Zulo beltza espazio-denborako zati bat da, hain grabitate indar handia duena, ez baitio ihes egiten uzten ezertxori ere, ezta partikulei eta erradiazio elektromagnetikoari —adibidez, argiari— ere.[1] Argia zulo beltzaren erakarpen indarretik ateratzea ez da posible, ihes-abiadura argiaren abiadura baino handiagoa delako. Beraz, zerbaitek zulo beltzetik ihes egitea ez da posible, argiaren abiadura gainditzea ez baita posible.

Zulo beltz bat Messier 87 barruan.

Gertaeren muga zulo beltzaren kanpoko gainazal irudikaria da, gertaeren muga gurutzaturik argiak ezin du ihes egin. Grabitate indarra hain handia da masa asko bolumen oso txiki batean pilatua dagoelako.

Erlatibitate orokorraren arabera, zulo beltzek ez dute kanpora ez materia ez argirik isurtzen. Espazio-denbora kurbatuetako eremu teoria kuantikoak, ordea, gertakari horizonteak Hawkingen erradiazioa isurtzen duela dio.

Astronomiak zulo beltzen existentzia supernoba eta nukleo galaktiko aktiboetatik igorritako X izpiei esker ziurtatu du, batez ere.

Zulo beltzak masa handiko izarrak hiltzean sortzen dira.

Zulo beltz baten zentroan singularitatea deituriko objektu bat dago. Bere izenak dioen bezala, delako singularitate horretan zulo beltzaren masa guztia dago kontzentraturik, puntu bakar batean, eta guk ikusitako orban beltza singularitatearen gertaeren horizontea litzateke. Hau singularitatearen inguruko eremu bat da, non bere indar grabitatorioa hain bortitza den ezen argiak berak ere ezin baitu ihes egin.

HistoriaAldatu

1783Aldatu

John Michell ingeles geologoak aipatu zuen lehen aldiz argiak ere ihes egin ezin liezaiokeen objektua, 1783. urtean Royal Societyra bidalitako gutun batean.[2] Garai hartan Newtonen grabitate teoria eta ihes-abiaduraren kontzeptua aski ezagunak ziren. Michellek eguzkiaren dentsitate berbera eta 500 aldiz erradio handiagoa zuen objektuak, azalean argiaren abiaduraren adinako ihes-abiadura izango zuela suposatu zuen, eta ondorioz ikusezina izango zela. Hauek izan ziren haren hitzak (itzulita):

« Eguzkiaren dentsitate berdina duen esfera baten diametroerdia Eguzkia berarena baino handiagoa izango balitz, 500/1 proportzioan, altuera infinitutik erortzen dabilen gorputz orok bere gainazalean argiaren abiadura baino azkarragoa lortuko luke. Hau hala izanik, argia, bere inertzia-masarekiko proportzioan, indar berak erakarriko lukeela suposatuz, edozein gorputzek sortutako argiak ezingo luke bere hedapena gauzatu, gorputzaren grabitateak berak izpia sortutako lekura itzularaziko lukeelako. »

—John Michell[Oh 1]


Michellek unibertsoan ikusezinak ziren objektu hauek bazitezkeela ondorioztatu zuen, hori horrela izateko aukera gutxi zeudela uste izan arren.

1796Aldatu

Pierre-Simon Laplace frantziar matematikariak bere liburuaren lehen eta bigarren edizioetan ideia berdina defendatu zuen, azken edizioetan ez bezala.[3]

XX. mendeaAldatu

Zulo beltzen ideiak indarra galdu zuen garai honetan, argia masarik gabeko elementua zela uste baitzen, eta beraz grabitazio indarrak ez zuela harengan eraginik.

1915Aldatu

Albert Einsteinek grabitazio teoria berri bat proposatu zuen: erlatibitate orokorra. Honek argi izpien kurbatura aurreikusten du, gorputz oso masiboen eraginez.

Hilabete batzuk geroago, Karl Schwarzschildek Einsteinen ekuazioen soluzio bat topatu zuen gorputz simetriadun esferiko batek sortutako grabitazio eremuan. Erdigunetik urruti soluzio hori newtondar grabitazioarekin bateragarri da, baina gertuago espazio-denboraren kurbatura dakar, grabitazio indarraren eraginez.[4]

Soluzio honek bi gauza esanguratsu ditu:

  • objektuaren erdian dentsitatea ezin da kalkulatu;
  • erdigunetik distantzia jakin batera, Schwarzschild muga deritzon beste singulartasun bat dago.

Gaur egun, bigarren singulartasun hori koordenatu sistema berezi baten erabilpenari dagokiola esaten da. Aipatutako muga errotatze-higidura ez duen zulo beltz baten mugaren diametroari dagokio, baina hau ez zen garai hartan behar bezala ulertu.

1930eko hamarkadaAldatu

Subrahmanyan Chandrasekharrek argudiatu zuen erlatibitate bereziak zera frogatzen zuela; masa jakin bat baino handiagoa den eta irradiaziorik igortzen ez duen gorputz bat kolapsatu egingo zela, eta kolapso hori geldiezina zela. Masa horren tamainari Chandrasekharren muga deritzo. Arthur Eddingtonek aurka egin zien haren argudioei, zerbaitek nahitaez kolapsoa geldiaraziko zuela uste baitzuen. 1939an Robert Oppenheimerrek masa handiko izarrek grabitate-kolapso bat jasan dezaketela iragarri zuen, kosmosean zulo beltzak naturalki sor daitezkeela ondorioztatuz. Teoria honek ez zuen oihartzun handirik izan garai haietan, zientzialariek interes gehiago baitzuten atomoaren egitura aztertzeko.

