חור שחור

חור שחור (באנגלית: Black Hole) הוא גרם שמים בעל שדה כבידה כה חזק, שמהירות המילוט שלו גבוהה יותר מאשר מהירות האור. משמעות הדבר היא ששום חומר ואף אור, אינו יכול להתנתק ממנו. כל מסה הנדחסת לכדור בעל רדיוס קטן או שווה לרדיוס שוורצשילד מהווה למעשה חור שחור. חור שחור יכול להיווצר כתוצאה מקריסה כבידתית בשלבים אחרונים של התפתחות כוכב כבד מאוד.
אף על פי שהחור השחור עצמו אינו מקרין (ומכאן מגיע שמו), תהליך קוונטי המכונה קרינת הוקינג גורם לפליטת קרינה וחלקיקים מסיביים מהגבול החיצוני של החור השחור, הקרוי אופק אירועים. מסתו של החור השחור גדלה כאשר גוף חוצה את אופק האירועים מבחוץ פנימה, ומאידך, מסתו קטנה בעקבות קרינת הוקינג.
קיימות שתי שאלות פתוחות מפורסמות בנוגע לחורים שחורים. ידוע כי מאחורי כל אופק אירועים נמצאת סינגולריות כבידתית - נקודה במרחב בה הצפיפות היא אינסופית, כיוון שהמסה מרוכזת בנקודה קוונטית אחת. השאלה הראשונה היא שאלת נכונותה של השערת הצנזורה הקוסמית, שלפיה כל סינגולריות מוסתרת מאיתנו על ידי אופק אירועים. השאלה השנייה קשורה למציאת פתרון לפרדוקס השמדת המידע הנובע מכך שחורים שחורים "מתאדים" מבלי לאבד מידע.
את החורים השחורים ניתן לסווג לחמש קבוצות על־פי גודלם (מהקטן לגדול): חור שחור זעיר, חור שחור קדמון (שנוצר בתקופת המפץ הגדול), חור שחור כוכבי, חור שחור בינוני  וחור שחור על־מסיבי. כיום ישנן ראיות אסטרונומיות לקיומם של חורים שחורים כוכביים ועל-מסיביים, ואילו השלושה האחרים (זעירים, קדמונים ובינוניים) עדיין היפותטיים. למרות ראיות לקיומם של חורים שחורים, קיים מיעוט בקרב הפיזיקאים, שלא מסכימים כי חורים שחורים מסוג כלשהו אכן קיימים.
ב־10 באפריל 2019, תמונה של חור שחור בגלקסיה האליפטית M87 תועדה באמצעות Event Horizon Telescope .

היסטוריה

הרעיון כי עשוי להתקיים ביקום גוף כה מסיבי עד שאפילו אור לא יוכל לברוח ממנו הועלה לראשונה על ידי הגאולוג הבריטי ג'ון מישל, ששימש בתקופה זו ככומר. הוא רשם את הרעיון במכתב שנשלח בשנת 1783 לידידו הנרי קוונדיש, והלה פרסם אותו בכתבי החברה המלכותית של לונדון. באותו זמן התאוריה הניוטונית של הכבידה והמושג של מהירות מילוט היו כבר ידועים היטב, וכמו כן מהירות האור הייתה ידועה בקירוב. מישל שהאמין בהיפותזה נוספת של אייזק ניוטון, לפיה האור עשוי מחלקיקים, הסיק ששדה הכבידה של כוכב מאט את האור שעוזב את פניו, ועל פי חישוביו, בגוף בעל רדיוס הגדול פי 500 מזה של השמש וצפיפות השווה לזו של השמש תהיה מהירות המילוט מפני השטח גדולה ממהירות האור. אף על פי שלא ייחס לכך סבירות גבוהה, מישל הביא בחשבון את האפשרות שישנם עצמים רבים כאלה ברחבי היקום ללא ידיעתנו. הוא גם הציע דרך למצוא אותם במערכת כוכבים זוגית - שיטה שמשמשת גם כיום.
בשנת 1796 הגיע המתמטיקאי הצרפתי פייר סימון לפלס למסקנות דומות, כנראה מבלי להכיר את עבודתו של מישל, והוא פרסם את חישוביו בשתי המהדורות הראשונות של ספרו "Exposition du Système du Monde". הפרק הושמט מהמהדורות הבאות. למעשה, עד שנות ה־70 של המאה ה־20 הוענקה זכות הבכורה על גילוי החורים השחורים ללפלס, ורק אז התגלה מחדש מכתבו של מישל בין פרסומי החברה המלכותית. במאה ה־19 הרעיון זכה לתשומת לב מעטה מאוד כיוון שבאותה התקופה הפרדיגמה השולטת הייתה שהאור הוא גל חסר מסה, ולפיכך הכבידה אינה משפיעה עליו. גם ההכרה בתכונות החלקיקיות של האור (פוטונים) בתחילת המאה ה־20 לא שינתה את הגישה, היות שהפוטון הוא חלקיק חסר מסה ולא היה מצופה ממנו להיות מושפע מכבידה.

