Czym jest czarna dziura?

Od dawna podejrzewano, że musi istnieć w przestrzeni kosmicznej coś co teraz nazywa się czarnymi dziurami, ale samą nazwę wprowadzono do terminologii naukowej dopiero w drugiej połowie dwudziestego wieku. Dokonał tego naukowiec amerykańskiego pochodzenia, John Wheeler.

Prawie dwieście lat wcześniej pojawiły się w nauce dwie teorie dotyczące natury światła. Jedna z nich nakazywała traktować światło jak falę, natomiast druga postulowała za korpuskularną naturą światła. Po jakimś czasie okazało się ,że obie teorie można pogodzić. Wiadomo bowiem, że w zależności od okoliczności raz światło może być traktowane jako fala a innym razem jako strumień cząstek. Ma bowiem dwoistą korpuskularno - falową naturę.

Zaczęto analizować także zachowanie światłą pod wpływem działania siły grawitacyjnej. Wiadomo, że jeśli światło stanowi strumień cząstek to grawitacja musi mieć na niego jakiś wpływ. Dopóki jednak nie zostało stwierdzone, że światło porusza się z pewną skończoną prędkością nie uważano wpływu grawitacji za istotny.

Problem ten zauważył i przeanalizował inny uczony, John Michell profesor z Cambridge. W roku 1783 opublikował znamienną pracę w której dowodził, że jeżeli dana gwiazda miałaby dostatecznie dużą masę i gęstość to byłaby ona źródłem tak silnego pola grawitacyjnego, że nawet promienie świetlne nie mogłyby opuścić jej powierzchni. Byłyby bowiem zaraz zawracane przez przyciąganie grawitacyjne. Badacz twierdził w swojej pracy, że obiektów takich może być w przestrzeni kosmicznej bardzo dużo. I mimo, że nie są one źródłem światła po którym można by je zidentyfikować to są źródłem silnego pola grawitacyjnego. W czasach obecnych wiadomo, że obiekty takie stanowią czarne, nie emitujące światła obszary w przestrzeni kosmicznej. Stąd wzięła się bardzo adekwatna nazwa " czarne dziury".

W wieku dziewiętnastym, gdy korpuskularna natura światła straciła popularność pojawiły się inne próby wyjaśniania wpływu grawitacji na światło, ale tylko w oparciu o teorię falową.

Poprawna i spójna teoria wpływu grawitacji na światło to dopiero ogólna teoria względności Einsteina.

Warto zastanowić się skąd się biorą czarne dziury. Najpierw jednak należy sięgnąć do ewolucji gwiazd. Wiadomo, że gwiazdy powstają z obłoku gazowego, gdy ten kurczy się ulegając własnemu przyciąganiu grawitacyjnemu. Podczas takiego kurczenia się gazu dochodzi do ciągłego wzrostu temperatury gazu na skutek zwiększonej prędkości cząsteczek a co za tym idzie zwiększonej częstości zderzeń. Temperatura wzrasta do takiego poziomu, że w pewnym momencie jądra wodoru nie oddzielają się już od siebie po zderzeniu i w taki sposób dochodzi do powstania jąder helu. W tym procesie zostaje wydzielona bardzo duża ilość energii i dzięki temu gwiazda może emitować światło. Jednocześnie cały czas dochodzi do wzrostu ciśnienia gazu, które w pewnym momencie staje się na tyle wysokie, że równoważy grawitację . Ustala się więc stan równowagi. Taki stan trwa aż do wyczerpania się paliwa jądrowego. Czas wyczerpania się paliwa zależy od masy gwiazdy, im jest ona większa tym szybciej skończy się jego zapas. I tak np. Słońce posiada zapas paliwa na około pięć miliardów lat. Gdy dochodzi do sytuacji wyczerpywania się paliwa jądrowego temperatura gwiazdy zaczyna spadać a sama gwiazda zaczyna się kurczyć.

Na początku dwudziestego wieku zaczęto zastanawiać się jakie rozmiaru musi mieć gwiazda, aby była zdolna do przeciwstawienia się własnemu przyciąganiu grawitacyjnemu. Szczególnie tym problemem zajął się Subrahmanyan Chandrasekhar. Wyniki jego badań wskazały, że jeśli gwiazda po wyczerpaniu się paliwa jądrowego ma masę równa półtorej masy Słońca to już nie może przeciwstawić się własnemu przyciąganiu. Ta masa została uznana za masę krytyczną i nazwana graniczną masą Chandrasekhara. Podobne obliczenia przeprowadzał także inny uczony, Lew Dawidowicz Landau i doszedł także do zbliżonych wniosków. Ogólny wniosek był więc następujący: jeżeli gwiazda ma masę mniejszą od masy granicznej Chandrasekhara to na pewnym etapie przestaje się kurczyć i staje się białym karłem. Białe karły mogą mieć promień rzędu kilku tysięcy kilometrów, a gęstość wynoszącą setki ton na centymetr sześcienny.

