Fekete lyuk

Egy fekete lyuk körüli forróplazmábólállóakkréciós korongművészi ábrázolása. A kép közepén levő sötét gömb a fekete lyukeseményhorizontja,ekörül kering az akkréciós korong. Az eseményhorizont pólusából kiinduló fényes nyúlványokmágneses erővonalak.(NASA)

Fekete lyukgravitációs lencsehatásaszimulált animáción

AzNGC 7052elliptikus galaxisközéppontjában lévő, 300 milliónaptömegű,szupermasszív fekete lyukés a körülötte lévőakkréciós korongaHSTfelvételén

2019-ben azEseményhorizont Távcsőáltal készült kép a fekete lyuk árnyékáról

Afekete lyukatéridőolyan tartománya, ahonnan az erősgravitációmiatt semmi, még afénysem tud távozni. Félklasszikus szemléltetése szerint olyanégitest,amelynél a felszínre vonatkoztatottszökési sebességeléri vagy meghaladja afénysebességértékét.Azonban a fekete lyukban - az eseményhorizont mögött - nincs valódi égitest: a fekete lyuknak nincs belső szerkezete, kifelé pedig csak a tömege, töltése és perdülete nyilvánul meg (kopaszsági elv).

Létezésüket azáltalános relativitáselméletjósolta meg. Fekete lyuk keletkezik akkor, ha egy véges tömeg agravitációs összeomlásnaknevezett folyamat során egy kritikus értéknél kisebb térfogatba tömörül össze. Ekkor az anyag összehúzódását okozó gravitációs erő minden más anyagi erőnél nagyobb lesz, s az anyag egyetlen pontba húzódik össze. Ebben a pontban az általános relativitáselmélet szerint bizonyos fizikai mennyiségek (sűrűség,téridőgörbület) végtelenné válnak (lásd:gravitációs szingularitás). A szingularitást körülvevő térrészben a gravitáció olyan erős, hogy onnan sem anyag, semfénynem szabadulhat ki. A fekete lyuk-tartomány határát két jellegében eltérő módon határozhatjuk meg.A közgondolkodásban elterjedtebbeseményhorizontota teljes téridő ismeretében a végtelenbe elszökni képes legbelső fénysugarak határozzák meg. A látszólagos horizont meghatározásához ezzel szemben nem szükséges ismernünk a teljes megoldást: a látszólagos horizonton belülről kibocsátott fénysugarak a szingularitás irányába indulnak el. Stacionárius fekete lyukak esetén a két meghatározás azonos eredményre vezet, de például a sugárzást tartalmazó Vaidya-téridőben a két meghatározás két különböző felületet eredményez. A fekete lyukon belülre kerülő anyag vagy sugárzás elkerülhetetlenül belezuhan a szingularitásba.

A fekete lyukak létezése mind elméletileg, mindcsillagászatimegfigyelésekkel jól alátámasztott (példáulChandra űrtávcső). Az Eseményhorizont Teleszkóp megfigyelései alapján 2019. április 10-én bemutatták az első képet egy fekete lyukról, melynek előállításához azalgoritmustKatie Boumanírta, amely alapján elkészítették a mintegy 900 000 sorból állóprogram kódolását.A lyuk elnevezés alatt nem a szokásos értelemben vett lyukat kell érteni, inkább avilágűregy részét, ami mindent elnyel, és ahonnan semmi nem tud visszatérni.

Másképpen, a fekete lyuk olyan égitest, mely nagy tömege ellenére elég kicsi, hogy elférjen az általa létrehozotteseményhorizontonbelül. Ebben az esetben ugyanis az égitest minden pontja az eseményhorizonton belül van, tehát az eseményhorizonton kívülről nem látható. Meg kell jegyeznünk azonban, hogy a fekete lyuk mérete nem egy jól meghatározott mennyiség. Ezt illusztrálja a következő népszerű észrevétel. A gömbszimmetrikus fekete lyuk eseményhorizontjának sugara egyenesen arányos a fekete lyuk tömegével. A klasszikus sűrűség fogalmunk ugyanakkor arányos a tömeggel és fordítottan arányos a térfogattal. Mivel a fekete lyuk térfogata az eseményhorizont sugarának köbével arányos, a sűrűség fordítottan arányos a tömeg négyzetével, vagyis minél nagyobb tömegű egy fekete lyuk, annál kisebb a sűrűsége. A galaxisok közepén található fekete lyukak sűrűsége összemérhető avízsűrűségével.