Erlatibitate orokorarren urrezko garaiaAldatu

1958. urtean, David Finkelsteinek Schwarzschilden gainazala gertaeren horizonte gisa identifikatu zuen, "Norabide bakarreko mintz perfektu bat: kausazko eraginek norabide bakar batean gurutzatu dezakete". Hau ez zegoen Oppenheimerren emaitzekin kontraesanean, are gehiago, emaitzak zabaltzen zituen. Izan ere, barnealdean erortzen ziren behatzaileen ikuspuntua sartzen zuen. Zabalkuntza osoa Martin Kruskal-ek aurkitu zuen.

Aurreko emaitzak erlatibitate orokorraren urrezko aroaren hasieran jazo ziren; aro horretan, erlatibitate orokorraren eta zulo beltzen inguruko ikerketak nagusitu ziren. Prozesu horretan eragin handia izan zuen pulsarren aurkikuntzak. 1967an aurkitu zituen Jocelyn Bell Burnell-ek eta 1969an errotazio azkarreko neutroi izarrak direla erakutsi zen. Ordura arte, neutroi izarrak, zulo beltzak bezala, kontzeptu teorikotzat baino ez ziren hartzen; baina pulsarren aurkikuntzak euren garrantzi fisikoa frogatu zuen eta, ondorioz, kolapso grabitatorioaren eraginez sortutako objetu trinkoekiko interesa areagotu zen.

Aro honetan, zulo beltzentzako soluzio orokorragoak aurkitu ziren. 1963. urtean, Roy Kerr-ek errotazioan zegoen zulo beltz baten soluzio zehatza aurkitu zuen. Bi urte beranduago, Ezra Newmanek soluzio axisimetrikoa aurkitu zuen jira-biraka dabilen eta elektrikoki kargatuta dagoen zulo beltz batentzako. Werner Israel-en, Brandon Carter-en, eta David Robinson-en  lanari esker, ile ezaren teorema sortu zen. Teorema honek zulo beltz geldikor baten soluzioa Kerr-Newmanen metrikaren hiru parametroek (masa, momentu angeluarra eta karga elektrikoa)  guztiz deskribatzen dutela baieztatzen du.

Hasieran uste zen zulo beltzen soluzioetan agertzen ziren ezaugarri arraroak ezarritako simetria-baldintzen artefaktu patologikoak zirela, bai eta singularitateak egoera orokorretan agertuko ez zirela ere. Bereziki Vladimir Belinsky-k, Isaak Khalatnikov-ek eta Evgeny Lifshitz-ek babestu zuten ikuspuntu hau eta soluzio orokorretan berezitasunik agertzen ez dela frogatzen saiatu ziren. Hala ere, 1960ko hamarkadaren amaieran, Roger Penrose-k eta Stephen Hawking-ek teknika globalak erabili zituzten berezitasunak modu orokorrean agertzen direla frogatzeko. Lan honengatik, Penrose-k 2020ko Fisikako Nobel Sariaren erdia jaso zuen, Hawking 2018an hil baitzen. 1970eko hamarkadaren hasieran, Greenwich-en eta Toronton egindako behakeetetatik abiatuta, Cygnus X-1, 1964an aurkitutako X-izpien iturri galaktiko bat, zulo beltz bezala onartutako lehen objektu astronomikoa bihurtu zen.

1970eko hamarkadaren hasieran, James Bardeen-en, Jacob Bekenstein-en, Carter-en eta Hawking-en lanek zulo beltzen termodinamikaren formulazioa ekarri zuten. Lege horiek zulo beltzen portaera deskribatzen dute termodinamikaren legeekin analogian. Izan ere, ondorengo magnitudeak erlazionatzen ditu: masa energiarekin, azalera entropiarekin eta gainazaleko grabitatea tenperaturarekin. Analogia hori Hawking-ek osatu zuen 1974an, eremuen teoria kuantikoak honako hau dakarrela frogatu zuenean: zulo beltz batek T tenperaturako gorputz beltz bat bezala erradiatu behar du, tenperatura hori  zulo beltzaren gainazal-grabitatearekiko proportzionala izanik. Horrekin, gaur egun Hawking-en erradiazioa bezala ezagutzen den efektua aurreikusi zen.

Azken aurkikuntzakAldatu

Zeharkako behaketen bidez zenbait zulo beltz kokatuak izan dira azken hamarkadetan. 2019ko apirilaren 10ean plazaratu zen zulo beltz supermasibo baten lehen argazkia, M87 galaxian kokatua.

Sorrera eta eboluzioaAldatu

SorreraAldatu

Bi zulo beltzen arteko kolisioaren simulazioa.

Erlatibitate orokorrak aurreikusten du naturan masa kopuru jakin bat espazioko eremu mugatu batean elkartzen denean zulo beltz bat sortuko dela, grabitate-kolapso izeneko prozesuaren bidez. Adibidez: Eguzkia hiru kilometroko erradioraino konprimituz gero, bere egungo tamaina baino 4.000.000 aldiz txikiagora alegia, zulo beltz bilakatuko litzateke.

Espazioko eremu mugatu batean masa kopurua handitzen den heinean, bere grabitate indarra ere handituz doa. Horrek erlatibitatearen ikuspuntutik bere inguruko espazioaren deformazioa suposatzen du. Erdigunetik distantzia jakin batera ihes-abiadura argi-abiaduraren berdina denean, gertakari horizontea izenekoa sortzen da, eta honen barruko materia puntu bakar batean kolapsatuko da, puntu singular bat sortuz.

Ideia honen analisi kuantitatiboak, eguzkiaren masaren hirukoitza zuen izarrak, bere eboluzioaren bukaeran, neutroi-izar bat normalean, halabeharrez grabitate-kolapsoa jasateko tamaina kritikora murriztuko zela aurreikusi zen. Grabitate-kolapso prozesua abian jarri eta gero ez dago geldiaraziko duen indar fisikorik eta orduan zulo beltz bat sortuko da.

