Zwart gat

Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie
Ga naar: navigatie, zoeken
Een artist's impression van een zwart gat met een begeleiderster (geel) die zijn Rochelob gevuld heeft. Gas uit de begeleider valt naar het zwarte gat en vormt een accretieschijf (blauw). Een deel wordt haaks met veel energie uitgespuwd in de vorm van fonteinen ("jets") aan beide polen.
Deze opname laat in valse kleuren het centrum van de Melkweg zien. De heldere punt in het midden is een uitbarsting van röntgenstraling in de buurt van Sagittarius A*. De stralingsintensiteit nam in enkele minuten extreem toe, hield ongeveer 3 uur aan om daarna snel uit te doven. Waarschijnlijk betrof het hier gas dat in het zwarte gat viel. NASA/MIT/F.Baganoff et al
De röntgenstraling die gedetecteerd werd in het gebied binnen de cirkels duidt op zwarte gaten in het centrum van een ver sterrenstelsel. De stelsels zijn hier te zien in zichtbaar en infrarood licht en het blijkt dat de infrarode beelden van twee bronnen helderder zijn, waarschijnlijk omdat infrarode straling minder geblokkeerd wordt door stof tussen de bron en de waarnemer.
Simulatie van een zwaartekrachtlens ten gevolge van een zwart gat dat het beeld van een passerend melkwegstelsel in de achtergrond vervormt en even een ring van licht veroorzaakt. Bij echte waarnemingen gaat het vaak om kleinere beeldjes van melkwegstelsels en quasars dan in deze simulatie.

Beluister

(info)

Volgens de algemene relativiteitstheorie is een zwart gat een gebied waaruit niets, zelfs licht niet, kan ontsnappen, vanwege de extreme vervorming van de ruimtetijd door de zwaartekracht van een zeer compacte enorme massa. Rond een zwart gat is er een denkbeeldig oppervlak dat als grens optreedt, de waarnemingshorizon. Vlak boven deze waarnemingshorizon kan het licht nog net aan de zwaartekracht van het zwarte gat ontsnappen.

Geschiedenis[bewerken]

De eerste ideeën over het bestaan van zwarte gaten dateren uit 1790 toen de Engelse geoloog John Michell en de Franse wiskundige Pierre-Simon Laplace onafhankelijk van elkaar het bestaan van onzichtbare sterren veronderstelden. Ze berekenden aan de hand van de wetten van Newton de massa en de omvang van objecten waarvan de ontsnappingssnelheid groter zou zijn dan de lichtsnelheid.

Er was toen nog geen sprake van dat het voor materie onmogelijk zou zijn om aan hun sterren te ontsnappen. Dat de lichtsnelheid de maximale snelheid was werd pas in 1905 aannemelijk gemaakt door Albert Einstein in zijn speciale relativiteitstheorie.

In 1916 publiceerde Einstein de algemene relativiteitstheorie, een nieuwe theorie over de zwaartekracht. Enkele maanden later vond Karl Schwarzschild het door de relativiteitstheorie voorspelde zwaartekrachtsveld voor een puntmassa, waaruit de theoretische mogelijkheid van een waarnemingshorizon bleek. Schwarzschild zelf beschouwde deze horizon niet als fysisch realistisch; de waarnemingshorizon bleek later echter wel degelijk betekenis te hebben en wordt tegenwoordig geïnterpreteerd als de "rand" van het zwarte gat.

J. Robert Oppenheimer, de latere vader van de Amerikaanse atoombom, en zijn student H. Snyder kwamen in 1939 met de eerste nauwkeurige berekening van de vorming van een zwart gat uit een gasbol volgens de algemene relativiteitstheorie.

Roy Kerr vond in 1963 een familie van exacte oplossingen van Einsteins vergelijkingen zonder elektrische lading die later op zwarte gaten bleken te slaan. Deze oplossingen beschrijven roterende zwarte gaten. Algemene oplossingen voor de Einstein-Maxwell vergelijkingen met rotatie én lading werden daarna gevonden door Newman en anderen in 1965. Met de Kerr-Newman geometrie kunnen draaiende (on)geladen zwarte gaten worden beschreven.

In 1967 introduceerde de Amerikaanse theoretisch natuurkundige John Wheeler - die eerder onder meer aan de waterstofbom had gewerkt - de naam zwart gat voor dergelijke objecten. De bondige uitspraak "Een zwart gat heeft geen haar" (no-hair theorem: A black hole has no hair) is ook van hem afkomstig. Wheeler bedoelde dat een zwart gat eigenlijk een eenvoudig voorwerp is. Alle eigenschappen zijn af te leiden uit zijn massa, elektrische lading en impulsmoment.

