ا
نمایش شبیه سازی شده از یک سیاه چاله در برابر ابر ماژلانی بزرگ.
سیاهچاله ناحیهای از فضا-زمان است که هیچ چیز، حتی نور نمیتواند از میدان جاذبه ی آن بگریزد.
- گرفت که برای تمام مواد صادق است
وجود سیاهچالهها در نظریه نسبیت عام آلبرت اینشتین پیش بینی میشود. این نظریه پیش بینی میکند که یک جرم به اندازه کافی فشرده میتواند سبب تغییر شکل و خمیدگی فضا-زمان وتشکیل سیاهچاله شود. پیرامون سیاهچاله رویهای ریاضی به نام افق رویداد تعریف میشود که هیچ چیزی پس از عبور از آن نمیتواند به بیرون برگردد و نقطه بدون بازگشت است. صفت «سیاه» در نام سیاهچاله به این دلیل است که همه نوری که به افق رویداد آن راه مییابد را به دام میاندازد که این دقیقا مانند مفهوم جسم سیاه در ترمودینامیک میباشد.[۲]مکانیک کوانتوم پیشبینی میکند که سیاهچالهها مانند یک جسم سیاه با دمای متناهی از خود تابشهای گرمایی گسیل میکنند. این دما با جرم سیاهچاله نسبت وارونه دارد و از این روی مشاهده این تابش برای سیاهچالههای ستارهای و بزرگتر دشوار است.
اجسامی که به دلیل میدان گرانشی بسیار قوی اجازه گریز به نور نمیدهند برای اولین بار در سده ۱۸ (میلادی) توسط جان میشل و پیر سیمون لاپلاس مورد توجه قرار گرفتند. اولین راه حل نوین نسبیت عام که در واقع ویژگیهای یک سیاهچاله را توصیف مینمود در سال ۱۹۱۶ میلادی توسط کارل شوارتزشیلد کشف شد.[۳][۴] هر چند که تعبیر آن به صورت ناحیهای از فضا که هیچ چیز نمیتواند از آن بگریزد، تا چهار دهه بعد به خوبی درک نشد. برای دورهای طولانی این چالش مورد کنجکاوی ریاضیدانان بود تا اینکه در میانه دهه ۱۹۶۰، پژوهشهای نظری نشان داد که سیاهچالهها به راستی یکی از پیش بینیهای ژنریک نسبیت عام هستند. یافتن ستارگان نوترونی باعث شد تا وجوداجرام فشرده شده بر اثر رمبش گرانشی به عنوان یک واقعیت امکانپذیر فیزیکی مورد علاقه دانشمندان قرار گیرد.[۵] اینگونه پنداشته میشود که سیاهچالههای ستارهای در جریان فروپاشی ستارههای بزرگ در یک انفجار ابرنواختری درپایان چرخه زندگیشان بوجود میآیند. جرم یک سیاهچاله پس از شکل گیری میتواند با دریافت جرم از پیرامونش افزایش یابد. با جذب ستارگان پیرامون و بهم پیوستن سیاهچالههای گوناگون، سیاهچالههای کلان جرم با جرمی میلیونها برابر خورشید تشکیل میشوند. [۶]
یک سیاهچاله به دلیل اینکه نوری از آن خارج نمیگردد نادیدنی است اما میتواند بودن خود را از راه کنش و واکنش با ماده از پیرامون خود نشان دهد. از راه بررسی برهمکنش میان ستارههای دوتایی با همدم نامرئیشان، اخترشناسان نامزدهای احتمالی بسیاری برای سیاهچاله بودن در این منظومهها شناسایی کردهاند. این باور جمعی در میان دانشمندان رو به گسترش است که در مرکز بیشتر کهکشانها یک سیاهچاله کلانجرم وجود دارد. برای نمونه، دستاوردهای ارزشمندی بازگوی این واقعیت است که در مرکز کهکشان راه شیری ما نیز یک سیاهچاله کلان جرم با جرمی بیش از چهار میلیون برابر جرم خورشید وجود دارد. [۷]
تاریخچه
نگارهای تخیلی از
صفحه تجمع پلاسمای داغ بر گِرد یک سیاهچاله (برگرفته از ناسا).
ابداع واژه «کرمچاله»[۸] و «سیاهچاله فضایی»[۹] به جان ویلر نسبت داده شدهاست. با اینحال، این مفهوم از مدتها قبل به صورتهای متفاوتی مطرح بودهاست.
مفهوم جسمی که آن قدر پرجرم است که حتی نور هم نمیتواند از آن بگریزد، نخستین باراز سوی زمینشناسی به نام جان میشل درسال ۱۷۸۳ در نامهای که برای هنری کاوندیش از انجمن سلطنتی نوشته بود، مطرح شد. در آن زمان مفهوم نظریه گرانش نیوتن و مفهوم سرعت گریز شناخته شده بودند. طبق محاسبات میشل جسمی با شعاع خورشید و چگالی ۵۰۰ برابر در سطح خود سرعت گریزی بیش از سرعت نور خواهد داشت و بنابر این غیر قابل مشاهده خواهد بود. به بیان او:
اگر شعاع کرهای مشابه خورشید قرار باشد که با چگالی ۵۰۰ بار از آن بزرگ تر باشد جسمی که از ارتفاع بینهایت به سمت آن سقوط میکند در سطح آن سرعتی بیش ازسرعت نور به دست میآورد و اگر فرض کنیم نور با نیروی مشابهی به سمت ستاره کشیده شود آنگاه همه نوری که از چنین جسمی ساطع میشود به ناچار به وسیله گرانش آن به سمت خود ستاره بازمی گردد.
