Een inleiding tot zwarte gaten

Zwarte gaten zijn objecten in het universum met zoveel massa gevangen binnen hun grenzen dat ze ongelooflijk sterke zwaartekrachtvelden hebben. De zwaartekracht van een zwart gat is zelfs zo sterk dat niets meer kan ontsnappen als het eenmaal naar binnen is gegaan. Zelfs licht kan niet uit een zwart gat ontsnappen, het zit samen met sterren, gas en stof vast. De meeste zwarte gaten bevatten vele malen de massa van onze zon en de zwaarste kunnen miljoenen zonne-massa's hebben.

Deze computer-gesimuleerde afbeelding toont een superzwaar zwart gat in de kern van een melkwegstelsel. Het zwarte gebied in het midden vertegenwoordigt de horizon van het zwarte gat, waar geen licht kan ontsnappen aan de zwaartekrachtgreep van het massieve object. De krachtige zwaartekracht van het zwarte gat vervormt de ruimte eromheen als een funhouse-spiegel. Licht van achtergrondsterren wordt uitgerekt en gesmeerd terwijl de sterren door het zwarte gat scheren. NASA, ESA en D. Coe, J. Anderson, en R. van der Marel (Space Telescope Science Institute), Science Credit: NASA, ESA, C.-P. Ma (University of California, Berkeley) en J. Thomas (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Garching, Duitsland).

Ondanks al die massa is de werkelijke singulariteit die de kern van het zwarte gat vormt nooit gezien of verbeeld. Het is, zoals het woord suggereert, een klein punt in de ruimte, maar het heeft VEEL massa. Astronomen kunnen deze objecten alleen bestuderen door hun effect op het materiaal dat hen omringt. Het materiaal rond het zwarte gat vormt een roterende schijf die net voorbij een gebied ligt dat 'de gebeurtenishorizon' wordt genoemd, het zwaartepunt van geen terugkeer.

De structuur van een zwart gat

De basis "bouwsteen" van het zwarte gat is de singulariteit: een nauwkeurig bepaald ruimtegebied dat alle massa van het zwarte gat bevat. Rondom is een gebied van ruimte waaruit licht niet kan ontsnappen, wat het "zwarte gat" zijn naam geeft. De buitenste "rand" van dit gebied vormt de horizon van de gebeurtenis. Het is de onzichtbare grens waar de aantrekkingskracht van het zwaartekrachtveld gelijk is aan de snelheid van het licht. Het is ook waar zwaartekracht en lichtsnelheid in balans zijn.

De positie van de gebeurtenishorizon is afhankelijk van de zwaartekracht van het zwarte gat. Astronomen berekenen de locatie van een horizon rond een zwart gat met behulp van de vergelijking R_s = 2 GM / c². R is de straal van de singulariteit, G is de zwaartekracht, M is de massa, c is de snelheid van het licht. 

Black Hole-typen en hoe ze worden gevormd

Er zijn verschillende soorten zwarte gaten en ze ontstaan ​​op verschillende manieren. Het meest voorkomende type staat bekend als een zwart gat met stellaire massa. Deze bevatten grofweg tot een paar keer de massa van onze zon en ontstaan ​​wanneer grote hoofdreekssterren (10 - 15 keer de massa van onze zon) op raken met nucleaire brandstof in hun kernen. Het resultaat is een enorme supernova-explosie die de buitenste lagen van de sterren naar de ruimte blaast. Wat achterblijft stort in om een ​​zwart gat te creëren.

Het concept van een kunstenaar van een zwart gat met een zwarte massa (in blauw) vormde zich waarschijnlijk toen een superzware ster instortte, voedend uit materiaal dat door een nabijgelegen ster werd uitgeworpen. ESA, NASA en Felix Mirabel)

De twee andere soorten zwarte gaten zijn superzware zwarte gaten (SMBH) en micro zwarte gaten. Een enkele SMBH kan de massa van miljoenen of miljarden zonnen bevatten. Micro zwarte gaten zijn, zoals hun naam al aangeeft, erg klein. Ze hebben misschien slechts 20 microgram massa. In beide gevallen zijn de mechanismen voor hun creatie niet helemaal duidelijk. Micro zwarte gaten bestaan ​​in theorie, maar zijn niet direct gedetecteerd.

