Swartkolk

’n Swartkolk (soms ook bekend as ‘n swartgat of gravitasiekolk) is 'n plek in die ruimte waar swaartekrag so sterk is dat selfs lig nie kan uitkom nie. Die swaartekrag is so sterk omdat materie in 'n klein spasie ingedruk is. Vanuit die teorie van algemene relatiwiteit word bereken dat 'n swartkolk sal vorm waar ’n massa so dig saamgepers is dat dit die ruimtetyd genoegsaam verwring. Die grens van die streek waaruit niks kan ontsnap nie word die waarnemingshorison genoem. Hoewel die waarnemingshorison ’n enorme uitwerking het op die lot en omstandighede van ’n voorwerp wat dit verbysteek, lyk dit of geen uitwerking daar waargeneem word nie. In baie opsigte tree ’n swartkolk as ’n ideale swartstraler op omdat dit geen lig weerkaats nie. 

John Michell en Pierre-Simon Laplace het in die 18de eeu die eerste keer die moontlikheid genoem van swaartekragvelde wat so sterk is dat lig nie kan ontsnap nie. Vir ’n lang tyd is swartkolke beskou as ’n wiskundige rariteit; dit was in die 1960's dat teoretiese werk gewys het hulle is ’n voorspelling van algemene relatiwiteit. Die ontdekking van neutronsterre in 1967 het belangstelling gewek in kompakte, deur swaartekrag saamgepersde voorwerpe as ’n moontlike astrofisiese werklikheid.

Swartkolke met ’n stergroot massa vorm na verwagting wanneer baie swaar sterre aan die einde van hul lewensiklus instort. Nadat ’n swartkolk ontstaan het, kan dit aanhou groter word deur massa uit sy omgewing op te neem. Deur ander sterre op te neem en met ander swartkolke saam te smelt kan supermassiewe swartkolke van miljoene sonmassas ontstaan. 

Daar is algemene konsensus onder wetenskaplikes dat supermassiewe swartkolke in die middel van die meeste sterrestelsels voorkom.

Die teenwoordigheid van ’n swartkolk kan afgelei word uit die wisselwerking met ander materie en met elektromagnetiese straling soos sigbare lig. Materie wat om ’n swartkolk saampak, kan ’n eksterne akkresieskyf vorm wat deur wrywing verhit word en een van die helderste voorwerpe in die heelal vorm. As ander sterre om ’n swartkolk wentel, kan hulle wentelbane gebruik word om die swartkolk se massa en ligging te bepaal. Sulke waarnemings kan gebruik word om moontlike alternatiewe, soos neutronsterre, uit te skakel. So het sterrekundiges talle stellêre swartkolkkandidate in dubbelsterstelsels geïdentifiseer, en vasgestel dat die radiobron bekend as Sagittarius A*, in die middel van die Melkweg, ’n supermassiewe swartkolk van sowat 4,3 miljoen sonmassa bevat.

Op 11 Februarie 2016 het die LIGO-medewerkers die eerste regstreekse waarneming van swaartekraggolwe aangekondig, wat ook die eerste waarneming van ’n samesmelting van swartkolke was. Teen Desember 2018 is 11 swaartekraggolfvoorvalle waargeneem wat ontstaan het uit 10 samesmeltende swartkolke (asook een dubbelneutronster-samesmelting). Op 10 April 2019 is die eerste regstreekse foto van ’n swartkolk en sy omgewing gepubliseer ná waarnemings deur die Event Horizon Telescope in 2017 van die supermassiewe swartkolk in die middel van Messier 87.

Geskiedenis

Die idee van ’n liggaam wat so groot is dat nie eens lig kan ontsnap nie, is deur die Engelse sterrekundepionier John Michell voorgestel in ’n brief wat in November 1784 gepubliseer is. Volgens Michell se simplistiese berekenings sou so ’n voorwerp dieselfde digtheid as die Son kon gehad het, en hy het afgelei so ’n liggaam sou vorm as die ster se deursnee dié van die Son met ’n faktor van 500 oorskry en die oppervlak se ontsnappingsnelheid groter is as die gewone ligsnelheid. Michell het korrek opgemerk sulke massiewe maar niestralende liggame sou opgespoor kon word deur hul swaartekraginvloed op nabygeleë sigbare voorwerpe. 