Izar-kolapsoak gutxienez eguzki-masaren hirukoitza duten zulo beltzak sorraraziko ditu. Masa hau baino txikiagoa duten zulo beltzak beraien kanpotik zerbaitek presio oso altuak jasanarazten badizkio bakarrik sor litezke. Zulo beltz mota hauek sortzeko behar den presio ikaragarria unibertsoaren lehen urratsetan izan zela suposatzen da, zulo beltz primarioak sortuz, hau da, aipatutako eguzki-masa baino hiru aldiz txikiagoak dutenak.

Kolapso grabitazionalaAldatu

Objektu baten barne presioa grabitate indarrari aurka egiteko nahikoa ez denean, kolapso grabitazionala gertatzen da. Izar batean hau gertazten da izarrak ezin duenean bere tenperatura mantendu nukleosintesiaren bidez edo egonkorra den izar batek materia extra jasotzen duenean. Bi kasuetan, izarraren tenperatura ez da nahiko altua kolapsoa ekiditeko.

Izarra osatezen duen materia endakatuak kolapsoa gelditu dezake, izar konpaktu bat sortuz. Izar konpaktu honen masa jatorrizko izarrarena baino txikiagoa izango da eta 3-4  baino handiagoa bada, ezinezkoa da inplosioa gelditzea eta zulo beltz bat sortuko da. Beraz, izar pisutsuen kolapsoak zulo beltzak sortzen dituzte.

Kolapso grabitazionalean energia oso azkar askatzen da baina kanpo behatzaile batek ez du prosezu honen bukaera ikusten. Kolapsatzen ari den materiaren erreferentzia-sistematik prosezuak denbora finito bat irauten du baina kanpo behatzaile batentzat, denbora oso motel doa grabitazioak sorzen duen denboraren zabalkuntzaren ondorioz. Kolapsatzen ari den materiaren argiak gero eta denbora gehiago behar du behatzailearengana heltzeko. Beraz, kanpo behatzaile batek inoiz ez du ikusten gertaera horizonte baten sorrera.

Energia altuko talkakAldatu

 
mikro zulo beltz bat sortzen duen kolisioa.

Kolapso grabitazionalaz gain, energia altuko talkek ere zulo beltzak sor ditzakete. Badaude teoria batzuk esaten dutenak talka energetikoak erabiliz mikro zulo beltzak sortzea posiblea dela; adibidez, izpi koskimikoek lurraren atmosfera jotzean edo partikula-azeleragailuetan.

EboluzioaAldatu

Zulo beltzak, sortu eta gero, bere tamaina handitu dezake materia xurgatuz (inguruko gasak eta hauts kosmikoa). Hazkunde prozesu honen bidez zulo beltz super masiboak sortzen direla uste da, baina oraindik zulo beltz mota hauen sorrera ez dago argi.

Zulo beltzak sortzean beste objektu batzuk ere sor daitezke, izarak edo beste zulo beltz sekundario bat.

BaporizazioaAldatu

Hasieran zulo beltzak bakarrik handiagotu ahal zitezkeela uste zen, Stephen Hawkingek Hawking erradiazioa delakoa teorizatu arte 1974ean. Erradiazio hau zulo beltzen gertakari horizonteetan gertatuko litzateke, eta mekanika kuantikoak dioen ziurgabetasun printzipioak balioesten dituen partikula-antipartikula sorkuntzari dagokie. Honetan partikula bat eta bere kontrakoa ezerezetik sortzen dira, normalean sortu bezain laster batak bestea deuseztatzen dutelarik. Baina gertakari horizontearen ertzean sortzen badira, bat zulo beltzean erori eta bestea kanpoan gera daitezke eta, kontserbazioaren printzipioaren arabera, zulo beltzak masa galtzen du, ihes egin duen partikularen energia kontserbatzeko.

Gertakaria honek denboran zehar zulo beltzaren «baporizazioa» ekar dezake, baina horretarako denbora kantitate ikaragarria beharko litzateke. Adibidez, zulo beltz txiki batek (3 eguzkiren masakoa) 1066 urte beharko lituzke baporizatzeko. Ohar bedi azken estimazioen arabera unibertsoak 15.000 milioi urte dituela (1,5 x 1010urte), konparazioan.

Orokorrean, zulo beltz handiek txikiek baino erradiazio gutxiago emititzan dute. Zulo beltz astrofisiko batean, erradiazioa oso ahula da eta hau Lurran detektatzea oso zaila da.

Propietateak eta egituraAldatu

Ile ezaren teoremak ondorengoa dio: sortu eta gero,  behin egoera egonkorra lortzen duenean,  zulo beltz batek hiru ezaugarri fisiko independente baino ez ditu: masa, karga elektrikoa eta momentu angeluarra; gainerakoan, zulo beltzak ez du ezaugarririk. Aurrekoa egia bada, parametro berdinak dituzten bi zulo beltz bereiztezinak dira. Gainera, haren baliagarritasuna zulo beltz errealentzat ziurtatu gabe dago oraindik fisika modenoan.

 
Spinik gabeko zulo beltzaren eskema sinplea

Propietate horiek bereziak dira zulo beltzaren kanpotik ikus daitezkeelako. Adibidez, zulo beltz batek, bestelako objektu kargatu bat bezala, antzeko kargak alderatzen ditu. Modu berean, zulo beltz bat duen esfera baten barruko masa Gaussen legearen analogo grabitatorioa erabiliz aurki daiteke (ADM masaren bidez), zulo beltzetik urrun. Momentu angeluarra ere urrunetik neur daiteke, Lense-Thirring-en efektuaren bidez, adibidez. Objektu bat zulo beltzera erortzen denean, haren formaren edo karga-banaketaren edozein in

