Svarta hål

Radiogalaxer

Man vet att det, med största säkerhet, finns galaxer med enormt stora svarta hål i sina centra. Många tror t.o.m. att de flesta galaxer har sådana galaktiska svarta hål i sig.

Det man först tänker på när det gäller galaktiska svarta hål är s.k. aktiva galaxer. Dessa sänder ut otroligt mycket strålning, och det enda, som kan förklara fenomenen tillfredställande, är svarta hål med massor som många hundra miljoner solar. Det finns många olika förvillande namn på aktiva galaxer, som utåt ser olika ut; Seyfertgalaxer, Markerian-galaxer, N-galaxer, BL Lacartae-objekt (BL Lacs), radiogalaxer, dubbla radiokällor, kvasarer o.s.v.

Seyfertgalaxer är skivgalaxer, d.v.s. de är diskusformade med eller utan spiraler. De har mycket ljusa och stjärnlika kärnor (givetvis är kärnorna bara stjärnlika från vår mycket avlägsna observationsplats - i verkligheten är de enormt mycket större) där våldsamma reaktioner äger rum. Förutom synligt ljus sänder de oftast också ut mycket infraröd strålning och i vissa fall också röntgenstrålning. Radiokällorna i deras centra är dock allt för små för att ha någon större betydelse för strålningsbilden.

Markerian-galaxer är lika Seyfertgalaxerna, men har hög andel heta blå eller blåvita stjärnor i kärnan, och sänder därför ut mycket ultraviolett strålning

N-galaxerna är elliptiska, men påminner i övrigt om Seyfertgalaxer. Deras namn kommer av det engelska ordet för kärna, Nucleus, och syftar på deras små och extremt ljusa kärnor. Som helhet är emellertid N-galaxerna lite svagare än Seyfertgalaxernas. Inte sällan varierar N-galaxernas ljusstyrka med en period på några månader.

BL Lacs (även kallade lacertider eller BL Lacertae-objekt) är en undergrupp till N-galaxer, och deras namn kommer ifrån den första representanten för gruppen, vilken hittades i stjärnbilden Lacerta (ödlan). Det som skiljer BL Lacsen från N-galaxerna är att deras ljusstyrka varierar mycket snabbt.

Jämförelse mellan Vintergatan och fyra radiogalaxer som syns som dubbla radiokällor. Vintergatan är ca 100 000 ljusår i diameter.

Radiogalaxer är galaxer, ofta elliptiska, som sänder ut mycket stark radiostrålning, troligen p.g.a. högexplosiva händelser inom dem. De flesta av dem utgörs av två skilda radiokällor, och kallas därför ofta dubbla radiokällor.

Dubbla radiokällor är den vanligaste typen av radiogalaxer. Sedda genom ett optiskt teleskop är de normala ellipsformade galaxer, men en bild från ett radioteleskop visar två stora lober av radiostrålande materia, som väller ut från deras centra. Loberna kan bli runt 5 miljoner ljusår i diameter, och de utstrålar 10 miljarder gånger så mycket energi som frigörs vid ett supernovautbrott. Avståndet mellan loberna kan uppgå till nästan 20 miljoner ljusår, som hos galaxen 3C236 (det 236:e objektet i den tredje Cambridgekatalogen över radiokällor, publicerad 1959), vilken är det största objekt man känner till. Allt detta kan jämföras med vintergatans diameter på 0,1 miljoner ljusår.

Kvasarer (även kallade QSO, quasi-stellar objects, eller quasi-stellar radio sources) är kanske de mest omtalade av de aktiva galaxerna. Detta beror nog på deras enorma avstånd från oss - upp till 15 miljarder ljusår. Observationer av kvasarer kan därför ge värdefull information om Universums första tid; Universum skapades genom Big Bang för mellan 10 och 18 miljarder år sedan. På grund av de stora avstånden kan detaljer av dem inte observeras, detta till skillnad från t.ex. Seyfertgalaxer och N-galaxer. Den första, som mätte avståndet till en kvasar, var Maarten Schmidt, som 1963 visade att kavasaren 3C273 befinner sig på ett avstånd av 3 miljarder ljusår från Jorden. Kvasarer sänder ut strålning av de flesta våglängder, även om bara 1% av dem är radiokällor. Ibland har de olika benämningarna radiostarka och radiotysta kvasarer använts som undergrupper.

