Black holeA black hole is an object with a concentration of mass great enough that the force of gravity prevents anything from escaping from it except through quantum tunneling behavior. The gravitational field is so strong that the escape velocity near it exceeds the speed of light. This implies that nothing, not even light, can escape its gravity, hence the word "black." The term "black hole" is widespread, even though it does not refer to a hole in the usual sense, but rather a region of space from which nothing can return. Theoretically, black holes can have any size, from microscopic to near the size of the observable universe.
Black holes are predicted by general relativity. According to classical general relativity, no matter nor information can flow from the interior of a black hole to an outside observer. For example, one cannot bring out any of its mass, or receive a reflection back by shining a light source such as a flashlight, or retrieve any information about the material that has entered the black hole. Quantum mechanical effects may allow matter and energy to radiate from black holes; however, it is thought that the nature of the radiation does not depend on what has fallen into the black hole in the past.
The existence of black holes in the universe is well supported by astronomical observation, particularly from studying supernovae and X-ray emission from active galactic nuclei.
| Contents [hide] |
History
The concept of a body so massive that not even light could escape from it was put forward by the English geologist John Michell in a 1783 paper sent to the Royal Society. At that time, the Newtonian theory of gravity and the concept of escape velocity were well known. Michell computed that a body 500 times the radius of the Sun and of the same density would have at its surface an escape velocity equal to the speed of light, and therefore would be invisible. In his words:
- If the semi-diameter of a sphere of the same density as the Sun were to exceed that of the Sun in the proportion of 500 to 1, a body falling from an infinite height towards it would have acquired at its surface greater velocity than that of light, and consequently supposing light to be attracted by the same force in proportion to its vis inertiae (inertial mass), with other bodies, all light emitted from such a body would be made to return towards it by its own proper gravity.
Although he thought it unlikely, Michell considered the possibility that many such objects that cannot be seen might be present in the cosmos.
In 1796, the French mathematician Pierre-Simon Laplace promoted the same idea in the first and second edition of his book Exposition du Systeme du Monde . It disappeared in later editions. The whole idea gained little attention in the 19th century, since light was thought to be a massless wave, not influenced by gravity.
In 1915, Einstein developed the theory of gravity called General Relativity. Earlier he had shown that gravity does influence light. A few months later, Karl Schwarzschild gave the solution for the gravitational field of a point mass, showing that something we now call a black hole could theoretically exist. The Schwarzschild radius is now known to be the radius of a non-rotating black hole, but was not well understood at that time. Schwarzschild himself thought it not to be physical.
In the 1920s, Subrahmanyan Chandrasekhar argued that special relativity demonstrated that a non-radiating body above a certain mass, now known as the Chandrasekhar limit, would collapse since there would be nothing that could stop the collapse. His arguments were opposed by Arthur Eddington, who believed that something would inevitably stop the collapse.
In 1939, Robert Oppenheimer and H. Snyder predicted that massive stars could undergo a dramatic gravitational collapse. Black holes could in principle be formed in nature. Such objects for a while were called frozen stars since the collapse would be observed to rapidly slow down and become heavily reddened near the Schwarzschild radius. However, these hypothetical objects were not the topic of much interest until the late 1960s. Most physicists believed that they were a peculiar feature of the highly symmetric solution found by Schwarzschild, and that objects collapsing in nature would not form black holes.
Interest in black holes was rekindled in 1967, due to theoretical and experimental progress. Stephen Hawking and Roger Penrose proved that black holes are a generic feature in Einstein's theory of gravity, and cannot be avoided in some collapsing objects. Interest was renewed in the astronomical community with the discovery of pulsars. Shortly thereafter, the use of the expression "black hole" was coined by theoretical physicist John Wheeler [1]. Prior to that time, the term black star was used occasionally. The term appears in an early episode of Star Trek, and was still used occasionally after 1967. This is because some people found the term "black hole" obscene when translated into French or Russian, for example.
Qualitative physics
Black holes require the general relativistic concept of a curved spacetime: their most striking properties rely on a distortion of the geometry of the space surrounding them.
The event horizon
The "surface" of a black hole is the so-called event horizon, an imaginary surface surrounding the mass of the black hole. Using the Gauss-Bonnet theorem, Stephen Hawking proved that the topology of the event horizon of a (four dimensional) black hole is a 2-sphere. At the event horizon, the escape velocity is equal to the speed of light. Thus, anything inside the event horizon, including a photon, is prevented from escaping across the event horizon by the extremely strong gravitational field. Particles from outside this region can fall in, cross the event horizon, and will never be able to leave.
According to classical general relativity, black holes can be entirely characterized according to three parameters: mass, angular momentum, and electric charge. This principle is summarized by the saying, coined by John Wheeler, "black holes have no hair."
Objects in a gravitational field experience a slowing down of time, called time dilation. This phenomenon has been verified experimentally in the Scout rocket experiment of 1976 [2], and is, for example, taken into account in the GPS system. Near the event horizon, the time dilation increases rapidly. From the point of view of an external observer, it appears to take an infinite amount of time for an object to approach the event horizon, at which point the light coming from it is infinitely red-shifted. To the distant observer, it appears that the object, falling slower and slower, approaches but never reaches the event horizon. The object itself might not even notice the point at which it crosses the event horizon, and will do so in a finite amount of proper time: it is a property of the light leaving from the vicinity of the hole that makes it seem as though the object never actually reaches the horizon.
The singularity
At the center of the black hole, well inside the event horizon, general relativity predicts a singularity, a place where the curvature of spacetime becomes infinite and gravitational forces become infinitely strong. Spacetime inside the event horizon is peculiar in that the singularity is in every observer's future, so all particles within the event horizon move inexorably towards it (Penrose and Hawking [3]). This means that there is a conceptual inaccuracy in the nonrelativistic concept of a black hole as originally proposed by John Michell in 1783. In Michell's theory, the escape velocity equals the speed of light, but it would still, for example, be theoretically possible to hoist an object out of a black hole using a rope. General relativity eliminates such loopholes, because once an object is inside the event horizon, its time-line contains an end-point to time itself, and no possible world-lines come back out through the event horizon.
It is expected that future refinements or generalizations of general relativity (in particular quantum gravity) will change what is thought about the nature of black hole interiors. Most theorists interpret the mathematical singularity of the equations as indicating that the current theory is not complete, and that new phenomena must come into play as one approaches the singularity. The question may be largely academic, as the cosmic censorship hypothesis asserts that there are no naked singularities in general relativity: every singularity is hidden behind an event horizon, and cannot be probed.
Falling in
Imagine a hapless astronaut falling feet first radially towards the center of a simple Schwarzschild-type (non-rotating) black hole. The closer he gets to the event horizon, the longer the photons he emits take to escape from the black hole's gravitational field. A distant observer will see the astronaut's descent slowing as he approaches the event horizon, which he never appears to reach.
