Gelen astrofizik , bir kara delik a, gök cismi çok kompakt yoğunluğu bu çekim alanı önler herhangi bir formu madde ya da radyasyon kaçan.
Bu tür nesneler ne ışık yayabilir ne de saçabilir ve bu nedenle siyahtır , bu da astronomide optik olarak görünmez olduklarını söylemek anlamına gelir. Bununla birlikte, farklı dalga boylarında birkaç dolaylı gözlem tekniği geliştirilmiştir ve bunların indüklediği birçok fenomenin incelenmesine izin verir. Özellikle, bir kara delik tarafından yakalanan malzeme çok yüksek sıcaklıklara ısıtılır ve "emilmeden" önce büyük miktarda X-ışınları yayar .
Bakıldığında XVIII inci yüzyılın bağlamında klasik mekanik , onların varlığı - öngördüğü genel görelilik - neredeyse herkes için bir kesinlik gökbilimciler ve teorik fizikçiler . Bir kara delik sadece kendi kütleçekim alanının etkisiyle tespit edilebildiğinden , karadeliklerin neredeyse doğrudan bir gözlemi, bilim adamları tarafından kurulmuştur.şubat 2016yerçekimi dalgalarının ilk doğrudan gözlemi yoluyla, GW150914 . 10 Nisan 2019Bir karadeliğin ilk görüntüler yüzden, yayınlanmış olan M87 * , bir kara deliğin merkezinde bulunan M87 galaksi . Bu farklı gözlemler böylece varlıklarının bilimsel kanıtını sağlar.
Genel görelilik çerçevesinde, bir kara delik, olay ufku adı verilen mutlak bir ufuk tarafından gizlenen yerçekimi tekilliği olarak tanımlanır . Kuantum fiziğine göre , bir kara deliğin Hawking radyasyonu adı verilen kara cisim radyasyonunun emisyonuyla buharlaşması muhtemeldir .
Kara delik, beyaz delik veya solucan deliği ile karıştırılmamalıdır .
Bir kara delik, genel göreliliğin , yeterince yoğunlaşmış bir kütlenin neden olduğunu söylediği, böylece kendi yerçekimi nedeniyle kendi üzerine çökmeye devam ettiği , hatta yerçekimi tekilliği adı verilen bir noktada konsantre olmayı başardığı astrofiziksel bir nesnedir . Bu kütlenin konsantrasyonunun etkileri , kara deliğin olay ufku adı verilen , hiçbir radyasyonun ve daha ziyade hiçbir maddenin kaçamayacağı bir küre tanımlamayı mümkün kılar . Gerçekten de kütlesi öyledir ki, ışık ve fotonları bile çekim çekiminden kaçamaz ve retinamıza (veya herhangi bir gözlem cihazına) ulaşamaz. Salımının hızı Bir kara deliğin olan hız fiziksel bir sabit, bunun bir kara deliğin çekim gücünü kaçmak imkansız olduğunu kabul olan ışık tarafından ulaşılabilir değildir. Bu küre tekillik üzerine merkezlenmiştir ve yarıçapı sadece merkezi kütleye bağlıdır; bir bakıma kara deliğin uzaysal uzantısını temsil eder. Bu kürenin yakınında yerçekimi etkileri gözlemlenebilir ve aşırıdır.
Bir kara deliğin yarıçapı kütlesiyle orantılıdır: bir Schwarzschild kara deliği için güneş kütlesi başına yaklaşık 3 km . Yıldızlararası bir mesafede (milyonlarca kilometre olarak), bir kara delik, aynı kütleye sahip başka herhangi bir cisimden daha fazla çekim yapmaz; bu nedenle karşı konulmaz bir “elektrikli süpürge” değildir . Örneğin, Güneş'in yerini aynı kütleye sahip bir kara delik alacak olsaydı, etrafında dönen cisimlerin yörüngeleri ( gezegenler ve diğerleri) esasen değişmeden kalırdı (yalnızca ufka yakın geçişler dikkate değer bir değişime neden olur). Birkaç çeşit kara delik vardır. Büyük bir yıldızın kütleçekimsel çöküşü sonucu oluştuklarında , kütlesi birkaç güneş kütlesine eşit olan yıldız karadeliği olarak adlandırılırlar . Galaksilerin merkezindekiler , Güneş'in birkaç milyar katına ulaşabilen çok daha büyük bir kütleye sahiptir ; sonra süper kütleli bir karadelikten (veya galaktik karadelikten) söz ederiz . Bu iki kütle ölçeği arasında, kütlesi birkaç bin güneş kütlesi olan ara kara delikler olacaktır . Evren tarihinin başlarında, Büyük Patlama'dan kısa bir süre sonra oluşan çok daha düşük kütleli kara delikler de tasavvur edilir ve ilkel kara delikler olarak adlandırılır . Onların varlığı şu anda doğrulanmadı.
Bir kara deliği doğrudan gözlemlemek tanım gereği imkansızdır. Bununla birlikte, varlığını kütleçekimsel etkisinden çıkarmak mümkündür: ya yakındaki yıldızların yörüngeleri üzerindeki etkileriyle; veya mikrokuasarlar ve galaksilerin aktif çekirdekleri içinde , burada yakınlarda bulunan, kara deliğe düşen madde önemli ölçüde ısıtılacak ve güçlü X radyasyonu yayacaktır . Böylece gözlemler, büyük ve çok küçük nesnelerin varlığını tespit etmeyi mümkün kılar. Bu gözlemlere karşılık gelen ve genel görelilik kapsamına giren tek nesneler kara deliklerdir.
Fransız "kara delik" olduğu onaylanmış dan1973. İngiliz kara deliğinin bir kopyası , tasdik edilmiş bir ifade. 1964. Onun bilinen en eski oluşumu Amerikalı gazeteci tarafından bir makalede ise Ann E. Ewing içinde Bilimleri Haberler Mektupları üzerinde18 Ocak 1964. Göre Hong-Yee Chiu , 1960'larda konuda çalışmış bir Amerikalı astrofizikçi ve Marcia Bartusiak , terimin tarihini araştırdı bir bilim gazetecisi, adı gelir Black Hole cezaevinde Kalküta'da . Daha önce “Schwarzschild gövdesi” veya “kapalı yıldız” terimleri kullanılıyordu. Bazı dil topluluklarında, özellikle Fransızca ve Rusça konuşanlar arasında, onu biraz uygunsuz bulan isteksizlikle karşılaştı.
Karadeliğin kavramı geç ortaya çıkan onsekizinci inci yüzyıla parçası olarak evrensel çekim arasında Isaac Newton . Soru, kütlesi yeterince büyük olan ve serbest bırakma hızları ışık hızından daha büyük olan herhangi bir nesnenin olup olmadığıydı . Ancak, sadece başlangıcıdır XX inci yüzyıl ve gelişi genel görelilik tarafından Albert Einstein Bir kara deliğin kavram olarak bir merakı daha fazladır. Gerçekten de, Einstein'ın çalışmasının yayınlanmasından kısa bir süre sonra, Karl Schwarzschild tarafından , Schwarzschild ışınının varlığının ve iç mekanın matematiksel özelliklerinin pek çok soru uyandırdığı Einstein'ın denkleminin bir çözümü yayınlandı ve tüm bunlar ancak bununla daha iyi anlaşılacaktır. diğer kesin çözümlerin keşfi ( 1938'de Lemaître metriği , 1960'ta Kruskal-Szekeres metriği ). 1939'da Robert Oppenheimer , bu sonuçları şu anda bir kara deliğin ( o zamanlar daha çok yerçekimi çöküşü olarak adlandırılan) olası varlığı olarak yorumlayan ilk fizikçilerden biriydi . Kara delikler üzerindeki temel çalışmalar, varlıklarına dair ilk güçlü gözlemsel kanıttan kısa bir süre önce, 1960'lara kadar uzanır . Bir kara delik ihtiva eden bir nesnenin ilk "gözlem" nin olduğu X-ışını kaynağı Cygnus X-1 tarafından Uhuru uydu içinde 1971 .
