Parte a seriei de articole despre
Relativitate general?
${\displaystyle G_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }={8\pi G \over c^{4}}T_{\mu \nu }}$
Istoric Teste Formulare matematic?
Concepte fundamentale Principiul relativit??ii Teoria relativit??ii Sistem de referin?? Sistem de referin?? iner?ial Principiul echivalen?ei Echivalen?? mas??energie Relativitatea restrans? Geometrie riemannian?
Fenomenologie Gravitoelectromagnetism Gravita?ie Camp gravita?ional Lentil? gravita?ional? Und? gravita?ional? Deplasarea spre ro?u Deplasarea spre albastru Dilatarea timpului Dilatare temporal? gravita?ional? Intarzierea Shapiro Poten?ial gravita?ional Compresie gravita?ional? Colaps gravita?ional Orizont de evenimente Singularitate gravita?ional? Singularitate nud? Gaur? neagr? Gaur? alb? Spa?iu-timp Spa?iu Timp Diagrama Minkowski Spa?iu Minkowski Gaur? de vierme
Ecua?ii ?i teorii Ecua?ii Ecua?iile lui Einstein Friedmann Mathisson?Papapetrou?Dixon Hamilton?Jacobi?Einstein Formalism ADM BSSN Newman-Penrose Post-Newtonian Teorii avansate Teoria Kaluza?Klein Gravita?ie cuantic? Supergravita?ie
Solu?ii Schwarzschild Reissner?Nordstrom Godel Kerr Kerr?Newman Kasner Lemaitre?Tolman Robertson?Walker Praful lui van Stockum
Oameni de ?tiin?? Einstein Lorentz Hilbert Poincare Schwarzschild de Sitter Reissner Nordstrom Weyl Eddington Friedman Milne Zwicky Lemaitre Godel Wheeler Robertson Bardeen Walker Kerr Chandrasekhar Ehlers Penrose Hawking Raychaudhuri Taylor Hulse van Stockum Taub Newman Yau Thorne al?ii
v d m

O gaur? neagr? este o regiune in spa?iu-timp cu o for?? gravita?ional? atat de mare incat nimic — nici m?car particulele ?i radia?ia electromagnetic? precum lumina  — nu poate sc?pa odat? intrat in ea. Teoria relativit??ii generale prezice c? o mas? suficient de compact? poate deforma spa?iul ?i timpul astfel incat s? formeze o gaur? neagr?. Limitele unei astfel de regiuni din care nimic nu poate sc?pa este numit? orizontul evenimentelor. Chiar dac? orizontul evenimentelor are un efect enorm asupra sor?ii ?i circumstan?ele unui obiect care trece prin aceasta, nicio caracteristic? aparent? nu poate fi observat?. In multe moduri o gaur? neagr? se comport? ca un corp negru ideal, deoarece nu reflect? lumin? deloc. Mai mult, teoria campului cuantic in spa?iu-timp curbat prezice un orizont al evenimentelor invers propor?ional masei acestuia. Temperatura este de ordinul miliardelor de grade Celsius in cazul g?urilor negre de mas? stelar?, f?candu-le, esen?ial, imposibil de observat. ^{[ necesit? citare ]}

Obiecte a c?ror camp gravita?ional sunt suficient de puternice incat lumina nu poate sc?pa au fost considerate prima dat? in secolul al XVIII-lea de John Michell ?i Pierre-Simon Laplace . Prima solu?ie modern? a relativit??ii generale care ar caracteriza o gaur? neagr? a fost g?sit? de Karl Schwarzschild in 1916, chiar dac? interpretarea sa ca o regiune din spa?iu din care nimic nu poate sc?pa a fost prima dat? publicat? de David Finkelstein in 1958. G?urile negre au fost de mult considerate o curiozitate matematic? ; a fost in timpul anilor 1960 cand munca teoretic? a ar?tat ca acestea au fost o predic?ie a teoriei relativit??ii generale. Descoperirea stelelor neutron la sfar?itul anilor 1960 au starnit interes in realitatea obiectelor compacte colapsate gravita?ional .

G?urile negre cu o mas? stelar? sunt a?teptate a se forma atunci cand o stea foarte masiv? se colapseaz? la sfar?itul ciclului de via??. Dup? ce o gaur? neagr? s-a format, aceasta poate continua s? creasc? prin absorb?ia continu? de mas? din imprejurimi. Prin absorb?ia de alte stele ?i coliziunea cu alte g?uri negre, g?uri negre supermasive cu o mas? de milioane de sori se pot forma. Exist? o prezum?ie general? cum c? aproape fiecare galaxie are o gaur? supermasiv? la centrul ei.

In ciuda interiorului invizibil, prezen?a unei g?uri negre poate fi dedus? prin interac?iunea acesteia cu materia ?i prin radia?ia electromagnetic? cum ar fi lumina vizibil?. Materia care intr? intr-o gaur? neagr? poate forma un disc de acre?ie exterior inc?lzit de frecare, formand unele dintre cele mai luminoase obiecte din univers. Dac? exist? alte stele care orbiteaz? o gaur? neagr?, orbitele lor pot fi folosite pentru a determina masa ?i loca?ia unei g?uri negre. Astfel de observa?ii pot fi folosite pentru a exclude posibilit??i alternative cum ar fi stelele neutron. In acest fel, astronomii au identificat numeroase g?uri negre stelare in sisteme binare, ?i au stabilit c? sursa radio cunoscut? sub numele de Sagittarius A*, la centrul propriei noastre galaxii, con?ine o gaur? neagr? supermasiv? cu o mas? aproximativ? de 4,3 milioane de sori.

Pe data de 11 februarie 2017, parteneriatul LIGO a anun?at prima detec?ie a undelor gravita?ionale , care reprezint? de asemenea ?i prima observa?ie a unei fuziuni al unei g?uri negre. ^[1]

Istoria [ modificare | modificare surs? ]

Ideea existen?ei unui corp atat de masiv incat nici lumina nu poate sc?pa, a fost propus? ini?ial de c?tre pionierul astronom ?i clericul englez John Michell intr-o scrisoare publicat? in noiembrie 1784. Calculele simple ale lui Michell au presupus c? un astfel de obiect poate avea aceea?i densitate ca soarele nostru, ?i a concluzionat c? un astfel de obiect s-ar forma cand diametrul unei stele il dep??e?te pe cel al soarelui nostru la o scar? de 500, ?i viteza cosmic? o intrece pe cea a luminii. Michell a notat corect c? astfel de obiecte supermasive dar non-radiante pot fi observate prin studierea efectelor lor gravita?ionale asupra obiectelor din vecin?tate. Inv??a?ii vremii au fost incanta?i in prim? faz? de ideea c? stele gigant pot ap?rea ca invizibile, dar entuziasmul s-a stins u?or, odat? cu descoperirea in secolul al 19-lea, a faptului c? lumina este o und?.

Dac? lumina era o und? in loc de un ?crepuscul”, a devenit neclar dac? ?i ce influen?? poate avea gravita?ia asupra razelor de lumin?. Relativitatea modern? discrediteaz? no?iunea lui Michell de raz? de lumin? care se impr??tie direct de pe suprafa?a unei stele supermasive, fiind incetinit? de gravita?ia stelei, oprit?, ?i apoi eliberat? inapoi in c?dere pe suprafa?a stelei. ^[2]

Relativitatea general? [ modificare | modificare surs? ]

In 1915, Albert Einstein ?i-a dezvoltat ?i publicat teoria relativit??ii generale, ar?tand anterior faptul c? gravita?ia influen?eaz? mi?carea luminii. La scurt timp, Karl Schwarzschild a g?sit o solu?ie la ecua?iile campului ale lui Einstein, care descriu campul gravita?ional al unei mase punct ?i al unei mase sferice. La cateva luni dup? Schwarzschild, Johannes Droste, un student al lui Hendrik Lorentz, a dat independent aceia?i solu?ie pentru masa punct ?i a scris mai pe larg despre propriet??ile acesteia. Solu?ia a avut un comportament ciudat ?i este ceea ce ast?zi este numit? Raza lui Schwarzschild, devenind singular?, insemnand c? unii dintre termenii din ecua?iile lui Einstein au devenit infini?i. Natura acestei suprafe?e nu a fost in?eleas? bine la acea vreme. In 1924, Arthur Eddington a ar?tat c? singularitatea dispare dup? o schimbare in coordonate (vezi Eddington-Finkelstein coordonate), chiar dac? a trebuit ca Georges Lemaitre in 1933 s? realizeze c? acest lucru inseamn? c? singularitatea Razei lui Schwarzschild era o coordonat? singular? non-fizic?. Arthur Eddington a f?cut oarecum un comentariu asupra posibilit??ii unei stele cu o mas? compresat? la Raza lui Schwarzschild in cartea din 1926, notand c? teoria lui Einstein ne permite s? conducem peste densit??i mult mai largi pentru stelele vizibile cum ar fi Betelgeuse deoarece ?o stea cu o raz? de 250 milioane km nu ar putea s? aib? o densitate la fel de mare ca soarele. In primul rand, for?a gravita?ional? ar fi atat de mare incat lumina nu ar putea sc?pa, razele c?zand inapoi pe suprafa?a stelei ca rocile pe p?mant. In al doilea rand, schimbarea brusc? in liniile spectrale ar fi atat de mare incat spectrul ar fi mutat din existen??. In al treilea rand, masa ar produce atat de mult? curbare in timp ?i spa?iu incat s-ar inchide in jurul stelei, l?sandu-ne pe noi inafar?” (adic? nic?ieri). ^{[3] [4]}

In 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar a calculat, folosind relativitatea special?, c? un obiect non-rotativ format din materie electron-degenerat? asupra unei mase specifice (acum numit? limita lui Chandrasekhar la 1.4 M?) nu are solu?ii stabile. Argumentele lui au fost respinse de mul?i dintre contemporanii lui precum Eddington sau Lev Landau, care au sus?inut c? un mecanism necunoscut inc? ar opri colapsarea. Au fost intr-o oarecare m?sur? corec?i: o pitic? alb? cu pu?in mai masiv? decat limita lui Chandrasekhar s-ar colapsa intr-o stea neutron, care este in sine stabil?. Dar in 1939, Robert Oppenheimer ?i al?ii au prezis c? stelele neutron asupra unei alte limite (limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff) s-ar colapsa in continuare din motivele prezentate de Chandrasekhar, ?i au ajuns la concluzia c? nicio lege a fizicii nu ar fi intervenit ?i ar fi oprit cel pu?in unele stele din colapsarea in g?uri negre. Calculele lor originale, bazate pe principiul lui Pauli, le-au dat 0.7 M?; considera?ii ulterioare a unei for?e repulsive puternice neutron-neutron au crescut estim?rile la aproximativ 1.5 M? pan? la 3.0 M?. Observa?ii ale fuziunii stelei neutron GW170817, care se credea a genera o gaur? neagr? la scurt timp dup?, au redefinit limitele TOV estimate la 2.17 M?.

