MALI VODIČ KROZ SVEMIR - CRNE RUPE

SRI, 09.03.2014. u 20:54
POGLEDA 1845

Sve do otkrića prvih kvazara i pulsara, crne rupe predstavljale su jedan od malobrojnih slučajeva u povijesti znanosti u kojima je teorija bila razvijena u detalje, kao matematički model prije nego je bilo ikakvog dokaza da su uopće stvarne. To je bio glavni argument kritičarima crnih rupa. Kako vjerovati u nešto što ne možeš vidjeti? Pokazalo se kako to ipak nije sasvim točno jer, iako su tamne i nevidljive, one i dalje djeluju svojom gravitacijom na okolne objekte.

Ime „crna rupa“ osmislio je američki znanstvenik John Wheeler 1969. godine. Ipak, još u drugoj polovici 18. stoljeća, engleski geolog na sveučilištu Cambridge, John Michell, slijedeći otkriće Olea Rømera, danskog astronoma koji je konstatirao u svom poznatom pokusu kako svjetlost putuje konačnom brzinom, napisao je 1783. epohalni rad u kojem je zaključio kako bi zvijezda, dovoljno masivna i kompaktna, imala toliko jako gravitacijsko polje da ni svjetlost ne bi mogla pobjeći. Napomenuo je tada kako bi takvih zvijezda u svemiru moglo biti veoma mnogo. Mi ih ne bismo vidjeli, ali bismo osjećali njihovu gravitacijsku privlačnost. Negdje u isto vrijeme francuski znanstvenik Pierre-Simon Laplace dao je gotovo identično objašnjenje slijedeći svoju zamisao o brzini oslobađanja, tj. brzini koja je potrebna nekom projektilu da napusti gravitacijsko polje nebeskog tijela. Potpuno odgovarajuća teorija o tome kako bi gravitacija utjecala na svjetlost ipak nije zadovoljavajuće objašnjena sve do 1915. godine i Einsteinove opće teorije relativnosti.

Prema općoj teoriji relativnosti gravitacija je manifestiranje zakrivljenosti prostor-vremena. Masivni objekti poremete prostor-vrijeme tako da ono što bi bilo primjenjivo u jednoj geometriji nije primjenjivo i tada. Ako je nešto teško, njegova gravitacija privući će nas k sebi. Težina Zemlje ili težina Sunca, primjerice, vrlo su malene u usporedbi s ogromnim zvijezdama čija je gravitacija mnogo veća od Sunčeve. Ako zamislimo objekt mase nekakve divovske zvijezde, ovoga puta zbijene u volumen manji od zrna graška, govorimo o crnim rupama. Što se događa?
Kada zvijezda eksplodira, njezin se vanjski sloj rasprši po svemiru dok se jezgra urušava. Njeno središte kolabrira a milijarde i milijarde tona zvjezdane materije zgušnjavaju se sve više dok se cijela zvijezda ne smanji na veličinu mikroskopske točke.

Shvaćanje o tome što se događa kada zvijezda potroši gorivo i počne se hladiti i sažimati nije potpuno razjašnjeno sve do 1920-ih. 1928. godine indijski student Subrahmanyan Chandrasekhar, putujući u Englesku kako bi studirao pod mentorstvom Sir Arthura Eddingtona, poznatog astronoma i specijalista za opću teoriju relativnosti, izračunao je koliko bi neka zvijezda trebala biti velika da bi se uspjela oduprijeti svojoj vlastitoj gravitaciji.
Tako je došao do zaključka kako se hladna zvijezda mase 1 i pol Sunčeve ne bi mogla oduprijeti svojoj gravitaciji. Ta masa danas je poznata kao Chandrasekharova granica. Zvijezde mase manje od te granice prestat će se sužavati i smiriti se bilo u stanju bijelog patuljka ili neutronske zvijezde. Pitanje koje se tada pojavilo bilo je: „Bi li zvijezda s masom većom od te granice nakon što bi potrošila svoje gorivo nastavila kolabirati do beskonačne gustoće?“ Eddington je odbio povjerovati u teoriju kako bi se zvijezda mogla sažeti u točku. Einstein također nije vjerovao u to premda je njegova opća teorija relativnosti vodila k tome. Zbog toga je Chandrasekhar napustio rad na toj teoriji i trebalo je čekati sve do 1939. godine kako bi se podrobno objasnilo što bi se, prema općoj teoriji relativnosti, dogodilo takvoj zvijezdi.