However, in his own frame of reference, the astronaut will cross the event horizon and reach the singularity, in a finite amount of time. Once he has crossed the event horizon he can no longer be observed from the outside universe. As he falls, he will notice his feet, then his knees, becoming increasingly red-shifted until they appear invisible. As he nears the singularity, the gradient of the gravitational field from head to foot will become considerable, and he will feel stretched, and finally torn by tidal forces: his feet will feel a much stronger gravitational force than his head. This process is known as spaghettification. The gradient becomes large enough, close to the singularity, to tear atoms apart. The point at which the tidal forces become fatal depends on the size of the black hole. For a very large black hole such as those found at the center of galaxies, this point will lie well inside the event horizon (see also [4]), so the astronaut may cross the event horizon painlessly and live . Conversely, for a small black hole, those tidal effects may become fatal long before the astronaut reaches the event horizon.
Rotating black holes
See the page "rotating black hole" for detailed information
According to theory, the event horizon of a black hole that is not spinning is spherical, and its singularity is (informally speaking) a single point. If the black hole carries angular momentum (inherited from a star that is spinning at the time of its collapse), it begins to drag space-time surrounding the event horizon in an effect known as frame-dragging. This spinning area surrounding the event horizon is called the ergosphere and has an ellipsoidal shape. Since the ergosphere is located outside the event horizon, objects can exist within the ergosphere without falling into the hole. However, because space-time itself is moving in the ergosphere, it is impossible for objects to remain in a fixed position. Objects grazing the ergosphere could in some circumstances be catapulted outwards at great speed, extracting energy (and angular momentum) from the hole, hence the name ergosphere ("sphere of work") because it is capable of doing work.
Entropy and Hawking radiation
In 1971, Stephen Hawking showed that the total area of the event horizons of any collection of classical black holes can never decrease. This sounded remarkably similar to the Second Law of Thermodynamics, with area playing the role of entropy. Classically, one could violate the second law of thermodynamics by material entering a black hole disappearing from our universe and resulting in a decrease of the total entropy of the universe. Therefore, Jacob Bekenstein proposed that the a black hole should have an entropy and that it should be proportional to its horizon area. Since black holes do not classically emit radiation, the thermodynamic viewpoint was simply an analogy. However, in 1974, Hawking applied quantum field theory to the curved spacetime around the event horizon and discovered that black holes can emit thermal radiation, known as Hawking radiation. Using the first law of black hole mechanics, it follows that the entropy of a black hole is one quarter of the area of the horizon. This is a universal result and can be extended to apply to cosmological horizons such as in de Sitter spacetime. It was later suggested that black holes are maximum-entropy objects, meaning that the maximum entropy of a region of space is the entropy of the largest black hole that can fit into it. This led to the holographic principle.
Hawking radiation originates just outside the event horizon and, so far as it is understood, does not carry information from its interior since it is thermal. However, this means that black holes are not completely black: the effect implies that the mass of a black hole slowly evaporates with time. Although these effects are negligible for astronomical black holes, they are significant for hypothetical very small black holes where quantum-mechanical effects dominate. Indeed, small black holes are predicted to undergo runaway evaporation and eventually vanish in a burst of radiation. Hence, every black hole that cannot consume new mass has a finite life that is directly related to its mass.
On 21 July 2004 Stephen Hawking presented a new argument that black holes do eventually emit information about what they swallow, reversing his previous position on information loss. He proposed that quantum perturbations of the event horizon could allow information to escape from a black hole, where it can influence subsequent Hawking radiation [5]. The theory is has not yet been reviewed by the scientific community and if it is accepted it is likely to resolve the black hole information paradox. In the meantime, the announcement has attracted a lot of attention in the media.
Reality of black holes
Formation
General relativity (as well as most other metric theories of gravity) not only says that black holes can exist, but in fact predicts that they will be formed in nature whenever a sufficient amount of mass gets packed in a given region of space, through a process called gravitational collapse. As the mass inside that region increases, its gravity becomes stronger — or, in the language of relativity, the space around it becomes increasingly deformed. When the escape velocity at a certain distance from the center reaches the speed of light, an event horizon is formed within which matter must inevitably collapse onto a single point, forming a singularity.
A quantitative analysis of this idea led to the prediction that a star remaining about three times the mass of the Sun at the end of its evolution (usually as a neutron star), will almost inevitably shrink to the critical size needed to undergo a gravitational collapse. Once it starts, the collapse cannot be stopped by any physical force, and a black hole is created.
Stellar collapse will generate black holes containing at least three solar masses. Black holes smaller than this limit can only be created if their matter is subjected to sufficient pressure from some source other than self-gravitation. The enormous pressures needed for this are thought to have existed in the very early stages of the universe, possibly creating primordial black holes which could have masses smaller than that of the Sun.
Supermassive black holes containing millions to billions of solar masses could also form wherever a large number of stars are packed in a relatively small region of space, or by large amounts of mass falling into a "seed" black hole, or by repeated fusion of smaller black holes. The necessary conditions are believed to exist in the centers of some (if not most) galaxies, including our own Milky Way.
Observation
Theory says that we cannot detect black holes by light that is emitted or reflected by the matter inside them. However, those objects can be inductively detected from observation of phenomena near them, such as gravitational lensing and stars that appear to be in orbit around space where there is no visible matter.
The most conspicuous effects are believed to come from matter falling into a black hole, which (like water flowing into a drain) is predicted to collect into an extremely hot and fast-spinning accretion disk around the object before being swallowed by it. Friction between adjacent zones of the disk causes it to become extremely hot and emit large amounts of X-rays. This heating is extremely efficient and can convert about 50% of the mass energy of an object into radiation, as opposed to nuclear fusion which can only convert a few percent of the mass to energy. Other predicted effects are narrow jets of particles at relativistic speeds squirting off along the disk's axis.
However, accretion disks, jets, and orbiting objects are found not only around black holes, but also around other objects such as neutron stars; and the dynamics of bodies near these non-black hole attractors is largely similar to the dynamics of bodies around black holes, and is currently a very complex and active field of research involving magnetic fields and plasma physics. Hence, for the most part, observations of accretion disks and orbital motions merely indicate that there is a compact object of a certain mass, and says very little about the nature of that object. The identification of an object as a black hole requires the further assumption that no other object (or bound system of objects) could be so massive and compact. Most astrophysicists accept that this is the case, since according to general relativity, any concentration of matter of sufficient density must necessarily collapse into a black hole.
One important observable difference between black holes and other compact massive objects is that any infalling matter will eventually collide with the latter, at relativistic speeds, leading to irregular intense flares of X-rays and other hard radiation. Thus the lack of such flare-ups around a compact concentration of mass is taken as evidence that the object is a black hole, with no surface onto which matter can be suddenly dumped.
