Μαύρη τρύπα: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων
Περιεχόμενο που διαγράφηκε Περιεχόμενο που προστέθηκε
→Ιστορία: πε Ετικέτες: Αντικατάσταση IP σχολείου άδειασμα Οπτική επεξεργασία |
μ Αναστροφή της επεξεργασίας από τον 81.186.115.150 (συνεισφ.), επιστροφή στην τελευταία εκδοχή υπό DaftRose Ετικέτα: Επαναφορά |
||
Γραμμή 1:
[[Αρχείο:BlackHole.jpg|right|thumb|280px|Εικαστική απεικόνιση μιας μαύρης τρύπας.]]
[[Αρχείο:Black hole - Messier 87 crop max res.jpg|δεξιά|μικρογραφία|Η υπερμεγέθης μαύρη τρύπα που βρίσκεται στον πυρήνα του [[Μεσιέ 87|Μ87]], η πρώτη που απεικονίστηκε άμεσα. Εκτιμάται ότι η μάζα της είναι δισεκατομμύρια φορές αυτή του Ήλιου. <ref>{{Cite journal|title=Galaxy structure from multiple tracers – II. M87 from parsec to megaparsec scales|url=https://academic.oup.com/mnras/article/457/1/421/989033|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|date=2016-03-21|issn=0035-8711|pages=421–439|volume=457|issue=1|doi=10.1093/mnras/stv2982|language=en|first=M. W.|last=Auger|first2=L. J.|last2=Oldham}}</ref>]]
'''Μαύρη τρύπα''' (ή '''μελανή οπή''', [[αγγλικά]]: black hole) ονομάζεται το σημείο του [[Χωροχρόνος|χωροχρόνου]], στο οποίο οι [[Βαρύτητα|βαρυτικές]] δυνάμεις είναι τόσο μεγάλες, ώστε τίποτε -ούτε καν τα [[σωματίδιο|σωματίδια]] και η [[ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία]], όπως το φως- να μην μπορεί να ξεφεύγει από αυτό.<ref>Wald, Robert M. (1984). General Relativity. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-87033-5.</ref> Ο όρος «μαύρη τρύπα» είναι ευρύτατα διαδεδομένος και επινοήθηκε το 1967 από τον Αμερικανό [[Αστρονομία|αστρονόμο]] και θεωρητικό φυσικό, [[Τζον Γουίλερ]].<ref name=":0">{{Cite web|url=http://www.blackholesworld.com/%CE%AC%CF%81%CE%B8%CF%81%CE%B1/%CE%BC%CE%B1%CF%8D%CF%81%CE%B5%CF%82-%CF%84%CF%81%CF%8D%CF%80%CE%B5%CF%82-%CE%B4%CE%B5%CE%B4%CE%BF%CE%BC%CE%AD%CE%BD%CE%B1,-%CE%B8%CE%B5%CF%89%CF%81%CE%AF%CE%B1-%CE%BA%CE%B1%CE%B9-%CE%BF%CF%81%CE%B9%CF%83%CE%BC%CF%8C%CF%82|title=Μαύρες Τρύπες: Δεδομένα, Θεωρία και Ορισμός|last=User|first=Super|website=www.blackholesworld.com|language=el-gr|accessdate=2017-06-21}}{{Dead link|date=Οκτώβριος 2019 }}</ref> Δεν αναφέρεται σε τρύπα με τη συνήθη έννοια (οπή), αλλά σε μια περιοχή του χώρου, από την οποία τίποτα δεν μπορεί να επιστρέψει.
Μία μαύρη τρύπα είναι το σημείο εκείνο του [[Διάστημα|διαστήματος]], όπου κάποτε υπήρχε ο πυρήνας ενός γιγάντιου [[Αστέρας|άστρου]], ένας πυρήνας που περιείχε περισσότερο υλικό από δυόμισι ηλιακές μάζες και ο οποίος, στην τελική φάση της εξέλιξης του άστρου, έχασε την πάλη του ενάντια στη βαρύτητα, με αποτέλεσμα το υλικό του να καταρρεύσει και να συμπιεστεί περισσότερο ακόμα και από το υλικό ενός [[Αστέρας νετρονίων|αστέρα νετρονίων]].
