Черната дупка е плътен и масивен астрономически обект, област в пространство-времето, в която гравитационното привличане е толкова силно, че тя не може да бъде напусната от нищо, дори движещо се със скоростта на светлината. Общата теория на относителността предвижда, че достатъчно компактна маса би могла да деформира пространство-времето до такава степен, че да се образува черна дупка. Около черната дупка се образува математически определима повърхнина, наречена хоризонт на събитията. Тя маркира границата на областта, от която връщането е невъзможно.
Наименованието „черна дупка“ отразява свойството на този обект да поглъща цялата светлина, която достига до хоризонта, без да отразява част от нея, точно като абсолютно черното тяло от термодинамиката. Съгласно квантовата механика черната дупка все пак излъчва лъчение на Хокинг със същия спектър като черно тяло с крайна температура, която е обратно пропорционална на масата на черната дупка. Тази температура е от порядъка на милиардни части от келвина за черни дупки със звездна маса. Това затруднява наблюдаването на излъчването при черни дупки със звездна маса, а при по-голяма маса прави наблюдението практически невъзможно.
Идеята за обекти, чието гравитационно поле е прекалено силно, за да бъдат напуснати от светлината, е обмисляна за пръв път през XVIII век от Джон Мичъл и Пиер-Симон Лаплас.
Теоретичната възможност за съществуването на тези области на пространство-времето следва от някои точни решения на уравненията на Айнщайн, първото от които е получено от Карл Шварцшилд през 1915 г. Първото съвременно приложение на общата теория на относителността, което характеризира черните дупки, е разработено от Шварцшилд през 1916 г., макар че интерпретацията на неговото решение като област от пространството, която не може да бъде напусната от нищо, е оценена напълно едва четири десетилетия по-късно. Теоретичните изследвания през 60-те години на ХХ век показват, че черните дупки, разглеждани дълго време като чисто математическа чудатост, са съществено следствие на общата теория на относителността, а откриването на неутронните звезди предизвикват интерес към гравитационно колабиралите компактни обекти като към възможна астрофизическа реалност.
За пръв път изразът „черна дупка“ се употребява от физика-теоретик Джон Уилър през 1967 г. До този момент са използвани термините черна звезда, колапсирана звезда или замръзнала звезда.
На 10 април 2019 г. за първи път е „фотографирана“ свръхмасивна черна дупка в центъра на галактиката М87, разположена на 54 милиона светлинни години от Земята. През юли 2023 г. е открита най-далечната черна дупка в историята, образувана само 570 милиона години след Големия взрив.
Съществуват пет възможни сценария за образуването на черни дупки:
три реалистични сценария: гравитационен колапс (свиване и компресия) на достатъчно масивна звезда или неутронна звезда (Граница на Опенхаймер – ВолкофГраница на Опенхаймер – Волкоф е горната граница на масата на невъртяща се неутронна звезда, преди тя да се срине в черна дупка.); килонова – гравитационно-вълнови взрив в резултат на сливането на две неутронни звезди; колапс на централната част на галактика или протогалактическия газ; два хипотетични сценария: формиране веднага след Големия взрив (първични черни дупки); възникване при ядрени реакции с много висока енергия.
Очаква се черни дупки със звездна маса да се формират при колапса на много масивни звезди в края на техния жизнен цикъл. След образуването на черна дупка тя може да продължи да расте, поглъщайки маса от заобикалящото я пространство. Чрез поглъщане на други звезди и сливане с други черни дупки, може да се формират свръхмасивни черни дупки с милиони пъти по-голяма маса от тази на Слънцето. Според общото разбиране свръхмасивни черни дупки съществуват в центровете на повечето галактики. Има съществени данни за наличието на черна дупка с повече от 4 милиона слънчеви маси в центъра на нашата галактика, Млечния път.
Въпреки невидимата им вътрешност, присъствието на черните дупки може да бъде установено чрез тяхното взаимодействие с друга материя, както и със светлината и с друго електромагнитно излъчване. По движението на звездите може да бъдат изчислени масата и местоположението на техен невидим съседен обект, като в някои случаи единственият известен обект, отговарящ на данните, е черна дупка. По този начин са идентифицирани множество кандидати за звездни черни дупки в двойни системи.
История Ранни хипотези
Идеята за тяло, толкова масивно, че дори светлината да не може да го напусне, е предложена за пръв път от английския геолог Джон Мичъл през 1783 г. в писмо до Хенри Кавендиш от Британското кралско дружество. По това време Нютоновата теория за гравитацията и идеята за втора космическа скорост са добре известни. Мичъл изчислява, че тяло с радиус, 500 пъти по-голям от този на Слънцето, и със същата плътност би имало на повърхността си втора космическа скорост, равна на скоростта на светлината и следователно би било невидимо. Както казва той:
Ако радиусът на сфера със същата плътност като Слънцето надхвърля този на Слънцето в съотношение 500 към 1, тяло, падащо от безкрайна височина към него, би достигнало на повърхността му скорост, по-голяма от тази на светлината, и следователно, ако приемем, че светлината се привлича от същата сила като другите тела, пропорционално на нейната vis inertiae, цялата светлина, излъчвана от такова тяло, би се върнала към него от неговата собствена гравитация.
През 1796 г. френският математик Пиер-Симон Лаплас предлага същата идея в първото и второто издание на книгата си „Изложение на системата на света“ („Exposition du système du monde“), като тя изчезва от следващите издания на книгата. Идеята за черни дупки не привлича голямо внимание през 19 век, тъй като светлината се счита за безмасова вълна, която не се влияе от гравитацията.
