nå den, set ud fra den eksterne observatørs perspektiv. Begivenhedshorisonten er der, hvor den gravitationelle rødforskydning bliver uendelig, og hvor uret helt går i stå. Eventyrerens oplevelse ville dog være ganske anderledes. Fra hans perspektiv, ville der ikke være noget særligt ved begivenhedshorisonten overhovedet. Han ville falde forbi begivenhedshorisonten, og fortsætte dybere og dybere ned i det sorte huls gravitationsbrønd. Han ville nu også have bevæget sig ind i et område af rum-tiden, der er helt afskåret fra resten af universets rum-tid. Begivenhedshorisonten er som en envejsdør: efter eventyreren har passeret den, kan han aldrig vende tilbage til det større univers, som han engang tilhørte.
Faktisk har vi overset en vigtig detalje – nemlig at eventyreren ville blive revet i stykker, længe inden han nåede det sorte hul. I nærheden af begivenhedshorisonten for et 3 M sort hul, fil forskellen i tyngdekraften mellem eventyrerens fødder og hoved – tidevandskræfterne der trækker ham i stykker – være omkring en milliard gange hans vægt på Jorden. Dette er selvfølgelig ikke et eksperiment, som man nogensinde ville udføre. Skønt videnskabelige teorier skal give testbare forudsigelser, skal ikke alle individuelle forudsigelser testes direkte.
At ”se” sorte huller
I 1974, indså fysikeren Stephen Hawking (1942-2018), at sorte huller rent faktisk skulle være strålingskilder. I det ordinære vakuum af det normale tomme rum siger kvanteteorierne, at partikler og deres antipartikler spontant opstår og derefter, indenfor omkring 10-21 sekunder, udsletter hinanden og forsvinder. Hvis et par virtueller partikler bliver dannet nær begivenhedshorisonten for et meget lille sort hul (se figur 17.16), kan en af partiklerne ende med at falde ned i det sorte hul, mens den anden partikel er i stand til at undslippe. Noget af den gravitationelle energi i et sort hul, ville blive brugt til at danne et sådan par virtuelle partikler i virkeligheden. Hawking var i stand til at vise, at et sort hul faktisk skulle udsende et Planck-spektrum, og at den effektive temperatur for dette spektrum ville stige, som det sorte hul blev mindre. Selvom dette fænomen, kaldet Hawkingstråling, har stor interesse for fysikere, er det i praktisk forstand normalt ubetydeligt, og ikke en sandsynlig måde at se et sort hul på.
Det stærkeste bevis for sorte huller, kommer fra røntgen-binære stjerner i Mælkevejen. I 1972 viste den kraftigste røntgenkilde i stjernebilledet Cygnus, der kaldes Cygnus X-1, at blinke hurtigt – og ændres på så lidt som 0,01 sekunder. Det betyder, at kilden til røntgenstrålingen, skal være mindre end den afstand, som lyset bevæger sig over på 0,01 sekunder, eller 3.000 km. Således må kilden til røntgenstrålingen i Cygnus X-1, være mindre end Jorden.
Da astronomer begyndte at studere dette objekt i andre dele af det elektromagnetiske spektrum, blev Cygnus X-1 identificeret både som en stjerne der havde radioemission og med en allerede katalogiseret optisk stjerne, kaldet HD 226868. Spektret for HD 226868 viser, at det er en normal O9,7 I superkæmpe stjerne, med en masse på omkring 20 M, alt for kold til at kunne danne røntgenstråling. Bølgelængderne for absorptionslinjerne i HD 226868’s spektrum, bliver Dopplerforskudt frem og tilbage, med en periode på 5,6 dage, hvilket indikerer at HD 226868 er en del af et binært system. Ved hjælp af de samme teknikker som vi brugte for at måle masser af stjerner i kapitel 12 (nemlig analysering af kredsløb for spektroskopiske binære systemer), har astronomerne fundet massen på den kompakte ledsager til HD 226868 til at være omkring 13-17 M
(se Matematiske Værktøjer 17.3). Ledsageren til HD 226868, er for kompakt til at kunne være en normal stjerne, men det er meget mere kompakt end Chandrasekhar-grænsen for en hvid dværg, eller den øvre grænse for massen af en neutronstjerne. Fysiske love antyder, at et sådant objekt, kun kan være et sort hul. Astronomer mener, at røntgenstrålingen fra Cygnus X-1 opstår, når materialet fra O9,7 I superkæmpen, falder ned på den tilvækstsskive, der omgiver det sorte hul (se figur 17.17).
I nogle lignende systemer, er der blevet observeret vinde der blæser væk fra tilvækstsskiven omkring det sorte hul. Disse vinde, skyldes sandsynligvis magnetiske felter i skiven. De hurtigst observerede vinde, er i det binære system IGR J17091, hvor vindhastigheden er så høj som 32 millioner km/h (cirka 3 procent af lysets hastighed). Denne vind blæser i mange retninger, og den kan transportere mere masse bort, end den der bliver fanget af det sorte hul (se figur 17.18).
Astronomer har lavet modeller af observationsdataene fra to dusin gode kandidater til stellare sorte huller i røntgen-binære systemer i Mælkevejen. De har fundet ud af, at massen for sorte huller er større end 4,5-5 M – det vil sige, de er ikke ret tæt på 2,5-3 M
som er grænsen for en neutronstjerne. Dette massemellemrum mellem de mest massive neutronstjerner og de mindst massive stellare sorte huller er endnu ikke forstået, og det antages at være et resultat af masseoverførselsprocesserne mellem stjernerne.
De sorte huller, vi har kigget på i dette kapitel, stammede fra sammenfaldne massive stjerner, men det er ikke den eneste type sorte huller der findes. I kapitel 19 og 20, ser vi på de supermassive sorte huller, som kan findes i galaksers centrum, herunder Mælkevejen.