Trots att de aktiva galaxerna ser mycket olika ut tror man att processerna i deras centrum, som åstadkommer aktiviteten, är de samma i allihop. Med största säkerhet finns det ett gigantiskt svart hål i galaxernas centrum. I kvasarerna, som är de mest energiska av de aktiva galaxerna, bör det svarta hålets massa ligga mellan 100 miljoner och en miljard gånger solens massa, kanske ännu mer. I de lugnare objekten torde mindre hål finnas. (Nicolson)

Det finns dock vissa gränser för massan hos svarta hål, som ska driva en aktiv galax. Är hålet för litet kommer strålningen, som bildas då materia fallet in i hålet, att "blåsa bort" den omgivande materien. Är hålet däremot för stort kommer det att svälja hela stjärnor i ett stycke, och då hinner inte så mycket energi att frigöras. (Nicolson)

Det finns också teorier, som går ut på att energikällan i galaxernas centra hindras från att bli ett svart hål genom ytterst snabb rotation eller enormt starka magnetfält. Dessa tänkta objekt kallas spinarer respektive magnetoider. Emellertid är inget av dessa tillstånd stabilt, och objektet kollapsar ändå fort till ett svart hål. (Nicolson)

Schematisk bild av en aktiv galaxkärna och exempel på vad vi kallar den beroende på var vi befinner oss i förhållande till den.

En teori menar att de aktiva galaxerna är likadana och att de ser olika ut beror på att vi ser dem från olika håll. (Källa: Aktiva Galaxer)

Energin kommer från de enorma mängder materia, som faller in i det svarta hålet. I genomsnitt avges cirka 10% av vilomassan som strålning (enligt E=mc²) innan materien försvinner innanför händelsehorisonten. Stjärnor slits sönder av tidvattenkrafterna i närheten av det svarta hålet och gasen samlas i en rotationsskiva runt hålet. Friktionen mellan skivans olika lager, vilka roterar med olika hastighet, frigör energi.

En galax upphör att vara aktiv då det svarta hålet i dess centrum har slukat all materia inom räckhåll, eller då hålet har blivit så stort att det sväljer stjärnor hela utan att först slita sönder dem.

Det är mycket möjligt att vår egen galax tidigare har varit en Seyfertgalax. Forskarna tror nämligen att det finns ett svart hål i Vintergatans centrum, som också kallas Sgr A* eftersom det är den starkaste radiokällan i stjärnbilden Sagittarius. Det är dock svårt att observera Sgr A*, eftersom den döljs bakom stora stoftmoln. Man får därför förlita sig på längre våglängder, som lättare kan tränga igenom molnen.

Observationer tyder på att stjärnorna nära centrum rör sig mycket snabbt, något som visar att centralobjektet är mycket tungt. Så stor massa inom så liten volymen kan egentligen bara betyda en sak; det finns ett gigantiskt svart hål i Vintergatans centrum.

Om det svarta hålet på något sätt kunde tillföras materia, skulle Vintergatan åter kunna bli en aktiv Seytertgalax. Allt tyder på att hålet i Sgr A* är för litet för att kunna driva en kvasar. (Fakta om svart hål i Sgr A*: Winnberg)

Svarta hål

En resa ner i ett svart hål

Låt oss tänka oss att astronauten Doris, som, utan att behöva bekymra sig om de mycket dödliga krafter hon utsätts för, företar en (troligen enkel) resa ner i ett svart hål. För att undvika störande moment väljer vi ett hål som ligger ensamt i rymden.

Eftersom hålet är ensamt är det inte så lätt att upptäcka på större avstånd. Det avslöjar sin existens först genom sin gravitation, vilken givetvis tilltar allt eftersom Doris närmar sig. Lägg märke till att det är samma sorts gravitation, som verkar runt svarta hål, som håller oss alla fast på Jorden. I början känner inte Doris av gravitationen utan känner sig viktlös eftersom hon faller fritt precis som astronauterna gör som ligger i omlopp runt jorden.

När Doris kommer närmare börjar också ett svart cirkelformat område framträda i den, annars stjärnbeströdda, rymden. Området avgränsas av händelsehorisonten, och har alltså det svarta hålets volym. Doris kommer nu att börja känna av allt starkare tidvatteneffekter när gravitationen ökar i styrka. Tidvatteneffekt är de krafter av sträckbänkstyp, som uppkommer p.g.a. att gravitationskraften på de delar av Doris som är närmast hålet är större än kraften på delarna längst ifrån. Detta är en av de mycket dödliga krafter, som vi måste låta Doris bortse ifrån.