Have we found them?
There is now a great deal of indirect astronomical observational evidence for black holes in two mass ranges:
- stellar mass black holes with masses of a typical star (4–15 times the mass of our Sun), and
- supermassive black holes with masses perhaps 1% that of a typical galaxy
Additionally, there is some evidence for intermediate-mass black holes (IMBHs), those with masses of a few thousand times that of the Sun. These black holes may be responsible for the formation of supermassive black holes.
Candidates to stellar-mass black holes were identified mainly by the presence of accretion disks of the right size and speed, without the irregular flare-ups that are expected from disks around other compact objects. Stellar-mass black holes may be involved in gamma ray bursts (GRBs), although observations of GRBs in association with supernovae or other objects that are not black holes [6] [7] have reduced the possibility of a link.
Candidates for more massive black holes were first provided by the active galactic nuclei and quasars, discovered by radioastronomers in the 1960s. The efficient conversion of mass into energy by friction in the accretion disk of a black hole seems to be the only explanation for the copious amounts of energy generated by such objects. Indeed the introduction of this theory in the 1970s removed a major objection to the belief that quasars were distant galaxies — namely, that no physical mechanism could generate that much energy.
From observations in the 1980s of motions of stars around the galactic center, it is now believed that such supermassive black holes exist in the center of most galaxies, including our own Milky Way. Sagittarius A* is now agreed to be the most plausible candidate for the location of a supermassive black hole at the center of the Milky Way galaxy.
The current picture is that all galaxies may have a supermassive black hole in their center, and that this black hole swallows gas and dust in the middle of the galaxies generating huge amounts of radiation — until all the nearby mass has been swallowed and the process shuts off. This picture also nicely explains why there are no nearby quasars. Though the details are still not clear, it seems that the growth of the black hole is intimately related to the growth of the spheroidal component — an elliptical galaxy, or the bulge of a spiral galaxy — in which it lives. Interestingly, there is no evidence for massive black holes in the center of globular clusters, suggesting that these are fundamentally different from galaxies.
Micro black holes
The formation of micro black holes on Earth in particle accelerators have been tentatively reported, (see ,for example, [8]) but not yet confirmed. So far there are no observed candidates for primordial black holes.
Mathematical physics
Black holes are predictions of Albert Einstein's theory of general relativity. In particular, they occur in the Schwarzschild metric, one of the earliest and simplest solutions to Einstein's equations, found by Karl Schwarzschild in 1915. This solution describes the curvature of spacetime in the vicinity of a static and spherically symmetric object, where the metric is
,
where 
is a standard element of solid angle.
According to Schwarzschild's solution, a gravitating object will collapse into a black hole if its radius is smaller than a characteristic distance, known as the Schwarzschild radius. Below this radius, spacetime is so strongly curved that any light ray emitted in this region, regardless of the direction in which it is emitted, will travel towards the center of the system. Because relativity forbids anything from travelling faster than light, anything below the Schwarzschild radius – including the constituent particles of the gravitating object – will collapse into the center. A gravitational singularity, a region of theoretically infinite density, forms at this point. Because not even light can escape from within the Schwarzschild radius, a classical black hole would truly appear black.
The Schwarzschild radius is given by
where G is the gravitational constant, m is the mass of the object, and c is the speed of light. For an object with the mass of the Earth, the Schwarzschild radius is a mere 9 millimeters — about the size of a marble.
The mean density inside the Schwarzschild radius decreases as the mass of the black hole increases, so while an earth mass black hole would have a density of 2 × 1030 kg/m3, a supermassive black hole of 109 solar masses has a density of around 20 kg/m3, less than water! The mean density is given by
Since the Earth has a mean radius of 6371 km, its volume would have to be reduced 4 × 1026 times to collapse into a black hole. For an object with the mass of the Sun, the Schwarzschild radius is approximately 3 km, much smaller than the Sun's current radius of about 700,000 km. It is also significantly smaller than the radius to which the Sun will ultimately shrink after exhausting its nuclear fuel, which is several thousand kilometers. More massive stars can collapse into black holes at the end of their lifetimes.
More general black holes are also predicted by other solutions to Einstein's equations, such as the Kerr metric for a rotating black hole, which possesses a ring singularity. Then we have the Reissner-Nordstrøm metric for charged black holes. Last the Kerr-Newman metric is for the case of a charged and rotating black hole.
Recent discoveries
In 2004 a cluster of black holes was detected, broadening our understanding of the distribution of black holes throughout our universe. This has led scientists' inferences of how many black holes are in our universe to be significantly revised. Due to these finds, it is believed that there are close to five fold the number of black holes than were previously predicted.
In July 2004 astronomers found a giant black hole, Q0906+6930, at the center of a distant galaxy in the Ursa Major constellation. The size and presumed age of the black hole has implications that may determine the age of the universe [9].
In November 2004 a team of astronomers reported the discovery of the first intermediate-mass black hole in our Galaxy, orbiting three light-years from Sagittarius A*. This medium black hole of 1,300 solar masses is within a cluster of seven stars, possibly the remnant of a massive star cluster that has been stripped down by the Galactic Centre.(Nature News)(original article) This observation may add support to the idea that supermassive black holes grow by absorbing nearby smaller black holes and stars.
In February 2005, a blue giant star SDSS J090745.0+24507 was found to be leaving the Milky Way at twice the escape velocity (0.0022 of the speed of light). The path of the star can be traced back the galactic core. The high velocity of this star supports the hypothesis of a super-massive black hole in the center of the galaxy.
Alternate models
Several alternate models, which behave like a black hole but avoid the singularity, are considered. But most researchers judge these concepts artificial, as they are more complicated but don't give near term observable differences from black holes, see Occam's razor. The most prominent theory is the Gravastar.
In March 2005, physicist George Chapline at the Lawrence Livermore National Laboratory in California proposed that black holes do not exist, and that objects currently thought to be black holes are actually dark-energy stars. He draws this conclusion from some quantum mechanical analysis. Although his proposal currently has little support in the physics community, it was widely reported by the media. (report in Nature News) (original article)
Further reading
- Thorne, Kip S. (1995). Black Holes and Time Warps
- Wald, Robert M. (1992). Space, Time, and Gravity: The Theory of the Big Bang and Black Holes
- Chandrasekhar, Subrahmanyan (1998). The Mathematical Theory of Black Holes
- Kip S. Thorne, Charles W. Misner, John Archibald Wheeler(1973). Gravitation
- Hawking, Stephen (1988). A Brief History of Time—And later editions. ISBN 0553380168
- Clifford A. Pickover (1996), Black Holes: A Traveler's Guide
- Carter, B. (1973). Black hole equilibrium states, in Black Holes, eds. DeWitt B. S. and DeWitt C.
