Termenul de gaura neagra este de origine foarte recenta. El a fost inventat
in 1969 de savantul american John Wheeler ca o descriere grafica a unei
idei care are o vechime de cel putin doua sute de ani, intr-o vreme cand
existau doua teorii asupra luminii: una, sustinuta de Newton, era ca lumina
este formata din particule; cealalta era ca lumina este formata din unde. stim
acum ca ambele teorii sunt corecte. Prin dualismul unda/particula din mecanica
cuantica lumina poate fi privita atat ca unda cat si ca particula.
In cadrul teoriei care sustinea ca lumina este formata unde nu era clar
modul in care ea ar trebui sa raspunda la gravitatie. Dar daca lumina
este formata din particule, ar fi de asteptat ca acestea sa fie afectate de
gravitatie in acelasi fel in care sunt afectate ghiulele de tun,
rachetele si planetele. La inceput oamenii credeau ca particulele de lumina
se deplaseaza cu viteza infinita, dar descoperirea lui Roemer ca lumina se deplaseaza
cu viteza finita a aratat ca gravitatia poate avea un efect important. John
Michell, un membru in consiliul unui Colegiu din Cambridge, a scris, pe
baza acestei ipoteze, in 1783, o lucrare in revista Philosophical
Transactions a Societatii Regale din Londra, in care a aratat ca o stea
care este suficient de masiva si compacta ar avea un camp gravitational
atat de puternic incat lumina nu poate iesi: orice lumina
emisa de suprafata stelei ar fi atrasa inapoi de atractia gravitationala
a stelei inainte de a putea ajunge foarte departe. Michell sugera ca ar
putea exista multe stele ca aceasta. Desi nu le-am putea vedea, pentru ca lumina
lor nu ar ajunge la noi, totusi am putea sa simtim atractia lor gravitationala.
Aceste obiecte sunt numite acum gauri negre pentru ca asta sunt: goluri negre
in spatiu. O sugestie similara a fost facuta cativa ani mai tarziu
de savantul francez marchizul de Laplace, aparent independent de Michell: Este
destul de interesant ca Laplace a inclus-o numai in prima si a doua editie
a cartii sale Sistemul lumii si a scos-o din editiile ulterioare; poate ca a
hotarat ca era o idee aiurita. (De asemenea, teoria corpusculara a luminii
nu a mai fost sustinuta in secolul al nouasprezecelea; parea ca totul
se putea explica prin teoria ondulatorie si, conform acesteia, nu ora clar daca
lumina era afectata de gravitatie.) q8b10by
De fapt, nu este logic ca lumina sa fie tratata ca niste ghiulele in teoria
gravitatiei a lui Newton, pentru ca viteza luminii este fixa. (O ghiulea lansata
in sus de la pamant va fi incetinita de gravitatie si in
cele din urma se va opri si va cadea; totusi, un foton continua sa se deplaseze
in sus cu viteza constanta. Atunci, cum poate gravitatia newtoniana sa
afecteze lumina?) O teorie consistenta privind modul in care gravitatia
afecteaza lumina nu a aparut pana cand Einstein n-a propus relativitatea
generalizata, in 1915. Si chiar atunci a durat mult timp pana cand
au fost intelese implicatiile teoriei pentru stelele masive.
Pentru a intelege modul in care se poate forma o gaura neagra, avem
nevoie mai intai de intelegerea unui ciclu de viata a unei
stele. O stea se formeaza atunci cand o cantitate mare de gaz (in
majoritate hidrogen) incepe sa sufere un colaps in sine insusi,
datorita atractiei sale gravitationale. Atunci cand ea se contracta, atomii
gazului se ciocnesc intre ei din ce in ce mai des si cu viteze din
ce in ce mai mari gazul se incalzeste. In cele din urma, gazul
va fi atat de fierbinte incat atunci cand atomii de
hidrogen se ciocnesc ei nu se mai departeaza unul de altul, ci fuzioneaza formand
heliu. Caldura eliberata in aceasta reactie, care este ca o explozie controlata
a unei bombe cu hidrogen, este aceea care face ca steaua sa straluceasca. Aceasta
caldura suplimentara mareste si mai mult presiunea gazului pana ce este
suficienta pentru a echilibra atractia gravitationala si gazul inceteaza
sa se contracte. Este cam ca un balon exista. un echilibru intre presiunea
aerului din interior, care incearca sa produca umflarea balonului si tensiunea
din cauciuc, care incearca sa micsoreze balonul. Stelele vor ramane
stabile un timp indelungat in care caldura degajata de reactiile
nucleare echilibreaza atractia gravitationala. In cele din urma insa
steaua nu va mai avea hidrogen si alti combustibili nucleari. In mod paradoxal,
cu cat stelele au mai mult combustibil la inceput, cu atat
mai curand se termina. Aceasta se intampla deoarece cu cat
o stea este mai masiva, cu atat trebuie sa fie mai fierbinte pentru a
echilibra atractia sa gravitationala. si cu cat este mai fierbinte, cu
atat mai repede se consuma combustibilul sau. Soarele nostru are probabil
destul combustibil pentru inca cinci miliarde de ani, dar stelele mai
masive pot sa-si epuizeze combustibilul doar intr-o suta de milioane de
ani, mult mai putin decat varsta universului. Atunci cand
o stea nu mai are combustibil, ea incepe sa se raceasca si astfel se contracta.