För ett väldigt stort svart hål (som dem i mitten av en galax) gör sig tidvattenkrafterna till känna cirka 600,000 km från hålets centrum vilket är bakom händelsehorisonten. För ett litet svart hål med solens massa skulle krafterna vara kännbara vid 6000 km från centrum vilket i det fallet hade varit utanför händelsehorisonten.

Om Doris tittar bakåt under sin färd kommer hon att upptäcka att tiden utanför accelereras allt mer i takt med att hon närmar sig hålet. Accelerationen leder till att hela himlen snart börjar lysa, då bakgrundsstrålningen (3K-strålningen) blåförskjuts. Detta beror naturligtvis på att gravitation enligt Einstein bromsar tiden.

En annan effekt av denna tidsuppbromsning upptäcker Doris om hon vänder sig om och tittar framåt igen. Med tiden börjar nämligen det svarta hålet att glöda, till en början svagt, men sedan allt starkade. Detta kan få mycket förvånande effekter; då strålningen blir starkare minskar hålets massa allt snabbare, och schwarzchildradien blir allt mindre. Kanske kan Doris aldrig nå händelsehorisonten, utan möts till slut av det svarta hålets sista explosion.

Troligen når hon dock händelsehorisonten och passerar också denna. Hettan är då så stark att Doris ögonblickligen skulle förgasas om hon inte hade varit skyddad av vårt första antagande. Vad som händer efter att hon har passerat horisonten och innan hon krossas i singulariteten går inte att veta. Kanske kommer hon att få se in i ett annat, kanske negativt (d.v.s. med omvända naturlagar), universum. Kanske hon får se händelser ur vårt eget universums historia. Förmodligen ser hon krökta bilder av objekt långt borta eftersom ljus kan ta sig in i ett svart hål men inte ut ur det.

Hur lång tid skulle resan ta? Det beror förstås på hur stort hålet är men för ett massivt hål på en miljon solmassor skulle det ta 8 minuter för Doris att nå händelsehorisonten om hon startade vid en punkt som låg tio gånger så långt bort som hålets radie. Efter att passerat horisonten skulle det bara ta ytterligare sju sekunder att nå singulariteten. För ett mindre hål skulle det gå mycket fortare.

Svarta hål

En stjärnas liv

I solsystemet är solen mycket större än alla planeterna tillsammans. Den utgör 99,87% av solsystemets massa men trots det klassas solen som en ganska liten stjärna. Solen är belägen i utkanten av vår galax,Vintergatan som man tror är en s.k. spiralgalax. Galaxen delar vi med c:a 100 miljarder andra stjärnor.
Ungefär 10% av galaxens massa är gasmoln som kallas för nebulosor och som mest består av väte och helium.

Gasmolnen är viktiga för en stjärnas liv för det är nämligen ur dem som en ny stjärna föds. Ett gasmoln kan ha en massa som är en miljon gånger större än solens och när gasmolnets partiklar drar ihop sig ökar tätheten i molnet och temperaturen höjs
Delar av gasmolnet får en så hög massa och temperatur (> 10 miljoner Kelvin) att en förbränning av vätet till helium kan starta inne i den nya stjärnans centrum. Denna förbränning kallas för fusion och pågår under 90% av stjärnans liv. Fusionen kräver mycket hög temperatur och ger ett överskott på energi i form av strålning. Det blir alltså ett strålningstryck utåt från kärnans förbränningsreaktioner i stjärnans centrum. Strålningstrycket inifrån motarbetas av ett lika stort mottryck utifrån av stjärnans gravitation vilket gör att stjärnan blir stabil. Vår sol är i ett sådant jämviktsläge och är därför stabil och beräknas ha flera miljarder år kvar innan vätet tar slut i kärnan.

Till sist tar vätet slut och kärnan kollapsar av gravitationen. Detta medför en temperaturhöjning som startar en ny fusion i kärnan. Denna gång förbränns helium till kol som gör att det blir ett nytt tryck utåt som får höljet att expandera. Man får en s.k. röd jätte. En röd jättes radie kan vara 500 000 000 km vilket är väldigt stort jämfört med solens radie på 700 000 km eller avståndet mellan solen och jorden som är 150 000 000 km. När allt helium är slut kan, om kärnan får tillräckligt hög temperatur, fusionen fortsätta med kol till magnesium, magnesium till klor och klor till järn. Här är det slut. Inga tyngre grundämnen än järn kan bildas genom fusion.