- Frolov, V. P. and Novikov, I. D. (1998). Black hole physics.
- Hawking, S. W. and Ellis, G. F. R. (1973). The large-scale structure of space-time.
- more than 12,000 publicly available research articles on black hole
_______________________________________________
Lubang hitam
Sebuah lubang hitam adalah sebuah objek dengan konsentrasi massa yang cukup besar gaya gravitasi mencegah apa pun dari melarikan diri dari itu kecuali melalui perilaku terowongan kuantum. Medan gravitasi begitu kuat sehingga kecepatan lepas di dekatnya melebihi kecepatan cahaya. Ini berarti bahwa apa-apa, bahkan cahaya, dapat lolos gravitasi nya, maka kata "hitam." Istilah "lubang hitam" tersebar luas, meskipun tidak mengacu ke sebuah lubang dalam arti biasa, melainkan sebuah daerah ruang yang tidak bisa kembali. Secara teoritis, lubang hitam dapat memiliki ukuran apa pun, dari mikroskopik ke dekat ukuran alam semesta teramati.
Lubang hitam yang diperkirakan oleh relativitas umum. Menurut relativitas umum klasik, tidak peduli atau informasi dapat mengalir dari interior sebuah lubang hitam ke pengamat luar. Misalnya, orang tidak dapat membawa apa saja dari massanya, atau menerima refleksi bersinar kembali oleh sumber cahaya seperti senter, atau mengambil informasi tentang materi yang telah memasuki lubang hitam. efek mekanik kuantum mungkin mengizinkan materi dan energi untuk memancarkan dari lubang hitam, namun diperkirakan bahwa sifat radiasi tidak tergantung pada apa yang telah jatuh ke dalam lubang hitam di masa lalu.
Keberadaan lubang hitam di alam semesta ini didukung oleh pengamatan astronomi, terutama dari mempelajari supernova dan emisi sinar-X dari inti galaksi aktif.
Isi [showhide]
1 Sejarah
2 Kualitatif fisika
2,1 Acara cakrawala
2,2 singularitas ini
2,3 Jatuh
Lubang hitam 2,4 berputar
2,5 Entropy dan radiasi Hawking
3 Realitas lubang hitam
3,1 Formasi
3,2 Pengamatan
3,3 Apakah kita menemukan mereka?
4 Mikro lubang hitam
5 Matematika fisika
6 baru penemuan
7 alternatif model
8 Topik terkait
9 Pranala luar
10 Bacaan lebih lanjut
Sejarah
Konsep tubuh yang begitu besar yang tidak bahkan cahaya bisa lolos dari itu dikemukakan oleh para ahli geologi Inggris John Michell dalam kertas 1783 dikirim ke Royal Society. Pada saat itu, teori gravitasi Newton dan konsep kecepatan lari yang terkenal. Michell dihitung bahwa tubuh 500 kali jari-jari Matahari dan kepadatan yang sama akan memiliki permukaan dengan kecepatan melarikan diri sama dengan kecepatan cahaya, dan karena itu akan terlihat. Dalam kata-katanya:
Jika semi-diameter bola sama dengan kepadatan Matahari adalah untuk melebihi Matahari proporsi 500 sampai 1, sebuah benda jatuh dari ketinggian yang tak terbatas ke arah itu akan diakuisisi pada permukaannya kecepatan lebih besar dari cahaya, dan akibatnya seandainya cahaya untuk tertarik dengan gaya yang sama dalam proporsi untuk inertiae nya massa vis (inersia), dengan badan-badan lain, semua cahaya yang dipancarkan dari tubuh tersebut akan dibuat untuk mengembalikan ke arah itu oleh gravitasinya sendiri yang tepat.
Meskipun dia pikir tidak mungkin, Michell mempertimbangkan kemungkinan bahwa objek seperti banyak yang tidak dapat dilihat mungkin hadir di alam semesta.
Pada tahun 1796, matematikawan Perancis Pierre-Simon Laplace mempromosikan ide yang sama di edisi pertama dan kedua bukunya Pameran du Systeme du Monde. Hal ini menghilang dalam edisi kemudian. Seluruh ide mendapat sedikit perhatian di abad ke-19, karena cahaya dianggap sebagai gelombang tak bermassa, tidak dipengaruhi oleh gravitasi.
Pada 1915, Einstein mengembangkan teori gravitasi disebut Relativitas Umum. Sebelumnya ia telah menunjukkan bahwa gravitasi tidak mempengaruhi cahaya. Beberapa bulan kemudian, Karl Schwarzschild memberikan solusi untuk bidang gravitasi massa titik, menunjukkan bahwa sesuatu yang kita sebut sebuah lubang hitam secara teoritis bisa ada. Jari-jari Schwarzschild sekarang dikenal sebagai jari-jari lubang hitam non-rotating, tetapi tidak dipahami pada waktu itu. Schwarzschild sendiri pikir tidak harus fisik.
Pada 1920-an, Subrahmanyan Chandrasekhar berpendapat bahwa relativitas khusus menunjukkan bahwa tubuh non-radiasi di atas massa tertentu, sekarang dikenal sebagai batas Chandrasekhar, akan runtuh karena ada akan ada yang bisa menghentikan keruntuhan. argumen-Nya yang ditentang oleh Arthur Eddington, yang percaya bahwa sesuatu pasti akan berhenti keruntuhan.
Pada tahun 1939, Robert Oppenheimer dan Snyder H. memprediksi bahwa bintang-bintang besar bisa mengalami keruntuhan gravitasi dramatis. Lubang hitam bisa pada prinsipnya dibentuk di alam. Objek-objek tersebut untuk sementara disebut bintang beku sejak keruntuhan akan diamati untuk cepat menjadi lambat dan berat memerah dekat jari-jari Schwarzschild. Namun, benda-benda hipotetis itu bukan topik yang menarik banyak sampai akhir 1960-an. Kebanyakan fisikawan percaya bahwa mereka adalah ciri khas dari solusi yang sangat simetris ditemukan oleh Schwarzschild, dan bahwa benda-benda runtuh di alam tidak akan membentuk lubang hitam.
Minat lubang hitam menyalakan kembali pada tahun 1967, karena kemajuan teoritis dan eksperimental. Stephen Hawking dan Roger Penrose membuktikan bahwa lubang hitam adalah fitur umum dalam teori gravitasi Einstein, dan tidak dapat dihindari di beberapa objek runtuh. Bunga diperbaharui dalam komunitas astronomi dengan penemuan pulsar. Segera setelah itu, penggunaan istilah "lubang hitam" diciptakan oleh fisikawan John Wheeler [1]. Sebelum waktu itu, istilah hitam bintang digunakan sesekali. Istilah ini muncul dalam sebuah episode awal dari Star Trek, dan kadang-kadang masih digunakan setelah 1967. Hal ini karena beberapa orang menemukan Istilah "lubang hitam" cabul ketika diterjemahkan ke dalam bahasa Prancis atau Rusia, misalnya.