Siyah bir deliği (aşağıya bakınız), doğrudan gözlemlemek çok zor olması ile karakterize edilen bir Astrofiziksel amacı ve merkez bölge biçimde erken aşamalarında fiziksel teori tarafından tarif edilemez. XXI inci yüzyılın , bu şekilde yerçekimsel bir tekilliğe sahiptir . İkincisi, yalnızca bugüne kadar eksik olan bir kuantum yerçekimi teorisi çerçevesinde tanımlanabilir . Öte yandan, yakın çevresinde hakim olan fiziksel koşulların nasıl tanımlanacağını ve çevre üzerindeki etkisini çok iyi biliyoruz ve bu da onları çeşitli dolaylı yöntemlerle tespit etmeyi mümkün kılıyor.
Öte yandan, kara delikler çok az sayıda parametreyle tanımlanmaları bakımından şaşırtıcıdır. Gerçekten de, içinde yaşadığımız evrendeki tanımları yalnızca üç parametreye bağlıdır: kütle , elektrik yükü ve açısal momentum . Kara deliğin diğer tüm parametreleri (örneğin, çevreleyen cisimler üzerindeki etkileri ve boyutları) bunlarla sabitlenir. Karşılaştırıldığında, bir gezegenin tanımı yüzlerce parametreyi içerir (kimyasal bileşim, elementlerinin farklılaşması, konveksiyon , atmosfer, vb. ). Bir kara deliğin sadece bu üç parametreyle tanımlanmasının nedeni 1967'den beri biliniyor : Werner İsrail'in gösterdiği kellik teoremi . Bu, yerçekimi ve elektromanyetizma olan tek temel uzun menzilli etkileşimlerin , kara deliklerin tek ölçülebilir özelliklerinin, bu etkileşimleri tanımlayan parametreler, yani kütle, açısal momentum ve elektrik yükü tarafından verildiğini açıklar.
Bir kara delik için, kütle ve elektrik yükü klasik fizik tarafından tanımlanan olağan özelliklerdir (yani göreli olmayan): karadeliğin kütlesiyle orantılı bir yerçekimi alanı ve yüküyle orantılı bir elektrik alanı vardır. Açısal momentumun etkisi ise genel göreliliğe özgüdür . Bu gerçekten de dönen bir cismin çevresinde uzay-zamanı "sürükleme" eğilimine sahip olacağını belirtir (daha doğrusu, ikincisinin geometrisi, kütlesel cismin dönüş yönünde bir yerçekimi yakınsamasını tanımlar). Kompakt olmayan yıldızlara karşı aşırı zayıflığı nedeniyle güneş sisteminde gözlemlenmesi zor olan bu fenomen, Lense-Thirring etkisi ( İngilizce'de çerçeve sürükleme olarak da adlandırılır) olarak bilinir . Dönen bir kara deliğin yakınında, yakın çevresinde bulunan bir gözlemcinin kaçınılmaz olarak kara deliğin dönüş yönünde çekileceği noktaya kadar önemli bir genlik alır. Bunun meydana geldiği bölgeye ergoregion denir .
Bir kara delik her zaman sıfır olmayan bir kütleye sahiptir. Öte yandan, onun diğer iki özelliği, yani açısal momentum (kendisini oluşturan maddenin başlangıcından kalıtsaldır ve yalnızca çevreleyen madde üzerinde üretilen etkiyle saptanabilir) ve elektrik yükü , prensipte sıfır alabilir. (yani, sıfır ) veya sıfır olmayan değerler . Bu durumların kombinasyonu, dört tür kara delik tanımlamayı mümkün kılar:
M > 0 | ||
---|---|---|
J = 0 | J ≠ 0 | |
S = 0 | Schwarzschild | Kerr |
S ≠ 0 | Reissner-Nordstrom | Kerr-Newman |
Teorik bir bakış açısından, farklı özelliklere sahip başka türde kara delikler olabilir. Örneğin, Reissner-Nordström kara deliğinin bir analogu var, ancak elektrik yükünü manyetik bir yük ile değiştirmek , yani varlığı bu güne kadar son derece varsayımsal kalan manyetik monopoller tarafından yaratılmıştır . Karadelik kavramını üçten fazla boyuttan oluşan uzaylara da genelleyebiliriz . Bu, bazen yukarıda sunulan kara deliklerden farklı özelliklere sahip olan kara delik türlerinin sergilenmesini mümkün kılar.
Kara deliklerin varlığı ile ilgili olarak kabul edilir XVIII inci yüzyılın göre, bağımsız bir şekilde , John Michell ve Pierre-Simon Laplace . Bunlar, daha sonra , bırakma hızlarının ışık hızından daha büyük olduğu, yani ışık bile yerçekimi kuvvetinin üstesinden gelemeyeceği kadar yoğun olduğu tahmin edilen nesnelerdi . Böyle bir kuvvetten (bir Newton kavramıdır) ziyade, ışığın aslında sonsuz bir kırmızıya kayma geçirdiğini söylemek daha doğrudur . Kırmızıya doğru olan bu kayma yerçekimi kaynaklıdır: ışık , bir kara deliğin potansiyel kuyusundan çıkmaya çalışırken tüm enerjisini kaybeder . Bu kırmızıya kayma, bu nedenle, uzak galaksiler için gözlemlenen ve çok derin potansiyel kuyular sergilemeyen bir uzayın genişlemesinden kaynaklanan Evrenin genişlemesinden dolayı biraz farklı bir yapıya sahiptir . Bu özellikten "kara" sıfatı gelir, çünkü bir kara delik ışık yayamaz. Işık için geçerli olan, madde için de geçerlidir: Karadelik tarafından yakalanan hiçbir parçacık bir kara delikten kaçamaz, dolayısıyla “delik” terimi de buradan gelir.
Işığın ve maddenin kaçamadığı bölgeyi sınırlayan küresel bölgeye “ olay ufku ” denir . Bu bazen kara deliğin "yüzeyi" olarak anılır, ancak bu terim bir gezegen veya yıldız gibi katı veya gazlı bir yüzey olmadığı için biraz yanıltıcıdır . Belirli özellikler sunan bir bölge ile ilgili değildir: ufku geçen bir gözlemci özel bir şey hissetmeyecektir (olası şiddetli gelgit etkileri dışında ). Öte yandan, geri dönmeye çalışırsa artık bu bölgeden kaçamayacağını anlayacaktı. Geri dönüşü olmayan bir tür yüzey .
Ufukta bulunan varsayımsal bir gözlemci, zamanın kendisi için ve kara delikten uzakta bulunan bir gözlemci için farklı geçtiğini fark edecektir. Eğer ikincisi düzenli aralıklarla (örneğin bir saniye) ışık sinyalleri gönderirse, kara deliğe yakın gözlemci daha fazla enerji sinyali alacaktır ( maviye doğru kaymanın bir sonucu olarak ışık sinyallerinin frekansı daha yüksek olacaktır). kara deliğe doğru düşen ışığın maruz kaldığı) ve ardışık iki sinyal arasındaki zaman aralıkları daha yakın olacaktır (bir saniyeden az). Dolayısıyla bu gözlemci, kara delikten uzakta kalan meslektaşı için zamanın kendisinden daha hızlı geçtiği izlenimine sahip olacaktır. Tersine, kara delikten uzakta kalan gözlemci, meslektaşının giderek daha yavaş geliştiğini görecek ve buradaki zaman daha yavaş geçiyormuş izlenimi verecek.
