black hole

Black hole

adalah wilayah ruang-waktu yang gravitasi mencegah apa pun, termasuk cahaya, melarikan diri. Teori relativitas umum memprediksi bahwa massa yang cukup kompak akan merusak ruang-waktu untuk membentuk lubang hitam. The batas wilayah dari mana ada jalan keluar mungkin disebut cakrawala peristiwa. Meskipun melintasi cakrawala peristiwa berpengaruh besar pada nasib obyek persimpangan itu, tampaknya tidak memiliki fitur lokal terdeteksi. Dalam banyak hal yang bertindak lubang hitam seperti benda hitam ideal, karena mencerminkan tidak ada cahaya [3] Selain itu, teori medan kuantum dalam ruang-waktu melengkung memprediksi bahwa cakrawala peristiwa memancarkan radiasi Hawking, dengan spektrum yang sama seperti tubuh hitam. suhu berbanding terbalik dengan massanya. Suhu ini adalah atas perintah billionths kelvin untuk lubang hitam massa bintang, sehingga semua tapi mustahil untuk mengamati.

Benda yang medan gravitasi yang terlalu kuat untuk cahaya untuk melarikan diri pertama kali dipertimbangkan dalam abad ke-18 oleh John Michell dan Pierre-Simon Laplace. Solusi modern pertama relativitas umum yang akan mencirikan lubang hitam ditemukan oleh Karl Schwarzschild pada tahun 1916, meskipun interpretasi sebagai daerah ruang dari mana tidak ada yang bisa melarikan diri pertama kali diterbitkan oleh David Finkelstein pada tahun 1958. Panjang dianggap sebagai rasa ingin tahu matematika, itu selama tahun 1960-an bahwa pekerjaan teoritis menunjukkan lubang hitam adalah prediksi generik relativitas umum. Penemuan bintang neutron memicu minat dalam objek kompak gravitasi runtuh sebagai realitas astrofisika mungkin.

Lubang hitam massa bintang diharapkan terbentuk ketika bintang yang sangat masif runtuh pada akhir siklus hidup mereka. Setelah lubang hitam terbentuk, dapat terus tumbuh dengan menyerap massa dari lingkungannya. Dengan menyerap bintang lainnya dan bergabung dengan lubang hitam lainnya, lubang hitam supermasif jutaan massa matahari bisa terbentuk. Ada konsensus umum bahwa lubang hitam supermasif yang ada di pusat galaksi yang paling.

Meskipun interior terlihat nya, kehadiran lubang hitam dapat disimpulkan melalui interaksi dengan hal-hal lain dan dengan radiasi elektromagnetik seperti cahaya. Materi jatuh ke lubang hitam dapat membentuk disk akresi dipanaskan oleh gesekan, membentuk beberapa objek paling terang di alam semesta. Jika ada bintang lain yang mengorbit lubang hitam, orbit mereka dapat digunakan untuk menentukan massa dan lokasi. Pengamatan tersebut dapat digunakan untuk mengecualikan kemungkinan alternatif (seperti bintang neutron). Dengan cara ini, para astronom telah mengidentifikasi sejumlah bintang kandidat lubang hitam dalam sistem biner, dan menetapkan bahwa inti dari Bima Sakti mengandung lubang hitam supermasif sekitar 4,3 juta massa matahari.

-history

Ide tubuh sehingga besar yang bahkan cahaya tidak bisa melarikan diri pertama kali dikemukakan oleh John Michell dalam surat tertulis kepada Henry Cavendish pada tahun 1783 dari Royal Society:

Jika semi-diameter bola dengan densitas yang sama seperti Matahari adalah untuk melebihi dari Matahari di proporsi 500-1, tubuh jatuh dari ketinggian yang tak terbatas ke arah itu akan diperoleh pada permukaannya kecepatan lebih besar dari cahaya, dan cahaya akibatnya seandainya yang tertarik oleh kekuatan yang sama dalam proporsi yang vis inertiae, dengan badan-badan lainnya, semua cahaya yang dipancarkan dari tubuh tersebut akan dilakukan untuk kembali ke arah itu oleh gravitasi yang tepat sendiri.

-John Michell 

Pada tahun 1796, matematikawan Pierre-Simon Laplace mempromosikan ide yang sama di edisi pertama dan kedua dari bukunya Exposition du Systeme du Monde (itu dihapus dari edisi selanjutnya)  Seperti "bintang gelap" sebagian besar diabaikan dalam. abad kesembilan belas, karena tidak mengerti bagaimana gelombang tak bermassa seperti cahaya bisa dipengaruhi oleh gravitasi.

-general relativity

Pada tahun 1915, Albert Einstein mengembangkan teori relativitas umum, setelah sebelumnya menunjukkan bahwa gravitasi tidak mempengaruhi gerak cahaya itu. Hanya beberapa bulan kemudian, Karl Schwarzschild menemukan solusi untuk persamaan medan Einstein, yang menggambarkan medan gravitasi massa titik dan massa bola. [9] Beberapa bulan setelah Schwarzschild, Johannes Droste, seorang mahasiswa dari Hendrik Lorentz, mandiri memberikan solusi yang sama untuk massa titik dan menulis lebih luas tentang sifat-sifatnya. Solusi ini memiliki perilaku aneh pada apa yang sekarang disebut jari-jari Schwarzschild, di mana ia menjadi tunggal, yang berarti bahwa beberapa istilah dalam persamaan Einstein menjadi tak terbatas. Sifat permukaan ini tidak cukup dipahami pada saat itu. Pada tahun 1924, Arthur Eddington menunjukkan bahwa singularitas menghilang setelah perubahan koordinat (lihat koordinat Eddington-Finkelstein), meskipun butuh sampai 1933 untuk Georges Lemaitre untuk menyadari bahwa ini berarti singularitas di jari-jari Schwarzschild adalah unphysical koordinat singularitas.