Ce poate sa i se intample apoi a fost inteles pentru prima
oara abia la sfarsitul anilor '20.
In 1928 un student indian, Subrahmanyan Chandrasekhar, a luat vaporul
spre Anglia, pentru a studia la Cambridge cu astronomul britanic Sir Arthur
Eddington, un expert in relativitatea generalizata. (Conform unor relatari,
un ziarist i-a spus lui Eddington la inceputul anilor '20 ca a auzit ca
ar fi numai trei oameni in lume care intelegeau relativitatea generalizata.
Eddington a tacut un timp, apoi a replicat “Incerc sa ma gandesc
cine este a treia persoana”.) In timpul calatoriei din India, Chandrasekhar
a calculat modul in care o stea mare putea exista si se putea mentine
contra gravitatiei sale dupa ce si-a consumat tot combustibilul. Ideea era aceasta:
atunci cand o stea se micsoreaza, particulele de materie ajung foarte
aproape una de alta si astfel, conform principiului de excluziune al lui Pauli,
ele trebuie sa aiba viteze foarte diferite. Aceasta le face sa se indeparteze
una de alta si tinde sa produca expansiunea stelei. Prin urmare, o stea se poate
mentine la o raza constanta printr-un echilibru intre atractia gravitationala
si respingerea care apare datorita principiului de excluziune, asa cum mai inainte
gravitatia sa era echilibrata de caldura.
Chandrasekhar a realizat insa ca exista o limita pentru respingerea datorata
principiului de excluziune. Teoria relativitatii limiteaza diferenta maxima
intre vitezele particulelor de materie din stea la viteza luminii. Aceasta
inseamna ca atunci cand o stea ajunge destul de densa, respingerea
cauzata de principiul de excluziune ar fi mai mica decat atractia gravitationala.
(Aceasta masa se numeste acum limita Chandrasekhar.) O descoperire similara
a fost facuta aproape in acelasi timp de savantul rus Lev Davidovici Landau.
Aceasta a avut implicatii serioase pentru soarta finala a stelelor masive. Daca
masa unei stele este mai mica decat limita Chandrasekhar, ea poate sa-si
opreasca in cele din urma contractia si sa se stabilizeze la o stare finala
posibila ca o “pitica alba” cu o raza de cateva mii de kilometri
si o densitate de sute de tone pe centimetru cub. O pitica alba este sustinuta
de repulsia, datorata principiului de excluziune, intre electronii materiei
sale. Observam un numar mare din aceste stele pitice albe.
Una dintre primele descoperite este o stea care se deplaseaza pe orbita in
jurul lui Sirius, cea mai stralucitoare stea de pe cerul noptii.
Landau a aratat ca exista o alta stare finala posibila pentru o stea, tot cu
masa limita de aproximativ o data sau de doua ori masa soarelui, dar mult mai
mica chiar decat o pitica alba. Aceste stele ar fi sustinute de respingerea,
datorata principiului de excluziune, dintre neutroni si protoni, nu intre
electroni. Ele au fost numite, deci, stele neutronice. Ele ar avea o raza de
numai aproximativ saisprezece kilometri si o densitate de sute de milioane de
tone pe centimetru cub. In momentul cand au fost prezise prima oara,
nu exista o modalitate de observare a stelelor neutronice. Ele nu au fost detectate,
in realitate, decat mult mai tarziu.
Pe de alta parte, stelele cu masa peste limita Chandrasekhar au o mare problema
atunci cand isi termina combustibilul. In unele cazuri ele
pot exploda sau reusesc sa elimine destula materie pentru a-si reduce masa sub
limita si deci sa evite colapsul gravitational catastrofal, dar era greu de
crezut ca acest lucru se intampla intotdeauna, indiferent
cit de mare era steaua. Cum ar fi stiut ea ca trebuie sa piarda din greutate?
