Melnais caurums

[upright=1.2|thumb|Supermasīvs melnais caurums galaktikas [M87 centrā. Šis ir pirmais melnā cauruma ēnas attēlojums, kas iegūts tiešā veidā radiodiapazonā (*[[Event Horizon Telescope]]*)]]
**Melnais caurums** ir laiktelpas vieta, kurai piemīt tik spēcīga gravitācija, ka nepieciešamajam ātrumam, lai no tās izkļūtu, ir jābūt lielākam par gaismas ātrumu. Pēc vispārīgās relativitātes teorijas no melnā cauruma nevar izkļūt nedz matērija, nedz informācija, taču kvantu mehānika pieļauj atkāpes no šīs normas. Melno caurumu esamību Visumā atbalsta gan teorētiskie pētījumi, gan arī astronomiskie novērojumi.

## Melnā cauruma īpašības
right|thumb|upright=1.0
Notikumu horizonts ir melnā cauruma "virsma". Jebkas (matērija vai enerģija), kas sasniedz notikumu horizontu, nekad vairs no tā neizkļūst. Ilgu laiku tiek uzskatīts, ka šādi neatgriezeniski zūd informācija, taču 2004. gada jūlijā ievērojamais zinātnieks Stīvens Hokings atzinis, ka informācija, iespējams, tomēr nezūd. Notikumu horizonts ir melnā cauruma masas radītās gravitācijas sekas — vieta, kur gravitācija ir tieši tik spēcīga, lai no tās nespētu izkļūt pat gaisma (pēc Einšteina relativitātes teorijas gaismas ātrums ir lielākais iespējamais ātrums, tādēļ, ja pat gaisma nevar izkļūt no melnā cauruma, to nevar arī nekas cits).

Melnajam caurumam ir ārkārtīgi spēcīgs gravitācijas lauks. Šāds gravitācijas lauks izliec laiku (ārējam novērotājam šķiet, ka tas top lēnāks). No malas raugoties uz objektu, kas krīt melnajā caurumā, šķistu, ka tas nekad nesasniedz notikumu horizontu, lai arī, raugoties no objekta viedokļa, tas šķērsotu notikumu horizontu un sasniegtu singularitāti ārkārtīgi īsā laikā.

Singularitāte — pēc vispārīgās relativitātes teorijas — ir laiktelpas vieta, kur laiktelpa tiek bezgalīgi izliekta, gravitācijas spēks ir bezgalīgi liels. Domas par to, vai melnā cauruma centrā atrodas singularitāte, dalās. Ja katrā melnajā caurumā patiešām atrodas singularitāte — punkts (bez dimensijām), kurā sakopota visa melnā cauruma masa —, tas nozīmētu, ka melnajā caurumā iekļuvušajām daļiņām ir noteikta atrašanās vieta un ātrums, kā arī to, ka katrai daļiņai būtu tikai viens ceļš (uz singularitāti). Tas ir pretrunā ar kvantu mehānikas principiem, īpaši Heizenberga nenoteiktības principu.

Klasiskā Hokinga starojuma teorija paredz, ka melnie caurumi var kļūt mazāki par spīti tam, ka no tiem nekas nevar izkļūt. Šis starojums rodas tieši pie notikumu horizonta un nesatur informāciju par melnā cauruma iekšpusi. Tas nozīmē, ka melnais caurums tomēr var kļūt mazāks. Lieliem melnajiem caurumiem Hokinga starojuma efekts ir praktiski nemanāms, taču, jo mazāks melnais caurums, jo lielāks tā starojums. Līdz ar to jebkura melnā cauruma, kurā vairs neiekrīt matērija, dzīves ilgums ir galīgs. (Piezīme: Hokinga starojums gan padara melno caurumu mazāku, taču tas nenozīmē, ka no melnā cauruma var izkļūt daļiņas; tajā vienkārši iekļūst antidaļiņas.)

2004. gada 21. jūlijā Stīvens Hokings paziņoja, ka ir kļūdījies — no melnajiem caurumiem tomēr varot izkļūt informācija. Viņš apgalvoja, ka notikumu horizonta tuvumā ir zināmi kvantu efekti, kas ļauj informācijai izkļūt un ietekmēt Hokinga starojumu. Šī teorija vēl nav apstiprināta un tiek pārbaudīta, taču, ja to atzīs par pareizu, tā, visticamāk, atrisinās melno caurumu informācijas paradoksu.