Kualitatif fisika
Lubang hitam memerlukan konsep relativitas umum dari sebuah ruang-waktu melengkung: sifat mereka yang paling mencolok mengandalkan distorsi dari geometri ruang di sekitar mereka.
Acara cakrawala
Permukaan "dari sebuah lubang hitam adalah cakrawala acara yang disebut, permukaan imajiner yang mengelilingi massa lubang hitam. Menggunakan teorema Gauss-Bonnet, Stephen Hawking membuktikan bahwa topologi horison peristiwa lubang (empat dimensi) hitam adalah 2-bola. Pada acara cakrawala, kecepatan lari sama dengan kecepatan cahaya. Jadi, apa pun di dalam cakrawala peristiwa, termasuk foton, dicegah melarikan diri melintasi cakrawala peristiwa oleh medan gravitasi yang sangat kuat. Partikel dari luar daerah ini bisa jatuh, lintas cakrawala peristiwa, dan tidak akan pernah bisa meninggalkan.
Menurut relativitas umum klasik, lubang hitam bisa sepenuhnya ditandai berdasarkan tiga parameter: massa, momentum sudut, dan muatan listrik. Prinsip ini diringkas dengan pepatah, diciptakan oleh John Wheeler, "lubang hitam memiliki rambut tidak."
Objek dalam pengalaman medan gravitasi melambat waktu, disebut dilasi waktu. Fenomena ini telah diverifikasi eksperimen pada percobaan roket Scout tahun 1976 [2], dan adalah, misalnya, diperhitungkan dalam sistem GPS. Dekat cakrawala peristiwa, meningkatkan dilasi waktu yang cepat. Dari sudut pandang pengamat eksternal, tampaknya mengambil banyak waktu untuk objek untuk pendekatan cakrawala peristiwa, di mana titik cahaya itu datang dari jauh merah-bergeser. Untuk pengamat jauh, tampak bahwa objek, jatuh lebih lambat dan lebih lambat, pendekatan tetapi tidak pernah mencapai cakrawala peristiwa. Obyek itu sendiri bahkan mungkin tidak menyadari titik di mana melintasi cakrawala peristiwa, dan akan melakukannya dalam jumlah terbatas waktu yang tepat: ini adalah milik cahaya berangkat dari sekitar lubang yang membuatnya tampak seolah-olah objek tidak pernah benar-benar mencapai cakrawala.
singularitas itu
Di pusat lubang hitam, baik di dalam cakrawala peristiwa, relativitas umum memprediksi singularitas, tempat di mana lengkungan ruang-waktu menjadi tak terbatas dan kekuatan gravitasi menjadi jauh kuat. Ruang-waktu di dalam cakrawala peristiwa ini aneh dalam singularitas di masa depan setiap pengamat, sehingga semua partikel bergerak dalam cakrawala peristiwa tak terelakkan ke arah itu (Penrose dan Hawking [3]). Ini berarti bahwa ada ketidaktepatan konseptual dalam konsep nonrelativistic dari sebuah lubang hitam sebagai awalnya diusulkan oleh John Michell pada tahun 1783. Dalam teori Michell's, kecepatan lari sama dengan kecepatan cahaya, tetapi masih akan, misalnya, secara teoritis mungkin untuk mengangkat suatu objek dari sebuah lubang hitam dengan menggunakan tali. Relativitas umum menghilangkan lubang tersebut, karena sekali objek berada di dalam cakrawala peristiwa, waktu yang-line berisi end-point ke waktu itu sendiri, dan tidak ada kemungkinan-garis dunia kembali melalui cakrawala peristiwa.
Diharapkan bahwa perbaikan masa depan atau generalisasi relativitas umum (di gravitasi kuantum tertentu) akan mengubah apa yang memikirkan interior sifat lubang hitam. Kebanyakan ahli teori menafsirkan singularitas matematika dari persamaan sebagai menunjukkan bahwa teori saat ini adalah tidak lengkap, dan bahwa fenomena baru harus datang ke dalam bermain sebagai salah satu pendekatan singularitas. Pertanyaan itu mungkin sebagian besar akademis, sebagai hipotesis sensor kosmik menyatakan bahwa tidak ada singularitas telanjang dalam relativitas umum: setiap singularitas tersembunyi di balik cakrawala peristiwa, dan tidak dapat diselidiki.
Jatuh
Bayangkan seorang astronot sial jatuh kaki pertama radial menuju pusat jenis-Schwarzschild sederhana (non-rotating) lubang hitam. Semakin dekat ia sampai ke cakrawala peristiwa, semakin lama ia memancarkan foton yang diperlukan untuk melarikan diri dari medan gravitasi lubang hitam. Seorang pengamat jauh akan melihat keturunan astronaut melambat saat ia mendekati cakrawala peristiwa, yang tidak pernah muncul untuk mencapai.
Namun, dalam kerangka acuan sendiri, astronot akan melintasi cakrawala peristiwa dan mencapai singularitas, dalam jumlah terbatas waktu. Setelah dia telah menyeberangi cakrawala peristiwa ia tidak lagi dapat diamati dari dunia luar. Saat ia jatuh, ia akan melihat kakinya, lalu lututnya, menjadi semakin merah-bergeser sampai mereka muncul terlihat. Saat ia mendekati singularitas, gradien dari medan gravitasi dari kepala sampai kaki akan menjadi besar, dan ia akan merasa menggeliat, dan akhirnya robek oleh kekuatan pasang surut: kakinya akan merasakan gaya gravitasi lebih kuat dari kepalanya. Proses ini dikenal sebagai spaghettification. gradien tersebut menjadi cukup besar, dekat dengan singularitas, untuk merobek atom terpisah. Titik di mana kekuatan pasang surut menjadi fatal tergantung pada ukuran lubang hitam. Untuk lubang hitam yang sangat besar seperti yang ditemukan di pusat galaksi, titik ini juga akan berbaring di dalam cakrawala peristiwa (lihat juga [4]), jadi astronot dapat menyeberangi cakrawala peristiwa dan hidup tanpa rasa sakit. Sebaliknya, untuk lubang hitam kecil, efek-efek pasang surut bisa menjadi fatal jauh sebelum astronot mencapai cakrawala peristiwa.