Geleerdes van dié tyd was aanvanklik opgewonde oor die gedagte van reusagtige maar onsigbare sterre wat om ons is, maar nie gesien kan word nie. Dit het egter afgeneem nadat die golfeienskappe van lig in die vroeë 19de eeu bekend geraak het. Hulle het gereken as lig ’n golf is en nie ’n deeltjie nie, is dit onduidelik watter invloed swaartekrag op ontsnappende lig kon hê, indien enige. Moderne relatiwiteit trek Michell se idee in twyfel dat ’n ligstraal wat direk van ’n ster se oppervlak af skyn, deur die ster se swaartekrag vertraag word, stop en dan weer op die oppervlak terugval.

Algemene relatiwiteit

Albert Einstein se teorie van algemene relatiwiteit beskryf hoe driedimensionale ruimte gekrom word in 'n vierde dimensie hoe groter die massadigtheid. Indien die massadigtheid 'n sekere perk oorskry, word die ruimte sodanig gekrom dat invallende materiaal (selfs ook ligstrale) vir ewig binne die ruimtegebied sal rondreis en nooit weer in ons driedimensionale ruimte 'n verskyning sal maak nie.

Om hierdie begrip te visualiseer, dink aan 'n tweedimensionale, plat vel papier. Rol nou een sy van die papier in 'n klein sirkel om, sodat die res van die papier nog plat bly en net een kant nou 'n pyp vorm. Ons driedimensionale ruimte kan nou as die res van die papier gesien word. Ligstrale kan op hierdie papier voorgestel word as reguit lyne. Enige lyne wat op die plat gedeelte van die papier getrek word in die rigting van die opgerolde sy sal mettertyd in die pyp ingaan en dan vir ewig daarbinne rond en rond maal. In hierde voorstelling is die opgerolde sy gekrom in 'n ekstra dimensie. Die wand van die pyp is 'n analoog vir die begrip van 'n waarnemingshorison wat 'n membraan is op 'n afstand rondom die massamiddelpunt van die swartkolk.

Die teorie voorspel dat daar by die massamiddelpunt self moontlik 'n oneindige digtheid bereik kan word. Dit staan bekend as 'n singulariteit. Einstein self het nie aan hierdie voorspelling geglo nie, en was oortuig dat sy teorie onvoltooid was, omdat sulke oneindighede volgens hom nie in die natuur sou bestaan nie.

'n Ander voorspelling van Einstein is dat tyd al hoe stadiger verbygaan namate 'n swaartekragveld toeneem. Dus, hoe nader 'n invallende partikel aan die singulariteit beweeg, hoe stadiger beweeg dit. Geen partikel kan dan ooit die massamiddelpunt bereik nie, want 'n oneindige tyd sal daarvoor nodig wees.

Kwantummodel 

Volgens kwantummeganika ontstaan virtuele partikelpare egter spontaan en gedurig regoor die heelal, en vernietig mekaar 'n kort rukkie later wedersyds. Só bly die netto energie van die heelal konstant, maar fluktueer steeds in die ultrakorttermyn. In 1974 het Stephen Hawking wiskundig bewys dat van hierdie virtuele partikels spontaan so sal ontstaan dat een binne die waarnemingshorison is, terwyl die ander een buite die membraan is. Weens die ruimtekromming kan die twee nou nooit bymekaar uitkom om mekaar te vernietig nie. Dus eindig een partikel met positiewe energie in ons driedimensionale ruimte terwyl die ander een met negatiewe energie in die swartkolk bly, waar dit met 'n ander partikel sal bots en die twee mekaar vernietig. So verloor die swartkolk dan 'n partikel in die proses. Na 'n voldoende lang tyd (en sover ons kennis strek, kan die heelal vir ewig bestaan) sal al die partikels binne die swartkolk so vernietig word.

Daar is genoegsame sterrekundige waarnemings van supernovas en X-straaluitstraling uit kerns van sterrestelsels om geloofwaardigheid te verleen aan die bestaan van swartkolke.

Stringmodel 

Die moderner stringteorie voorspel egter dat die vibrerende stringe van materiepartikels wat binne die waarnemingshorison inval, sal kombineer om langer stringe te vorm. Hoe langer die stringe, hoe komplekser die vibrasies en vorms wat dit kan aanneem binne 'n gegewe ruimte. Een afleiding hieruit is dat daar nie 'n singulariteit sal ontstaan nie, maar dat die massa en energie binne die waarnemingshorison min of meer eweredig verspreid sal wees.

