Czarna dziura

Article

May 17, 2022

Czarna dziura to obiekt, którego masa jest skoncentrowana w niezwykle małej objętości i w wyniku tej zwartości generuje tak silną grawitację w swoim bezpośrednim sąsiedztwie, że nawet światło nie może opuścić tego obszaru ani przez niego przejść. Zewnętrzną granicę tego obszaru nazywamy horyzontem zdarzeń. Nic nie może przekroczyć horyzontu zdarzeń od wewnątrz – bez informacji, bez promieniowania iz pewnością bez znaczenia. Ogólna teoria względności jednoznacznie opisuje fakt, że „droga na zewnątrz” jest już nie do pomyślenia, poprzez skrajną krzywiznę czasoprzestrzeni. Istnieją różne klasy czarnych dziur wraz z mechanizmami ich powstawania. Najłatwiejsze do zrozumienia są gwiezdne czarne dziury, które tworzą się kiedy gwiazda pewnej wielkości zużyła całe swoje paliwo jądrowe i zapada się. Podczas gdy zewnętrzne powłoki są następnie wyrzucane w postaci supernowej, rdzeń zapada się w niezwykle zwarte ciało z powodu ciśnienia grawitacyjnego. W przypadku hipotetycznej czarnej dziury o masie Słońca horyzont zdarzeń miałby średnicę zaledwie około sześciu kilometrów, co stanowi 230 000 razy większą niż aktualna średnica Słońca. Na drugim końcu spektrum znajdują się supermasywne czarne dziury o masie od milionów do miliardów mas Słońca, które leżą w centrum galaktyk i odgrywają ważną rolę w ich ewolucji. Poza horyzontem zdarzeń czarna dziura zachowuje się jak normalne ciało masowe i może być okrążana przez inne ciała niebieskie na stabilnych orbitach. Z zewnątrz horyzont zdarzeń jawi się wizualnie jako całkowicie czarny i nieprzezroczysty obiekt, w pobliżu którego przestrzeń za nim jest zniekształcona jak przez soczewkę optyczną. Termin czarna dziura został ukuty przez Johna Archibalda Wheelera w 1967 roku. W tamtym czasie istnienie czarnych dziur, które opisano tylko teoretycznie, uznano za bardzo prawdopodobne, ale nie zostało ono jeszcze potwierdzone obserwacjami. Później zaobserwowano liczne przykłady efektów czarnych dziur, m.in. B. z 1992 roku badania supermasywnej czarnej dziury Sagittarius A* w centrum Drogi Mlecznej w zakresie podczerwieni. W 2016 roku LIGO zaobserwowało połączenie dwóch czarnych dziur za pomocą wygenerowanych fal grawitacyjnych, a w 2019 roku uzyskano radioteleskopowy obraz supermasywnej czarnej dziury M87* w centrum galaktyki M87. Nagroda Nobla w dziedzinie fizyki 2020 została przyznana naukowcom Rogerowi Penrose, Reinhard Genzel i Andrea Ghez za badania nad czarnymi dziurami.

historia badań

18 wiek

Już w 1783 roku brytyjski przyrodnik John Michell spekulował na temat ciemnych gwiazd o wystarczającej grawitacji, aby wychwycić światło. W liście opublikowanym przez Royal Society pisał: Ideę ciężkich gwiazd, z których nie mogło uciec światło korpuskularne, opisał także Pierre Simon Laplace w swojej 1796 Exposition du Système du Monde. Ukuł w tym celu termin „ciemne ciało” (korps zaciemniony). Te idee poruszały się w obrębie fizyki newtonowskiej.

Pierwsza połowa XX wieku: Wkład ogólnej teorii względności

Po tym, jak Albert Einstein ułożył równania pola ogólnej teorii względności w 1915 roku, niemiecki astronom Karl Schwarzschild po raz pierwszy określił metrykę w 1916 roku, metrykę Schwarzschilda, która odpowiada polu grawitacyjnemu masy punktowej. Rozwiązanie Schwarzschilda opisuje rozmiar i zachowanie nieobrotowej i nieelektrycznie naładowanej statycznej czarnej dziury z tak zwanym horyzontem zdarzeń przy r 2 G M do - 2 {\ Displaystyle \ textstyle r2GMc ^ {-2}} i centralnym osobliwość w r 0 {\displaystyle \textstyle r0}. Tutaj G {\displaystyle G} oznacza stałą grawitacyjną, M {\displaystyle M} masę czarnej dziury i c {\displaystyle c} prędkość światła. Na przykład, gdyby masa Słońca została skompresowana do kuli o promieniu zaledwie trzech kilometrów, żaden promień światła nie mógłby uciec z jego powierzchni. Masa naszej Ziemi ( r ≈ 6378 km {\displaystyle r\ok 6378\ {\rm {km}}} ) utworzyłaby tylko czarną dziurę o promieniu mniejszym niż jeden centymetr. Korzystając ze współrzędnych Kruskala-Szekeresa z lat 50., można matematycznie wykazać, że że obserwator zewnętrzny, widząc obserwatora wewnętrznego spadającego w kierunku czarnej dziury, musi odnieść wrażenie, że obserwator wewnętrzny tylko asymptotycznie zbliża się do horyzontu zdarzeń, a sygnały docierają coraz wolniej pomimo regularnej transmisji. Z drugiej strony, sam obserwator wewnętrzny szybko przekracza horyzont zdarzeń, nie odczuwając niczego szczególnego, chociaż od tej pory nie może się zawrócić, a jego sygnały nie mogą już docierać do obserwatora zewnętrznego. Wewnętrzny obserwator jest również bardzo szybko pochłonięty przez osobliwość w r 0 {\displaystyle \textstyle r0} . Pod koniec lat dwudziestych indyjski astrofizyk Subrahmanyan Chandrasekhar wykazał: że dla obiektu astrofizycznego bez reakcji jądrowych istnieje pewna graniczna masa, tak zwana granica Chandrasekhara. Obiekty powyżej tej granicy masy zapadają się w gwiazdy neutronowe lub w czarne dziury, ale nie w białe karły, jak oczekiwano. Prace Chandrasekhara doprowadziły do ​​kontrowersji z astronomem Arthurem Eddingtonem. Ci pierwsi wierzyli, że gwiazdy powyżej limitu masy mogą zapadać się w obiekty, których grawitacja może wyłapywać promienie elektromagnetyczne. Eddington spodziewał się jednak, że będzie mechanizm, który zapobiegnie upadkowi. W 1939 r. Robert Oppenheimer wraz z Robertem Serberem i Georgem Michaelem Volkoffem wykorzystali obliczenia modelowe, aby pokazać, że czarna dziura powstałaby, gdyby zapadła się duża gwiazda. istnieje tak zwany limit Chandrasekhara. Obiekty powyżej tej granicy masy zapadają się w gwiazdy neutronowe lub w czarne dziury, ale nie w białe karły, jak oczekiwano. Prace Chandrasekhara doprowadziły do ​​kontrowersji z astronomem Arthurem Eddingtonem. Ci pierwsi wierzyli, że gwiazdy powyżej limitu masy mogą zapadać się w obiekty, których grawitacja może wyłapywać promienie elektromagnetyczne. Eddington spodziewał się jednak, że będzie mechanizm, który zapobiegnie upadkowi. W 1939 r. Robert Oppenheimer wraz z Robertem Serberem i Georgem Michaelem Volkoffem wykorzystali obliczenia modelowe, aby pokazać, że czarna dziura powstałaby, gdyby zapadła się duża gwiazda. istnieje tak zwany limit Chandrasekhara. Obiekty powyżej tej granicy masy zapadają się w gwiazdy neutronowe lub w czarne dziury, ale nie w białe karły, jak oczekiwano. Prace Chandrasekhara doprowadziły do ​​kontrowersji z astronomem Arthurem Eddingtonem. Ci pierwsi wierzyli, że gwiazdy powyżej limitu masy mogą zapadać się w obiekty, których grawitacja może wyłapywać promienie elektromagnetyczne. Eddington spodziewał się jednak, że będzie mechanizm, który zapobiegnie upadkowi. W 1939 r. Robert Oppenheimer wraz z Robertem Serberem i Georgem Michaelem Volkoffem wykorzystali obliczenia modelowe, aby pokazać, że czarna dziura powstałaby, gdyby zapadła się duża gwiazda. Obiekty powyżej tej granicy masy zapadają się w gwiazdy neutronowe lub w czarne dziury, ale nie w białe karły, jak oczekiwano. Prace Chandrasekhara doprowadziły do ​​kontrowersji z astronomem Arthurem Eddingtonem. Ci pierwsi wierzyli, że gwiazdy powyżej limitu masy mogą zapadać się w obiekty, których grawitacja może wyłapywać promienie elektromagnetyczne. Eddington spodziewał się jednak, że będzie mechanizm, który zapobiegnie upadkowi. W 1939 r. Robert Oppenheimer wraz z Robertem Serberem i Georgem Michaelem Volkoffem wykorzystali obliczenia modelowe, aby pokazać, że czarna dziura powstałaby, gdyby zapadła się duża gwiazda. Obiekty powyżej tej granicy masy zapadają się w gwiazdy neutronowe lub w czarne dziury, ale nie w białe karły, jak oczekiwano. Prace Chandrasekhara doprowadziły do ​​kontrowersji z astronomem Arthurem Eddingtonem. Ci pierwsi wierzyli, że gwiazdy powyżej limitu masy mogą zapadać się w obiekty, których grawitacja może wyłapywać promienie elektromagnetyczne. Eddington spodziewał się jednak, że będzie mechanizm, który zapobiegnie upadkowi. W 1939 r. Robert Oppenheimer wraz z Robertem Serberem i Georgem Michaelem Volkoffem wykorzystali obliczenia modelowe, aby pokazać, że czarna dziura powstałaby, gdyby zapadła się duża gwiazda. że gwiazdy powyżej limitu masy mogą zapaść się w obiekty, których grawitacja może uwięzić promienie elektromagnetyczne. Eddington spodziewał się jednak, że będzie mechanizm, który zapobiegnie upadkowi. W 1939 r. Robert Oppenheimer wraz z Robertem Serberem i Georgem Michaelem Volkoffem wykorzystali obliczenia modelowe, aby pokazać, że czarna dziura powstałaby, gdyby zapadła się duża gwiazda. że gwiazdy powyżej limitu masy mogą zapaść się w obiekty, których grawitacja może uwięzić promienie elektromagnetyczne. Eddington spodziewał się jednak, że będzie mechanizm, który zapobiegnie upadkowi. W 1939 r. Robert Oppenheimer wraz z Robertem Serberem i Georgem Michaelem Volkoffem wykorzystali obliczenia modelowe, aby pokazać, że czarna dziura powstałaby, gdyby zapadła się duża gwiazda.