Uzaktaki bir gözlemci bir cismin kara deliğe düştüğünü görürse, iki zaman genişlemesi ve kırmızıya kayma olayı birleşir. Nesne tarafından yayılan olası sinyaller giderek daha fazla kırmızı, daha az parlak (yayılan ışık uzaktaki gözlemciye ulaşmadan önce daha fazla enerji kaybeder) ve daha fazla aralıklıdır. Uygulamada, uzaktaki gözlemci tarafından alınan birim zaman başına düşen foton sayısı, nesne ufuktayken sıfır olana kadar azalır: o anda, siyah deliğe düşen nesne görünmez hale gelir.
Ufka yaklaşan bir dış gözlemci için önemli olan gelgit etkileridir . Bir cismin (örneğin bir astronotun gövdesi) yerçekimi alanının heterojenliğinden kaynaklanan deformasyonlarını belirleyen bu etkiler, bir kara deliğe veya bir tekilliğe yaklaşan bir gözlemci tarafından kaçınılmaz olarak hissedilir. Bu gelgit etkilerinin önemli hale geldiği bölge, süper kütleli kara delikler için tamamen ufukta, ancak özellikle yıldız kara delikler için ufkun dışında örtüşüyor. Böylece, bir yıldız kara deliğine yaklaşan bir gözlemci ufku geçmeden önce parçalanırken, süper kütleli bir kara deliğe yaklaşan aynı gözlemci ufku engelsiz bir şekilde geçecekti. Aynı şekilde, tekilliğe yaklaştıkça gelgit etkileri tarafından kaçınılmaz olarak yok edilecektir.
Hiçbir bilgi veya nedensel etki ufku dışarıya doğru geçemese bile, karadeliğin hala resmen dışarıya uygulanan yerçekimi alanının kökeninde olduğu kabul edilir. Ancak, bu çekim alanının kökeninde bulunan, kütlesine sahip olan tekillik değil, bir kara deliğe çökmesinden hemen önceki yıldızdır, çünkü çöküşün yıldızın çekim alanı üzerindeki etkileri daha fazla zaman alır. ve yıldızın yarıçapı azaldıkça ve ufka yaklaştıkça aşırı zamansal genişleme (ve hatta sonsuz hale gelmesi) göz önüne alındığında, evrenin geri kalanıyla iletişim kurmak için daha fazla zaman. Teoremi Birkhoff kitlelerin küresel dağılım tarafından üretilen bir nokta alanı tarafından oluşturulan yerçekimi alanını ayırt edilemez olun. Aynı doğrudur atalet momenti atfedilir çöken yıldızın dönen kara deliğe ve etkileri yerçekimsel alanın üzerinde.
Küre olmayan ergosfer, dönen bir kara deliğin yakınında, bir nesnenin bu dönüşün yayılma etkisinden kaçmasının imkansız olduğu bir bölgedir.
Genellikle ISCO ( En İçteki Kararlı Dairesel Yörünge ) olarak kısaltılan son kararlı dairesel yörünge, karadeliğe en yakın dairesel yörüngedir ve bunun altında maddenin kaçınılmaz olarak kara deliğe düşmesiyle sonuçlanır.
Bir Schwarzschild kara deliği için, ISCO'nun yarıçapı, bu kara deliğin Schwarzschild yarıçapının üç katıdır:
.Bir Kerr kara deliği için, dikkate alınan kara deliğin açısal momentumunun bir fonksiyonu olarak değişir ve maksimum dönüşlü bir kara delik için Schwarzschild yarıçapının sadece 0,6 katıdır.
Bir foton küresi veya fotonik küre, astrofizikte , bir fotonun , elektromanyetik dalgalarla ilişkili temel bir parçacığın yayılabileceği ve kapalı ve periyodik bir yörüngeyi takip edebileceği noktalar kümesi olarak tanımlanan bir yüzeydir . Bu, genel göreliliğin öngördüğü yerçekimsel sapmanın aşırı bir durumudur .
Bir kara deliğin merkezinde, yerçekimi alanının ve uzay-zamanın belirli çarpıklıklarının (daha çok uzay-zamanın eğriliğinden bahsediyoruz ), iletişim bilgilerindeki değişiklikten bağımsız olarak sonsuza kadar ayrıldığı bir bölge vardır. Bu bölgeye yerçekimi tekilliği denir . Bu bölgenin tanımı genel görelilik çerçevesinde zordur, çünkü bu sadece eğriliğin sonlu olduğu bölgeleri tanımlayabilir.
Ek olarak, genel görelilik, genel olarak kuantum orijinli yerçekimi etkilerini içeremeyen bir teoridir . Eğriliğin sonsuza doğru meyletmesi, genel göreliliğin oradaki gerçekliği tam olarak tanımlayamadığının ve muhtemelen kuantum etkilerini devreye sokmanın gerekli olduğunun bir işaretidir. Bu nedenle, yalnızca tüm kuantum etkilerini içeren bir yerçekimi teorisi ( kuantum yerçekiminden söz ediyoruz ) yerçekimi tekilliklerini doğru bir şekilde tanımlayabilir.
Bu nedenle yerçekimi tekilliğinin tanımı şu an için sorunludur. Ancak kara deliğin ufkunun içinde yer aldığı sürece, bu ufkun dışındakileri etkileyemez, tıpkı içeride bulunan madde gibi, bir kara deliğin ufku dışarı çıkamaz. Bu nedenle, kütleçekimsel tekillikler ne kadar gizemli olursa olsun, onları tanımlayamamamız, tüm yerçekimi olaylarını tanımlamak için genel göreliliğin sınırlamalarının varlığının bir işareti, olayın bizim tarafımızda bulunan kısmı için kara deliklerin tanımlanmasını engellemez. ufuk.
Diğer teorilere göre merkezi tekillik eksikliğiİçinde Aralık 2018, Abhay Ashtekar, Javier Olmedo ve Parampreet Singh, döngüsel yerçekimi teorisi çerçevesinde , bir kara deliğin merkezi tekilliği olmadığını gösteren bilimsel bir makale yayınladılar , bu noktada maddenin kaderini geometrik olarak belirtmeden.
Kara deliklerin var olma olasılığı, genel göreliliğin özel bir sonucu değildir : hemen hemen tüm diğer fiziksel olarak gerçekçi kütleçekim teorileri de onların varlığına izin verir. Bununla birlikte, genel görelilik, bu diğer teorilerin çoğunun aksine, sadece karadeliklerin var olabileceğini değil, aynı zamanda uzayın bir bölgesinde yeterli maddenin sıkıştırılabileceği herhangi bir yerde oluşacaklarını da öngörmüştür . Örneğin, Güneş'i yaklaşık üç kilometre çapında bir küreye sıkıştırırsak (kabaca boyutunun milyonda dördü), bu bir kara delik olur. Dünya birkaç milimetreküplük bir hacme sıkıştırılsaydı, o da bir kara delik olurdu.