Si chiar daca fiecare stea reusea sa piarda destula masa pentru a evita colapsul,
ce s-ar fi intamplat daca ati fi adaugat masa la o pitica alba sau
la o stea neutronica astfel incat sa depaseasca limita? Ar fi suferit
un colaps spre densitate infinita? Eddington a fost socat de aceasta implicatie
si a refuzat sa creada rezultatul lui Chandrasekhar. Eddington credea ca pur
si simplu nu era posibil ca o stea sa sufere un colaps catre un punct. Acesta
a fost punctul de vedere al multor savanti; Einstein insusi a scris o
lucrare in care pretindea ca stelele nu se vor restrange la dimensiunea
zero: Ostilitatea celorlalti oameni de stiinta, in special a lui Eddington,
fostul sau profesor si o autoritate de prima importanta in ceea ce priveste
structura stelelor, l-a convins pe Chandrasekhar sa abandoneze aceasta directie
de lucru si sa treaca la alte probleme de astronomie, cum este miscarea roiurilor
de stele. Totusi, atunci cand i s-a decernat premiul Nobel in 1983,
acesta a fost, in parte cel putin, pentru lucrarea sa de inceput
asupra masei limita a stelelor reci.
Chandrasekhar a aratat ca principiul de excluziune putea sa nu opreasca colapsul
unei stele mai masive deci limita Chandrasekhar, dar problema intelegerii
a ceea ce i se intampla unei stele de acest fel, conform teoriei
relativitatii generalizate, a fost rezolvata pentru prima oara de un tanar
american, Robert Oppenheimer, in 1939. Rezultatul sau sugera insa
ca nu ar fi existat consecinte observabile care sa poata fi detectate de telescoapele
de atunci. Apoi a intervenit cel de-al doilea razboi mondial si Oppenheimer
insusi a fost implicat in proiectul bombei atomice. Dupa razboi,
problema colapsului gravitational a fost uitata deoarece majoritatea oamenilor
de stiinta erau preocupati de ceea ce se intampla la scara atomului
si nucleului sau. Totusi, in anii '60, interesul problemelor la scara
mare ale astronomiei si cosmologiei a fost retrezit de o crestere insemnata
a numarului si domeniului de observatii astronomice, determinata de aplicarea
tehnologiei moderne. Atunci lucrarea lui Oppenheimer a fost redescoperita si
extinsa de mai multe persoane.
Imaginea pe care o avem acum din lucrarea lui Oppenheimer este urmatoarea: campul
gravitational al stelei modifica traiectoriile razelor de lumina in spatiu
timp fata de traiectoriile care ar fi fost daca steaua nu exista. Conurile de
lumina care indica traiectoriile urmate in spatiu si timp de scanteierile
de lumina emise de varfurile lor sunt curbate spre interior langa
suprafata unei stele. Aceasta se poate vedea la curbarea luminii stelelor indepartate
observata in timpul unei eclipse de soare. Cand steaua se contracta,
campul gravitational la suprafata sa devine mai puternic si conurile de
lumina se curbeaza si mai mult spre interior. Aceasta face si mai dificila iesirea
luminii din stea si, pentru un observator aflat la distanta, lumina apare mai
slaba si mai rosie. In cele din urma, cand steaua s-a micsorat pana
la o anumita raza critica, campul gravitational la suprafata devine atat
de puternic incat conurile de lumina sunt curbate spre interior
asa de mult ca lumina nu mai poate iesi (fig. 6.1). Conform teoriei relativitatii,
nimic nu se poate deplasa mai repede decat lumina. Astfel, daca lumina
nu poate iesi, nu poate iesi nimic altceva; totul este atras de campul
gravitational. Exista deci un set de evenimente intr-o regiune a spatiu-timpului
din care nu se poate iesi pentru a ajunge la un observator aflat la distanta.
Aceasta regiune se numeste o gaura neagra. Limita sa se numeste orizontul evenimentului
si el coincide cu traiectoriile razelor de lumina care nu au reusit sa iasa
din gaura neagra.
Pentru a intelege ce ati vedea daca ati privi colapsul unei stele ce
formeaza o gaura neagra, trebuie sa reamintim ca in teoria relativitatii
nu exista timp absolut. Fiecare observator are propria sa masura a timpului.
Timpul pentru cineva de pe stea va diferi de timpul pentru cineva aflat la distanta,
datorita campului gravitational al stelei. Sa presupunem ca un astronaut
cutezator aflat pe suprafata unei stele care sufera un colaps, si care se prabuseste
o data cu ea, trimite un semnal la fiecare secunda, conform ceasului sau, catre
nava sa spatiala, aflata pe orbita in jurul stelei. La un moment dat indicat
de ceasul sau, sa presupunem 11:00, steaua s-ar micsora sub raza critica la
care campul gravitational devine atat de puternic incat
nimic nu mai poate iesi si semnalele sale nu mai ajung la nava. Pe masura ce
se apropie ora 11:00 camarazii sai, care privesc din nava, ar gasi ca intervalele
dintre semnalele succesive emise de astronaut ar fi din ce in ce mai lungi,
dar acest efect ar fi foarte mic inainte de 10:59:59. Ei ar trebui sa
astepte doar foarte putin mai mult de o secunda intre semnalul astronautului
de la ora 10:59:58 si cel trimis cand ceasul sau arata 10:59:59, dar ar
trebui sa astepte pentru totdeauna semnalul de la 11:00. Undele de lumina emise
de suprafata stelei intre 10:59:59 si 11:00, dupa ceasul astronautului,
ar fi imprastiate pe o perioada infinita de timp, dupa cum se vede din
nava spatiala. Intervalul de timp dintre sosirile undelor succesive la nava
spatiala ar fi din ce in ce mai lung, astfel ca lumina stelei ar aparea
din ce in ce mai rosie si din ce in ce mai slaba. In cele
din urma, steaua ar fi atat de intunecata incat nu ar
mai putea fi vazuta de pe nava spatiala; tot ce ramane este o gaura neagra
in spatiu. Steaua ar continua insa sa exercite aceeasi forta gravitationala
asupra navei spatiale, care ar continua sa se deplaseze pe orbita in jurul
gaurii negre.