Pada tahun 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar dihitung, menggunakan relativitas khusus, bahwa badan non-berputar elektron-merosot hal tersebut massa membatasi tertentu (sekarang disebut batas Chandrasekhar sebesar 1,4 kali massa matahari) tidak memiliki solusi yang stabil. Argumentasinya ditentang oleh banyak orang sezamannya seperti Eddington dan Lev Landau, yang berpendapat bahwa beberapa mekanisme yang belum diketahui akan menghentikan collapse.They adalah sebagian benar: white dwarf sedikit lebih besar dari batas Chandrasekhar akan runtuh menjadi bintang neutron, yang itu sendiri stabil karena prinsip eksklusi Pauli. Namun pada tahun 1939, Robert Oppenheimer dan lain-lain memprediksi bahwa bintang neutron di atas sekitar tiga massa matahari (batas Tolman-Oppenheimer-Volkoff) akan runtuh ke dalam lubang hitam untuk alasan yang disajikan oleh Chandrasekhar, dan menyimpulkan bahwa tidak ada hukum fisika ini cenderung untuk campur tangan dan berhenti setidaknya beberapa bintang dari ambruk ke lubang hitam.

Oppenheimer dan rekan-penulis ditafsirkan singularitas pada batas radius Schwarzschild sebagai menunjukkan bahwa ini adalah batas gelembung di mana waktu berhenti. Ini adalah titik yang valid pandang pengamat eksternal, tetapi tidak untuk infalling pengamat. Karena properti ini, bintang-bintang runtuh disebut "bintang beku",  karena seorang pengamat luar akan melihat permukaan bintang membeku dalam waktu pada saat yang mana keruntuhannya membawanya dalam radius Schwarzschild.

zaman keemasan

Lihat juga: Usia Emas relativitas umum

Pada tahun 1958, David Finkelstein mengidentifikasi permukaan Schwarzschild sebagai cakrawala peristiwa, "membran searah sempurna: pengaruh kausal bisa menyeberang itu hanya dalam satu arah".  ini tidak benar-benar bertentangan dengan hasil Oppenheimer, namun diperpanjang mereka untuk memasukkan titik pandangan infalling pengamat. Solusi Finkelstein diperpanjang solusi Schwarzschild untuk masa depan pengamat jatuh ke dalam lubang hitam. Sebuah ekstensi yang lengkap telah ditemukan oleh Martin Kruskal, yang mendesak untuk menerbitkannya.

Hasil ini datang pada awal zaman keemasan relativitas umum, yang ditandai dengan relativitas umum dan lubang hitam menjadi subjek utama penelitian. Proses ini dibantu oleh penemuan pulsar pada tahun 1967, yang, oleh 1969, yang terbukti berputar cepat bintang neutron. Sampai saat itu, bintang neutron, seperti lubang hitam, yang dianggap sebagai hanya keingintahuan teoritis; tetapi penemuan pulsar menunjukkan relevansi fisik mereka dan memacu minat lebih lanjut dalam semua jenis objek kompak yang mungkin dibentuk oleh keruntuhan gravitasi.

Dalam periode ini lebih umum solusi lubang hitam ditemukan. Pada tahun 1963, Roy Kerr menemukan solusi yang tepat untuk lubang hitam berputar. Dua tahun kemudian, Ezra Newman menemukan solusi axisymmetric untuk lubang hitam yang baik berputar dan bermuatan listrik.  Melalui karya Werner Israel,  Brandon Carter,  dan David Robinson teorema no-rambut muncul, menyatakan bahwa solusi lubang hitam stasioner sepenuhnya dijelaskan oleh tiga parameter metrik Kerr-Newman; massa, momentum sudut, dan muatan listrik. 

Pada awalnya, diduga bahwa fitur aneh solusi lubang hitam adalah artefak patologis dari kondisi simetri yang dikenakan, dan bahwa singularitas tidak akan muncul dalam situasi generik. Pandangan ini diadakan secara khusus oleh Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov, dan Evgeny Lifshitz, yang mencoba untuk membuktikan bahwa tidak ada singularitas muncul dalam solusi generik. Namun, pada akhir tahun 1960 Roger Penrose  dan Stephen Hawking menggunakan teknik global untuk membuktikan bahwa singularitas muncul umum. 

Bekerja dengan James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter, dan Hawking pada awal tahun 1970 menyebabkan perumusan termodinamika lubang hitam. Undang-undang ini menjelaskan perilaku lubang hitam dalam analogi dekat dengan hukum termodinamika dengan menghubungkan massa dengan energi , daerah entropi, dan permukaan gravitasi untuk suhu. Analogi ini selesai ketika Hawking, pada tahun 1974, menunjukkan bahwa teori medan kuantum memprediksi bahwa lubang hitam harus memancarkan seperti benda hitam dengan suhu sebanding dengan gravitasi permukaan lubang hitam.

Penggunaan pertama istilah "lubang hitam" di cetak adalah dengan wartawan Ann Ewing dalam artikelnya "'Lubang Hitam' di Space", tanggal 18 Januari 1964, yang merupakan laporan pada pertemuan Asosiasi Amerika untuk Kemajuan Ilmu Pengetahuan . John Wheeler menggunakan istilah "lubang hitam" kuliah pada tahun 1967, sehingga beberapa kredit dia dengan coining frase. Setelah digunakan Wheeler istilah, itu cepat diadopsi dalam penggunaan umum.