Αν ήταν εφικτό να συμπτυχθεί ολόκληρη η [[Γη]] σε μια ακτίνα 0,9 εκατοστών, δηλαδή στο μέγεθος ενός κερασιού, θα είχε μετατραπεί σε μαύρη τρύπα, καθώς η [[βαρύτητα]] της Γης θα γινόταν τόσο ακραία που η [[ταχύτητα διαφυγής]] θα έφτανε την [[ταχύτητα του φωτός]]. Παρομοίως, αν ο [[Ήλιος]] συμπτυσσόταν σε μια ακτίνα 3 χιλιομέτρων (στα 4 εκατομμυριοστά του τωρινού του μεγέθους), θα είχε μετατραπεί σε μαύρη τρύπα. Φυσικά, δεν υπάρχει καμία γνωστή διαδικασία που θα μπορούσε να μετατρέψει τη [[Γη]] ή ακόμα και τον [[Ήλιος|Ήλιο]], σε μαύρη τρύπα. Η κρίσιμη ακτίνα όπου η ταχύτητα διαφυγής φτάνει την ταχύτητα του φωτός, δημιουργώντας έτσι μια μαύρη τρύπα, ονομάζεται [[ακτίνα Σβάρτσιλντ]].
Η μαύρη τρύπα μπορεί να είναι [[Αστρική μαύρη τρύπα|αστρική]], [[Ενδιάμεση μαύρη τρύπα|ενδιάμεση]] ή [[Υπερμεγέθης μαύρη τρύπα|υπερμεγέθης]].<ref name=":0" />
Η σκέψη για αντικείμενα των οποίων τα βαρυτικά πεδία είναι τόσο ισχυρά όπου ακόμη και το ίδιο το φως δεν μπορεί να αποδράσει, έγινε το 18ο αιώνα από τους [[Τζον Μίτσελ]] και [[Πιερ-Σιμόν ντε Λαπλάς|Πιερ-Σιμόν Λαπλάς]]. Η πρώτη σύγχρονη λύση της [[Σχετικότητα|γενικής θεωρίας της σχετικότητας]] που θα μπορούσε να χαρακτηρίσει μια Μαύρη Τρύπα, βρέθηκε από τον [[Καρλ Σβάρτσιλντ]] το 1916. Αλλά η πρώτη ερμηνεία της ως περιοχή του χώρου από τον οποίο τίποτα δεν μπορεί να αποδράσει εκδόθηκε από τον [[Ντέιβιντ Φίνκελσταϊν]] το 1958. Οι μαύρες τρύπες αποτελούσαν αντικείμενα μαθηματικής περιέργειας.
== Ιστορία ==
Η ιδέα για ένα τεράστιο σώμα από το οποίο δεν θα μπορούσε να δραπετεύσει ούτε το φως προτάθηκε από τον αστρονομικό πρωτοπόρο και Άγγλο κληρικό [[Τζον Μίτσελ]] σε ένα δημοσίευμα που εκδόθηκε τον Νοέμβριο του 1784. Οι απλοϊκοί υπολογισμοί του Μίτσελ έδειχναν ότι έναν τέτοιο σώμα ενδεχομένως να έχει την ίδια πυκνότητα με αυτή του Ήλιου. Κατέληγε ότι ένα τέτοιο σώμα θα μπορούσε να σχηματιστεί όταν η διάμετρος ενός άστρου υπερβαίνει αυτή του Ήλιου με συντελεστή 500, και [[Ταχύτητα διαφυγής|ταχύτητα διαφυγής της επιφάνειας]] υπερβαίνει τη συνηθισμένη [[ταχύτητα του φωτός]]. Ο Μίτσελ παρατήρησε σωστά ότι τέτοια υπερμεγέθη αλλά μη ακτινοβόλα σώματα μπορούν να παρατηρηθούν από τις βαρυτικές επιδράσεις σε κοντινά ορατά σώματα. Μελετητές εκείνου του καιρού αρχικά ενθουσιάστηκαν για την πρόταση ότι τα γιγαντιαία αλλά αόρατα άστρα μπορεί να κρύβονται σε κοινή θέα, αλλά ο ενθουσιασμός τους εξασθένησε όταν έγινε εμφανής η κυματική φύση του φωτός στις αρχές του 19ου αιώνα. Εάν το φως ήταν κύμα και όχι [[Υποατομικά σωματίδια|σωμάτιο]], γινόταν ασαφής η όποια επίδραση θα μπορούσε να έχει η βαρύτητα στα κύματα του φωτός που θα προσπαθούσαν να αποδράσουν. Η σύγχρονη σχετικότητα απαξιώνει την έννοια του Μίτσελ ότι μια ακτίνα φωτός που ξεκινάει απευθείας από την επιφάνεια ενός υπερμεγέθους άστρου, αρχίζει να επιβραδύνεται από την βαρύτητα του άστρου, σταματάει, και μετά αρχίζει [[ελεύθερη πτώση]] προς την επιφάνεια του άστρου.