## Vēsture
Ideja par ķermeni, kurš būtu tik masīvs, ka no tā nespētu izkļūt pat gaisma, 1783. gadā pirmoreiz radās britu ģeologam Džonam Mičelam. Šajā laikā labi bija pazīstama Ņūtona gravitācijas teorija, kā arī ideja par gravitācijas lauka pamešanai nepieciešamo paātrinājumu. Mičels aprēķināja, ka debesu ķermenis, kura rādiuss būtu 500 reižu lielāks par Saules rādiusu, saglabājot to pašu blīvumu, neizstarotu gaismu, jo gaisma ķermeņa gravitācijas dēļ nespētu no tā aizkļūt prom. Mičels šāda veida hipotētiskus astronomiskos objektus sākotnēji nodēvēja par "tumšajām zvaigznēm".

1796. gadā franču matemātiķis Pjērs Simons Laplass šo pašu ideju pauda pirmajos divos sava darba *[[Exposition du Système du Monde]]* izdevumos. Vēlākos izdevumos šīs teorijas tur vairs nebija. 19. gadsimtā šai idejai netika pievērsta liela uzmanība, jo tika uzsvērta gaismas viļņveida daba, uzskatot, ka gravitācija uz to neiedarbojas.

1915. gadā Alberts Einšteins izvirzīja savu vispārīgo relativitātes teoriju. Jau agrāk viņš bija pierādījis, ka gravitācija ietekmē gaismas īpašības. Pēc dažiem mēnešiem Karls Švarcšilds atrisināja punkta masas gravitācijas lauku, pierādīdams, ka tie, ko tagad dēvē par melnajiem caurumiem, patiešām var eksistēt. Švarcšilda rādiuss tagad zināms kā melnā cauruma rādiuss, taču tajā laikā to tā neizprata.

1930. gados Subrahmanjans Čandrasekars pauda pārliecību, ka ķermenis, kurš neizdala starojumu un kura masa ir lielāka par noteiktu vērtību, kas tagad pazīstama kā Čandrasekara robeža, sarausies pats no savas gravitācijas, jo nebūs nekā, kas šo procesu aizkavētu. Viņam nepiekrita Artūrs Edingtons, kurš uzskatīja, ka tomēr pastāv kas tāds, kas šo sabrukšanu aizkavētu.

1939. gadā Roberts Openheimers un H. Šnaiders paredzēja, ka masīvas zvaigznes varētu piedzīvot dramatisku sabrukumu gravitācijas rezultātā. Kādu laiku šos ķermeņus dēvēja par "sastingušajām zvaigznēm", jo novērotājam šķistu, ka sabrukšana strauji palēninās un neilgi pirms Švarcšilda rādiusa sasniegšanas kļūst izteikti sarkana. Openheimera un Šnaidera atklājumi neizsauca plašu zinātnisku interesi līdz pat 1960. gadiem, jo tie tika uzskatīti tikai par teorētiskiem.

Interese strauji palielinājās līdz ar pulsāru atklāšanu 1967. gadā. 1969. gadā ASV zinātnieks Džons Vīlers šādus objektus pirmoreiz nosauca par "melnajiem caurumiem".

1971. gadā Stīvens Hokings pierādīja, ka melnā cauruma notikumu horizonts klasiskos (ne kvantu) procesos nevar samazināties — apgalvojums, kas ļoti līdzīgs termodinamikas otrajam likumam, kurš apgalvo, ka nevar samazināties entropija. Tāpēc Džeikobs Bekenšteins ierosināja, ka melnā cauruma entropija varētu būt vienāda ar tā notikumu horizonta platību. 1975. gadā Stīvens Hokings piemēroja kvantu mehānikas principus daļēji klasiskai izliektai laiktelpai. Viņš atklāja, ka melnie caurumi īpašā procesā, ko sauc par Hokinga starojumu, izdala siltumstarojumu. Tas viņam ļāva aprēķināt melno caurumu entropiju, kas patiešām izrādījās proporcionāla notikumu horizontam, kā bija paredzējusi Bekenšteina hipotēze. Vēlāk tika atklāts, ka melnajiem caurumiem piemīt maksimālā iespējamā entropija — augstākā iespējamā laiktelpas daļas entropija ir vienāda ar lielākā melnā cauruma entropiju, kas šajā daļā var ietilpt.