Jednocześnie Landau wykazał, że możliwy jest także inny scenariusz pod warunkiem, że masa gwiazdy będzie bardzo duża czyli np. dwukrotnie większa od masy Słońca, ale równocześnie promień takiej gwiazdy będzie bardzo mały czyli np. mniejszy niż wynosi promień białego karła. Obiekty takie noszą nazwę gwiazd neutronowych.

Gdy wyczerpie się paliwo jądrowe w gwiazdach , których masy przekraczają masę graniczną Chandrasekhara to różny może być los takich gwiazd. I tak np. dochodzi do wybuchu takich obiektów. Niektóre pozbywają się części swojej masy , aby zejść poniżej masy granicznej. Inne natomiast zapadają się .

Początkowo teoria ta wydawała się nie do przyjęcia. Potem jednak pojawili się kolejni uczeni w tym Oppenheimer, którzy przedstawili dowody i uzupełnienia tej teorii.

Na skutek wybuchu wojny problem grawitacyjnego zapadania gwiazd został zarzucony. Podjęto go ponownie dopiero w latach sześćdziesiątych ubiegłego wieku.

Zaczęto wtedy szczegółowo analizować prace Oppenheimera i przedstawiono scenariusz dotyczący końca gwiazdy przewidziany przez tego uczonego. Postulował on, że pole grawitacyjne gwiazdy może zmieniać tory promienia świetlnego w przestrzeni czterowymiarowej. I tak gdy gwiazda się kurczy dochodzi do wzmocnienia pola grawitacyjnego tuż przy powierzchni gwiazdy . w tej sytuacji światło ma coraz bardziej utrudnioną drogę z powierzchni gwiazdy. Stąd gdyby obserwować taką zapadającą gwiazdę z oddali to zauważałoby się stopniowe osłabienie emitowanego światła, którego barwa ulegałaby przesunięciu w kierunku czerwieni. Gdy promień kurczącej się gwiazdy stanie się mniejszy od promienia krytycznego wtedy dochodzi do takiego wzmocnienia pola grawitacyjnego, że promień świetlny nie jest już w stanie wydostać się z powierzchni gwiazdy. Na podstawie tego, że żaden obiekt nie może osiągnąć prędkości większej niż wynosi prędkość światła można zatem wnioskować, że pole grawitacyjne gwiazdy będzie ściągało wszystko co tylko zamierzałoby opuścić jej powierzchnię. Można więc z całym przekonaniem powiedzieć, że taki obszar w przestrzeni czterowymiarowej nosi nazwę czarnej dziury. Granica takiego obszaru nosi nazwę horyzontu zdarzeń.

W latach sześćdziesiątych ubiegłego wieku powstał pogląd sugerujący istnienie wewnątrz czarnej dziury punktu zwanego osobliwością. W punkcie tym zarówno gęstość jak i krzywizna czasoprzestrzeni osiągają nieskończoną wartość.

W punkcie tym dochodzi do załamania wszystkich praw fizyki. Jednakże punkty zwane osobliwościami nie są dostępne dla obserwatorów z zewnątrz ponieważ żaden sygnał nie może wydostać się z wnętrza czarnej dziury. Tak więc nikt nie może poznać prawdy o końcu zapadającego się obiektu.

Działanie horyzontu zdarzeń jest podobne do działania jednokierunkowej membrany. Tak więc w obszar czarnej dziury może dostać się dowolny obiekt natomiast w drugim kierunku nic nie może się wydostać.

Teoria dotycząca czarnych dziur powstała i została rozwinięta zanim jeszcze szczegółowe badania dostarczyły jakichkolwiek dowodów na istnienie takich obiektów w przestrzeni czterowymiarowej. Był to mocny argument dla przeciwników teorii czarnych dziur. Pierwszym argumentem przemawiającym za istnieniem czarnych dziur było odkrycie w roku 1963 energii emitowanej podczas grawitacyjnego zapadania się centralnego rejonu galaktyki. Później dokonano wielu podobnych odkryć obiektów, które nazwano kwazarami. Charakteryzują się one tym, że ich światło wykazuje silne przesunięcie w kierunku czerwieni. Obiekty te jednak znajdują się w tak dużej odległości od Ziemi, że nie ma możliwości dokładnego ich zbadania w celu uzyskania ostatecznego dowodu na istnienie czarnych dziur.

Kolejnym etapem w drodze do uzyskania satysfakcjonujących dowodów było odkrycie szybko rotujących gwiazd neutronowych nazwanych pulsarami.