הסבר מודרני לקיומם של חורים שחורים

בשנת 1915 פיתח אלברט איינשטיין את תורת היחסות הכללית. עוד לפני כן הוא חזה שהכבידה משפיעה על מסלול האור. מספר חודשים מאוחר יותר מצא קרל שוורצשילד, על מיטת חוליו, את הפתרונות הראשונים למשוואת השדה של איינשטיין, ושלח את מאמריו לאיינשטיין. הפתרונות שלו תיארו את שדה הכבידה הנובע ממסה נקודתית ומכוכב כדורי, ותוך כדי כך הוא הראה שהגוף אותו מכנים כיום חור שחור אכן יכול להתקיים. שוורצשילד עצמו, וגם איינשטיין ששלח את מאמריו לפרסום, לא האמינו בקיומם של חורים שחורים ביקום, והתייחסו לחור שחור כאל מושג "לא פיזיקלי". על פי רדיוס שוורצשילד כוכב בעל מסה של השמש יצטרך להתכווץ לרדיוס של שלושה קילומטרים על מנת להפוך לחור שחור. כיווץ שכזה אינו אפשרי כיוון שכוכבים, על פי הידוע בעת ההיא, מסיימים את חייהם כננסים לבנים, שהם גופים שאינם מגיעים לצפיפות כזאת (צפיפות ננס לבן היא בערך טון לסמ"ק, פי מיליון מצפיפותם של מים).
ב־1930, מצא סוברהמניאן צ'נדראסקאר כי תורת היחסות הפרטית מדגימה למעשה שגוף מעל מסה מסוימת, הנקראת כיום גבול צ'נדראסקאר, לא יסיים את חייו כננס לבן, אלא יקרוס לכוכב נייטרונים. כך, כוכבים שמסתם לאחר הקריסה היא פי 1.44 ממסת השמש קורסים לכוכב נייטרונים - גוף שבו הפרוטונים מאוחים לאלקטרונים והופכים לנייטרונים. צפיפות כוכב הנייטרונים היא בערך אלף טון למילימטר מעוקב. לכוכב נייטרונים בעל מסה גדולה מפי 3 ממסת השמש יש רדיוס קטן מרדיוס שוורצשילד, ולכן הוא חור שחור. מאחר שכוכבים מאבדים מסה במשך מחזור החיים שלהם, כוכב בעל מסה גדולה פי 30 מן השמש יסיים את חייו ככוכב נייטרונים בעל מסה גדולה פי 3 ממסת השמש, ויהפוך לחור שחור.
את טיעוניו של צ'נדראסקאר ניסה לסתור ארתור אדינגטון, המנחה שלו בלימודי הדוקטורט. היום ידוע שצ'נדראסקאר צדק, ומוכר גם גבול נוסף (גבול טולמן־אופנהיימר־וולקוף), שגוף בעל מסה גדולה ממנו יקרוס באופן מלא, ולא יהיה דבר שיעצור את הפיכתו לחור שחור. את מנגנון הקריסה המלאה הבינו בשנת 1939 רוברט אופנהיימר והארטלנד סניידר. תוצאה, שקמו לה מסתייגים רבים בזמנו, ועל אף שהיא התייחסה רק לכוכב שהוא כדור מושלם, הראתה לראשונה את מנגנון ההיווצרות של חורים שחורים. עצמים שכאלה נקראו למשך תקופה מסוימת כוכבים שעברו קריסה כבידתית מלאה או כוכבים קפואים, מכיוון שצופה חיצוני לא יראה את המשך הקריסה מעבר לרדיוס שוורצשילד ולגביו הכוכב "יקפא" במצב זה. עצמים אלו לא היוו מרכז התעניינות גדול במיוחד בפיזיקה התאורטית עד לשנות ה־60 המאוחרות.
העניין בכוכבים קורסים עלה שוב בשנת 1967 עם גילוים של הפולסרים, שאז עדיין לא ידעו כי אלו כוכבי נייטרונים, והיו השערות שונות באשר לזהותם. ג'ון ארצ'יבלד וילר טבע בשנה זו את המונח "חור שחור", כאופציה לא מקובלת לזהותם של הפולסרים, והחל להשתמש בשם זה מבלי להסביר את כוונתו. השם הקליט התפשט בקרב הפיזיקאים תוך זמן קצר ותורגם לרוב השפות. אפילו בצרפתית וברוסית, בהן הייתה לביטוי זה משמעות אחרת קודם לכן, הצירוף מוכר כיום רק במשמעותו האסטרונומית. ניתן גם להזכיר כי בינואר 1967, עת רווחו עדיין שמות אחרים לחורים שחורים, המונח כוכב שחור הופיע בפרק "מחר הוא אתמול" בעונה הראשונה של מסע בין כוכבים.

