חור שחור

ערך זה עוסק בהיסטוריה, תצפיות ותיאור כללי של חור שחור. אם התכוונתם לניתוח מתמטי במסגרת תורת היחסות הכללית, ראו חור שחור (ניתוח מתמטי).

חור שחור (באנגלית: Black Hole) הוא גרם שמים בעל שדה כבידה כה חזק עד שמהירות המילוט שלו גדולה ממהירות האור. משמעות הדבר היא ששום חומר ואף אור, אינו יכול להתנתק ממנו. כל מסה הנדחסת לכדור בעל רדיוס קטן או שווה לרדיוס שוורצשילד מהווה למעשה חור שחור^[1]. חור שחור יכול להיווצר כתוצאה מקריסה כבידתית בשלבים אחרונים של התפתחות כוכב כבד מאוד^[2].

אף על פי שהחור השחור עצמו אינו מקרין (ומכאן מגיע שמו), תהליך קוונטי המכונה קרינת הוקינג גורם לפליטת קרינה וחלקיקים מסיביים מהגבול החיצוני של החור השחור, הקרוי אופק אירועים. מסתו של החור השחור גדלה כאשר גוף חוצה את אופק האירועים מבחוץ פנימה, ומאידך, מסתו קטנה בעקבות קרינת הוקינג^[3].

קיימות שתי שאלות פתוחות מפורסמות הקשורות לחורים שחורים. ידוע כי מאחורי כל אופק אירועים נמצאת סינגולריות כבידתית - נקודה במרחב בה הצפיפות אינסופית כיוון שהמסה מרוכזת בנקודה קוונטית אחת. השאלה הראשונה היא שאלת נכונותה של השערת הצנזורה הקוסמית, לפיה כל סינגולריות מוסתרת מאיתנו על ידי אופק אירועים. השאלה השנייה קשורה למציאת פתרון לפרדוקס השמדת המידע הנובע מכך שחורים שחורים "מתאדים" מבלי לאבד מידע^[4].

את החורים השחורים ניתן לסווג לחמש קבוצות על-פי גודלם (מהקטן לגדול): חור שחור זעיר, חור שחור קדמון (שעל פי התאוריה נוצר בתקופת המפץ הגדול), חור שחור כוכבי, חור שחור בינוני וחור שחור על-מסיבי. כיום יש ראיות אסטרונומיות לקיומם של הסוג השלישי והחמישי^[5], ואילו השלושה האחרים עדיין היפותטיים. אך למרות ראיות לקיומם של חורים שחורים, קיים מיעוט בקרב הפיזיקאים, שלא מסכימים כי חורים שחורים מסוג כל שהוא קיימים^[6].

היסטוריה

קרל שוורצשילד, מפתח רעיון החורים השחורים במסגרת תורת היחסות הכללית

הרעיון כי עשוי להתקיים ביקום גוף כה מסיבי עד שאפילו אור לא יוכל לברוח ממנו הועלה לראשונה על ידי הגאולוג הבריטי ג'ון מישל, ששימש בתקופה זו ככומר. הוא רשם את הרעיון במכתב^[7] שנשלח בשנת 1783 לידידו הנרי קוונדיש, והלה פרסם אותו בכתבי החברה המלכותית של לונדון. באותו זמן התאוריה הניוטונית של הכבידה והמושג של מהירות מילוט היו כבר ידועים היטב, וכמו כן מהירות האור הייתה ידועה בקירוב. מישל שהאמין בהיפותזה נוספת של אייזק ניוטון, לפיה האור עשוי מחלקיקים, הסיק ששדה הכבידה של כוכב מאט את האור שעוזב את פניו, ועל פי חישוביו, בגוף בעל רדיוס הגדול פי 500 מזה של השמש וצפיפות השווה לזו של השמש תהיה מהירות המילוט מפני השטח גדולה ממהירות האור. אף על פי שלא ייחס לכך סבירות גבוהה, מישל הביא בחשבון את האפשרות שישנם עצמים רבים כאלה ברחבי היקום ללא ידיעתנו. הוא גם הציע דרך למצוא אותם במערכת כוכבים זוגית - שיטה שמשמשת גם כיום.