Eigenschappen[bewerken]

Volgens het no-hair theorem wordt een zwart gat beschreven door slechts drie parameters:

  1. massa,
  2. elektrische lading en
  3. impulsmoment.

Zwarte gaten zijn daarmee de "eenvoudigste" objecten uit de natuurkunde.

Indeling[bewerken]

Naar massa[bewerken]

Er worden vier soorten zwarte gaten onderscheiden:

  • Miniatuur zwarte gaten: met afmetingen tussen die van een proton (10−15 meter) en een Planckdeeltje (10−35 meter). Ze verdampen door hawkingstraling in een fractie van een seconde. Dit type zwarte gat is volgens Stephen Hawking niet ontstaan door zijn eigen zwaartekracht, maar door druk van buitenaf en zou tijdens de oerknal kunnen hebben bestaan. Als blijkt dat de Planckschaal in de orde van TeV is, is het mogelijk om in de Large Hadron Collider die bij CERN in Genève is gebouwd deze zwarte gaten te produceren. Dan zouden verschillende kosmologische theorieën experimenteel getest kunnen worden (de eerste test vond plaats op 10 september 2008). Volgens sommige theorieën bestaat het kwantumschuim eveneens uit miniatuur zwarte gaten die volgens de onzekerheidswetten inherent aan de kwantumwereld voortdurend in en uit de virtuele ruimte schieten.
  • Stellaire zwarte gaten: met een massa van omstreeks 5 tot 100 zonnemassa's die ontstaan zijn uit een supernova van een zware ster.
  • Middelgrote zwarte gaten: met een massa van 500 tot 1000 zonnemassa's. Over de evolutie van dit soort zwarte gaten is nog weinig bekend. Dit type werd door de Chandra X-Ray Observatory ontdekt in het stelsel M82 op een afstand van 600 lichtjaar van het centrum. Bij het melkwegstelsel ESO 243-49 (met roodverschuiving z = 0,0224) werd met de XMM-Newton satelliet het zwarte gat 2XMM J011028.1-460421 (HLX-1) gevonden met een massa van minstens 500 zonsmassa's.[1]
  • Superzware zwarte gaten: met een massa van meer dan een miljoen keer de massa van de zon. Ze worden aangetroffen in de centra van sterrenstelsels.

In tabel weergegeven:

Soort zwart gat Massa Grootte
Miniatuur tot ~MMaan tot ~0,1 mm
Stellair ~10 MZon ~30 km
Middelzwaar ~103 MZon ~103 km ~ RAarde
Superzwaar ~105–109 MZon ~0,001–10 AU

In de tabel is MMaan de massa van de maan, MZon de massa van de zon, RAarde = straal van de aarde = 6378 km, en AU = Astronomische eenheid = 149,6×109 m = ongeveer de gemiddelde afstand tussen de aarde en de zon.

Naar impulsmoment en lading[bewerken]

Er kunnen vier soorten zwarte gaten worden onderscheiden op grond van hun impulsmoment (J) en elektrische lading (Q). Als J > 0 draait het zwarte gat. De massa (M) is altijd positief. De meetkunde-varianten (metrieken) waarmee deze soorten beschreven worden, staan in bijgaande tabel. De Schwarzschildmetriek beschrijft een ongeladen, niet-draaiend zwart gat. Het is de oplossing van de Einstein-vergelijkingen in vacuüm met bolsymmetrie.

De Kerrmetriek beschrijft een ongeladen, draaiend zwart gat.

  M > 0
  J = 0 J ≠ 0
Q = 0 Schwarzschildmetriek Kerrmetriek
Q ≠ 0 Reissner-Nordströmmetriek Kerr-Newmanmetriek

Inval door de waarnemingshorizon[bewerken]

Image:BH-no-escape-1.svg
Ver van een zwart gat is een deeltje vrij om te bewegen in een willekeurige richting, zij het met een snelheid kleiner dan die van het licht.
Image:BH-no-escape-2.svg
Dichter bij het zwarte gat begint de tijdruimte te vervormen. Meer mogelijke banen leiden naar het zwarte gat toe dan er vanaf.
Image:BH-no-escape-3.svg
Binnen de waarnemingshorizon (event horizon) leiden alle mogelijke banen naar het midden van het zwarte gat: er is geen ontsnappen aan.
1rightarrow blue.svg Zie Waarnemingshorizon voor het hoofdartikel over dit onderwerp.