— جان میشل
[۱۰]
در سال ۱۷۹۶ پیر سیمون لاپلاس، ریاضیدان فرانسوی همان ایده را در ویرایش اول و دوم کتاب خود به نام آشکارسازی نظام جهان مطرح کرد. این مطالب در ویرایشهای بعدی کتاب حذف شد.[۱۱][۱۲] مفهوم این ستارههای تاریک در سده ۱۹ (میلادی) توجه چندانی را به خود جلب نکرد زیرا فیزیک دانان نمیتوانستند درک کنند که نور که یک موج و بدون جرم است چگونه ممکن است تحت تاثیر نیروی گرانش قرار گیرد.
نسبیت عام
نسبیت عام |
|
عناوین اصلی |
درآمدی بر نسبیت عام ریاضیات نسبیت عام |
مفاهیم بنیادین |
نسبیت خاص اصل همارزی جهان خط · هندسه ریمانی |
پدیدهها |
مشکل کپلر · عدسی · امواج
کشیدن چارچوب · اثر جغرافیای افق رویداد · تکینگی سیاهچاله
|
معادلات |
جاذبه خطی فرمالیسم نیوتنی معادلات میدانی انیشتین |
نظریههای پیشرفته |
کالوزا-کلاین گرانش کوانتومی |
پاسخها |
شوارتزشیلد
Reissner-Nordström · گودل Kerr · Kerr-Newman Kasner · میلن · رابرتسون-واکر
|
دانشمندان |
اینشتین · مینکوفسکی · ادینگتون لومتر · شوارتزشیلد رابرتسون · روی کر · فریدمان چاندراسخار · هاوکینگ · others
|
این جعبه: نمایش • بحث • ویرایش
|
درسال ۱۹۱۵ آلبرت اینشتین که پیشتر نشان داده بود که گرانش، نور را تحت تاثیر قرار میدهد، نظریه گرانش خود به نام نسبیت عام را مطرح کرد. چند ماه بعد کارل شوارتزشیلد پاسخی برای معادلات میدان اینشتین ارائه نمود که میدان گرانشی ذرات نقطهای و کروی را توصیف میکرد.[۱۳] چند ماه پس از شوارتزشیلد، ژوهانس دروست - که از شاگردان هندریک لورنتز بود - به صورت جداگانه همان پاسخ را برای ذرات نقطهای به دست آورد و بحث مفصل تری در مورد ویژگیهای آن نمود. [۱۴] این پاسخ در شعاعی که امروزه شعاع شوارتزشیلد نامیده میشود رفتاری غیر عادی نمایش میداد زیرا در این شعاع، معادله تکینه میشود و برخی از اجزای آن مقدار بی نهایت خواهند داشت. در آن زمان ماهیت این سطح به درستی فهمیده نشده بود. در سال ۱۹۲۴ آرتور استنلی ادینگتون نشان داد که با تغییر مختصات میتوان تکینگی را بر طرف نمود. هر چند که تا سال ۱۹۳۳ طول کشید تا ژرژ لومتر متوجه شد که مقدار بی نهایت این معادله در شعاع شوارتزشیلد در واقع یک تکینگی ریاضی است و جنبه فیزیکی ندارد.[۱۵] این شعاع امروزه به عنوان شعاع افق رویداد یک سیاهچاله غیرچرخشی شناخته میشود.
در سال ۱۹۳۰ سابراهمانین چاندراسکار، اختر فیزیک دان هندی محاسبه نمود که یک جسم الکترون تباهیده غیر چرخنده که جرم آن از حدی که بعدها به نام حد چاندراسخار نامیده شد و ۱٫۴ برابر جرم خورشید است، بیشتر باشد هیچ جواب پایداری ندارد.[۱۶] ادعای وی از سوی هم دورهایهای وی همچون ادینگتون و لو لاندائو مورد مخالفت قرار گرفت. آنها ادعا میکردند که مکانیزمی ناشناخته وجود دارد که از فروپاشی این اجرام جلوگیری میکند.[۱۷] ادعای آنها تا حدودی درست بود زیرا یک کوتوله سفید که جرم آن اندکی از حد چاندراسخار بزرگتر باشد پس از فروپاشی به یک ستاره نوترونی تبدیل میشود[۱۸] که بنا بر اصل طرد پاولی، وضعیتی پایدار دارد، اما در سال ۱۹۳۹، روبرت اوپنهایمر و دیگران پیش بینی کردند که ستارههای نوترونی که جرمی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند به دلایلی که توسط چاندراسکار ارائه شد به سیاهچاله فروپاشی میشوند و نتیجه گیری کردند که هیچ ساز و کار فیزیکی نمیتواند از فروپاشی برخی ستارگان به سیاهچاله جلوگیری نماید. [۱۹]
عصر طلایی
در سال ۱۹۵۸، دیوید فینکلشتین سطح شوارتز شیلد را به عنوان یک افق رویداد معرفی نمود، «یک غشای کاملاً یک جهته که تاثیرات سببی تنها از یک سو از آن عبور میکنند.»[۲۰] این مطلب تناقض صریحی با نتایج اوپنهایمر ندارد بلکه آن را گسترش میدهد تا ناظرین در حال سقوط به سیاهچاله را نیز شامل شود.[۲۱]