Tre sätt att avsluta sitt liv som stjärna

När en stjärna har nått hit är dess liv snart slut. Det finns ingenting kvar i stjärnans centrum som kan motverka gravitationen. Stjärnans volym börjar då minska, och dess slutliga volym beror på stjärnans massa.

För huvudseriestjärnor finns tre kategorier av möjliga slut:

Små stjärnor

I den första kategorin ingår små stjärnor. Det finns en gräns för hur hög masstäthet en stjärna måste ha för att uteslutningsprincipen, skall uppväga gravitationen. Gränsen går vid 1,4 gånger solens massa och kallas för Chandrasekhargränsen, efter en indisk forskarstudent vid namn Subrahmanyan Chandrasekhar.
Gravitationen i de stjärnor som ligger under Chandrasekhargränsen är så svag att det räcker med uteslutningsprincipens repellerande kraft mellan elektronerna för att uppväga den. Det bildas då ett s.k. elektronfluidum, som håller stånd mot gravitationen med hjälp av den elektromagnetiska kraften. Stjärnan blir en vit dvärg med en massa som solens men av jordens storlek. Den vita dvärgen svalnar långsamt och slutar som en svart dvärg.

Medelstora stjärnor

Den andra kategorins stjärnor har en massa på mellan 1,4 och 3,2 gånger solens massa (i fortsättningen kallad M_o). Om stjärnans massa är större än 1,4 M_o klarar inte den elektromagnetiska kraften att stå emot gravitationen och elektronfluidumet krossas. Av den totala kollapsen följer en rikoschett som slungar ut dess materia i rymden. En sådan explosion kallas för supernova. Stjärnans kollaps fortsätter och elektronerna pressas in i atomkärnan där de tillsammans med var sin proton bildar en neutron. Stjärnan blir då en neutronstjärna, som består av neutroner i kontakt med varandra (ett neutronfluidum eller neutronium) under ett ca 100 meter tjockt skal av järn. Neutronstjärnan kan ses som en enda stor atomkärna eller som en klump av grundämne noll, neutronium. En tesked av detta ämne skulle väga hundratals miljarder kg på jorden.

Nu är det inte längre den elektromagnetiska kraften, som motverkar gravitationen, utan den mycket starkare kärnkraften. Stjärnan får en radie på ca 15 km och en densitet på ca 10¹⁸ kg/m³.
Om Jorden skulle pressas samman till den tätheten skulle resultatet bli ett klot med en diameter på 127 meter mot dess nuvarande 12740 kilometer.

Stora stjärnor

Inte heller i den tredje kategorin, som består av stjärnor med massor över 3,2 M_o, klarar kärnkraften att stå emot gravitationen. Det finns då ingen känd kraft (och en så stark kraft borde märkas om den existerade) som kan stoppa stjärnans kollaps. Även i denna kategori stjärnor kan en supernova bildas. Men slungas för mycket materia ut i rymden blir inte gravitationen tillräckligt hög för att bilda ett svart hål. Men förmodligen slutar stjärnan som ett svart hål.

Eventuellt kan ytterligare en kategori utgöras av de stjärnor, som redan från början inte har tillräckligt med massa för att kärnreaktioner ska komma igång i deras inre, d.v.s. mindre än 0,1 M_o. Dessa stjärnor kallas bruna dvärgar och planeten jupiter i vårt solsystem är ett exempel på en sådan.

Det är alltså bara från de riktigt stora stjärnorna med massor över 3,2 M_o som svarta hål kan bildas.

Svarta hål

Observation av svarta hål

Gravitationen från ett svart hål är så stark att varken materia eller ljusstrålar kan lämna dess kraftfält. Detta innebär att man inte heller direkt kan se ett svart hål trots att man övertygad om att de finns! De enda svarta hål, som går att upptäcka är de som omges av stora mängder gas eller ingår i ett dubbelstjärnesystem.

I båda fallen utsänds strålning av alla våglängder när gas eller plasma accelereras till farter nära ljusets innan de faller in i hålet. Gas kan också samlas till en skiva runt hålet, och då sänds strålning ut p.g.a. att skivan roterar snabbare nära hålet än längre ifrån. Friktionen mellan gaslagren blir då mycket kraftig. Vad man ser är alltså inte det svarta hålet utan materia utanför hålet som påverkas av det. Det finns många effektfulla bilder tagna av exempel Hubble-teleskopet på interaktioner mellan materia och svarta hål.