Totusi, scenariul nu este in intregime realist datorita urmatoarei
probleme. Gravitatia devine mai slaba pe masura ce va departati de stea, astfel
incat forta gravitationala asupra picioarelor cutezatorului nostru
astronaut ar fi intotdeauna mai mare decat forta exercitata asupra
capului sau. Aceasta diferenta intre forte l-ar intinde pe astronautul
nostru ca pe niste spaghetti sau l-ar rupe inainte ca steaua sa se contracte
la raza critica la car s-a format orizontul evenimentului! Totusi, credem ca
exista obiecte mult mai mari in univers, cum sunt regiunile centrale ale
galaxiilor, care pot suferi, de asemenea, un colaps gravitational formand
gauri negre; un astronaut aflat pe unul din acestea nu ar fi rupt inainte
de a se forma gaura neagra. De fapt, el nu ar simti nimic special cand
ar atinge raza critica si ar putea trece de punctul fara intoarcere fara
sa-l observe. Totusi, doar in cateva ore, pe masura ce regiunea
continua sa sufere colapsul, diferenta dintre fortele gravitationale exercitate
asupra capului sau si picioarelor sale ar deveni atat de mare incat,
din nou, l-ar rupe in bucati.
Lucrarea pe care Roger Penrose si cu mine am facut-o intre 1965 si 1970
a aratat, conform teoriei relativitatii, ca intr-o gaura neagra trebuie
sa fie o singularitate de densitate infinita si curbura infinita a spatiu-timpului.
Aceasta este ca Big Bang-ul de la inceputul timpului, numai ca el ar fi
un sfarsit al timpului pentru corpul care sufera colapsul si pentru astronaut.
La aceasta singularitate legile stiintei si capacitatea noastra de a prezice
viitorul nu ar mai functiona. Totusi, orice observator ramas in afara
gaurii negre nu ar fi afectat de acest esec al predictibilitatii, deoarece nici
lumina, nici orice alt semnal din singularitate nu l-ar putea ajunge. Acest
fapt remarcabil l-a facut pe Roger Penrose sa propuna ipoteza cenzurii cosmice
care poate fi parafrazata astfel: “Dumnezeu detesta o singularitate nuda.”
Cu alte cuvinte, singularitatile produse de colapsul gravitational se produc
numai in locuri ca gaurile negre, unde ele sunt decent ascunse de o privire
exterioara orizontului evenimentului. Strict, aceasta se numeste ipoteza cenzurii
cosmice slabe: ea protejeaza observatorii care raman in afara gaurii
negre de consecintele esecului capacitatii de prezicere care se produce la singularitate,
dar nu face nimic pentru bietul astronaut nefericit care cade in gaura.
Exista unele solutii ale ecuatiilor relativitatii generalizate in care
este posibil ca astronautul nostru sa vada o singularitate nuda: el poate sa
evite sa atinga singularitatea si in schimb sa cada printr-o “gaura
de vierme” si sa iasa in alta regiune a universului. Acesta ar oferi
mari posibilitati de a calatori in spatiu si timp, dar din nefericire
se pare ca aceste solutii sunt toate foarte instabile; cea mai mica perturbatie,
cum ar fi prezenta unui astronaut, le poate modifica astfel incat
astronautul nu ar putea vedea singularitatea pana nu ajunge la ea si timpul
sau ajunge la sfarsit. Cu alte cuvinte, singularitatea s-ar gasi intotdeauna
in viitorul sau si niciodata in trecutul sau. Versiunea tare a ipotezei
cenzurii cosmice afirma ca intr-o solutie realista, singularitatile s-ar
gasi intotdeauna ori in intregime in viitor (ca singularitatile
colapsului gravitational), ori in intregime in trecut (ca
Big Bang-ul). Este maret sa se spere ca este valabila o versiune a ipotezei
cenzurii, deoarece in apropierea singularitatilor nude poate fi posibila
calatoria in trecut. Desi acest lucru ar fi grozav pentru scriitorii de
literatura stiintifico-fantastica, ar insemna ca nimeni nu ar mai avea
o viata sigura: cineva poate intra in trecut si-si poate omori tatal
sau mama inainte ca tu sa fii conceput!