Oppenheimer ?i co-autorii s?i au interpretat c? singularitatea la marginile Razei lui Schwarzschild indic? c? aceasta a fost limitele unei bule in care timpul s-a oprit. Acest punct este unul valid pentru un observator extern, dar nu ?i pentru cei care cad in gaura neagr?. Din cauza acestei propriet??i, stelele colapsate au fost numite ?stele inghe?ate”, deoarece un observator din afar? vedea suprafa?a stelei inghe?at? in timp in momentul in care colapsul gravita?ional a adus-o la Raza lui Schwarzschild

Epoca de aur [ modificare | modificare surs? ]

Fizica modern?
${\displaystyle {\hat {H}}|\psi _{n}(t)\rangle =i\hbar {\frac {\partial }{\partial t}}|\psi _{n}(t)\rangle }$ ${\displaystyle {\frac {1}{{c}^{2}}}{\frac {{\partial }^{2}{\phi }_{n}}{{\partial t}^{2}}}-{{\nabla }^{2}{\phi }_{n}}+{\left({\frac {mc}{\hbar }}\right)}^{2}{\phi }_{n}=0}$ Ecua?ia lui Schrodinger ?i Ecua?ia Klein?Gordon
Fondatori Max Planck   · Albert Einstein   · Niels Bohr   · Max Born   · Werner Heisenberg   · Erwin Schrodinger   · Pascual Jordan   · Wolfgang Pauli   · Paul Dirac   · Ernest Rutherford   · Louis de Broglie   · Satyendra Nath Bose
Concepte Spa?iu   · Timp   · Energie   · Materie   · Lucru mecanic Aleatoriu   · Informa?ie   · Entropie   · Minte Lumin?   · Particul?   · Und?
Ramuri Aplicat?   · Experimental?   · Teoretic? Filosofia ?tiin?ei   · Filosofia fizicii Logic? matematic?   · Fizic? matematic? Supersimetrie   · Teoria coardelor   · Teoria M Marea teorie unificat?   · Modelul standard Mecanic? cuantic?   · Teoria cuantic? a campurilor Antiparticul?   · Antimaterie Electromagnetism   · Electrodinamic? cuantic? Interac?iune slab?   · Interac?iune electroslab? Interac?iune tare   · Cromodinamic? cuantic? Fizic? atomic?   · Fizica particulelor elementare Fizic? nuclear?   · Materie exotic? Bosonul Higgs   · Fizic? atomic? ?i molecular? Fizica materiei condensate Informa?ie cuantic?   · Calculator cuantic Spintronic?   · Superconductivitate Sistem dinamic   · Fotonic?   · Biofizic? Neurofizic?   · Minte cuantic?   · Plasm? Relativitate restrans?   · Relaivitate general? Materie intunecat?   · Energie intunecat? Haos cuantic   · Emergen??   · Sistem complex Gaur? neagr?   · Principiul holografic Astrofizic?   · Univers observabil Big Bang   · Cosmologie Gravita?ie   · Gravita?ie cuantic? Teoria intregului   · Multivers
Oameni de ?tiin?? Witten   · Rontgen   · Becquerel   · Lorentz   · Planck   · Curie   · Wien   · Skłodowska-Curie   · Sommerfeld   · Rutherford   · Soddy   · Onnes   · Einstein   · Wilczek   · Born   · Weyl   · Bohr   · Schrodinger   · de Broglie   · Laue   · Bose   · Compton   · Pauli   · Walton   · Fermi   · van der Waals   · Heisenberg   · Dyson   · Zeeman   · Moseley   · Hilbert   · Godel   · Jordan   · Dirac   · Wigner   · Hawking   · P. W. Anderson   · Lemaitre   · Thomson   · Poincare   · Wheeler   · Penrose   · Millikan   · Nambu   · von Neumann   · Higgs   · Hahn   · Feynman   · Yang   · Lee   · Lenard   · Salam   · 't Hooft   · Bell   · Gell-Mann   · J. J. Thomson   · Raman   · Bragg   · Bardeen   · Shockley   · Chadwick   · Lawrence   · Zeilinger   · Goudsmit   · Uhlenbeck
Categorii Categoria Fizic? modern? nu a fost g?sit?
v d m

In 1958, David Finkelstein a identificat suprafa?a Schwarzschild ca un orizont al evenimentelor, ?o membran? perfect nedirec?ional?: influen?e normale o pot trece doar intr-o direc?ie”. Aceasta nu au contrazis rezultatele lui Oppenheimer direct, dar le-au extins la a include ?i punctul de vedere al observatorilor care cad in gaura neagr?. Solu?ia lui Finkelstein a extins solu?ia lui Schwarzschild pentru viitorul observatorilor care cad in gaura neagr?. O extensie complet? a fost deja g?sit? de Martin Kruskal, care s-a gr?bit s-o publice. ^[5]

Rezultatele au venit la inceputul erei de aur al relativit??ii generale, care a fost marcat? de relativitatea general? ?i g?urile negre devenind subiectul principal de cercetare. Acest proces a fost ajutat de descoperirea pulsarilor in 1967, care, pan? in 1969, au fost ar?tate a fi stele neutron care se rotesc rapid. Pan? atunci, stelele neutron, ca g?urile negre, au fost categorisite ca curiozit??i teoretice; dar descoperirea de pulsari au ar?tat relevan?a lor fizic? ?i au sporit interesul in toate obiectele compacte care au putut fi formate printr-un colaps gravita?ional. ^{[ necesit? citare ]}

In aceast? perioad? mai multe solu?ii generale la g?urile negre au fost g?site. In 1963 , Roy Kerr a g?sit solu?ia exact? pentru o gaur? neagr? rotativ?. Doi ani mai tarziu, Ezra Newman ?i colaboratorii s?i au g?sit o solu?ie asimetric? pentru o gaur? neagr? care se ?i rote?te ?i este ?i inc?rcat? electric. Prin munca lui Werner Israel, Brandon Carter ?i David Robinson, a ap?rut teoria f?r?-p?r, sus?inand c? o solu?ia unei g?uri negre sta?ionare este descris? complet de cei trei parametri al lui Kerr-Newman: mas?, impuls unghiular ?i inc?rc?tura electric?.

La inceput, s-a suspectat c? caracteristicile ciudate al solu?iilor g?urilor negre au fost artefacte patologice de la condi?iile simetrice impuse, ?i c? singularit??ile nu ar ap?rea in situa?ii generice. Acest punct de vedere a fost ?inut in particular de Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov ?i Evgeny Lifshitz, care au incercat s? dovedeasc? c? nicio singularitate nu ar ap?rea in solu?ii generice. Chiar ?i a?a, in anii 1960 Roger Penrose ?i Stephen Hawking au folosi tehnici globale pentru a dovedi c? singularit??ile apar generic. ^[6]

Munca depus? de James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter, ?i Hawking in 1970 au condus la formularea termodinamicilor g?urilor negre. Aceste legi descriu comportamentul unei g?uri negre in analogie strans? cu legile termodinamicii prin relatarea masei cu energia, zona cu entropia ?i gravitatea suprafe?ei cu temperatura. Analogia a fost complet? cand Hawking, in 1974, a ar?tat c? teoria campului cuantic prezice c? g?urile negre ar radia precum un corp negru cu o temperatur? propor?ional? cu gravitatea suprafe?ei unei g?uri negre.