סינגולריות

במרכזו של אופק האירועים נמצאת "סינגולריות", שם צופה תורת היחסות הכללית את עיקומו האינסופי של המרחב. המרחב־זמן בתוך אופק האירועים הוא יוצא דופן בכך שהסינגולריות היא העתיד האפשרי היחיד, כך שכל החלקיקים בתוך אופק האירועים חייבים לנוע לעברה. במילים אחרות, עצם שנמצא פנימה לאופק האירועים - נגזר גורלו לא רק להישאר בתוך החור השחור, אלא אף להגיע אל הסינגולריות עצמה, שבה הזמן עבורו ייעצר.
הרחבות או חלופות עתידיות לתורת היחסות הכללית (ובמיוחד הכבידה קוונטית) יצטרכו להתמודד עם סוגיות כדוגמת השערת הצנזורה הקוסמית ולהגדיר את אשר מתרחש בסינגולריות ובסביבתה. ישנם פיזיקאים שמפרשים את קיומה של סינגולריות מתמטית בתוך חור שחור כראייה לכך שהתאוריה הנוכחית אינה שלמה.

נפילה לחור שחור

בגלל אפקט התארכות הזמן, אסטרונאוט שנופל לעבר החור השחור ייראה בעיני צופה מרוחק כאילו הוא מאט את תנועתו, והסחה כבידתית לאדום תגרום לפנס שנמצא בידיו להראות אדום יותר בעיני אותו צופה מרוחק. למעשה, צופה חיצוני לעולם לא יראה את האסטרונאוט חוצה את אופק האירועים, ובשלב מסוים לא ניתן יהיה להבדיל בין האור שעוזב את הפנס ובין קרינת הוקינג של החור השחור. אולם, במערכת הייחוס שלו, יחצה האסטרונאוט את אופק האירועים ויגיע לסינגולריות בזמן סופי. מרגע שחצה את אופק האירועים, בלתי אפשרי לצפות באסטרונאוט מן החוץ.
ככל שהוא יתקרב לסינגולריות, כך הפרשי הכבידה בין חלק גופו הקרוב לסינגולריות ובין חלק הגוף הרחוק יותר (כוחות גאות ושפל) יהפכו למוחשיים יותר, והוא יימתח ולבסוף ייקרע, בתהליך הידוע בשם ספגטיפיקציה. בקרבת הסינגולריות, הפרשי הכוחות נעשים חזקים מספיק כדי שהגוף יתפרק לאטומים, ואחר־כך אפילו לחלקיקים יסודיים. הנקודה בה הפרשי הכוחות הללו הופכים משמעותיים תלויה בגודלו של החור השחור. בחורים שחורים על־מסיביים, אשר נמצאים במרכזי גלקסיות, נקודה זו נמצאת הרחק בתוך אופק האירועים, כך שהאסטרונאוט עשוי לחצות את אופק האירועים ללא פגע. לעומת זאת, בחור שחור כוכבי, הפרשים אלו הופכים למשמעותיים עוד לפני ההגעה לאופק האירועים.