Orizontul evenimentului, limita regiunii spatiu-timpului de unde nu se mai poate
iesi, actioneaza ca o membrana intr-un singur sens in jurul gaurii
negre: obiecte ca astronautii imprudenti pot cadea prin orizontul evenimentului
in gaura neagra, dar din gaura neagra nu mai iese nimic prin orizontul
evenimentului. (Amintim ca orizontul evenimentului este traiectoria in
spatiu-timp a luminii care incearca sa iasa din gaura neagra, si ca nimic
nu se poate deplasa mai repede decat lumina.) S-ar putea spune despre
orizontul evenimentului ceea ce poetul Dante spunea despre intrarea in
Infern: “Voi ce intrati aici, lasati orice speranta.” Orice sau
oricine cade prin orizontul evenimentului va ajunge curand la regiunea
de densitate infinita si la sfarsitul timpului.
Relativitatea generalizata prezice ca obiectele grele in miscare determina
emisia de unde gravitationale, unde ale curburii spatiului care se deplaseaza
cu viteza luminii. Acestea sunt similare undelor de lumina, care sunt unde ale
campului electromagnetic, dar sunt mult mai greu de detectat. Ca si lumina,
ele transporta energia din obiectele care le emit. Ar fi deci de asteptat ca
un sistem de obiecte masive sa ajunga in cele din urma intr-o stare
stationara deoarece energia din orice miscare va fi transportata de emisia undelor
gravitationale. (Este ca atunci cand cade un dop in apa: la inceput
el se misca destul de mult in sus si in jos, dar deoarece undele
duc cu ele energia sa, el va ajunge in cele din urma la o stare stationara.)
De exemplu, miscarea pamantului pe orbita sa in jurul soarelui produce
unde gravitationale. Ca efect al pierderii de energie, orbita pamantului
se va modifica astfel incat treptat el ajunge din ce in ce
mai aproape de soare; ciocnindu-se de el si ajungand intr-o stare
stationara. Rata pierderii de energie este foarte mica, aproape destul sa puna
in functiune un radiator electric. Aceasta inseamna ca vor fi necesari
o mie de milioane de milioane de milioane de milioane de ani pana cand
pamantul va cadea pe soare, astfel ca nu este necesar sa va ingrijorati
acum! Modificarea orbitei pamantului este prea lenta pentru a fi observata,
dar producerea acestui efect a fost observata in ultimii cativa
ani in sistemul numit PSR 1913+16 (PSR inseamna “pulsar”,
un tip special de stea neutronica, ce emite impulsuri regulate de unde radio).
Acest sistem contine doua stele neutronice care se misca pe orbita una in
jurul celeilalte, si energia pe care o pierd prin emisia de unde gravitationale
le face sa se deplaseze pe spirala una catre cealalta.
In timpul colapsului gravitational al unei stele cand se formeaza
o gaura neagra, miscarile ar fi mult mai rapide, astfel ca energia este transportata
cu o rata mult mai mare. Prin urmare; nu va dura mult pana cand
ea va ajunge intr-o stare stationara. Cum ar arata aceasta stare finala?
Se poate presupune ca ea ar depinde de toate caracteristicile complexe ale stelei
din care s-a format nu numai de masa sa si de viteza de rotatie, dar si de diferite
densitati ale diferitelor parti ale stelei si de miscarile complicate ale gazelor
din stea. Si daca gaurile negre ar fi tot atat de variate ca si obiectele
din care s-au format in urma colapsului, poate fi foarte greu sa se faca
preziceri despre gaurile negre, in general.
Totusi, in 1967 studiul gaurilor negre a fost revolutionat de Werner Israel,
un savant canadian (care s-a nascut in Berlin, a crescut in Africa
de Sud si si-a luat doctoratul in Irlanda). Israel a aratat ca, in
conformitate cu relativitatea generalizata, gaurile negre care nu se rotesc
trebuie sa fie foarte simple; ele erau perfect sferice, dimensiunea lor depindea
numai de masa lor si oricare doua gauri negre de acest fel avand aceeasi
masa erau identice. De fapt, ele ar putea fi descrise de o solutie particulara
a ecuatiilor lui Einstein care era cunoscuta inca din 1917, descoperita
de Karl Schwarzschild la scurta vreme dupa descoperirea relativitatii generalizate.
La inceput, multe persoane, printre care chiar Israel, au argumentat ca
deoarece gaurile negre trebuie sa fie perfect sferice, o gaura neagra poate
fi formata numai prin colapsul unui obiect perfect sferic. Orice stea reala
care nu ar fi niciodata perfect sferica ar putea deci sa sufere un colaps formand
doar o singularitate nuda.