Er zijn superzware zwarte gaten gevonden in de kernen van de meeste sterrenstelsels en over hun oorsprong wordt nog steeds fel gedebatteerd. Het is mogelijk dat superzware zwarte gaten het resultaat zijn van een fusie tussen kleinere zwarte gaten met stellaire massa en andere materie. Sommige astronomen suggereren dat ze kunnen worden gemaakt wanneer een enkele zeer massieve ster (honderden keren de massa van de zon) instort. Hoe dan ook, ze zijn enorm genoeg om de melkweg op vele manieren te beïnvloeden, variërend van effecten op de sterfgeboorte tot de banen van sterren en materiaal in hun nabije omgeving.

Veel sterrenstelsels hebben superzware zwarte gaten in hun kernen. Als ze actief "eten", geven ze enorme stralen af ​​en staan ​​ze bekend als actieve galactische kernen. NASA / JPL-Caltech

Anderzijds kunnen microzwarte gaten worden gemaakt tijdens de botsing van twee deeltjes met een zeer hoge energie. Wetenschappers suggereren dat dit continu gebeurt in de bovenste atmosfeer van de aarde en waarschijnlijk zal gebeuren tijdens deeltjesfysische experimenten op plaatsen als CERN. 

Hoe wetenschappers zwarte gaten meten

Omdat licht niet kan ontsnappen uit de regio rond een zwart gat dat wordt beïnvloed door de horizon van het evenement, kan niemand echt een zwart gat "zien". Astronomen kunnen ze echter meten en karakteriseren door de effecten die ze hebben op hun omgeving. Zwarte gaten die zich in de buurt van andere objecten bevinden, oefenen hierop een gravitatie-effect uit. Ten eerste kan massa ook worden bepaald door de materiaalbaan rond het zwarte gat.

Een model van een zwart gat omgeven door verwarmd geïoniseerd) materiaal. Dit kan zijn hoe het zwarte gat in de Melkweg eruit ziet. Brandon DeFrise Carter, CC0, Wikimedia.   

In de praktijk leiden astronomen de aanwezigheid van het zwarte gat af door te bestuderen hoe licht zich eromheen gedraagt. Zwarte gaten hebben, net als alle massieve objecten, voldoende zwaartekracht om het pad van het licht te buigen terwijl het voorbij komt. Terwijl sterren achter het zwarte gat relatief bewegen, zal het door hen uitgestraalde licht vervormd lijken, of de sterren lijken op een ongebruikelijke manier te bewegen. Op basis van deze informatie kunnen de positie en massa van het zwarte gat worden bepaald.

Dit is vooral duidelijk in clusters van sterrenstelsels waar de gecombineerde massa van de clusters, hun donkere materie en hun zwarte gaten vreemd gevormde bogen en ringen creëren door het licht van verder weg gelegen objecten te buigen als deze voorbij komt. 

Astronomen kunnen ook zwarte gaten zien door de straling die het verwarmde materiaal om hen heen afgeeft, zoals radio- of röntgenstralen. De snelheid van dat materiaal geeft ook belangrijke aanwijzingen voor de kenmerken van het zwarte gat dat het probeert te ontsnappen.

Hawking straling

De laatste manier waarop astronomen mogelijk een zwart gat kunnen detecteren, is via een mechanisme dat bekend staat als Hawking-straling. Vernoemd naar de beroemde theoretische fysicus en kosmoloog Stephen Hawking, is Hawking-straling een gevolg van thermodynamica die vereist dat energie ontsnapt uit een zwart gat.

Het basisidee is dat, als gevolg van natuurlijke interacties en schommelingen in het vacuüm, de materie zal worden gecreëerd in de vorm van een elektron en een anti-elektron (een positron genoemd). Wanneer dit gebeurt nabij de gebeurtenishorizon, zal één deeltje van het zwarte gat worden uitgeworpen, terwijl het andere in de gravitatieput valt.

Voor een waarnemer is het enige dat 'gezien' wordt een deeltje dat wordt uitgestoten uit het zwarte gat. Het deeltje zou als positieve energie worden beschouwd. Dit betekent, door symmetrie, dat het deeltje dat in het zwarte gat viel negatieve energie zou hebben. Het resultaat is dat naarmate een zwart gat ouder wordt, het energie verliest en dus massa verliest (volgens Einsteins beroemde vergelijking, E = MC², waar E= energie, M= massa, en C is de snelheid van het licht).

Bewerkt en bijgewerkt door Carolyn Collins Petersen.