Waarneming 
Die moeilikheid met die waarneem van swartkolke in die heelal is dat hulle weens hul sterk swaartekragvelde geen lig kan uitstraal nie. Waarnemings van hierdie hemelliggame geskied gevolglik indirek, waar moontlik, byvoorbeeld deur die gedrag van sterre in die onmiddellike omgewing te bestudeer.

Gas van 'n nabye ster word na die swartkolk aangetrek en beskryf 'n baan om die kolk heen, wat 'n sogenaamde akkresieskyf (aangroeiskyf) vorm. Aangesien die materie aan die binnekant van die skyf vinniger draai as die lae wat verder geleë is, ontstaan wrywing. Hierdie wrywing veroorsaak röntgenstraling, wat met 'n röntgenteleskoop waargeneem kan word. Die bestaan van ander swartkolke word afgelei uit die bewegings van een enkele ster of 'n dubbelster wat om iets heen wentel wat onsigbaar is.

In die middel van die Melkweg word waarskynlik 'n swartkolk aangetref: Sagittarius A*. Die massa hiervan kan bepaal word deur die bane van die sterre te bestudeer wat hulle in die omgewing van die middel van die Melkweg bevind. Die kolk word op ongeveer 3,7 miljoen sonmassas geskat.

In die omgewing van 'n swartkolk word nuwe sterre gevorm.

Vorming en evolusie

Swaartekraginstorting
Swaartekraginstorting vind plaas wanneer ’n liggaam se interne druk nie meer genoeg is om die liggaam se swaartekrag teen te werk nie. By sterre gebeur dit gewoonlik óf wanneer die ster nie meer genoeg "brandstof" het om sy temperatuur deur nukleosintese te handhaaf nie óf omdat ’n ster wat stabiel sou gewees het materie op so ’n manier bykry dat dit nie sy kerntemperatuur laat styg nie. In albei gevalle is die ster se temperatuur nie hoog genoeg om te keer dat dit onder sy eie gewig instort nie.

Die instorting kan gekeer word deur die ontaardingsdruk van die ster se bestanddele wat die kondensasie van materie in ’n eksotiese digter toestand teweegbring. Die gevolg is een van verskeie soorte kompakte sterre. Watter soort vorm, hang af van die massa van die oorblyfsel van die oorspronklike ster nadat die buitenste lae weggeblaas is. Sulke ontploffings en pulsasies lei tot planetêre newels. Hierdie massa kan aansienlik kleiner wees as dié van die oorspronklike ster. Oorblyfsels wat meer as  (5 sonmassas) is, word geskep deur sterre wat voor hulle instorting meer as  was.

As die massa van die oorblyfsel meer as sowat  tot  is, (die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-limiet), is die ontaardingsdruk van neutrone nie eens genoeg om die instorting te keer nie – of dit was omdat die ster aanvanklik ’n groot massa gehad het of omdat die oorblyfsel bykomende massa vergader het deur die akkresie van materie. Niks is kragtig genoeg om die instorting te keer nie.

Die instorting van swaar sterre (met ’n groot massa) is vermoedelik verantwoordelik vir die vorming van swartkolke met die massa van ’n ster. Stervorming in die vroeë heelal kon gelei het tot baie swaar sterre, wat ingestort en swartkolke van tot  gevorm het. Hierdie swartkolke kon die saad gewees het vir die supermassiewe swartkolke in die middel van die meeste sterrestelsels. 

Daar is ook al voorgestel supermassiewe swartkolke met massas van meer as ~105 kon gevorm het ná die direkte instorting van gaswolke in die jong heelal. Kandidate vir sulke voorwerpe is gevind in waarnemings van die vroeë heelal.

Swartkolke kan groot of klein wees. Wetenskaplikes dink die kleinste swartkolkies is so klein soos net een atoom. Hierdie swartkolkies is baie klein, maar het die massa van 'n groot berg.

Aangroeiing
Wanneer ’n swartkolk ontstaan, kan dit aanhou groter word deur die opneming van bykomende materiaal. Enige swartkolk sal voortdurend gas en stof uit sy omgewing absorbeer. Dit is vermoedelik die hoofmanier waarop supermassiewe swartkolke ontstaan. Swartkolke kan ook met ander voorwerpe soos sterre of selfs ander swartkolke saamsmelt. Dit is vermoedelik belangrik in die vroeë aangroeiing van supermassiewe swartkolke, wat kon gevorm het deur die opneming van kleiner voorwerpe.

Galery

Verwysings

Bronne

Eksterne skakels

 Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia

Astrofisika
Relatiwiteit