Zulo beltz

Wikipedia(e)tik
Hona jo: nabigazioa, Bilatu
Zulo beltz baten balizko irudikapena.

Zulo beltza dentsitate ikaragarri handia duen objektu astronomikoa da. Grabitate indarra oso handia da, ihes-abiadura argiaren abiadura baino handiagoa delarik. Beraz, ezerk ere ezin dio bere grabitate indarrari ihes egin, horrats izenaren jatorria.

Zulo beltzak erlatibitate orokorrari esker dira iragarriak. Erlatibitate orokor klasikoaren arabera, zulo beltzek ez dute kanpora ez materia ez energiarik isurtzen.

Astronomiak zulo beltzen existentzia supernoba eta nukleo galaktiko aktiboetatik igorritako X izpiei esker ziurtatzen du batez ere.

Historia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

1783[aldatu | aldatu iturburu kodea]

John Michell geologo ingelesak aipatu zuen lehen aldiz argiak ere ihes egin ezin ziezaiokeen objektua, 1783. urtean Royal Society-ra bidalitako gutun batean. Garai hartan Newtonen grabitate teoria eta ihes-abiaduraren kontzeptua aski ezagunak ziren. Michellek eguzkiaren dentsitate berbera eta 500 aldiz erradio handiagoa zuen objektuak, azalean eguzki abiaduraren adinako ihes-abiadura izango zuela suposatu zuen, eta ondorioz ikustezina izango zela. Hauek ziren bere hitzak:

« If the semi-diameter of a sphere of the same density as the Sun were to exceed that of the Sun in the proportion of 500 to 1, a body falling from an infinite height towards it would have acquired at its surface greater velocity than that of light, and consequently supposing light to be attracted by the same force in proportion to its vis inertiae (inertial mass), with other bodies, all light emitted from such a body would be made to return towards it by its own proper gravity.  »

Michellek unibertsoan ikustezinak ziren objektu hauek zeudela bazirela suposatu zuen, hau horrela izateko aukera gutxi zeudela kontsideratu arren.

1796[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Pierre-Simon Laplace matematikari frantziarrak bere liburuaren lehen eta bigarren edizioetan ideia berdina defendatu zuen, azken edizioetan ez bezala.

XX.mendea[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Zulo beltzen ideiak indarra galdu zuen garai honetan, argia masarik gabeko elementua zela uste baitzen, eta beraz grabitazio indarrak ez zuen harengan eraginik.

1915[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Albert Einsteinek grabitazio teoria berri bat proposatu zuen: erlatibite orokorra. Honek argi izpien kurbatura aurreikusten du, gorputz oso masiboen eraginez.

Hilabete batzuk beranduago, Karl Schwarzschildek Einsteinen ekuaziorako soluzioa topatu zuen gorputz simetriadun esferiko batek sortutako grabitazio eremuan. Zentrutik urruti soluzio hau grabitazio newtoniarrarekin bateragarria da eta gertuago espazio-denboraren kurbatura dakar, grabitazio indarraren eraginez.

Soluzio honek bi gauza esanguratsu ditu:

  • Objektuaren erdian dentsitatea ezin da kalkulatu.
  • Zentrutik distantzia jakin batera, Schwarzschild muga deritzon beste singulartasun bat dago.

Gaur egun, bigarren singulartasun hori koordenatu sistema berezi baten erabilpenari dagokiola esaten da. Aipatutako muga errotatze-higidura ez duen zulo beltz baten mugaren diametroari dagokio, baina hau ez zen garai hartan behar bezala ulertu.

1920[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Subrahmanyan Chandrasekharek argudiatu zuen erlatibitate bereziak masa jakin bat baino handiagoa den gorputz ez-erradiazatzaile bat kolapsatu egingo zela frogatzen zuela, kolapso hau geldiezina zelarik. Masa horren tamainari Chandrasekharen limitea deritzo. Arthur Eddingtonek aurka egin zien bere argudioei, zerbaitek nahitaez kolapsoa geldiaraziko zuela uste baitzuen.


Ezaugarriak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sorrera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Erlatibitate orokorrak aurreikusten du naturan masa kopuru jakin bat espazioko eremu mugatu batean elkartzen denean zulo beltz bat sortuko dela, grabitate-kolapso izeneko prozesuaren bidez. Adibidez: Eguzkia hiru kilometroko erradioraino konprimituz gero, bere egungo tamaina baino 4.000.000 aldiz txikiagora alegia, zulo beltz bilakatuko litzateke.