Druga połowa XX wieku: Rozszerzone tworzenie teorii

W 1963 roku matematyk Roy Kerr opisał rozwiązanie dla wirującej czarnej dziury za pomocą metryki Kerra. Do tego czasu używano terminów czarne gwiazdy lub zamarznięte gwiazdy – to ostatnie jako metaforę tego, że zgodnie z teorią, z powodu grawitacyjnej dylatacji czasu, czas wydaje się zatrzymywać na krawędzi czarnej dziury, patrząc od strony na zewnątrz. Termin „czarna dziura” został po raz pierwszy użyty w 1964 r. w raporcie dziennikarki naukowej Ann Ewing na sympozjum Amerykańskiego Towarzystwa Postępu Naukowego na temat różnych końcowych stadiów gwiazd. Autor wymienił Hong-Yee Chiu jako organizatora i Alastaira Camerona, Charlesa Misnera, Volkera Weidemanna i Johna Beverly'ego Oke jako mówców, nie podając autora wyrażenia. Termin powstał w 1967 roku, po tym, jak John Archibald Wheeler na konferencji szukał zastępstwa dla długiego wyrażenia „całkowicie zawalony grawitacyjnie obiekt" i podjął sugestię niezidentyfikowanego członka publiczności. W 1971 r. Odkrycie Cygnusa X-1 nastąpiło po pierwszym obserwowalnym kandydatu na czarna dziura. Na polu teoretycznym Jacob Bekenstein ustalił termodynamikę czarnych dziur na początku lat 70. XX wieku, przypisując entropię powierzchni horyzontu zdarzeń (entropia Bekensteina-Hawkinga). Zostało to poparte odkryciem Stephena Hawkinga (1974), że czarne dziury emitują promieniowanie znane jako promieniowanie Hawkinga. Jednocześnie powiązano ogólną teorię względności z kwantową teorią pola. W latach 2000 rozwinął się trend

opis fizyczny

dynamika pojawiania się

Ogólnie rzecz biorąc, z masy ciała wynikają zawsze siły grawitacyjne. Jeśli masa jest ograniczona do wystarczająco małej objętości, ciało trzyma się razem: siła grawitacji prowadzi do ściskania ciała. Zwykle wewnątrz znajdują się przeciwstawne siły, które zatrzymują dalszą kompresję, prowadząc do równowagi między grawitacją a przeciwstawnymi siłami. W zależności od wielkości obiektu, przeciwstawnymi siłami mogą być ciśnienie termodynamiczne, odpychanie między atomami lub nukleonami albo ciśnienie Fermiego. Ostatnia stabilna granica masy wynosi około 1,5 do 3,2 mas Słońca (granica Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa); w przypadku obiektów lżejszych ciśnienie degeneracji w materii w stanie zdegenerowanym może skutecznie przeciwdziałać zawaleniu grawitacyjnemu. Jeśli gęstość krytyczna zostanie przekroczona, przeciwstawne siły nie są już wystarczające do skompensowania grawitacji. Rezultatem jest zapadnięcie się grawitacyjne: siła grawitacyjna wzrasta szybciej niż siły przeciwstawne wynikające z odpychania cząstek. Przyspiesza to sam proces, masa zapada się do zanikającej objętości. Coraz większa grawitacja lokalnie zniekształca przestrzeń i upływ czasu w taki sposób, że – oglądana z odpowiedniej odległości – zapadanie się spowalnia, promienie świetlne emitowane przez to zdarzenie stają się coraz słabsze w energii, a objętość nigdy nie zmniejsza się do jeden punkt ciągnie się razem. Czarne dziury mogą powstawać z masywnych gwiazd pod koniec ich gwiezdnej ewolucji. Gwiazdy ciągu głównego powyżej ca. 40 mas Słońca kończy się jako czarna dziura w pośrednich stadiach gwiazdy Wolfa-Rayeta i supernowej. Gwiazdy o masach od około 8 do około 25 mas Słońca i wszystkie masywne gwiazdy o wysokiej metaliczności kończą jako gwiazdy neutronowe. Jeśli ich masa wynosi od ok. 25 do ok. 40 mas Słońca, czarne dziury mogą powstawać w wyniku nawrotu materii wystrzelonej w niekompletnej supernowej.

Efekty grawitacyjne

Ponieważ masa jest zachowana, gęstość ciała wzrasta poza wszelkie granice. Takie ciała zaginają czasoprzestrzeń wokół siebie tak bardzo, że można by mówić o dziurze w strukturze przestrzeni, ale nazywa się je dokładnymi osobliwościami. Osobliwość otoczona jest obszarem czasoprzestrzeni, z którego nie może uciec ani materia, ani informacja. Granicą tego obszaru jest tzw. horyzont zdarzeń, odległość horyzontu zdarzeń od osobliwości to tzw. promień Schwarzschilda. Horyzont zdarzeń nie jest bytem fizycznym, oznacza jedynie lokalizację, a dokładniej interfejs. Obserwator przechodzący przez horyzont zdarzeń sam by więc niczego z niego nie zauważył. Jednak efekty relatywistyczne (ogólna teoria względności) prowadzą do tego, że drugi, Z powodu dylatacji czasu ciało oglądane przez odległego obserwatora potrzebuje nieskończenie dużo czasu, aby dotrzeć do horyzontu zdarzeń, pojawiając się coraz bardziej w przesuniętym ku czerwieni świetle i blaknąc. Pole grawitacyjne w przestrzeni kosmicznej kulistych, niewirujących i nienaładowanych elektrycznie ciał jest opisane metryką Schwarzschilda. Odnosi się to nie tylko do czarnych dziur, ale do wszystkich ciał o tych właściwościach i jest zwykle dobrym przybliżeniem dla gwiazd lub planet ze względu na ich małą prędkość obrotową.Wielkość promienia Schwarzschilda wynosi około 2,9 km dla czarnej dziury o masie Słońca obiekt o masie ziemskiej około 9 milimetrów. To powszechne nieporozumienie że pole grawitacyjne czarnej dziury lub wywołana przez nią krzywizna przestrzeni i czasu jest niezwykle silne na normalnych odległościach. Ponieważ zarówno czarne dziury, jak i gwiazdy są opisane tą samą metryką, zastąpienie Słońca czarną dziurą o tej samej masie nie zmieni pola grawitacyjnego w Układzie Słonecznym. Oprócz braku światła słonecznego, tylko w bezpośrednim sąsiedztwie czarnej dziury (w promieniu mniej więcej poprzedniego promienia jądra Słońca) można zaobserwować ogromny wzrost przyspieszenia grawitacyjnego. jeśli zastąpisz słońce czarną dziurą o tej samej masie. Oprócz braku światła słonecznego, tylko w bezpośrednim sąsiedztwie czarnej dziury (w promieniu mniej więcej poprzedniego promienia jądra Słońca) można zaobserwować ogromny wzrost przyspieszenia grawitacyjnego. jeśli zastąpisz słońce czarną dziurą o tej samej masie. Oprócz braku światła słonecznego, tylko w bezpośrednim sąsiedztwie czarnej dziury (w promieniu mniej więcej poprzedniego promienia jądra Słońca) można zaobserwować ogromny wzrost przyspieszenia grawitacyjnego.