Etimologia [ modificare | modificare surs? ]

Prima folosire a termenului de ?gaur? neagr?” a fost publicat? de jurnalistul ?tin?ific Ann Ewing in articolul ei intitulat ?G?uri negre” in spa?iu”, datat la 18 ianuarie 1964, care a fost un reportaj la intalnirea Asocia?iei Americane pentru Avansarea ?tiin?ei ?inut? in Cleveland, Ohio. ^{[7] [8]}

In decembrie 1967, un student a sugerat fraza ?gaur? neagr?” la o lectur? de John Wheeler; Wheeler a adoptat termenul pentru propria sa concizie, ?i a fost prins rapid, l?sandu-i pe unii cu acordarea creditului lui Wheeler pentru fraz?. ^[9]

Propriet??ile ?i structura [ modificare | modificare surs? ]

Conjunctura f?r?-p?r postuleaz? c?, odat? ce aceasta atinge o condi?ie stabil? dup? formare, o gaur? neagr? are doar trei caracteristici fizice independente: mas?, inc?rc?tur? ?i impuls unghiular: altfel, gaura neagr? este lipsit? de caracteristici. Dac? conjunctura este adev?rat?, oricare dou? g?uri negre care servesc acelea?i propriet??i, sau parametri, sunt imperceptibile una de cealalt?. Scara la care conjunctura este adev?rat? pentru g?urile negre reale sub legile moderne ale fizicii, este momentan o problem? nerezolvat?. ^[10]

Aceste propriet??i sunt speciale deoarece sunt vizibile din exteriorul unei g?uri negre. Spre exemplu, o gaur? neagr? inc?rcat? respinge alte inc?rc?turi asem?n?toare la fel ca orice alt obiect inc?rcat. Similar, masa total? din interiorul unei sfere care con?ine o gaur? neagr? poate fi g?sit? folosind analogia gravita?ional? a Legii lui Gauss, masa ADM, departe de o gaur? neagr?. De asemenea, impulsul unghiular poate fi m?surat departe e o gaur? neagr? folosind tragerea de cadre din campul gravita?ional.

Atunci cand un obiect cade intr-o gaur? neagr?, orice informa?ie despre forma obiectului sau distribu?ia inc?rc?turii de pe acesta este distribuit? egal de-a lungul orizontului unei g?uri negre, ?i este pierdut? pentru observatorii din afar?. Comportamentul orizontului este, in aceast? situa?ie, un sistem disipativ care este aproape analog cu acela al unei membrane conductiv? cu frecare ?i rezisten?? electric?--paradigma membranei. Acest lucru este diferit de celelalte teorii ale campului cum ar fi electromagnetismul, care nu au nicio frecare sau rezisten?? la un nivel microscopic, deoarece sunt reversibile in timp. Deoarece o gaur? neagr? atinge, eventual, o stare stabil? cu doar trei parametrii, nu exist? o cale de a evita pierderea de informa?ii despre condi?iile ini?iale : campurile gravita?ionale ?i de inc?rc?tur? ale unei g?uri negre dau foarte pu?ine informa?ii despre ce a intrat in?untru. Informa?ia care este pierdut? include orice cantitate care nu poate fi m?surat? departe de orizontul unei g?uri negre, incluzand numerele conservate cuantic cum ar fi num?rul baryon total ?i num?rul lepton. Acest comportament este atat de incurcat incat a fost numit paradoxul informa?iilor pierdute al unei g?uri negre. ^{[11] [12]}

Propriet??i fizice [ modificare | modificare surs? ]

Cele mai simple g?uri negre statice au mas? dar fie nu au inc?rc?tur? electric? sau impuls unghiular. Aceste g?uri negre sunt deseori numite ca g?urile negre ale lui Schwarzschild dup? Karl Schwarzschild care a descoperit aceast? solu?ie in 1916. Conform teoremei lui Birkhoff, este singura solu?ie care este simetric? sferic. Acest lucru inseamn? c? nu exist? nicio diferen?? din punct de vedere observa?ional intre campul gravita?ional al unei astfel de g?uri negre ?i al unui alt obiect sferic cu aceea?i mas?. No?iunea popular? de gaur? neagr? care ?trage totul in?untru” este, a?adar, doar corect in apropierea orizontului g?urii negre; departe, campul gravita?ional extern este identic cu cel al oric?rui corp cu aceia?i mas?. ^[13]

Solu?ii care descriu mai multe g?uri negre generale exist? de asemenea. G?uri negre non-rotative inc?rcate sunt descrise de c?tre sistemul metric al lui Reissner-Nordstrom, in timp ce sistemul metric al lui Kerr descrie g?urile negre ne-inc?rcate rotative. Cea mai cunoscut? solu?ie pentru g?urile negre generale sta?ionare cunoscut? sub numele de sistemul metric Kerr-Newmann, care descrie o gaur? neagr? cu atat inc?rc?tur? cat ?i impuls unghiular. ^[14]

In timp ce masa unei g?uri negre poate avea orice valoare pozitiv?, inc?rc?tura ?i impulsul unghiular sunt constranse de mas?. In unit??ile lui Planck, inc?rc?tura electric? total? Q ?i impulsul unghiular total J sunt a?teptate a satisface

${\displaystyle Q^{2}+\left({\tfrac {J}{M}}\right)^{2}\leq M^{2}\,}$

pentru o gaur? neagr? cu o mas? M. G?urile negre cu o mas? minim? posibil? care satisfac aceast? inegalitate sunt numite extremale. Solu?ii la ecua?iile lui Einstein care violeaz? aceast? inegalitate exist?, dar acestea nu posed? un orizont. Aceste solu?ii au a?a-numitele singularit??i goale care pot fi observate din exterior, de unde sunt numite nefizice. Ipoteza cenzurii cosmice exclude formarea unor astfel de singularit??i, atunci cand sunt create prin colapsul gravita?ional al materiei reale. Acest lucru este sus?inut de simula?ii numerice. ^[15]

Din cauza for?ei relativ mare al for?ei electromagnetice, g?urile negre care se formeaz? din colapsarea stelelor sunt a?teptate a re?ine o inc?rc?tur? aproape neutr? a stelei. Rota?ia, oarecum, este a?teptat? a fi o caracteristic? universal? a obiectelor astrofizice compacte. Candidatul binar al unei g?uri negre cu o surs? X-Ray GRS 1915+105 apare a avea un impuls unghiular aproape de valoarea maxim? admis?. Limita neinc?rcat? este

${\displaystyle J\leq {\frac {GM^{2}}{c}},}$

permi?and defini?ia unui spin nedimensional precum

${\displaystyle {\frac {cJ}{GM^{2}}}\leq 1.}$

G?urile negre sunt deseori clasificate dup? masa acestora, independent? de impulsul unghiular, J. M?rimea unei g?uri negre, dup? cum este determinat? de raza orizontului evenimentelor, sau Raza Schwarzschild, este aproximativ propor?ional? cu masa, M, chiar dac?

${\displaystyle r_{\mathrm {s} }={\frac {2GM}{c^{2}}}\approx 2.95\,{\frac {M}{M_{\mathrm {Sun} }}}~\mathrm {km,} }$

unde r _s este raza Schwarzschild ?i M _Soare este masa Soarelui . ^[16] Pentru o gaur? neagr? cu rota?ie nenul? ?i/sau sarcin? electric?, raza este mai mic?: ${\displaystyle M+{\sqrt {M^{2}-{(J/M)}^{2}-Q^{2}}}.}$

pan? cand o gaur? neagr? extrem? ar putea avea un orizont al evenimentelor aproape de ^[17]

${\displaystyle r_{\mathrm {+} }={\frac {GM}{c^{2}}}.}$

Orizontul evenimentelor [ modificare | modificare surs? ]

Caracteristica definitorie a unei g?uri negre este aparen?a unui orizont al evenimentelor -- o limit? in spa?iu-timp prin care materia ?i lumina pot trece doar spre centrul masei g?urii negre. Nimic, nici m?car lumina, nu poate sc?pa din orizontul evenimentelor. Acest orizont este referit in a?a fel deoarece dac? un eveniment are loc in interiorul limitei, informa?ia ca un astfel de eveniment s-a petrecut nu poate ajunge la un observator extern, f?cand imposibil? determinarea dac? un astfel de eveniment s-a petrecut sau nu. ^[18]

Dup? cum a fost prezis de relativitatea general?, prezen?a unei mase deformeaz? timpul ?i spa?iul in a?a fel incat calea luat? de particule se indoaie spre mas?. La orizontul evenimentelor al unei g?uri negre, aceast? deformare devine atata de puternic? incat nu exist? nicio cale care s? mearg? intr-o alt? direc?ie inafar? de gaura neagr?. ^[19]

La un observator distant, ceasurile in apropierea unei g?uri negre apar a se mi?ca mult mai incet decat acestea care sunt mai departe. Din cauza acestui efect, cunoscut ?i ca dilatare temporal? gravita?ional? , un obiect care cade intr-o gaur? neagr? apare a incetini dup? cum se apropie tot mai mult de orizontul evenimentelor, avand nevoie de un timp infinit pentru a-l ajunge. In acela?i timp, toate procesele care au loc in sau in corela?ie cu acest obiect incetinesc, din punctul de vedere al unui observator extern, cauzand orice lumin? emis? de pe obiect s? apar? mai ro?iatic? ?i mai slab luminat?, un efect cunoscut sub numele de diminuare gravita?ional?. Eventual, obiectul care cade se estompeaz? in dep?rtare pan? in punctul in care nu mai poate fi v?zut. Tipic, acest proces are loc foarte rapid, in mai pu?in de o secund?. ^[20]

Pe de alt? parte, observatorii indestructibili care cad spre o gaur? neagr? nu sesizeaz? niciun astfel de efect dup? cum parcurg orizontul evenimentelor. Conform propriilor ceasuri, ce apar a func?iona normal pentru ace?tia, parcurg orizontul evenimentelor intr-un timp finit f?r? a experimenta niciun comportament singular; in relativitatea general? clasic?, este imposibil a determina loca?ia orizontului evenimentelor din loca?ii observa?ionale locale, din cauza principiului echivalen?ei al lui Einstein. ^{[21] [22]}

Forma orizontului evenimentelor al unei g?uri negre este mereu aproximativ sferic. Pentru g?urile negre non-rotative geometria orizontului evenimentelor este precis sferic?, in timp ce pentru g?urile negre rotative orizontul evenimentelor este turtit. ^[23]