Espazioko eremu mugatu batean masa kopurua handitzen den heinean, bere grabitate indarra ere handituz doa. Horrek erlatibitatearen ikuspuntutik bere inguruko espazioaren deformazioa suposatzen du. Zentrotik distantzia jakin batera ihes-abiadura argi-abiaduraren berdina denean, gertakari horizontea izenekoa sortzen da, honen barruko materia puntu bakar batean kolapsatuko delarik, puntu singular bat sortuz.

Ideia honen analisi kuantitabiboak, eguzkiaren masaren hirukoitza zuen izarrak, bere eboluziaren bukaeran, neutroi-izar bat normalean, halabeharrez grabitate-kolapsoa jasateko tamaina kritikora murriztuko zela aurreikusi zen. Grabitate-kolapso prozesua abian jarri eta gero ez dago geldiaraziko duen indar fisikorik eta orduan zulo beltz bat sortuko da.

Izar-kolapsoak gutxienez eguzki-masaren hirukoitza duten zulo beltzak sorraraziko ditu. Masa hau baino txikiagoa duten zulo beltzak beraien kanpotik zerbaitek presio oso altuak jasanarazten badizkio bakarrik sor litezke. Zulo beltz mota hauek sortzeko behar den presio ikaragarria unibertsoaren lehen urratsetan izan zela suposatzen da, zulo beltz primarioak sortuz, hau da, aipatutako Eguzki-masa baino hiru aldiz txikiagoak dutenak.

Gertakari horizontea[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Zulo beltzaren masa biltzen duen gainazal irudikariari gertakari horizontea deritzo. Gertakari horizontean, ihes abiadura argi-abiaduraren berdina da, beraz grabitate indar ikaragarriak gertakari horizontean dagoen edozerk bertatik ihes egitea ekiditzen du, baita fotoi bat ere. Eremu horretan dauden partikulak bertara eror daitezke, gertakari horizontea zeharkatuz, sekula irteteko aukera izango ez dutelarik.

Grabitzazio eremuan dauden objektuek denboraren moteltzea jasaten dute, denbora-moteltze bezala ezaguna. Fenomeno hau Scout espaziuntziaren esperimentuan baieztatu zen eta GPS sisteman kontuan izaten da. Gertaera horizontetik gertu denbora-moteltzea hangitu egiten da. Kanpo behatzaile batentzat objektu batek denbora infinitua behar du gertakari horizontera iristeko, puntu horretan berak igorritako argia gorrira infinituki lerratua duelarik. Urrutiko behatzaile batentzat ordea, objektua geroz eta polikiago eroriko da zulo beltzera, inoiz ere iritsi gabe. Objektutik bertatik ez da nabarituko noiz zeharkatzen den gertakari horizontea, eta hori denbora mugatu batean egindo du.

Singulartasuna[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Zulo beltzaren zentruan, gertakari horizontearen mugen barruan, erlatibitate orokorrak singulartasun bat aurreikusten dut, espazio-denboraren kurbatura infinitua bilakatzen den puntua eta grabitazio indarrak infinituki sendoak direna.

Espazio-denborak gertakari horizonteraren barruan duen berezitasuna singulartasuna behatzaile ororen geroan dagoela da, beraz gertakari horizontearen barruan dauden partikula guztiak singulartasunerantz mugitzen dira halabeharrez.


Sailkapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Erlatibitate orokorraren arabera, zulo beltzak hiru parametrok definitzen dituzte: masa, momentu angeluarra eta karga elektrikoa.

Izar-masadun zulo beltza[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar tipiko baten masa duena da, 4 eta 15 eguzki-masa bitartean.

1939an, Robert Oppenheimerrek 3,3 eguzki-masa baino gehiago duen objektu bat baino handiagoa denak grabitate indarren eraginez zulo beltz bilakatuko dela frogatu zuen.

Masa ertaineko zulo beltza[aldatu | aldatu iturburu kodea]

100 eta 10.000 izar-masen parekoa duten zulo beltzak dira.

Duela gutxi aurkitu dira masa ertaineko zulo beltzak. 70. hamarkadan erdi mailako zulo beltzak izar multzoen bihotzean zeudela suposatzen zen baina ez zen hipotesi hori baieztatzen zuen frogarik aurkitu. 2000. urteko behaketek galaxien erdiguneei ez zegozkien X izpi ultra-argitsuen existentzia frogatu zuten.

Zulo beltz supermasiboa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxia tipiko baten %1 inguru dutenak dira, miloika eguzki-masa beraz. Jatorri ezberdinak izan ditzakete:

  • Izar kopuru handia espazioko eremu txiki batean dagoenean sor litezke.
  • Zulo beltz batek masa kantitate handia bereganatzen duenean.
  • Zulo beltz txiki desberdinak elkartuz.