Története

John Michell(1724–1793)Newtongravitációs elméletét alkalmazva rámutatott1783-ban,hogy egyelegendően nagytömegű és kis méretű csillagnak olyan erős lenne a gravitációs tere, hogy a felszínéről semmi sem tudna elszakadni. A fény korpuszkuláris elméletét és Newton gravitációs elméletét felhasználva kiszámította, hogy aNapsűrűségét feltételezve ennek a csillagnak a sugara 486-szorosa lenne a Napénak, a tömege pedig annak 120 milliószorosa. Ez volt az első említése egy olyan típusú csillagnak, aminek jóval később a „fekete lyuk” nevet adták.

1796-banLaplacetőle függetlenül ugyanerre jött rá.

Karl Schwarzschildnémet csillagász1916-ban, miközben a német hadseregben azelső világháborúbanaz orosz fronton harcolt, levezette azEinsteinféleáltalános relativitáselméletegy megoldását (lásd.Schwarzschild-metrika). Schwarzschild már 1900-ban (amikor 27 éves volt) benyújtott a német csillagászati társaság felé egy tanulmányt, amiben azt fejtegette, hogy a tér nem közönséges háromdimenziós dobozként viselkedik, hanem agravitációáltal furcsa módon „görbül”. Einstein hasonló megfogalmazást használt 1905-ben. Schwarzschild azt állapította meg tisztán matematikai úton, hogy ha egy csillag a saját gravitációja által egyre összébb húzódik, akkor a szökési sebesség egyre nagyobb lesz, míg eléri afény sebességét,vagyis az ilyen objektum közeléből a fény sem tud távozni. Az „eseményhorizont” fogalmát is Schwarzschild írta le, 1916-ban. Ő maga nem hitt abban, hogy mindez fizikailag is létezhet.

A gömbszimmetrikus Schwarzschild-megoldás asztrofizikailag relevánsabb, forgásszimmetrikus általánosítását 1963-ban fedezte fel Roy P. Kerr.

Ötven évvel később a csillagászok kezdték komolyabban venni Schwarzschild elképzelését a „láthatatlan csillag” -ról.

A fekete lyuk(„black hole” )kifejezéstJohn Archibald Wheelertette ismertté egy1967-es New York-i konferencián, bár ő maga mindig hangsúlyozta, hogy azt valaki más javasolta neki.

1971-ben Wheeler csoportjának számításai azt valószínűsítették, hogy aCygnus X-1röntgencsillag egy fekete lyuk körül kering.(valójában maga a Cygnus X-1 egy fekete lyuk).

ALIGO-Virgo együttműködés LIGO detektorai 2015. szeptember 14-én először észlelték két fekete lyuk összeolvadásából származó gravitációs hullámot.

2019. április 10-én azEurópai Déli Obszervatóriumszakemberei által rendezett konferencián bemutatták a legelső fényképet, amely egy fekete lyukról készült. A képet azEseményhorizont Távcső(Event Horizon Telescope, EHT) hálózat segítségével készítették és aMessier 87-es óriásgalaxis közepén találhatószupermasszív fekete lyukatábrázolja.

A fekete lyukak fizikai tulajdonságai

A fekete lyuk körülakkréciós korongotképez a körülötte keringőfősorozaticsillagbólbelé áramló anyag (az akkréciós korong nem ér el azeseményhorizontig,a legbelső stabil körpálya (ISCO) elérése után belezuhan a lyukba). Az akkréciós korongra merőlegesen, annak két oldalánpoláris jetekalakulnak ki

Jelenlegi ismereteink szerint a gravitációs összeomlás során keletkezett fekete lyukak gravitációs sugárzás formájában megszabadulnak a keletkezésük során elnyelt anyag szerkezetét őrző információtól és kellő idő elteltével a három paraméterrel jellemezhető Kerr–Newman-megoldással jellemezhetőek. Ez a három paraméter: a fekete lyuktömege,forgási sebessége és (elméletileg előrejelzett, a természetben elő nem forduló)elektromos töltése.

A fekete lyukak tömege

Egyes, kísérletileg még nem bizonyított elméletek szerint bizonyosmagfizikaifolyamatok soránmikroszkopikus fekete lyukakkeletkezhetnek.

