Στα τέλη του 18ου αιώνα, δύο επιστήμονες (John Michell και Pierre Simon Laplace) διατύπωσαν ξεχωριστές θεωρίες, ότι ένα αστέρι θα μπορούσε να είναι τόσο τεράστιο που ούτε το φως δεν μπορεί να ξεφύγει από την επιφάνειά του.
Αλλά τίποτα περισσότερο δεν έγινε από αυτά τα «σκοτεινά αστέρια» μέχρι τον 20ο αιώνα, όταν ο Άλμπερτ Αϊνστάιν δημοσίευσε τη γενική θεωρία της σχετικότητας.
Η ιδέα, του γύρισε την έννοια της βαρύτητας στο κεφάλι του: Δεν είναι πραγματικά μια δύναμη ώθησης / έλξης, αλλά, αντίθετα, περιγράφει πώς η μάζα επηρεάζει τον "ιστό" του χωροχρόνου.
Και η γενική σχετικότητα κατέστησε δυνατή την πραγματικότητα αυτών των σκοτεινών άστρων.
Το 1916, μόλις ένα χρόνο μετά, ο Αϊνστάιν δημοσίευσε τη θεωρία του, ο φυσικός Karl Schwarzschild υπολογίζει τη βαρύτητα της εξισώσεις της γενικής σχετικότητας σε μια ακραία περίπτωση (όταν ένα αντικείμενο έχει μάζα κοντά στο άπειρο) και διαπίστωσε ότι ο ιστός του χωροχρόνου πάει πάσο στον εαυτό του, δημιουργώντας μια "ιδιομορφία" - μια περιοχή με μηδενικό όγκο και άπειρη πυκνότητα.
Ένα τέτοιο σημείο που δεν θα επιτρέψει στην ύλη ή ακόμα και το φως να διαφύγει.
Μια μαύρη τρύπα στρεβλώνει στο διάστημα ακραία, δημιουργώντας ένα σημείο όπου το κοσμικός ιστός αναδιπλώνεται στον εαυτό του. Κάθε μάζα ή φως που έρχεται μέσα σε μια ορισμένη απόσταση - που ονομάζεται «ορίζοντας γεγονότων» - πέφτει και δεν διαφεύγει.
Ο σημερινός όρος για αυτό το αντικείμενο - μια μαύρη τρύπα - ήρθε 50 χρόνια μετά, περίπου την ίδια εποχή που οι ερευνητές άρχισαν να ανακαλύπτουν τις υπόδειξή του.
Τώρα, μετά από 40 χρόνια έρευνας, οι επιστήμονες είναι θετικοί στο να υπάρχουν αυτά τα εξαιρετικά πυκνά σώματα, και ότι υπάρχουν δύο διαφορετικοί τύποι.
Οι αστρονόμοι κατηγοριοποιούν τις μαύρες τρύπες είτε ως αστρική μάζα (που κυμαίνονται από τρεις έως δεκάδες φορές τη μάζα του Ήλιου μας και σηματοδοτούν το τέλος της κατάστασης ενός τεράστιου αστεριού) ή υπερμεγέθεις (που είναι εκατομμύρια έως και δισεκατομμύρια φορές τη μάζα του άστρου μας και υπάρχει στα κέντρα των γαλαξιών).
Με τα χρόνια, διάφορες μέθοδοι έχουν πείσει τους επιστήμονες ότι υπάρχουν δύο τύποι των μαύρων οπών.
Μία από τις πιο επιτυχημένες τεχνικές που οι αστρονόμοι έχουν χρησιμοποιήσει για να βρουν τόσο τις αστρικές και σούπερ-τεράστιες μαύρες τρύπες, παρακολουθούν τις κινήσεις των άστρων κοντά στην υποψία της μαύρης τρύπας που έχουν εντοπίσει.
Χρησιμοποιούν τον ορατό σύντροφο σε ένα δυαδικό σύστημα ως ιχνηθέτης.
Μια αστρική μάζα μαύρης τρύπας είναι το τελευταίο στάδιο της εξέλιξης ενός άστρου που κάποτε ήταν τουλάχιστον 30 φορές η μάζα του Ήλιου μας. Αυτή η μαύρη τρύπα κατέχει μεταξύ περίπου τρεις και δεκάδες ηλιακές μάζες στριμωγμένες σε μια περιοχή περίπου το μέγεθος μιας μεγάλης πόλης.
Για να γίνει διάκριση μεταξύ των δυνατοτήτων, οι επιστήμονες χρειάζεται να έχουν μάζα του αόρατου αντικειμένου, του οποίου μπορούν να καθορίσουν με τη χρήση βασικών νόμων της φυσικής.
Οι αστρονόμοι συλλέγουν δεδομένα μέσω φασματικής εκπομπής του ορατού άστρου, η οποία τους επισημαίνει σχετικά με τη σύνθεση και την κίνηση του άστρου.
Καθώς το αστέρι κινείται μακριά από τη Γη σε τροχιά γύρω από τον αόρατο συνοδό του, οι μετατοπίσεις εκπομπής είναι ελαφρώς προς το ερυθρό άκρο του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος· Καθώς επιταχύνεται προς τον πλανήτη μας, οι μετατοπίσεις των εκπομπών στο μπλε άκρο.
Από το ποσό στις μετατοπίσεις του φάσματος, οι αστρονόμοι μπορούν να καθορίσουν πόσο γρήγορα κινείται το ορατό αστέρι και πόσο καιρό χρειάζεται για να ολοκληρώσει μια τροχιά.
Στη συνέχεια, χρησιμοποιώντας τον ίδιο νόμο της φυσικής που υπαγορεύει πώς οι πλανήτες βρίσκονται σε τροχιά γύρω από τον ήλιο, μπορούν να υπολογίσουν τη μάζα του αόρατου συντρόφου.
Μετάφραση: To-New-Sas
ΠΗΓΗ: http://www.cosmosup.com
Δεν υπάρχουν σχόλια :
Δημοσίευση σχολίου