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:
 |
|
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. Michell ĝuste rimarkis, ke tiaj supermasivaj sed ne-radiantaj korpoj povus esti detekteblaj per siaj gravitaj efikoj sur proksimaj videblaj korpoj.[3][4]
_-_Gu%C3%A9rin.jpg)
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).[5] Laplace menciis ke stelo povus esti nevidebla se ĝi estus sufiĉe granda, dum li konjektis pri la origino de la Sunsistemo en sia libro *Exposition du Système du Monde*. Franz Xaver von Zach petis de Laplace matematikan analizon, kiun Laplace provizis kaj publikigis en revuo redaktita de von Zach.[5]
Tiutempaj fakuloj komence ekscitiĝis pri la propono, ke gigantaj sed nevideblaj "malhelaj steloj" eble kaŝiĝas al simpla vido, sed entuziasmo malpliiĝis kiam la ondsimila naturo de lumo evidentiĝis komence de la deknaŭa jarcento,[6] ĉar lumo estis komprenita kiel ondo anstataŭ ol partiklo, estis neklare, kian, se entute, influon gravito havus sur eskapantajn lumondojn.[5][7]
Ĝenerala relativeco
[redakti | redakti fonton]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.[8][9]
En 1924, Arthur Eddington montris, ke la neordinaraĵo malaperis post ŝanĝo de koordinatoj. En 1933, Georges Lemaître rimarkis, ke tio signifis, ke la neordinaraĵo ĉe la radiuso de Schwarzschild estis nefizika koordinata neordinaraĵo.[10] Arthur Eddington komentis pri la ebleco de stelo kun maso kunpremita je la radiuso de Schwarzschild en libro de 1926, notante, ke la teorio de Einstein permesas ekskludi tro grandajn densecojn por videblaj steloj kiel Betelĝuzo, ĉar "stelo kun radiuso de 250 milionoj da km ne povus havi tiom altan densecon kiel la Suno. Unue, la forto de gravito estus tiel granda, ke lumo ne povus eskapi de ĝi, la radioj falus reen al la stelo kiel ŝtono al la tero. Due, la ruĝa ŝoviĝo de la spektraj linioj estus tiel granda, ke la spektro estus ŝoviĝinta el ekzisto. Trie, la maso produktus tiom da kurbeco de la spactempa metriko, ke la spaco fermiĝus ĉirkaŭ la stelo, lasante nin ekstere (t.e., nenie)."[11][12]
En 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar kalkulis, uzante specialan teorion de relativeco, ke ne-rotacianta korpo de elektron-degenerita materio super certa limiga maso (nun nomata la limigo de Chandrasekhar je 1.4 M☉) ne havas stabilajn solvojn.[13] Liajn argumentojn kontraŭis multaj el liaj samtempuloj kiel Eddington kaj Lev Landau, kiuj argumentis, ke iu ankoraŭ nekonata mekanismo haltigus la kolapson.[14] Ili estis parte ĝustaj: blanka nano iomete pli masiva ol la limigo de Chandrasekhar kolapsos en neŭtronan stelon,[15] kiu mem estas stabila.
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[16]. Samjare Robert Oppenheimer kaj Hartland Snyder demonstris[17], ke la necesa denso ja povas esti atingita, se maseroj aliĝas al la centra maso ne orbitante, sed falante laŭ radiusa direkto.