## Melno caurumu esamība
260px|right|thumb|Melnais caurums (mākslinieka zīmējums)
Vispārīgā relativitātes teorija paredz, ka melnajam caurumam jāizveidojas katru reizi, kad gravitācijas rezultātā matērija tiek ļoti blīvi saspiesta. Ja zvaigzne ir apmēram trīs (vai vairāk) reizes masīvāka par Sauli, tās mūža laikā gandrīz noteikti pienāks brīdis, kad būs sadegusi tās kodoldegviela un gravitācijas rezultātā tā kļūs par melno caurumu. Daži fiziķi gan uzskata, ka jābūt kaut kam (iespējams — piektajai mijiedarbībai), kas zvaigzni pasargātu no sabrukšanas, taču šai teorijai nav pamatojuma.

Melnos caurumus nav iespējams novērot tieši, jo no tiem nevar izkļūt gaisma, taču ir iespējams novērot to radītos efektus, piemēram, spēcīgās gravitācijas radīto gaismas izliekšanu vai lielus debesu ķermeņus, kuri riņķo ap kaut ko neredzamu. Vēl būtiskāks efekts ir starojums, ko izstaro melnā cauruma akrēcijas disks. Akrēcijas disks ir ap melno caurumu izveidojies matērijas disks, kas ātri griežas. Berzes dēļ tas sakarst un izdala daudz starojuma. Diemžēl ļoti līdzīgi ir efekti, kas rodas ap neitronu zvaigznēm (zvaigznēm, kuras ir ļoti blīvas, taču nav pietiekami masīvas, lai kļūtu par melnajiem caurumiem).

1994. gadā zinātniekiem ar Habla teleskopa palīdzību izdevās novērot akrēcijas disku riņķojam ap galaktikas M87 centru. Gravitācijas efekti liecināja, ka tuvumā jābūt debesu ķermenim, kas ir apmēram 2,5—3,5 miljardus reižu masīvāks par Sauli. Līdz 2000. gadam tika atrasti netieši pierādījumi par supermasīvu melno caurumu esamību vēl vairāku citu galaktiku centros.

Netieši novēroti divi melno caurumu veidi — zvaigžņu masas melnie caurumi (4—15 reizes masīvāki par Sauli) un supermasīvie melnie caurumi (kuru masa ir apmēram vienāda ar 1% tipiskas galaktikas masas).

2004. gadā tika novērots melno caurumu sakopojums, kas pēc sīkākas izpētes ļaus spriest par melno caurumu daudzumu mūsu Visumā. Tāpat 2004. gada jūlijā astronomi novēroja melno caurumu Q0906+6930 tālas galaktikas centrā Lielā Lāča zvaigznājā.

## Divu melno caurumu sadursme
right|250px|thumb|Mākslinieka zīmējums, kurā attēlota divu melno caurumu sadursme
Ja divi melnie caurumi nonāk viens otram pietiekami tuvu, vienīgais iespējamais iznākums ir jauna melnā cauruma izveide, saplūstot abiem iepriekšējiem.

Sākotnēji gan iespējamas dažas interesantas situācijas. Ja viens otram tuvojas divi elektriski lādēti melnie caurumi, tad to elektriskā mijiedarbība rada papildus spēku līdztekus gravitācijai. Ja abu caurumu lādiņi ir ar vienādu zīmi, tad melnie caurumi sākotnēji viens no otra atgrūdīsies. Pēc tam var sākties īpatnēja riņķa deja, abiem caurumiem rotējot vienam ap otru, izstiepjoties ovālās formās, saskaroties un atgrūžoties, lai beigās saplūstu vienā. Ja melno caurumu lādiņi ir ar pretējām zīmēm, to savstarpējais pievilkšanās spēks tikai palielinās.

Nesenie novērojumi observatorijās liek zinātniekiem domāt, ka visā drīzumā radiogalaktikā NGC 326 saplūdīs divi melnie caurumi. Galaktikas centrā fiksētas izstieptas struktūras, kuras var uzskatīt par melno caurumu pirmssaplūšanas rotācijas asīm. Šis minējums gan vēl tiek apstrīdēts.

## Melno caurumu iespējamās atrašanās vietas
**Dubultsistēmas, kurās, iespējams, atrodas melnie caurumi**

## Atsauces

## Ārējās saites

*  Lekcija par melnajiem caurumiem Jeila Universitātē (video) no google.com