این نتایج مقارن بود با آغاز عصر طلایی نسبیت عام که در آن تحقیقات درباره نسبیت عام و سیاهچالهها رونق فراوان یافت. کشف تپ اخترها در سال ۱۹۶۷ که درسال ۱۹۶۹ نشان داده شد که ستارههای نوترونی چرخنده با سرعت چرخش بالا هستند،[۲۲] به این فرایند کمک کرد.[۲۳][۲۴] تا آن زمان ستارگان نوترونی مانند سیاهچالهها تنها در حوزه تئوری مطرح بودند اما کشف تپ اخترها نشان داد که واقعیت فیزیکی نیز دارند و باعث شد تا علاقه شدیدی به انواع اجسام فشردهای که ممکن است بر اثر رمبش گرانشی تشکیل شوند برانگیخته شود. کشف اختروش (کوازار)ها که انرژی خروجی بسیار بزرگی آنها این احتمال را مطرح نمود که ممکن است مکانیزم بوجود آورنده این انرژی، رمبش گرانشی باشد.[۲۵]
در این دوره جوابهای کلی تری نیز برای معادله سیاهچاله پیدا شد. روی کِر جواب دقیقی برای یک سیاه چاله چرخان به دست آورد. دو سال بعد ازرا نیومن یک جواب متقارن محوری برای سیاهچالهای که هم چرخان باشد و هم دارای بار الکتریکی باشد کشف نمود.[۲۶] در نتیجه کارهای ورنر اسرائیل،[۲۷] براندون کارتر[۲۸][۲۹] و دیوید رابینسون[۳۰] نظریه بدون مو ظهور کرد که با استفاده از پارامترهای متریک کر-نیومن، جرم، تکانه زاویهای و بار الکتریکی یک سیاهچاله ثابت را توصیف نمود.[۳۱]
ویژگیها و ساختار
نظریه «بدون مو»ی جان ویلر بیان میکند که هرگاه سیاهچاله تشکیل شود و به وضعیت پایدار برسد، تنها سه خاصیت فیزیکی مستقل در سیاهچالهها قابل تشخیص هستند که عبارتند از: جرم و بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویهای. در مکانیک کلاسیک (غیر کوانتومی)[۳۱] دوسیاهچاله که دارای مقادیر یکسانی برای سه ویژگی ذکر شده باشند، نامتمایز اند. این سه ویژگی، ویژگیهای خاصی هستند زیرا از بیرون سیاهچاله قابل مشاهدهاند. مثلا یک سیاهچاله باردار همچون هر جسم باردار دیگری بارهای همنام را دفع میکند. به طریق مشابهی مجموع جرم درون کرهای که یک سیاهچاله را دربرمی گیرد از طریق همتای قانون گاوس در مورد نیروهای گرانشی یعنی جرم ای. دی. ام نسبیت عام از فواصل بسیار دور اندازه گیری نمود.[۳۲] به همین ترتیب تکانه زاویهای یک سیاهچاله را نیز میتوان از راه کشش چارچوب توسط میدان مغناطیس گرانشی به دست آورد.
وقتی جسمی به درون سیاهچالهای سقوط میکند تمام اطلاعات فیزیکی مربوط به شکل جرم یا توزیع بار سطحی آن به طور یکنواخت در امتداد افق رویداد توزیع میشود و از دید ناظر خارجی گم میشود. این رفتار افق رویداد به عنوان سیستم پراکنده ساز نامیده میشود و به آنچه در یک غشای کشی رسانا با اصطکاک و مقاومت الکتریکی رخ میدهد شباهت بسیار دارد.[۳۳] این تفاوت از آن دسته نظریههای میدانی مانند الکترو مغناطیس است که به دلیلی معکوس پذیری در زمان هیچ اصطکاک یا مقاومتی در سطح میکروسکوپیک ندارند. زیرا یک سیاهچاله در نهایت با سه پارامتر به حالت پایدار میرسد و هیچ راهی وجود ندارد که از گم شدن اطلاعات مربوط به شرایط اولیه اجتناب نمود: میدانهای گرانشی و الکتریکی سیاهچاله اطلاعات بسیار اندکی در بارهٔ آنچه وارد سیاهچاله شدهاست میدهند. اطلاعات گم شده شامل هر کمیتی است که از فاصله دور از افق رویداد یک سیاهچاله قابل اندازه گیری نیستند. از جمله میتوان از عدد باریونی و عدد لپتونی کل نام برد. این موضوع تا اندازهای گیج کنندهاست که از آن به پارادوکس گم شدن اطلاعات سیاهچاله یاد میشود.[۳۴][۳۵]
خواص فیزیکی
ساده ترین نوع سیاهچالهها آنهایی هستند که تنها جرم دارند و بار الکتریکی و تکانه زاویهای ندارند. این سیاهچالهها را اغلب با نام سیاهچالههای شوارتزشیلد مینامند که بر گرفته از نام کارل شوارتزشیلد است که جوابی برای معادلات میدانی انیشتین در سال ۱۹۱۶ ارائه نمود.[۱۳] بنا بر قضیه بیرخوف در نسبیت عام، تنها جواب خلا است که متقارن کروی است. این بدان معنی است که تفاوتی میان میدان گرانشی یک سیاهچاله و یک جسم کروی با همان جرم وجود ندارد. بنابراین سیاهچاله تنها در محدوده نزدیک به افق آن است که همه چیز حتی نور را به درون میکشد و در فواصل دورتر کاملا مانند هر جسم دیگری با همان میزان جرم رفتار میکند.[۳۶]