İçin astrofizik , bir kara delik bir son aşaması olarak kabul edilebilir yerçekimsel çöküş . Kompaktlık açısından kara delik durumundan önce gelen maddenin iki aşaması, örneğin beyaz cüceler ve nötron yıldızları tarafından ulaşılan aşamalardır . İlk durumda, bunun dejenerasyon basıncı bir elektron muhafaza beyaz cüce denge vis-a-vis çekim bir halde; ikincisinde ise dengeyi sağlayan güçlü etkileşimdir . Bir beyaz cücenin çöküşünden sonra bir kara delik oluşamaz: çökerek, kendisini oluşturanlardan daha ağır çekirdekler oluşturan nükleer reaksiyonları başlatır . Bu şekilde, enerji elde edilen salma tamamen beyaz cüce, bozmak için yeterli olan bir içine hangi patlar thermonuclear süpernovadır (denilen tip I bir ).
Yerçekimi kuvveti , ata yıldızın kütle/yarıçap oranı belirli bir kritik değeri aştığında meydana gelen basıncın etkisini aşacak kadar büyük olduğunda bir kara delik oluşur. Bu durumda artık dengeyi sağlayacak bilinen bir kuvvet yoktur ve söz konusu nesne tamamen çöker. Pratikte, birkaç senaryo mümkündür: ya bir nötron yıldızı , kritik bir kütleye ulaşana kadar başka bir yıldızdan gelen maddeyi arttırır ya da başka bir nötron yıldızıyla ( önceden çok daha nadir olan bir fenomen ) ya da büyük bir yıldızın çekirdeğiyle birleşir. bir halinde, direkt olarak bir kara delik içine katlanır çekirdek çöken süpernovadan veya collapsar .
1980'lerde nötron yıldızlarından daha kompakt bir durumun varlığı hipotezi önerildi . Garip yıldızlar olarak da adlandırılan ve bileşimlerindeki garip kuarkların adını taşıyan kuark yıldızlarında bulunurdu . Bu tür yıldızların olası bir dolaylı tespitinin belirtileri , sorunun çözülmesine izin vermeden 1990'lardan beri elde edilmiştir . Belirli bir kütlenin ötesinde, bu tür bir yıldız aynı zamanda bir kara deliğe çöker, sadece limit kütlenin değeri değiştirilir.
2006 yılında, kütlelerine göre dört ana kara delik sınıfı ayırt edildi: yıldız, süper kütleli, orta ve ilk kara delikler (veya mikro kara delikler ). Her bir karadelik türünün varlığı ve hatta bolluğu, koşulları ve oluşum olasılıkları ile doğrudan bağlantılıdır.
Kütlesinin Kara delik Sun bir olurdu çapı 6 kilometre . Yıldız kara deliklerinin kütlesi en az üç güneş kütlesi kadardır . Büyük yıldızların kalıntılarının yerçekimi çöküşünün bir sonucu olarak doğarlar (başlangıçta yaklaşık on güneş kütlesi ve daha fazlası). Gerçekten de, büyük kütleli yıldızın kalbinde termonükleer reaksiyonlarla yanma sona erdiğinde, yakıt eksikliği nedeniyle bir süpernova meydana gelir. İkincisi, hızla çökmeye devam eden bir kalbi geride bırakabilir.
In 1939 , Robert Oppenheimer bu kalp belli sınırdan daha büyük bir kütleye sahip olup olmadığını denilen gösterdi Oppenheimer-Volkoff'un limitini ve 3.3 hakkında güneş kitlelere, yerçekimi kuvveti kesinlikle tüm diğer güçleri aşan ve bir kara delik oluşur eşittir.
Bir kara deliğe doğru olan çöküşün , İtalya'daki Cascina'dan gelen Virgo dedektörü gibi aletlerle veya LIGO'nun iki Amerikan interferometresi ile tespit edilen yerçekimi dalgaları yayması muhtemeldir . Yıldız karadelikleri bugün X ikili dosyalarında ve mikrokuasarlarda gözlenmektedir ve bazen belirli aktif gökada çekirdeklerinde gözlemlenenler gibi jetlerin ortaya çıkmasından sorumludur .
Süper kütleli kara delikler, birkaç milyon ile birkaç milyar güneş kütlesi arasında bir kütleye sahiptir. Galaksilerin merkezinde bulunurlar ve varlıkları bazen jetlerin ve X-ışınlarının ortaya çıkmasına neden olur . Yıldızların basit bir üst üste binmesinden daha parlak olan galaksilerin çekirdeklerine daha sonra aktif galaksi çekirdekleri denir .
Galaksimiz Samanyolu , yakındaki yıldızların son derece hızlı hareketlerini gözlemleyerek gösterildiği gibi, böyle bir kara delik ( Yay A * ) içerir. Özellikle, S2 adlı bir yıldız, on bir yıldan daha kısa bir sürede, tespit edilemeyen karanlık bir nesnenin etrafındaki tam bir devrim sırasında gözlemlenebilir. Bu yıldızın eliptik yörüngesi, onu bu nesneden yirmi astronomik birimden daha azına getirdi ( yani Uranüs - Güneş sırasına göre bir mesafe ) ve yörüngenin seyahat etme hızı, yaklaşık 2.3 milyonluk bir kütle atamayı mümkün kılıyor. etrafında döndüğü karanlık nesne için güneş kütleleri. Bir kara deliğinkinden başka hiçbir model, bu kadar küçük bir hacimde böyle bir madde konsantrasyonunu açıklayamaz.
Chandra teleskobu ayrıca, NGC 6240 galaksisinin merkezinde birbirinin yörüngesinde dönen iki süper kütleli kara deliği gözlemlemeyi de mümkün kıldı . Bu tür devlerin oluşumu hala tartışılıyor, ancak bazıları evrenin başlangıcında çok hızlı bir şekilde oluştuklarına inanıyor.
Kitle galaktik bir kara deliğin kütlesinin binde yaklaşık genellikle konuda içinde merkez ampul .
Uzak Evrende gözlemlenen çok büyük kara deliklerin (bir milyar güneş kütlesi mertebesinde) oluşumu, büyük kütleli yıldızların çöküşüne karşılık gelemeyecek kadar hızlı olmuştur. Bu, Büyük Patlama'dan hemen sonra ortaya çıkan , on ila yüz bin güneş kütlesindeki kara deliklere yol açan ve ardından çevreleyen gaz ve yıldızlar pahasına büyütülen devasa gaz bulutlarının doğrudan çökmesi olabilir .
Ara kara delikler yakın zamanda keşfedilen nesnelerdir ve 100 ila 10.000 güneş kütlesi arasında bir kütleye sahiptir. Gelen 1970'lerin , ara kütlesinin kara delikler göbeğinde forma gerekiyordu küresel kümelerin ama hiçbir gözlemler bu hipotezi destekleyen geldi. 2000'li yıllardaki gözlemler, yüksek parlaklıkta X-ışını kaynaklarının varlığını gösterdi (İngilizce'de Ultra-ışıklı X-ışını kaynağı veya ULX ). Bu kaynaklar, görünüşe göre, süper kütleli kara deliklerin bulunduğu galaksilerin kalbi ile ilişkili değil. Ek olarak, gözlemlenen X-ışınlarının miktarı, 20 güneş kütlesindeki bir kara delik tarafından üretilemeyecek kadar büyüktür ve maddeyi Eddington limitine (bir yıldız kara deliği için maksimum limit) eşit bir oranda toplar . Bu ara kara delikler aynı zamanda bir popülasyon III yıldızının çöküşünden de kaynaklanabilir : bunlar, Evrenin başlangıcında oluşmuş olacak olan ve en yaygın elementlerden oluşan çok büyük yıldızların (binlerce güneş kütlesi) varsayımsal popülasyonlarıdır. : hidrojen veya helyum.