Singularitatea [ modificare | modificare surs? ]

In centrul unei g?uri negre, dup? cum este descris de relativitatea general?, exist? o singularitate gravita?ional?, o regiune unde curbura spa?iu-timp devine infinit?. Pentru o gaur? neagr? non-rotativ?, aceast? regiune are o form? de un singur punct ?i pentru o gaur? neagr? rotativ?, forma este impus? a fi un inel care este una cu rota?ia. In ambele cazuri, regiunea singularit??i are un volum egal cu zero. Se poate ar?ta ?i c? regiunea singularit??ii con?ine toat? masa unei g?uri negre. A?adar, singularitatea se crede a avea o densitate infinit?. ^[24]

Observatorii care cad intr-o gaur? neagr? Schwarzschild (non-rotativ? sau ne-inc?rcat?) nu pot evita tragerea in singularitate, odat? ce au trecut orizontul evenimentelor. Ace?tia pot prelungi experien?a prin accelerarea departe pentru a le incetini coborarea, dar doar pan? la o limit?; odat? atins? o vitez? ideal?, este cel mai bine c?derea liber? in continuare. Atunci cand ace?tia ating singularitatea, sunt strivi?i la o densitate infinit? ?i masa lor este ad?ugat? la masa total? al g?urii negre. Inainte ca acest lucru s? se intample, ace?tia vor fi rup?i in mai multe p?r?i printr-un proces uneori numit ?i spaghetificare sau ?efectul t?i?ei”, in care diferen?a gravita?ional? de la o parte la cealalt? a obiectului este atat de mare incat obiectul este intins pan? la rupere. ^[25]

In cazul g?urilor negre inc?rcate (Reissner-Nordstrom) sau rotative (Kerr), este posibil? evitarea singularit??ii. Extinderea acestor solu?ii pan? la maxim arat? faptul c? exist? o posibilitate ipotetic? de a ie?i dintr-o gaur? neagr? intr-un alt spa?iu-timp cu o gaur? neagr? care ac?ioneaz? ca o gaur? de vierme. Posibilitatea c?l?toririi in alt univers este, in orice caz, doar teoretic? deoarece orice perturbare ar distruge aceast? posibilitate. De asemenea, se pare c? ar putea fi posibil? urmarea unei curbe inchise in timp(intoarcerea in trecutul unuia) in jurul singularit??ii lui Kerr, care ar conduce la probleme precum paradoxul bunicului. Este de a?teptat ca niciun astfel de efect ciudat nu ar supravie?ui in tratamentul cuantic propriu al unei g?uri negre rotative sau inc?rcate electric. ^[26]

Apari?ia singularit??ii in relativitatea general? este frecvent perceput? ca semnalarea ced?rii teoriei. Aceast? cedare, in orice caz, este a?teptat?; apare in situa?ia in care efectele cuantice ar descrie aceste ac?iuni, din cauza densit??ii extrem de mare ?i prin urmare interac?iunii dintre particule. Pan? azi, nu a fost posibil? combinarea efectelor cuantice cu cele gravita?ionale intr-o singur? teorie, chiar dac? exist? incerc?ri de a formula o astfel de teorie a gravita?iei cuantice. Este de a?teptat ca o astfel de teorie s? nu aib? nicio singularitate. ^{[27] [28]}

Sfera foton [ modificare | modificare surs? ]

Sfera foton este o limit? sferic? de grosime zero in care fotonii care se mi?c? pe tangent? cu acea sfer? vor fi prin?i intr-o orbit? circular? in jurul g?urii negre. Pentru g?urile negre non-rotative, sfera foton are o raz? de 1.5 ori Raza Schwarzschild. Orbitele lor sunt instabile dinamic, de unde ?i cea mai mic? perturbare, cum ar fi particule ale materiei care cad, ar cauza o instabilitate care ar cre?te in timp, punand sfera pe o traiectorie in afara g?urii sc?pand din atrac?ia ei, sau pe o traiectorie in care vor trece, in timp, orizontul evenimentelor c?zand in gaura neagr?. ^[29]

In timp ce lumina poate sc?pa inc? din foto sfer?, orice lumin? care trece prin foto sfer? intr-o traiectorie de intrare va fi capturat? de gaura neagr?. De unde ?i faptul c? orice lumin? care ajunge la un observator extern este emis? de obiectele dintre sfera foton ?i orizontul evenimentelor.

Ergosfera [ modificare | modificare surs? ]

G?urile negre rotative sunt inconjurate de o regiune din spa?iu-timp in care este imposibil? statul nemi?cat, numit? ergosfera. Acest lucru este rezultatul unui proces cunoscut ca tragerea-cadru; relativitate general? prezice c? orice mas? rotativ? tinde s? ?trag?” u?or de-a lungul spa?iului-timp in imediata vecin?tate. Orice obiect in apropierea masei rotative va tinde s? se mi?te in direc?ia rota?iei. Pentru o gaur? neagr? rotativ?, acest efect este atat de puternic in apropierea orizontului evenimentelor incat un obiect va trebui s? se mi?te mai rapid decat lumina in direc?ia opus? doar pentru a sta nemi?cat. ^[31]

Ergosfera unei g?uri negre este volumul unde limita interioar? este orizontul evenimentelor de form? sferic? turit al unei g?uri negre ?i o limit? exterioar? in form? de dovleac, care coincide cu orizontul evenimentelor la poli dar care este notabil mai larg la ecuator. Limita exterioar? este uneori numit? ergosuprafa??.

Obiectele cat ?i radia?ia pot sc?pa normal din ergosfer?. Prin procesul Penrose, obiectele sc?pa din ergosfer? cu mai mult? energie decat au intrat. Aceast? energie este luat? de la energia rotativ? a g?urii negre cauzandu-i incetinirea. ^[32]

Cea mai inalt? orbit? circular? stabil? (CIOCS sau ISCO) [ modificare | modificare surs? ]

In gravita?ia Newtonian?, particulele de testare pot orbita stabil la distan?e arbitrare de un obiect central. In relativitatea general?, exist? o orbit? circular? stabil?, in interiorul c?reia, orice perturbare oricat de mic? orbitei circulare va duce la rotirea acesteia in interiorul g?urii negre. Loca?ia acestei orbite depinde de rotirea g?urii negre, in cazul unei g?uri negre Schwarzschild (rotire zero) este:

${\displaystyle r_{isco}=3\,r_{s}={\frac {6\,GM}{c^{2}}},}$

?i scade dup? cum rota?ia g?urii negre cre?te pentru particulele care orbiteaz? in aceea?i direc?ie cu rota?ia. ^[33] . Clasificarea completa a orbitelor particulelor cu masa de repaos nenula in campul g?urilor negre de tip Kerr- Newman se g?se?te in tratatul ^[34] . In cazul celei mai inalte orbite circulare stabile exista o limita a devierii parametrilor mi?c?rii particulei ( moment cinetic, energie), cand particula poate forma st?ri sta?ionare cuantice. In cazul gaurii negre de tip Schwarzschild ISCO va fi stabila atat din punct de vedere a mecanicii clasice, cat ?i din punct de vedere a mecanicii cuantice pentru gauri negre cu masa M≥10^5-6 Mpl^2/m, unde Mpl este masa planckeana a gaurii negre ~ 10^-5 g ^[35]

Formarea ?i evolu?ia [ modificare | modificare surs? ]

Dand comportamentul bizar al g?urilor negre, a fost de mult pus sub intrebare dac? astfel de obiecte ar putea exista in natur? sau dac? acestea sunt solu?ii patologice la ecua?iile lui Einstein. Einstein in sine a crezut gre?it c? g?urile negre nu se formeaz?, deoarece crezuse c? impulsul unghiular al particulelor colapsate ar stabiliza mi?carea acestora la o anumit? raz?. Acest lucru a dus la comunitatea relativit??ii generale respingand toate rezultatele care ar?tau contrar timp de mul?i ani. In orice caz, o minoritate dintre relativi?ti au continuat s? sus?in? c? g?urile negre erau obiecte fizice, ?i pan? la sfar?itul anilor 1960, au convins majoritatea cercet?torilor in domeniu c? nu exist? niciun obstacol in formarea unui orizont al evenimentelor. ^{[ necesit? citare ]}

Penrose a dovedit c? odat? ce un astfel de orizont se formeaz?, relativitatea general? f?r? mecanica cuantic? necesit? o singularitate s? se formeze in?untru. La scurt timp dup?, Hawking a ar?tat c? multe solu?ii cosmologice care descriu Big Bangul au singularit??i f?r? campuri scalare sau alte forme de materie exotic? (vezi ?Penrose-Hawking teoremele singularit??ii”). Solu?ia lui Kerr, teorema f?r?-p?r, ?i legile termodinamicii unei g?uri negre au ar?tat c? propriet??ile fizice ale g?urilor negre sunt simple ?i clare, f?candu-le subiecte respectate de cercetare. G?urile negre conven?ionale sunt formate de colapsarea gravita?ional? a obiectelor masive cum ar fi stelele, dar pot fi formate, in teorie, ?i de alte procese.