Baldintza egokiak galaxia batzuen zentroan topa litezkeela pentsatzen da, agian gehienetan, baita gu gauden Esne Bidean ere.

Zulo beltz primarioak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Zulo beltz primarioek, mikro zulo beltz edo zulo beltz kuantikoak ere deituak, oso tamaina txikia dute. Big Bangean dute sorrera, hortik datorkie izena.


Behaketa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Teoriaren arabera ez dago zulo beltz batetik ihes egiteko adina abiadura duen objekturik, ezta argia ere; hori dela eta zulo beltzek ez dute beraien existentzia frogatzen duen aztarnarik igortzen, ezta argirik ere. Halere zulo beltzak beraien inguruan gertatutako fenomenoei esker dira iragarriak, hala nola “gravitational lensing” eta materiarik ez dagoela dirudien espazioaren inguruan orbitatzen duten izarrak.

Behaketarako efekturik ikusterrezena materia zulo beltzera amiltzen denekoa dela suposatzen da, ura kanilatik behera doanean bezala, ikaragarri beroa eta oso azkar biraka dabilen akrezio disko batean biltzen delarik irentsia izan aurretik. Diskoak ondoko eremuekin duen marruskadurak gune hori oso bero bilakatzen du eta X izpi kopuru handiak igortzen ditu. Marruskadura hau oso eragingarria da eta objektu baten masaren energiaren %50 bilaka dezake erradiazio. Fusio nuklearrak berak ere masaren energiaren ehuneko oso txiki bat bakarrik bihur dezake erradiazio. Aurrikusitako beste efektu batzuk partikula zorrotada estuak diskoaren ardatzetik erlatibitate-abiaduran irtetzean datza.

Halere, akrezio-disko, zorrotada eta orbitatzen duten objektuak ez dira zulo beltzen inguruan bakarrik topatzen, baita neutroi-izar bezalako objektuen inguruan ere, eta hauen inguruan objektuen dinamika zulo beltzen ingurukoaren oso antzekoa da, ikerkuntza esparru aktibo eta konplexuaren iturri, eremu magnetiko eta plasama fisikarekin zerikusia dutenetan. Horregatik, akrezio-disko eta orbita mugimenduen behaketak masa jakin bateko objektu trinko bat dagoela adierazten du bakarrik, objektu horren jatorriaz ezer gutxi esaten digularik. Objektu bat zulo beltz kontsideratzeak beste edozein objektu ezin litekeela horren masibo eta trinkoa onartzea dakar. Astrofisikari gehienek hori horrela dela onartzen dute, erlatibitate orokorraren arabera, nahikoa dentsitate duen edozein materia motaren kontzentrazioak, zulo beltz batean kolapsatuko delarik.

Zulo beltz eta aipatutako beste objektu masibo trinkoen arteko alde behagarri bat, X izpien igorpen erregulartasunean datza. Erakarria den edozein materiak aurretik erakarritakoarekin talka egingo du erlatibitate-abiaduran, X izpi eta beste erradiazio gogor batzuk igorriz modu ez erregularrean. Ondorioz, masa kontzentrazio trinko baten inguruan erradiazio irregular hauek aurkitzen ez baditugu, objektu hori zulo beltz kontsideratzen da, materiaren talka eragingo duen azalera ez duen objektua beraz.

Aztarnak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Gaur egun behaketa astronomiko ez zuzenen bidez lortutako zulo beltzen aztarna ugari daude, bi masa multzotan: Izar masadun zulo beltzak eta zulo beltz supermasiboak.

Gainera masa ertaineko zulo beltzen aztarna batzuk ere badira. Zulo beltz hauek zulo beltz supermasiboen formakuntzaren sortzaile izan litezke.

Zulo beltzak izateko probabilitatea zuten objektuak tamaina eta abiadura egokiak zituen akrezio-dikoaren presentziagatik ziren identifikatuak, beste objektu trinkoen inguruan espero litekeen erupzio irregularren presentziarik gabe. Izar masadun zulo beltzak gama izpien leherketarekin elazionaturk egon litezke, gama izpien leherketak supernoba eta zulo beltzak ez diren beste objektu batzuekin erlazionaturiko behaketetan bien arteko erlazioaren aukera murriztu arren.

Zulo beltzak izateko lehen hautagaiak 1960eko hamarkadan irratiastronomoek topatutako nukleo galaktiko aktiboak eta kuasarrak izan ziren.

Objektu hauek sortzen duten energia kopuru handiaren azalpen bakarra zulo beltzen akrezio-diskoaren marruskaduraren ondorioz, eraginkortasunez masa energia bilakatzean askatutako energian datzala dirudi.

