Crna rupa

 

Crna rupa je nebesko telo toliko gusto da nijedan oblik materije ili radijacije ne može da se odupre njegovoj gravitaciji. Ogromna gustina je posledica velike mase u maloj zapremini – masa crne rupe prečnika oko 8 mm približno je jednaka masi Zemlje, čiji je srednji prečnik 12742 km. Ona uvlači u sebe sve što joj se približi, uključujući i kvante svetlosti, zbog čega pri posmatranju deluje crno. Crna rupa nastaje posle supernove – snažne eksplozije zvezde velike mase.

Svojom jakom gravitacionom silom crna rupa privlači sve što prođe pored nje, a iz sebe ništa ne odaje. Pošto čak ni svetlost nije izuzetak, crne rupe su neprozirne i nevidljive čak i za najmoćnije teleskope. Pojedini astronomi veruju da supermasivne crne rupe mogu imati masu od nekoliko miliona ili čak milijardu Sunčevih masa. Jedini način za otkrivanje njenog prisustva u svemiru jeste njeno dejstvo na okolne zvezde. Kako je gravitaciona sila crne rupe izuzetno jaka, ona velikom brzinom usisava gasove okolnih zvezda. Gasovi se spiralno primiču crnoj rupi, obrazujući strukturu koja se naziva akrecioni disk.

 

crna rupa slika1

 

Akrecioni disk

Akrecioni disk je gasoviti oblak materije koju crna rupa privlači iz obližnjih zvezda. Ta struktura, koja ima oblik velike spirale, okreće se brže kako se približava crnoj rupi. Kako gasovi prodiru u crnu rupu, tako se usled trenja zagrevaju do usijanja, zbog čega se iz predela diska koji je vrlo blizu crne rupe emituje rendgensko zračenje (najvreliji delovi akrecionog diska mogu da dostignu temperaturu od 100 000 000 °C). Gas koji su tu sakuplja rotira se veoma velikom brzinom. Kada se gasovi sa drugih zvezda sudare sa diskom, stvaraju sjajne, vrele tačke. Pošto akrecioni disk nastaje od gasova koji se okreću velikom brzinom, on intenzivno sija u predelu najbližem jezgru, ali na krajevima je hladniji i tamniji.

 

crna rupa slika2

 

Horizont događaja

Gravitaciono polje koje crna rupa stvara toliko je jako da zarobljava objekte koji prolaze pored nje. Objekti koji se isuviše približe crnoj rupi nepovratno nestaju u njoj. Prema teoriji relativiteta, gravitacija nije sila, već distorzija (zakrivljenost) prostora. Usled te distorzije stvara se gravitaciona jama, čija dubina zavisi od mase objekta. Objekti se međusobno privlače upravo zbog zakrivljenosti prostora. Gravitaciona jama crne rupe je beskonačno duboka i zauvek zarobljava svetlost i materiju. Horizont događaja predstavlja granicu na kojoj se određuje šta će ući u jamu, a šta ne. Svaki objekat koji pređe horizont događaja spiralnom putanjom tone u crnu rupu, tj. gravitacionu jamu.

 

Nastanak crnih rupa

Poslednja faza u evoluciji zvezdanog jezgra jeste njegovo pretvaranje u veoma gusto, kompaktno zvezdano telo. Njegove osobine zavise od mase koja učestvuje u kolapsu. Crne rupe su jedan od mogućih poslednjih stadijuma evolucije zvezda, tj. jedan od načina na koji one završavaju svoj život. Najveće zvezde postaju crne rupe, toliko guste da njihova gravitaciona sila zarobljava čak i svetlost. Te mrtve zvezde mogu se otkriti jedino preko njihovog gravitacionog dejstva.

Dok zvezda polako stari, sve vreme svog života ona je u ravnoteži, tj. u određenom metastabilnom stanju. Ka njenoj unutrašnjosti deluje gravitaciona sila, ali se njoj suprotstavlja energija iz termonuklearnih reakcija, tj. Fermijev pritisak (slika 3). Što je zvezda veća ona brže stari, tj. brže sagoreva gorivo, ali bez obzira na sve, životni vek zvezde je veoma dug, nekoliko milijardi godina. Termonuklearne reakcije traju sve dok se vodonik u zvezdi ne istroši, odnosno dok ne dođe do formiranje gvožđa, najstabilnijeg elementa u univerzumu, jer tada više nema šta u šta da se pretvara. Naravno, do formiranja gvožđa dolazi posle niza transformacija, jer iz vodonika nastaje helijum, pa ugljenik, azot, kiseonik, i tako sve do gvožđa. U jednom trenutku Fermijev pritisak više nije dovoljan za odbijanje gravitacije, tako da čitava zvezda počinje polako da kolapsira.