Colapsul gravita?ional [ modificare | modificare surs? ]

Colapsul gravita?ional intervine atunci cand presiunea intern? a obiectului este insuficient? pentru a rezista gravit??ii obiectului in sine. Pentru stele acest lucru apare de obicei atunci cand steaua are pu?in ?combustibil” r?mas pentru a-?i men?ine temperatura suficient de mult prin nucleosintez? stelar?, sau deoarece o stea care este stabil? prime?te materie in plus intr-un fel in care nu ii ridic? suficient temperatura nucleului. In ambele cazuri, temperatura stelei nu este suficient de mare pentru a preveni colapsarea ei sub propria greutate. Colapsul poate fi oprit prin presiunea degenerat? de constituen?ii stelei, permi?and condensarea materiei intr-o stare mai exotic? ?i dens?. Rezultatul este unul dintre multele tipuri variate de stele compacte. Ce tip se formeaz? depinde de masa stelei care a r?mas in urma straturilor exterioare care au fost aruncate departe. Astfel de explozii ?i pulsa?ii duc la nebuloase planetare. Aceast? mas? poate fi substan?ial mai mic? decat masa stelei originale. Resturile care dep??esc 5 M? sunt produse de stelele care dep??eau 20 M? inainte de colaps.

Dac? masa stelei r?mase dep??e?te 3-4 M? (limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff), fie din cauza faptului c? steaua ini?ial? a fost foarte masiv? sau deoarece resturile r?mase au colectat mas? adi?ional? prin acre?ia materiei, chiar ?i degenerarea presiunii neutronilor este insuficient? pentru a opri colapsul. Niciun mecanism cunoscut (cu excep?ia posibilei presiuni de degenerare ?quark”, vezi steaua ?quark”) este suficient de puternic pentru a opri implozia obiectului ?i colapsarea inevitabil? pentru a forma o gaur? neagr?.

Colapsul gravita?ional al stelelor masive este presupus a fi reponsabil pentru formarea g?urilor negre cu mas? stelar?. Formarea stelelor in universul timpuriu ar fi putut rezulta in formarea stelelor super masive, care prin colapsul lor ar fi produs g?uri negre cu pan? la 103 M?. Aceste g?uri negre ar fi putut fi semin?ele pentru g?urile supermasive g?site la centrul celor mai multe galaxii. A fost sugerat mai departe c? g?urile negre supermasive cu mase tipice de 105 M? s-ar fi format din colapsul direct al norilor de gaz in universul timpuriu. Ca?iva candida?i pentru astfel de obiecte au fost g?site in observa?iile asupra universului timpuriu.

In timp ce cea mai mult? energie eliberat? in timpul colapsului gravita?ional este emis? foarte rapid, un observator extern nu observ? sfar?itul acestui proces. Chiar dac? colapsul dureaz? o anumit? cantitate finit? de timp, un observator distant ar vedea materialele care cad ?i s-ar opri chiar deasupra orizontului evenimentelor, din cauza dilat?rii gravita?ionale a timpului. Lumina de la materialele colapsate dureaz? mai mult ?i mai mult s? ating? observatorul, cu lumina emis? chiar inaintea orizontului evenimentelor avand nevoie de o cantitate infinit? de timp s? ajung? observatorul. A?adar observatorul extern niciodat? nu observ? formarea orizontului evenimentelor; in schimb, materialele colapsate par a deveni tot mai slab luminate ?i semnificativ mai ro?iatice, eventual disipandu-se definitiv. ^[37]

G?urile negre primordiale ?i Big Bangul [ modificare | modificare surs? ]

Colapsul gravita?ional are nevoie de o densitate extraordinar de mare. In epoca curent? a universului aceste densit??i extrem de mari sunt g?site doar in stele, dar in universul timpuriu la scurt timp dup? Big Bang densit??ile erau mult mai mari, posibil permi?and formarea g?urilor negre. Densit??ile mari singure nu sunt suficient de mari pentru a permite formarea unei g?uri negre deoarece o distribu?ie uniform? a masei nu permite adunarea masei intr-un singur punct. Ca g?urile negre primordiale s? se fi putut forma intr-un astfel de mediu dens, ini?ial trebuiau s? fie perturb?ri in densitate care au permis s? creasc? sub propria gravita?ie. Diferite modele ale universului timpuriu difer? mult in predic?iile acestora cu privire la scara diferitelor fluctua?ii. Diferite modele prezic formarea g?urilor negre primordiale cu mase diferite, de la o mas? mic? la o mas? a sute de mii de mase solare. ^[38]

In ciuda faptului c? universul timpuriu era extrem de dens -- cu mult mai dens decat este necesar pentru ca o gaur? neagr? s? se formeze -- acestea nu s-au re-colapsat intr-o gaur? neagr? in timpul Big Bangului. Modelele colapsului gravita?ional al obiectelor cu o m?rime relativ constant?, cum ar fi stelele, nu se aplic? necesar in acela?i fel cu un spa?iu care se extinde rapid precum Big Bangul. ^[39]

Coliziuni de mare energie [ modificare | modificare surs? ]

Colapsul gravita?ional nu este singurul proces care ar putea crea g?uri negre. In principiu, g?uri negre se pot forma in timpul coliziunilor de mare energie care ating suficiente densit??i. Pan? in 2002, nu au fost detectate astfel de evenimente, fie direct sau indirect prin deficien?a balan?ei masei in experimentele la acceleratorul de particule. Acest lucru sugereaz? c? ar trebui s? fie o limit? mai mic? pentru masa g?urilor negre. Teoretic, aceast? limit? este a?teptat? a fi in jurul masei Planck: ( m _P =√ ħ c / G

? 7019120000000000000♠ 1.2 × 10 ¹⁹ GeV/ c ² ? 6992220000000000000♠ 2.2 × 10 ^?8 kg), unde efectele cuantice sunt a?teptate a invalida predic?iile relativit??ii generale. Acest lucru ar pune formarea g?urilor negre s? nu fie posibil? in urma oric?rui proces de mare energie care apare pe sau in apropierea P?mantului. In orice caz, anumite dezvolt?ri in gravita?ia cuantic? sugereaz? c? masa Planck ar putea fi mult mai mic?: unele scenarii spre exemplu pun limita la fel de jos ca 7000100000000000000♠ 1 TeV/ c ² . ^[40] Acest lucru ar face imaginabil? crearea micro g?urilor negre in coliziunile de mare energie atunci cand razele cosmice lovesc atmosfera P?mantului, sau posibil in Marele Accelerator de Hadroni de la CERN. Aceste teorii sunt foarte speculative, ?i crearea g?urilor negre in aceste procese sunt refuzate de mul?i speciali?ti. Chiar dac? micro g?urile negre ar putea fi formate, este a?teptat ca acestea se vor evapora in 10-25 secunde, l?sand P?mantul neafectat. ^[41]

Cre?terea [ modificare | modificare surs? ]

Odat? ce o gaur? neagr? este format?, aceasta poate continua s? creasc? prin absor?ia de materie adi?ional?. Orice gaur? neagr? absoarbe continuu gaz ?i praf interstelar din imprejurimi. Un proces similar a fost sugerat pentru formarea g?urilor negre de mas? intermediar? g?site in grupurile globulare. G?urile negre se pot fuziona ?i cu alte obiecte cum ar fi stele sau chiar ?i alte g?uri negre. Acest lucru se crede a fi important, in mod special in cre?terea timpurie a g?urilor negre supermasive, care ar fi putut fi formate prin agregarea a multe obiecte mai mici. Acest proces a fost propus ?i pentru originea unor g?uri negre de mas? intermediar?. ^{[42] [43]}

Evaporarea [ modificare | modificare surs? ]

In 1974, Hawking a prezis ca g?urile negre nu sunt complet negre ?i c? emit o mic? cantitate de radia?ie termal?; acest efect a ajuns s? fie cunoscut sub numele de Radia?ia Hawking. Aplicand teoria campului cuantic unui fundal static al unei g?uri negre, a determinat c? o gaur? neagr? ar trebui s? emit? particule care arat? un spectru al unui corp negru perfect. Odat? cu publicarea lui Hawking, mul?i al?ii au verificat rezultatul prin diferite metode. Dac? teoria lui Hawking cu privire la radia?ia g?urilor negre este corect?, atunci g?urile negre sunt a?teptate a se mic?ora ?i evapora dup? cum trece timpul deoarece acestea pierd mas? prin emisia de fotoni ?i alte particule. Temperatura acestui spectru termal (temperatura Hawking) este propor?ional? cu gravitatea suprafe?ei unei g?uri negre, care este, pentru o gaur? neagr? Schwarzschild, invers propor?ional? cu masa. De unde, g?urile negre mari emit mai pu?in? radia?ie decat cele mici. ^[44]

O gaur? neagr? stelar? cu masa de 1 M? are o temperatur? Hawking de -273.15 °C (zero absolut). Aceast? temperatur? este cu mult mai mic? decat temperatura de fundal al radia?iei cosmice care este de 2426.85 °C. G?urile negre cu mas? stelar? sau mai mare primesc mai mult? mas? de la radia?ia cosmic? de fundal decat emit prin radia?ia lui Hawking ?i a?adar vor cre?te in loc s? se miceasc?. Ca acestea s? aib? o temperatur? Hawking mai mare de 2426.85 °C (?i deci s? poat? s? se evapore), o gaur? neagr? ar trebui s? aib? o mas? mai mic? decat cea a lunii. O astfel de gaur? neagr? ar avea diametrul mai mic decat o zecime de milimetru. ^[45]

Dac? o gaur? neagr? este foarte mic?, efectele radia?iei sunt a?teptate a deveni foarte puternice. Chiar ?i o gaur? neagr? care este grea comparat? cu un om s-ar evapora intr-o clipit?. O gaur? neagr? cu masa unei ma?ini ar avea diametrul de 10 ^?24 m ?i s-ar evapora intr-o nanosecund?, timp in care ar avea o luminozitate de 200 de ori mai mare decat cea a soarelui. G?urile negre cu o mas? mai mic? sunt a?teptate a se evapora mai rapid; spre exemplu, o gaur? neagr? cu masa 1 TeV/ c ² - ar avea nevoie de mai pu?in de 10 ^?88 88 secunde pentru a se evapora complet. Pentru o astfel de gaur? neagr?, efectele gravita?iei cuantice sunt a?teptate a juca un rol important ?i ar putea ipotetic s? fac? o astfel de gaur? neagr? stabil?, chiar dac? dezvolt?rile curente in gravita?ia cuantic? nu arat? acest lucru. ^{[46] [47]}

