Valon vankilat

Mustaksi aukoksi nimitetään kappaletta, jonka painovoimakenttä on niin voimakas, että se estää kaiken materian ja säteilyn poistumisen aukosta. Gravitaatio vaikuttaa valoonkin, mikä on konkreettisesti havaittu mm. eräiden tähtien aseman näennäisenä vääristymisenä kun ne ovat lähellä aurinkoa havaintokentässämme. Valo noudattaa Fermat’n periaatetta1), eli valitsee nopeimman reitin kahden pisteen välillä. Taipuminen johtuu gravitaatiokentän aiheuttamasta aika-avaruuden2) kaareutumisesta, jota mm. yleinen suhteellisuusteoria osaltaan selittää. Kaareutuminen vaikuttaa esineiden pituuksiin ja ajan kulumiseen ulkopuolisen tarkkailijan näkökulmasta.

Mustan aukon keskellä on pistemäinen singulariteetti, jonka tiheys on ääretön ja jossa aika-avaruus kaareutuu äärettömästi. Mustan aukon rajana on tapahtumahorisontti. Sen sisäpuolella valo kaartuu kohti singulariteettia ja ulkopuolella pääsee karkuun gravitaatiokentästä. Schwarzschildin säde massalle m (R=2Gmc^-2)3) on tärkeä väline mustien aukkojen tarkastelussa. Se kertoo minkä säteisenä tietyn massaisesta kappaleesta muodostuisi musta aukko. Jotta esimerkiksi maa (massa=6·10²⁴kg) luhistuisi mustaksi aukoksi, olisi sen säteen oltava noin yhdeksän millimetriä4). Koska mustasta aukosta ei pääse pakoon energiaa eikä ainetta, on oletettu, että mustan aukon massa voi vain pysyä samana tai kasvaa. Mustaa aukkoa ympäröi yleensä sen ekvaattorin suuntainen kuumasta ionisoituneesta kaasusta koostuva levy. Tämä kiihtyvässä liikkeessä oleva levy mm. emittoi röntgensäteilyä, mikä onkin yksi mustien aukkojen tuntomerkeistä.

Synty

Mustat aukot syntyvät nykykäsityksen mukaan useimmiten supernovien seurauksena. Kun suuri tähti on käyttänyt vedyn loppuun, nousevat lämpötila ja paine sen sisuksissa niin suuriksi, että helium alkaa fuusioitua edelleen. Jos tähden massa on hyvin suuri (yli 8M5)), muodostuu siinä raskaita alkuaineita. Tähden toiminta kiihtyy ja sille syntyy sipulimainen rakenne, sisempien kerrosten sisältäessä yhä raskaampia alkuaineita. Punaiseksi jättiläiseksi muuttunut tähti laajenee nopeasti. Tähden ytimeen muodostuu rautaa, joka ei enää rakenteensa vuoksi fuusioidu. Jäähtyvä rautaydin ei kuitenkaan kestä siihen kohdistuvaa painetta vaan luhistuu. Luhistuminen saattaa pysähtyä, kun Paulin kieltosääntö pakottaa elektronit tietyille radoille. Jos näin syntyneen ytimen massa on alle 1.44M, riittää elektronien paine pysäyttämään luhistumisen ja syntyy valkoinen kääpiö. Jos ytimen massa taas on tätä Chandrasekharin6) rajaa suurempi, luhistuu ydin nopeasti lämpötilan noustessa viiteen miljardiin7) asteeseen. Tällöin vapautuva gammasäteily on niin voimakasta, että se hajottaa rauta-atomit heliumiksi8). Tämä reaktio kuitenkin kuluttaa energiaa kiihdyttäen luhistumista entisestään. Syntyneet heliumatomit hajoavat nopeahkosti protoneiksi, neutroneiksi ja elektroneiksi. Elektronit ja protonit muuttuvat9) edelleen neutroneiksi synnyttäen samalla suuria määriä neutriinoja10). Tähden ulkokuori absorboi osan neutriinoista, loput sinkoutuvat ulos (lähes) valonnopeudella. Neutronit luhistuvat erittäin tiheäksi massaksi (noin 10¹⁴g/cm³), asettuen noin 10^–15m päähän toisistaan. Ne tähden sisäosat, jotka eivät ole muuttuneet neutroneiksi, luhistuvat tässä vaiheessa neutroniytimeen valtavalla nopeudella. Sitten ne pysähtyvät ja kimpoavat pois tiheästä neutroniytimestä, törmäävät tähden ulkokuoreen ja aiheuttavat tyypin II11) supernovaräjähdyksen. Jos jäljelle jääneen neutroniytimen massa on alle 3.2M12), syntyy nopeasti pyörivä neutronitähti, eli pulsari. Jos massa on suurempi, ei neutronien paine riitä pysäyttämään luhistumista, vaan syntyy musta aukko.

Luhistumisen loppuvaihetta ei ulkopuolinen tarkkailija voi havaita, sillä ajan kulku hidastuu gravitaation vaikutuksesta ja valonsäteet taipuvat. Kuvasta 33a nähdään, kuinka säännöllisin väliajoin ytimen pinnalta lähteviltä signaaleilta kuluu yhä pidempi aika tarkkailijan saavuttamiseen. Tähden valo näyttää himmenevän voimakkaasti johtuen kasvavasta punasiirtymästä ja signaalien kulun hidastumisesta. Lopulta tähden luhistuminen näyttää pysähtyvän juuri ennen kuin sen säde saavuttaa Schwarzschildin säteen. Schwarzschildin säteen kohdalta lähetetty signaali on matkalla tarkkailijaa kohti äärettömän kauan.

