Nigra truo
Nigra truo estas kosma objekto, fermita regiono en la spaco-tempo, de kio nenio povas foriri, eĉ ne lumo, kaj kies kerno kunfalis. En tia astro kompakta la tuta materio kunfalis al tiom densa formo, ke ĝia enorma gravito baras eĉ la proprajn lumradiojn. Do ĝi ne povas elsendi lumon kaj estas nigra. Ĝia gravito povas reteni ĉiajn objektojn ĉirkaŭajn, kiuj aliras ĝin kirle. Laŭ la teorio de la relativeco, nenio povas eliri el nigra truo (ekzemplo: se iu sendus iom da lumo al la nigra truo, la lumo reflektiĝus neniam, ĉar la gravito estas tro intensa).
La terminon "nigra truo" anglalingve (black hole) enkondukis la fizikisto John Archibald Wheeler en 1967.
Nigraj truoj ne estas rekte observeblaj, sed kelkaj nerektaj teknikoj laŭ diversaj ondolongoj estis konceptitaj kaj permesas studi la fenomenojn naskatajn en la ĉirkaŭaĵoj. Ekzemple: la materio altirata al nigra truo estas varmigita je tre alta temperaturo, kio estigas elsendon de Ikso-radioj; la ruĝenŝoviĝo de steloj turniĝantaj ĉirkaŭen helpas koni la movojn de tiuj steloj, kaj konsekvence la mason de la nigra truo.
La ekzisto de nigraj truoj estas certeco por la preskaŭa tuto de scienca komunumo koncernata de nigraj truoj (astrofizikistoj kaj teorifizikistoj). Astronomoj identigis multajn nigrajn truojn, kaj pruvis ekziston de pezegaj nigraj truoj en la centroj de multegaj galaksioj, eĉ la nia, la Lakta Vojo.
En majo 2022, astronomoj, uzante la Event Horizon Teleskopo, publikigis foton de Sagittarius A* produktitan uzante datumojn de radio-observaĵoj en aprilo 2017 [1], tiele konfirmante ke la objekton estas nigra truo ĉe la centro de nia galaksio la Lakta Vojo. Ĉi tiu estas la dua konfirmita bildo de nigra truo, post la supermasiva nigra truo de Messier 87 en 2019.
Historio de la koncepto[redakti | redakti fonton]
La koncepton de objekto tiom masa, ke eĉ lumo ne povas eskapi el ĝi, prezentis la angla geologo John Michell en artikolo, kiun li en 1783 sendis al la Reĝa Societo. Tiutempa fiziko bone konis la konceptojn de gravito kaj eskapa rapido. Michell kalkulis, ke objekto kun la 500-obla radiuso de Suno kaj sama denso havus surface eskapan rapidon egalan al lumrapido kaj tial estus nevidebla. Li skribis:
- Se la radiuso de globo samdensa kiel Suno superus tiun de Suno en proporcio 500 al 1, korpo falanta el nefinia distanco akirus ĝis la surfaco rapidon plian ol tiu de la lumo, kaj se supozi, ke lumo estas altirata samforte proporcie al sia inerteco kiel aliaj korpoj, ĉia lumo elsendita de tia korpo estus reirigita al ĝi pro ĝia gravito.[2]
Michell konsideris la eblon, ke multaj tiaj nevideblaj objektoj ekzistu en kosmo, kvankam li taksis ĝin malverŝajna. Lia kalkulo baziĝis sur la klasika (ne-relativeca) fiziko. La saman ideon prezentis Pierre-Simon Laplace en 1796 en sia eseo Exposition du Système du Monde, uzante la nomon corps obscur (france, = malhela korpo).
Kiam Ejnŝtejno en 1916 publikigis sian teorion de relativeco, Karl Schwarzschild povis kalkuli la radiuson de globo, ĉe kiu la eskapa rapido de certa maso estus egala al la rapido de lumo; oni nomas tiun radiuson radiuso de Schwarzschild aŭ eventa horizonto. Se korpo estas malpli granda ol ĝia eventa horizonto, lumo ne povas eskapi el ĝi. Tia malgrandeco tamen signifas enorman densecon. La demandon, ĉu tia denso estas ebla, Ejnŝtejno diskutis en artikolo de 1939. Li konkludis, ke ne eblas atingi tian denson, ĉar masero altirata al la centra maso devus orbiti per rapido pli granda ol tiu de la lumo, kio ne eblas[3].