Radia?ia Hawking pentru un obiect astrofizic este foarte mic? ?i a?adar ar fi extrem de dificil de a fi detectat? de pe P?mant. O excep?ie posibil?, in orice caz, este o izbucnire de raze gamma emise in ultimul stagiu de evaporare al g?urilor negre primordiale. C?utarea dup? astfel de lumini a fost dovedit? un e?ec pan? acum ?i a oferit limite riguroase cu privire la posibilitatea exist?rii a g?urilor negre cu mas? mic?. Telescopul spa?ial de c?utare a razelor gamma Fermi al NASA lansat in 2008 va continua c?utarea acestor izbucniri de radia?ie gamma. ^[48]

Dac? g?urile negre se evapora prin radia?ia Hawking, o gaur? neagr? cu masa soarelui nostru se va evapora in (incepand atunci cand temperatura radia?iei de fundal al cosmosului scade sub cea a g?urii negre) 10 ⁶⁴ de ani. O gaur? neagr? supermasiv? cu masa a 100 miliarde ? se va evapora in aproximativ 2×10 ¹⁰⁰ ani. ^[49] Unele g?uri negre monstru din univers sunt prezise a continua s? creasc? pan? la 10 ¹⁴ in timpul colapsului supergrupurilor de galaxii. Chiar ?i acestea s-ar evapora intr-un timp de pan? la 10 ¹⁰⁶ ani. ^[50]

Dovezi observa?ionale [ modificare | modificare surs? ]

Prin natura lor, g?urile negre nu emit direct nicio form? de radia?ie electromagnetic? alta inafar? de ipotetica radia?ie Hawking, deci astrofizicienii care caut? g?uri negre se bazeaz? de cele mai multe ori pe observa?ii indirecte. Spre exemplu, existen?a unei g?uri negre poate fi propus? uneori prin observarea interac?iunilor gravita?ionale cu obiectele inconjur?toare. ^[51]

Telescopul orizontului evenimentelor (TOR sau EHT), in orice caz, opera?ionat de Observatorul MIT Haystack, este o incercare de a observa direct mediul inconjur?tor imediat al orizontului evenimentelor al Sagittarius A*, gaura neagr? supermasiv? de la centrul galaxiei noastre, Calea Lactee, ?i de a produce o imagine siluet? cu aceasta. Prima imagine de acest gen ar putea ap?rea la inceputul anului 2018. In 2015, EHT a reu?it s? detecteze campuri magnetice in imediata vecin?tate a orizontului evenimentelor al Sagittarius A*, ?i chiar deosebirea unor caracteristici al acestuia. Existen?a campurilor magnetice a fost prezis? de studiile teoretice ale g?urilor negre. ^{[52] [53]}

Detec?ia de unde gravita?ionale produse de fuziunea g?urilor negre [ modificare | modificare surs? ]

Pe 14 septembrie 2015, observatorul undelor gravita?ionale LIGO a f?cut prima observare cu succes din istorie asupra undelor gravita?ionale. Semnalul a fost consistent cu predic?ii teoretice pentru undele gravita?ionale produse de coliziunea a dou? g?uri negre: una cu 36 M ?, ?i cealalt? cu aproximativ 29 M ?. Aceast? observa?ie aduce cele mai concrete dovezi pentru existen?a g?urilor negre pan? ast?zi. Spre exemplu, undele gravita?ionale sugereaz? c? separa?ia a celor dou? obiecte produs? de coliziune a fost de doar 350 km (sau de 4 ori Raza Schwarzschild care corespunde maselor respective). Obiectele, deci, trebuiau s? fie extrem de compacte, l?sand g?urile negre ca singura interpretare plauzibil?.

Mai important, semnalul observat de LIGO a inclus ?i semnalul post-coliziunii, un semnal produs cum noile obiecte formate compact se a?eaz? la o stare sta?ionar?. Argumentabil, acest semnal a fost cel mai direct mod de a observa o gaur? neagr?. De la semnalul LIGO este posibil? extragerea frecven?ei ?i amortizarea sunetului ?i a modului dominant al semnalului. Prin aceste procese, este posibil? deducerea masei ?i a impulsului unghiular al obiectului final, care corespunde predic?iilor independente de la simula?iile numerice ale fuziunii. Frecven?a ?i timpul de scurgere al modului dominant sunt determinate de geometria sferei foton, chiar ?i a?a nu se pot exclude posibilele alternative exotice ale g?urilor negre care sunt suficient de compacte pentru a avea o sfera foton.

Observarea a oferit de asemenea ?i prima dovad? observa?ional? pentru existen?a a g?urilor negre stelare binare. Mai mult decat atat, este prima dovad? observa?ional? a unei g?uri negre avand o mas? de 25 M ? sau mai mare. ^[54]

Pe data de 15 iunie 2016, o a doua detec?ie a undelor gravita?ionale de la coliziunea a dou? g?uri negre a fost anun?at?. Pan? in aprilie 2018, ?ase unde gravita?ionale au fost observate a proveni de la coliziunea g?urilor negre.

Mi?carea adecvat? a stelelor care orbiteaz? Sagittarius A* [ modificare | modificare surs? ]

Mi?carea adecvat? a stelelor in apropierea centrului galaxiei noastre aduc dovezi observa?ionale puternice c? aceste stele orbiteaz? o gaur? neagr? supermasiv?. Din 1995, astronomii au urm?rit mi?carea a 90 de stele care orbiteaz? un obiect invizibil care corespunde cu sursa radio Sagittarius A*. Prin ajustarea mi?c?rii lor la orbitele Keplerian, astronomii au dedus, in 1998, c?, un obiect cu o mas? de 2.6 milioane ? ar trebui s? fie con?inut intr-un volum cu o raz? maxim? de 0.02 ani lumin? pentru a provoca mi?carea acestor stele. De atunci, una dintre stele - numit? S2 -- a completat o orbit? complet?. Din informa?iile primite de la orbit?, astronomii au fost capabili s? reajusteze calculele la o mas? de 4.3 milioane ? ?i o raz? mai mic? de 0.0002 ani lumin? pentru ca un obiect s? cauzeze aceast? orbit? stelelor. Limita superioar? a m?rimii obiectului este prea mare pentru a testa dac? este mai mic? decat Raza lui Schwarzschild; oricum, aceste observa?ii sugereaz? puternic c? obiectul central este o gaur? neagr? supermasiv? dup? cum nu exist? nicio alt? explica?ie plauzibil? in acest scenariu cu o a?a mare mas? invizibil? intr-un volum a?a mic. In plus, exist? ?i anumite dovezi observa?ionale c? un astfel de obiect ar poseda un orizont al evenimentelor, o caracteristic? unic? g?urilor negre. ^[55]

Acre?ia materiei [ modificare | modificare surs? ]

Din cauza conserv?rii impulsului unghiular, gazul care cade in atrac?ia gravita?ional? al unui obiect masiv va forma, tipic, o structur? asem?n?toare unui disc in jurul obiectului. Impresiile arti?tilor despre o gaur? neagr? cu o coroan? (acre?ia materiei) deseori ?i gre?it reprezint? un obiect intr-un spa?iu plat (gaur? neagr?) ascunzand o parte din disc in spatele acesteia, dar in realitate efectul gravita?ional asupra obiectului ar distorsiona foarte mult discul acre?iei. ^[57]

In interiorul unui astfel de disc, frecarea ar cauza impulsului unghiular de a fi transferat in afar?, permi?and materiei s? cad? mai mult in?untru, a?adar eliberand energie poten?ial? ?i crescand temperatura gazului. ^[58]

Atunci cand obiectul concrescut este o stea neutron sau o gaur? neagr?, gazul din interiorul discului acre?iei orbiteaz? la viteze foarte mari deoarece acesta se afl? in proximitate redus? fa?? de obiectul foarte compact. Frecarea rezultat? este atat de semnificativ? incat inc?lze?te interiorul discului la temperaturi care emit o vast? cantitate de radia?ie electromagnetic? (in mare parte raze X). Aceste raze X foarte luminoase pot fi detectate de telescoape. Acest proces al acre?iei este unul dintre cele mai eficiente procese de producere al energiei cunoscut; pan? la 40% din restul masei materialul acre?it este emis ca radia?ie. (In fuziunea nuclear? doar aproximativ 0.7% din restul masei va fi emis sub form? de energie). In cele mai multe cazuri, discurile de acre?ie sunt acompaniate de jeturi relativiste care sunt emise de-a lungul polilor, care poart? departe mult mai mult? energie. Mecanismul din spatele cre?rii acestor jeturi nu este foarte bine in?eles, in mare parte din cauza lipsei de informa?ii. ^[59]

A?adar, multe dintre evenimentele mai energetice din univers au fost atribuite acre?iei materiei in jurul unei g?uri negre. In particular, nuclee active galactic ?i quasari sunt crezu?i a fi discuri de acre?ie a g?urilor negre supermasive. Similar, raze X binare sunt general acceptate a fi sisteme binare de stele in car e una dintre cele dou? stele este mai compact? acre?ind materie de la companionul s?u mai pu?in compact. A fost de asemenea sugerat ?i faptul c? unele surse de raze X ultraluminoase ar putea fi discuri de acre?ie al g?urilor negre cu mas? intermediar?. ^[60]

In noiembrie 2011 prima observa?ie direct? a discului de acre?ie al unui quasar in jurul unei g?uri negre supermasive a fost anun?at?. ^{[61] [62]}

Sisteme de raze X binare [ modificare | modificare surs? ]

Sisteme binare de raze X sunt sisteme binare de stele care emit o majoritate din radia?ia lor in spectrumul de raze X. Aceste emisii de raze X sunt crezute a fi rezultatul al unei dintre stele (obiect compact) acre?ind materie de la cealalt? stea. Prezen?a unei astfel de stele intr-un astfel de sistem ofer? o oportunitate de a studia obiectul central ?i de a determina dac? este sau nu o gaur? neagr?.