Nagy tömegű csillagok egyik lehetséges végállapotaként,szupernóva-robbanás után a csillagmaradvány tömegétől függően vagy fekete lyuk, vagyneutroncsillagkeletkezhet. A fekete lyuk keletkezéséhez elég nagy tömegű csillag szükséges, hogy még a belőle keletkezett neutroncsillag is összeroppanjon. Ez a tömeg jelenlegi ismereteink szerint valahol 1,7-2,7naptömegközött van, a legkisebb ismert tömegű fekete lyuk 3,8 (±0,5) naptömegű.Ha viszont a csillag tömege túl nagy (20-40 naptömeg feletti), akkor még a szupernóva-robbanás előtt acsillagszéllelannyi anyagot veszít, hogy a maradék tömege nem elég a fekete lyuk létrejöttéhez, így nagyon gyorsan forgó és nagyon erősmágneses térrelrendelkező neutroncsillagok,magnetárokjönnek létre.

Több kisebb fekete lyuk ütközésével jöhetnek létre a sokáig keresettköztes tömegű fekete lyukak,ezek tömege néhány száz-néhány ezer naptömeg. Egyelőre nagyon kevés ilyen fekete lyukat ismerünk, azNGC 4472galaxisegyikgömbhalmazában(valószínűleg a közepén) van ilyen fekete lyuk.AzNGC 5408galaxisban lévő egyikultrafényes röntgenforrás(ULX, Ultra Luminous X-ray source)tömegét egy új módszerrel megmérve 2000 naptömegnyinek adódott,így ez is ebbe a ritka csoportjába tartozik a fekete lyukaknak. Azultrafényes röntgenforrásokatáltalában a kutatók a köztes tömegű fekete lyukakkal hozzák összefüggésbe.

Egyesgalaxisokközéppontja (amiénkis) tartalmaz nagyon nagy tömegű (több millió naptömegű)szupermasszív fekete lyukat.

A fekete lyukak tömegének mérése

A fekete lyukak tömegét optikai mérésekkel akkor tudjuk pontosan meghatározni, ha a körülötte keringő csillagközi anyagfelhők, csillaghalmazok vagycsillagokmozgása, azaz pályamérete és sebessége is megmérhető.

A fekete lyukak összeolvadásakor keletkező gravitációs hullámokra illesztett sablonok képesek meghatározni a kezdeti két fekete lyuk és a végállapoti fekete lyuk tömegét is.

A fekete lyukak forgása

A fekete lyukak forgási sebességéről nagyon keveset tudunk, egyelőre csak néhány égitestről rendelkezünk adatokkal. A forgás sebességéta*-gal jelöljük, ennek értéke 0, ha a fekete lyuk nem forog, 1 pedig akkor, ha az égitest az általános relativitáselmélet által megengedett legnagyobb sebességgel forog. Az eddig megmért forgási sebességű fekete lyukak esetébena*mindig 0,95 fölötti értéknek adódott, például aGRS 1915+105jelű objektumnál a* 0,98, ez másodpercenként több mint 950 fordulatot jelent.

A fekete lyukak forgási sebességének mérése

A megfigyelhető fekete lyukakba az akkréciós korongon keresztül folyamatosan anyag áramlik (ennek sugárzása árulja el számunkra a fekete lyuk létét). Az izzó gáz egyre közelebb kerül az égitesthez, majd belezuhan. A zuhanás előtti, legbelső stabil körpálya(ISCO, Innermost Stable Circular Orbit),melyen az anyag keringhet, összefüggésben van a lyuk forgási sebességével, mert a fekete lyuk forgása közben magával rántja atéridő-kontinuumegy darabját is (ez az egyetlen olyan fizikai hatás a külvilágra, mely a forgással van kapcsolatban). A legbelső stabil körpálya sugarának méréséből következtethetünk a fekete lyuk forgási sebességére, minél gyorsabban forog a lyuk, annál kisebb ez a sugár (lyukkal forgó téridő mintegy magával rántja a befelé áramló anyagot, emiatt az gyorsabban keringve a fekete lyukhoz sokkal közelebb juthat anélkül, hogy belezuhanna).

A legbelső stabil körpálya sugarát a benne áramló anyag hőmérsékletének (erre az általa kibocsátott röntgensugárzásszínképének elemzésévelkövetkeztetnek), vagy a benne lévő anyag egyes jellegzetesszínképvonalaieltolódásának (melyet agravitációs vöröseltolódásokoz) mérésével végzik.