A existat insa o interpretare diferita a rezultatului obtinut de Israel,
care a fost sustinuta in special de Roger Penrose si John Wheeler. Ei
sustineau ca miscarile rapide care au loc in timpul colapsului unei stele
ar insemna ca undele gravitationale pe care le emite ar face-o si mai
sferica si in momentul in care ajunge la o stare stationara, ea
ar fi precis sferica. Conform acestui punct de vedere, orice stea care nu se
roteste, indiferent cit de complicata este forma sa si structura sa interna,
ar sfarsi dupa colapsul gravitational ca o gaura neaga perfect sferica,
a carei dimensiune depinde numai de masa sa. Calculele ulterioare au confirmat
acest punct de vedere si curand acesta a fost general adoptat.
Rezultatul lui Israel trata cazul gaurilor negre formate numai din corpuri care
nu se rotesc. In 1963, Roy Kerr din Noua Zeelanda a descoperit un set
de solutii ale ecuatiilor relativitatii generalizate care descriau gaurile negre
rotitoare. Aceste gauri negre “Kerr” se rotesc cu viteza constanta,
dimensiunea si forma lor depinzand numai de masa si viteza lor de rotatie.
Daca rotatia este zero, gaura neagra este perfect rotunda si solutia este identica
cu solutia Schwarzschild. Daca rotatia este diferita de zero, gaura neagra se
bombeaza spre exterior la ecuatorul sau (la fel cum pamantul sau soarele
se bombeaza datorita rotatiei lor) si cu cat se roteste mai repede, cu
atat se bombeaza mai mult. Astfel, pentru a extinde rezultatul lui Israel
ca sa includa corpurile rotitoare, s-a presupus ca orice corp rotitor care sufera
un colaps formand o gaura neagra ar ajunge in cele din urma la o
stare stationara descrisa de solutia Kerr.
In 1970 un student in cercetare si coleg al meu de la Cambridge,
Brandon Carter, a facut primul pas in demonstrarea acestei ipoteze. El
a aratat ca, in cazul in care o gaura neagra rotitoare are o axa
de simetrie, ca un titirez, dimensiunea si forma sa ar depinde numai de masa
si viteza sa de rotatie. Apoi, in 1971, eu am demonstrat ca orice gaura
neagra rotitoare stationara ar avea intr-adevar o asemenea axa de simetrie.
In sfarsit, in 1973, David Robinson de la Kings College din
Londra a utilizat rezultatele lui Carter si ale mele pentru a arata ca ipoteza
fusese corecta: o asemenea gaura neagra trebuie intr-adevar sa fie o solutie
Kerr. Astfel, dupa colapsul gravitational o gaura neagra trebuie sa ajunga intr-o
stare in care ea poate fi rotitoare, dar nu pulsanta. Mai mult, dimensiunea
si forma sa ar depinde numai de masa si viteza sa de rotatie si nu de natura
corpului care a suferit colapsul formand-o. Acest lucru a devenit cunoscut
prin maxima “O gaura neagra nu are par”. Teorema “fara par”
este de mare importanta practica, deoarece restrange foarte mult tipurile
posibile de gauri negre. Prin urmare; se pot elabora modele detaliate de obiecte
care pot contine gaurile negre, si prezicerile modelelor se pot compara cu observatiile.
Aceasta mai inseamna ca atunci cand se formeaza o gaura neagra se
pierde o cantitate foarte mare de informatii privind corpul care a suferit colapsul,
deoarece dupa aceea putem masura numai masa si viteza de rotatie a corpului.
Semnificatia acestui fapt se va vedea in urmatorul capitol.
Gaurile negre reprezinta unul din foarte putinele cazuri din istoria stiintei
in care teoria a fost elaborata foarte detaliat ca un model matematic,
inainte de a exista vreo dovada experimentala a corectitudinii sale. Intr-adevar,
acesta era principalul argument al celor care erau impotriva gaurilor
negre: cum ar putea cineva sa creada in existenta unor obiecte pentru
care singura dovada o constituie calculele bazate pe teoria dubioasa a relativitatii
generalizate? Totusi, in 1963, Maarten Schmidt, un astronom de la Observatorul
Palomar din California, a masurat deplasarea spre rosu a unui obiect ca o stea
slaba in directia sursei de unde radio numita 3C273 (adica, sursa numarul
273 din al treilea catalog Cambridge de surse radio). El a descoperit ca aceasta
era prea mare pentru a fi cauzata de un camp gravitational: daca ar fi
fost o deplasare spre rosu gravitationala, obiectul ar fi trebuit sa fie atat
de masiv si atat de aproape de noi incat el ar fi perturbat
orbitele planetelor din sistemul solar. Aceasta a sugerat ca deplasarea spre
rosu era cauzata de expansiunea universului, care, la randul sau, insemna
ca obiectul era la foarte mare departare. si pentru a fi vizibil de la o distanta
asa de mare, obiectul trebuie sa fie foarte stralucitor, cu alte cuvinte sa
emita o cantitate uriasa de energie. Singurul mecanism care s-ar putea crede
ca ar produce cantitati asa de mari de energie pare a fi colapsul gravitational
nu numai al unei singure stele, ci al intregii regiuni centrale a unei
galaxii. Au fost descoperite mai multe “obiecte cvasistelare” similare,
sau quasari, toate cu deplasari mari spre rosu. Dar ele sunt toate prea departe
si deci prea greu de observat pentru a furniza dovezi sigure pentru gaurile
negre.
