Zwart gat — definitie, werking en ontdekking van superzware gaten

In 1783 schreef de Engelse geestelijke John Michell dat het mogelijk is dat iets zo zwaar is dat je met de lichtsnelheid moet gaan om aan de zwaartekracht ervan te ontsnappen. De zwaartekracht wordt sterker naarmate iets zwaarder wordt. Wil een klein ding, zoals een raket, ontsnappen aan een groter ding, zoals de aarde, dan moet het ontsnappen aan de aantrekkingskracht van de zwaartekracht van de aarde, anders valt het terug. De snelheid die het moet afleggen om te ontsnappen heet ontsnappingssnelheid. Grotere planeten (zoals Jupiter) en sterren hebben meer massa en een sterkere zwaartekracht dan de aarde. Daarom zou de ontsnappingssnelheid veel hoger moeten zijn. John Michell dacht dat het mogelijk was dat iets zo groot was dat de ontsnappingssnelheid sneller zou moeten zijn dan de lichtsnelheid, zodat zelfs licht niet zou kunnen ontsnappen. In 1796 schreef Pierre-Simon Laplace over hetzelfde idee in de eerste en tweede druk van zijn boek Exposition du système du Monde (het werd verwijderd uit latere drukken).

Sommige wetenschappers dachten dat Michell gelijk zou kunnen hebben, maar anderen dachten dat licht geen massa had en niet door de zwaartekracht zou worden aangetrokken. Zijn theorie werd vergeten.

In 1916 schreef Albert Einstein een verklaring van de zwaartekracht, algemene relativiteit genaamd.

• Massa zorgt ervoor dat de ruimte (en ruimtetijd) buigt, of kromt. Bewegende dingen "vallen mee" of volgen de krommingen in de ruimte. Dit noemen we zwaartekracht.
• Licht reist altijd met dezelfde snelheid, en wordt beïnvloed door de zwaartekracht. Als het van snelheid lijkt te veranderen, reist het in werkelijkheid langs een bocht in de ruimtetijd.

Enkele maanden later, toen hij in de Eerste Wereldoorlog diende, gebruikte de Duitse natuurkundige Karl Schwarzschild de vergelijkingen van Einstein om aan te tonen dat een zwart gat kon bestaan. De radius van Schwarzschild is de grootte van de waarnemingshorizon van een niet-roterend zwart gat. Deze straal was de maat waarbij de ontsnappingssnelheid gelijk was aan de lichtsnelheid. Als de straal van een ster kleiner is, kan het licht niet ontsnappen en is het een donkere ster, of zwart gat.

In 1930 voorspelde Subrahmanyan Chandrasekhar dat sterren die zwaarder zijn dan de zon konden instorten wanneer zij geen waterstof of andere nucleaire brandstoffen meer hadden om te verbranden. In 1939 berekenden Robert Oppenheimer en H. Snyder dat een ster minstens drie keer zo massief moest zijn als de zon om een zwart gat te vormen. In 1967 vond John Wheeler voor het eerst de naam "zwart gat" uit. Daarvoor werden ze "donkere sterren" genoemd.

In 1970 toonden Stephen Hawking en Roger Penrose aan dat zwarte gaten moeten bestaan. Hoewel de zwarte gaten onzichtbaar zijn (ze kunnen niet worden gezien), is een deel van de materie die erin valt zeer helder.

Vanaf het voorjaar van 2019 was er een beeld van een zwart gat, of beter gezegd, de dingen die rond het zwarte gat draaien. Voor het beeld waren vele foto's van verschillende locaties nodig. Een van de teamleden (Katie Bouman) maakte een compilatie van alle beelden tot één enkel beeld.

In 2020 kregen Roger Penrose, Reinhard Genzel en Andrea Ghez de Nobelprijs voor natuurkunde voor hun werk aan de theorie van zwarte gaten.

De zwaartekrachtinstorting van enorme sterren (met een hoge massa) veroorzaakt zwarte gaten met een "stellaire massa". Door stervorming in het vroege heelal kunnen zeer grote sterren zijn ontstaan. Toen deze instortten, maakten ze zwarte gaten van wel 10³ zonsmassa's. Deze zwarte gaten kunnen de kiem vormen voor de superzware zwarte gaten in het centrum van de meeste sterrenstelsels.

De meeste energie die vrijkomt bij een gravitatie-instorting wordt zeer snel afgegeven. Een verre waarnemer ziet het materiaal langzaam naar binnen vallen en dan net boven de waarnemingshorizon stoppen vanwege gravitationele tijdsdilatatie. Het licht dat vlak voor de waarnemingshorizon wordt afgegeven, heeft een oneindige vertraging. De waarnemer ziet dus nooit de vorming van de waarnemingshorizon. In plaats daarvan lijkt het instortende materiaal steeds zwakker en roodverschoven te worden en uiteindelijk te verdwijnen.