Dac? un astfel de sistem emite semnale care pot fi urm?rite direct inapoi de la obiectul compact, nu poate fi o gaur? neagr?. Absen?a unui astfel de semnal poate, in orice caz, a nu exclude posibilitatea ca un obiect compact este o stea neutron. Prin studierea stelei companion este deseori posibil ob?inerea de parametri orbitale al unui astfel de sistem ?i de a ob?ine o mas? estimat? al obiectului compact. Dac? este mult mai mare decat limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff (asta este, masa maxim? la care o stea neutron poate fi stabil? inainte de a se colapsa) atunci obiectul nu poate fi o stea neutron ?i este deseori a?teptat s? fie o gaur? neagr?. ^[63]

Primul candidat puternic pentru o gaur? neagr?, Cygnus X-1, a fost descoperit in acest fel de Charles Thomas Bolton, Louise Webster ?i Paul Murdin in 1972. Unele suspiciuni, oarecum, r?man din cauza incertitudinii c? rezultatul de la steaua companion ar fi mult mai grea decat gaura neagr? candidat. Ast?zi, candida?i mai buni pentru g?uri negre sunt g?si?i intr-un grup de sisteme binare de raze X numit raze X tranzitorii. In aceast? clas? de sistem, steaua companion este de mas? relativ mic? permi?and estimarea mai corect? a masei g?urii negre. Mai mult decat atat, aceste sisteme emit activ raze X pe o durat? de cateva luni o dat? la 10-50 de ani. In aceast? perioad? de emitere a razelor X slabe (numite ?quiescence”), discul acre?iei este mult mai slab luminat permi?and observarea detaliat? a stelei companion pe durata acestei perioade. Unul dintre cei mai buni astfel de candida?i este V404 Cygni.

Fluxul dominant-advec?ie de acre?ie ?i quiescence [ modificare | modificare surs? ]

Sl?birea discului acre?iei al unui sistem binar de raze X in perioada quiescence se crede a fi cauzat? de fluxul de mas? care intr? intr-un mod numit fluxul dominant-advec?ie de acre?ie (FDAA sau ADAF). In acest mod, aproape toat? energia generat? de frecare in disc este m?turat? de-a lungul fluxului in loc de a fi radiat? departe. Dac? acest model este corect, atunci acesta formeaz? dovezi calitative puternice al prezen?ei unui orizont al evenimentelor, deoarece dac? obiectul la centrul discului avea o suprafa?? solid?, acesta ar emite cantit??i mari de radia?ia dup? cum gazul puternic energetic love?te suprafa?a, un efect care a fost observat la stelele neutron intr-o stare asem?n?toare.

Oscila?ii cvasi-periodice [ modificare | modificare surs? ]

Emisiile de raze X de la discurile de acre?ie uneori flic?re la diferite frecven?e. Aceste semnale sunt numite oscila?ii cvasi-periodice ?i se crede a fi cauzate de materialele care se mi?c? de-a lungul marginii interioare al discului de acre?ie (cea mai inalt? orbit? circular? stabil?). Precum frecven?a lor este legat? de masa obiectului compact. A?adar acestea pot fi folosite ca o alternativ? de a determina masa candidatului pentru gaur? neagr?. ^[64]

Nucleele galactice [ modificare | modificare surs? ]

Astronomii folosesc termenul de ?galaxie activ?” pentru a descrie galaxiile cu caracteristici neobi?nuite, cum ar fi linii emisii de linii spectrale neobi?nuite ?i emisii radio foarte puternice. Studii observa?ionale ?i teoretice au ar?tat c? activitatea in aceste nuclee galactice poate fi explicat? de prezen?a unei g?uri negre supermasive, care poate fi de milioane de ori mai masiv? decat cele stelare. Aceste modele consist? in o gaur? neagr? central? care poate fi de milioane sau miliarde de ori mai masiv? decat soarele nostru; un disc de gaze ?i praf numit discul de acre?ie; ?i dou? jeturi perpendiculare cu discul de acre?ie. ^{[65] [66]}

Chiar dac? g?urile negre supermasive sunt a?teptate a fi g?site in cele mai multe dintre aceste cazuri, doar unele nuclee galactice au fost mai atent studiate in incerc?ri de a identifica ?i m?sura actuala mas? a g?urilor negre supermasive. Unele dintre cele mai notabile galaxii cu g?uri negre supermasive includ ?i Galaxia Andromeda , M32 , M87 , NGC 3115 , NGC 3377 , NGC 4258 , NGC 4889 , NGC 1277 , JO l 287 , APM 08279+5255 ?i Galaxia Sombrero . ^[67]

Acum este larg acceptat? ideea c? centrul al aproape fiec?rei galaxii, nu doar cele active, au o gaur? neagr? supermasiv?. Corela?ia observa?iilor apropiate dintre masa acestei g?uri negre ?i dispersia vitezei al g?urii galaxiei p?rinte, cunoscut? sub numele de rela?ia M-sigma , sugereaz? puternic o conexiune intre formarea g?urilor negre ?i galaxia in sine. ^[68]

Microlentile (propus) [ modificare | modificare surs? ]

O alt? metod? prin care natura unei g?uri negre al unui obiect poate fi testat? in viitor este prin observa?ii ale efectelor cauzate de campul gravita?ional puternic asupra obiectelor din imediata vecin?tate. Un astfel de efect este lentilare gravita?ional?: deformarea spa?iu-timp in jurul unui obiect masiv cauzeaz? razele de lumin? s? fie deviate foarte mult dup? cum lumina trece prin lentilele optice. Observa?ii au fost f?cute asupra unui astfel de efect doar c? la o scar? mic?, in care razele de lumin? au fost deviate doar cu cateva arcsecunde. In orice caz, nu au fost f?cute observa?ii directe asupra unei g?uri negre. O posibilitate pentru a observa lentilarea gravita?ional? a unei g?uri negre este prin observarea stelelor orbitand o gaur? neagr?. Exist? mai mul?i candida?i pentru o astfel de observare in orbit? in jurul lui Sagittarius A*. ^[70]

Alternative [ modificare | modificare surs? ]

Dovezile pentru g?urile negre stelare se bazeaz? puternic pe existen?a unei limite superioare pentru masa unei stele neutron. M?rimea acestei limite depinde puternic de presupunerile f?cute despre propriet??ile materiei dense. Noi faze exotice ale materiei ar putea impinge aceast? leg?tur?. A faz? de cuarci liberi la densitate mare ar putea permite existen?a stelelor cuarc dense, precum unele modele supersimetrice prezic existenta stelelor C. Unele extensii ale modelelor standard presupun existen?a preonilor ca structuri fundamentale ale cuarcilor ?i leptonilor, care ar putea forma ipotetic stele preon. Aceste modele ipotetice ar putea explica un anumit num?r de observa?ii ale g?urilor stelare. In orice caz, poate fi ar?tat din argumentele relativit??ii generale c? orice astfel de obiect ar avea o mas? maxim?.

Din moment ce densitatea medie al unei g?uri negre in interiorul Razei lui Schwarzschild este invers propor?ional? cu p?tratul masei, g?urile negre supermasive sunt mult mai dense decat g?urile negre stelare (densitatea medie unei g?uri negre cu 108 M? este comparabil? cu cea a apei). In acela?i timp, fizica materiei care formeaz? o gaur? neagr? supermasiv? este mult mai bine in?eleas? ?i este o alternativ? posibil? pentru explica?iile g?urilor negre supermasive care au fost observate. Spre exemplu, g?urile negre supermasive ar putea fi modelate de un grup larg de obiecte foarte intunecate. Oricum, astfel de alternative sunt tipic instabile suficient pentru a explica candida?ii g?urilor negre supermasive.