راه حلهایی برای معادلات انیشتین که سیاهچالههای کلی تری را توصیف میکنند نیز وجود دارند. مثلا متریک رایسنر-نوردستروم سیاهچالههای باردار و متریک کر سیاهچالههای چرخان را توصیف میکنند. کلی ترین جواب موجود برای سیاهچالههای ثابت متریک کر-نیومن است که سیاهچالههایی را توصیف میکند که هم بار الکتریکی وهم تکانه زاویهای دارند.[۳۷]
در حالیکه جرم سیاهچاله میتواند هر مقداری داشته باشد، بار و تکانه زاویهای آن توسط جرم محدود میشوند. چنانچه واحدهای پلانک را بکار بریم، کل بار الکتریکی Q و مجموع تکانه زاویهای J در این رابطه صدق میکنند(M جرم سیاهچالهاست): . سیاهچالههایی که نابرابری فوق را اشباع میکنند، سیاهچالههای اکسترمال نامیده میشوند. جوابهایی نیز برای معادلات انیشتین موجودند که این نابرابری را نقض میکنند اما این جوابها افق رویداد ندارند. این جوابها را تکینگیهای برهنه مینامند که از بیرون قابل مشاهدهاند و در نتیجه نمیتوانند فیزیکی باشند. فرضیه سانسور کیهانی شکل گیری چنین تکینگیهایی را در جریان رمبش نامحتمل میشمرد. [۳۸]
به دلیل قدرت نسبی الکترومغناطیس سیاهچالههایی که از رمبش ستارگان تشکیل میشوند تمایل دارند که بار تقریبا خنثی ستاره را حفظ کنند. اما انتظار میرود که چرخش یک ویژگی مشترک در اجسام فشرده باشد. نامزد سیاهچاله قرار گرفته در دوتایی پرتو ایکس جیآراس ۱۹۱۵+۱۰۵ [۳۹] به نظر میرسد که تکانه زاویهای نزدیک به حداکثر مقدار مجاز داشته باشد.
افق رویداد
در نواحی دور از یک سیاهچاله یک ذره میتواند در هرجهتی حرکت کند و تنها محدود به سرعت نور است. |
در فواصل نزدیکتر به سیاهچاله فضا-زمان شروع به خمش میکند. مسیرهایی که به سیاهچاله ختم میشوند از مسیرهایی که از آن دور میشوند بیشترند. [Note ۱] |
در داخل افق رویداد تمام مسیرها ذره را به سمت مرکز سیاهچاله سوق میدهند. ذره دیگر امکان گریز نخواهد داشت. |
مهمترین ویژگی که یک سیاهچاله را تعریف میکند پیدایش افق رویداد است. افق رویداد به شکل کروی یا تقریبا کروی با شعاع شوارتزشیلد حول نقطه مرکزی سیاهچالهاست. این کره ناحیهای از فضا زمان است که عبور نور و ماده از آن تنها در یک جهت و به طرف درون آن ممکن است. درون این کره سرعت گریز از سرعت نور بیشتر خواهد بود و از آنجاییکه هیچ جسمی توانایی حرکت باسرعت بیشتر از سرعت نور را ندارد، هیچ جسمی توانایی گریز از این منطقه را ندارد. هر جرم یا انرژی که به یک سیاه چاله نزدیک شود، در داخل فاصله معینی که افق رویداد آن خوانده میشود، به طور مقاومت ناپذیری به درون سیاه چاله کشیده میشود. نوری که از اطراف یک سیاه چاله عبور میکند، اگر به افق رویداد نرسد، روی مسیری منحنی شکل از کنار آن میگذردو اگر به افق رویداد برسد، در سیاه چاله سقوط میکند. افق رویداد را از این رو به این نام میخوانند که از درون آن اطلاعات راجع به آن رخداد به مشاهده کننده نمیرسد ومشاهده کننده نمیتواند یقین حاصل کند که این اتفاق رخ دادهاست. [۴۱]
آنگونه که در نسبیت عام پیش بینی میشود، حضور یک جسم باعث خمش فضا-زمان میشود به گونهای که مسیرهایی که ذرات طی میکنند به سمت جرم خمیده میشوند.[۴۲] در افق رویداد یک سیاهچاله این تغییر شکل به اندازهای قوی میشود که هیچ مسیری که از سیاهچاله دور شود وجود نخواهد داشت.
از دید یک ناظر دور زمان در نزدیکی سیاهچاله کندتر از نقاط دورتر خواهد گذشت.[۴۳] این پدیده به نام اتساع زمان نامیده میشود. شیئی که به افق رویداد نزدیک شود به نظر خواهد رسید که هرچه نزدیکتر میگردد از سرعت آن کاسته میشود و زمانی بی نهایت طول خواهد کشید تا به آن برسد.[۴۴] و چون تمام فرایندهای این ذره کند تر میشود، نوری که منتشر میکند تاریکتر و قرمزتر خواهد شد که این اثر به نام انتقال به سرخ گرانشی نامیده میشود.[۴۵] سرانجام در نقطهای که به افق رویداد میرسد این جسم کاملا تاریک و غیر قابل مشاهده میشود.