Обща теория на относителността
През 1915 г. Алберт Айнщайн разработва общата теория на относителността, след като по-рано е показал, че гравитацията влияе на движението на светлината. Няколко месеца по-късно Карл Шварцшилд дава решение на уравненията на Айнщайн, което описва гравитационното поле на точкова и сферична маса. Няколко месеца след Шварцшилд Йоханес Дросте, студент на Хендрик Лоренц, самостоятелно стига до същото решение за точкова маса и описва по-подробно неговите свойства. Това решение има особеност, наричана днес радиус на Шварцшилд, където то става сингулярно, т.е. някои от параметрите на уравненията на Айнщайн стават безкрайни. Характерът на тази повърхнина не е напълно разбран по това време. Въпреки това, Айнщайн отхвърля тази идея като грешка в част от собствената си теория. През 1924 г. Артър Едингтън демонстрира, че сингулярността изчезва при промяна на координатната система, но едва през 1933 г. Жорж Льометр установява, че това прави сингулярността на радиуса на Шварцшилд нефизическа координатна сингулярност.
През 20-те години на XX век Субраманиан Чандрасекар твърди, че според специалната теория на относителността неизлъчващо тяло над определена маса, известна днес като граница на Чандрасекар, би колабирало. Известният по това време астроном Артър Едингтън се противопоставя на това твърдение, смятайки, че нещо неизбежно би предотвратило такъв колапс.
През 1939 г. Робърт Опенхаймер и Снайдер предвиждат, че масивни звезди могат да претърпят драматичен гравитационен колапс. Известно време тези обекти са наричани „замръзнали звезди“ (), тъй като колапсът би се наблюдавал като бързо забавяне и силно почервеняване около радиуса на Шварцшилд. Въпреки това тези хипотетични обекти не са предмет на голям теоретичен интерес до 60-те години на ХХ век. Интересът към обекти, претърпели гравитационен колапс, оживява през 1967 г. с откритието на пулсарите.
Изобретателят на термина черна дупка не е достоверно известен, но самото обозначение е популяризирано от Джон Уилър и е използвано публично за първи път в популярната лекция „Нашата Вселена: известното и неизвестното“ () на 29 декември 1967 г.Текстът на лекцията е публикуван в списанията The American Scholar (Пролет 1968, том 37, № 2) на студентското общество „Phi Beta Kappa“ и American Scientist (1968, том 56, № 1, стр. 1—2) на обществото „Sigma Xi“. Страница от тази работа е възпроизведена в книгата „Black Hole Physics: Basic Concepts and New Developments“, (Kluwer, Dordrecht, 1998), стр. 5. на В. П. Фрoлoв и И. Д. Нoвикoв. Преди това такива астрофизични обекти са били наричани „колапсирани звезди“ или „колапсари“ (), както и „черни звезди“.Чёрные дыры во вселенной Черна звезда се появява и в първите епизоди на Оригиналния сериал „Стар Трек“.
Структура, характеристики и свойства
Черната дупка е съставена от следните елементи: Сингулярност Хоризонт на събитията Фотонна сфера Най-вътрешна стабилна орбита Акреционен диск Релативистична струя
Тъй като нищо не може да напусне черната дупка, то не е възможно наблюдател извън нея да добие информация за процеси, ставащи във вътрешността ѝ. Черните дупки нямат наблюдаеми външни свойства, които да могат да бъдат използвани, за да се определи какво става във вътрешността им. Според класическата обща теория на относителността черните дупки могат да бъдат характеризирани изцяло с три параметъра: маса, момент на импулса и електрически заряд.
Обичайното разбиране за черните дупки се базира на идеята за пространство-време от общата теория на относителността, тъй като най-важните им свойства са свързани с изкривяване на геометрията на окръжаващото ги време-пространство. Идеята за липса на индивидуални отличителни белези на черните дупки се заражда първоначално като предположение направено от Бакенщайн, по-късно потвърдено от Картър, Вернер Израел, Робинсън и Хокинг и придобива известност като „теорема за липса на коса“. Нейно следствие е може би безвъзвратното загубване на информация зад непреодолимата граница на хоризонта на събитията. Запазването на изобщо някакви характеристики се обяснява с определянето им чрез далекодействащи полета, а именно – гравитационно (маса, момент на импулса) и електромагнитно (електричен заряд).
Хоризонт на събитията
Въображаемата сферична повърхнина, ограждаща цялата маса на черната дупка, се нарича хоризонт на събитията. На хоризонта на събитията втора космическа скорост е равна на скоростта на светлината. По този начин нищо от вътрешната страна на хоризонта на събитията, включително фотоните, не може да преодолее хоризонта на събитията поради извънредно силното гравитационно поле. Частици извън тази област могат да падат вътре, пресичайки хоризонта на събитията, без да могат отново да го напуснат.
Изкривяването на време-пространството в силни гравитационни полета води до забавяне на времето. Това явление е установено експериментално през 1976 г.hyperphysics.phy-astr.gsu.edu В близост до черна дупка, забавянето на времето се увеличава силно. От гледна точка на външен наблюдател изглежда, че е необходимо безкрайно дълго време за приближаване на обект до хоризонта на събитията, в който момент светлината, идваща от него е безкрайно червено-отместена. За отдалечен наблюдател изглежда, че обектът, падайки все по-бавно, доближава, но никога не достига, хоризонта на събитията. От гледна точка на самия падащ обект обаче времето за достигане на хоризонта на събитията и достигане на сингулярността е крайно.
Широко разпространена заблуда е, че обекти извън хоризонта на събитията се „засмукват“. Тяло, извън хоризонта на събитията, ще изпитва същото гравитационно въздействие от черната дупка, като от кое да е тяло с такава маса (съществуват звезди, по-масивни от някои черни дупки). При превръщането си в черна дупка, звездата не печели маса – т.е. масата на черната дупка е равна на тази на прогенитора ѝ.
Сингулярност