Lubang hitam berputar
Lihat halaman "memutar lubang hitam" untuk informasi rinci
Menurut teori, cakrawala peristiwa sebuah lubang hitam yang tidak berputar adalah bola, dan singularitas adalah (informal berbicara) satu titik. Jika lubang hitam membawa momentum sudut (diwarisi dari sebuah bintang yang berputar pada saat runtuh nya), itu mulai tarik ruang-waktu sekitar cakrawala peristiwa dalam efek yang dikenal sebagai bingkai-seret. Daerah ini berputar mengelilingi cakrawala peristiwa disebut ergosphere dan memiliki bentuk ellipsoid. Sejak ergosphere yang berada di luar cakrawala peristiwa, objek dapat eksis dalam ergosphere tanpa jatuh ke dalam lubang. Namun, karena ruang-waktu itu sendiri bergerak di ergosphere itu, adalah mustahil untuk benda untuk tetap dalam posisi tetap. Objek penggembalaan ergosphere bisa dalam beberapa situasi harus terlempar keluar dengan kecepatan tinggi, ekstraksi energi (dan momentum sudut) dari lubang, maka nama ergosphere ("wilayah kerja") karena ia mampu melakukan pekerjaan.
Entropi dan radiasi Hawking
Pada tahun 1971, Stephen Hawking menunjukkan bahwa total luas cakrawala peristiwa dari setiap koleksi lubang hitam klasik tidak dapat menurunkan. Ini terdengar sangat mirip dengan Hukum Kedua Termodinamika, dengan luas memainkan peran sebagai entropi. Klasik, orang bisa melanggar hukum kedua termodinamika dengan memasukkan materi lubang hitam menghilang dari alam semesta kita dan menghasilkan penurunan entropi total alam semesta. Oleh karena itu, Yakub Bekenstein mengusulkan agar lubang hitam harus memiliki entropi dan bahwa hal itu harus proporsional ke daerah cakrawala nya. Karena lubang hitam tidak memancarkan radiasi klasik, sudut pandang termodinamika hanya analogi. Namun, pada tahun 1974, Hawking menggunakan teori kuantum lapangan ke ruang-waktu melengkung di cakrawala peristiwa dan menemukan bahwa lubang hitam dapat memancarkan radiasi termal, dikenal sebagai radiasi Hawking. Menggunakan hukum pertama mekanika lubang hitam, maka bahwa entropi lubang hitam adalah salah satu seperempat dari luas cakrawala. Ini adalah hasil universal dan dapat diperpanjang untuk diterapkan ke cakrawala kosmologis seperti di ruang-waktu de Sitter. Ia kemudian mengusulkan bahwa lubang hitam adalah objek-entropi maksimum, yang berarti bahwa entropi maksimum ruang wilayah adalah entropi lubang hitam terbesar yang dapat ditampung ke dalamnya. Hal ini menyebabkan prinsip holografik.
Radiasi Hawking berasal di luar cakrawala peristiwa dan, sejauh yang dipahami, tidak membawa informasi dari interior karena panas. Namun, ini berarti bahwa lubang hitam tidak sepenuhnya hitam: efek menyiratkan bahwa massa sebuah lubang hitam perlahan-lahan menguap dengan waktu. Meskipun efek ini dapat diabaikan untuk lubang hitam astronomi, mereka sangat signifikan untuk hipotetis lubang hitam yang sangat kecil di mana efek kuantum mekanik mendominasi. Memang, lubang hitam kecil diperkirakan akan mengalami penguapan terkendali dan akhirnya lenyap dalam ledakan radiasi. Oleh karena itu, setiap lubang hitam yang tidak dapat mengkonsumsi massa baru memiliki kehidupan yang terbatas yang langsung berhubungan dengan massanya.
Tanggal 21 Juli 2004 Stephen Hawking disajikan sebuah argumen baru yang akhirnya lubang hitam tidak memancarkan informasi tentang apa yang mereka menelan, membalikkan posisi sebelumnya pada kehilangan informasi. Ia mengusulkan bahwa kuantum gangguan dari cakrawala peristiwa dapat memungkinkan informasi untuk melarikan diri dari sebuah lubang hitam, di mana dapat mempengaruhi radiasi Hawking berikutnya [5]. Teori ini belum dikaji oleh komunitas ilmiah dan jika diterima kemungkinan untuk menyelesaikan paradoks informasi lubang hitam. Sementara itu, pengumuman telah menarik banyak perhatian di media.
Realitas lubang hitam
Pembentukan
Relativitas umum (dan juga kebanyakan teori metrik gravitasi) tidak hanya mengatakan bahwa lubang hitam bisa eksis, namun sebenarnya memprediksi bahwa mereka akan terbentuk di alam setiap kali jumlah yang memadai massa mendapat dikemas dalam suatu wilayah ruang, melalui proses yang disebut keruntuhan gravitasi. Sebagai massa dalam wilayah yang meningkatkan, gravitasi yang menjadi kuat - atau, dalam bahasa relativitas, ruang di sekitarnya menjadi semakin cacat. Ketika kecepatan lari pada jarak tertentu dari pusat mencapai kecepatan cahaya, cakrawala yang terbentuk dalam acara yang penting mau tidak mau harus runtuh ke satu titik, membentuk singularitas.
Analisis kuantitatif gagasan ini menimbulkan prediksi bahwa sebuah bintang yang tersisa sekitar tiga kali massa Matahari pada akhir evolusinya (biasanya sebagai bintang neutron), akan hampir pasti menyusut ke ukuran kritis yang diperlukan untuk mengalami keruntuhan gravitasi . Segera setelah itu dimulai, keruntuhan tidak dapat dihentikan oleh kekuatan fisik, dan sebuah lubang hitam dibuat.
Stellar runtuh akan menghasilkan lubang hitam yang mengandung setidaknya tiga massa matahari. Black lubang lebih kecil dari batas ini hanya dapat dibuat jika materi mereka terkena tekanan yang cukup dari beberapa sumber lain selain diri-gravitasi. Ini besar tekanan yang diperlukan untuk ini diperkirakan telah ada pada tahap sangat awal alam semesta, mungkin menciptakan lubang hitam primordial yang dapat memiliki massa lebih kecil dari Matahari.
Supermassive black hole yang berisi jutaan hingga miliaran massa matahari di mana pun juga bisa membentuk sejumlah besar bintang yang dikemas dalam suatu daerah yang relatif kecil ruang, atau dengan sejumlah besar massa jatuh menjadi benih "" lubang hitam, atau dengan fusi berulang-ulang yang lebih kecil lubang hitam. Kondisi perlu diyakini ada di pusat beberapa (jika tidak sebagian besar) galaksi, termasuk Bima Sakti kita.
Observasi
Teori mengatakan bahwa kita tidak dapat mendeteksi lubang hitam oleh cahaya yang dipancarkan atau dipantulkan oleh materi di dalamnya. Namun, benda-benda dapat dideteksi induktif dari pengamatan fenomena di dekat mereka, seperti lensing gravitasi dan bintang-bintang yang tampaknya berada di orbit sekitar ruang di mana tidak ada masalah terlihat.