ازسوی دیگر ناظری که به درون سیاهچاله سقوط میکند در زمانی که افق رویداد را رد میکند متوجه هیچکدام از این تاثیرات نخواهد شد. طبق ساعت خود وی، او افق رویداد را در زمانی متناهی رد میکند اگرچه هرگز نمیتواند بفهمد که دقیقا در چه زمانی از افق رویداد رد شدهاست زیرا غیر ممکن است که بتوان با مشاهدات محلی، موقعیت افق رویداد را تعیین کرد.[۴۶]
افق رویداد یک سطح جامد نیست و مانع ورود ماده یا تابشی که به سمت ناحیه داخل آن در حرکت است نمیشود. در واقع افق رویداد یک ویژگی تعریف شده سیاهچالهاست که حدود سیاهچاله را مشخص میکند. علت سیاه بودن افق رویداد هم این است که هیچ پرتوی نور یا تابش دیگری نمیتواند از آن بگریزد. از این رو افق رویداد هر آنچه را که درون آن اتفاق میافتد از دید دیگران پنهان نگه میدارد.
شکل افق رویداد یک سیاهچاله همیشه تقریبا کروی است..[Note ۲][۴۹] برای سیاهچالههای ایستای غیرچرخان این شکل کاملا کروی است و برای سیاهچالههای چرخان کمی بیضوی است.
تکینگی
براساس نسبیت عام، مرکز یک سیاهچاله یک نقطه تکینگی گرانشی است، ناحیهای که درآن خمیدگی فضا زمان بی نهایت میشود.[۵۰] برای یک سیاهچاله غیر چرخان این ناحیه به شکل یک نقطه منفرد و برای یک سیاهچاله چرخان به شکل یک تکینگی حلقوی روی صفحه چرخش خواهد بود.[۵۱] در هردوی موارد حجم ناحیه تکینگی صفر است.[۵۲] به همین دلیل چگالی ناحیه تکینگی، بی نهایت خواهد بود.
ناظری که به درون یک سیاهچاله شوارتزشیلد سقوط میکند(یعنی بدون بار و تکانه زاویهای) به محض اینکه از افق رویداد بگذرد دیگر نمیتواند در مقابل سرازیر شدن به سوی نقطه تکینگی جلوگیری کند. این ناظر میتواند تنها تا میزان محدودی زمان سقوطش را با سرعت گرفتن در جهت مخالف طولانی تر کند اما سرانجام به نقطه تکینگی سقوط خواهد کرد.[۵۳] زمانی که به این نقطه برسد به چگالی بی نهایت برخورد میکند و جرم آن به جرم سیاهچاله افزوده میشود. البته پیش از این اتفاق در طی فرایندی که به اسپاگتی سازی و یا اثر نودلی معروف است، اجزای وی بر اثر نیروهای جزر و مدی در حال گسترش از هم گسیخته میشود.[۵۴]
در مورد یک سیاهچاله باردار(راه حل رایسنر-نوردستروم) و یا چرخان(راه حل کر) میتوان از تکینگی اجتناب نمود. چنانچه این جوابها را تا حد امکان گسترش دهیم امکان فرضی خروج از سیاهچاله به یک فضا-زمان متفاوت خود را نمایان میسازد. در این صورت سیاهچاله به صورت یک کرمچاله عمل میکند.[۵۵] اما فرضیه سفر به دنیاهای دیگر تنها به صورت فرضیه میماند زیرا آشفتگی امکان آن را ازبین میبرد.[۵۶] همچنین این فرضیه مطرح میشود که منحنیهای زمان گونه بسته را در اطراف تکینگی دنبال کرد و به گذشته خود فرد سفر کرد که در نهایت به طرح مشکلاتی در قانون علیت مانند پارادوکس پدربزرگ میانجامد.[۵۷]
پیدایش تکینگی هاگی در نسبیت عام را عموما نشانهای از شکست این نظریه میپندارند؛[۵۸] اما این شکست بر خلاف انتظار نیست. این شکست در مواردی رخ میدهد که بخواهیم این کنشها را با استفاده از تاثیرات مکانیک کوانتومی، ناشی از چگالی بسیار بالا و سرانجام تعامل ذرات توصیف کنیم. تا کنون این امر میسر نشدهاست که بتوانیم تاثیرات گرانشی و کوانتومی را در یک تئوری با هم ترکیب نمود. مورد انتظار عموم این است که یک تئوری گرانش کوانتومی خواهد توانست ویژگی سیاهچالهها را بدون تکینگی بیان کند. [۵۹][۶۰]
کره فوتونی
ارگوسفر ناحیهای به شکل کره بیضوی خارج از افق رویداد است که اجسام نمیتوانند در آن ثابت بمانند.