Bu tür kara deliklerin varlığı astronomi camiasında artık iyi kabul ediliyorsa, aday sayısının azlığı ve bazı sinyallerin belirsizliği, bu kara delik kategorisinin varlığının hala tartışma konusu olduğu anlamına geliyor.
2017 yılında Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi'nde araştırma direktörü olan Bülent Kızıltan, küresel küme 47 Tucanae içinde 1.400 ila 3.700 güneş kütlesi arasında bir ara kara delik tespit ettiğini iddia ediyor .
Mikro kara delikler veya kuantum kara delikler olarak da adlandırılan ilkel kara delikler, çok küçük bir boyuta sahip olacaktı . İlkel evrendeki küçük aşırı yoğunlukların yerçekimsel çöküşünü takiben Büyük Patlama sırasında (dolayısıyla "ilkel" niteleyicisi) oluşmuş olacaklardı . 1970'lerde fizikçiler Stephen Hawking ve Bernard Carr , erken evrende kara deliklerin oluştuğu bir mekanizma üzerinde çalıştılar. Yıldız oluşumu tarafından öngörülenlere kıyasla çok küçük olan mini kara delikler bolluğu fikrini ortaya koydular. Bu kara deliklerin yoğunluğu ve kütle dağılımı bilinmemektedir ve öncelikle erken evrende, kozmik şişmede hızlı bir genişleme aşamasının nasıl gerçekleştiğine bağlıdır . Bu düşük kütleli kara delikler, eğer varsa, sonunda INTEGRAL gibi uydular tarafından tespit edilebilecek gama radyasyonu yayar . Bu radyasyonun tespit edilememesi, bu kara deliklerin bolluğu ve kütle dağılımına üst limitler koymayı mümkün kılar.
Varsayımsal olduğu bir hipotez ortalarında 2019 öngörmektedir 9 inci güneş sisteminin gezegen böyle bir kara delik olabilir.
Bazı yüksek enerjili fizik modellerine göre, laboratuvarda, LHC gibi parçacık hızlandırıcılarda benzer mikro kara delikler oluşturmak mümkün olacaktır .
Bir ikili kara delik a, varsayımsal bir ikili sistem iki siyah delikler oluşur, yörüngedeki birbirlerine. Bunlar , gözlemlenebilir evrendeki en büyük kütleçekimsel dalga kaynaklarından biridir .
Bu ikili sistem, zamanla açısal momentum kaybından dolayı kararsız olacaktır . Sonuç olarak, kara delikler birleşene kadar birbirlerine daha yakın hareket ederek, ev sahibi galakside belirli yapısal değişikliklere neden olan özelliklerde değişiklikler yaratırlar.
Sayısız gözlemimiz olan (dolaylı, ancak giderek daha kesin, bir sonraki paragrafa bakınız) sadece iki kara delik sınıfı, yıldız ve süper kütleli kara deliklerdir. En yakın süper kütleli kara delik, yaklaşık 8,5 kpc (∼27,700 al ) ile Galaksimizin merkezinde bulunan kara deliktir .
Bir kara deliği tespit etmenin ilk yöntemlerinden biri, bir ikili yıldızın iki bileşeninin kütlesinin yörünge parametrelerinden belirlenmesidir. Böylece, çok belirgin bir yörünge hareketi (birkaç on km / s genliği) olan, ancak arkadaşı görünmez olan düşük kütleli yıldızları gözlemledik. Böyle bir kütleye sahip normal bir yıldız çok kolay görülebileceğinden, devasa görünmez yoldaş genellikle bir nötron yıldızı veya bir kara delik olarak yorumlanabilir . Yoldaşın kütlesi (veya eğim açısı bilinmiyorsa kütlelerin işlevi ), daha sonra nötron yıldızlarının maksimum limit kütlesi (yaklaşık 3.3 güneş kütlesi ) ile karşılaştırılır. Bu sınırı aşarsa, nesne bir kara delik olarak kabul edilir. Aksi takdirde, beyaz bir cüce olabilir .
Ayrıca, gama ışını patlamaları (veya İngilizce'de gama ışını patlaması için GRB) sırasında belirli yıldız kara deliklerinin ortaya çıktığı düşünülmektedir . Gerçekten de, sonuncusu büyük bir yıldızın ( Wolf-Rayet yıldızı gibi ) patlamasıyla bir süpernovaya dönüşecekti ; bazı durumlarda ( çöküş modeli tarafından açıklanmıştır ), kara delik oluşurken bir gama ışınları parlaması üretilir. Böylece, bir GRB, bir kara deliğin doğumunun sinyalini temsil edebilir. Daha düşük kütleli kara delikler, klasik süpernovalar tarafından da oluşturulabilir. SN 1987A üstnova kalıntısı , örneğin bir kara delik olduğu tahmin edilmektedir.
Bir kara deliğin varlığıyla doğrudan bağlantılı ikinci bir fenomen, bu sefer sadece yıldız tipinde değil, aynı zamanda süper kütleli, esas olarak radyo dalgaları alanında gözlemlenen jetlerin varlığıdır . Bu jetler , kara deliğin yığılma diskinde meydana gelen büyük ölçekli manyetik alan değişikliklerinin sonucudur .
Kara delik nesnesi tanım gereği gözlemlenemez; ancak, bir kara deliğin yakın çevresini ( toplanma diski , madde jetleri vb.) ufkuna yakın olarak gözlemlemek mümkündür , böylece kara deliklerin fiziğini test etmeyi ve doğrulamayı mümkün kılar. Ancak bir yıldız kara deliğinin küçük boyutu (birkaç kilometre), bu doğrudan gözlemi çok zorlaştırıyor. Örnek olarak ve bir kara deliğin açısal boyutu aynı yarıçapa sahip klasik bir nesnenin açısal boyutundan daha büyük olsa bile, güneş kütlesi olan ve bir parsek (yaklaşık 3.26 yıl -ışık ) konumunda bulunan bir karadeliğin açısal boyutu olacaktır. 0.1 mikro ark saniye çapı .
Ancak durum süper kütleli bir kara delik için daha elverişli. Gerçekten de, bir kara deliğin boyutu kütlesiyle orantılıdır. Bu nedenle, galaksimizin merkezindeki kara delik, muhtemelen 3,7 milyon ile 4,15 milyon güneş kütlesi arasında bir kütleye sahiptir. Onun schwarzschild yarıçapı yaklaşık 12,7 milyon kilometre. Dünyadan yaklaşık 8,5 kiloparsek uzaklıkta bulunan bu kara deliğin açısal boyutu 40 ark mikrosaniye mertebesindedir. Bu çözünürlüğe görünür alanda erişilemez , ancak şu anda radyo interferometrisinde ulaşılabilen sınırlara oldukça yakındır . Yeterli hassasiyete sahip radyo interferometri tekniği, frekans olarak milimetre aralığıyla sınırlıdır. Frekansta bir büyüklük sırası kazancı, kara deliğin açısal boyutundan daha iyi bir çözünürlüğe izin verecektir.
10 Nisan 2019, Event Horizon Teleskop projesi ilk görüntüleri yayınlayan M87 * , süper kütleli kara deliğin merkezinde M87 galaksi . Bu restitüsyonlar , Amerikalı bilim adamı Katie Bouman tarafından geliştirilen “CHIRP” ( Sürekli Yüksek Çözünürlüklü Görüntü Yeniden Oluşturma Kullanarak Yama öncelikleri ) adı verilen bir görüntü rekonstrüksiyon algoritması sayesinde elde edilir . Bu görüntüler, bir yığılma diskindeki kara deliğin siluetini ayırt etmeyi mümkün kılıyor .