.jpg)
En 1939, Robert Oppenheimer kaj aliaj antaŭdiris, ke neŭtronaj steloj super alia limo, nome la limo de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, plu kolapsus pro la kialoj prezentitaj de Chandrasekhar, kaj konkludis, ke neniu leĝo de fiziko verŝajne intervenus kaj malhelpus almenaŭ ke kelkaj steloj kolapsos al nigraj truoj.[18] Iliaj originalaj kalkuloj, bazitaj sur la principo de ekskludo de Pauli, donis ĝin kiel 0,7 M☉. Posta konsidero pri neŭtron-neŭtrona repuŝo mediaciita de granda forto levis la takson al proksimume 1,5 M☉ ĝis 3,0 M☉.[19] Observaĵoj de la kunfandiĝo de neŭtronaj steloj GW170817, kiu supozeble generis nigran truon baldaŭ poste, rafinis la takson de la TOV-limo al ~2,17 M☉.[20][21][22][23][24]
Oppenheimer kaj liaj kunaŭtoroj interpretis la neordinaraĵon ĉe la limo de la radiuso de Schwarzschild kiel indikante, ke ĉi tio estis la limo de veziko en kiu tempo haltis. Ĉi tio estas valida vidpunkto por eksteraj observantoj, sed ne por enfalantaj observantoj. La hipotezaj kolapsintaj steloj estis nomitaj "frostaj steloj", ĉar ekstera observanto vidus la surfacon de la stelo frostigita en la tempo en la momento, kie ĝia kolapso kondukas ĝin al la radiuso de Schwarzschild.[25]
Ankaŭ en 1939, Einstein klopodis pruvi, ke nigraj truoj estas neeblaj en sia publikaĵo "Pri Senmova Sistemo kun Sfera Simetrio Konsistanta el Multaj Gravitantaj Masoj" ("On a Stationary System with Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses"), uzante sian ĝeneralan teorion pri relativeco por defendi sian argumenton.[26] Monatojn poste, Oppenheimer kaj lia studento Hartland Snyder prezentis la modelon de Oppenheimer-Snyder en sia artikolo "Pri Daŭra Gravita Kuntiriĝo" ("On Continued Gravitational Contraction"),[27] kiu antaŭdiris la ekziston de nigraj truoj. En la artikolo, kiu ne faris referencon al la lastatempa publikaĵo de Einstein, Oppenheimer kaj Snyder uzis la propran ĝeneralan teorion pri relativeco de Einstein por montri la kondiĉojn pri kiel nigra truo povus disvolviĝi, por la unua fojo en nuntempa fiziko.[26]
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 1958, David Finkelstein identigis la surfacon de Schwarzschild kiel eventhorizonton, "perfekta unudirekta membrano: kaŭzaj influoj povas transiri ĝin nur en unu direkto".[28] Ĉi tio ne strikte kontraŭdiris la rezultojn de Oppenheimer, sed etendis ilin por inkluzivi la vidpunkton de enfalantaj observantoj. La solvo de Finkelstein etendis la solvon de Schwarzschild por la estonteco de observantoj falantaj en nigran truon. Kompleta etendo jam estis trovita de Martin Kruskal, kiu estis instigita publikigi ĝin.[29]
.jpg)
Ĉi tiuj rezultoj venis komence de la ora epoko de ĝenerala relativeco, kiu estis markita de ĝenerala relativeco kaj nigraj truoj fariĝantaj ĉefaj esplorobjektoj. Ĉi tiun procezon helpis la malkovro de pulsaroj fare de Jocelyn Bell Burnell en 1967,[30][31] kiuj, antaŭ 1969, montriĝis esti rapide rotaciantaj neŭtronaj steloj.[32] Ĝis tiam, neŭtronaj steloj, kiel nigraj truoj, estis rigardataj nur kiel teoriaj kuriozaĵoj; sed la malkovro de pulsaroj montris ilian fizikan gravecon kaj spronis plian intereson pri ĉiaj specoj de kompaktaj objektoj, kiuj eble formiĝis per gravita kolapso.[33]
En ĉi tiu periodo oni trovis pli ĝeneralajn solvojn por nigraj truoj. En 1963, Roy Kerr trovis la precizan solvon por rotacianta nigra truo. Du jarojn poste, Ezra Newman trovis la aksosimetrian solvon por nigra truo, kiu estas kaj rotacianta kaj elektre ŝargita.[34] Per la laboro de Werner Israel,[35] Brandon Carter,[36][37] kaj David Robinson[38] aperis la "senhara teoremo", deklarante, ke solvo por senmova nigra truo estas tute priskribita per la tri parametroj de la metriko de Kerr-Newman: maso, angula movokvanto kaj elektra ŝargo.[39]