1970.eko hamarkadan, teoria honen onarpenak kuasarrak urruneko galaxiak zirenaren uste zabaldua desegin zuen, hau da, inongo mekanismo fisikoak ezin duela horren energia kopuru izugarria sortu.

1980eko hamarkadan galaxia erdiguneen inguruan mugitzen ziren izarren mugimenduen behaketei esker, zulo beltz supermasiboak galaxia gehienen zentroetan daudela uste da, baita Esne Bidean ere. Gaur egun Sagittarius A*, Esne Bidearen erdialdean kokatua, zulo beltz supermasibo baten kokalekutzat hartzen da. Aurkikuntza berriek zulo beltzak galaxien sorreran duten parteartzea erakusten dute.

Gaur egungo fisikaren legeak zuzenak direla suposatu ezkero, Sagittarius A*tik unitate astronomiko gutxi batzuen barruan dauden izarren orbitak Esne Bidearren erdigunean dagoen objektua zulo beltz bat bakarrik izan litekeela ondorioztatzen dute.

M87 galaxiak igorritako zorrotada galaxiaren erdigunean dagoen zulo beltz supermasibo baten ondorio dela suposatzen da

Argazkia: Argazki honetan M87 galaxiak igorritako zorrotada galaxiaren erdigunean dagoen zulo beltz supermasibo baten ondorio dela suposatzen da.

Gaur egun galaxia guztiek zentruan zulo beltz supermasibo bat dutela suposatzen da, honek galaxiako erdigunean dagoen gas eta hauts guztia irensten duelarik, erradiazio ikaragarria sortuz prozesuan. Inguruko masa guztia irentsitakoan amaitzen da irenste prozesua hori.

Honek azaltzen du zergatik ez dagoen kuasarrik gertu. Zergatiak argi ez dauden arren zulo beltzen hazkundea osagai esferikoa, galaxia eliptikoa edo espiral-galaxiaren bapateko hazkundearekin erlazionatzen da, bertan bizi baita. Interesgarria da nola ez dagoen zulo beltz supermasiboen existentziaren ziurtasunik “globular cluster”en zentroan, hauek galaxietatik arras ezberdinak direla adieraziz.

Aurkikuntza berriak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

2004ean zulo beltz talde bat aurkitu zen, zulo beltzak unibertsoan nola banatzen diren hobeto ulertaraziz. Honek ikerlariak unibertsoan zulo beltzen kopurua berrikustera bultzatu ditu. Uste zena baina bost aldiz zulo beltz gehiago daudela pentsatzen da gaur egun.

2004ko uztailean astronomoek zulo beltz erraldoi bat aurkitu zuten, Q0906+6930, Hartz nagusia konstelazioan dagoen galaxia urrun baten erdigunean. Aurkitutako zulo beltzaren tamaina eta aurreikusitako adinak unibertsoaren adina aurkitzen lagun dezakeen ezaugarriak ditu.

2004ko azaroan astronomo talde batek Sagittarius A*tik hiru argi urteetara orbitatzen ari den gure galaxiako lehen masa ertaineko zulo beltzaren aurkikuntzari buruzko informazioa azaldu zuten 1300 eguzki-masa dituen masa ertaineko zulo beltz hau, zazpi izarreko taldearekin batera, galaxiaren erdiguneak banatutako izar masibo multzo baten hondakinak dira ziurrenik. Aurkikuntza honek zulo beltz supermasiboak ondoko zulo beltz txikiagoak eta izarrak irentsiz hazten direnaren ideia babestuko luke.

2005eko otsailean, SDSS J090745.0+24507 izar erraldoi urdina Esne bidetik ihes abiaduraren bikoitzean (argi-abiaduraren 0.0022) urruntzen aurkitu zen. Izarraren bideak galaxiaren erdigunera garamatza. Bere abiadura handiak galaxiaren erdigunean zulo beltz supermasibo bat dagoelako hipotesia babesten du.

Lurreko partikula azeleragailuetan mikro zulo beltzaren eraketaren berri eman da, baina baieztatzeke dago oraindik. Beraz ez dago zulo beltz primarioentzako izangairik.

Ikus, gainera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo loturak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Commonsen badira fitxategi gehiago, gai hau dutenak: Zulo beltz Aldatu lotura Wikidatan

Euskaraz[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  • [1] Zulo beltzak: Historia pixka bat (II)
  • [2] Zulo beltzaren baporaketa, Hawkingen efektua
  • [3] Zulo beltzen muga inguruetan (II)

Ingelesez[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Frantsesez[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Gazteleraz[aldatu | aldatu iturburu kodea]