A fekete lyukak párolgása

ACygnus X-1,egykettőscsillagegyik komponense az egyik elsőnek azonosított fekete lyuk (és egyben fényesröntgenforrás) és a körülötte lévőakkréciós korong,fantáziarajzon

Stephen Hawkingkimutatta1974-ben, hogy a fekete lyuk környezetében a lyuk tömegének rovására részecskék keletkezhetnek (azenergiaátalakulanyaggá), ezáltal a lyuk tömege csökkenhet. Ez az anyagkeletkezés annál intenzívebb, minél kisebb a lyuk tömege. A tudósrólHawking-sugárzásnakelnevezett jelenség révén, ahogy a lyuk egyre kisebbé válik, úgy lesz az anyagkibocsátás egyre erősebb, míg végül a lyuk robbanásszerű hevességgel eltűnik. A fekete lyukba belekerülő anyag és sugárzás viszont a lyuk tömegét növeli. Ez ellensúlyozza az anyagkibocsátást, egészen addig, amíg a világegyetem hőmérséklete (2,7 kelvineskozmikus mikrohullámú háttérsugárzás) a fekete lyuk felszíni hőmérséklete felett van (minél nagyobb tömegű a fekete lyuk, annál alacsonyabb, de – a viszonylag kis méreteket leszámítva – jóval 2,7kelvinalatt, közel 0-hoz). Ez esetben viszonylag kis méret alatt azt kell érteni, hogy jelenleg holdunk tömegének megfelelőSchwarzschild-sugárralrendelkező fekete lyuk (azazHoldunktömegével megegyező tömegű fekete lyuk) van termikus egyensúlyban, ez az a méret, ahol ugyanannyi sugárzást bocsát ki a fekete lyuk, mint amennyit a háttérsugárzásból elnyelni képes (felszíni hőmérséklete éppen 2,7 kelvin). Ennél kisebb tömeg esetén a fekete lyuk tömege (amennyibencsillagközi gáz,por,csillagfény vagy egyéb „pluszban nem táplálja” ) a párolgás miatt csökkenni fog, nagyobb tömeg esetén pedig akkor is tovább fog nőni, ha csak a háttérsugárzás táplálja (ha a tömeg úgymond csak egy kicsivel nagyobb a kérdéses határnál, akkor a tömegnövekedés ideje is kicsi lesz, mivel a háttérsugárzás hőmérséklete gyorsabban csökken, mint ahogy a csupán háttérsugárzás által táplált lyuk felszíni hőmérséklete csökkenni tud a tömegnövekedés hatására).A világegyetem tágulásamiatt avilágegyetemhőmérséklete folyamatosan csökken, nullához konvergál (örökké táguló világegyetem esetén), ami pedig azt jelenti, hogy egy idő után bármely fekete lyuk felszíni hőmérsékleténél alacsonyabb lesz, azaz egy idő után minden fekete lyuk tömege csökkenni kezd, végül teljesen elpárolog (örökké táguló világegyetem esetén; azért itt is előfordulhat elfajuló eset, például hiperbolikusan gyorsuló tágulás esetén a világegyetem mérete véges időn belül végtelen nagyra nőhet, és nem biztos, hogy a fekete lyuknak lesz ideje elpárologni, mielőtt a világegyetem „szétspriccel a végtelenbe…”; ha ez megtörténik, többé nincs értelme térről és időről beszélni, ahogy a kérdéses fekete lyukról sem), zárt világegyetem esetében a helyzet a tágulás, majd az ezt követő összehúzódás paramétereitől, illetve a fekete lyuk tömegétől függ).

Eme felfedezés megcáfolta a teóriát, miszerint az információ – jelen esetben a fekete lyuk által elnyelt objektumokban hordozott fizikai információ (tömeg,energia,impulzus,elektromos töltés) – eltűnik a fekete lyukkal együtt. Most már tudvalevő, hogy ezen információk megőrződnek a párolgás közben közvetlenül azeseményhorizonttólkisugárzottelemi részecskékközött kialakulógravitációsés egyéb típusú kölcsönhatásokban. Ezen kölcsönhatásokbozonokközvetítésével jönnek létre. Ezek alapján (legalábbis elvben) visszakövethetők az elnyelt információk.

Gravitációs örvénylés

Az1980-as évekbena korairöntgentávcsövekkeldolgozó csillagászok felfedezték, hogy a galaxisunkban lévő, csillagtömegű fekete lyukaktól származóröntgensugárzás„pislákol”. Ez azt jelenti, hogy az erőssége gyors ütemben változik. A jelenséget akkor „kvázi-periodikusoszcilláció”névvel illették (Quasi Periodic Oscillation,QPO). A vibrálásban észlelhető volt egy minta: kezdetben 10 másodpercben volt mérhető aperiódusidő,majd ahogy napok s hetek teltek el, a vibrálás felgyorsult másodpercenként tízre. Majd a vibrálás hirtelen teljesen abbamaradt.