 

crna rupa slika3

 

Zvezde od 1,2 do 1,44 Sunčeve mase završavaju svoju evoluciju na stadijumu belog patuljka. Sav višak energije i mase oslobađa se u vidu planetarne magline. Zvezde između 1,44 i 2 Sunčeve mase završavaju kao neutronske zvezde, a one još masivnije završavaju kao crne rupe. Naime, zvezde čija je masa iznad Čandrasekarove granice (1,44 Sunčeve mase) ne mogu da se održe na stadijumu neutronske zvezde, već nastavljaju da se sažimaju. Što je zvezda manja, to je njena gravitacija veća. Neutronska zvezda ima drugu kosmičku brzinu od 2∕3 brzine svetlosti (da bi čestica pobegla sa njene površine morala bi da se kreće tom brzinom). Ako se materija i dalje sažima, gravitacija raste i dolazi do nivoa kad se druga kosmička brzina povećava na brzinu svetlosti. Kad se to dogodi, vrednost prečnika tela je jednaka Švarcšildovom radijusu, odnosno formira se crna rupa. Neutronske zvezde i crne rupe višak materije i energije oslobađaju u vidu eksplozije supernove. Procenjuje se da samo 2% zvezda kolapsira u crne rupe, dok se 95% zvezda pretvara u bele patuljke.

 

Čandrasekarova granica

Godine 1928. indijski astrofizičar Subramanijan Čandrasekar (1910–1995) izračunao je koliko bi zvezda morala biti masivna da bi se suprotstavila sopstvenoj gravitaciji kad istroši svoje gorivo. Zamisao se zasnivala na tome da kad zvezda postane mala, čestice materije se toliko zbliže da, prema Paulijevom načelu isključenja, moraju imati veoma različite brzine i udaljuju se jedne od drugih, pri čemu uspostavljaju ravnotežu između gravitacionog privlačenja i odbijanja. Čandrasekar je shvatio da postoji granica odbijanja, što sledi iz načela isključenja, jer teorija relativiteta nalaže da je najveća razlika u brzinama čestica neke zvezde brzina svetlosti. To bi značilo da kad zvezda postane dovoljno gusta, odbijanje uzrokovano načelom isključenja bilo bi slabije od gravitacionog privlačenja. Čandrasekar je izračunao da ta granica iznosi 1,44 Sunčeve mase i ona je danas poznata kao Čandrasekarova granica. Ako je masa zvezde manja od Čandrasekarove granice, zvezda može prestati sa sažimanjem i ostati na stadijumu belog patuljka, sa prečnikom sto puta manjim od Sunčevog i gustinom od 109 kg∕m3.

Do sličnog otkrića došao je i ruski fizičar Lav Davidovič Landau (1908–1968). On je istakao da postoji još jedno mogućno završno stanje zvezde koje je manje od belog patuljka. Ono se odnosi na zvezde sa masom između 1,44 i 2 Sunčeve mase. Te zvezde su dobile naziv neutronske zvezde jer kod njih prilikom sažimanja gravitacijom dolazi do slepljivanja protona i elektrona (koji se međusobno uništavaju) i stvaranja stabilnih neutrona, koji se pod dejstvom snažne gravitacije drže u skupini i obrazuju neutronsku zvezdu. One imaju prečnik od 10 do 20 km, a gustina im iznosi 1017 kg∕m3. Iako su još početkom tridesetih godina XX veka iznete pretpostavke o postojanje neutronskih zvezda, do njihovog otkrića došlo je tek 1967. godine.

Šta će se desiti sa zvezdom čija je masa iznad Čandrasekarove granice, tj. sa zvezdama čija je masa iznad dve-tri Sunčeve mase, rešio je američki naučnik Robert Openhajmer (1904–1967) 1939. godine. U idealnom sfernom modelu zvezde koja se sažima može doći do fenomena sabijanja, koji bi zvezdu doveo do kritičnog radijusa, gde bi je zadesio katastrofalan gravitacioni kolaps. Dovoljno masivna kolapsirajuća zvezda može da se sažima takvom silinom da čak ni neutroni ne bi mogli da joj se odupru. Drugim rečima, nuklearna sila bi bila nadjačana gravitacionom silom, a kad nuklearna sila popusti, nema ničega što bi pružilo ravnotežu gravitaciji. U tom slučaju, zvezda nastavlja u beskrajno kolapsiranje, pri čemu joj se zapremina dovodi do nule, a površinska gravitacija beskrajno raste. Tačnije rečeno, od oblaka prašine formira se crna rupa u čijoj se unutrašnjosti nalazi singularitet, koji mi ne možemo videti jer se oko njega nalazi horizont događaja, koji je propustan za informacije samo u jednom smeru (prema crnoj rupi), pa iza njega ne možemo ništa videti (slika 4).

