Zwart gat

Een zwart gat is een bijzonder hemellichaam, waaruit geen licht of materie kan ontsnappen als gevolg van zijn sterke zwaartekrachtsveld.

Fotonen (lichtdeeltjes) verliezen energie als ze tegen een zwaartekrachtsveld in bewegen. Bij bijzonder sterke zwaartekracht houden deze fotonen uiteindelijk geen energie meer over en komen ze tot stilstand. Vanaf het oppervlak van een superzwaar hemellichaam zou licht dus niet kunnen ontsnappen. Materie kan ook niet ontsnappen uit een zwart gat, omdat de maximumsnelheid van materie gelijk is aan de lichtsnelheid volgens de speciale relativiteitstheorie van Albert Einstein.

Om een zwart gat ligt een bolvormig gebied waaruit ontsnappen niet mogelijk is. Het denkbeeldige oppervlak van deze bol heet de waarnemingshorizon. De afstand van de waarnemingshorizon tot het centrum van het zwarte gat heet de Schwarzschildstraal.

Geschiedenis

De eerste ideeën over het bestaan van zwarte gaten dateren uit 1790 toen de Engelse geoloog John Michell en de Franse wiskundige Pierre-Simon Laplace onafhankelijk van elkaar het bestaan van onzichtbare sterren veronderstelden. Ze berekenden aan de hand van de wetten van Newton de massa en de omvang van objecten waarvan de ontsnappingssnelheid groter zou zijn dan de lichtsnelheid.

Volgens hen was het voor materie in theorie mogelijk om aan hun sterren te kunnen ontsnappen. Dat de lichtsnelheid de maximale snelheid was werd in 1905 aannemelijk gemaakt door Albert Einstein in zijn speciale relativiteitstheorie.

In 1916 publiceerde Einstein de algemene relativiteitstheorie, een nieuwe theorie over de zwaartekracht. Enkele maanden later vond Karl Schwarzschild het door de relativiteitstheorie voorspelde zwaartekrachtsveld voor een puntmassa, waaruit de theoretische mogelijkheid van een waarnemingshorizon bleek. Schwarzschild zelf beschouwde deze horizon niet als fysisch realistisch; de waarnemingshorizon bleek later echter wel degelijk betekenis te hebben en wordt tegenwoordig geïnterpreteerd als de "rand" van het zwarte gat.

J. Robert Oppenheimer, de latere vader van de Amerikaanse atoombom en zijn student H. Snyder kwamen in 1939 met de eerste nauwkeurige berekening van de vorming van een zwart gat uit een gasbol volgens de algemene relativiteitstheorie.

Roy Kerr vond in 1963 een familie van exacte oplossingen van Einsteins vergelijkingen zonder elektrische lading die later op zwarte gaten bleken te slaan. Algemene oplossingen voor de Einstein-Maxwell vergelijkingen met lading werden daarna gevonden door Newman en anderen in 1965. Met de Kerr-Newman geometrie kunnen draaiende (on)geladen zwarte gaten worden beschreven.

In 1967 introduceerde de Amerikaanse theoretisch natuurkundige John Wheeler - die eerder onder meer aan de waterstofbom had gewerkt - de naam zwart gat voor dergelijke objecten. De bondige uitspraak "Een zwart gat heeft geen haar" (No hair theorema: A black hole has no hair) is ook van hem afkomstig. Wheeler bedoelde dat een zwart gat eigenlijk een eenvoudig voorwerp is. Alle eigenschappen zijn af te leiden uit zijn massa, elektrische lading en impulsmoment.

Waarneming

De moeilijkheid met het waarnemen van zwarte gaten in het heelal is dat ze door hun sterke zwaartekrachtsveld geen licht kunnen uitstralen. Waarneming van deze hemellichamen is daardoor alleen indirect mogelijk, bijvoorbeeld door het gedrag van sterren in de onmiddellijke nabijheid te bestuderen. Gas van een nabije ster wordt naar het zwarte gat getrokken en gaat er een baan omheen beschrijven, daarbij een zogenaamde accretieschijf (aangroeischijf) vormend. Doordat de materie aan de binnenkant van de schijf sneller draait dan de lagen die er wat meer vandaan liggen, ontstaat er wrijving. Deze wrijving veroorzaakt röntgenstraling, die wij kunnen waarnemen met een röntgentelescoop. Het bestaan van andere zwarte gaten is afgeleid uit de bewegingen van één enkele ster of een dubbelster die om iets heen draaien wat niet zichtbaar is.

In het centrum van de Melkweg bevindt zich naar alle waarschijnlijkheid een zwart gat: Sagittarius A*. De massa hiervan kan bepaald worden door de banen van sterren te bestuderen die zich in de buurt van het centrum van de Melkweg bevinden. Hij wordt geschat op circa 3,7 miljoen zonsmassa's.

In de buurt van een zwart gat vormen zich nieuwe sterren.

Ontstaan

De meeste zwarte gaten zijn de overblijfselen van hypernova- of supernova-explosies. Als de kern van de exploderende ster meer dan ongeveer 5 keer zo zwaar is als de zon, implodeert de kern van de ster uiteindelijk tot een zwart gat. Het centrum van het zwarte gat is een punt van een oneindig grote dichtheid met een oneindig klein volume, singulariteit genoemd. De zeer zware zwarte gaten die in de centra van sommige sterrenstelsels te vinden zijn en een massa van enkele miljoenen zonsmassa's hebben, zijn waarschijnlijk kort na de oerknal ontstaan. Sinds kort zijn er ook zwarte gaten bekend met een massa van enkele duizenden zonsmassa's maar hoe die ontstaan zijn is nog niet duidelijk. Het is niet bekend wat zich in en rond de singulariteit precies afspeelt, aangezien de algemene relativiteitstheorie op zulke kleine afstanden niet meer exact geldig is. Om dit probleem op te lossen, zal de relativiteitstheorie gecombineerd moeten worden met de kwantummechanica tot een nog onbekende theorie van de kwantumzwaartekracht. De snaartheorie en de daarvan afgeleide M-theorie zijn hypothesen die dit proberen door één universele basistheorie op te stellen.

Bij een kernmassa tussen de 3 en 5 maal de massa van de zon eindigt de ster als een quarkster. Bij een kernmassa tussen 1,4 en 3 maal de massa van de zon eindigt de ster na een supernova als neutronenster. Bij een massa kleiner dan 1,4 maal de massa van onze zon blijft een witte dwerg over, die vervolgens zeer langzaam afkoelt tot zwarte dwerg.

Bron: Wikipedia

Reacties