Samjare Robert Oppenheimer kaj Hartland Snyder demonstris[4], ke la necesa denso ja povas esti atingita, se maseroj aliĝas al la centra maso ne orbitante, sed falante laŭ radiusa direkto.
Ekesto[redakti | redakti fonton]
Nur stelo, kies maso estas supera al 25 sunaj masoj, povas formi nigran truon. Tiu nigra truo tamen povas havi malpli grandan mason. Ekzemple la rentgena stelo XTE J1650−500, kiu enhavas nigran truon, havas nur 3,8 sunajn masojn.
Kiam stelo formanĝis sian nuklean brulaĵon (fuziante malpezajn al pli kaj pli pezaj elementoj, maksimume al fero), la kerno stela kuntiriĝas pro gravito. En tiu procezo estas decida la maso de la stelo, kaj rolas diversaj fizike kalkuleblaj limoj. Ekzemple la Limigo de Chandrasekhar diras, ke stelo kun malpli ol ĉ. 1,4 sunaj masoj povas rezisti la gravitan premon per la elektrona degenereca premo kaj finiĝas kiel blanka nano. Pli pezaj steloj kun maksimume 3 sunaj masoj iĝas neŭtronaj steloj.
Sufiĉe masaj astroj eksplodas post kuntiriĝo kaj formas supernovaon. Tiu fenomeno forkaptas tavolojn eksterajn, malpli kompaktajn. Nur kerna zono restas. Unu kulerpleno da kerna materio, kompaktega, pezas pli ol unu miliardon da gramoj.
Tia astro postrestanta povas enhavi multajn sunomasojn en sfero, kies diametro mezuras kelkajn kilometrojn.
En 1972 okazis la malkovro de la unue konata steleca nigra truo, Cygnus X-1, per la X-radia satelita teleskopo COS-B. Temas pri stelduopo, kie unu el la paruloj estas nevidebla kaj emisias intensan rentgenan radiadon.
Stephen Hawking en la 1970-aj jaroj prezentis la ideon, ke povus ekzisti nigraj truoj, kiuj ne ekestis per supernovaoj, sed restis de la unua tempo post la Praeksplodo, kiam la denso de la universo estis grandega. Tiaj nigraj truoj povus havi mason de nur ĉ. 1012 kg; tio estas la maso de kuba kilometro (km³) da akvo.
Eventoj kun ekstreme grandaj masoj, ekzemple la kolizio de du galaksioj, povas ekestigi paron da nigraj truoj, kiuj orbitas ĉirkaŭ si reciproke kaj iam kunfandiĝas. Astronomoj supozas, ke la super-masa nigra truo en la centro de la galaksio M87 per kunfandiĝo.
En 1995 du teamoj, germana kaj usona, malkovris gigantan nigran truon nomatan Sagittarius A* en la centro de nia Lakta Vojo galaksio. Samtempe aliaj astronomoj malkovris similajn gigantajn nigrajn truojn en la centro de pluraj aliaj galaksioj.
En 2015 post tridekjara laboro la projekto LIGO de scienca kunlaboro unuafoje malkovris gravitajn ondojn el forega kolizio de nigraj truoj.
Matematikaj modeloj[redakti | redakti fonton]
Nigra truo laŭ Schwarzschild[redakti | redakti fonton]
La modelo de Karl Schwarzschild konsideras objektojn ne rotaciantajn kaj sen elektra ŝargo. Ĝi havas solvon matematike sufiĉe simplan, sed la reala ekzisto de tia objekto estas neprobabla, ĉar eĉ malgranda rotacio komenca devas enorme pliiĝi dum la kunfalo de la objekto, por konservi la angulan movokvanton.
Nigra truo laŭ Kerr[redakti | redakti fonton]
La modelo de Roy Patrick Kerr konsideras objektojn sen elektra ŝargo sed ja rotaciantajn. Ĝi verŝajne prezentas realisman situacion. Rotacianta stelo kunfalanta povas rezultigi nigran truon, en kiu la singularejo ne estas punkto, sed pro la rotacio havas diskan formon. Rezultas ne unu, sed du eventaj horizontoj kaj tiel nomata ergosfero ĉirkaŭ ili, en kiu ĉiu objekto estas entirata en la rotacion de la nigra truo.
Nigra truo laŭ Kerr-Newman[redakti | redakti fonton]
La modelo de Kerr kaj Ezra Newman konsideras objektojn rotaciantajn kaj elektre ŝargitajn. La rezultanta elektromagneta kampo tiam tordas la spacotempon.