Er zijn ook zwarte gaten gevonden in het midden van bijna elk sterrenstelsel in het bekende heelal. Deze worden superzware zwarte gaten (SBH) genoemd, en zijn de grootste zwarte gaten van allemaal. Zij werden gevormd toen het heelal nog heel jong was, en hielpen ook bij de vorming van alle sterrenstelsels.

Quasars worden vermoedelijk aangedreven door de zwaartekracht die materiaal verzamelt in superzware zwarte gaten in de centra van verre sterrenstelsels. Licht kan niet ontsnappen aan de SBH's in het centrum van quasars, dus wordt de ontsnappende energie buiten de waarnemingshorizon gebracht door zwaartekrachtspanningen en immense wrijving op het binnenkomende materiaal.

In quasars zijn enorme centrale massa's gemeten (10⁶ tot 10⁹ zonsmassa's). Enkele tientallen nabijgelegen grote sterrenstelsels, zonder teken van een quasarkern, hebben een soortgelijk centraal zwart gat in hun kern. Daarom wordt aangenomen dat alle grote sterrenstelsels er een hebben, maar dat slechts een klein deel ervan actief is (met voldoende accretie om straling op te wekken) en dus als quasar wordt gezien.

In het midden van een zwart gat bevindt zich een gravitatiecentrum dat een singulariteit wordt genoemd. Het is onmogelijk om erin te kijken omdat de zwaartekracht voorkomt dat licht ontsnapt. Rond de kleine singulariteit bevindt zich een groot gebied waar licht dat normaal gesproken zou passeren, ook naar binnen wordt gezogen. De rand van dit gebied wordt de waarnemingshorizon genoemd. Het gebied binnen de waarnemingshorizon is het zwarte gat. De zwaartekracht van het zwarte gat wordt op grotere afstand zwakker. De waarnemingshorizon is de plaats die het verst verwijderd is van het midden van het zwarte gat en waar de zwaartekracht nog sterk genoeg is om licht op te vangen.

Buiten de waarnemingshorizon worden licht en materie nog steeds naar het zwarte gat toe getrokken. Als een zwart gat wordt omringd door materie, vormt de materie een "accretieschijf" (accretie betekent "verzamelen") rond het zwarte gat. Een accretieschijf lijkt op de ringen van Saturnus. Terwijl de materie naar binnen wordt gezogen, wordt zij zeer heet en schiet zij röntgenstraling de ruimte in. Zie dit als water dat rond het gat draait voordat het erin valt.

De meeste zwarte gaten staan te ver weg om de accretieschijf en de straal te kunnen zien. De enige manier om te weten of er een zwart gat is, is door te zien hoe sterren, gas en licht zich eromheen gedragen. Met een zwart gat in de buurt bewegen zelfs objecten zo groot als een ster op een andere manier, meestal sneller dan wanneer het zwarte gat er niet zou zijn.

Omdat we zwarte gaten niet kunnen zien, moeten ze op een andere manier worden gedetecteerd. Wanneer een zwart gat zich tussen ons en een lichtbron bevindt, buigt het licht om het zwarte gat heen, waardoor een spiegelbeeld ontstaat. Dat effect wordt gravitationele lensvorming genoemd.

Hawkingstraling is zwarte lichaamstraling die wordt uitgezonden door een zwart gat, als gevolg van kwantumeffecten nabij de waarnemingshorizon. Het is genoemd naar de natuurkundige Stephen Hawking, die in 1974 een theoretisch argument gaf voor het bestaan ervan.

Hawkingstraling vermindert de massa en de energie van het zwarte gat en wordt daarom ook wel verdamping van het zwarte gat genoemd. Dit gebeurt door de virtuele deeltjes-antideeltjesparen. Als gevolg van kwantumfluctuaties valt één van de deeltjes in en gaat de ander er met de energie/massa vandoor. Hierdoor wordt verwacht dat zwarte gaten die meer massa verliezen dan ze op een andere manier winnen, zullen krimpen en uiteindelijk verdwijnen. Voorspeld wordt dat micro-zwarte gaten (MBH's) grotere netto uitstoters van straling zijn dan grotere zwarte gaten en sneller zouden moeten krimpen en verdwijnen.

Het no hair theorema stelt dat een stabiel zwart gat slechts drie onafhankelijke fysische eigenschappen heeft: massa, lading en impulsmoment. Als dit waar is, dan zullen twee zwarte gaten met dezelfde waarden voor deze drie eigenschappen er hetzelfde uitzien. Vanaf 2020 is het onduidelijk of het geen-haar-theorema waar is voor echte zwarte gaten.

De eigenschappen zijn bijzonder, omdat ze alle drie van buiten het zwarte gat kunnen worden gemeten. Een geladen zwart gat stoot bijvoorbeeld andere soortgelijke ladingen af, net als elk ander geladen voorwerp. Evenzo kan de totale massa binnen een bol met een zwart gat worden gevonden met behulp van het gravitatie-analoog van de wet van Gauss, ver weg van het zwarte gat. Het impulsmoment of de spin kan ook op grote afstand worden gemeten.