Kenmerkend aan een zwart gat is de waarnemingshorizon - de grens in de tijdruimte die als een ventiel voor licht en materie werkt: die kunnen er alleen van buiten naar binnen doorheen. Waarneming van wat binnen de waarnemingshorizon geschiedt is dus onmogelijk van buitenaf.[2]

De algemene relativiteitstheorie voorspelt dat een grote massa de tijdruimte zo vervormt, dat voorwerpen binnen de waarnemingshorizon alleen naar het zwart gat kunnen invallen - zie figuur.[3]

Volgens een waarnemer ver van een zwart gat vandaan lopen klokken dichter bij een zwart gat langzamer.[4] Door deze gravitationele tijdsdilatatie lijkt een voorwerp dat naar een zwart gat valt steeds langzamer te bewegen en er oneindig lang over te doen.[5] Ook andere processen lijken vertraagd: uitgezonden licht heeft een kleinere frequentie en vertoont naast verzwakking gravitationele roodverschuiving.[6] Vlak voordat het voorwerp de waarnemingshorizon bereikt, wordt het voorwerp zo lichtzwak dat het van buiten de waarnemingshorizon niet meer kan worden gezien. (Van binnen de waarnemingshorizon was en bleef de invallende lichtbron in principe altijd zichtbaar, omdat licht altijd van buiten de waarnemingshorizon naar binnen kan.)

Maar voor een waarnemer die zelf invalt treden deze effecten niet op: zijn of haar klok blijft even snel lopen en na een eindige tijd wordt de waarnemingshorizon bereikt, hoewel de plaats ervan lokaal niet waar te nemen is.[7] Helaas loopt het door spaghettificatie slecht af met deze waarnemer.

Als het zwarte gat niet draait, is de waarnemingshorizon bolvormig en ligt hij op een afstand van de Schwarzschildstraal van het centrum van het zwarte gat. Deze straal is evenredig met de massa M van het zwarte gat[8] volgens de formule

\!r_\mathrm{SS} =\frac{2GM}{c^2} \approx 2,95\, \frac{M}{M_\mathrm{Zon}}~\mathrm{km}

met \!r_\mathrm{SS} de Schwarzschildstraal, c de lichtsnelheid en G de gravitatieconstante en \!M_\mathrm{Zon} de zonsmassa. Deze formule geldt voor zwarte gaten met elektrische lading Q en impulsmoment J nul (kan een factor 2 schelen voor andere zwarte gaten). Dus voor een stilstaand zwart gat met een zonsmassa ligt de waarnemingshorizon op een afstand van 2,95 km van het centrum. Draaiende zwarte gaten hebben een waarnemingshorizon die vervormd en niet bolvormig is.

Uit het bovenstaande volgt dat de gemiddelde dichtheid binnen de Schwarzschildstraal kleiner is naarmate de massa groter is; bij de grootste is deze dichtheid kleiner dan die van water.

De beschrijving van de waarnemingshorizon zoals de algemene relativiteitstheorie die geeft is een benadering, die mogelijk voor kwantumeffecten moet worden bijgesteld.[9]

Vorming en evolutie[bewerken]

Ontstaan[bewerken]

De meeste zwarte gaten zijn de overblijfselen van hypernova- of supernova-explosies. Als de kern van de exploderende ster meer dan ongeveer 5 keer zo zwaar is als de zon (de Oppenheimer-Volkofflimiet), implodeert de kern van de ster uiteindelijk tot een zwart gat, door gevolg van de enorme zwaartekracht die op de ster drukt en het uiteindelijk wint van de massa van de ster. Volgens de algemene relativiteitstheorie kan deze massa worden opgevat als geconcentreerd in een singulariteit. Dit kan een punt, een ring of een bol zijn - daarover zijn de geleerden het niet in alle gevallen eens.

De zeer zware zwarte gaten die in de centra van sommige sterrenstelsels te vinden zijn en een massa van enkele miljoenen zonsmassa's hebben, zijn waarschijnlijk kort na de oerknal ontstaan. Sinds kort zijn er ook zwarte gaten bekend met een massa van enkele duizenden zonsmassa's maar hoe die ontstaan zijn is nog niet duidelijk. Het is niet bekend wat zich in en rond de singulariteit precies afspeelt, aangezien de algemene relativiteitstheorie op zulke kleine afstanden niet meer exact geldig is. Om dit probleem op te lossen, zal de relativiteitstheorie gecombineerd moeten worden met de kwantummechanica tot een nog onbekende theorie van de kwantumzwaartekracht. De snaartheorie en de daarvan afgeleide M-theorie zijn hypothesen die dit proberen door één universele basistheorie op te stellen.