סוגי חורים שחורים

אופק האירועים של חור שחור שאינו מסתובב, הקרוי חור שחור מטיפוס שוורצשילד, הוא כדורי, והסינגולריות שלו נקודתית.

חורים שחורים מסתובבים

אם לחור השחור יש תנע זוויתי, הנרכש בדרך כלל מהכוכב המקורי ממנו נוצר החור השחור, אז הוא מתחיל "לסחוב" איתו את המרחב־זמן שנמצא סביב אופק האירועים. חור שחור מסתובב נקרא חור שחור מטיפוס קר (Kerr). האזור המסתובב שנמצא סביב אופק האירועים נקרא בשם ארגוספירה. כיוון שהארגוספירה נמצאת מחוץ לאופק האירועים, עצמים יכולים לשרוד בה בלי ליפול לחור השחור, אולם תנועתו של המרחב־זמן בתוך הארגוספירה מונעת מעצמים המצויים בה להישאר במקום.
חללית שנכנסת לתוך הארגוספירה מבחוץ מסוגלת לצאת ממנה עם אנרגיה גדולה מהאנרגיה ההתחלתית שלה, בעזרת תהליך הקרוי תהליך פנרוז. בתהליך זה, החללית, בעודה נמצאת בארגוספירה, משליכה קפסולה אל עבר החור השחור, והיא עצמה בורחת אל מחוץ לארגוספירה. אמנם מסת החור השחור גדלה, אבל האנרגיה הסיבובית שלו פוחתת ומכאן המקור לעודף האנרגיה של החללית.
הבדל נוסף בין חור שחור נייח לחור שחור מסתובב הוא צורת הסינגולריות. בחור שחור מסתובב צורתה טבעת, לעומת נקודה בחור שחור נייח. כמו כן, בחור שחור מסתובב, ניתן להגדיר שני משטחים המוגדרים כאופק אירועים. בתוך אופק האירועים הפנימי אין היפוך של זמן ומרחב, ועל־כן גוף שנמצא שם לא בהכרח יגיע לסינגולריות.

חורים שחורים טעונים

חור שחור טעון, הקרוי גם חור שחור מטיפוס רייסנר־נורדסטרום (Reissner-Nordström) מכיל שני משטחים המוגדרים כאופק אירועים (בדומה לחור שחור מסתובב), אולם אין מסביבו ארגוספירה, והסינגולריות שלו נקודתית. חורים שחורים שהם גם טעונים וגם מסתובבים קרויים חורים שחורים מטיפוס קר־ניומן (Kerr-Newman).

אנטרופיה וקרינת הוקינג

בשנת 1971, הוכיח סטיבן הוקינג שהשטח הכולל של אופק האירועים של כל חור שחור קלאסי (בלי לקחת בחשבון את תורת הקוונטים) לעולם לא יכול לקטון. הדבר נשמע דומה למדי לחוק השני של התרמודינמיקה ומכיוון שכך, הציע יעקב בקנשטיין את האפשרות ולפיה האנטרופיה של החור השחור תלויה בשטח אופק האירועים. בשנת 1974 מצא הוקינג שחישובי תורת השדות הקוונטית באזור של מרחב־זמן מעוקם מאוד, כלומר בקרבת חורים שחורים, צופים קרינת גוף שחור, הידועה כיום בשם קרינת הוקינג. קרינה זו נפלטת מהאזור הסמוך לאופק האירועים והיא מובילה להפחתת מסת החור השחור. הניתוח של חור שחור כגוף בעל טמפרטורה הפולט קרינה אפשר לו לחשב את האנטרופיה ולמצוא את היחס בינה ובין שטח אופק האירועים, ובכך הוא חיזק את השערתו של בקנשטיין. מאוחר יותר, נתגלה כי חורים שחורים הם בעלי אנטרופיה מקסימלית, כלומר האנטרופיה המקסימלית לאזור בחלל היא האנטרופיה של החור השחור הגדול ביותר שהוא יכול להכיל. קביעה זו הובילה להצעת העיקרון ההולוגרפי.
קרינת הוקינג מורכבת משלל החלקיקים היסודיים, ומשום שהיא מכילה גם פוטונים, ניתן להסיק כי חורים שחורים אינם שחורים לחלוטין. מעבר לכך, התופעה מראה שהמסה של החור השחור קטנה ככל שעובר הזמן. על אף שתופעות אלו הן זניחות בעצמים בקנה מידה אסטרונומי, הן נעשות משמעותיות עבור חורים שחורים זעירים, מפני שטמפרטורת החור השחור (טמפרטורת הוקינג) גדולה יותר ככל שמסת החור השחור קטנה יותר. חורים שחורים זעירים צפויים "להתאדות", ולבסוף להיעלם בפרץ של אנרגיה. מכיוון שכך, כל חור שחור שאינו מגדיל את מסתו צפוי להיעלם תוך זמן סופי. בהקשר זה ראוי להזכיר גם את פרדוקס השמדת המידע הנובע מכך שקרינת הוקינג הנוצרת על יד אופק האירועים, אינה מכילה מידע על תוכנו של החור השחור, ככל הנראה. פיזיקאים מסוימים טוענים שקרינה זו מכילה בסופו של דבר מידע, אך אין ראיות פיזיקליות ספציפיות לכך מלבד העיקרון ההולוגרפי - עיקרון על פיו המידע שאותו נושא גוף מסוים מרוכז על־פני המעטפת החיצונית שלו; היות שמקורה של קרינת הוקינג באופק האירועים (המעטפת החיצונית של החור השחור), ייתכן שקרינת הוקינג בכל־זאת נושאת מידע כלשהו.