Az1990-es éveksorán a csillagászok elkezdték feltételezni, hogy a „kvázi-periodikus oszcilláció” kapcsolatban lehet egy gravitációs hatással, amitEinsteináltalános relativitáselméletemegjósolt: egy forgó objektum gravitációs örvénylést hoz létre. A jelenséget első leíróikról (1918)„Lense—Thirring-hatás”-nak nevezik.

A fekete lyuk körül keringésre kényszerített anyag a fekete lyukhoz közelebbi része gyorsabban kering a távolabbi anyaghoz viszonyítva, és nagy energiájú sugárzást bocsát ki, ami összeütközik a körülötte lévő anyaggal, ami avasatomokatröntgensugárzás kibocsátására készteti egy bizonyos hullámhosszon, más néven spektrumvonalon.

Mivel azakkréciós korongkeringésben van, a vas spektrumvonalának hullámhossza aDoppler-hatásnakmegfelelően változik. Ha a beljebb lévő anyagáramlás keringési síkja változik (lásdprecesszió), akkor időnként a hozzánk közelítő anyag lesz fényesebb, máskor pedig az éppen távolodó. Vagyis a spektrumvonal ide-oda ingadozni fog a precessziós ciklusnak megfelelően. Ezt az ingadozást ki tudta mérni azEurópai Űrügynökség(European Space Agency)XMM-Newtonnevű röntgentávcsöve, és ezzel mérésekkel igazolta a gravitációs örvénylést egy fekete lyuk körül. A felfedezést aNASANuclear Spectroscopic Telescope Array(NuSTAR) küldetése segítette. A mérésekhez a H 1743-322 jelölésű fekete lyukat választották, ami akkor négy másodperces „kvázi-periodikus oszcilláció” -t mutatott. Az XMM-Newtonnal 260 000 másodpercig, a NuSTAR-ral 70 000 másodpercig végeztek méréseket, majd a kapott adatokat kielemezték. Megállapították, hogy az ingadozás az általános relativitáselméletnek megfelelő mértékű. Ennek az a jelentősége, hogy eddig nem sikerült Einstein szóban forgó elméletét erősgravitációs térközelében kísérletileg tesztelni, illetve igazolni.

További információk

AWikimédia CommonstartalmazFekete lyuktémájú médiaállományokat.

Nézd meg afekete lyukcímszót aWikiszótárban!

Irodalom

• Asimov, Isaac:Black Holes, Pulsars, and Quasars.New York: Gareth Stevens, 2003
• Davis, Amanda:Black Holes.Minneapolis, MN: Powerkids Press, 2003
• Jefferies, David:Black Holes.New York: Crabtree Publishing, 2006
• Nardo, Don:Black Holes.New York: Thomson Gale, 2003
• Rau, Dana:Black Holes.Mankato, MN: Capstone Press, 2005
• Sipiera, Paul:Black Holes.New York: Scholastic Library, 1997
• Chandrasekhar, Subrahmanyan: The Mathematical Theory of Black Holes, New York: Oxford University Press, 1983
• Frolov, Valeri P. és Novikov, Igor D.: Black Hole Physics, Springer Netherlands, 1998
• O'Neill, Barrett: The Geometry of Kerr Black Holes, Wellesley, Massachusetts: A K Peters, 1995

Weboldalak

• Észlelték egy fekete lyuk születését
• Stephen W. Hawking:Az idő rövid története,Maecenas Könyvek, Budapest, 1989, 1993, 1995, 1998;ISBN 963-9025-74-7,ISBN 963-8396-10-5,Középiskolás tudással érthető leírás többek között a fekete lyukakról;(online magyar szöveg)
• Dávid Gyula:Pislákoló csillagroncsok - fehér törpék, neutroncsillagok, fekete lyukak (audio), (video) – Előadás aPolaris csillagvizsgálóban,2006.december 20.
• Dávid Gyula: Fekete, fehér és szürke lyukak (audio) – Előadás aPolaris csillagvizsgálóban,2005.február 14.
• Fekete lyukak nyomában (videó)

Kapcsolódó szócikkek

• A legnagyobb tömegű fekete lyukak listája
• Stephen Hawking