Obrót

Wirująca czarna dziura jest bardziej ogólną formą tego astrofizycznego zjawiska. Obracające się czarne dziury to takie, które mają wewnętrzny moment pędu. Podobnie jak wszystkie czarne dziury, powodują one również odpowiednio duże zmiany w geometrycznej strukturze przestrzeni i czasu ze względu na swoją ogromną grawitację (patrz krzywizna czasoprzestrzeni). Jednak w wirującej czarnej dziurze osobliwość przybiera okrągły lub pierścieniowy kształt i przyciąga czasoprzestrzeń wokół siebie, zamiast po prostu ją wyginać: przestrzeń wiruje w kierunku wirowania czarnej dziury. Ten rodzaj krzywizny czasoprzestrzeni nie występuje w przypadku spoczynku czarnej dziury, ale w przypadku wirujących czarnych dziur występuje również poza horyzontem zdarzeń, że tak powiem, w postaci elipsoidy obrotowej spłaszczonej na biegunach. Wszystkie obiekty wokół obracającej się czarnej dziury obracają się razem z nią, właśnie dlatego, że sama czasoprzestrzeń obraca się razem z nią. Obserwatorowi, który jest nieruchomy w stosunku do swojego otoczenia, wydawałoby się, że cały wszechświat krąży wokół niego. Efekt ten zmniejsza się znacznie wraz z odległością. Ale do pewnej odległości (tak zwanej granicy statycznej), w obszarze zwanym „ergosferą”, prędkość wirowania jest tak duża, że ​​wszystkie obiekty (a także energia, jak promienie świetlne) musiałyby być ponownie szybsze niż światło, aby uzyskać prędkość wirowania, aby skompensować, tj. nie obracać. Prędkość kątowa cząstki w rzeczywistym horyzoncie zdarzeń odpowiada dokładnie prędkości obrotowej czarnej dziury. Prędkość kątowa cząstki zmniejsza się na zewnątrz, ale jej prędkość orbitalna zawsze ma składową zgodną z kierunkiem obrotu czarnej dziury. Nie oznacza to, że jego własna prędkość jest większa niż prędkość światła, ale że w ergosferze nie mogą znajdować się nierotujące cząstki. To przeciąganie oprawek jest skrajnym przypadkiem znanego od 1918 roku efektu poruszenia soczewek. Szczególną cechą ergosfery jest to, że energia kinetyczna w tym obszarze może być ujemna z punktu widzenia zewnętrznego obserwatora. Cząstka znajdująca się w ergosferze może zatem podzielić się na dwie cząstki w taki sposób, że że energia kinetyczna jednej z dwóch jest większa niż energii oryginalnej cząstki. Cząstka, o której mowa, może opuścić ergosferę, a jej dopełnienie z ujemną energią kinetyczną (bez dalszych oddziaływań) z konieczności i w skończonym odpowiednim czasie przekracza horyzont zdarzeń. Pozornie generowana znikąd, energia jest wydobywana z energii rotacyjnej czarnej dziury. Ten mechanizm zbierania energii został po raz pierwszy zaproponowany przez Rogera Penrose'a. Ekspansja ergosfery zależy od kąta biegunowego (odpowiada komplementarnemu kątowi szerokości geograficznej na Ziemi): na biegunach wirującej czarnej dziury granica statyczna pokrywa się z horyzontem zdarzeń, w rejonie równikowym rozciąga się na maksymalną odległość dwukrotności promienia Schwarzschilda, co zależy od momentu pędu czarnej dziury. Jak opisano poniżej, moment pędu czarnej dziury jest ograniczony. Niektóre obserwacje, na przykład ekstremalnie szybkie dżety materii opuszczające obszar poza horyzontem zdarzeń prostopadle do dysku akrecyjnego, są opisane efektami, które mogą wystąpić tylko w ergosferze lub w jej obecności. Z ogólnych rozważań na temat zachowania momentu pędu można wywnioskować, że wszystkie czarne dziury obracają się, przynajmniej w momencie ich powstawania. Ale oczywiście tylko bardzo szybko obracające się czarne dziury wykazują silne efekty zjawiska znanego jako przeciąganie klatek. Z drugiej strony każda obracająca się masa skręca się, niezależnie od występowania horyzontu zdarzeń, w tym planety Ziemi, otaczającej czasoprzestrzeni. Te wpływy na Ziemię należy określić ilościowo za pomocą pomiarów, na przykład przy użyciu satelitów LAGEOS. Pierwsze wyniki z 1997 roku były jeszcze tak bliskie zakresu niedokładności pomiarów, że były kontrowersyjne dyskutowane, dopiero powtórzenie pomiaru z 2004 roku z satelitą Gravity Probe B potwierdziło fakty.

rozważania teoretyczne

Opis matematyczny

Czarną dziurę można w pełni opisać za pomocą zaledwie trzech parametrów fizycznych (tzw. bezwłosości czarnych dziur): masy, momentu pędu i ładunku elektrycznego. Pominięto momenty wielobiegunowe. Istnieją więc następujące klasy: Czarne dziury, które nie przenoszą ładunku elektrycznego ( Q 0 {\displaystyle Q0} ) i nie obracają się ( L 0 {\displaystyle L0} ) są opisane przez metrykę Schwarzschilda. Czarne dziury, które nie mają ładunku elektrycznego ( Q 0 {\displaystyle Q0} ) i obracają się ( L ≠ 0 {\displaystyle L\neq 0} ) są opisane metryką Kerra. czarne dziury, które są naładowane elektrycznie ( Q ≠ 0 {\displaystyle Q\neq 0} ) i nie obracają się ( L 0 {\displaystyle L0} ), są opisane przez metrykę Reissnera-Nordstroma. Czarne dziury, które są naładowane elektrycznie ( Q ≠ 0 {\displaystyle Q\neq 0} ) i obracają się ( L ≠ 0 {\displaystyle L\neq 0} ) są opisane przez metrykę Kerra-Newmana.

Czarne dziury w ogólnej teorii względności

Formalnie czarna dziura wynika ze specjalnego próżniowego rozwiązania ogólnej teorii względności, tzw. rozwiązania Schwarzschilda (od Karla Schwarzschilda, który jako pierwszy znalazł to rozwiązanie) lub dla wirujących i naładowanych elektrycznie czarnych dziur z rozwiązania Kerra-Newmana . "Rozwiązanie próżniowe" to rozwiązanie równań pola próżniowego - czyli np. w przestrzeni kosmicznej wokół gwiazdy, gdzie prawie nie ma materii iw ten sposób zanika tensor energii-pędu. Jak wykazali Stephen Hawking i Roger Penrose (twierdzenie o osobliwości), osobliwość, punkt o nieskończenie dużej krzywiźnie przestrzennej, tworzy się we wnętrzu czarnej dziury jako część opisu klasycznej ogólnej teorii względności. Jednak ważność ogólnej teorii względności zostaje tu przekroczona i do opisania tego miejsca niezbędna jest teoria kwantowej grawitacji. Granica, poza którą do obserwatora znajdującego się w nieskończoności nie dociera więcej informacji, nazywana jest horyzontem zdarzeń. Ponieważ nieobrotowa czarna dziura jest kulista widziana z zewnątrz, horyzont zdarzeń ma kształt kulistej powierzchni. Promień tej kulistej powierzchni to promień Schwarzschilda. Przy danej masie czarne dziury nie mogą mieć ani dowolnie dużego ładunku, ani dowolnie dużego momentu pędu. Jeśli do odpowiednich rozwiązań ogólnej teorii względności włoży się zbyt duży ładunek i/lub zbyt duży moment pędu, zamiast czarnej dziury powstaje tak zwana naga osobliwość: Powstaje centralna osobliwość, ale nie jest otoczona horyzontem zdarzeń: można sobie wyobrazić, że rotacja czasoprzestrzeni przyspieszyłaby opadającą materię tak bardzo (siła odśrodkowa), że ponownie zniosłaby grawitację. W rezultacie nie byłoby horyzontu zdarzeń, ponieważ materia mogłaby ponownie uciec. Można jednak wykazać, że naga osobliwość nie może powstać z normalnej czarnej dziury poprzez dodanie ładunku lub momentu pędu, ponieważ jednocześnie dodana energia wystarczająco zwiększyłaby jej masę, tak że zawsze zapobiega się, aby normalna czarna dziura stała się jednością z naga jedna osobliwość powstaje. Roger Penrose nazwał tę kosmiczną cenzurę, jednak dowód na nieistnienie nagich osobliwości w ogólnej teorii względności jest otwarty. Horyzont zdarzeń jest ograniczony promieniami światła (tzw. fotonsferą) gwiazd, które zapadły się w nierotujące czarne dziury. Te promienie światła są ostatnimi, które nie zostały jeszcze przyciągnięte przez grawitację czarnej dziury. W przypadku wirujących czarnych dziur (patrz wyżej) promienie świetlne mogą krążyć wokół osobliwości nie tylko w jednym promieniu, ale w nieskończenie wielu w ergosferze. W pobliżu osobliwości, czyli dobrze w promieniu Schwarzschilda, zniekształcenie czasoprzestrzeni jest tak silne, że dla obiektu w nią wpadającego odbiór komunikatów również ogranicza się do kurczącego się horyzontu.

„Zasady dynamiki czarnej dziury”

W przypadku czarnych dziur ogólna teoria względności kieruje się prawami, które są uderzająco podobne do praw termodynamiki. Czarne dziury zachowują się podobnie do czarnego ciała, więc mają temperaturę. W szczegółach obowiązują następujące prawa: Pierwsza zasada „dynamiki czarnej dziury” jest, podobnie jak w zwykłej termodynamice, zasadą zachowania energii, ale z uwzględnieniem relatywistycznej równoważności energia-masa. Ponadto obowiązują inne prawa zachowania mechaniki i elektrodynamiki: Oprócz energii zachowywane są pęd, moment pędu i ładunek. Drugie prawo „dynamiki czarnych dziur” – postulowane przez Stephena W. Hawkinga – mówi, że suma pól horyzontów zdarzeń nigdy nie może się zmniejszać, bez względu na to, co dzieje się z czarnymi dziurami. Dotyczy to nie tylko kiedy materia wpada do czarnej dziury (co zwiększa jej masę – a tym samym jej horyzont zdarzeń), ale także na połączenie dwóch czarnych dziur i na każdy inny wyobrażalny proces. Odpowiada to drugiej zasadzie termodynamiki, w której rolę entropii przejmuje obszar horyzontu zdarzeń. Entropia Bekensteina-Hawkinga czarnej dziury wynosi S S L A k B c 3 4 ℏ G {\ Displaystyle S_ {SL}{\ Frac {Ak_ {\ operatorname {B}} c ^ {3}}{4 \ hbar G}} } (objaśnienie symboli: patrz poniżej). Czarne dziury mają najwyższą entropię ze wszystkich znanych układów fizycznych o tej samej masie.

