Hovedsagelige emner > Sorte huller og ormehuller >
Topic Index:
- – Sorte huller og ormehuller Introduktion
- – Stjerner, Supernovaer og neutronstjerner
- – Sorte hullers opståen
- – Teori om sorte huller & Hawking-stråling
- – Begivenhedshorisont og akkretionsskive
- – Singulariteter
- – Ormehuller
- – Konklusion
Et sort hul’s masse er koncentreret i et enkelt punkt dybt inde i dets hjerte, og kan tydeligvis ikke ses. Det “hul”, der i princippet kan ses (selv om ingen nogensinde har set et sort hul direkte), er det område af rummet omkring singulariteten, hvor tyngdekraften er så stærk, at intet, ikke engang lyset, den hurtigste ting i universet, kan slippe væk, og hvor tidsudvidelsen bliver næsten uendelig.
Et sort hul er derfor afgrænset af en veldefineret overflade eller kant, kendt som “begivenhedshorisonten”, inden for hvilken intet kan ses og intet kan undslippe, fordi den nødvendige flugthastighed ville være lig med eller overstige lysets hastighed (en fysisk umulighed). Begivenhedshorisonten fungerer som en slags envejsmembran, der svarer til det “point-of-no-return”, som en båd oplever, når den nærmer sig en hvirvelstrøm og når det punkt, hvor det ikke længere er muligt at navigere mod strømmen. Eller for at se på det på en anden måde: Inden for begivenhedshorisonten falder selve rummet ind i det sorte hul med en teoretisk hastighed, der er større end lysets hastighed.
(Klik for en større version)
Begivenhedshorisont, akkretionsskive og gammastråleudstråling fra et sort hul
(Kilde: Internet Encyclopedia of Science: http://www.daviddarling.info/
encyclopedia/E/e/event_horizon.html – Credit & ©: Astronomy / Roen Kelly)
Hændelseshorisonten for et sort hul fra en eksploderende stjerne med en masse flere gange større end vores egen sol, ville måske være nogle få kilometer på tværs. Men den kunne så vokse over tid, efterhånden som den slugte støv, planeter, stjerner og endda andre sorte huller. Det sorte hul i Mælkevejens centrum anslås f.eks. at have en masse svarende til ca. 2.500.000 sole og have en begivenhedshorisont på mange millioner kilometer i diameter.
Materiale, såsom gas, støv og andre stjernedele, der er kommet tæt på et sort hul, men ikke helt er faldet ind i det, danner et fladtrykt bånd af snurrende stof omkring begivenhedshorisonten kaldet akkretionsskiven (eller -skiven). Selv om ingen nogensinde har set et sort hul eller endog dets begivenhedshorisont, kan man se denne akkretionsskive, fordi de snurrende partikler accelereres til enorme hastigheder af det sorte huls enorme tyngdekraft og frigiver varme og kraftig røntgen- og gammastråling ud i universet, når de smadrer ind i hinanden.
Disse akkretionsskiver er også kendt som kvasarer (kvasi-stellare radiokilder). Quasarer er de ældste kendte objekter i universet og (med undtagelse af gammastråleudbrud) de fjerneste objekter, vi rent faktisk kan se, ligesom de er de lyseste og mest massive og overstråler trillioner af stjerner. En kvasar er altså en lysende halo af stof, der omgiver et roterende sort hul og bliver trukket ind i det, så det effektivt fodres med stof. En kvasar bliver til et normalt sort hul, når der ikke er mere stof omkring den til at spise.
Et ikke-roterende sort hul ville være præcist kugleformet. Men et roterende sort hul (skabt af kollapset af en roterende stjerne) buler ud ved sin ækvator på grund af centripetalkraften. Et roterende sort hul er også omgivet af et område af rumtiden, hvor det er umuligt at stå stille, kaldet ergosfæren. Dette skyldes en proces, der er kendt som frame-dragging, hvorved enhver roterende masse vil have en tendens til at “trække” lidt langs rumtiden, der omgiver den umiddelbart. Faktisk bliver rumtiden i ergosfæren teknisk set trukket rundt hurtigere end lysets hastighed (dvs. i forhold til andre områder af rumtiden omkring den). Det kan være muligt for objekter i ergosfæren at undslippe fra kredsløb omkring det sorte hul, men når de først befinder sig i ergosfæren, kan de ikke forblive stationære.
Også på grund af den ekstreme tyngdekraft omkring et sort hul oplever et objekt i dets gravitationsfelt en forsinkelse af tiden, kendt som gravitationstidsudvidelse, i forhold til observatører uden for feltet. Fra en fjern observatørs synspunkt ser et objekt, der falder ind i et sort hul, ud til at blive langsommere og falme og nærme sig begivenhedshorisonten, men aldrig helt nå den. Til sidst, på et punkt lige før det når begivenhedshorisonten, bliver det så svagt, at det ikke længere kan ses (alt sammen på grund af tidsudvidelsesvirkningen).
|