=== Γενική Σχετικότητα ===
Το 1915 ο [[Άλμπερτ Αϊνστάιν]] ανέπτυξε την γενική θεωρία της σχετικότητας, έχοντας δείξει νωρίτερα ότι η βαρύτητα όντως επηρεάζει την κίνηση του φωτός. Μόλις μερικούς μήνες μετά, ο Καρλ Σβάρτσιλντ βρήκε μια λύση στις εξισώσεις πεδίου του Αϊνστάιν, η οποία περιγράφει το βαρυτικό πεδίο μιας σημειακής μάζας και μια σφαιρικής μάζας. Μερικούς μήνες μετά τον Σβάρτσιλντ, ο Γιοχάνες Ντρόστε, μαθητής του [[Χέντρικ Λόρεντζ]], δουλεύοντας ανεξάρτητα έδωσε την ίδια λύση για την [[σημειακή μάζα]] και έγραψε εκτενέστερα τις ιδιότητές της. Αυτή η λύση είχε μια ιδιόμορφη συμπεριφορά σε αυτό που τώρα ονομάζεται [[ακτίνα Σβάρτσιλντ]], κάνοντας μερικούς όρους της εξίσωσης του Αϊνστάιν άπειρους. Το 1924 ο [[Άρθουρ Στάνλεϋ Έντινγκτον|Άρθουρ Έντινγκτον]] έδειξε ότι η μοναδικότητα εξαφανιζόταν μετά από μια αλλαγή στις συντεταγμένες, αν και χρειάστηκε να περιμένουν ώς το 1933 όταν ο [[Ζωρζ Λεμαίτρ]] αντιλήφθηκε πως η μοναδικότητα στην ακτίνα Σβάρτσιλντ ήταν μοναδικότητα μη φυσικής συντεταγμένης. Παρόλα αυτά, ο Άρθουρ Έντινγκτον σχολίασε το 1926 σε ένα βιβλίο, την πιθανότητα ενός αστεριού με μάζα συμπιεσμένη στην ακτίνα Σβάρτσιλντ, παρατηρώντας ότι η θεωρία του Αϊνστάιν μας επιτρέπει να αποκλείσουμε υπερβολικά μεγάλες πυκνότητες για ορατά αστέρια επειδή "ένα άστρο 250 εκατ. χιλιομέτρων δεν θα μπορούσε να έχει τόσο υψηλή πυκνότητα όσο ο [[Ήλιος]]. Πρώτον, η δύναμη της βαρύτητας θα ήταν τόσο ισχυρή ώστε το φως δεν θα ήταν ικανό να αποδράσει, οι ακτίνες θα έπεφταν πίσω στο άστρο όπως πέφτει μια πέτρα πάνω στη [[Γη]]. Δεύτερον, η [[Μετατόπιση προς το ερυθρό|ερυθρή μετατόπιση]] των φασματικών γραμμών θα ήταν τόσο μεγάλη ώστε το φάσμα θα έπαυε να υπάρχει. Τρίτον, η μάζα θα παρήγαγε τόσο μεγάλη καμπυλότητα στον [[Χωροχρόνος|χωροχρόνο]] ώστε ο χώρος θα έφραζε γύρω από το άστρο, αφήνοντάς μας έξω από αυτό.