Promieniowanie Hawkinga

Rozważania teoretyczne kwantowe pokazują, że każda czarna dziura również emituje promieniowanie. Wydaje się to przeczyć twierdzeniu, że nic nie może opuścić czarnej dziury. Jednak proces ten można interpretować jako wytwarzanie par cząstka/antycząstka w pobliżu promienia Schwarzschilda, gdzie jedna z cząstek wpada do środka czarnej dziury, a druga ucieka do otoczenia. W ten sposób czarna dziura może wyrzucać cząstki bez przekraczania horyzontu zdarzeń od wewnątrz na zewnątrz. Energia potrzebna do tego procesu, nazywana promieniowaniem Hawkinga, pochodzi z potencjału grawitacyjnego czarnej dziury. Oznacza to, że traci masę na skutek promieniowania. Z zewnątrz wygląda to tak, jakby czarna dziura „parowała” i przez to powoli się zmniejsza, im mniejsza, tym szybciej. Dlatego też, gdyby w Wielkim Wybuchu istniały bardzo małe czarne dziury, do tej pory całkowicie wyparowały. Powstające promieniowanie byłoby bardzo charakterystyczne i mogłoby służyć jako dowód takich dziur. Jednak to promieniowanie nie zostało jeszcze znalezione. Skutkuje to górną granicą liczby małych czarnych dziur powstałych podczas Wielkiego Wybuchu. Czarne dziury powstałe z gwiazd ciągu głównego emitują bardzo mało promieniowania Hawkinga, wyparowując w skali czasu o dziesiątki rzędów wielkości dłuższej niż wiek Wszechświata. W tej chwili rosną tylko dzięki pochłanianiu promieniowania tła. Powstające promieniowanie byłoby bardzo charakterystyczne i mogłoby służyć jako dowód takich dziur. Jednak to promieniowanie nie zostało jeszcze znalezione. Skutkuje to górną granicą liczby małych czarnych dziur powstałych podczas Wielkiego Wybuchu. Czarne dziury powstałe z gwiazd ciągu głównego emitują bardzo mało promieniowania Hawkinga, wyparowując w skali czasu o dziesiątki rzędów wielkości dłuższej niż wiek Wszechświata. W tej chwili rosną tylko dzięki pochłanianiu promieniowania tła. Powstające promieniowanie byłoby bardzo charakterystyczne i mogłoby służyć jako dowód takich dziur. Jednak to promieniowanie nie zostało jeszcze znalezione. Skutkuje to górną granicą liczby małych czarnych dziur powstałych podczas Wielkiego Wybuchu. Czarne dziury powstałe z gwiazd ciągu głównego emitują bardzo mało promieniowania Hawkinga, wyparowując w skali czasu o dziesiątki rzędów wielkości dłuższej niż wiek Wszechświata. W tej chwili rosną tylko dzięki pochłanianiu promieniowania tła. odparowują w skali czasu o dziesiątki rzędów wielkości dłuższej niż wiek wszechświata. W tej chwili rosną tylko dzięki pochłanianiu promieniowania tła. odparowują w skali czasu o dziesiątki rzędów wielkości dłuższej niż wiek wszechświata. W tej chwili rosną tylko dzięki pochłanianiu promieniowania tła.

entropia i temperatura

W 1974 roku, po wstępnych pracach izraelskiego fizyka Jacoba Bekensteina, Hawking uznał, że czarne dziury mają formalną entropię i temperaturę. Formalna entropia S S L {\displaystyle S_{SL}} czarnej dziury jest proporcjonalna do powierzchni jej horyzontu, a poza tym zależy tylko od stałych naturalnych. Temperatura odpowiada widmu energii cieplnej promieniowania Hawkinga i jest odwrotnie proporcjonalna do masy czarnej dziury:

długość życia

Ponieważ czarna dziura stale traci energię w postaci promieniowania Hawkinga, po pewnym czasie zostanie całkowicie unicestwiona, pod warunkiem, że w tym czasie nie osiągnie żadnej nowej masy. Ten przedział czasu jest obliczany przez Δ t M 3 3 Λ t , {\ Displaystyle \ Delta t {\ Frac {M ^ {3}} {3 \ Lambda _ {t}}},

Twierdzenie o braku włosa i paradoks informacji o czarnej dziurze

Twierdzenie o niepowtarzalności Wernera Israela stwierdza, że ​​czarna dziura jest całkowicie scharakteryzowana przez masę (patrz metryka Schwarzschilda), ładunek elektryczny (patrz metryka Reissner-Nordstrom) i moment pędu (patrz metryka Kerra). To doprowadziło Johna Archibalda Wheelera do stwierdzenia, że ​​„czarne dziury nie mają włosów”. Dlatego mówi się o twierdzeniu o braku włosów, twierdzeniu o braku włosów lub twierdzeniu o łysieniu. Dalszych informacji z wnętrza nie można uzyskać, nawet przez promieniowanie Hawkinga, ponieważ jest ono czysto termiczne. Twierdzenie o braku włosa sugeruje, że czarne dziury powodują utratę informacji, ponieważ promieniowanie Hawkinga wytwarzane po rozpuszczeniu nie zawiera informacji o historii powstawania czarnej dziury. Zanikanie informacji jest sprzeczne z fundamentalną zasadą mechaniki kwantowej, postulat jedności rozwoju czasu. Problem jest również znany jako paradoks informacji o czarnej dziurze. Wybitnymi przedstawicielami tego poglądu przez długi czas byli Kip Thorne i Stephen Hawking. Jednak Stephen Hawking zmienił zdanie i stwierdził na 17. Międzynarodowej Konferencji Ogólnej Teorii Względności i Grawitacji (18-23 lipca 2004 r. w Dublinie), że czarne dziury mogą mimo wszystko mieć włosy. Co więcej, między innymi Roger Penrose, John Preskill i Juan Maldacena zakładają, że przynajmniej niektóre informacje mogą również wyciekać. W swojej książce The Universe in a Nutshell Stephen Hawking wyraża również założenie, że czarne dziury uwalniają zebrane informacje, gdy się rozpuszczają. Paradoks informacyjny został spotęgowany przez Josepha Polchinskiego w ścianie paradoksu ognia. W 2013 r. Juan Maldacena i Leonard Susskind zaproponowali rozwiązanie poprzez równoważność splątania kwantowego i tuneli czasoprzestrzennych (przypuszczenie ER-EPR), dodatkowo rozszerzone o wyraźną propozycję takich przejezdnych tuneli czasoprzestrzennych autorstwa Ping Gao, Daniela Louisa Jafferisa i Arona C. Walla (patrz tunel czasoprzestrzenny ) . Ten obszar jest kontrowersyjny i Hawking poruszył go również w jednej ze swoich ostatnich publikacji. Nowsze podejście proponuje przetestowanie twierdzenia o braku włosa przy użyciu precesji elips orbitalnych dwóch gwiazd krążących blisko Strzelca A*. Jeśli twierdzenie o braku włosa jest prawdziwe, to stosunek dwóch szybkości precesji powinien zależeć tylko od momentu pędu domniemanej czarnej dziury Strzelec A*. Gdyby relacja wskaźników precesji okazała się podporządkowana bardziej skomplikowanym relacjom,

Binarna czarna dziura

powstanie

Rozróżnia się dwa sposoby tworzenia podwójnych czarnych dziur. Z jednej strony może pochodzić z dwóch silnie oddziałujących ze sobą galaktyk, jeśli się zderzyły i najwyraźniej odgrywają tu rolę procesy wahadłowe. Jako przykład poprzedniego zderzenia uważa się, że supermasywna czarna dziura w centrum M87 powstała w wyniku połączenia. Z drugiej strony, oddziałująca gwiazda podwójna może być punktem wyjścia, jeśli obie gwiazdy są bardzo masywne. Po przelaniu się wiatru Roche-Lobe zwykle tworzy się czarna dziura i biały karzeł. Alternatywnie jednak przelew może mieć nietypowy przebieg i w międzyczasie może powstać wspólna otoczka, tak że ostatecznie tworzą się dwie czarne dziury.

łączyć

Po utworzeniu się pary czarnych dziur może ona połączyć się w pojedynczą czarną dziurę po okresie orbitowania. Dowody na zbliżające się połączenie dwóch czarnych dziur znaleziono w gromadzie galaktyk Abell 400, oddalonej o 300 milionów lat świetlnych. Kolizja taka została wykryta po raz pierwszy w 2015 roku, kiedy to zgodnie z przewidywaniami w ostatnim ułamku sekundy przed połączeniem zakres przyspieszenia z jednoczesnym uwolnieniem materii lub energii był tak duży, że fala grawitacyjna wygenerowała w ten sposób można było mierzyć w obserwatoriach LIGO.