کره فوتونی محدودهای است کروی با ضخامت صفر و فوتونهایی که در طول مسیر مماس (در امتداد تانژانتها) بر این کره حرکت میکنند در مداری دایرهای گرد آن به دام میافتند. در سیاهچالههای غیرچرخشی شعاع فوتون کره یک و نیم برابر شعاع افق رویداد (شوارتزشیلد) است. این مدارها از نظر دینامیکی ناپایدار اند و به همین جهت هر آشفتگی کوچکی (مثل سقوط یک ذره مادی) در طول زمان گسترش مییابد و به صورت حرکت پرتابی به خارج سیاهچاله و یا به شکل حلزونی در نهایت از افق رویداد میگذرد.[۶۱]
در حالیکه نور هنوز میتواند از داخل کره فوتونی بگریزد، هر نوری که از کره فوتونی عبور کند در یک حرکت پرتابی به داخل سیاهچاله کشیده میشود. بنابراین نوری که از درون کره فوتونی به ما میرسد باید از اجسامی تابیده شده باشد که درون کره فوتونی هستند اما هنوز به افق رویداد نرسیدهاند.[۶۱]
سایر اجرام فشرده همچون ستارههای نوترونی نیز میتوانند کرههای فوتونی داشته باشند.[۶۲] این امر ناشی از این حقیقت است که میدان گرانشی یک شی به اندازه واقعی آن بستگی ندارد، از این رو هر جسم که کوچکتر از ۱٫۵ برابر شعاع شوارتزشیلد متناظر با جرمش باشد میتواند کره فوتونی داشته باشد.[نیازمند منبع]
ارگوسفر
سیاهچالههای چرخان در درون ناحیهای از فضا و زمان محصورند که در آن ثابت ماندن غیر ممکن است. این ناحیه را ارگوسفر مینامند. این پدیده ناشی از فرایندی به نام کشش چارچوب است. تئوری نسبیت عام پیش بینی میکند که هر جسم در حال چرخش تمایل دارد که فضا-زمان اطراف نزدیک خود را بکشد. هر جسم نزدیک به جسم چرخان تمایل خواهد داشت که در جهت چرخش حرکت کند. برای یک سیاهچاله چرخان در نزدیکی افق رویدادش این اثر به اندازهای قدرتمند میشود که جسم مجبور است که با سرعتی بالاتر از سرعت نور در جهت مخالف بچرخد تا تنها بتواند ثابت بماند.[۶۳]
ارگوسفر یک سیاهچاله از درون به افق رویداد میرسد و از بیرون به یک کره بیضوی که در قطبش با کره افق رویداد مماس میشود و قسمت استوایی آن بسیار پهن تر از سایر قسمتها است پایان مییابد. این مرز خارجی ارگوسفر را گاهی سطح ارگو مینامد.
اجسام و تابش میتوانند به طور عادی از ارگوسفر بگریزند. بنا بر فرایند پنروز اجسامی که از ارگوسفر خارج میشوند ممکن است انرژی بیشتر از انرژی ورودشان داشته باشند. این انرژی از انرژی چرخشی سیاهچاله گرفته میشود و باعث کند تر شدن سرعت آن میشود.[۶۴]
شکل گیری و تکامل
با در نظر گرفتن ماهیت عجیب سیاهچالهها شاید طبیعی باشد که این سوال به ذهن خطور کند که آیا چنین اجسام عجیبی میتوانند در طبیعت وجود داشته باشند یا اینکه این اجسام تنها جوابهای پاتولوژیکی برای معادلات انیشتین هستند. خود انیشتین به اشتباه گمان میکرد که سیاهچالهها نمیتوانند تشکیل شوند زیرا او بر این باور بود که تکانه زاویهای ذرات در حال سقوط حرکت آنها را در شعاع خاصی پایدار مینمود.[۶۵] این باعث شد که جامعه نسبیت عام تا مدتها نتایج مخالف را از دست بدهد. هر چند که گروه کمتری از نسبیت پردازان همچنان بر این باور بودند که سیاهچالهها اجسام فیزیکی واقعی هستند [۶۶] و این گروه تا پایان دهه ۱۹۶۰ اکثر پژوهشگران این زمینه را متقاعد کرده بودند که هیچ مانعی برای بوجود آمدن افق رویداد وجود ندارد.
زمانی که یک افق رویداد تشکیل میشود، پنروز ثابت نمود که یک تکینگی در نقطهای درون آن بوجود میآید.[۶۷]مدت کوتاهی پس از وی هاوکینگ نشان داد که بسیاری از راه حلهای کیهان شناسی که مهبانگ را توصیف میکنند نقاط تکینهای بدون میدانهای اسکالر یا مواد عجیب دیگر دارند. راه حل کر، قضیه بدون مو و قوانین ترمودینامیک سیاهچالهها نشان دادند که خواص فیزیکی سیاهچالهها ساده و قابل فهم هستند و این اجسام موضوعات مناسبی برای پژوهش هستند. ابتدایی ترین فرایندی که انتظار میرود به تشکیل سیاهچالهها بینجامد، رمبش گرانشی اجسام بسیار سنگین همچون ستاره هاست. البته فرایندهای عجیب تری نیز هستند که ممکن است به تولید سیاهچالهها بینجامد.[۶۷]
رمبش گرانشی
رمبش گرانشی زمانی رخ میدهد که فشار داخلی یک جسم برای مقاومت در برابر نیروی گرانشی خود جسم کافی نباشد. برای ستارگان این حادثه زمانی اتفاق میافتد که یا به دلیل کم شدن سوخت ستاره برای تولید انرژی از طریق سنتزهای هستهای قادر به حفظ دمای خود نباشد و یا اینکه یک ستاره پایدار ماده اضافهای دریافت کند به گونهای که دمای هسته آن بالاتر نرود. در هردوی این موارد دمای ستاره به اندازه کافی زیاد نخواهد بود که از فروپاشی آن زیر وزن خودش جلوگیری کند (قانون گازهای ایده آل ارتباط بین فشار، دما و حجم را توضیح میدهد).[۶۸]