Το 1931, ο [[Σουμπραμανιάν Τσαντρασεκάρ]] χρησιμοποιώντας την [[ειδική σχετικότητα]], υπολόγισε ότι ένα μη περιστρεφόμενο σώμα [[Εκφυλισμένης ύλης|ηλεκτρο-εκφυλισμένης ύλης]] πάνω από μια ορισμένη μάζα (αποκαλούμενη [[όριο Τσαντρασεκάρ]]) δεν έχει σταθερές λύσεις. Πολλοί σύγχρονοί του, όπως ο Έντινγκτον και ο [[Λεβ Λαντάου]] αντέκρουσαν τα επιχειρήματά του, υποστηρίζοντας ότι κάποιος άγνωστος μηχανισμός θα σταματούσε την κατάρρευση. Εν μέρει ήταν σωστοί: ένας [[λευκός νάνος]] λίγο πιο μεγάλος από το όριο Τσαντρασεκάρ καταρρέει σε έναν [[Αστέρας νετρονίων|αστέρα νετρονίων]], ο οποίος είναι σταθερός. Αλλά το 1939, ο [[Ρόμπερτ Οπενχάιμερ|Ρόμπερτ Όπενχάιμερ]] και άλλοι πρόβλεψαν ότι αστέρες νετρονίων πάνω από κάποιο άλλο όριο (το όριο Τόλμαν-Όπενχάιμερ-Βόλκοφ) θα κατέρρεαν ακόμη περισσότερο για τους λόγους που παρουσίασε ο Τσαντρασεκάρ. Καταλήγοντας, συμπέραναν ότι κανένας νόμος της φύσης δεν θα παρέμβει για να σταματήσει τουλάχιστον μερικά άστρα από το να καταρρεύσουν σε μαύρες τρύπες.
== Σχηματισμός ==
Οι μαύρες τρύπες προβλέπονται από την [[γενική θεωρία της σχετικότητας]], η οποία όχι μόνο αναφέρει ότι οι μαύρες τρύπες μπορούν να υπάρξουν, αλλά προβλέπει ότι σχηματίζονται στη φύση οποτεδήποτε συγκεντρώνεται σε ένα δεδομένο χώρο επαρκής ποσότητα μάζας, μέσω της διαδικασίας που καλείται [[βαρυτική κατάρρευση]]. Όσο η μάζα μέσα σε μία συγκεκριμένη περιοχή μεγαλώνει, η δύναμη της βαρύτητας γίνεται πιο ισχυρή – ή στη γλώσσα της σχετικότητας, ο χώρος γύρω της παραμορφώνεται όλο και εντονότερα. Όταν η [[ταχύτητα διαφυγής]] σε μια συγκεκριμένη απόσταση από το κέντρο φθάσει την ταχύτητα του φωτός, σχηματίζεται ένας [[ορίζοντας γεγονότων]], μέσα στον οποίο ύλη και ενέργεια αναπόφευκτα καταρρέουν σε ένα μοναδικό σημείο, σχηματίζοντας μία [[βαρυτική μοναδικότητα]].
Μια ποσοτική ανάλυση αυτής της ιδέας οδήγησε στην πρόβλεψη ότι ένας [[αστέρας]] που έχει τουλάχιστον 3 φορές την μάζα του ήλιου στο τέλος της εξέλιξής του, σχεδόν σίγουρα θα συρρικνωθεί μέχρι το κρίσιμο εκείνο μέγεθος που χρειάζεται για να υποστεί βαρυτική κατάρρευση. Μόλις αρχίσει η κατάρρευση, δεν φαίνεται να μπορεί να διακοπεί από καμία φυσική δύναμη και σχηματίζεται αστέρας νετρονίων. Αν η μάζα του είναι ακόμα πιο μεγάλη, τελικά σχηματίζεται μαύρη τρύπα.