Bij een kernmassa tussen de 3 en 5 maal de massa van de zon eindigt de ster als een quarkster. Bij een kernmassa tussen 1,4 en 3 maal de massa van de zon eindigt de ster na een supernova als neutronenster. Bij een massa kleiner dan 1,4 maal de massa van onze zon blijft een witte dwerg over, die vervolgens zeer langzaam afkoelt tot zwarte dwerg.

Verdampen door hawkingstraling[bewerken]

De Engelse natuurkundige Stephen Hawking toonde in 1974 theoretisch aan dat zwarte gaten langzaam moeten verdampen. Volgens de onzekerheidswetten in de kwantumwereld ontstaan op de waarnemingshorizon voortdurend paren deeltjes en antideeltjes. Normaal heffen deze deeltjes zich bijna onmiddellijk weer op door onderlinge annihilatie zodat het energie effect weer nul is. Bij een zwart gat gebeurt het echter soms dat een deeltje in het zwarte gat valt en dat het andere ontsnapt in de ruimte. Met andere woorden: er komt straling uit. Dit wordt ook wel 'hawkingstraling' genoemd. De energie hiervoor wordt onttrokken aan het zwarte gat. Dit wordt iets kleiner. Hoe kleiner het zwarte gat hoe sneller dit zal gaan. Na een tijd kan zo een zwart gat helemaal 'verdampen'. Aanvankelijk werd door sommige natuurkundigen gedacht dat de informatie die verloren ging doordat er bij het ontstaan van een zwart gat materie in viel, voorgoed verdwenen was. Hawking sloot samen met Kip Thorne een weddenschap over deze vraag af met John Preskill, die beweerde dat de informatie niet definitief verloren ging. In 2004 verloor Hawking deze weddenschap door zelf op een conferentie bekend te maken dat hij een mechanisme had gevonden[bron?] waardoor de informatie die in het zwarte gat was verdwenen, weer vrij kon komen bij het verdampen van het zwarte gat.

Waarneming[bewerken]

De moeilijkheid met het waarnemen van zwarte gaten in het heelal is dat ze door hun sterke zwaartekrachtsveld geen licht kunnen uitstralen. Waarneming van deze hemellichamen is daardoor alleen indirect mogelijk, bijvoorbeeld door het gedrag van sterren in de onmiddellijke nabijheid te bestuderen.

Röntgenstraling[bewerken]

Gas van een nabije ster wordt naar het zwarte gat getrokken en gaat er een baan omheen beschrijven, daarbij een zogenaamde accretieschijf (aangroeischijf) vormend. Doordat de materie aan de binnenkant van de schijf sneller draait dan de lagen die er wat meer vandaan liggen, ontstaat er wrijving. Deze wrijving veroorzaakt röntgenstraling, die men kan waarnemen met een röntgentelescoop (zie röntgenastronomie). Het bestaan van andere zwarte gaten is afgeleid uit de bewegingen van één enkele ster of een dubbelster die om iets heen draaien wat niet zichtbaar is.

Sagittarius-A*[bewerken]

In het centrum van de Melkweg bevindt zich naar alle waarschijnlijkheid een zwart gat: Sagittarius A*. De massa hiervan kan bepaald worden door de banen van sterren te bestuderen die zich in de buurt van het centrum van de Melkweg bevinden. Hij wordt geschat op circa 3,7 miljoen zonsmassa's.

Zwaartekrachtlens[bewerken]

Een zwaartekrachtlens doet zich voor als het licht van een verre heldere bron zoals een quasar door een zwaar hemellichaam wordt afgebogen. Dit heet in het Engels gravitational lensing. Het is een van de waarnemingen waarmee de voorspellingen van de algemene relativiteitstheorie getoetst kunnen worden. Volgens die theorie vervormt een massa de omliggende ruimte en moet licht deze kromming volgen wat een lens-effect geeft.

Een bron kan dankzij een zwaartekrachtlens voor de waarnemer soms verscheidene beelden voor de waarnemer opleveren. Als bron, zwaar hemellichaam en waarnemer op een lijn liggen, leidt de symmetrie tot een ringvormig beeld, een Einsteinring.

Omdat elk zwaar object zulke effecten kan geven, worden sommige lens-effecten aan de hemel waarschijnlijk niet door afzonderlijke zwarte gaten maar door verre melkwegstelsels veroorzaakt.