Klasyfikacja

Czarne dziury są podzielone na klasy pokazane po prawej stronie, które omówiono poniżej, na podstawie ich formowania i masy:

Supermasywne czarne dziury

Supermasywne czarne dziury (SMBH) mogą mieć masę od milionów do miliardów mas Słońca (M☉). Znajdują się w centrach jasnych galaktyk eliptycznych oraz w zgrubieniach większości, jeśli nie wszystkich galaktyk spiralnych. Sposób ich powstawania i związek ich powstawania z ewolucją galaktyk jest przedmiotem aktualnych badań. Silne źródło radiowe Sagittarius A* (w skrócie Sgr A*) w centrum Drogi Mlecznej to supermasywna czarna dziura o masie 4,3 miliona mas Słońca. Jeszcze kilka lat temu oszacowanie masy na podstawie obserwacji obłoków gazu (np. tzw. minispirali) wynosiło około 2,7 miliona mas Słońca. Dzięki lepszej rozdzielczości i czułości teleskopów masa czarnej dziury w centrum galaktyki mogła być dokładniej określona poprzez analizę trajektorii np. S0-102 czy S0-2. Natarajan i Treister opracowali model, który przewiduje górną granicę masy rzędu 10 miliardów mas Słońca. Powodem jest – jasno wyjaśnione – że wpadająca w nią materia jest przyspieszana siłą grawitacji tak supermasywnej czarnej dziury w taki sposób, że powstaje stabilna orbita poza promieniem Schwarzschilda. Dodatkowo promieniowanie elektromagnetyczne i „wiatry materii” emitowane przez materię w dysku akrecyjnym działają jak opór przed dalszą opadającą materią, tak, że ostatecznie ustala się równowaga między materią opadającą i wyrzucaną (patrz granica Eddingtona). Nierozwiązaną zagadką jest powstawanie supermasywnych czarnych dziur we wczesnym wszechświecie. Wiadomo, że już 700 milionów lat po Wielkim Wybuchu istniały supermasywne dziury o masie około 2 miliardów mas Słońca (ULAS J1120+0641). Nawet najbardziej odległy znany obiekt ULAS J1342+0928 z grudnia 2017 roku, mniej niż 690 milionów lat po Wielkim Wybuchu, jest już supermasywną czarną dziurą. Większość naukowców zgadza się, że pochodzą one z mniejszych czarnych dziur, przy czym jeden obóz widział te „nasiona” w czarnych dziurach o masie co najwyżej kilkuset mas Słońca, a drugi w tych tysiącach do dziesiątek tysięcy mas Słońca. Te pierwsze są łatwiejsze do wykonania, ale muszą mieć mechanizm szybkiego wzrostu, który omija limit Eddingtona. W drugim przypadku czarne dziury zaczynają się z większą masą początkową i mogą wchłonąć więcej masy z otaczających chmur gazu, zanim osiągną granicę Eddingtona, ale oczywiście potrzebna jest teoria, aby wyjaśnić ich istnienie. W 2017 r. N. Yoshida i współpracownicy opublikowali symulację wczesnego Wszechświata, w której supermasywne gwiazdy o masie około 34 000 mas Słońca powstają w wyniku interakcji bardzo naddźwiękowych wiatrów gazowych i dynamiki kęp ciemnej materii, które następnie zapadają się w czarną otwór. W innych scenariuszach intensywne promieniowanie UV młodych gwiazd w sąsiednich galaktykach zapobiega powstawaniu gwiazd w obłoku gazu, dopóki nie zapadnie się prosto w czarną dziurę o masie około 100 000 mas Słońca. Mamy nadzieję, że Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba dostarczy więcej informacji o gwiazdach i obłokach gazu we wczesnym Wszechświecie. W 2008 roku szwajcarski zespół ze Szwajcarskiego Federalnego Instytutu Technologii w Lozannie (EPFL) kierowany przez Alexandra Eigenbroda zaobserwował wysokoenergetyczną strukturę pierścieniową wokół kwazara oddalonego o 10 miliardów lat świetlnych, Krzyża Einsteina w konstelacji Pegaza, w VLT i tym samym bardzo dobrze potwierdził teorię supermasywnych dziur.Największą znaną czarną dziurą (stan na styczeń 2021 r.) jest TON 618 (kwazar) o szacowanej masie od 66 do 70 miliardów mas Słońca, następnie centralna czarna dziura galaktyki IC 1101 z około 40 miliardów mas Słońca. Inny przykład szacowanej na 21 miliardów masy Słońca znajduje się w centrum galaktyki NGC 4889 (2011). Z supermasywną czarną dziurą o masie około 20 miliardów mas Słońca, kwazar APM 08279+5255 (odległy o około 12 miliardów lat świetlnych), wokół którego w 2011 roku odkryto ogromne ilości pary wodnej, jest również jednym z najmasywniejszych znanych kandydatów. data. W centrum stosunkowo bliskiej galaktyki M87 (około 55 milionów lat świetlnych od nas) odkryto czarną dziurę o masie 6,6 miliarda mas Słońca. Supermasywne czarne dziury odkryto również w (ultrakompaktowych) galaktykach karłowatych (po raz pierwszy w 2014 roku). w M60-UCD 1 ), wskazując, że uformowały się one jako "normalne" galaktyki, przy czym większość gwiazd została z nich oderwana przez zderzenia z większymi galaktykami. We wrześniu 2017 roku opublikowano odkrycie podwójnej supermasywnej czarnej dziury, którą można było zaobserwować za pomocą bardzo długiej interferometrii bazowej (VLBI). Są to dwie czarne dziury krążące wokół siebie w odległości 1,1 roku świetlnego o łącznej masie 36 milionów mas Słońca w galaktyce spiralnej NGC 7674, oddalonej o 380 milionów lat świetlnych - promieniują wiatry" (gazy wysokoenergetycznych i wysoce zjonizowanych atomów) w sferycznie symetrycznej formie i że są one wystarczająco silne, aby zapobiec powstawaniu gwiazd na dużych obszarach galaktyki macierzystej. Ze względu na symetrię sferyczną znacznie różnią się od dżetów. W 2017 roku w Obserwatorium Kecka udowodniono, że że wiatry z czarnych dziur (w tym przypadku z kwazara 3C 298, oddalonego o 9,3 miliarda lat świetlnych) mają nawet zdolność aktywnego kształtowania całej galaktyki macierzystej. Galaktyka ma tylko jedną setną masy, której można by się spodziewać po normalnej relacji między masami supermasywnych czarnych dziur a ich galaktykami macierzystymi.

Pośrednie czarne dziury

Czarne dziury o masie pośredniej (IMBH) o masie od kilkuset do kilku tysięcy mas Słońca mogą powstawać w wyniku zderzeń i łączenia się gwiazd. Na początku 2004 roku naukowcy opublikowali wyniki badania sąsiednich galaktyk za pomocą teleskopu kosmicznego Chandra, w którym znaleźli dowody na istnienie czarnych dziur o masie pośredniej w tak zwanych ultra jasnych źródłach promieniowania rentgenowskiego (ULX). Potem jednak pojawiły się silne wątpliwości, że ULX są czarnymi dziurami o masach pośrednich na podstawie obserwacji za pomocą VLT i teleskopu Subaru.Nowymi kandydatami są centra gromad kulistych Omega Centauri w Drodze Mlecznej i Mayall II w galaktyce Andromedy , a także w galaktyce spiralnej Messier 82 oraz w karłowatej galaktyce Seyferta.