Komence, oni suspektis, ke la strangaj trajtoj de la solvoj de nigraj truoj estis patologiaj artefaktoj pro la truditaj simetriaj kondiĉoj, kaj ke la singularaĵoj ne aperus en ĝeneralaj situacioj. Ĉi tiun vidpunkton aparte subtenis Vladimir Belinski, Isaak Ĥalatnikov kaj Evgenij Lifŝitz, kiuj klopodis pruvi, ke neniuj singularaĵoj aperas en ĝeneralaj solvoj. Tamen, fine de la 1960-aj jaroj, Roger Penrose[40] kaj Stephen Hawking uzis ĝeneralajn teknikojn por pruvi, ke singularaĵoj aperas ĝenerale.[41] Pro ĉi tiu laboro, Penrose ricevis duonon de la Nobel-premio pri fiziko de 2020, estante Hawking mortinta en 2018.[42] Surbaze de observaĵoj en Greenwich kaj Toronto (en la Observatorio David Dunlap) komence de la 1970-aj jaroj, Cygnus X-1, galaksia rentgen-fonto malkovrita en 1964, fariĝis la unua astronomia objekto ofte akceptita kiel nigra truo.[43][44]
Laboroj de James Bardeen, Jacob Bekenstein (en vikidatumoj), Brandon Carter kaj Steven Hawking en la komenco de la 1970-aj jaroj kondukis al la formulado de nigratrua termodinamiko.[45] Tiuj leĝoj priskribas la konduton de nigra truo en proksima analogeco al la leĝoj de termodinamiko per rilatigado de maso al energio, areo al entropio, kaj surfaca gravito al temperaturo. La analogeco estis kompletigita kiam Hawking, en 1974, montris, ke kvantuma kampa teorio implicas, ke nigraj truoj devus radii kiel nigra korpo kun temperaturo proporcia al la surfaca gravito de la nigra truo, antaŭdirante la efikon nun konatan kiel Hawking-radiado.[46]
Cygnus X-1, malkovrita per la X-radia satelita teleskopo COS-B, estas 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.
Observado
[redakti | redakti fonton]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 radio elsendita de galaksio M87 supozeble estas kaŭzata de ega nigra truo en la galaksia centro -
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
.jpg)
En Esperanto aperis
[redakti | redakti fonton]- Frank van Hertrooij, TEO KAJ NIGRAJ TRUOJ ĉe la blogo Scivolemo, 9-a de novembro 2021
Referencoj
[redakti | redakti fonton]- ↑ [1]
- ↑ John Michell, On the means of discovering the distance, magnitude etc. of the fixed stars. Philosophical Transactions of the Royal Society (1784)
- ↑ Michell, J. (1784). "On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose". Philosophical Transactions of the Royal Society. 74: 35–57. Bibcode:1784RSPT...74...35M. doi:10.1098/rstl.1784.0008. JSTOR 106576.
- ↑ Thorne 1994, pp. 123–124
- ↑ 5,0 5,1 5,2 Montgomery, Colin; Orchiston, Wayne; Whittingham, Ian (2009). "Michell, Laplace and the origin of the black hole concept" (PDF). Journal of Astronomical History and Heritage. 12 (2): 90–96. Bibcode:2009JAHH...12...90M. doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2009.02.01. S2CID 55890996.
- ↑ Slayter, Elizabeth M.. (1992) Light and Electron Microscopy. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-33948-3.
- ↑ Thorne 1994, pp. 123–124
- ↑ Levy, Adam (11a de Januaro 2021). "How black holes morphed from theory to reality". Knowable Magazine. doi:10.1146/knowable-010921-1. Alirita la 25an de Marto 2022.
- ↑ Schwarzschild, K. (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie". Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften. 7: 189–196. Bibcode:1916SPAW.......189S.
- ↑ . Introduction to the Theory of Black Holes, p. 47–48. Institute for Theoretical Physics / Spinoza Institute (2009). Arkivita el la originalo je 21a de Majo 2009. Alirita 24a de Junio 2010 .
- ↑ Eddington, Arthur. (1926) The Internal Constitution of the Stars, Science 52. Cambridge University Press, p. 233–40. doi:10.1126/science.52.1341.233. ISBN 978-0-521-33708-3.
- ↑ Thorne, Kip S.. (1994) Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy, 1‑a eldono, W. W. Norton & Company, p. [htt://archive.org/details/blackholestimewa0000thor/e/134 134]–135. ISBN 978-0-393-31276-8. “The first conclusion was the Newtonian version of light not escaping; the second was a semi-accurate, relativistic description; and the third was typical Eddingtonian hyperbole ... when a star is as small as the critical circumference, the curvature is strong but not infinite, and space is definitely not wrapped around the star. Eddington may have known this, but his description made a good story, and it captured in a whimsical way the spirit of Schwarzschild's spacetime curvature."”.