== Ιδιότητες και δομή ==
Σύμφωνα με την κλασσική γενική σχετικότητα, ούτε ύλη ούτε πληροφορίες μπορούν να κινηθούν από το εσωτερικό μιας μαύρης τρύπας προς έναν εξωτερικό παρατηρητή. Για παράδειγμα, δεν μπορεί κάποιος να πάρει δείγμα του υλικού της ή να δεχτεί την ανάκλαση από μια φωτεινή πηγή (π.χ. φακό) ούτε να πάρει πληροφορίες για το υλικό από το οποίο αποτελείται η μαύρη τρύπα. Κβαντομηχανικά φαινόμενα μπορούν να επιτρέψουν σε [[ύλη]] και [[ενέργεια]] να δραπετεύσουν από μαύρες τρύπες. Εικάζεται, όμως, ότι η φύση τους δεν εξαρτάται από αυτά που έχουν εισέλθει στη μαύρη τρύπα κατά το παρελθόν. Αυτό σημαίνει ότι στις μαύρες τρύπες γίνεται απώλεια [[πληροφορία|πληροφορίας]] σε σχέση με το είδος των σωματιδίων (τα μόνα χαρακτηριστικά που «διατηρεί στη μνήμη» η μαύρη τρύπα είναι η μάζα και το φορτίο της απορροφημένης ύλης). Επομένως, μια μαύρη τρύπα πρέπει να χαρακτηρίζεται από μια ορισμένη [[εντροπία]].
=== Ορίζοντας γεγονότων ===
{{κύριο|Ορίζοντας γεγονότων}}
Το καθοριστικό χαρακτηριστικό μιας μαύρης τρύπας είναι η εμφάνιση ενός ορίζοντα γεγονότων σε ένα όριο στο χωροχρόνο, μέσα από το οποίο η ύλη και το φως μπορεί να περάσει μόνο προς τα μέσα για τη μάζα της μαύρης τρύπας. Τίποτα, ούτε καν το φως, δεν μπορεί να δραπετεύσει από το εσωτερικό του ορίζοντα γεγονότων. Ο ορίζοντας γεγονότων ''(event horizon'') αναφέρεται ως τέτοιος, διότι αν κάτι συμβεί εντός των ορίων του, οι πληροφορίες από αυτό το γεγονός δεν μπορούν να φτάσουν σε ένα εξωτερικό παρατηρητή, καθιστώντας αδύνατο να προσδιοριστεί αν κάτι τέτοιο συνέβη.<ref>{{Cite book| last=Wheeler |first=J. Craig | title = Cosmic Catastrophes | edition = 2nd | publisher = Cambridge University Press | year = 2007 | isbn = 0-521-85714-7 |ref=harv}}</ref>
Όπως προβλέπεται από τη [[Γενική θεωρία της Σχετικότητας|γενική θεωρία της σχετικότητας]], η παρουσία μιας μεγάλης μάζας παραμορφώνει τον [[Χωροχρόνος|χωροχρόνο]] κατά τέτοιο τρόπο ώστε τα μονοπάτια που λαμβάνονται από τα σωματίδια στρέφονται προς τη μάζα. Κατά τον ορίζοντα γεγονότων μιας μαύρης τρύπας, η παραμόρφωση γίνεται τόσο ισχυρή που δεν υπάρχουν μονοπάτια που να οδηγούν μακριά από τη μαύρη τρύπα.<ref>{{Cite web|url=http://archive.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/NumRel/BlackHoleAnat.html|title=Anatomy of a Black Hole|accessdate=2009-03-25|archiveurl=https://web.archive.org/web/20090317230007/http://archive.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/NumRel/BlackHoleAnat.html|archivedate=2009-03-17|url-status=dead}}</ref>
Για μια μη περιστρεφόμενη (στατική) μαύρη τρύπα, η [[ακτίνα Σβάρτσιλντ]] οριοθετεί ένα σφαιρικό ορίζοντα γεγονότων. Η ακτίνα Schwarzschild ενός αντικειμένου είναι ανάλογη προς τη μάζα.<ref>{{Cite web|url=http://www.physics.eku.edu/Yoder/l16_BH.htm|title=Black Holes|accessdate=2009-03-25|archiveurl=https://web.archive.org/web/20060913170030/http://www.physics.eku.edu/Yoder/l16_BH.htm|archivedate=2006-09-13|url-status=dead}}</ref> Οι περιστρεφόμενες μαύρες τρύπες διαθέτουν στρεβλωμένους, μη σφαιρικούς ορίζοντες γεγονότων. Δεδομένου ότι ο ορίζοντας γεγονότων δεν είναι μια επιφάνεια του υλικού, αλλά απλώς μια μαθηματική έννοια οριοθέτησης συνόρου, τίποτα δεν εμποδίζει την ύλη ή την ακτινοβολία από το να εισέρχεται σε μια μαύρη τρύπα, μόνο την έξοδό της. Η περιγραφή των μαύρων τρυπών που δίνεται από τη Γενική θεωρία της Σχετικότητας είναι γνωστό ότι είναι μια προσέγγιση, και μερικοί επιστήμονες αναμένουν ότι οι επιπτώσεις της [[Κβαντική βαρύτητα|κβαντικής βαρύτητας]] θα είναι σημαντική κοντά στην περιοχή του ορίζοντα γεγονότων.<ref>{{Cite web|url=http://www.ias.ac.in/jarch/pramana/51/693-698.pdf|title=Physical nature of the event horizon|accessdate=2009-03-25}}</ref> Αυτό θα επιτρέψει τις παρατηρήσεις της ύλης κοντά του ορίζοντα γεγονότων μιας μαύρης τρύπας να χρησιμοποιούνται για την έμμεση μελέτη της γενικής σχετικότητας και τις προτεινόμενες επεκτάσεις σε αυτή.