La okazon de korpo ja ŝargita sed ne rotacianta konsideras la modelo de Hans Reissner kaj Gunnar Nordström.
Gravita lensado[redakti | redakti fonton]
Nigraj truoj faras gravitan lensadon. La bildoj sube montras la ekzemplon. En la fono estas spirala galaksio vidata de la rando. Ĉi tiuj bildoj estas komputila simulado. Similaj bildoj neniam estis fotitaj. La nigra truo estas observata de distanco de 50 ĝiaj radiusoj, la angulo de vido de la tuta bildo estas 60°.
La inform-paradokso[redakti | redakti fonton]
Argumento kontraŭ la ekzisto de nigraj truoj estas la "inform-paradokso". Apliko de la kvantuma mekaniko kaj de la ĝenerala relativeco al la hipotezo de nigra truo rezultigas, ke la truo povus "forvaporiĝi" per elsendo de lumradioj el sia eventa horizonto (tiel nomata Hawking-radiado). Tiel la truo povus komplete neniiĝi, lasante nenian spuron de sia iama ekzisto kaj pri la objektoj enfalintaj en ĝin. Tio kontraŭas la aksiomon de la kvantuma mekaniko, ke informo ne perdiĝas; alivorte, la evoluo de nigra truo estus sur kvantuma nivelo ne inversigebla, ne simetria laŭ la tempa direkto.
Tiun informperdon konkretigas teoremo de Werner Israel (1967), laŭ kiu nigra truo, kiom ajn granda, posedas nur tri mezureblajn ecojn: mason, elektran ŝargon kaj angulan movokvanton. Se tiel estas, do ĉiuj aliaj ecoj de enfalantaj objektoj perdiĝas. John Archibald Wheeler resumis tiun teoremon per "nigraj truoj ne havas harojn", tial oni parolas ankaŭ pri la senhareca teoremo. Stephen Hawking, iam ano de tiu teorio, en 2004 (17-a Internacia Konferenco pri Ĝenerala Relativeco kaj Gravito; angle: International Conference on General Relativity and Gravitation) diris, ke eble nigraj truoj tamen povas "havi harojn", kaj ke neniiĝantaj nigraj truoj iel redonas la informkvanton, kiun ili antaŭe glutis.
Alternativaj teorioj[redakti | redakti fonton]
Iuj sciencistoj proponis aliajn hipotezojn por priskribi la sorton de kunfalanta stelo. Tiuj hipotezoj ĝenerale celas eviti teoriajn problemojn, kiuj rezultas el la singularejo en nigra truo, ekzemple la inform-paradokson.
Nigra stelo pro kvantumaj efikoj ne superas certan denson kaj ne havas eventan horizonton. Ilia lumo estus ekstreme malforta pro la forta ruĝenŝoviĝo.
Gravit-vakuuma stelo (gra-va-stelo) aŭ kvazaŭ-nigratrua objekto (QBHO laŭ la angla quasi black-hole object) estas la objekto de teorio de Pawel Mazur kaj Emil Mottola. Male al nigraj steloj ĝi ne estus observe distingebla disde nigra truo.
Bildaro[redakti | redakti fonton]
La nigra truo centre de Messier 87 en polarizita lumo
Artista prezento de nigra truo kun proksime orbitanta kompaniula stelo, kiu superas ĝian Roche-limon. En-falanta materio formas akir-diskon.
Arta prezento de nigra truo, de NASA.
Nigra truo de dek sun-masoj, vidate el distanco de 600 km, kun la Lakta vojo fone
La radio elsendita de galaksio M87 supozeble estas kaŭzata de ega nigra truo en la galaksia centro
.jpg)
Referencoj[redakti | redakti fonton]
- ↑ https://iopscience.iop.org/journal/2041-8205/page/Focus_on_First_Sgr_A_Results
- ↑ John Michell, On the means of discovering the distance, magnitude etc. of the fixed stars. Philosophical Transactions of the Royal Society (1784)
- ↑ A. Einstein, Annals of Mathematics, 2-a serio, vol. 40, n-ro 4. (okt. 1939), p. 936
- ↑ Oppenheimer, J. R. kaj Snyder, H. (1939). On Continued Gravitational Contraction, Physical Review. 56, 455.
Vidu ankaŭ[redakti | redakti fonton]
Eksteraj ligiloj[redakti | redakti fonton]
| ||||||||||||