Un sprijin suplimentar pentru existenta gaurilor negre a aparut in 1907
o data cu descoperirea de catre o studenta de la Cambridge, Jocelyn Bell, a
obiectelor din spatiu care emiteau impulsuri regulate de unde radio. La inceput
Bell si conducatorul sau stiintific, Anthony Hewish, au crezut ca poate au luat
contact cu civilizatii extraterestre din galaxie! intr-adevar, la seminarul
in care au anuntat descoperirea, imi amintesc ca au numit primele
patru surse gasite LGM l-4, LGM insemnand Micii omuleti verzi”
(Little Green Men). In cele din urma insa ei si toti ceilalti au
ajuns la concluzia, mai putin romantica, dupa care aceste obiecte care au primit
denumirea de pulsari erau de fapt stele neutronice rotative care emiteau impulsuri
de unde radio, datorita unei interactii complicate intre campurile
lor magnetice si materia inconjuratoare. Aceasta a reprezentat o veste
proasta pentru scriitorii de western-uri spatiale, dar foarte promitatoare pentru
putinii dintre noi care credeau in acel timp in gaurile negre: a
fost prima dovada pozitiva ca stelele neutronice existau. O stea neutronica
are o raza de circa saisprezece kilometri, numai de cateva ori mai mare
decat raza critica la care o stea devine o gaura neagra. Daca o stea poate
suferi un colaps spre o dimensiune atat de mica, se poate astepta ca si
alte stele sa poata suferi un colaps spre o dimensiune si mai mica si sa devina
gauri negre.
Cum am putea spera sa detectam o gaura neagra daca prin definitie ea nu emite
nici o lumina? Ar fi ca si cum am cauta o pisica neagra intr-o pivnita
intunecata. Din fericire, exista o cale. Asa cum arata John Michell in
lucrarea sa de pionierat din 1783, o gaura neagra isi exercita forta gravitationala
asupra obiectelor din apropiere. Astronomii au observat multe sisteme in
care doua stele se deplaseaza pe orbite una in jurul celeilalte, atrase
una spre cealalta de gravitatie. Ei au mai observat sisteme in care exista
doar o stea vizibila care se deplaseaza pe orbita in jurul unui companion
nevazut. Desigur, nu se poate conchide imediat ca acest companion este o gaura
neagra: poate fi pur si simplu o stea care este prea slaba pentru a fi vazuta.
Totusi, unele dintre aceste sisteme, ca acela numit Cygnus X-l sunt, de asemenea,
surse puternice de raze X. Cea mai buna explicatie pentru acest fenomen este
ca materia de la suprafata stelei vizibile a fost aruncata in afara. Cand
ea cade catre companionul nevazut, are o miscare in spirala (asa cum se
scurge apa dintr-o baie) si devine foarte fierbinte, emitand raze X. Pentru
ca acest mecanism sa lucreze, obiectul nevazut trebuie sa fie foarte mic, ca
o pitica alba, stea neutronica sau gaura neagra. Din orbita observata a stelei
vizibile se poate determina masa cea mai mica posibila a obiectului nevazut.
In cazul lui Cygnus X-l, aceasta era de sase ori masa soarelui, care,
conform rezultatului lui Chandrasekhar este prea mare pentru ca obiectul nevazut
sa fie o pitica alba. El are, de asemenea, o masa prea mare pentru a fi o stea
neutronic. Prin urmare, se pare ca trebuie sa fie o gaura neagra.
Exista si alte modele care explica Cygnus X-l, care nu includ o gaura neagra,
dar ele sunt cam fortate. O gaura neagra pare a fi singura explicatie naturala
a observatiilor. In ciuda acestui fapt eu am facut pariu cu Kip Thorne
de la Institutul de Tehnologie din California ca, de fapt, Cygnus X-l nu contine
o gaura neagra! Aceasta este ca o polita de asigurare pentru mine. Am lucrat
foarte mult la gaurile negre si totul ar fi fost o pierdere daca ar fi reiesit
ca gaurile negre nu exista. Dar, in acel caz, as avea consolarea ca am
castigat pariul, care mi-ar aduce un abonament pe patru ani la revista
Private Eye. Daca gaurile negre exista, Kip va obtine un abonament pe un an
la Penthouse. In 1975, cand am facut pariul, eram 80% siguri ca
Cygnus era o gaura neagra. Acum as spune ca suntem 95% siguri, dar pariul nu
s-a terminat inca.