Voorbeelden[bewerken]

De Chandra X-Ray Observatory heeft in september 1999 en oktober 2000 opnamen gemaakt van het centrum van ons melkwegstelsel. Daar werd een enorm zwaar zwart gat waargenomen met de massa van 2,6 miljoen zonnemassa's. Dit zwarte gat wordt in verband gebracht met de radiobron Sagittarius A*. Met de Europese XMM-Newton satelliet worden regelmatig waarnemingen gedaan van zwarte gaten (officieel: mogelijke zwarte gaten, "black hole candidates").

In onze Melkweg hebben we behalve Sagittarius A* in het centrum nog een aantal mogelijke zwarte gaten die dichterbij staan. Het gaat steeds om röntgendubbelsterren die via een accretieschijf gas aan hun begeleider onttrekken. Hun massa's liggen tussen de drie en twaalf zonsmassa's.[10][11]

Naam Massa in zonsmassa's M☉ Omlooptijd van begeleider (dagen) Afstand tot de Aarde (lichtjaar)
2XMM J011028.1-460421 (HLX-1)[1] >500 -
MAXI J1409-619 bevat dit systeem een zwart gat? onbekend onbekend -
4U 1543-475 8−10 1,1 ~24000
A0620-00 9−13 0,33 ~3500
Cygnus X-1 7-13 5,6 6000-8000
GRO J1655-40 6−6,5 2,8 5000−10000
GRO J0422+32 3−5 0,21 ~8500
GS 2000+25 7−8 0,35 ~8800
GX 339-4 1,75 ~15000
GRS 1124-683 6,5−8,2 0,43 ~17000
Sagittarius A 3,7 miljoen ~25000
V404 Cygni 10−14 6,5 7800[12]
XTE J1118+480 6,4−7,2 0,17 6200
XTE J1550-564 10−11 1,5 ~17000
XTE J1819-254 10−18 2,8 < 25000

Verder lezen[bewerken]

  • Begelman, M.C. & Rees, M.J.: Zwarte gaten in het heelal (populair-wetenschappelijk)
  • Chandrasekhar, Subrahmanyan: The mathematical theory of black holes, Clarendon Press Oxford, 1984 (vakliteratuur)
  • Misner, Charles W., Thorne, Kip S. & Wheeler, John Archibald: Gravitation, Freeman, San Francisco, 1970 en latere uitgaven (vakliteratuur)
  • Novikov, I.: Zwarte gaten. De sleutel tot het ontstaan van het heelal, Contact, 1991 (populair-wetenschappelijk)
  • Shapiro, Stuart L. & Teukolsky, Saul A.: Black holes, white dwarfs and neutron stars. The physics of compact objects, Wiley, New York 1983 (vakliteratuur)
  • Thorne, Kip S.: Black holes and time warps. Einstein's outrageous legacy, Norton, New York 1994 en latere uitgaven (goed leesbaar, populair maar exact, aanbevolen)

Zie ook[bewerken]

Externe links[bewerken]

Noten[bewerken]

  1. a b Farrell, S. A. e.a.: An intermediate-mass black hole of over 500 solar masses in the galaxy ESO 243-49"", Nature 460, 73-75, 2 july 2009
  2. Wheeler, J. Craig (2007). Cosmic Catastrophes (2nd ed.), Cambridge University Press, ISBN 0-521-85714-7, p. 179
  3. Anatomy of a Black Hole Geraadpleegd op 2009-03-25
  4. Carroll, Sean M. (2004), Spacetime and Geometry, Addison Wesley, ISBN 0-8053-8732-3, p. 217
  5. Carroll, Sean M. (2004), Spacetime and Geometry, Addison Wesley, ISBN 0-8053-8732-3, p. 218
  6. Inside a black hole Geraadpleegd op 2009-03-26
  7. Carroll, Sean M. (2004), Spacetime and Geometry, Addison Wesley, ISBN 0-8053-8732-3, p. 222
  8. Black Holes Gearchiveerd van het origineel op September 13, 2006 Geraadpleegd op 2009-03-25
  9. Physical nature of the event horizon Geraadpleegd op 2009-03-25
  10. J. Casares: Observational evidence for stellar mass black holes. Preprint
  11. M.R. Garcia et al.: Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae. Preprint
  12. SRON: Distance to black hole no longer a secret J.C.A. Miller-Jones (NRAO), P.G. Jonker (SRON), V. Dhawan (NRAO), W. Brisken (NRAO), M.P. Rupen (NRAO), G. Nelemans (Radboud University Nijmegen) and E. Gallo (MIT), The first accurate parallax distance to a black hole. Astrophysical Journal, 1 dec 2009