=== Βαρυτική μοναδικότητα ===
{{κύριο|Βαρυτική μοναδικότητα}}
Βαρυτική μοναδικότητα ονομάζεται η περιοχή στον [[χωροχρόνος|χωροχρόνο]], όπου το [[βαρύτητα|βαρυτικό]] πεδίο ενός ουράνιου σώματος γίνεται [[άπειρο]] με έναν τρόπο τέτοιο, που δεν εξαρτάται στο [[σύστημα συντεταγμένων]]. Αυτές οι ποσότητες είναι οι βαθμιδωτές σταθερές καμπυλώσεις του [[χωροχρόνος|χωροχρόνου]], πράγμα το οποίο συνάδει με μία μεζούρα [[πυκνότητα]]ς της [[ύλη]]ς. Από τη στιγμή που τέτοιες ποσότητες γίνονται άπειρες μέσα στη μοναδικότητα, οι νόμοι του φυσιολογικού χωροχρόνου δεν μπορούν να υπάρξουν.<ref>{{Cite web|url=http://www.physicsoftheuniverse.com/topics_blackholes_singularities.html|title=Singularities - Black Holes and Wormholes - The Physics of the Universe|website=www.physicsoftheuniverse.com|accessdate=2017-06-21}}</ref><ref>{{Cite web|url=http://www.einstein-online.info/spotlights/singularities|title=Spacetime singularities — Einstein Online|website=www.einstein-online.info|language=en|accessdate=2017-06-21|archiveurl=https://web.archive.org/web/20170124030605/http://www.einstein-online.info/spotlights/singularities|archivedate=2017-01-24|url-status=dead}}</ref>
[[Αρχείο:Ergosphere of a rotating black hole.svg|lang=el|thumb|right|259x259px|Οι δύο επιφάνειες επί των οποίων η [[μετρική Κερ]] εμφανίζει ιδιομορφίες: η εσωτερική είναι ο σφαιρικός [[ορίζοντας γεγονότων]], ενώ η εξωτερική επιφάνεια είναι ένα πεπλατυσμένο [[ελλειψοειδές]]. Η [[εργόσφαιρα]] ορίζεται ως ο χώρος που κείται μεταξύ των δύο αυτών επιφανειών.]]