Mladi američki fizičar Robert Oppenheimer riješio je taj problem 1939.godine, u zoru Drugog svjetskog rata. Njegovo rješenje bilo je sljedeće: gravitacijsko polje zvijezde mijenja putanje svjetlosnih zraka u prostor-vremenu. Svijetleći snopovi lagano se zakrivljuju prema unutra blizu površine zvijezde. Kako se zvijezda sužava, gravitacijsko polje na njenoj površini postaje jače i svjetlosni snopovi svijaju se još više. To otežava svjetlosti sa zvijezde da pobjegne pa se svjetlo čini prigušenije i crvenije promatraču iz daljine. Naposljetku, kada se zvijezda smanji do određenog kritičnog promjera, gravitacijsko polje na površini postaje toliko jako da su svjetlosni snopovi svinuti u toj mjeri da svjetlost više ne može pobjeći. Po specijalnoj teoriji relativnosti ništa ne putuje brže od svjetlosti pa stoga, ako svjetlost ne može pobjeći, ne može ni išta drugo.

Granica crne rupe naziva se horizont zbivanja i podudara se sa zrakama svjetla koje samo što nisu pobjegle od gravitacije. Horizont zbivanja je sferične površine. Unutar tog kritičnog promjera prostor-vrijeme toliko je ekstremno zakrivljeno da je crna rupa na neki način odsječena od ostatka svemira i postala je svoj vlastiti „mali“ svemir sa svojim vlastitim pravilima. Horizont zbivanja će za promatrača daleko od crne rupe izgledati kao savršena sferična površina, ali ako se previše približi, zamijetit će kako se ta površina kreće brzinom svjetlosti. Zato je lako prijeći granicu horizonta, ali i nemoguće se vratiti jednom kad ste unutra upravo iz razloga što biste se trebali kretati brzinom većom od svjetlosne.

Kako bismo razumijeli što bismo vidjeli ako promatramo kolaps zvijezde u crnu rupu, trebamo zapamtiti kako ne postoji apsolutno vrijeme. Svaki promatrač će mjeriti svoje vlastito vrijeme zbog gravitacijskog polja, pa će za nekoga u daljini i nekoga na kolabrirajućoj zvijezdi vremena biti potpuno drukčija. Između 1965. i 1970. fizičari Roger Penrose i Stephen Hawking pokazali su, vodeći se općom teoriji relativnosti, kako unutar crne rupe mora biti singularnost (točka beskonačne gustoće i prostor-vremenske zakrivljenosti). U singularnosti zakoni znanosti i naše sposobnosti predviđanja budućnosti se slamaju. Singularnosti uvijek leže u budućnosti (crne rupe) ili prošlosti (Veliki prasak).

Nakon gravitacijskog kolapsa crna rupa se smiruje u stanju u kojem će se rotirati ali neće pulsirati. Njen oblik i njena veličina ovisit će jedino o njezinoj masi i brzini rotacije. Svi objekti koji nisu savršeno sferični formirat će savršenu sferičnu crnu rupu. Teorijska istraživanja pokazala su kako crne rupe imaju samo 3 svojstva koja ih određuju; to su već spomenute masa i rotacija i električni naboj. One električki nenabijene i bez rotacije objašnjene su Karl Schwarzschildovim rješenjem Einsteinovih jednadžbi, dok su one s rotacijom i električki nabijene objašnjene Kerr-Newmanovim rješenjem. Najinteresantnije su ipak rotirajuće crne rupe bez električnog naboja objašnjene Kerrovim rješenjem a po kojima singularnost nije više matematička točka već krug kroz koji bi, prema jednadžbama, bilo moguće proći i pojaviti se u drugom području prostor-vremena. Putovanja a la „Zvjezdane staze“.

Autor: Ivan Vrkić



Comments


Brodarica NET je web sjedište koje na jednom
mjestu okuplja lokalnu grupu pouzdanih i kvalitetnih poduzetnika i pojedinaca s kojima će članovi i posjetitelji moći ostvariti interaktivnu komunikaciju.



Copyright 2013 brodarica.net
Brodarica.net nije odgovorna za sadržaj eksternih web stranica.
Oglašavajte kod nas O brodarici.net Kontakt Uvjeti korištenja Privatnost podataka