formazioa uniformeki sakabanatzen da geratera horizontearen zehar, eta ikusezina bihurtzen da kanpoko behatzaileentzat. Horrelako kasuetan, gertaera horizonteen portaera sistema disipatibo batena da, zeina marruskadura eta erresistentzia elektrikoa dituen mintz elastiko eroale batekin analogoa den: mintzaren paradigma . Hau, elektromagnetismoa bezalako beste eremu-teoria kuantiko batzuetatik ezberdina da, maila mikroskopikoan inolako marruskadurarik edo erresistibitaterik ez dutenak, denboran itzulgarriak direlako. Zulo beltzak soilik 3 parametrorekin lortzen duenez egoera egonkorra, saihetsezina da hasierako baldintzei buruzko informazioa galtzea: eremu grabitatorioek ete elektrikoek oso informazio gutxi ematen dute eroritako objeketuari buruz. Galtzen den informazioan zulo beltzaren horizontetik urrun neurtu ezin diren kantitate guztiak sartzen dira, kontserbatzen diren zenbaki kuantikoak barne; zenbaki barionikoa eta zenbaki leptonikoa, adibidez. Konportamendu horri zulo beltzaren informazio galeraren paradoxa deritzo.

Propietate fisikoakAldatu

 
Denboraren zabalkunta zulo beltz baten inguruan

Zulo beltz estatiko sinpleenek masa dute, baina ez dute ez karga elektrikorik eta ez momentu angeluarrik. Zulo beltz horiei Schwarzschild-en zulo beltzak deritze, Karl Schwarzschild-en omenez. Izan ere, berak aurkitu zuen soluzio hau 1916an. Birkhoff-en teoremaren arabera, soluzio hori simetria esferikoa duen hutsaren soluzio bakarra da. Horrek esan nahi du ez dagoela urrutitik ikus daitekeen alderik zulo beltz horren eremu grabitatorioaren eta masa bereko beste edozein objektu esferikoren artean. Zulo beltz batek bere inguruan dagoen guztia "xurgatzen" duela dioen ideia zabaldua, beraz, zuzena da zulo beltz baten horizontetik gertu soilik; urruti, kanpoko eremu grabitatorioa, masa bereko beste edozein gorputzen berdina da.

Zulo beltz orokorragoak deskribatzen dituzten soluzioak ere badaude. Biratzen ez duten zulo beltz kargatuak Reissner-Nordströmen metrikaren bidez deskribatzen dira. Kerren metrikak, aldiz,  kargatu gabeko zulo beltz birakari bat deskribatzen ditu. Ezagutzen den zulo beltz egonkorreko soluziorik orokorrena Kerr-Newmanen metrika da, karga eta momentu angeluarra dituen zulo beltz bat deskribatzen duena.

Zulo beltz baten masak edozein balio positibo har dezakeen bitartean, karga eta momentu angeluarra masak mugatzen ditu. Planck unitateetan,   karga elektrikoak eta   momentu angeluarrak ondorengoa betetzea espero da


 

  masako zulo beltz batentzat. Baldintza hori betetzen duten masa txikieneko zulo beltzei muturreko zulo beltzak deritze. Badaude hori betetzen ez duten soluzioak, baina hauek ez dute gertaera horizonterik. Soluzio horiek singularitate biluziak dituzte, kanpotik ikus daitezkeenak; horregatik ez-fisikotzat hartzen dira. Zentsura kosmikoaren hipotesiak baztertu egiten du berezitasun horien eraketa, materia errealistaren grabitazio-kolapsoaren bidez sortzen direnean, eta hori simulazio numerikoetan oinarritzen da.

Nahiko handia den indar elektromagnetikoa dela eta, izarren kolapsotik sortzen diren zulo beltzek izarraren karga ia neutroa mantentzea espero da. Hala ere, errotazioa objektu astrofisiko trinkoen ezaugarri unibertsala izatea espero da. Momentu angeluarrak ondorengoa betetzen du:

 

adimentsionala den biraketa parametro bat definitzea ahalbidetuz,


 

Normalean, zulo beltzak masaren arabera sailkatzen dira, momentu angeluarra alde batera utziz, J. zulo beltz baten tamaina, gertaeren horizontearen erradioak zehazten duena, edo Schwarzschild erradioak, m masarekiko proportzionala da honako moduan


 

non   Schwarzchilden erradioa eta   eguzkiaren masa diren. Espina eta/edo karga elektriko nulua duen zulo beltz batentzat, erradioa txikiagoa da, harik eta muturreko zulo beltz batek gertakari-horizonte bat izan dezakeen arte, horizontea balio honetatik hurbil egonik:


 

Gertaeren horizonteaAldatu

Informazio gehiago hemen:

Zulo beltz bat definitzen duen ezaugarria gertaeren horizonte baten agerpena da: espazio-denboran muga bat, non materia eta argia zulo beltzaren masaren barnealdera soilik pasa daitezkeen. Ezerk, ezta argiak ere, ezin du ihes egin gertaeren horizontetik. Gertaeren horizontea honela deitzen da gertaera bat mugaren barruan gertatzen bada, gertaera horren informazioa ezin delako kanpoko behatzaile batengana iritsi. Ondorioz, ezinezkoa da gertaera hori gertatu zen zehaztea.

Erlatibitate orokorrak iragartzen duen bezala, masa baten presentziak espazio-denbora deformatzen du eta, ondorioz, partikulen ibilbideak masarantz inklinatzen dira. Zulo beltz baten gertaeren horizontean, deformazio hori hain da indartsua, non ez baitago zulo beltzetik urrunduko den ibilbiderik.

Grabitazio eremuan dauden objektuek denboraren moteltzea jasaten dute, denbora-moteltze bezala ezagutzen den fenomenoa. Gertakari hau Scout espazio ontziaren esperimentuan baieztatu zen eta GPS sisteman kontuan izaten da. Gertaera horizontetik gertu denbora-moteltzea handitu egiten da. Kanpo behatzaile batentzat objektu batek denbora infinitua behar luke gertakari horizontera iristeko, eta puntu horretan objetuak igorritako argia gorrirantz infinituki lerratuta legoke. Urrutiko behatzaile batentzat, beraz, objektua geroz eta polikiago eroriko da zulo beltzera, inoiz ere iritsi gabe. Objektuan bertan dagoen behatzaileak, berriz, ez du nabarituko noiz zeharkatzen duen gertakari horizontea, eta hori denbora mugatu batean egingo du.