=== Εργόσφαιρα ===
{{κύριο|Εργόσφαιρα}}
Εργόσφαιρα ονομάζεται η περιοχή του χώρου που βρίσκεται έξω από κάθε περιστρεφόμενη [[μαύρη τρύπα]]. Το όνομά της προτάθηκε από τους Ρέμο Ρουφίνι και [[Τζων Γουίλερ]] το [[1971]] και προέρχεται από τις ελληνικές λέξεις «έργο» και «σφαίρα». Οφείλεται στο ότι σε αυτή την περιοχή του χώρου είναι θεωρητικώς δυνατή η εξαγωγή [[ενέργεια]]ς και [[μάζα]]ς από τη μαύρη τρύπα. Η εργόσφαιρα έχει σχήμα πεπλατυσμένου [[Ελλειψοειδές|ελλειψοειδούς]] που εφάπτεται στον [[Ορίζοντας γεγονότων|ορίζοντα γεγονότων]] στους πόλους περιστροφής μιας περιστρεφόμενης μαύρης τρύπας και εκτείνεται σε μέγιστη απόσταση από τον ορίζοντα γεγονότων επάνω από τον ισημερινό. Η ισημερινή (μέγιστη) ακτίνα μιας εργόσφαιρας αντιστοιχεί στην [[ακτίνα Σβάρτσιλντ]] που θα είχε η ίδια μαύρη τρύπα ''αν δεν'' περιστρεφόταν. Η πολική (ελάχιστη) ακτίνα μπορεί να ισούται μέχρι και το μισό της ακτίνας Σβάρτσιλντ αν η μαύρη τρύπα περιστρέφεται με τη μέγιστη επιτρεπόμενη ταχύτητα περιστροφής.<ref>http://physics.ucsd.edu/students/courses/winter2010/physics161/p161.26feb10.pdf - Professor: Kim Griest, Physics 161: Black Holes: Lecture 22: 26 Φεβρουαρίου 2010</ref>
== Παρατήρηση ==
[[Αρχείο:Black_hole_lensing_web.gif|thumb|200px|Προσομοίωση η οποία δείχνει πώς θα φαινόταν ένας γαλαξίας (κίτρινη λοξή γραμμή), αν περνούσε από μπροστά του μια μαύρη τρύπα (κυκλική μαύρη περιοχή).]]
[[Αρχείο:Einstein Rings.jpg|200px|thumb|Παρατηρήσεις των λεγόμενων [[Δακτύλιος του Αϊνστάιν|δακτυλίων του Αϊνστάιν]].]]
Θεωρητικά κανένα αντικείμενο πέρα από τον ορίζοντα γεγονότων δεν θα μπορούσε να έχει αρκετή ταχύτητα να διαφύγει από μια μαύρη τρύπα, συμπεριλαμβανομένου και του φωτός. Εξαιτίας αυτού, οι μαύρες τρύπες δεν μπορούν να εκπέμψουν κανενός είδους φως ή άλλο στοιχείο που θα μπορούσε να επιβεβαιώσει την ύπαρξή τους. Παρ' όλα αυτά οι μαύρες τρύπες μπορούν να ανιχνευτούν με την μελέτη φαινομένων γύρω τους, όπως για παράδειγμα η βαρυτική διάθλαση και τα αστέρια που βρίσκονται σε τροχιά γύρω από χώρο που δεν φαίνεται να υπάρχει εμφανής ύλη.
Τα πιο εμφανή αποτελέσματα πιστεύεται ότι προέρχονται από ύλη που πέφτει μέσα σε μια μαύρη τρύπα, η οποία προβλέπεται ότι συγκεντρώνεται σε ένα εξαιρετικά θερμό και γρήγορα περιστρεφόμενο δίσκο γύρω από τη μαύρη τρύπα, πριν εισέλθει σε αυτή. O δίσκος αυτός είναι γνωστός ως [[δίσκος προσαύξησης]]. Η τριβή ανάμεσα σε γειτονικές ζώνες αυτού του δίσκου τον θερμαίνουν τόσο, ώστε να ακτινοβολεί μεγάλη ποσότητα [[Ακτίνες Χ|ακτίνων Χ]]. Η θέρμανση είναι εξαιρετικά αποτελεσματική και μπορεί να μετατρέψει ακόμα και το 50% της ενέργειας ενός αντικειμένου σε ακτινοβολία.
Η ύπαρξη μαύρων τρυπών στο σύμπαν υποστηρίζεται και από τις αστρονομικές παρατηρήσεις, ειδικά από τη μελέτη των [[σουπερνόβα]] και των [[ακτίνες Χ|ακτίνων Χ]] που εκπέμπουν ενεργοί [[γαλαξίες]].