1965 yılında tespit edilen Cygnus X-1 , muhtemelen bir kara deliğin tezahürü olarak tanımlanan ilk astrofiziksel nesnedir. Dönen bir kara delik ve dev bir yıldızdan oluşan ikili bir sistemdir .
Birikme diski oluşturan jetlere sahip bir kara delik içeren ikili yıldız sistemlerine, galaksi dışı ebeveynlerine atıfta bulunarak mikro-kuasarlar denir : kuasarlar . İki nesne sınıfı aslında aynı fiziksel süreçleri paylaşır. En çok incelenen mikro kuasarlar arasında, 1994 yılında süperluminal jetlere sahip olduğu keşfedilen GRS 1915 + 105'e dikkat çekilecektir . GRO J1655-40 sisteminde bu tür jetlerin başka bir vakası tespit edildi . Ancak mesafesi tartışmalıdır ve jetleri süperluminal olmayabilir. Presesyonda sürekli jetlere sahip olan ve maddenin ışık hızının birkaç kesri hızında demetler halinde hareket ettiği çok özel SS 433 mikro-kuasar'a da dikkat edin .
Süper kütleli kara delikler için adaylar ilk olarak 1960'larda radyo astronomları tarafından keşfedilen aktif galaksi çekirdekleri ve kuasarlardı . Bununla birlikte, süper kütleli kara deliklerin varlığına dair en ikna edici gözlemler, Sagittarius A* adı verilen galaktik merkez etrafındaki yıldızların yörüngeleridir . Bu yıldızların yörüngeleri ve ulaşılan hızlar, galaksideki bu konumda 4 milyon güneş kütlesi mertebesinde, süper kütleli bir kara delik dışında herhangi bir nesneyi dışarıda bırakmayı mümkün kılmıştır. Daha sonra, diğer birçok galakside süper kütleli kara delikler tespit edildi.
İçinde Şubat 2005Denilen dev bir mavi yıldız, 024.507 SDSS J090745.0 + bir hızda iki kat ile galaksimizi bırakarak gözlendi hızlı şekilde serbest bırakma hızı arasında Samanyolu veya ışığın 0.002 2 kat hızlı. Bu yıldızın yörüngesine çıktığımızda, galaktik merkezin hemen yakınından geçtiğini görüyoruz. Bu nedenle hızı ve yörüngesi, bu konumda yerçekimi etkisi bu yıldızın Samanyolu'ndan fırlamasına neden olacak süper kütleli bir kara deliğin varlığı fikrini de desteklemektedir.
İçinde kasım 2004, bir gökbilimci ekibi, gökadamızdaki ilk orta kütleli kara deliğin keşfini , gökada merkezinden sadece üç ışıkyılı uzaklıkta yörüngede olduğunu bildirdi . Bu kara deliğin yaklaşık 1.300 güneş kütlesi kütlesine sahip olduğu söyleniyor ve sadece yedi yıldızdan oluşan bir kümede bulunuyor. Bu küme, muhtemelen, merkezi kara deliğin mevcudiyeti tarafından açığa çıkarılan büyük bir yıldız kümesinin kalıntısıdır. Bu gözlem SMO'ların emici yıldızları ve diğer kara delikler, doğrudan gözlem yoluyla teyit edilebilir bir fikirle büyümesi fikrini desteklemektedir yerçekimsel dalgalar aracılığıyla, bu süreçte yayılan boşluk . Girişimölçer LISA .
İçinde Haziran 2004, Astronomlar , bir kara delik bulundu denilen + 6930 Q0906 bir merkezinde, uzak galaksi 12700000000 hakkında ışık yılı uzakta evren hala çok gençtim olduğunu. Bu gözlem, galaksilerde süper kütleli kara deliklerin oluşumunun nispeten hızlı bir fenomen olduğunu göstermektedir.
2012 yılında, şimdiye kadar gözlemlenen en büyük kara delik , Kahraman takımyıldızında 220 milyon ışıkyılı uzaklıkta bulunan NGC 1277 galaksisinde keşfedildi . 17 milyar güneş kütlesi kütlesine sahip olacak ve kendi galaksisinin kütlesinin %14'ünü temsil edecek (diğerleri için ortalama %0,1'e karşı ). 2017'de bu kara delik , 10,4 milyar ışıkyılı uzaklıkta bulunan ve 66 milyar güneş kütlesi "ağırlıklı" bir kuasar olan TON 618 tarafından tahttan indirilecekti .
Kara delikler hakkında çok önemli bir soru, hangi koşullar altında oluşabilecekleridir. Oluşumları için gerekli koşullar son derece spesifik olsa da, çok sayıda kara delik olma ihtimali düşük olabilir. Stephen Hawking ve Roger Penrose tarafından hazırlanan bir dizi matematiksel teorem , durumun böyle olmadığını göstermiştir: karadeliklerin oluşumu, çeşitli aşırı genel koşullar altında gerçekleşebilir. Açık nedenlerden dolayı, bu çalışma tekillik teoremleri olarak adlandırılmıştır . Bu teoremler , kara deliklerin varlığına dair çok az gözlemsel doğrulamanın olduğu 1970'lerin başlarından kalmadır . Daha sonraki gözlemler, kara deliklerin evrende çok yaygın nesneler olduğunu doğruladı.
Bir kara deliğin merkezinde yerçekimi tekilliği vardır . Herhangi bir kara delik türü için, bu tekillik olay ufku tarafından dış dünyadan "gizlenir". Bu durum çok şanslı görünüyor: mevcut fizik kesinlikle yerçekimsel bir tekilliği nasıl tanımlayacağını bilmiyor ama bunun pek önemi yok, çünkü bu, ufukla sınırlanan bölgenin içinde olduğu için dış dünyadaki olayları etkilemiyor. . Ancak, bir ufukla çevrili olmadan bir tekilliğin var olduğu genel görelilik denklemlerinin matematiksel çözümleri olduğu ortaya çıkıyor. Bu, örneğin, yük veya açısal momentum belirli bir kritik değeri aştığında Kerr veya Reissner-Nordström çözümleri için geçerlidir. Bu durumda, artık bir kara delikten (artık bir ufuk yoktur ve dolayısıyla artık bir "delik" yoktur) değil, çıplak tekillikten söz ederiz . Bu tür konfigürasyonları pratikte incelemek son derece zordur çünkü tekilliğin davranışının tahmini her zaman imkansız kalır; ama bu sefer içinde yaşadığımız evreni etkiliyor. Çıplak tekilliklerin varlığı, bu nedenle , mevcut bilgi durumunda evrenin deterministik bir evriminin imkansızlığı ile sonuçlanır .
Bununla birlikte, Kerr veya Reissner-Nordström karadelikleri (aynı zamanda genel Kerr-Newman durumu ) açısal momentum veya elektrik yüklerinin harici girişi ile ilgili kritik değerlerine ulaşamazlar. Gerçekten de, bir Kerr kara deliğinin kritik değerine ne kadar yaklaşırsak, harici bir nesne açısal momentumunu o kadar az artırabilir. Karşılaştırılabilir bir şekilde, bir Reissner-Nordström kara deliğinin maksimum yükü yaklaştıkça, ona doğru yansıtılan kara deliğinkiyle aynı işarete sahip elektrik yükleri, kara deliğin uyguladığı itme elektrostatiklerinden dolayı artan zorlukla ona ulaşacaktır. . Yüklerin kara deliğe girmesini sağlamak için, oraya göreli bir hızda (elektriksel itme nedeniyle) yansıtılmaları gerekirdi; bu, onlara kütle enerjilerinden (dururken) çok daha büyük hale gelen artan bir enerji vermeye katkıda bulunacaktır. . Dolayısıyla kara deliğin kütlesine, kara deliğin yükündeki artışı telafi etmeye yetecek bir katkı. Sonunda, kara deliğin yük/kütle oranı, kritik değerin hemen altında "doyur".