Gwiezdne czarne dziury

Gwiezdne czarne dziury (SBH) reprezentują ostatni etap ewolucji masywnych gwiazd.Gwiazdy, których masa początkowa jest mniejsza niż trzy masy Słońca, nie mogą stać się czarną dziurą. Kończą swoje życie jako stosunkowo mało spektakularna stygnąca pozostałość gwiazdy (biały karzeł/gwiazda neutronowa). Gwiazdy, których masa początkowa przekracza trzy masy Słońca (np. niebieskie olbrzymy) przechodzą przez wyższe etapy nukleosyntezy aż do spalania krzemu pod koniec swojego życia. Eksplodują jako supernowa z zapadnięciem się jądra, z pozostałością gwiazdy zapadającej się w czarną dziurę, jeśli nadal ma więcej niż 2,5 masy Słońca (granica Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa). W przeciwnym razie gwiazdy mogą mieć masę nawet 15 razy większą od Słońca – w zależności od ile masy tracą jako supernowa - kończą również jako gwiazda neutronowa, jeśli pozostała masa wynosi od 1,5 do 2,5 mas Słońca. Gwiazdy neutronowe mogą – na przykład jako zwarte towarzysze w układzie podwójnym rentgenowskim – przekształcić się w czarne dziury poprzez akrecję dalszej materii. We wrześniu 2015, obserwując fale grawitacyjne, można było zaobserwować połączenie dwóch gwiezdnych czarnych dziur o masach około 36 i 29 mas Słońca. Powstała czarna dziura ma masę około 62 mas Słońca (energia 3 mas Słońca została wypromieniowana jako fale grawitacyjne). Jest to najmasywniejsza znana gwiezdna czarna dziura (stan na marzec 2016 r.). Kolejna bardzo masywna czarna dziura w galaktyce karłowatej IC 10 w gwiazdozbiorze Kasjopei ma masę od 24 do 33 mas Słońca. Jest częścią binarnego układu gwiezdnego. Czarna dziura została wykryta pośrednio przez emisję promieniowania rentgenowskiego o zmiennej intensywności z towarzyszącej gwiazdy, co może wskazywać, że obiekt okresowo zasłania źródło. Obliczenia z danych z satelity Swift i teleskopu Gemini na Hawajach potwierdziły podejrzenia.W 2008 r. XTE J1650-500 uznano za kandydata na najmniejszą czarną dziurę, również podwójną gwiazdę rentgenowską, której masę szacuje się obecnie na około 10,7 Słońca. szerokie rzesze. IGR J17091-3624 jest badany od 2011 roku. Jest to układ podwójny gwiazd składający się ze zwykłej gwiazdy i czarnej dziury, szacowany na podstawie zmian sygnału rentgenowskiego na mniej niż trzy masy Słońca. W listopadzie 2019 kandydat na czarną dziurę miał tylko około 3, 3 masy Słońca (w zakresie 2,6 do 6,1) w układzie podwójnych gwiazd (2MASS J05215658+4359220). Zwarty obiekt nie oddziałuje z towarzyszącą mu gwiazdą poprzez przyrost masy i dlatego nie został zidentyfikowany przez emisję promieniowania rentgenowskiego, ale przez efekt grawitacji, sam nie emituje promieniowania. Jest to albo czarna dziura, albo niezwykła gwiazda neutronowa (zwykle górna granica masy gwiazd neutronowych szacowana jest na 2,5 mas Słońca). W 2021 roku dołączył do nich V723 Monocerotis, układ podwójny z domniemaną czarną dziurą (nieoficjalnie nazwany „Jednorożec”) o masie 2,6 mas Słońca. Gdyby się to potwierdziło, byłaby to również najbliższa Słońcu znana czarna dziura, w odległości 1500 lat świetlnych. 1) zgłaszane w binarnym systemie gwiazdowym (2MASS J05215658+4359220). Zwarty obiekt nie oddziałuje z towarzyszącą mu gwiazdą poprzez przyrost masy i dlatego nie został zidentyfikowany przez emisję promieniowania rentgenowskiego, ale przez efekt grawitacji, sam nie emituje promieniowania. Jest to albo czarna dziura, albo niezwykła gwiazda neutronowa (zwykle górna granica masy gwiazd neutronowych szacowana jest na 2,5 mas Słońca). W 2021 roku dołączył do nich V723 Monocerotis, układ podwójny z domniemaną czarną dziurą (nieoficjalnie nazwany „Jednorożec”) o masie 2,6 mas Słońca. Gdyby się to potwierdziło, byłaby to również najbliższa Słońcu znana czarna dziura, w odległości 1500 lat świetlnych. 1) zgłaszane w binarnym systemie gwiazdowym (2MASS J05215658+4359220). Zwarty obiekt nie oddziałuje z towarzyszącą mu gwiazdą poprzez przyrost masy i dlatego nie został zidentyfikowany przez emisję promieniowania rentgenowskiego, ale przez efekt grawitacji, sam nie emituje promieniowania. Jest to albo czarna dziura, albo niezwykła gwiazda neutronowa (zwykle górna granica masy gwiazd neutronowych szacowana jest na 2,5 mas Słońca). W 2021 roku dołączył do nich V723 Monocerotis, układ podwójny z domniemaną czarną dziurą (nieoficjalnie nazwany „Jednorożec”) o masie 2,6 mas Słońca. Gdyby się to potwierdziło, byłaby to również najbliższa Słońcu znana czarna dziura w odległości 1500 lat świetlnych. Zwarty obiekt nie oddziałuje z towarzyszącą mu gwiazdą poprzez przyrost masy i dlatego nie został zidentyfikowany przez emisję promieniowania rentgenowskiego, ale przez efekt grawitacji, sam nie emituje promieniowania. Jest to albo czarna dziura, albo niezwykła gwiazda neutronowa (zwykle górna granica masy gwiazd neutronowych szacowana jest na 2,5 mas Słońca). W 2021 roku dołączył do nich V723 Monocerotis, układ podwójny z domniemaną czarną dziurą (nieoficjalnie nazwany „Jednorożec”) o masie 2,6 mas Słońca. Gdyby się to potwierdziło, byłaby to również najbliższa Słońcu znana czarna dziura, w odległości 1500 lat świetlnych. Zwarty obiekt nie oddziałuje z towarzyszącą mu gwiazdą poprzez przyrost masy i dlatego nie został zidentyfikowany przez emisję promieniowania rentgenowskiego, ale przez efekt grawitacji, sam nie emituje promieniowania. Jest to albo czarna dziura, albo niezwykła gwiazda neutronowa (zwykle górna granica masy gwiazd neutronowych szacowana jest na 2,5 mas Słońca). W 2021 roku dołączył do nich V723 Monocerotis, układ podwójny z domniemaną czarną dziurą (nieoficjalnie nazwany „Jednorożec”) o masie 2,6 mas Słońca. Gdyby się to potwierdziło, byłaby to również najbliższa Słońcu znana czarna dziura, w odległości 1500 lat świetlnych. Jest to albo czarna dziura, albo niezwykła gwiazda neutronowa (zwykle górna granica masy gwiazd neutronowych szacowana jest na 2,5 mas Słońca). W 2021 roku dołączył do nich V723 Monocerotis, układ podwójny z domniemaną czarną dziurą (nieoficjalnie nazwany „Jednorożec”) o masie 2,6 mas Słońca. Gdyby się to potwierdziło, byłaby to również najbliższa Słońcu znana czarna dziura, w odległości 1500 lat świetlnych. Jest to albo czarna dziura, albo niezwykła gwiazda neutronowa (zwykle górna granica masy gwiazd neutronowych szacowana jest na 2,5 mas Słońca). W 2021 roku dołączył do nich V723 Monocerotis, układ podwójny z domniemaną czarną dziurą (nieoficjalnie nazwany „Jednorożec”) o masie 2,6 mas Słońca. Gdyby się to potwierdziło, byłaby to również najbliższa Słońcu znana czarna dziura, w odległości 1500 lat świetlnych.

Pierwotne czarne dziury

W 1966 Yakov Borisovich Seldowitsch i Igor Dmitrievich Novikov oraz w 1971 Stephen Hawking, którzy zajmowali się tym bardziej szczegółowo, jako pierwsi zasugerowali, że oprócz czarnych dziur utworzonych przez supernowe mogą istnieć tak zwane pierwotne czarne dziury. Są to czarne dziury, które powstały już podczas Wielkiego Wybuchu w obszarach kosmosu, w których lokalna gęstość masy i energii była wystarczająco wysoka (jeśli obliczysz stale zmniejszającą się gęstość materii we wszechświecie, zobaczysz, że w pierwszej tysięcznej drugi po Wielkim Wybuchu przekroczył gęstość jądra atomowego). Wpływ fluktuacji w jednorodnym rozkładzie gęstości (patrz kosmiczne promieniowanie tła) we wczesnym Wszechświecie był również decydujący dla powstania pierwotnych czarnych dziur, podobnie przyspieszona ekspansja w fazie inflacji po Wielkim Wybuchu. W tym czasie mogły powstać małe czarne dziury o masie około 1012 kilogramów. Taka czarna dziura ma promień Schwarzschilda wynoszący tylko około 10-15 metrów lub jeden femtometr, mniej niż klasyczny rozmiar protonu. Byłoby zatem niezwykle trudne do zlokalizowania w przestrzeni metodami opartymi na optyce. Podobna masa z. B. małe księżyce Jowisza S/2003 J 9 i S/2003 J 12 o średnicy około 1 km lub ziemska góra o podobnej wielkości. Od połowy lat 90. toczy się debata na temat tego, czy najkrótsze rozbłyski gamma mierzone na Ziemi mogą pochodzić z promieniujących pierwotnych czarnych dziur, ponieważ ich obliczone czasy życia są rzędu wieku dzisiejszego Wszechświata. Omówiono również połączenie z pewnymi szybkimi impulsami radiowymi. Na podstawie swoich rozważań na temat małych czarnych dziur Hawking wywnioskował w 1974 r. o istnieniu promieniowania Hawkinga nazwanego jego imieniem, co oznacza, że ​​czarne dziury nie tylko połykają materię, ale także mogą ją ponownie uwalniać. Chociaż istnienie pierwotnych czarnych dziur wcale nie jest pewne, wartościowe nowe spostrzeżenia w dziedzinie kosmologii, fizyki kwantowej i teorii względności wynikają wyłącznie z rozważań hipotetycznych.

Czarne mikro dziury

Według niektórych zunifikowanych teorii, takich jak teoria strun, minimalna masa czarnych dziur powinna być znacznie niższa od masy Plancka, aby czarne mikrodziury mogły powstawać podczas działania przyszłych akceleratorów cząstek. W rzeczywistości od 2008 r. działanie akceleratora LHC było z tego powodu sprzeciwiane, a nawet pozywane. Pozew został ostatecznie oddalony w 2012 roku. Powodowie obawiali się, że taka mikrodziura może wpaść do jądra ziemi, tam się rozrosnąć i ostatecznie pochłonąć całą ziemię. Z drugiej strony teorie przewidujące mikrootwory przypisują im również wyjątkowo krótką żywotność. Ponadto od miliardów lat nic się nie wydarzyło z Ziemią, pomimo ciągłych zderzeń z promieniami kosmicznymi o znacznie wyższych energiach.