Dampak yang paling mencolok yang diyakini berasal dari materi jatuh ke lubang hitam, yang (seperti air mengalir ke saluran pembuangan) diperkirakan akan mengumpulkan ke disk akresi sangat panas dan cepat-berputar di sekitar objek sebelum ditelan olehnya. Gesekan antara zona bersebelahan disk yang menyebabkan ia menjadi sangat panas dan memancarkan sejumlah besar sinar-X. pemanasan ini sangat efisien dan dapat mengkonversi sekitar 50% dari energi massa objek ke dalam radiasi, sebagai lawan dari fusi nuklir yang hanya dapat mengkonversi beberapa persen dari massa menjadi energi. efek prediksi lainnya adalah jet sempit partikel pada kecepatan relativistik menyemprotkan di sepanjang sumbu disk.
Namun, akresi disk, jet, dan benda mengorbit ditemukan tidak hanya di sekitar lubang hitam, tetapi juga di sekitar objek lain seperti bintang neutron, dan dinamika tubuh dekat ini attractor lubang hitam non-sebagian besar mirip dengan dinamika tubuh sekitar hitam lubang, dan saat ini bidang yang sangat kompleks dan aktif dari penelitian yang melibatkan medan magnet dan fisika plasma. Oleh karena itu, untuk sebagian besar, pengamatan disk deposisi dan gerakan orbital hanya menunjukkan bahwa ada benda kompak massa tertentu, dan mengatakan sangat sedikit tentang sifat obyek itu. Identifikasi obyek sebagai lubang hitam membutuhkan lebih lanjut asumsi bahwa tidak ada objek lain (atau sistem terikat objek) bisa begitu besar dan kompak. Sebagian besar astrofisikawan menerima bahwa hal ini terjadi, karena menurut relativitas umum, konsentrasi masalah kepadatan yang cukup tentu harus runtuh menjadi lubang hitam.
Satu perbedaan penting diamati antara lubang hitam dan benda-benda besar lainnya kompak adalah bahwa setiap materi infalling akhirnya akan bertabrakan dengan yang kedua, pada kecepatan relativistik, yang mengarah ke suar intens tidak teratur X-ray dan radiasi keras lainnya. Jadi kurangnya seperti flare-up di sekitar konsentrasi massa kompak diambil sebagai bukti bahwa benda itu adalah lubang hitam, tanpa permukaan ke mana materi dapat tiba-tiba dibuang.
Apakah kita menemukan mereka?
Sekarang ada banyak fakta pengamatan langsung astronomi untuk lubang hitam dalam rentang dua massa:
* Massa bintang lubang hitam dengan massa dari sebuah bintang biasa (4-15 kali massa Matahari), dan
* Lubang hitam supermasif dengan massa mungkin 1% yang khas dari sebuah galaksi
Selain itu, ada beberapa bukti untuk lubang hitam massa menengah (IMBHs), mereka dengan massa dari seribu beberapa kali bahwa Matahari. Lubang hitam ini mungkin bertanggung jawab untuk pembentukan lubang hitam supermasif.
Calon bintang-lubang hitam massa yang diidentifikasi terutama oleh adanya pertambahan disk ukuran yang tepat dan kecepatan, tanpa suar yang tidak teratur-up yang diharapkan dari disk sekitar benda kompak lainnya. lubang hitam bintang-massa mungkin terlibat dalam ledakan sinar gamma (GRBs), walaupun pengamatan GRBs dalam asosiasi dengan supernova atau benda lain yang tidak lubang hitam [6] [7] telah mengurangi kemungkinan link.
Calon yang lebih masif lubang hitam pertama kali disediakan oleh inti galaksi aktif dan quasar, ditemukan oleh radioastronomers pada tahun 1960. Efisien konversi massa menjadi energi oleh gesekan pada disk pertambahan lubang hitam tampaknya menjadi satu-satunya penjelasan untuk jumlah berlebihan energi yang dihasilkan oleh objek tersebut. Memang pengenalan teori ini di tahun 1970-an dihapus keberatan utama terhadap keyakinan bahwa quasar adalah galaksi jauh - yaitu, bahwa tidak ada mekanisme fisik bisa menghasilkan energi sebanyak itu.
Dari pengamatan di tahun 1980-an gerakan bintang di sekitar pusat galaksi, sekarang percaya bahwa seperti ada lubang hitam supermasif di pusat galaksi yang paling, termasuk kita sendiri Bima Sakti. Sagittarius * A sekarang setuju untuk menjadi calon yang paling masuk akal untuk lokasi lubang hitam supermasif di pusat galaksi Bima Sakti.
Gambar saat ini adalah bahwa semua galaksi mungkin memiliki lubang hitam supermasif di tengah mereka, dan bahwa gas ini menelan lubang hitam dan debu di tengah galaksi menghasilkan sejumlah besar radiasi - sampai semua massa di dekatnya telah menelan dan proses menutup off. Gambar ini juga baik menjelaskan mengapa tidak ada quasar dekatnya. Meskipun rincian masih tidak jelas, tampaknya bahwa pertumbuhan lubang hitam sangat erat terkait dengan perkembangan komponen bulat - sebuah galaksi elips, atau tonjolan dari sebuah galaksi spiral - di mana ia hidup. Menariknya, tidak ada bukti untuk lubang hitam besar di pusat gugus bola, menunjukkan bahwa pada dasarnya berbeda dari galaksi.
Lubang hitam mikro
Pembentukan lubang hitam mikro di Bumi di akselerator partikel telah ragu-ragu melaporkan, (lihat, sebagai contoh, [8]) tetapi belum dikonfirmasi. Sejauh ini tidak ada calon diamati untuk lubang hitam primordial.
Fisika matematis
Lubang hitam adalah prediksi dari teori Albert Einstein tentang relativitas umum. Secara khusus, mereka terjadi di Schwarzschild metrik, salah satu yang paling awal dan solusi sederhana untuk persamaan Einstein, ditemukan oleh Karl Schwarzschild pada tahun 1915. Solusi ini menggambarkan lengkungan ruang-waktu di sekitar objek statis dan bola simetris, dimana metrik adalah
ds ^ 2 = - c ^ 2 \ left (1 - (\ 2Gm atas c ^ 2 r) kanan \) dt ^ 2 + \ left (1 - (\ 2Gm atas c ^ 2 r) kanan \) ^ (-1 ) dr ^ 2 + r ^ 2 d \ Omega ^ 2,
mana d \ Omega ^ 2 = d \ theta ^ 2 + \ sin \ ^ 2 \ theta, d \ phi ^ 2 adalah elemen standar sudut padat.