Bu unsurlar ve daha temel düşünceler, İngiliz matematikçi Roger Penrose'un 1969'da hiçbir fiziksel sürecin evrendeki çıplak tekilliklerin ortaya çıkmasına izin veremeyeceğini şart koşan sözde kozmik sansür hipotezini formüle etmesine yol açtı . Birkaç olası formülasyonu olan bu hipotez, bir yanda Stephen Hawking ile diğer yanda Kip Thorne ve John Preskill arasında, çıplak tekilliklerin var olabileceğine bahse giren bir bahsin konusuydu . Gelen 1991 , Stuart L. Shapiro ve Saul A Teukolsky çıplak tekillik evrenin meydana getirmesi simülasyonların inanç gösterdi. Birkaç yıl sonra Matthew Choptuik , çıplak tekilliklerin oluşumunun mümkün olduğu önemli bir dizi durumu vurguladı. Bununla birlikte, bu konfigürasyonlar son derece spesifik kalır ve çıplak tekilliklerin oluşumuna yol açmak için başlangıç koşullarının ince bir şekilde ayarlanmasını gerektirir . Bu nedenle oluşumları mümkündür , ancak pratikte son derece olasılık dışıdır . In 1997 , Stephen Hawking o Kip Thorne ve John Preskill ile yaptığı bahsi kaybettiğini itiraf etti. O zamandan beri, çıplak tekilliklere yol açabilecek başlangıç koşulları üzerinde daha kısıtlayıcı koşulların eklendiği başka bir bahis başlatıldı.
In 1971 , İngiliz fizikçi Stephen Hawking herhangi klasik karadeliğin olay ufuklarında azaltmak asla gösterdi. Bu özellik, yüzeyin entropi rolü oynamasıyla, termodinamiğin ikinci yasasına oldukça benzer . Klasik fizikte çerçevesinde, biz bu yasayı ihlal edebilecek termodinamik bunun toplam entropi bir azalma sonucu ile, evrenimizin kaybolur yapacak bir kara delik, içine madde göndererek evrenin .
Bu yasayı ihlal etmemek için fizikçi Jacob Bekenstein , bir kara deliğin (tam doğasını belirtmeden) bir entropiye sahip olduğunu ve ufkunun alanıyla orantılı olduğunu öne sürdü. Bekenstein daha sonra kara deliklerin radyasyon yaymadığına ve termodinamikle olan bağlantının kara deliğin özelliklerinin fiziksel bir tanımı değil, sadece bir benzetme olduğuna inanıyordu. Bununla birlikte, Hawking kısa süre sonra bir kuantum alan teorisi hesaplamasıyla, kara deliklerin entropisi üzerindeki sonucun basit bir analojiden çok daha fazlası olduğunu ve kara deliklerin ışıması ile ilişkili bir sıcaklığı kesin olarak tanımlamanın mümkün olduğunu gösterdi (aşağıya bakınız). ).
Kara delik termodinamiği denklemlerini kullanarak, bir kara deliğin entropisinin ufkunun alanıyla orantılı olduğu görülüyor. Bu, de Sitter'in evreni gibi bir ufku da içeren kozmolojik modellere başka bir bağlamda uygulanabilecek evrensel bir sonuçtur . Mikroskopik yorumlama bu entropi, diğer taraftan, hangi açık bir sorun olmaya devam etmektedir sicim teorisi ancak kısmi cevaplar sağlamada başarılı oldu.
Daha sonra kara deliklerin maksimum entropiye sahip nesneler olduğu, yani belirli bir yüzey tarafından sınırlandırılan bir uzay bölgesinin maksimum entropisi, aynı alandaki kara deliğinkine eşit olduğu gösterildi. Bu gözlem, fizikçiler Gerard 't Hooft ve ardından Leonard Susskind'i , bir bölgenin yüzeyinin tanımlanmasının, içeriğiyle ilgili tüm bilgileri yeniden oluşturmayı mümkün kıldığı gerçeğine dayanan , holografik ilke adı verilen bir dizi fikir önermeye yöneltti. Tıpkı bir hologramın basit bir yüzey üzerindeki bir hacme ilişkin bilgileri kodlaması gibi, böylece bir yüzeyden bir kabartma efekti vermeyi mümkün kılar.
Kara deliklerin entropi keşif böylece kara delikler ve arasında son derece derin benzetme geliştirilmesine imkan termodinamik , kara deliklerin termodinamik bir teori anlamada yardımcı olabilir, kuantum yerçekimi .
In 1974 , Stephen Hawking uygulanan kuantum alan kuramı için kavisli uzay-zaman genel görelilik ve klasik mekaniği tahmin ne o tersini keşfetti, kara delikler denir bugün (termal radyasyon benzer) gerçekten de yayarlar radyasyon verebilir Hawking radyasyonu : kara delikler dolayısıyla vardır tamamen "siyah" değil.
A aslında tekabül etmesidir Hawking radyasyonu spektrumu arasında siyah gövde . Bu nedenle , boyutuyla ters orantılı olan kara deliğin " sıcaklığını " ilişkilendirebiliriz . Bu nedenle, kara delik ne kadar büyük olursa, sıcaklığı o kadar düşük olur. Merkür gezegeninin kütlesindeki bir kara delik , kozmik dağınık arka plan radyasyonununkine eşit bir sıcaklığa (kabaca 2.73 Kelvin ) sahip olacaktır. Kara delik daha büyükse, taban sıcaklığından daha soğuk olacak ve enerjisini Hawking radyasyonu yoluyla kaybedeceğinden daha hızlı artıracak ve böylece daha da soğuyacaktır. Bir yıldız kara deliği bu nedenle birkaç mikrokelvinlik bir sıcaklığa sahiptir, bu da buharlaşmasının doğrudan tespitini tasavvur etmeyi tamamen imkansız hale getirir. Bununla birlikte, daha az kütleli kara delikler için sıcaklık daha yüksektir ve buna bağlı enerji kaybı, kütlesinin kozmolojik ölçeklerde değiştiğini görmesini sağlar. Böylece birkaç milyon tonluk bir kara delik , Evrenin yaşından daha kısa bir sürede buharlaşacaktır . Kara delik buharlaştıkça küçülür ve dolayısıyla daha da ısınır. Bazı astrofizikçiler kara deliklerin tamamen buharlaşmasının bir gama ışını parlaması üreteceğini öne sürdüler . Bu, çok düşük kütleli kara deliklerin varlığının bir imzası olacaktır. Bunlar daha sonra ilkel kara delikler olacaktır. Mevcut araştırmalar, Avrupa uydusu Uluslararası Gama Işını Astrofizik Laboratuvarı'ndan (INTEGRAL) alınan verilerle bu olasılığı araştırıyor .
Başında hala çözülmemiş temel fizik bir soru XXI inci yüzyılın ünlü paradoks bilgilerinin. Aslında, daha önce bahsedilen kellik teoremi nedeniyle , kara deliğe neyin girdiğini a posteriori olarak belirlemek mümkün değildir . Ancak, uzak bir gözlemci tarafından görüldüğünde, kara deliğe düşen malzeme ancak sonsuz uzun bir süre sonra ortadan kaybolduğu için bilgi hiçbir zaman tamamen yok olmaz. Peki, kara deliği oluşturan bilgiler kayıp mı, yok mu?
