חור שחור קדמון

חור שחור קדמון (באנגלית: Primordial black hole) הוא חור שחור תאורטי שייתכן כי נוצר זמן קצר לאחר המפץ הגדול, כאשר צפיפות המסה ביקום הייתה גדולה. בשנת 1966 יעקב בוריסוביץ זלדוביץ ואיגור דמיטריביץ נוביקוב הציעו לראשונה את התאוריה על קיומם של חורים שחורים אלו, התאוריה שמאחורי מקורותיהם נחקרה לעומק על ידי סטיבן הוקינג ב-1971. מאחר שחור שחור קדמון לא נוצר כתוצאה מהקריסה הכבידתית של הכוכבים, המסה שלהם יכולה להיות קטנה יותר מזו של הכוכבים. הוקינג העריך כי חורים שחורים קדמונים יכלו להיות בעלי מסה של כ-(8-)^10 ק"ג. בהתאם לתיאוריה, מסת החורים השחורים הקדמונים מתחילה בכ-(8-)^10 ק"ג ויכולה להגיע ליותר מפי אלף ממסת הכוכבים. עם זאת חורים שחורים קדמונים שמסתם הייתה נמוכה מ-11^10 ק"ג היו מתאדים בשל קרינת הוקינג בזמן קצר יותר מגיל היקום, וכך לא יכלו לשרוד עד היקום הנוכחי. השפע של החורים השחורים הקדמונים יכול להיות חשוב לחקר של החומר האפל, שעבורו הם מועמדים סבירים. חורים שחורים קדמונים הם גם מועמדים טובים בשביל להיות זרעי חור שחור על-מסיבי וחור שחור בינוני. חורים שחורים קדמונים יכלו להיווצר ביקום מוקדם מאוד (בפחות משנייה לאחר המפץ הגדול) במהלך מה שנקרא עידן הקרינה. המרכיב החיוני להיווצרותו של חור שחור קדמוני הוא תנודה בצפיפות היקום שגרם לקריסה כבידתית. וגם הניגודים בצפיפות הם הדרישה האופיינית להיווצרות חור שחור. מגוון של התצפיות פורשו כדי להציב גבולות על השפע והמסה של חורים שחורים קדמונים: קרינת הוקינג וקרינת גמא: דרך אחת לזהות חורים שחורים קדמונים או להגדיר את המסה והנפח שלהם, היא על ידי קרינת ההוקינג שלהם. בשנת 1974 סטיבן הוקינג העלה תאוריה שייתכן כי מספר גדול של חורים שחורים קדמונים קטנים קיימים בשביל החלב. תאורטית, כל החורים השחורים פולטים קרינת הוקינג ביחס הפוך למסה שלהם. מפני שפליטה זו מקטינה את המסה שלהם, חורים שחורים בעלי מסה קטנה היו מתאדים לגמרי ויוצרים התפוצצות עצומה של הקרינה, השווה לפצצת מימן. חור שחור רגיל לא יכול לאבד את כל המסה שלו בעידן הנוכחי של היקום (ייקח כ-69^10 שנים לעשות זאת). עם זאת, משום שחורים שחורים קדמונים לא נוצרו על ידי קריסת הליבה הכוכבית, הם עשויים להיות בכל גודל. חור שחור עם מסה של כ-11^10 ק"ג יכול להיות בערך בגיל של היקום. אם חורים שחורים בעלי מסה קטנה כזאת נוצרו בכמות מספיקה, אנו אמורים להיות מסוגלים לצפות בהתפוצצויות של כמה מאלה שנמצאים קרוב יחסית בגלקסיית שביל החלב. טלסקופ החלל פרמי של נאס"א, שאותו שיגרו ביוני 2008, נועד בחלקו לחיפוש חורים שחורים קדמוניים כאלה. לפי הנתונים של "פרמי" ייתכן כי פחות מאחוז אחד של החומר האפל מורכב מחורים שחורים קדמונים שמסתם עד 13^10 ק"ג. חורים שחורים קדמונים מתאדים יכלו להשפיע גם על הנוקליאוסינתזה במפץ הגדול ולשנות את השפע של יסודות החומר ביקום. למרות זאת, אם קרינת הוקינג לא קיימת במציאות, היה קשה, אם לא בלתי אפשרי לזהות כוכבים שחורים קדמוניים עקב גודלם הקטן והעובדה שאין להם השפעה כבידתית גדולה. לכידת חורים שחורים קדמונים על ידי כוכב נייטרונים: אם כמות החורים השחורים הקדמונים עם המסה בין 15^10 ק"ג ל-22^10 ק"ג הייתה דומה לזו של החומר האפל, כוכבי נייטרונים יכלו ללכוד חלק מהם, וזה היה מוביל להרס של הכוכבים. ולכן, תצפית בכוכבים נייטרונים יכולה לשמש לקביעת גבולות הכמות של החורים השחורים הקדמוניים. בעתיד, גבולות חדשים ייקבעו על ידי תצפיות שונות: טלסקופ הרדיו שיחקור את ההשפעות של החורים השחורים הקדמוניים על ההיסטוריה של היקום על ידי הזרקת אנרגיה לתוך הגלקסיה, המופיעה על ידי תפיסה של החומר לתוך חור שחור. גילויים חדשים של גלקסיות ננסיות ותצפיות על צביר הכוכבים המרכזי שלהם, יכולים לשמש לבדיקת ההשערה כי החומר האפל מכיל חורים שחורים קדמונים בשפע. הוצע כי חור שחור קטן העובר דרך כדור הארץ ייצר אותות אקוסטיות הניתנות לזיהוי. בגלל הקוטר הזעיר שלו, מסה גדולה לעומת הנוקלאון, ומהירות גבוהה יחסית, חורים שחורים קדמונים אלה פשוט יעברו דרך כדור הארץ כמעט ללא השפעה. דרך נוספת לזהות חורים שחורים קדמונים היא על ידי צפייה באדווה על פני השטח של הכוכבים. כאשר חור שחור קדמון עובר דרך הכוכב, הצפיפות שלו תגרום לרטט שניתן להבחין בו. Zel'dovitch & Novikov (14 במרץ 1966). "The Hypothesis of Cores Retarded During Expansion and the Hot Cosmological MOdel". Soviet Astronomy. 10 (4): 602–603. Bibcode:1966AZh....43..758Z. {{cite journal}}: (עזרה) Hawking, S (1971). "Gravitationally collapsed objects of very low mass". Mon. Not. R. Astron. Soc. 152: 75. Bibcode:1971MNRAS.152...75H. doi:10.1093/mnras/152.1.75.