Erilaisia mustia aukkoja

Yksinkertaisin musta aukko on Schwarzschildin musta aukko, joka on pallomainen eikä pyöri. Sen ainoa merkitsevä ominaisuus on sen massa. Vaikka teoria Schwarzschildin mustista aukoista kehitettiin ensimmäiseksi, nykyään niiden uskotaan olevan enemmän poikkeus kuin sääntö. Jotta syntyvä musta aukko olisi tällainen, pitäisi tähden lakata pyörimästä kokonaan ennen luhistumistaan ja olla muodoltaan täysin symmetrinen.

Uusiseelantilainen fyysikko Roy Kerr esitti vuonna 1962 mallin mustista aukoista, jotka pyörivät. Kerrin mustilla aukoilla on kaksi merkityksellistä ominaisuutta: massa ja pyörimismäärä. Mustan aukon pyöriessä sen kaikki pisteet liikkuvat liikkuvat yhtä nopeasti aika-avaruuden vääristymisestä johtuen. Tämän nopeuden yläraja on valon nopeus. Valonnopeudella pyörivää mustaa aukkoa kutsutaan ‘maksimaaliseksi’. Sen tapahtumahorisontin kohdalla painovoiman suuruus olisi nolla suuren ‘keskipakoisvoiman’ takia. Tähtien huimiin pyörimisnopeuksiin perustuen, suurimman osan Kerrin mustista aukoista oletetaan pyörivän hyvin nopeasti. Pyörimisen merkitystä lisää se fakta, että Kerrin mustan aukon mukana koko sitä ympäröivä aika-avaruus pyörii13) aiheuttaen eräänlaisen pyörteen. Magneettikenttää mustalla aukolla ei ole, vaikka aukkoa kiertävä kaasu sellaisen synnyttääkin. Tästä huolimatta mustalla aukolla on sähkövaraus14). Kerrin mustille aukoille on tyypillistä että niiden tapahtumahorisontti on lähempänä singulariteettia kuin Schwarzschildin mustilla aukoilla. Tästä johtuen arvellaan myös Kerrin mustiin aukkoihin putoavan materian saavuttavan suurempia nopeuksia.

ämän lisäksi on esitetty galaksien ytimien sisältävän massiivisia Kerrin mustia aukkoja, joilla pyritään selittämään AGN:t15) ja kvasaarit16). Tätä tukee lisäksi AGN:den kirkkauden nopeahko vaihtelu, joka asettaa ylärajan niiden koolle. Mustat aukot ovat ainoa tunnettu ilmiö, joka voi tuottaa kvasaarien ja AGN:den lähettämiä energiamääriä. Lisäksi oletetaan, että universumin alkuvaiheissa saattoi muodostua pieniä mustia aukkoja nopeiden tiheyden muutosten seurauksena.

Havaitseminen

Mustan aukon havainnointi on helpointa kaksoistähtijärjestelmissä17). Jos toinen järjestelmän tähdistä on aktiivinen vain röntgenalueella18) ja sen spektri ja punasiirtymä ovat määrätynlaisia, se on todennäköisesti musta aukko jos sen massa19) on suurempi kuin 2-3M. Jos mustan aukon lähellä ei ole tähtiä, on sen havaitseminen hyvin vaikeaa, koska sen lähettyvillä tuskin on riittävästi ainetta kaasulevyn syntymistä varten.

Tällä hetkellä on havaittu useita20) todennäköisiä mustia aukkoja, mutta Cygnus X-1 on yksi parhaiten dokumentoiduista. Se säteilee aktiivisesti röntgenalueella, ja sillä on havaittu olevan kumppani21). Kumppanin spektrin dopplersiirtymän jaksollisuudesta voidaan päätellä sen kiertoajan olevan 5.6 päivää. Tämän perusteella voidaan laskea sen massa, joka on 9-15M22). Se on erittäin todennäköisesti musta aukko.

Kuten jo aikaisemmin mainittiin, AGN:t ovat todennäköisesti valtavia mustia aukkoja tai pienempien mustien aukkojen ryhmittymiä. AGN:den tiedetään olleen yleisempiä menneisyydessä23), joten galaksien ajatellaan rauhoittuvan vanhetessaan. Viitteitä tähän antaa mm. vähäinen tähtienvälisen aineen määrä vanhoissa ellipsigalakseissa, joissa ei esiinny AGN:takaan. Tämä tukee musta aukko -hypoteesia, sillä kun kaasun määrä mustan aukon läheisyydessä vähenee, tulee sen havaitsemisesta hankalaa.

Einar Karttunen

Kirjallisuutta

[1] J. P. Luminet, Black Holes. Cambridge University Press, Cambridge 1993 (orig. Les tours noirs. Belford. Paris 1987)

[2] Roman Sexl, Hannelore Sexl, White Dwarfs - Black Holes: an Introduction to Relativistic Astrophysics. Academic Press, USA 1979. (orig. Weisse Zwerge - schwarze Löcher, Rowohlt Taschenbuch Verlag. Reinbeck bei Hamburg 1975.)

[3] Ian Robson, Active Galactic Nuclei. John Wiley & sons, Praxix Publishing, Great Britain 1996.

[4] A. K. Raychaudhuri, S. Banerji, A. Banerjee, General Relativity, Astrophysics and Cosmology. Springer Verlag, USA 1992

[5] Jürgen Ehlers, General Ralativity as a tool for Astrophysics, teoksessa H. Riffet ym., Relativistic Astrophysics. Friedr. Vieweg Sohn Verlagsgesellschaft, Braunschweig, Wiesbaden, 1998.

[6] S. W. Hawking, Particle Creation by Black Holes, teoksessa Hawking on the Big Bang and Black Holes, sarjassa Advanced Series in Astrophysics and Cosmology (osa 8). World Scientific, Singapore 1993.