metody obserwacji

Czarne dziury nie emitują żadnego obserwowalnego światła ani innego mierzalnego promieniowania. Zgodnie z obecnymi teoriami czarne dziury są w stanie emitować energię w postaci tak zwanego promieniowania Hawkinga. Jeśli tak jest, oznaczałoby to, że czarne dziury stopniowo „odparowują”, chociaż im mniejsza jest masa czarnej dziury, tym proces ten przebiega szybciej. Ale promieniowanie Hawkinga miałoby tak niską energię, że byłoby nie do odróżnienia od zwykłego tła. Z drugiej strony obserwuje się wpływ na materię poza horyzontem zdarzeń. Szczególne znaczenie dla odkrycia czarnych dziur mają konsekwencje wpadania w nie materii. Ponieważ horyzont zdarzeń obejmuje bardzo mały obszar jak na kosmiczne standardy, opadająca materia jest już poddawana bardzo wysokiej kompresji optycznej i przyspieszeniu przez siły grawitacyjne w obszarze przed horyzontem zdarzeń. W przypadku wirujących czarnych dziur ma to postać dysku akrecyjnego. Tam materia ściera się i uwalnia duże ilości energii, zarówno w postaci promieniowania elektromagnetycznego, jak i przyspieszenia cząstek poprzez pola elektromagnetyczne i zderzenia. Jednym z rezultatów tych procesów są strumienie materii wyrzucane przez czarną dziurę wzdłuż osi prostopadłej do dysku akrecyjnego. Dżety te są szczególnie widoczne w przypadku supermasywnych czarnych dziur: tam naładowane cząstki wpadają do ośrodka międzygalaktycznego z tak dużym przyspieszeniem, że sięgają daleko poza galaktykę, z której pochodzą. Ponadto przyspieszone naładowane cząstki generują promieniowanie synchrotronowe, co powoduje silne emisje promieniowania gamma z takich dżetów. Zaobserwowano to m.in. B. Pod koniec 2007 roku w czarnej dziurze w centrum galaktyki 3C 321. Innym dobrze znanym przykładem jest galaktyka M 87 z imponującym dżetem swojej centralnej czarnej dziury. Historycznie, wiele typów aktywnych jąder galaktycznych zostało sklasyfikowanych na podstawie naszego poglądu na obiekt, skal energetycznych procesów i aktywności (ile materii wlewa się obecnie do obiektu). Przykładem są kwazary. Innym dobrze znanym przykładem jest galaktyka M 87 z imponującym dżetem z centralnej czarnej dziury. Historycznie, wiele typów aktywnych jąder galaktycznych zostało sklasyfikowanych zgodnie z naszym poglądem na obiekt, skalami energetycznymi procesów i aktywnością (ile materii wlewa się obecnie do obiektu). Przykładem są kwazary. Innym dobrze znanym przykładem jest galaktyka M 87 z imponującym dżetem z centralnej czarnej dziury. Historycznie, wiele typów aktywnych jąder galaktycznych zostało sklasyfikowanych zgodnie z naszym poglądem na obiekt, skalami energetycznymi procesów i aktywnością (ile materii wlewa się obecnie do obiektu). Przykładem są kwazary.

Dowód kinematyczny

Orbita i prędkość gwiazd krążących wokół czarnej dziury są wykorzystywane jako dowód. Jeśli obliczy się niezwykle wysoką masę, która jest również ciemna i gęsta, założenie, że jest to czarna dziura, jest rozsądne. Pomiar orbity gwiazdy S2, która krąży wokół Sgr A* w centrum naszej Drogi Mlecznej na orbicie Keplera, pozwolił na sformułowanie bardzo precyzyjnych stwierdzeń na temat koncentracji masy w centralnym obszarze Sgr A*. Inna metoda kinematyczna polega na określeniu przesunięcia Dopplera i odległości między ciemnym obiektem a orbitującą gwiazdą, z której można oszacować grawitacyjne przesunięcie ku czerwieni, a następnie masę.

Erupcyjne dowody

Gwiazdy, które zbliżają się zbyt blisko promienia pływowego czarnej dziury, mogą zostać rozerwane przez występujące siły pływowe, uwalniając charakterystyczną emisję promieniowania rentgenowskiego wykrywaną przez urządzenia takie jak Nuclear Spectroscopic Telescope Array.

Nieprawdziwe dowody

Czarne dziury mają właściwość odchylania lub skupiania promieniowania elektromagnetycznego, co umożliwia ich identyfikację. Na przykład, jeśli kształt eliptycznej orbity gwiazdy wydaje się zniekształcony, sugeruje to, że pomiędzy obserwatorem a gwiazdą znajduje się czarna dziura.

Niejasne dowody

Czarne odcienie można zobaczyć na krawędzi czarnych dziur z powodu grawitacyjnego przesunięcia ku czerwieni, ponieważ relatywistyczny współczynnik przesunięcia ku czerwieni wpływa na fale elektromagnetyczne, a tym samym tłumi promieniowanie w pobliżu horyzontu zdarzeń, czyniąc czarną dziurę widoczną.

Dowód czasowy

Zniekształcenie czasowe (tzw. dylatacja czasu), które czarna dziura nakłada na obiekty krążące wokół niej lub w jej pobliżu (rozpoznawalne poprzez analizę krzywych jasności), umożliwia identyfikację czarnej dziury jako takiej.

Spektroskopia

Efekty soczewkowe i przesunięcia grawitacyjne oddalają widma gwiazd w pobliżu czarnych dziur.

fale grawitacyjne

Przyspieszone czarne dziury lub zderzenia czarnych dziur mogą powodować fale w czasoprzestrzeni, które można zmierzyć za pomocą detektorów fal grawitacyjnych, takich jak LIGO. Obserwacje fal grawitacyjnych LIGO z 2016 r. z połączenia dwóch mniejszych czarnych dziur o masie 29 i 36 mas Słońca były pierwszym bezpośrednim dowodem istnienia fal grawitacyjnych (patrz Fala grawitacyjna#Dowody eksperymentalne).

Obrazy radioteleskopowe z VLBI

Dzięki interferometrii o bardzo długiej linii bazowej (VLBI) radioteleskopy mogą osiągnąć rozdzielczość porównywalną z promieniem czarnej dziury. Projektowi Event Horizon Telescope udało się zatem uzyskać obrazy strumieni akrecyjnych wokół supermasywnej czarnej dziury M87* w centrum galaktyki Messier 87, uzyskując w ten sposób po raz pierwszy bezpośrednie obrazy sąsiedztwa czarnej dziury. Prezentacja w kwietniu 2019 r. wyników skoordynowanej akcji z kwietnia 2017 r. uważana jest za sensację naukową, która trafiła m.in. na pierwszą stronę magazynu informacyjnego Spiegel. Ze względu na efekty grawitacyjne i relatywistyczne, strumienie akrecyjne i obrazy rozgrzanych gazów wokół czarnej dziury wyglądają jak pierścień, który zamyka ciemny obszar - tak zwany „cień” czarnej dziury. Cień jest powiększonym, soczewkowanym grawitacyjnie obrazem obszaru ograniczonego horyzontem zdarzeń. Jest do pięciu razy większy niż horyzont zdarzeń w skali liniowej i jest ograniczony orbitą fotonów, po której światło krąży wokół czarnej dziury i z małymi perturbacjami albo znika w czarnej dziurze, albo wycieka. Porównując je z symulacjami komputerowymi, nagrania pozwalają na wyciągnięcie wniosków na temat masy i rotacji czarnej dziury, ale jeszcze nie na temat momentu pędu. Przy obecnym stanie wiedzy tylko cienie supermasywnych czarnych dziur w M87 i Strzelcu A* w centrum Drogi Mlecznej są wystarczająco duże, aby można je było zaobserwować za pomocą EHT. EHT wykonał również zdjęcia Strzelca A, ale są one mniej wyraźne ze względu na znacznie bardziej dynamiczny charakter Strzelca A i zostaną zaprezentowane wkrótce (od kwietnia 2019 r.). Strzelec A ma mniejszą masę, ale jest również bliżej Ziemi. Dlatego cień pojawia się mniej więcej w tym samym rozmiarze.

Bekannte Schwarze Löcher

Sagittarius A*

Strzelec A* to supermasywna czarna dziura w centrum Drogi Mlecznej. Od 1992 roku jego otoczenie było badane przez zespół astronomów, głównie w zakresie podczerwieni. Zmierzono orbity i prędkości 28 gwiazd. Kamery bliskiej podczerwieni z optyką adaptacyjną były używane w Bardzo Dużym Teleskopie w Cerro Paranal w Chile, spektrografem obrazowania Sinfoni, kamerą do obrazowania plamek SHARP I i innymi instrumentami Europejskiego Obserwatorium Południowego. Ponadto oceniono obserwacje z teleskopu Keck na Hawajach, teleskopu Nowej Technologii oraz zdjęcia z teleskopu Hubble'a.Badania wykazały, że masę centralną można wyjaśnić jedynie przez czarną dziurę i że około 95% całkowitej masy w obserwowany sektor musi znajdować się w tej czarnej dziurze.

Weitere Schwarze Löcher in der Milchstraße

Oprócz podejrzewanej centralnej czarnej dziury w naszej galaktyce, a mianowicie Sagittarius A* o masie około 4,3 miliona mas Słońca, istnieje wiele innych podejrzewanych małych czarnych dziur rozmieszczonych w Drodze Mlecznej o masie od kilku do kilkunastu mas Słońca. Wszyscy są członkami układów podwójnych lub wielokrotnych, zdają się wyciągać materię ze swojego partnera w dysku akrecyjnym i emitować w zakresie promieni X. Ostatnie badania pokazują, że w grupie gwiazdowej IRS 13, zaledwie trzy lata świetlne od Sgr A * istnieje druga czarna dziura o stosunkowo małej masie 1300 mas Słońca. Obecnie nie jest jasne, czy w przyszłości połączy się z Sgr A*, czy będzie na stabilnej orbicie, czy nawet się od niej oddali. W styczniu 2005 r. rozbłyski jasności w pobliżu Sgr A* zostały zaobserwowane za pomocą teleskopu rentgenowskiego Chandra, co sugeruje, że w odległości około 70 lat świetlnych wokół supermasywnej centralnej czarnej dziury w Sgr A* znajduje się od 10 000 do 20 000 mniejszych czarnych dziur. Według jednej z teorii powinny one „zasilać” centralną czarną dziurę gwiazdami z otoczenia w regularnych odstępach czasu.