این رمبش ممکن است بر اثر فشار تباهیدگی اجزای تشکیل دهنده ستاره متوقف گردد و باعث فشرده شدن ماده به مادهای که به اندازه شگفت انگیزی چگال تر است بشود. حاصل این اتفاق یکی از انواع ستارگان فشرده است که نوع ستاره فشرده به وجود آمده به جرم ماده باقیمانده بستگی دارد. ستاره در هنگام تغییرات سرنشات گرفته از رمبش گرانشی (مانند یک ابرنواختر و یا سحابی سیارهنما) بخش قابل توجهی از جرم خود را از لایههای خارجی به فضای اطراف پرتاب میکند. اگر جرم مواد باقیمانده ۵ جرم خورشیدی باشد جرم ستاره اولیه پیش از فروپاشی احتمالا بیش از ۲۰ جرم خورشیدی بودهاست.[۶۸]
اگر جرم مواد باقیمانده بیش از ۳ الی ۴ برابر جرم خورشید باشد (حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف) - چه به دلیل سنگین بودن ستاره اصلی چه به دلیل اینکه ماده باقیمانده جرم اضافهای را از طریق تجمع ماده گردآوری کرده باشد - حتی فشار تباهیدگی نوترونها برای متوقف سازی فروپاشی کافی نخواهد بود. پس از این هیچ مکانیزم شناخته شدهای (شاید به جز تباهیدگی کوارکها در ستارههای کوارکی) قدرت کافی برای متوقف سازی فروپاشی را ندارد و جسم ناگریز به یک سیاهچاله فروپاشیده میشود.[۶۸]
گمان میرود که این رمبش گرانشی ستارگان سنگین عامل پیدایش سیاهچالههای ستاره وار است. زایش ستارگان در جهان جوان احتمالا به ایجاد ستارگانی بسیار سنگین انجامیدهاست که در هنگام رمبش سیاهچالههایی تا هزار برابر جرم خورشید بوجود آوردهاند. این سیاهچاله میتوانند بذرهایی برای سیاهچالههای کلان جرمی بوده باشند که امروزه در مرکز بسیاری از کهکشانها یافت میشوند.[۶۹]
درحالیکه بیشتر انرژی آزاد شده در خلال یک رمبش گرانشی به سرعت پخش میشود یک ناظر خارجی در واقع پایان این فرایند را نمیبیند. اگرچه این رمبش در چارچوب مرجع ماده در حال فروپاشی در زمان محدودی صورت میگیرد اما برای یک ناظر دور ماده در حال فروپاشی کند تر میشود و در بالای افق رویداد متوفق میشود. دلیل این پدیده اتساع زمان گرانشی است. برای نور بیشتر و بیشتر طول میکشد تا از ناده در حال رمبش به ناظر برسد. و نوری که درست قبل از تشکیل افق رویداد منتشر میشود با تاخیر بی نهایت به ناظر میرسد. از این رو ناظر خارجی هرگز تشکیل افق رویداد را نخواهد دید؛ در عوض ماده در حال رمبش تاریک تر. تاریک تر میشود و انتقال به سرخ رو به افزایشی خواند داشت و سرانجام کاملا محو میشود. [۷۰]
سیاهچالههای نخستین در مهبانگ
رمبش گرانشی نیاز به چگالی بالا دارد. در دوره کنونی جهان، چگالیهای بالا تنها در ستارگان یافت میشود. اما در جهان نخستین اندکی پس از مهبانگ چگالیها بسیار بیشتر بودند که احتمال تشکیل سیاهچاله را فراهم مینمود. چگالی بالا به تنهایی برای بوجود آمدن سیاهچاله کافی نیست زیرا یک توزیع جرم یکنواخت اجازه تجمع جرم را نمیدهد برای اینکه سیاهچالههای نخستین در چنین رسانه چگالی امکان پیدایش داشته باشند باید آشفتگیهای اولیهای در چگالی بوجود آمده باشند که بتوانند پس از آن تحت گرانش خودشان رشد کنند. مدلهای مختلف از جهان اولیه، از لحاظ اندازهای که برای این آشفتگیها پیش بینی کردهاند با هم بسیار متفاوتند. این مدلهای متفاوت جرم سیاهچالههای نخستین را از یک واحد پلانک تا صدها هزار جرم خورشیدی پیش بینی کردهاند.[۷۱] سیاهچالههای نخستین عامل پیدایش همه سیاهچالههای دیگر شمرده میشوند.
برخوردهای پرانرژی
رمبش گرانشی تنها فرایندی نیست که سیاهچاله را بوجود میآورد. در اصل سیاهچالهها میتوانند از برخوردهای پرانرژی که چگالی کافی ایجاد میکنند نیز بوجود آیند؛ اما تا به امروز ردی از چنین رویدادی چه به صورت مستقیم و چه به صورت غیر مستقیم از روی کسری در موازنه جرم در آزمایشهای شتاب دهنده ذرات، کشف نشدهاست.[۷۲] این واقعیت پیشنهاد میکند که باید حد پایینی برای جرم سیاهچالهها وجود داشته باشد. از لحاظ نظری این حد باید پیرامون جرم پلانک باشد که در آن انتظار میرود که تاثیرات کوانتومی باعث شکست تئوری نسبیت عام بشوند.[۷۳] این امر سبب میشود که ایجاد سیاهچالهها از دسترس هر برخورد پر انرژی که در روی زمین یا نزدیک به آن رخ میدهد، دور باشد. اما برخی از توسعهها اخیر در گرانش کوانتومی پیشنهاد میدهند که جرم پلانک ممکن است بسیار کمتر از این باشد. مثلا برخی از سناریوهای جهان غشایی مقداری بسیار کمتر برای این ثابت در نظر میگیرند.