Ett annat fenomen som man tror har med svarta hål att göra är att om man observerar en avlägsen kvasar kan man i vissa fall se två eller fler bilder av samma kvasar. Det beror på att ljuset från kvasaren böjs av genom påverkan av ett objekt med kraftig gravitation som ligger mellan betraktaren och kvasaren. Detta objekt skulle kunna vara ett svart hål. Detta fenomen kallas gravitationslins.

Olika sorters svarta hål

Man brukar dela upp de svarta hålen i tre olika grupper: "vanliga" svarta hål som bildas av döende stjärnor, svarta minihål och galaktiska svarta hål.

Vanliga svarta hål
Den här sortens svarta hål är nog den man först tänker på när man hör talas om svarta hål. De bildas när massiva stjärnor (med massor på tre gånger solens eller mer) dör och det inte finns något som kan stoppa kollapsen. Deras massor kan variera mellan ca tre solmassor och mer än hundra solmassor. Om teorierna stämmer borde det finnas ganska gott om sådana hål eftersom det finns många stjärnor som är tillräckligt massiva och eftersom dessa stjärnor inte lever speciellt länge.

Svarta minihål
Enligt några teorier kan det ha bildats många väldigt små svarta hål i de extrema förhållanden som rådde just efter Big Bang. Många av dessa svarta minihål skulle finnas kvar än idag. De måste dock väga tusentals ton för att vara stabila, så de kan inte vara hur små som helst.

Se avsnittet om nytta av svarta hål för mer information om svarta minihål.

Massiva hål
Det finns ingen begränsning uppåt på hur stor massa ett svart hål kan ha utan det beror helt enkelt på hur stor stjärnan var som bildade det svarta hålet. Massan avgör också storleken (radien) på hålet. Ett typiskt svart hål på 10 solmassor har en radie på 30 km. Man vet att det, med största säkerhet, finns galaxer med enormt stora svarta hål i sina centra. Många tror t.o.m. att de flesta galaxer har sådana massiva svarta hål i sig.

Det man först tänker på när det gäller massiva ,eller galaktiska svarta hål som de också kallas, är s.k. aktiva galaxer. Dessa sänder ut otroligt mycket strålning, och det enda, som kan förklara fenomenen tillfredställande, är svarta hål med en massa på mer än hundra miljoner solmassor. Sådan massiva hål har en radie på mer än 300 miljoner km, vilket låter väldigt stort men är faktiskt bara två gånger större än avståndet mellan jorden och solen. Dessa massiva svarta hål skulle kunna vara en anledning till att galaxen håller ihop.

Se avsnittet om radiogalaxer för mer information om dessa aktiva galaxer.

Händelsehorisonten

När man pratar om radien för ett svart hål så menar man avståndet mellan singulariteten och händelsehorisonten. Denna radie kallas Schwarzchildradien. När man talar om ett svart håls storlek är det storleken av det klot som begränsas av händelsehorisonten man menar. Singulariteten, där hela hålets massa är samlad, har ju ingen volym.

Större massa ger ökad radie innebär att radien är proportionell mot massan. Om solen vore ett svart hål skulle dess radie vara 2,953km. Jordens radie skulle vara ynka 0,89cm och ett dammkorn på 10^-5g hade fått en radie på 1,5*10^-32m.

Densiteten är däremot omvänt proportionell mot kvadraten på massan, och den erfoderliga densiteten minskar därmed snabbt om massan ökar. Som jämförelse kan nämnas att densiteten för ett svart hål med solens massa är 1,85*10¹⁹kg/m³ och för ett med Jordens 2,05*10³⁰kg/m³ medan den för ett hål med vintergatans massa bara är ca 10^-3kg/m³ (densiteten för vatten är 10³kg/m³).

Vid händelsehorisonten står tiden stilla, utifrån sett. Detta är anledningen till att den kallas händelsehorisonten; alla händelser upphör vid den. Om man istället ser det ur en persons, som är på väg ner i det svarta hålet, perspektiv blir bilden en helt annan. Läs om hur astronauten Doris upplever en resa ner i ett svart hål.

Svarta hål

Observation av svarta hål

Olika sorters svarta hål

Man brukar dela upp de svarta hålen i tre olika grupper: "vanliga" svarta hål som bildas av döende stjärnor, svarta minihål och galaktiska svarta hål.

Se avsnittet om nytta av svarta hål för mer information om svarta minihål.

Se avsnittet om radiogalaxer för mer information om dessa aktiva galaxer.