Ocena brak

Czarne dziury

Autor /Machabeusz123 Dodano /05.06.2013

Najdrastyczniejszy koniec czeka te gwiazdy, które w końcowej fazie swej ewolucji mają wielokrotnie większą masę od Słońca i jej nadmiaru w żaden sposób nie mogą się pozbyć. Po wyczerpaniu wszystkich zasobów paliwa jądrowego zdane są na łaskę i niełaskę własnej grawitacji. W ich wygasających już wnętrzach nie powstaje taka ilość energii, która zdolna byłaby zrównoważyć nacisk zewnętrznych warstw. A jest on wcale niemały, toteż gwiazda zapada się całkowicie pod własnym ciężarem. Ten szybko przebiegający proces astronomowie nazywają grawitacyjnym kolapsem.

Z rozważań teoretycznych wynika, że gwiazda o tak dużej masie musi się skurczyć jeszcze bardziej niż gwiazda neutronowa. W miarę zmniejszania się rozmiarów gwiazdy nieustannie rośnie jej gęstość, a tym samym musi zwiększać się przyspieszenie siły ciężkości. Gdy wreszcie materia gwiazdy skupi się w kuli o pewnym krytycznym promieniu, zwanym od nazwiska amerykańskiego astronoma Martina Schwarzschilda „promieniem Schwarzschilda”, wówczas prędkość ucieczki z jej powierzchni jest równa prędkości światła. Od tego momentu zapadająca się nadal gwiazda przestaje być widoczna. Może ona już tylko wchłaniać materię i promieniowanie do swego wnętrza, lecz z niego nic nie jest w stanie wydobyć się na zewnątrz. Pole grawitacyjne zagęszczającej się wciąż gwiazdy staje się tak silne, że nie pozwala wymknąć się z niej nawet promieniowi światła. Wygląda to tak, jakby się przestrzeń wokół gwiazdy nagle zamknęła. Takie właśnie gwiazdy astronomowie nazywają „czarnymi dziurami”.

Na możliwość występowania we Wszechświecie takich obiektów pierwszy zwrócił uwagę Albert Einstein. On bowiem w swojej teorii względności stwierdził, iż światło może ulegać wpływom grawitacji. Jeżeli więc istnieje ciało niebieskie o odpowiednio dużej gęstości, to siła przyciągania na jego powierzchni musi być już tak wielka, że nawet światło nie będzie mogło z niej umknąć. Aby jednak jakieś ciało kosmiczne miało taką właściwość, musi zagęścić swą materię do niewyobrażalnych wprost granic. Na przykład Słońce przeobraziłoby się w czarną dziurę dopiero wówczas, gdyby swą ogromną materię skupiło w kuli o średnicy 6 km. Żeby zaś stało się nią ciało o masie równej masie naszej planety, musiałoby mieć zaledwie 9 mm średnicy.

W roku 1970 fizyk amerykański John Wheeler wraz ze swym współpracownikiem Remo Ruffi-nim rozwinęli teorię czarnych dziur. Doszli oni do wniosku, że grawitacyjny kolaps przebiegałby w innym tempie dla obserwatora znajdującego się na powierzchni zapadającej się gwiazdy, a w innym dla obserwatora położonego w dużej od niej odległości. Dla pierwszego zjawisko odbyłoby się w krótkim czasie i od pewnego momentu nie mógłby gwiazdy opuścić nawet rakietą poruszającą się z szybkością światła, dla drugiego zaś gwiazda kurczyłaby się początkowo bardzo szybko, potem jednak coraz to wolniej. Obok wciąż malejących jej rozmiarów dostrzegłby jeszcze jedno ciekawe zjawisko. Otóż podczas grawitacyjnego kolapsu stopniowo wzrastałaby długość fali świetlnej, ponieważ fotony muszą coraz więcej energii zużywać na pokonanie zwiększającego się nieustannie przyciągania. Ale w końcu przestrzeń wokół gwiazdy zamknie się całkowicie i zniknie ona dla świata zewnętrznego.

Z rozrzedzonego towarzysza będzie ona porywać duże ilości materii, która spływająt po spirali do jej powierzchni ogrzeje się do bardzo wysokiej temperatury i będzie wysyłać silne promieniowanie rentgenowskie. Źródła takiego promieniowania niedawno istotnie odkryto za pomocą sztucznego satelity Ziemi. Jedno z nich związane jest z ciasnym układem podwójnym, składającym się z optycznie widocznego nadolbrzyma i niewidocznego o-biektu o masie około 6 razy większej od masy Słońca. Może to więc być czarna dziura, ale definitywnie przekonamy się o tym dopiero po uzyskaniu dokładniejszych danych obserwacyjnych.

Pewne szanse na odkrycie czarnych dziur dają również badania luźnych układów podwójnych. Na podstawie analizy widmowej można bowiem zważyć obie gwiazdy i jeżeli jedna z nich ma dostatecznie dużą masę, a mimo to nie jest widoczna przez wielkie nawet teleskopy, to prawdopodobnie jest czarną dziurą. Za przykład niech posłuży układ epsilon Woźnicy, którego jeden składnik nie jest widoczny optycznie, chociaż ma masę aż 23 razy większą od masy Słońca. Jest więc wystarczająco duży, by mógł być czarną dziurą. Ale upewnimy się o tym dopiero wtedy, gdy uda się wyznaczyć jego rozmiary i poznać inne właściwości.

Obserwacyjne potwierdzenie istnienia czarnych dziur we Wszechświecie jest nie tylko ważnym, ale i niezwykle trudnym problemem. W dziejach astronomii znamy jednak wiele przypadków, kiedy to w beznadziejnych pozornie sytuacjach dochodziło do niespodziewanych odkryć, w całej rozciągłości potwierdzających słuszność teoretycznych założeń. Wystarczy zresztą wspomnieć gwiazdy neutronowe, których istnienie teoretycy przewidywali na długo przed ich odkryciem. Miejmy więc nadzieję, że i z czarnymi dziurami astronomowie sobie poradzą.

Przez krótki czas wydawało się nawet, że pośrednie dowody istnienia czarnych dziur już mamy. Miały je potwierdzać pierwiastki o liczbach atomowych między 116 a 127, rzekomo odkryte w roku 1976 przez Roberta V. Gen-try’ego w mice z Madagaskaru. Niektórzy astrofizycy doszli bowiem do wniosku, iż tak ciężkie pierwiastki mogą się tworzyć tylko w zewnętrznych warstwach gwiazd neutronowych, których masa na skutek akreacji materii z ośrodka między-gwiazdowego ciągle wzrasta. W końcu przekracza pewną krytyczną granicę i gwiazda przeobraża się w czarną dziurę. W ostatniej jednak fazie grawitacyjnego kolapsu zewnętrzne warstwy gwiazdy neutronowej eksplodują, toteż owe superciężkie pierwiastki zostają rozpylone w przestrzeni kosmicznej.

Niestety, tę niezwykłą hipotezę trzeba było niebawem stanowczo odrzucić. Była zresztą od samego początku mocno krytykowana, bo istnieje wiele racjonalnych teorii na temat możliwości powstawania czarnych dziur i wcale nie ma potrzeby tłumaczenia tego wychwytem przez gwiazdę neutronową materii międzygwiazdowej. A co najważniejsze — odkrycie owych superciężkich pierwiastków okazało się po prostu zwykłą pomyłką naukową.

Podobne prace

Do góry