Dovezile pentru existen?a g?urilor negre stelare ?i supermasive implic? c? ca o gaur? neagr? s? nu se formeze, relativitatea general? trebuie s? cad? ca teorie a gravita?iei, probabil din cauza corec?iile mecanicii cuantice. O mult anticipat? caracteristic? a teoriei gravita?iei cuantice este c? nu ar ar?ta nicio singularitate sau orizont al evenimentelor ?i a?adar o gaur? neagr? nu ar fi un artefact real. In 2002, mai mult? aten?ie a fost atras? de modelul ?fuzeball” din teoria coardelor. Bazat pe calculele situa?iilor specifice in aceast? teorie, sugestia propus? c? stagiile individuale generice ale unei g?uri negre nu au un orizont al evenimentelor sau o singularitate, dar c? pentru un observator astfel de stagii apar ca o gaur? neagr? obi?nuit? cum este dedus? din relativitatea general?. ^[71]

Unele obiecte teoretice au fost presupuse a potrivi observa?iilor astronomice ale candida?ilor pentru g?urile negre identice sau aproape identice, dar care func?ioneaz? intr-un mecanism diferit. ^[72]

Intreb?ri deschise [ modificare | modificare surs? ]

Entropia ?i termodinamic? [ modificare | modificare surs? ]

In 1971, Hawking a ar?tat c? sub condi?iile generale c? zona total? a orizontului evenimentelor al oric?rei colec?ii de g?uri negre clasice nu poate sc?dea niciodat?, chiar dac? se ciocnesc ?i se fuzioneaz?. Acest lucru a dus la, ceea ce este ast?zi cunoscut sub numele de a doua lege a mecanicii g?urilor negre, este extrem de similar? cu a doua lege a termodinamicii, care sus?ine c? entropia total? a unui sistem nu poate sc?dea niciodat?. Precum obiectele clasice la zero absolut, a fost presupus c? g?urile negre au zero entropie. Dac? acesta este cazul, a doua lege a termodinamicii ar fi inc?lcat? de materia inc?rcat? entropic care intr? intr-o gaur? neagr?, rezultand intr-o descre?tere a entropiei totale din intreg universul. A?adar, Bekenstein a propus c? o gaur? neagr? trebuie s? aib? entropie, ?i c? ar trebui s? fie propor?ional? cu zona orizontului. ^[73]

Leg?tur? cu legile termodinamicii a fost sus?inut? mai tarziu de descoperirea lui Hawkins c? teoria campului cuantic prezice c? o gaur? neagr? radiaz? radia?ie la o temperatur? constant?. Acest lucru cauzeaz? o inc?lcare al legii a doua al mecanismului g?urilor negre, deoarece radia?ia poart? energie departe de gaur? neagr? cauzand mic?orarea acesteia. Aceast? radia?ie, oricum, poart? departe ?i entropie, ?i poate fi dovedit? sub asump?ie general? c? suma total? de entropie al materiei in imediata vecin?tate al unei g?uri negre ?i o p?trime din zona orizontului dup? cum este m?surat? in unit??i Planck este de fapt mereu in cre?tere. Acest lucru permite formularea primei legi al mecanicii g?urilor negre ca un analog la prima lege a termodinamicii, cu masa care ac?ioneaz? ca energie, gravitatea suprafe?ei ca temperatura ?i zona ca entropie.

O caracteristic? provocatoare este c? entropia unei g?uri negre este la scar? cu zona ei in loc de volum, din moment ce entropia este normal o cantitate extensiv? care este la scar? linear? cu volumul sistemului. Aceast? proprietate ciudat? l-a condus pe Gerard 't Hooft ?i pe Leonard Susskind s? propun? principiul holografic, care sugereaz? c? orice care are loc intr-un volum spa?iu-timp poate fi descris prin informa?iile limitei acelui volum. ^[74]

Chiar dac? relativitatea general? poate fi folosit? pentru a folosi o calcula?ie semi-clasic? a entropiei unei g?uri negre, aceast? situa?ie este teoretic nesatisf?c?toare. In mecanica statisticii, entropia este in?eleas? ca num?rarea num?rului de configura?ii microscopice ale unui sistem care are acelea?i calit??i macroscopice (cum ar fi masa, inc?rc?tura, presiunea etc). F?r? o teorie satisf?c?toare a gravita?iei cuantice, nimeni nu poate performa o astfel de simulare pentru g?uri negre. Unele progrese au fost f?cute in diferite apropieri in rela?ie cu gravita?ia cuantic?. In 1995, Andrew Strominger ?i Cumrun Vafa au ar?tat c? num?rarea microstatic? a unei g?uri negre supersimetric? in teoria coardelor au reprodus entropia Bekenstein-Hawking. De atunci, rezultate similare au fost raportate pentru diferite g?uri negre atat in teoria coardelor cat ?i in alte abord?ri ale gravita?iei cuantice cum ar fi bucla gravita?iei cuantice. ^[75]

Paradoxul pierderii informa?iei [ modificare | modificare surs? ]

Deoarece o gaur? neagr? are doar ca?iva parametri interni, cea mai mare parte din informa?ie legat? de materia care a dus la formarea unei g?uri negre este pierdut?. Indiferent de tipul de materie care intr? intr-o gaur? neagr?, se pare c? doar informa?ia legat? de masa total?, inc?rc?tura ?i impulsul unghiular sunt conservate. Atata timp cat g?urile negre au fost crezute a persista pentru totdeauna aceast? pierdere a informa?iei nu este atat de problematic?, dup? cum informa?ia nu este pierdut? ci ea exist? in interiorul g?urii negre, inaccesibil? din afar?, dar reprezentat? pe orizontul evenimentelor in concordan?? cu principiul holografic. Oricum, g?urile negre se evapor? u?or prin emiterea de radia?ie Hawking. Aceast? radia?ie nu apare a purta niciun fel de informa?ie adi?ional? legat? de materia care a format gaura neagr?, ceea ce inseamn? c? informa?ia este pierdut? pentru totdeauna. ^[76]

Intrebarea este c? fie informa?ia este pierdut? pentru totdeauna cu adev?rat in g?urile negre (paradoxul informa?iei pierdute) a fost divizat? intr-o comunitate a fizicienilor teoreticieni (vezi pariul Thorne-Hawking-Preskill). In mecanica cuantic?, pierderea de informa?ie corespunde cu violarea unei propriet??i vitale numit? unitaritate , care este legat? de conservarea probabilit??ii . A fost argumentat c? pierderea unitarit??ii ar insemna inc?lcarea ?i conserv?rii energiei. In ultimii ani dovezi au fost aduse c? intr-adev?r informa?ia ?i unitaritatea sunt prezervate intr-un tratament gravita?ional cuantic al problemei. ^[77]

Paradoxul firewall [ modificare | modificare surs? ]

Conform teoriei campului cuantic intr-un spa?iu-timp curbat, o singur? emisie de radia?ie Hawking implic? dou? particule mutuale legate cuantic. Particula care se mi?c? spre exterior scap? ?i este emis? ca un cuantum al radia?iei Hawking; particula care cade este inghi?it? de gaura neagr?. Presupunand c? gaura neagr? s-a format in timp finit in trecut ?i se va evapora complet intr-un timp finit in viitor. Atunci, aceasta ar emite doar o cantitate finit? de informa?ie re?inut? in radia?ia Hawking. Presupunand c? la timpul t, mai mult de jum?tate din informa?ie a fost deja emis?. Conform studiului acceptat larg de c?tre fizicienii Don Page ?i Leonard Susskind, o particul? de ie?ire emis? la timpul t trebuie s? fie legat? cu toat? radia?ia Hawking pe care gaura neagr? a emis-o precedent. Acest lucru creaz? un paradox; un principiu numit ?monogamie de leg?tur? cuantic?” cere ca, precum ca orice sistem cuantic, particula care iese nu poate fi legat? cuantic complet cu dou? sisteme independente la acela?i timp; totu?i aici particulare care iese apare a fi legat? cuantic cu ambele particule care cad ?i, independent, cu radia?ia Hawking. ^[78]

Pentru rezolvarea acestui paradox, fizicienii s-ar putea, eventual, s? renun?e la una dintre cele trei teorii testate in timp: principiul echivalen?ei al lui Einstein , unitaritatea, sau existen?a campului cuantic. O posibil? solu?ie, care incalc? principiul echivalen?ei, este c? un ?firewall” distruge particulele care vin spre orizontul evenimentelor. In 2016 analiza informa?iilor de la LIGO arat? semne de ecouri cauzate de un orizont al evenimentelor ciudat; astfel de ecouri pot fi posibile prin teoriile ?firewall” sau ?fuzzball” dar nu ar trebui s? apar? in relativitatea clasic? general?. In urm?torii doi ani, informa?ii adi?ionale LIGO ar trebui s? stabileasc? dac? ecourile au fost doar ni?te sunete intampl?toare, sau chiar dac? au fost dovezi ale inc?lc?rii relativit??ii generale.

Prima fotografie a unei g?uri negre [ modificare | modificare surs? ]

La data de 10 aprilie 2019 EHT (?Event Horizon Telescope“) a prezentat public prima fotografie a unei g?uri negre. Gaura neagr? se afl? in interiorul galaxiei superactive Messier 87 (M87), la 55 milioane de ani-lumin? de p?m?nt. Pentru realizarea acestei performan?e deosebite 8 telescoape, r?sp?ndite pe tot globul, au fost cuplate ?i sincronizate, realiz?ndu-se practic un telescop gigantic cu o lentil? de dimensiunea p?m?ntului. Observa?iile s-au desf??urat pe parcursul anilor 2016,2017, 2018 ?i 2019, fotografiile fiind asamblate in final cu ajutorul unor aparate speciale intr-o imagine unic?. Coordonarea celor 8 telescoape s-a f?cut sub egida EHT (?Event Horizon Telescope“).

Note [ modificare | modificare surs? ]

Vezi ?i [ modificare | modificare surs? ]

• Gaur? neagr? supermasiv?
• Solu?ia Schwarzschild
• Solu?ia Reissner- Nordstrom
• Solu?ia Kerr

Leg?turi externe [ modificare | modificare surs? ]

• Black Holes pe In Our Time la BBC . ( ascult? acum )

• Stanford Encyclopedia of philosophy: Singularit??i ?i G?uri Negre , de Erik Curiel ?i Peter Bokulich.
• en Black Holes: Gravity's Relentless Pull ? Interactive multimedia pe web site-ul despre fizic? ?i astronomie de la Space Telescope Science Institute
• Agen?ia Spa?ial? European? Gaur? neagr? - vizualizare Arhivat in 3 mai 2019 , la Wayback Machine .
• Intreb?ri adresate frecvent despre G?urile negre
• Schwarzschild Geometrie
• Hubble-ul