Τον Φεβρουάριο του 2016 ανακοινώθηκε από τους επιστήμονες η επιτυχής παρατήρηση των [[Βαρυτικά κύματα|βαρυτικών κυμάτων]], μια εξέλιξη η οποία χαιρετίστηκε ως η μεγαλύτερη ανακάλυψη του αιώνα, καθώς έγινε δυνατή η παρατήρηση αντικειμένων στο σύμπαν τα οποία δεν εκπέμπουν φως όπως μαύρες τρύπες και [[σκοτεινή ύλη]].<ref>{{Cite news|title = Gravitational waves: discovery hailed as breakthrough of the century|url = https://www.theguardian.com/science/2016/feb/11/gravitational-waves-discovery-hailed-as-breakthrough-of-the-century|newspaper = The Guardian|date = 2016-02-11|access-date = 2016-02-11|issn = 0261-3077|language = en-GB|first = Tim|last = Radford}}</ref>
Στις 10 Απριλίου 2019 δημοσιεύθηκε η πρώτη στην ιστορία άμεση εικόνα μιας μαύρης τρύπας στον γαλαξία [[Μεσιέ 87]], όπως την κατέγραψε το [[Event Horizon Telescope]] το 2017.<ref>{{Cite news|url=https://www.nytimes.com/2019/04/10/science/black-hole-picture.html|title=Black Hole Image Revealed for First Time Ever|last=Overbye|first=Dennis|work=The New York Times|date=2019-04-10|language=en-US|issn=0362-4331|accessdate=2019-04-10}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://www.protothema.gr/technology/article/881007/nasa-oi-maures-trupes-apokaluptoun-ta-mustika-tous-i-proti-pragmatiki-eikona/|title=NASA: Οι Μαύρες Τρύπες αποκαλύπτουν τα μυστικά τους - Η πρώτη πραγματική εικόνα|ημερομηνία=2019-04-10|website=ProtoThema|language=el|accessdate=2019-04-10}}</ref>
== Παραπομπές ==
<references />
{{clear}}
==Βιβλιογραφία==
* Couper, Heather: ''Μαύρες τρύπες: Ένα ταξίδι στην καρδιά μιας μαύρης τρύπας και σ' ένα από τα μεγαλύτερα μυστήρια του σύμπαντος'', μετάφρ. Ελένη Κ. Δάρα, εκδ. Καστανιώτη, Αθήνα 1997, ISBN-13 978-960-03-1755-8
* Kunth, Daniel: ''Το Σύμπαν, οι μαύρες τρύπες και οι κβάζαρ: Μια ανάπτυξη για κατανόηση, μια μελέτη για στοχασμό'', μετάφρ. Μαργαρίτα Κουλεντιανού, εκδ. «Τραυλός», Αθήνα 1998, ISBN 978-960-7990-03-7
* Stannard, Russell: ''Οι μαύρες τρύπες και ο θείος Αλβέρτος'', μετάφρ. Τάσος Κυπριανίδης, εκδ. «Κάτοπτρο», Αθήνα 1992, ISBN 978-960-7023-40-7
* Χαΐνης, Ιωάννης Θ.: ''Οι μαύρες τρύπες στο σύμπαν: Κατά τη γενική θεωρία της σχετικότητας'', εκδ. «Συμεών», Αθήνα 2009, ISBN 978-960-9400-18-3
* [[Στήβεν Χώκινγκ|Hawking, Stephen]]: ''Μαύρες τρύπες — Οι διαλέξεις Reith του BBC'', μετάφρ. Κώστας Σίμος, εκδ. «Κάτοπτρο», Αθήνα 2016, ISBN 978-618-5111-50-2
== Εξωτερικοί σύνδεσμοι ==
{{βικιθήκη|Μαύρες Τρύπες|«''Μαύρες Τρύπες''» του Δ. Π. Σιμόπουλου}}
{{Commonscat|Black holes|Black holes}}
* [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/htmltest/gifcity/bh_pub_faq.html FAQ on black holes]
* "[https://web.archive.org/web/19980118051503/http://casa.colorado.edu/~ajsh/schwp.html Schwarzschild Geometry]" on [http://casa.colorado.edu/~ajsh/ Andrew Hamilton’s website]
* [http://www.eso.org/public/videos/eso0846b/ 16-year long study tracks stars orbiting Milky Way black hole]
*[https://eventhorizontelescope.org Event Horizon Telescope]
{{Καταστάσεις της ύλης}}
{{Authority control}}
[[Κατηγορία:Γαλαξίες]]
| |||