SingularitateaAldatu

Erlatibitate orokorrak deskribatzen duen bezala, zulo beltz baten erdian singularitate grabitatorio bat aurki daiteke, espazio-denboraren kurbadura infinitu bihurtzen den eskualde bat. Zulo beltz ez birakari batentzako, gune honek puntu bakar baten forma hartzen du, eta zulo beltz birakari batentzako, errotazio planoan dagoen eraztun-singularitate bat eratzeko zabaltzen da. Bi kasuetan, singularitatearen eskualdearen bolumena nulua da. Eskualde singularrak zulo beltzaren soluzioaren masa osoa duela ere froga daiteke, eta, beraz, singularitatearen eskualdeak  dentsitate infinitua duela esan daiteke.

Schwarzschilden zulo beltz batean erortzen diren behatzaileak (hau da, biratzen ez dutenak eta kargatuta ez daudenak) ezin dira atera behin gertakarien horizontea zeharkatzen dutenean. Esperientzia luzatu dezakete azeleratuz, erorketa moteltzeko, baina soilik limite bateraino. Singularitatera iristen direnean, dentsitate infinitu bateraino zapalduak dira, eta euren masa zulo beltzarenari gehitzen zaio. Hori gertatu baino lehen, gero eta indartsuagoak diren marea-indarren ondorioz suntsituak izango  lirateke, “espagetizazioa” deritzon prozesuan.

Zulo beltz kargatu (Reissner-Nordström) edo birakari (Kerr) baten kasuan, posible da singularitatea saihestea. Soluzio horiek ahalik eta gehien zabalduz gero, zulo beltzetik beste espazio-denbora batera irteteko aukera hipotetikoa dago, zulo beltzak zizare-zulo gisa jardunez. Beste unibertso batera bidaiatzeko aukera, ordea, teorikoa baino ez da, edozein perturbaziok aukera hori suntsituko bailuke. Era berean, Kerr-en singularitatearen inguruan denbora-kurba itxiak jarrai daitezke (iraganera itzuliz), eta horrek kausalitate arazoak eragiten ditu, hala nola, aitonaren paradoxa. Espero da efektu berezi horietako bakar batek ere ez duela iraungo zulo beltz birakari eta kargatuen tratamendu kuantiko egokian.

Erlatibitate orokorrean singularitateak agertzea teoriaren hausturaren seinale gisa ikusten da eskuarki. Haustura hau, hala ere, espero da; efektu kuantikoek ekintza hauek deskribatu beharko lituzketen egoera batean gertatzen da, dentsitate oso altuagatik eta, beraz, partikulen interakzioengatik. Gaur egun arte, ezin izan dira efektu kuantikoak eta grabitatorioak teoria bakar batean batu, mota horretako grabitate kuantikoaren teoria bat formulatzeko saiakerak dauden arren.

Fotoien esferaAldatu

Fotoien esfera lodiera nuluko muga esferiko bat da, non esfera horrekiko tangenteetan mugitzen diren fotoiak zulo beltzaren inguruko orbita biribil batean harrapatuta geratuko liratekeen. Zulo beltz ez birakarien kasuan, fotoien esferak Schwarzschild erradioa baino 1,5 aldiz handiagoa den erradioa du. Bere orbitak dinamikoki ezegonkorrak izango lirateke, eta, beraz, edozein perturbazio txikik, materia hutsezinazko partikula batek bezala, denborarekin haziko litzatekeen ezegonkortasun bat eragingo luke. Horrela,  fotoia zulo beltzetik ihes eginaraziko liokeen kanporanzko ibilbide batean jarriz, edo amaieran gertaeren horizontea gurutzatuko lukeen barnealderanzko espiral batean.

Argiak fotoien esferatik ihes egiten jarrai dezakeen arren, sarrerako ibilbide batean fotoien esfera zeharkatzen duen edozein argi zulo beltzak harrapatuko du. Beraz, fotoien esferatik kanpoko behatzaile batengana iristen den edozein argi, fotoien esferaren eta gertakarien horizontearen artean dauden objektuek igorri behar izan dute. Kerren zulo beltz batentzako, fotoien esferaren erradioa espinaren parametroaren eta fotoiaren orbitaren xehetasunen araberakoa da, zeina “progradoa” (fotoiak zuloaren espinaren noranzko berean biratzen du) edo “retrogradoa” izan daitekeen.

ErgosferaAldatu

 
Ergosfera

Errotazioan dauden zulo beltzak geldirik geratzea ezinezkoa den espazio-denbora eremu batez daude inguratuta. Eremu horri ergosfera deritzo. Hau markoaren arrastatzea bezala ezagutzen den prozesu baten emaitza da; erlatibitate orokorrak iragartzen du errotazioan dagoen edozein masak hura inguratzen duen espazio-denbora arinki "arrastatzera" joko duela. Errotazioan dagoen masatik gertu dagoen edozein objektuk errotazioaren norabidean mugitzen hasteko joera izango du. Errotazioan dagoen zulo beltz baten kasuan, efektu hau hain da indartsua gertaeren horizontetik gertu, objektu bat kontrako norabidean argiaren abiadura baino azkarrago mugitu beharko litatekeela geldirik geratzeko.

Zulo beltz baten ergofera zulo beltzaren gertaeren horizonteak eta ergoazalerak mugatzen duten bolumen bat da, poloetako gertaeren horizontearekin bat datorrena, baina ekuatorearen inguruan distantzia askoz handiago batera dagoena.

