Vrima e zezë

Nga Wikipedia, enciklopedia e lirë
Shko te: navigacion, kërko

Një vrimë e zezë është një rajon në hapësirë-kohë që shfaq efekte gravitacionale aq të forta saqë asgjë—madje as grimcat dhe rrezatimi elektromagnetik siç është drita—nuk mund të largohen nga brendësia e saj.[1] Teorema e përgjithshme e relativitetit parashikon se një masë mjaftueshmërisht kompakte mund të shformojë hapësirë-kohën për të formuar një vrimë të zezë.[2][3] Kufiri i rajonit nga i cili largimi është i pamundur, quhet horizonti i ngjarjeve. Edhe pse horizonti i ngjarjeve ka një efekt tepër të madh në fatin dhe rrethanat e një objekti që kalon në të, mesa duket nuk mund të vëzhgohet asnjë tipar i zbulueshëm lokal. Në shumë mënyra, një vrimë e zezë vepron si trup i zi ideal, pasi ajo nuk reflekton dritë.[4][5] Për më tepër, teorema e fushës kuantike në kohë-hapësirën e lakuar parashikon se horizontet e ngjarjeve emetojnë rrezatimin Hawking, me të njëjtin spektër si një trup i zi me një temperaturë në përpjesëtim të zhdrejtë me masën e tij. Kjo temperaturë është e rendit të miliardave të kelvinit për vrimat e zeza yjore, duke e bërë të pamundur vëzhgimin e tyre.

Objektet, fushat gravitacionale të të cilave janë aq të forta saqë drita nuk mund të largohet, për herë të parë u konsideruan në shekullin e 18-të nga John Michell dhe Pierre-Simon Laplace. Zgjidhja e parë moderne e relativetit të përgjithshëm që do të karakterizonte një vrimë të zezë, u gjet nga Karl Schwarzschild në 1916, megjithëse interpretimi i saj si një rajon i hapësirës nga e cila asgjë nuk mund të largohet, u botua për herë të parë nga David Finkelstein në vitin 1958. Vrimat e zeza u konsideruan për një kohë të gjatë si një kuriozitet matematikor; gjatë viteve 1960 puna teorike tregoi se ato ishin një parashikim i përgjithshëm i relativetit të përgjithshëm. Zbulimi i yjeve të neutroneve ngjalli interes në objektet kompakte me fushë gravitacionale të shkatërruar, si një realitet i mundshëm astrofizik.

Vrimat e zeza të masës yjore pritet të formohen kur yje shumë masivë shkatërrohen në fund të ciklit të tyre të jetës. Pasi një vrimë e zezë formohet, ajo mund të vazhdojë të rritet, duke thithur masë nga objektet që e rrethojnë atë. Duke thithur yje të tjera dhe duke u bashkuar me vrima të tjera të zeza, mund të formohen vrima të zeza supermasive të masave diellore (MStampa:Solar mass). Ka një konsensus të përgjithshëm se vrimat e zeza supermasive ekzistojnë në qendër të shumicës së galaktikave.

Pavarësisht brendësisë së saj të padukshme, prania e një vrimë të zezë mund vërtetohet përmes ndërveprimit të saj me lëndë të tjera dhe me rrezatimin elektromagnetik, siç është drita dukshme. Lënda që bie mbi një vrimë të zezë mund të formojë një disk shtimi të jashtëm, të ndezur nga fërkimi, duke formuar disa nga objektet më të shndritshme në univers. Nëse ka yje tjera që orbitojnë rreth një vrimë të zezë, orbitat e tyre mund të përdoren për të përcaktuar masën dhe vendndodhjen e vrimës së zezë. Vëzhgime të tilla mund të përdoren për të përjashtuar alternativa të mundshme të tilla si yjet e neutroneve. Në këtë mënyrë, astronomët kanë identifikuar kandidatë të shumtë për vrima të zeza yjore në sistemet yjore binare, dhe është vërtetuar se burimi radio i njohur si Sagittarius A*, në thelbin e galaktikës sonë Rruga e Qumështit, përmban një vrimë të zezë supermasive prej rrreth 4.3 milionë masa diellore..

Më 11 shkurt 2016, bashkëpunimi LIGO njoftoi vëzhgimin e parë të valëve gravitacionale; ngaqë këto valë ishin krijuar nga një bashkues vrimash të zeza, ishte zbulimi i i parë i drejtpërdrejtë i një bashkuesi binar vrimash të zeza.[6] Më 15 qershor të 2016 u njoftua një zbulim i dytë i valëve gravitacionale nga vrima të zeza të cilat përplaseshin me njëra-tjetrën .[7]

Schwarzschild black hole
Simulimi i thjerrave gravitacionale nga një vrimë e zezë, e cila deformon imazhin e një galaktike në sfond.
Pamja e parashikuar e një vrime të zezë jo-rrotulluese me unazë torodiale me lëndë të jonizuar, siç është propozuar[8] si një model për Sagittarius A*. Asimetria është për shkak të efektit Doppler që rezulton nga shpejtësia tejet e madhe orbitale e nevojshme për balancën centrifugale të tërheqjes së fuqishme gravitacionale të vrimës.

Shënime[redakto | redakto tekstin burimor]

  1. ^ Wald 1984, pp. 299–300
  2. ^ Wald, R. M. (1997). Gravitational Collapse and Cosmic Censorship.  Unknown parameter |class= ignored (help); Unknown parameter |eprint= ignored (help)
  3. ^ Overbye, Dennis (8 June 2015). "Black Hole Hunters". NASA. Retrieved 8 June 2015. 
  4. ^ Gravity from the ground up. Cambridge University Press 2003, ISBN 0-521-45506-5
  5. ^ Davies, P. C. W. (1978). "Thermodynamics of Black Holes". Reports on Progress in Physics 41 (8): 1313–1355. doi:10.1088/0034-4885/41/8/004. 
  6. ^ Abbott, B.P. (2016). "Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger". Phys. Rev. Lett. 116: 061102. doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102. 
  7. ^ Empty citation‎ (help) 
  8. ^ O. Straub, F.H. Vincent, M.A. Abramowicz, E. Gourgoulhon, T. Paumard, ``Modelling the black hole silhouette in Sgr A* with ion tori,Astron.

Referencat[redakto | redakto tekstin burimor]