 

crna rupa slika4

 

Švarcšildov radijus

Švarcšildov radijus je udaljenost od središta crne rupe na kojoj se nalazi horizont događaja. Pojam koriste fizičari i astronomi, posebno u vezi teorije gravitacije i opšte teorije relativiteta. Nemački astronom i fizičar Karl Švarcšild (1873–1916) prvi je rešio Ajnštajnovu jednačinu polja gravitacije, što je dovelo do boljeg razumevanja crnih rupa i do snažnog uticaja Ajnštajnovih jednačina na kosmologiju. Godine 1917. kritični radijus je nazvan Švarcšildov radijus, po samom naučniku. To je onaj radijus na kojem je čestici potrebno da se kreće brzinom svetlosti da bi ga napustila. Ta zakrivljenost prostora oko nekog tela određene mase se menja kao funkcija udaljenosti od središta tela, tj. duž linije radijusa:

Rs = 2 · G · mc2 [m]

gde je:

G – gravitaciona konstanta, m – masa tela, c – brzina svetlosti; što znači da radijus zavisi isključivo od mase tela.

Kad se objekat nađe na Švarcšildovom radijusu ili ispod njega, svetlost koja izvire sa njega troši svoju energiju na savladavanje gravitacije, pri čemu joj crveni pomak postaje beskonačan. U stvari, svetlost nikada neće napustiti svoje odredište, što znači da su zbivanja zaklonjena od spoljnog posmatrača. Švarcšild je izračunao Ajnštajnove jednačine samo za nerotirajuće, neutralne crne rupe, a takvih je prema proceni malo, jer najveći broj objekata rotira. Zato njegove jednačine nemaju neki veći značaj, ali su bile prve.

 

Pulsar

Pulsar je brzorotirajuća neutronska zvezda koja emituje radio-talase ili drugu vrstu zračenja. Pošto zrak putuje oko objekta, zračenje se beleži u veoma pravilnim pulsevima. Pulsar se okrene oko svoje ose oko 30 puta u sekundi i ima veoma jako magnetno polje, a tokom rotacije emituje radio-talase iz dva magnetna pola. Prvi pulsar otkriven je 1967. godine, kada su primljeni veoma kratki i pravilni impulsi talasne dužine 3,7 m. To je ukazivalo da izvor emitovanja mora biti veoma mali, jer velika tela ne mogu emitovati kratke, oštre impulse, jer bi vreme putovanja zračenja sa različitih delova takvog tela zamutilo signal. Zato je moralo biti u pitanju nešto kompaktno, objekat manji od nekoliko hiljada kilometara, a ipak na udaljenosti zvezde. Prvo se mislilo da su u pitanju vanzemaljci i zato su prva četiri otkrivena pulsara nazvana LGM 1–4 (LGM je skraćenica od engleskog little green men, što znači „mali zeleni ljudi”). Pulsari su kompaktni objekti, nekoliko milijardi puta gušći od vode; u njima su protoni i elektroni slepljeni u neutrone. Oni nastaju prilikom eksplozije supernove, gde u njenim donjim slojevima dolazi do implozije u objekat kao što je neutronska zvezda (ili crna rupa). Ako rotira, neutronska zvezda se zove pulsar. Pulsar je snažan izvor radio-talasa, ali njegova osa rotacije se ne poklapa sa osom magnetnog polja, tako da njegovo zračenje dolazi u prekidima (impulsima), i to onda kad je osa magnetnog polja uperena ka Zemlji. Odavde se vidi da zračenje pulsara nije toplotno, već potiče od ubrzanog kretanja naelektrisanih čestica u magnetnom polju. Prečnik pulsara iznosi svega desetak kilometara.

 

*Zanimljivost: pojedini naučnici veruju da postoje takozvane crvotočine (antigravitacioni tunel koji spaja dve crne rupe), kroz koje se, prema pretpostavkama, može putovati sa jednog kraja svemira na drugi. Zahvaljujući zakrivljenosti prostora, naučnici smatraju da je moguće sa Zemlje stići na Mesec za nekoliko sekundi.