Bir kuantum yerçekimi teorisinin ne olması gerektiğine dair genel düşünceler , kara deliğin ufkuna yakın uzaya yalnızca sonlu ve sınırlı miktarda entropinin (yani, maksimum ve sonlu bir bilgi miktarı) ilişkili olabileceğini düşündürmektedir. Ancak ufkun entropisinin değişimi ile Hawking radyasyonunun değişimi, kara deliğe düşen tüm madde ve enerji entropisini hesaba katmak için her zaman yeterlidir… Ama hala birçok soru var. Özellikle kuantum düzeyinde, kara deliğe düşen şeyin tarihi, Hawking'in radyasyonunun kuantum durumu benzersiz bir şekilde belirleniyor mu? Aynı şekilde, düşen şeyin tarihi, kara deliğin kuantum durumu ve radyasyonu tarafından benzersiz bir şekilde belirleniyor mu? Başka bir deyişle, kara delikler deterministik midir, değil midir? Bu özellik elbette klasik fizikte olduğu gibi genel görelilikte korunur, ancak kuantum mekaniğinde korunmaz .
Uzun yıllar boyunca, Stephen Hawking , Hawking'in radyasyonunun tamamen termal ve dolayısıyla tamamen rastgele olduğu, böylece deterministik olmayan yeni bir bilgi kaynağı temsil ettiği 1975'teki orijinal konumunu korudu. Ancak21 Temmuz 2004, o ilk pozisyonuna karşı yeni bir argüman sundu. Yeni hesaplamalarında, bir kara delikle ilişkili entropiye gerçekten de dışarıdan bir gözlemci erişemezdi. Ayrıca, bu bilginin yokluğunda, Hawking radyasyonunun (iç korelasyonlarında yer alan) bilgilerini sistemin ilk durumuyla benzersiz bir şekilde ilişkilendirmek imkansızdır. Ancak kara delik tamamen buharlaşırsa bu kesin tanımlama yapılabilir ve bütünlük korunur (böylece bilgi korunur). Uzman bilim camiasının Hawking tarafından sunulan argümanlara kesinlikle ikna olup olmadığı açık değildir . Ancak Hawking, 1997'de Caltech'ten fizikçi John Preskill ile yaptığı iddiayı sonuçlandıracak kadar ikna olmuştu ve böylece medyanın büyük ilgisini çekti.
İçinde Temmuz 2005, Hawking'in duyurusu Physical Review dergisinde bir yayınla sonuçlandı ve daha sonra Hawking tarafından önerilen yaklaşımın geçerliliği konusunda net bir fikir birliği ortaya çıkmadan bilim camiasında tartışıldı.
Genel görelilik, iki kara deliğin birbirine bağlı olduğu konfigürasyonların olacağını gösterir. Böyle bir konfigürasyona genellikle solucan deliği veya daha nadiren Einstein-Rosen köprüsü denir . Bu tür konfigürasyonlar bilimkurgu yazarlarına büyük ölçüde ilham vermiştir (örneğin medya bölümündeki referanslara bakınız ), çünkü uzun mesafelerde çok hızlı seyahat etmenin, hatta zamanda yolculuk etmenin bir yolunu sunarlar . Pratikte, bu tür konfigürasyonlar, eğer genel görelilik tarafından yetkilendirilmişlerse, astrofiziksel bir bağlamda tamamen pratik görünmüyor çünkü bilinen hiçbir süreç bu tür nesnelerin oluşumuna izin vermiyor gibi görünüyor.
Yıldız kara deliklerinin varlığının ispatı , nötron yıldızlarının kütlesi için bir üst sınırın varlığına dayanmaktadır . Bu sınırın değeri, yoğun maddenin özelliklerine ilişkin yapılan varsayımlara güçlü bir şekilde bağlıdır. Maddenin yeni egzotik fazlarının keşfi bu sınırı geriye itebilir. Yüksek yoğunlukta serbest kuarklardan (örneğin proton ve nötron oluşturmaya bağlı olmayan) oluşan bir faz, süpersimetri modelleri Q yıldızlarının varlığını tahmin ederken kuark yıldızlarının varlığına izin verebilir . Bazı uzantılar Standart model varlığına inanmaktayız preons kuark ve yapıtaşlarını teşkil edecek leptonların varsayımsal oluşturabilir, preonlar yıldızlı . Bu varsayımsal modeller, aday yıldız karadeliklerinin bir dizi gözlemini açıklayabilir. Ancak, genel görelilikteki genel argümanlardan, bu nesnelerin hepsinin bir maksimum kütleye sahip olacağı gösterilebilir.
Bunu Schwarzschild yarıçap içinde bir kara delik ortalama yoğunluğu kütlesinin karesiyle ters orantılı olduğundan, SMO'ların çok daha az yoğun yıldız kara deliklerden daha (a delik siyah yoğunluğu deliği 10 8 güneş kütlesi ile karşılaştırılabilir on milyar (10 10 ) güneş kütlesindeki bir kara delik havadan daha az yoğun olacaktır). Sonuç olarak, süper kütleli bir kara delik oluşturan maddenin fiziği çok daha iyi anlaşılır ve süper kütleli karadeliklerin gözlemlenmesi için olası alternatif açıklamalar çok daha sıradandır. Örneğin, süper kütleli bir kara delik, çok karanlık nesnelerden oluşan büyük bir küme olarak modellenebilir. Ancak bu alternatifler genellikle süper kütleli kara delik adaylarını açıklayacak kadar kararlı değildir.
Yıldız ve süper kütleli kara delikler lehine olan kanıtlar, kara deliklerin oluşmaması için, muhtemelen kuantum düzeltmelerinin ortaya çıkması nedeniyle, genel göreliliğin bir yerçekimi teorisi olarak başarısız olması gerektiğini ima eder . Kuantum yerçekimi teorisinin uzun zamandır beklenen bir özelliği, tekilliklerin veya olay ufuklarının olmaması (ve dolayısıyla kara deliklerin olmaması) olacaktır. Son yıllarda, çok dikkat modeline ödenmiştir " fuzzballs " (kelimenin tam anlamıyla "tüylü topları (veya topları)" geliştirilmiştir) sicim teorisi . Sicim teorisindeki belirli durumlardaki hesaplamalara dayanan öneri, genel anlamda bir kara delik çözümünün bireysel durumlarının bir olay ufkuna veya tekilliğe sahip olmaması gerektiğini, ancak klasik / yarı gözlemci için bu durumların istatistiksel ortalamasının olması gerektiğini önerir. genel görelilik kuramında sıradan bir kara delik olarak görünür.
Jean-Pierre Luminet yaptığı konferans sırasında CPPM içindeocak 2020boyunca kara deliğe teorik alternatif giriş kısmında belirtilmiş olan , Janus modeli arasında Jean-Pierre Petit . Gözlemsel düzeyde böyle bir nesnenin "gerçekten bir kara delik gibi göründüğünü" belirtir.
Birçok alternatif de önerilmiştir, örneğin:
Ancak tüm bu nesneler, bilgimizin mevcut durumunda tamamen teorik kalır.
Kara delikler hakkında " popüler kültür " hakkında konuştuğumuzda aklımıza genellikle bilim kurgu gelir . Sinemada veya edebiyat alanında çok fazla ilham var.