Objektuak eta erradiazioa normalean ergosferatik atera daitezke. Penrose prozesuaren bidez, objektuak sartu ziren baino energia gehiagorekin atera daitezke ergosferatik. Energia gehigarria zulo beltzaren errotazio-energiatik hartzen da. Modu honetan, zulo beltzaren errotazioa moteldu egiten da. Penrose prozesuaren aldaketa bat eremu magnetiko indartsuen presentzian, Blandford-Znajeken prozesua, “quasar”-en eta beste nukleo galaktiko aktiboen argitasunaren eta “jet” erlatibisten mekanismo probabletzat hartzen da.

Barruko orbita zirkular egonkorrak (ISCO)Aldatu

Grabitate newtondarrean, probazko partikulek modu egonkorrean orbitatu dezakete objektu zentral baten distantzia arbitrarioetan. Erlatibitate orokorrean, ordea, barruko orbita egonkor bat dago (sarritan ISCO deitua). Horren barnean, orbita biribil bati eragindako edozein perturbazio infinitesimalek zulo beltz baten inspirazioa ekarriko du. ISCO-aren kokapena zulo beltzaren espinaren araberakoa da. Schwarzschilden zulo beltz baten kasuan, (zero espina) honako hau da:

 

eta espinaren norabide berean orbitatzen duten partikulentzat gutxitu egiten da zulo beltzaren espina handitzean.

SailkapenaAldatu

Erlatibitate orokorraren arabera, zulo beltzak hiru parametrok definitzen dituzte: masa, momentu angeluarra eta karga elektrikoa.[5]

Izar-masadun zulo beltzaAldatu

Izar arrunt baten masa duena da, 4 eta 15 eguzki-masa bitartean.

1939an, Robert Oppenheimerrek 3,3 eguzki-masa baino gehiago duen objektu bat baino handiagoa denak grabitate indarren eraginez zulo beltz bilakatuko dela frogatu zuen.[6]

Masa ertaineko zulo beltzaAldatu

100 eta 10.000 izar-masen parekoa duten zulo beltzak dira.

Duela gutxi aurkitu dira masa ertaineko zulo beltzak. 70. hamarkadan erdi mailako zulo beltzak izar multzoen bihotzean zeudela suposatzen zen baina ez zen hipotesi hori baieztatzen zuen frogarik aurkitu. Beranduago, 2000. urteko behaketek galaxien erdiguneei ez zegozkien X izpi ultra-argitsuen existentzia frogatu zuten.

Zulo beltz supermasiboaAldatu

Galaxia tipiko baten masaren % 1 inguru biltzen dutenak dira, milioika eguzki-masa beraz. Jatorri ezberdinak izan ditzakete:

  • izar kopuru handia espazioko eremu txiki batean dagoenean sor litezke;
  • zulo beltz batek masa kantitate handia bereganatzen duenean;
  • zulo beltz txiki desberdinak elkartuz.

Zulo beltz supermasiboentzako baldintza egokiak galaxia batzuen erdigunean topa litezkeela pentsatzen da. Posible da guztiz ohikoak izatea ere, eta galaxia gehienen erdigunean zulo beltz supermasiboren bat egotea, baita gu gauden Esne Bidean ere.[7]

Zulo beltz primarioakAldatu

Zulo beltz primarioek, mikro zulo beltz edo zulo beltz kuantikoak ere deituak, oso tamaina txikia dute. Big Bangean dute sorburua, hortik datorkie izena.

BehaketaAldatu

 
Zulo beltz baten grabitazio-lente baten simulazioa, galaxia bat distortsionatuz
 
Gas laino bat zulo beltz batez urratua da Esne Bidearen erdian (2006, 2010 eta 2013ko oharrak urdin, berde eta gorriz ageri dira hurrenez hurren).[8](Ingelesez)
 
Zulo beltz baten ikuspegi simulatua Magallaesen Hodei Handiaren aurrean. Kasu grabitazio-lentearen efektuari, zeinak lainoaren bi ikuspegi handitu eta distortsionatuak eragiten dituen. Goikaldean zehar, Esne Bidearen diskoa ageri da, arku batean distortsionatua.

Teoriaren arabera ez dago zulo beltz batetik ihes egiteko adina abiadura duen partikularik, ezta argia bera ere; hori dela eta zulo beltzek ez dute beraien existentzia frogatzen duen aztarnarik igortzen. Halere zulo beltzak beraien inguruan gertatutako fenomenoei esker dira iragarriak: gravitational lensing («grabitazio lenteak») eta materiarik ez dagoela dirudien espazioaren inguruan orbitatzen duten izarrek salatzen dute zulo beltzen presentzia.[9]

Behaketarako efekturik ikuserrazena materia zulo beltzera amiltzen denekoa dela suposatzen da, ura kanilatik behera doanean bezala, eta ikaragarri beroa den eta oso azkar biraka dabilen akrezio disko batean biltzen da irentsia izan aurretik. Diskoak ondoko eremuekin duen marruskadurak gune hori oso bero bilakatzen du eta X izpi kopuru handiak igortzen ditu. Marruskadura hau oso eragingarria da eta objektu baten masaren % 50 bilaka dezake erradiazio energia. Fusio nuklearrak berak ere masaren energiaren ehuneko oso txiki bat bakarrik bihur dezake erradiazio. Aurreikusitako beste efektu batzuk ere badira, partikula zorrotada estuak diskoaren ardatzetik erlatibitate-abiaduran irtetea kasu.