- ↑ Venkataraman, G.. (1992) Chandrasekhar and his limit. Universities Press. ISBN 978-81-7371-035-3.
- ↑ (1981) “Resource letter BH-1: Black holes”, 'American Journal of Physics' 49 (5), p. 394–400. doi:10.1119/1.12686. Bibkodo:1981AmJPh..49..394D.
- ↑ Harpaz, A.. (1994) Stellar evolution. A K Peters. ISBN 978-1-56881-012-6.
- ↑ 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.
- ↑ (1939) “On Massive Neutron Cores”, 'Physical Review' 55 (4), p. 374–381. doi:10.1103/PhysRev.55.374. Bibkodo:1939PhRv...55..374O.
- ↑ (1996) “The Maximum Mass of a Neutron Star”, 'Astronomy and Astrophysics' 305, p. 871–877. Bibkodo:1996A&A...305..871B.
- ↑ (16 February 2018) “A weight limit emerges for neutron stars”, Science 359 (6377), p. 724–725. doi:10.1126/science.359.6377.724. Bibkodo:2018Sci...359..724C.
- ↑ (1a de Decembru 2017) “Constraining the Maximum Mass of Neutron Stars from Multi-messenger Observations of GW170817”, The Astrophysical Journal 850 (2), p. L19. doi:10.3847/2041-8213/aa991c. Bibkodo:2017ApJ...850L..19M. 119342447.
- ↑ (22a de Decembro 2017) “Modeling GW170817 based on numerical relativity and its implications”, Physical Review D 96 (12), p. 123012. doi:10.1103/PhysRevD.96.123012. Bibkodo:2017PhRvD..96l3012S. 119206732.
- ↑ (11a de Januaro 2018) “GW170817, general relativistic magnetohydrodynamic simulations, and the neutron star maximum mass”, Physical Review D 97 (2), p. 021501. doi:10.1103/PhysRevD.97.021501. Bibkodo:2018PhRvD..97b1501R.
- ↑ (9a de Januaro 2018) “Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars”, Astrophysical Journal 852 (2), p. L25. doi:10.3847/2041-8213/aaa401. Bibkodo:2018ApJ...852L..25R. 119359694.
- ↑ (1971) “Introducing the black hole”, 'Physics Today' 24 (1), p. 30–41. doi:10.1063/1.3022513. Bibkodo:1971PhT....24a..30R. Alirita 5 December 2009..
- ↑ 26,0 26,1 (2007) “The Reluctant Father of Black Holes”, Scientific American (en) 17, p. 4–11. doi:10.1038/scientificamerican0407-4sp. Alirita 3a de Aŭgusto 2023..
- ↑ (1939) “On Continued Gravitational Contraction”, 'Physical Review' 56 (5), p. 455–459. doi:10.1103/PhysRev.56.455. Bibkodo:1939PhRv...56..455O.
- ↑ (1958) “Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle”, 'Physical Review' 110 (4), p. 965–967. doi:10.1103/PhysRev.110.965. Bibkodo:1958PhRv..110..965F.
- ↑ (1960) “Maximal Extension of Schwarzschild Metric”, 'Physical Review' 119 (5), p. 1743. doi:10.1103/PhysRev.119.1743. Bibkodo:1960PhRv..119.1743K.
- ↑ (1968) “Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source”, Nature 217 (5130), p. 709–713. doi:10.1038/217709a0. Bibkodo:1968Natur.217..709H. 4277613.
- ↑ (1968) “Observations of some further Pulsed Radio Sources”, Nature 218 (5137), p. 126–129. doi:10.1038/218126a0. Bibkodo:1968Natur.218..126P. 4253103.
- ↑ (1970) “Pulsars”, 'Annual Review of Astronomy and Astrophysics' 8 (1), p. 265–296. doi:10.1146/annurev.aa.08.090170.001405. Bibkodo:1970ARA&A...8..265H.
- ↑ . Fifty Years Ago, a Grad Student's Discovery Changed the Course of Astrophysics (28a de Februaro 2018). Alirita 22a de Decembro 2023 .