Sonstige

W galaktyce NGC 6240 znajdują się dwie czarne dziury, które krążą wokół siebie w odległości 3000 lat świetlnych i połączą się za kilkaset milionów lat. Pierwsza czarna dziura poza naszą galaktyką została odkryta w 1982 roku w Wielkim Obłoku Magellana, około 150 000 lat świetlnych od nas i stanowi składnik podwójnej gwiazdy rentgenowskiej LMC X 3. W centrum NGC 4889 znajduje się czarna dziura o szacowanej masie 21 miliardów mas Słońca („najlepiej dopasowane” z zakresu od 6 do 37 miliardów mas Słońca), w momencie publikacji (grudzień 2011) była to największa bezpośrednio zmierzona czarna dziura. Czarna dziura o numerze katalogowym SDSS J0100+2802 jest bardzo stary, z Ziemi stan obserwowany 875 milionów lat po Wielkim Wybuchu. W tym czasie jego masa wynosiła już około dwunastu miliardów mas Słońca. Nie jest jasne, w jaki sposób mógł stać się tak ogromny tak wcześnie.

Alternative Erklärungen für ultrakompakte dunkle Objekte

Zaproponowano kilka alternatywnych wyjaśnień dla ultrakompaktowych ciemnych obiektów, które nie mają żadnych osobliwości i nie wykazują paradoksu informacyjnego. Ponieważ modele te nie dają żadnych przewidywań obserwowalnych za pomocą dzisiejszych środków, które odróżniałyby je od czarnej dziury, akceptacja w literaturze specjalistycznej jest niska. Przykładem są hipotetyczne gwiazdy grava, zwane także "obiektami quasi czarnych dziur" (QBHO). Twórcy teorii, Paweł O. Mazur i Emil Mottola, zasugerowali, że teoria ta stanowi rozwiązanie paradoksu informacyjnego czarnej dziury i że gwiazdy grava mogą być źródłem rozbłysków gamma. Teoria cieszyła się niewielkim zainteresowaniem opinii publicznej, ponieważ teoria nie ma przewagi nad teorią czarnej dziury i jest czysto spekulacyjna. Kolejną próbę rozwiązania paradoksu informacyjnego w oparciu o teorię strun podjął Samir Mathur. Zgodnie z tym modelem „kuli kłaczków”, horyzont zdarzeń okrywa konglomerat bran i strun i sam w sobie nie jest wyraźnie określony.

Adaptionen in der Science Fiction

Czarne dziury są często przedstawiane w literaturze science fiction jako możliwy środek transportu szybszego od światła, jak w powieści Stanisława Lema Fiasko, lub jako ostateczna możliwość produkcji energii, jak w serialu Gwiezdne wrota. Film The Black Hole z 1979 roku z Maximilianem Schellem i Anthonym Perkinsem w rolach głównych, który zajmuje się między innymi silną siłą grawitacji czarnych dziur, był nominowany do dwóch Oscarów w 1980 roku. Film Interstellar z 2014 roku, wyreżyserowany przez Christophera Nolana, zawiera również motywy czarnej dziury i jej sił grawitacyjnych. W serialu telewizyjnym Andromeda statek kosmiczny Andromeda Ascendant zbliża się do horyzontu zdarzeń czarnej dziury,

Zobacz też

Spaghettiation białej dziury (ekstremalne odkształcenie obiektu poddanego działaniu sił pływowych w pobliżu czarnej dziury)

literatura

Matteo Smerlak: Les trous noirs, Presses Universitaires de France, encyklopedyczna seria Que sais-je?, nr 4003, 2. zaktualizowane wydanie 2021, 128 stron, ISBN 978-2-7154-0738-1. Kip S. Thorne: Warped Space i Warped Time. Droemer Knaur, Monachium 1996, ISBN 3-426-77240-X. Kip S. Thorne: Czarne dziury i Zakrzywienia czasu: Oburzające dziedzictwo Einsteina. WW Norton & Company, Nowy Jork 1994, ISBN 0-393-31276-3. Max Camenzind: Od rekombinacji do tworzenia czarnej dziury. W: Gwiazdy i przestrzeń. Heidelberg 44.2005, 3, s. 28-38. ISSN 0039-1263. Stephen W. Hawking: Krótka historia czasu. Rowohlt Tb., Reinbek k. Hamburga 1988, ISBN 3-499-60555-4. Stephen W. Hawking: Wszechświat w pigułce. Wydanie II. Dtv, Monachium 2004, ISBN 3-423-34089-4. Bernard J. Carr, Steven B. Giddings: Czarne dziury w laboratorium. W: spektrum nauki. Heidelberg 2005, 9, ISSN 0170-2971. Ute Kraus: Cel podróży - Czarna Dziura. W: Gwiazdy i przestrzeń. Heidelberg 2005, 11. ISSN 0039-1263. Rüdiger Vaas: Tunel w czasie i przestrzeni. Wydanie szóste. Franckh Kosmos, Stuttgart 2013, ISBN 978-3-440-13431-3. Stephen W. Hawking: Najkrótsza historia czasu. Rowohlt Tb., Reinbek k. Hamburga 2006, ISBN 3-499-62197-5. Mitchell Begelman, Martin Rees: Czarne dziury w kosmosie – magiczne przyciąganie grawitacji. Wydawnictwo Akademickie Spectrum, Heidelberg 2000, ISBN 3-8274-1044-4. Fulvio Melia: Galaktyczna supermasywna czarna dziura. Uniwersytet w Princeton. Pr., Princeton 2007, ISBN 978-0-691-09535-6. Pietro Fre: Klasyczne i kwantowe czarne dziury. Inst. of Physics Publ., Bristol 1999, ISBN 0-7503-0627-0. Hyun Kyu Lee i in.: Astrofizyka czarnych dziur 2002. World Scientific, Singapur 2002, ISBN 981-238-124-4. Edwin F. Taylor, John A. Wheeler: Odkrywanie czarnych dziur: Wprowadzenie do ogólnej teorii względności. Addison-Wesley Longman, San Francisco 2000, ISBN 978-0-20138-423-9. Valerij P. Frolov ua: Fizyka czarnej dziury – podstawowe pojęcia i nowe osiągnięcia. Kluwer, Dordrecht 1998, ISBN 0-7923-5146-0.Piotr T. Chruściel, João Lopes Costa, Markus Heusler: Stacjonarne czarne dziury, wyjątkowość i nie tylko. W: Living Rev. Relativity. Zespół 15, Nr. 7, 2012 (livingreviews.org [PDF; 1,4 MB; streszczenie przed 15 grudnia 2012]). Piotr T. Chruściel, João Lopes Costa, Markus Heusler: Stacjonarne czarne dziury, wyjątkowość i nie tylko. W: Living Rev. Relativity. Tom 15, nr 7, 2012 (livingreviews.org [PDF; 1,4 MB; dostęp 15 grudnia 2012]). Piotr T. Chruściel, João Lopes Costa, Markus Heusler: Stacjonarne czarne dziury, wyjątkowość i nie tylko. W: Living Rev. Relativity. Tom 15, nr 7, 2012 (livingreviews.org [PDF; 1,4 MB; dostęp 15 grudnia 2012]).

Linki internetowe

Kolorowy świat czarnych dziur. W: Werner Kasper: Uniwersum przygody. Szczegółowe, ale łatwe do zrozumienia. Natura przestrzeni i czasu. Wykłady Stephena Hawkinga (część 2 zawiera karykaturę twierdzenia o braku włosów).

Filmy

Czym są czarne dziury? z serialu alfa-Centauri (ok. 15 minut). Pierwsza emisja 3 stycznia 1999. Data 3 stycznia 1999. Czy w Drodze Mlecznej są czarne dziury? z serialu alfa-Centauri (ok. 15 minut). Pierwsza emisja 9 maja 1999 r. Data 9 maja 1999 r. Gdzie jest najbliższa czarna dziura? z serialu alfa-Centauri (ok. 15 minut). Po raz pierwszy wyemitowany 4 czerwca 2000. Datowany 4 czerwca 2000. Czy Black Holes Merge? z serialu alfa-Centauri (ok. 15 minut). Pierwsza emisja 27 maja 2001. Dnia 27 maja 2001. Czy czarne dziury poruszają się w kosmosie? z serialu alfa-Centauri (ok. 15 minut). Po raz pierwszy wyemitowany 20 stycznia 2002. Datowany 20 stycznia 2002 (obejmuje KV Ursae Majoris). Czy czarne dziury tańczą? z serialu alfa-Centauri (ok. 15 minut). Po raz pierwszy wyemitowany 21 stycznia 2004. Dnia 21 stycznia 2004. Czy czarne dziury się obracają? z serialu alfa-Centauri (ok. 15 minut). Po raz pierwszy wyemitowany 16 lutego 2005. Datowany 16 lutego 2005. Czy w centrum galaktyki znajduje się druga czarna dziura? z serialu alfa-Centauri (ok. 15 minut). Po raz pierwszy wyemitowany 10 maja 2006. Datowany 10 maja 2006.

Einzelnachweise und Anmerkungen

Original article in German language