[۷۴] این امر امکان ایجاد ریزسیاهچالهها را در برخوردهای پر انرژی مانند برخورد اشعههای کیهانی با جو زمین و یا احتمالا در برخورددهنده هادرونی بزرگ در سرن را امکان پذیر میسازد. هر چند که این نظریهها بسیار گمانی هستند و به نظر بسیاری از متخصصین تشکیل ریزسیاهچالهها در چنین برخوردهای نامحتمل میآید.[۷۵] حتی اگر ریز سیاهچالهها در اثر این برخوردها تشکیل شوند انتظار میرود که در۱۰۲۵− ثانیه تبخیر شوند و تهدیدی برای زمین به شمار نمیآیند.[۷۶]
رشد
وقتی که یک سیاهچاله تشکیل شد میتواند با جذب ماده اضافی به رشد خود ادامه دهد. هر سیاهچالهای به طور پیوسته گاز و غبار میان ستارهای را از محیط مستقیم اطرافش و تابش زمینه کیهانی که در همه جا حضور دارد، جذب میکند. این فرایند اولیهای است که به نظر میرسد سیاهچالههای کلان جرم طی آن شکل میگیرند.[۶۹] فرایندی مشابه نیز برای تشکیل سیاهچالههای جرم متوسط در خوشههای ستارهای کروی پیشنهاد شدهاست.[۷۷]
امکان دیگر برای رشد یک سیاهچاله آمیختن با اجرام دیگر مانند ستارگان یا سایر سیاهچاله هاست. این نظریه به خصوص برای سیاهچالههای کلان جرم نخستین که منشا پیدایش بسیاری از اجسام کوچکتر بودهاند اهمیت پیدا میکند.[۶۹] این فرایند همچنین به عنوان مبدا پیدایش برخی از سیاهچالههای با جرم متوسط پیشنهاد شدهاست.[۷۸][۷۹]
تبخیر
در سال ۱۹۷۴ هاوکینگ نشان داد که سیاهچالهها کاملا سیاه نیستند بلکه مقادیر اندکی تابش گرمایی دارند [۸۰] او این نتیجه را از بکارگیری نظریه میدانهای کوانتومی در یک زمینه سیاهچالهای ایستا به دست آورد. نتیجه این محاسبات این بود که سیاهچالهها باید ذراتی را در جسم سیاه کامل منتشر کند. این اثر به نام تابش هاوکینگ نامیده شدهاست. از زمانی که هاوکینگ این نتایج را منتشر نمود بسیاری درستی این نظریه را از روشهای مختلف سنجیدهاند..[۸۱] چنانچه این نظریه تابش سیاهچالهها درست باشد انتظار میرود که سیاهچالهها یک طیف گرمایی ساطع کنند که منجر به کاهش جرم آنها میشود. این کاهش جرم مربوط به جرم فوتونها و ذراتی است که تابیده میشوند. سیاهچالهها در طول زمان تبخیر میشوند و کوچکتر میگردند. دمای این طیف (دمای هاوکینگ) با گرانش سطحی یک سیاهچاله مرتبط است که در مورد سیاهچالههای شوارتزشیلد نسبت معکوسی با جرم دارند و در نتیجه سیاهچالههای بزرگتر تابش کمتری از سیاهچالههای کوچکتر دارند.[۸۲]
یک سیاهچاله ستاره وار با جرمی برابر یک جرم خورشیدی، دمای هاوکینگی در حدود ۱۰۰ نانو کلوین دارد. این دما بسیار کمتر از دمای ۲٫۷ کلوینی تابش زمینه کیهانی است. سیاهچالههای ستارهای و سیاهچالههای بزرگتر از آنها بیش از آنکه از طریق تابش هاوکینگ جرم از دست بدهند، از تابش زمینه کیهانی جرم به دست میآورند. در نتیجه به جای کوچکتر شدن رشد میکنند. برای اینکه یک سیاهچاله بتواند تبخیر شود باید دمای تابش هاوکینگ آن بیشتر از ۲٫۷ کلوین باشد واین بدان معنی است که میبایست از ماه سبکتر باشد و نتیجتا قطری کمتر از یک دهم میلیمتر داشته باشد.[۸۳]
از سوی دیگر اگر سیاهچالهای کوچک باشد انتظار میرود که تابش آن بسیار قویتر باشد. حتی سیاهچالهای که نسبت به انسان سنگین محسوب شود باید در یک دم تبخیر شود. یک سیاهچاله با وزن یک ماشین باید در مدت چند نانوثانیه تبخیر شود و طی این مدت اندک درخششی به اندازه ۲۰۰ برابر خورشید خواهد داشت. سیاهچالههای کوچکتر حتی با سرعت بیشتری تبخیر میشوند. البته برای چنین سیاهچاله کوچکی اثرات گرانش کوانتومی نقش مهمی ایفا میکنند وممکن است (هرچند که از دانستههای فعلی در مورد گرانش کوانتومی چنین امری محتمل به نظر نمیرسد[۸۴]) به صورت فرضی چنین سیاهچاله کوچکی را پایدار سازند.[۸۵]
طبقه بندی بر اساس جرم
سیاهچالهها را عموما بر مبنای جرمشان و مستقل از بار و تکانه زاویهای دسته بندی کی کنند. براین اساس سیاهچالهها را میتوان به چهار دسته تقسیم نمود. اندازه یک سیاهچاله که با شعاع افق رویداد (شعاع شوارتزشیلد) آن سنجیده میشود با جرم آن برپایه رابطه زیر به طور تقریبی متناسب است:[۸۶]
این رابطه تنها در مورد سیاهچالههایی با تکانه زاویهای و بار الکتریکی صفر دقیق خواهد بود و در مورد سیاهچالههای کلی تر به صورت تقریبی و با اختلافی تا حتی دو برابر در برخی موارد، صادق است