היווצרות חורים שחורים

כוכבים צפויים לעבור קריסה כבידתית לאחר שאוזל מלאי הדלק הגרעיני שלהם והם מפסיקים להפיק אנרגיה באמצעות היתוך גרעיני. במהלך הקריסה, הכוכב משיל מעליו את המעטפת החיצונית, שהופכת במקרים רבים לערפילית פלנטרית, והגלעין שלו הופך לגוף קטן ודחוס. כוכב שמסתו המקורית קטנה מ־8 מסות שמש צפוי להפוך לננס לבן, ולאחר השלת המעטפת החיצונית, מסתו לא תעלה על גבול צ'נדראסקאר, שגודלו 1.44 מסות שמש. כוכב מסיבי יותר, בעל מסה גדולה מ־8 מסות שמש וקטנה מ־20 מסות שמש יקרוס לכוכב נייטרונים תוך כדי פיצוץ סופרנובה. מסתו הסופית תהיה קטנה מגבול טולמן־אופנהיימר־וולקוף, שגודלו כ־3 מסות שמש.
לעומת זאת, כוכב מסיבי מאוד, בעל מסה של 20 מסות שמש ומעלה, יקרוס בסוף חייו באירוע סופרנובה לחור שחור. גם קריסה זו תתרחש תוך כדי השלת המעטפת החיצונית ויצירת ערפילית פלנטרית. מסתו הסופית של חור שחור כזה, הקרוי חור שחור כוכבי, צפויה להיות גדולה מ־3 מסות שמש. באופן מעשי, הוא הופך לחור שחור רק כאשר המסה שלו מתרכזת בתוך כדור שרדיוסו קטן מרדיוס שוורצשילד המתאים לה, והדבר צפוי להתרחש במהלך הקריסה. במילים אחרות, החור השחור נוצר יחד עם היווצרות אופק אירועים סביבו. מרגע זה, אור שעוזב את פני הכוכב לא יכול לצאת מחוץ לאופק האירועים. משפט מתמטי קובע שפנימה לאופק האירועים החומר חייב, בסופו של התהליך, להתרכז בנקודה אחת, וליצור סינגולריות.
קריסה שכזו צפויה ליצור רק חורים שחורים שמסתם 3 מסות שמש או יותר. חורים שחורים הקטנים מגבול זה יכולים להיווצר רק באזור בעל צפיפות חומר גבוהה מאוד. כיום, תנאים כאלה קרוב לוודאי לא קיימים, אבל ייתכן שהתנאים ביקום הצעיר מאוד, רגעים ספורים לאחר המפץ הגדול, איפשרו את היווצרותם של חורים שחורים קטנים. חורים שחורים היפותטיים אלו מכונים חורים שחורים קדמונים.
התהליך שמתאר היווצרות של חורים שחורים על־מסיביים אינו ברור די צרכו. על פי אחת ההשערות חורים שחורים אלו, שמסתם גדולה פי מיליונים עד מיליארדים ממסת השמש, נוצרו תוך כדי קריסה כבידתית של כוכבי ענק היפותטיים קדומים. אפשרויות אחרות הן קריסה של חומר רב שנמצא באזור קטן יחסית, נפילת כמויות גדולות של חומר לתוך חור שחור קיים, או התמזגות של חורים שחורים קיימים. כיום, חורים שחורים אלו, שמצויים במרכזי הגלקסיות המהווים אזור צפוף בדרך כלל, מספחים אליהם באופן קבוע חומר שנמצא שם.
תהליך נוסף שייתכן ומתרחש הוא מיזוג חורים שחורים.