Halere, akrezio-disko, zorrotada eta orbitatzen duten objektuak ez dira zulo beltzen inguruan bakarrik topatzen, baita neutroi-izar bezalako objektuen inguruan ere, eta hauen inguruan objektuen dinamika zulo beltzen ingurukoaren oso antzekoa da, ikerkuntza esparru aktibo eta konplexuaren iturri, eremu magnetiko eta plasma fisikarekin zerikusia dutenetan.[10] Horregatik, akrezio-disko eta orbita mugimenduen behaketak erdigunean masa jakin bateko objektu trinko bat dagoela adierazten du soilik, baina objektu horren jatorriaz ezer gutxi esaten digu. Objektu bat zulo beltz kontsideratzeak beste edozein objektu ezin litekeela horren masibo eta trinkoa onartzea dakar. Astrofisikari gehienek hori horrela dela onartzen dute, erlatibitate orokorraren arabera, nahikoa dentsitate duen edozein materia zulo beltz batean kolapsatuko dela.

Zulo beltz eta aipatutako beste objektu masibo trinkoen arteko alde behagarri bat, X izpien igorpenen erregulartasunean datza. Erakarria den edozein materiak aurretik erakarritakoarekin talka egingo du erlatibitate-abiaduran, X izpi eta beste erradiazio gogor batzuk igorriz modu ez erregularrean. Ondorioz, masa kontzentrazio trinko baten inguruan erradiazio irregular hauek aurkitzen ez baditugu, objektu hori zulo beltz kontsideratzen da, materiaren talka eragingo duen azalera ez duen objektua beraz.

AztarnakAldatu

Gaur egun, zeharkako behaketa astronomikoen bidez lortutako zulo beltzen aztarna ugari daude, bi masa multzotan: izar masadun zulo beltzak eta zulo beltz supermasiboak.

Gainera masa ertaineko zulo beltzen aztarna batzuk ere badira. Zulo beltz horiek zulo beltz supermasiboak eratzearen eragile izan litezke.

Zulo beltzak izateko probabilitatea zuten objektuak tamaina eta abiadura egokiak zituen akrezio-diskoaren presentziagatik ziren identifikatuak, beste objektu trinkoen inguruan espero litekeen erupzio irregularren presentziarik gabe. Izar masadun zulo beltzak gama izpien leherketarekin erlazionaturik egon litezke, gama izpien leherketak supernoba eta zulo beltzak ez diren beste objektu batzuekin erlazionaturiko behaketetan bien arteko erlazioaren aukera murriztu arren.

Zulo beltzak izateko lehen hautagaiak 1960eko hamarkadan irrati-astronomoek aurkitutako nukleo galaktiko aktiboak eta quasarrak izan ziren.

Objektu hauek sortzen duten energia kopuru handiaren azalpen bakarra zulo beltzen akrezio-diskoaren marruskaduraren ondorioz, eraginkortasunez masa energia bilakatzean askatutako energian datzala dirudi.

1970eko hamarkadan, teoria horren onarpenak quasarrak urruneko galaxiak zirelako uste zabaldua desegin zuen, hau da, bertan behera geratu zen inongo mekanismo fisikok hain energia kopuru izugarria ezin duela sortu zioen ustea.

1980ko hamarkadan galaxia erdiguneen inguruan mugitzen ziren izarren mugimenduen behaketei esker, zulo beltz supermasiboak galaxia gehienen erdiguneetan daudela uste da, baita Esne Bidean ere.[11] Gaur egun Sagittarius A*, Esne Bidearen erdialdean kokatua, zulo beltz supermasibo baten kokalekutzat hartzen da. Aurkikuntza berriek zulo beltzak galaxien sorreran duten parte hartzea erakusten dute.

Gaur egungo fisikaren legeak zuzenak direla jotzen badugu, Sagittarius A* objektu astronomikotik unitate astronomiko gutxi batzuen barruan dauden izarren orbitak adierazten digu Esne Bidearen erdigunean dagoen objektua zulo beltz bat besterik ezin litekeela izan Sagittarius A* hori.

 
M87 galaxiak igorritako zorrotada galaxiaren erdigunean dagoen zulo beltz supermasibo baten ondorio dela suposatzen da

Gaur egun galaxia guztiek erdigunean zulo beltz supermasibo bat dutela uste da, eta honek galaxiako erdigunean dagoen gas eta hauts guztia irensten duela, erradiazio ikaragarria sortuz prozesuan. Inguruko masa guztia irentsitakoan jada ez du materia zorrotadarik jaurtitzen.

Honek azaltzen du zergatik ez dagoen quasarrik gertu. Zergatiak argi ez dauden arren zulo beltzen hazkundea osagai esferikoa, galaxia eliptikoa edo espiral-galaxiaren bat-bateko hazkundearekin erlazionatzen da, bertan bizi baita. Interesgarria da nola ez dagoen zulo beltz supermasiboen existentziaren ziurtasunik globular cluster delakoen erdigunean, horiek galaxietatik arras ezberdinak direla adieraziz.[12]

Zulo beltzak gaur egunAldatu

Zulo beltzak deskribatzeko bi teoria posible daude: kuantika eta erlatibitatea. Mekanika kuantikoak gauza txikien izaera azaltzen du eta erlatibitate orokorrak gauza pisutsuen izaera. Bi teoriak ez dira bateragarriak, beraz zulo beltzen izaera deskribatzean kuantika erabili daiteke txikia izateagatik edo erlatbitatea pisutsua izateagatik. Fisika aurretuagoa izan arte ezin da fenomeno hau guztiz azaldu.

Azken aurkikuntzakAldatu

1995 urtean UCLA-ko ikertzaile talde batek zulo beltz super masiboen existentzia frogatu zuen ordenagailuan egindako simulazioen bidez. Kalkulu hauek eta gero, teknika aureratuak erabiliz, baieztatu zen gure galaxiaren zentrutik igortzen diren argi izpiak zerbaitek deformatzen zituela. Deformazio hori zulo beltz super masibo baten ondorio da, Sagittarius A* izenekoa. 2007-2008 urteetan experimentu batzuk egin ziren galaxiako erdigunean dagoen zulo beltz honen tamaina zehazteko, kalkulatu dute bere masa eguzkiarena baino 4.5 milio handiagoa dela eta 26000 argi urtetara dagoela. Gaur egun, zulo beltz hau ez da aktiboa bere inguruko materiaren zati handi bat kontsumitu duelako eta erradiazio kantitate handia emititzen duelako.