Menurut solusi Schwarzschild, sebuah objek gravitasi akan runtuh ke dalam lubang hitam jika jari-jari lebih kecil daripada jarak karakteristik, yang dikenal sebagai jari-jari Schwarzschild. Di bawah ini jari-jari, ruang-waktu begitu kuat melengkung bahwa sinar cahaya yang dipancarkan di daerah ini, tanpa arah yang dipancarkan, akan perjalanan menuju pusat dari sistem. Karena relativitas melarang apa pun dari bepergian lebih cepat dari cahaya, apa pun di bawah jari-jari Schwarzschild - termasuk partikel konstituen dari objek gravitasi - akan runtuh ke pusat. Sebuah singularitas gravitasi, sebuah wilayah teoritis kepadatan tak terbatas, bentuk saat ini. Karena tidak bahkan cahaya dapat melarikan diri dari dalam radius Schwarzschild, sebuah lubang hitam klasik benar-benar akan muncul hitam.
Jari-jari Schwarzschild diberikan oleh
r_s = (2 \, Gm \ over c ^ 2)
dimana G adalah konstanta gravitasi, m adalah massa benda, dan c adalah kecepatan cahaya. Untuk objek dengan massa bumi, jari-jari Schwarzschild adalah 9 hanya milimeter - seukuran kelereng.
Kepadatan rata-rata dalam radius Schwarzschild mengecil dengan massa lubang hitam meningkat, sehingga sementara lubang hitam massa bumi akan memiliki kepadatan 2 × 1030 kg/m3, lubang hitam supermasif dari 109 massa matahari memiliki kerapatan sekitar 20 kg/m3, kurang dari air! Kepadatan rata-rata diberikan oleh
rho \ = \ frac (3 \, c ^ 6) (32 \ pi ^ m ^ 3) 2G
Sejak Bumi memiliki radius rata-rata 6.371 km, volumenya harus dikurangi 4 × 1026 kali runtuh menjadi lubang hitam. Untuk objek dengan massa Matahari, jari-jari Schwarzschild adalah sekitar 3 km, jauh lebih kecil daripada jari-jari saat matahari sekitar 700.000 km. Hal ini juga secara signifikan lebih kecil dari jari-jari yang akhirnya Matahari akan menyusut setelah melelahkan bahan bakar nuklirnya, yang beberapa ribu kilometer. bintang-bintang raksasa lainnya dapat runtuh ke dalam lubang hitam pada akhir hidup mereka.
lubang hitam lebih umum juga diperkirakan oleh solusi lain untuk persamaan Einstein, seperti metrik Kerr untuk lubang hitam berputar, yang memiliki cincin singularitas. Lalu kami memiliki Reissner-Nordstrom metrik untuk lubang hitam dibebankan. Lalu, Kerr-Newman metrik ini untuk kasus yang dibebankan dan memutar lubang hitam.
Penemuan terbaru
Pada tahun 2004 sekelompok lubang hitam terdeteksi, memperluas pemahaman kita tentang distribusi lubang hitam di seluruh alam semesta kita. Hal ini telah membuat kesimpulan para ilmuwan "berapa banyak lubang hitam di alam semesta kita untuk secara signifikan direvisi. Karena ini menemukan, diyakini bahwa ada dekat dengan lima kali lipat jumlah lubang hitam daripada yang sebelumnya diperkirakan.
Pada bulan Juli 2004 astronom menemukan sebuah lubang hitam raksasa, Q0906 6930, di pusat sebuah galaksi jauh di rasi Ursa Mayor. Ukuran dan dianggap usia lubang hitam memiliki implikasi yang dapat menentukan usia alam semesta [9].
Pada bulan November 2004, sebuah tim astronom melaporkan penemuan lubang hitam massa menengah pertama di kami Galaxy, mengorbit tiga tahun cahaya dari Sagittarius A *. Lubang hitam ini media massa matahari adalah 1.300 dalam cluster tujuh bintang, mungkin sisa dari gugus bintang masif yang telah dipreteli oleh Pusat Galactic. (Nature News) (artikel asli) pengamatan ini dapat menambahkan dukungan untuk ide lubang hitam supermasif yang tumbuh dengan menyerap lebih kecil di dekat lubang hitam dan bintang-bintang.
Pada bulan Februari 2005, sebuah bintang biru raksasa 24.507 SDSS J090745.0 ditemukan akan meninggalkan Bima Sakti pada dua kali kecepatan lari (0,0022 dari kecepatan cahaya). Jalur bintang dapat ditelusuri kembali inti galaksi. Kecepatan tinggi bintang ini mendukung hipotesis dari sebuah lubang hitam super-masif di pusat galaksi.
Alternatif model
Beberapa alternatif model, yang berperilaku seperti lubang hitam, tetapi menghindari singularitas, dianggap. Namun para peneliti sebagian besar konsep-konsep buatan hakim, karena mereka lebih rumit tetapi tidak memberikan perbedaan yang dapat diamati jangka dekat dari lubang hitam, lihat Occam's razor. Teori yang paling menonjol adalah Gravastar.
Pada bulan Maret 2005, fisikawan George Chapline di Lawrence Livermore National Laboratory di California mengusulkan bahwa lubang hitam tidak ada, dan bahwa benda-benda saat ini diduga menjadi lubang hitam benar-benar gelap-energi bintang. Dia menarik kesimpulan dari analisis beberapa kuantum mekanik. Meskipun proposal saat ini memiliki sedikit dukungan dalam komunitas fisika, secara luas dilaporkan oleh media. (Laporan dalam Alam News) (artikel asli)
Bacaan lebih lanjut
* Kip Thorne, S. (1995). Lubang hitam Warps Waktu dan
* Wald, Robert M. (1992). Ruang, Waktu, dan Gravitasi: Teori Big Bang dan Black Holes
* Chandrasekhar, Subrahmanyan (1998). Teori Matematika dari Lubang Hitam
* Kip S. Thorne, Charles W. Misner, John Archibald Wheeler (1973). Gravitasi
* Hawking, Stephen (1988). A Brief History of Time-Dan kemudian edisi. ISBN 0553380168
* Clifford Pickover A. (1996), Lubang Hitam: A Traveler's Guide
* Carter, B. (1973). Ekuilibrium menyatakan lubang hitam, dalam Black Holes, eds. B. DeWitt S. dan DeWitt C.
* Frolov, V. P. dan Novikov, I. D. (1998). Fisika lubang hitam.
* Hawking, S. W. dan Ellis, G. F. R. (1973). Struktur skala besar ruang-waktu.
* Lebih dari 12.000 artikel penelitian umum tersedia di lubang hitam
sumber :http://www.physicsdaily.com/physics/Black_hole
Tidak ada komentar:
Posting Komentar