גילוי חורים שחורים

לא ניתן לצפות בחורים שחורים בעזרת פליטת אור ישירה כמו מכוכבים, משום שעוצמתה של קרינת הוקינג חלשה מכדי להתגלות עבור חורים שחורים כוכביים. אולם, ניתן לגלות אותם בעזרת בחינת תופעות הנובעות מנוכחותם, כגון עידוש כבידתי או כוכבים החגים סביב אזור בו אין חומר נראה. בנוסף, דיסקת ספיחה סביב החור השחור יכולה להגיע לטמפרטורות גבוהות למדי, כך שכן ניתן לאתר את הפליטה ממנה.
במערכת כוכבים זוגית שאחד ממרכיביה הוא חור שחור, ייתכן כי חומר מבן־הזוג יילכד בשדה הכבידה של החור השחור, ינוע לעברו, וייאסף בדיסקת ספיחה (Accretion disc) לוהטת המסתחררת במהירות אדירה סביב החור השחור. התנגשויות בין אטומי הגז בדיסקת הספיחה גורמות לו לאבד אנרגיה ולנוע במסלול לולייני אל עבר החור השחור עצמו. תוך כדי כך מתלהט הגז לטמפרטורות של מיליוני מעלות וכתוצאה מכך, הוא מקרין קרינת רנטגן (ראו חוק וין). התחממות זו היא יעילה מאוד, ויכולה להפוך עד מספר אחוזים מהמסה של הגז לקרינה, בתהליך יעיל הרבה יותר מאשר היתוך גרעיני, למשל. תופעה נוספת הצפויה להתרחש, היא היווצרות שני סילוני חלקיקים במהירויות קרובות למהירות האור הנפלטים בכיוון הניצב לדיסקת הספיחה.
למעשה, דסקות ספיחה, סילוני חלקיקים ועצמים מסתובבים ניתן למצוא לא רק בקרבת חורים שחורים אלא גם סביב עצמים אחרים, כוכבי נייטרונים למשל. הדינמיקה של גופים אלו בקרבת עצמים שאינם חורים שחורים יכולה להיות זהה לזו שבקרבת חורים שחורים. הערכה של מסת הגוף הדחוס וצפיפותו יכולה להכריע אם מדובר בחור שחור או בעצם קומפקטי אחר. אם יש ראיות לכך שמסה מסוימת מרוכזת בתוך אזור המוגבל על ידי רדיוס שוורצשילד המתאים למסה זו, אז על־פי תורת היחסות הכללית לפנינו חור שחור.

חורים שחורים במדע בדיוני

חורים שחורים נפוצים במדע בדיוני בתפקיד חור תולעת המוליך את הנכנס למקום אחר או יקום אחר. רעיון זה מתעלם, אולי בשל בורות מכך שכל עצם בגודל שאינו אפסי מושמד בספגטיפיקציה עם הבלעותו בליבת החור השחור. רק עצם שגדלו לכל היותר אפס (על פי יחסות כללית) או אורך פלאנק או (על פי רעיונות המבוססים במכניקת הקואנטים) נבלע בליבה.
רעיון של חורים שחורים שמעוותים את הזמן והמרחב סביבם מופיע לעיתים בספרי וסרטי מדע בדיוני. לדוגמה, בספר הפנטזיה של רוג'ר זילאזני "יצורי אור וחושך" (Creatures of Light and Darkness) מופיעה דמות המכילה בתוכה חור שחור.
הסרט בין כוכבים מכיל סימולציית מחשב המדמה (בצורה דמיונית) חור שחור. בנוסף, הסרט מתמקד בעיוות זמן.