2004ean zulo beltz talde bat aurkitu zen, zulo beltzak unibertsoan nola banatzen diren hobeto ulertaraziz. Honek ikerlariak unibertsoan zulo beltzen kopurua berrikustera bultzatu ditu. Uste zena baina bost aldiz zulo beltz gehiago daudela pentsatzen da gaur egun.

2004ko uztailean astronomoek zulo beltz erraldoi bat aurkitu zuten, Q0906+6930, Hartz Nagusia konstelazioan dagoen galaxia urrun baten erdigunean. Aurkitutako zulo beltzaren tamaina eta aurreikusitako adinak unibertsoaren adina aurkitzen lagun dezakeen ezaugarriak ditu.

2004ko azaroan astronomo talde batek Sagittarius A*tik hiru argi urteetara orbitatzen ari den gure galaxiako lehen masa ertaineko zulo beltzaren aurkikuntzari buruzko informazioa azaldu zuten. 1300 eguzki-masa dituen masa ertaineko zulo beltz hau, zazpi izarreko taldearekin batera, galaxiaren erdiguneak banatutako izar masibo multzo baten hondakinak dira ziurrenik. Aurkikuntza honek zulo beltz supermasiboak ondoko zulo beltz txikiagoak eta izarrak irentsiz hazten direnaren ideia babestuko luke.

2005eko otsailean, SDSS J090745.0+24507 izar erraldoi urdina Esne Bidetik ihes abiaduraren bikoitzean (argi-abiaduraren 0.0022) urruntzen aurkitu zen. Izarraren bideak galaxiaren erdigunera garamatza. Bere abiadura handiak galaxiaren erdigunean zulo beltz supermasibo bat dagoelako hipotesia babesten du.

Lurreko partikula azeleragailuetan mikro zulo beltzaren eraketaren berri eman da, baina baieztatzeke dago oraindik. Beraz ez dago zulo beltz primarioentzako izangairik.

2016ko otsailaren 11an, LIGO behatokiak uhin grabitazionalen lehenengo behaketaren berri eman zuen.[13] Jasotako datuen arabera uhin horiek bi zulo beltzen arteko talkaren ondorioz sortu ziren. Zulo beltz bat zuzenean detektatzen den lehenbiziko aldia da izan zen, ordu artekoak soilik zeharkako frogetatik ondorioztatu baitira.

2019ko apirilaren 10ean, Event Horizon Telescope-k (EHT-k) zulo beltz baten argazki bat egin zuen lehengo aldiz, M87 galaxiaren zentruan dagoen zulo beltz super masiboaren argazkia hain zuzen.

OharrakAldatu

  1. Jatorrizko testua, ingelesez: «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.»

ErreferentziakAldatu

  1. (Ingelesez) Wald, Robert M.. (1984). General Relativity. University of Chicago Press, 299–300 or. ISBN 978-0-226-87033-5..
  2. (Ingelesez) Michell, J.. (1784). «On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose» Phil. Trans. R. Soc. (Londres) 74 (35–57).
  3. (Ingelesez) Israel, Werner. (1987). Hawking, Stephen W. & Israel, Werner ed. Dark stars: the evolution of an idea. in: 300 Years of Gravitation. 7.4 Cambridge University Press.
  4. (Ingelesez) Schwarzschild, Karl. (1916). «Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie» Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.: 189–196..
  5. (Ingelesez) Einstein, A.. (1939). «On A Stationary System With Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses» Annals of Mathematics 40 (4): 922-936..
  6. (Ingelesez) Oppenheimer, J. R.; Volkoff, G. M.. (1939-2-15). «On Massive Neutron Cores» Physical Review 55 (374): 374–381..
  7. Agirre Ruiz de Arkaute, Aitziber. «Dozena bat zulo beltz txiki, gure galaxiako zulo beltz erraldoiaren inguruan» Elhuyar.
  8. .
  9. (Ingelesez) Marck, Jean-Alain. (1996-03-01). «Short-cut method of solution of geodesic equations for Schwarzchild black hole» Classical and Quantum Gravity 13 (3): 393–402. doi:10.1088/0264-9381/13/3/007. ISSN 0264-9381..
  10. (Ingelesez) Nowak, Michael A.; Wagoner, Robert V.. (1991). «Diskoseismology: Probing accretion disks. I - Trapped adiabatic oscillations» Astrophysical Journal 378: 656–664. doi:10.1086/170465. Bibcode1991ApJ...378..656N..
  11. Gallego, Juanma. (2018/04/11). «Galaxiaren erdialdean milaka zulo beltz daudela kalkulatu dute» Zientzia Kaiera.
  12. (Ingelesez) Vesperini, E.; McMillan, S. L. W.; d'Ercole, A.; d'Antona, F.. (2010). «Intermediate-Mass Black Holes in Early Globular Clusters» The Astrophysical Journal Letters 713 (1): L41–L44. doi:10.1088/2041-8205/713/1/L41. Bibcode2010ApJ...713L..41V..
  13. Garikoitz Goikoetxea Arantxa Iraola. (2016-02-12). «Kosmosa ulertzeko beste ate bat» Berria.

[1]

Ikus, gaineraAldatu

Kanpo estekakAldatu

EuskarazAldatu


IngelesezAldatu

FrantsesezAldatu

GaztelaniazAldatu

  1. (Ingelesez) Kruskal, M. D.. (1960-09-01). «Maximal Extension of Schwarzschild Metric» Physical Review 119 (5): 1743–1745. doi:10.1103/PhysRev.119.1743. ISSN 0031-899X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-05).