De asemenea, avem acum dovada existentei catorva gauri negre in
sisteme ca Cygnus X-l din galaxia noastra si din doua galaxii invecinate
numite Norii lui Magellan. Totusi, numarul gaurilor negre este aproape sigur
mult mai mare; in lunga istorie a universului, multe stele trebuie sa-si
fi ars tot combustibilul nuclear si sa fi suferit un colaps. Numarul gaurilor
negre poate fi mult mai mare chiar decat numarul stelelor vizibile, care
reprezinta circa o suta de miliarde numai in galaxia noastra. Atractia
gravitationala suplimentara a unui numar atat de mare de gauri negre ar
putea explica de ce galaxia noastra se roteste cu viteza pe care o are: masa
stelelor vizibile este insuficienta pentru a explica aceasta. Avem, de asemenea,
unele dovezi ca in centrul galaxiei noastre exista o gaura neagra mult
mai mare, cu o masa de circa o suta de mii de ori mai mare decat aceea
a soarelui. Stelele din galaxie care se apropie prea mult de aceasta gaura neagra
vor fi sfaramate de diferenta dintre fortele gravitationale de pe fetele
apropiata si indepartata. Ramasitele lor si gazul aruncat de alte stele
vor cadea spre gaura neagra. Ca si in cazul lui Cygnus X-l, gazul se va
deplasa pe o spirala spre interior si se va incalzi, desi nu asa de mult
ca in acel caz. El nu va ajunge destul de fierbinte pentru a emite raze
X, dar ar putea explica sursa foarte compacta de unde radio si raze infrarosii
care se observa in centrul galactic.
Se crede ca in centrul quasarilor exista gauri negre similare, dar si
mai mari, cu mase de sute de milioane de ori mai mari decat masa soarelui.
Materia care cade intr-o astfel de gaura neagra supermasiva ar reprezenta
singura sursa de putere destul de mare pentru a explica enorma cantitate de
energie pe care o emit aceste obiecte. Deplasarea in spirala a materiei
in gaura neagra ar face ca aceasta sa se roteasca in aceeasi directie,
determinand crearea unui camp magnetic asemanator cu cel al pamantului.
Particule cu energie foarte inalta ar fi generate langa gaura neagra
de materia care cade inauntru. Campul magnetic ar fi atat
de puternic incat ar putea focaliza aceste particule in jeturi
aruncate spre exterior de-a lungul axei de rotatie a gaurii negre, adica in
directiile polilor sai nord si sud. Astfel de jeturi sunt observate intr-adevar
in mai multe galaxii si quasari.
Se poate considera, de asemenea, cazul in care ac putea exista gauri negre
cu mase mult mai mici decat cea a soarelui. Aceste gauri negre nu pot
fi formate prin colaps gravitational, deoarece masele lor sunt sub masa limita
Chandrasekhar: stelele cu masa atat de scazuta se pot sustine singure
contra fortei de gravitatie chiar atunci cand si-au epuizat combustibilul
nuclear. Gaurile negre cu masa scazuta se puteau forma numai daca materia era
comprimata la densitati enorme de presiuni exterioare foarte mari. Aceste conditii
s-ar putea produce intr-o bomba cu hidrogen foarte mare: fizicianul John
Wheeler a calculat odata ca daca cineva ar lua toata apa grea din toate oceanele
lumii, ar putea construi o bomba cu hidrogen care ar comprima materia in
centru atat de mult incat s-ar crea o gaura neagra. (Desigur,
nu ar mai ramane nimeni sa o observe!) O posibilitate mai practica este
ca astfel de gauri negre cu masa mica s-ar fi putut forma la presiunile si temperaturile
inalte ale universului foarte timpuriu. Gaurile negre s-ar fi format numai
daca universul timpuriu nu ar fi fost neted si uniform, deoarece numai o regiune
mica ce era mai densa decat media putea fi comprimata astfel pentru a
forma o gaura neagra. Dar noi stim ca trebuie sa fi existat unele neregularitati,
deoarece altfel materia din univers ar mai fi inca si acum distribuita
perfect uniform, in loc de a fi grupata in stele si galaxii.
Faptul ca neregularitatile necesare pentru explicarea stelelor si galaxiilor
au dus sau nu la formarea unui numar semnificativ de gauri negre “primordiale”
depinde evident de detalii ale conditiilor din universul timpuriu. Astfel, daca
am putea determina cat de multe gauri negre primordiale exista acum, am
invata o multime despre etapele foarte timpurii ale universului. Gaurile
negre primordiale cu mase mai mari decat un miliard de tone (masa unui
munte mare) ar putea fi detectate numai prin influenta lor gravitationala asupra
celeilalte materii, vizibile, sau asupra expansiunii universului. Totusi, asa
cum vom vedea in urmatorul capitol, in realitate, gaurile negre
nu sunt deloc negre: ele stralucesc ca un corp fierbinte si cu cat sunt
mai mici cu atat stralucesc mai mult. Astfel, paradoxal, rezulta ca gaurile
negre mai mici pot fi mai usor detectate decat cele mari!