- ↑ (1965) “Metric of a Rotating, Charged Mass”, 'Journal of Mathematical Physics' 6 (6), p. 918. doi:10.1063/1.1704351. Bibkodo:1965JMP.....6..918N.
- ↑ (1967) “Event Horizons in Static Vacuum Space-Times”, 'Physical Review' 164 (5), p. 1776. doi:10.1103/PhysRev.164.1776. Bibkodo:1967PhRv..164.1776I.
- ↑ (1971) “Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom”, 'Physical Review Letters' 26 (6), p. 331. doi:10.1103/PhysRevLett.26.331. Bibkodo:1971PhRvL..26..331C.
- ↑ Carter, B.. (1977) “The vacuum black hole uniqueness theorem and its conceivable generalisations”, Proceedings of the 1st Marcel Grossmann meeting on general relativity, p. 243–254.
- ↑ (1975) “Uniqueness of the Kerr Black Hole”, 'Physical Review Letters' 34 (14), p. 905. doi:10.1103/PhysRevLett.34.905. Bibkodo:1975PhRvL..34..905R.
- ↑ Heusler, M. (2012). "Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond". Living Reviews in Relativity. 15 (7): 7. arXiv:1205.6112. Bibcode:2012LRR....15....7C. doi:10.12942/lrr-2012-7. PMC 5255892. PMID 28179837.
- ↑ (1965) “Gravitational Collapse and Space-Time Singularities”, 'Physical Review Letters' 14 (3), p. 57. doi:10.1103/PhysRevLett.14.57. Bibkodo:1965PhRvL..14...57P. 116755736.
- ↑ (2003) “The Classical Singularity Theorems and Their Quantum Loopholes”, 'International Journal of Theoretical Physics' 42 (6), p. 1219–1227. doi:10.1023/A:1025754515197. Bibkodo:2003gr.qc.....1045F. 14404560.
- ↑ The Nobel Prize in Physics 2020. Arkivita el la originalo je 24a de Aprilo 2021. Alirita 8 October 2020 .
- ↑ Rolston, Bruce (10 November 1997), The First Black Hole, University of Toronto, http://news.utoronto.ca/bin/bulletin/nov10_97/art4.htm, retrieved 11-a de marto 2008
- ↑ Shipman, H. L.; Yu, Z; Du, Y.W (1975), "The implausible history of triple star models for Cygnus X-1 Evidence for a black hole", Astrophysical Letters 16 (1): 9–12, doi:10.1016/S0304-8853(99)00384-4
- ↑ (1973) “The four laws of black hole mechanics”, 'Communications in Mathematical Physics' 31 (2), p. 161–170. doi:10.1007/BF01645742. Bibkodo:1973CMaPh..31..161B. 54690354. Alirita 4a de Junio 2021..
- ↑ Hawking, S. W. (1974). "Black hole explosions?". Nature. 248 (5443): 30–31. Bibcode:1974Natur.248...30H. doi:10.1038/248030a0. S2CID 4290107.
Bibliografio
[redakti | redakti fonton]- Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley. ISBN 978-0-8053-8732-2. Arkivita la 23an de Marto 2017 ĉe Wayback Machine
- Hawking, S. W.; Ellis, G. F. R. (1973). Large Scale Structure of space time. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-09906-6. Arkivita la 21an de Julio 2020. Alirita la 16an de Majo 2020.
- Misner, Charles; Thorne, Kip S.; Wheeler, John (1973). Gravitation. W. H. Freeman and Company. ISBN 978-0-7167-0344-0.
- Thorne, Kip S. (1994). Black Holes and Time Warps. Norton, W. W. & Company, Inc. ISBN 978-0-393-31276-8.
- Wald, Robert M. (1984). General Relativity. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-87033-5. Arkivita la 11an de Aŭgusto 2016. Alirita la 23an de Februaro 2016.
- Wheeler, J. Craig (2007). Cosmic Catastrophes (dua eldono). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85714-7.
Vidu ankaŭ
[redakti | redakti fonton]Eksteraj ligiloj
[redakti | redakti fonton]- Galaksioj kaj nigraj truoj, intervjuo kun Janjo Suna, astrofizikisto kiu interesiĝas pri la stelformado en galaksioj. Aperis 2022-11-25 esperante
- Nigra truo ĉe la Projekto por Malferma Katalogo
| ||||||||||||