בשנת 1796 הגיע המתמטיקאי הצרפתי פייר סימון לפלס למסקנות דומות, כנראה מבלי להכיר את עבודתו של מישל, והוא פרסם את חישוביו בשתי המהדורות הראשונות של ספרו "Exposition du Système du Monde"^[8]. הפרק הושמט מהמהדורות הבאות. למעשה, עד שנות ה-70 של המאה ה-20 הוענקה זכות הבכורה על גילוי החורים השחורים ללפלס, ורק אז התגלה מחדש מכתבו של מישל בין פרסומי החברה המלכותית. במאה ה־19 הרעיון זכה לתשומת לב מעטה מאד כיוון שבאותה התקופה הפרדיגמה השולטת הייתה שהאור הוא גל חסר מסה, ולפיכך הכבידה אינה משפיעה עליו. גם ההכרה בתכונות החלקיקיות של האור (פוטונים) בתחילת המאה ה-20 לא שינתה את הגישה, היות שהפוטון הוא חלקיק חסר מסה ולא היה מצופה ממנו להיות מושפע מכבידה.

הסבר ניוטוני לתופעת החור השחור

לפי הפיזיקה הניוטונית יכולתו של גוף חסר כוח הנעה עצמית להשתחרר משדה הכבידה של אחר מותנית בכך שמהירותו תהיה גבוהה ממהירות המילוט. מהירות המילוט היא פונקציה של המסה והרדיוס של הגוף ממנו מנסים להימלט ואינה תלויה במסתו של הגוף הנמלט:

\ v_{e}={\sqrt {\frac {2GM}{R}}}

כאשר $\ v_{e}$ היא מהירות המילוט; $\ R$ הוא מרחק הגוף הנמלט ממרכז הגרם השמימי; הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle \ M} היא מסת הגרם השמימי; ו-הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle \ G} הוא קבוע הכבידה העולמי.

לפי הנחתו של ג'ון מישל חור שחור הוא גוף שאינו מאפשר הימלטות של אור, כלומר מהירות המילוט ממנו גבוהה ממהירות האור ולכן האור לא יכול להימלט ממנו, לפיכך כאשר מהירות המילוט היא מהירות האור הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle v_e=c } כאשר הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle c} היא מהירות האור- הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle 3\times10^{8} } מטר לשנייה, בחור שחור

הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle \ R_s = \frac{2GM}{c^{2}}}

כאשר $R_{s}$ הוא רדיוס שורצשילד- הרדיוס המקסימלי לקיומו של חור שחור. מן המשוואה ניתן להסיק שגוף יהפוך לחור שחור רק אם מסתו תהא גדולה מספיק ורדיוסו קטן מספיק על מנת לעמוד ברדיוס שורצשילד.

הסבר מודרני לקיומם של חורים שחורים

בשנת 1915 פיתח אלברט איינשטיין את תורת היחסות הכללית. עוד לפני כן הוא חזה שהכבידה משפיעה על מסלול האור^[9]. מספר חודשים מאוחר יותר מצא קרל שוורצשילד, על מיטת חוליו, את הפתרונות הראשונים למשוואת השדה של איינשטיין^[10]^[11], ושלח את מאמריו לאיינשטיין. הפתרונות שלו תיארו את שדה הכבידה הנובע ממסה נקודתית ומכוכב כדורי, ותוך כדי כך הוא הראה שהגוף אותו מכנים כיום חור שחור אכן יכול להתקיים. שוורצשילד עצמו, וגם איינשטיין ששלח את מאמריו לפרסום, לא האמינו בקיומם של חורים שחורים ביקום, והתייחסו לחור שחור כאל מושג "לא פיזיקלי". על פי רדיוס שוורצשילד כוכב בעל מסה של השמש יצטרך להתכווץ לרדיוס של שלושה קילומטרים על מנת להפוך לחור שחור. כיווץ שכזה אינו אפשרי כיוון שכוכבים, על פי הידוע בעת ההיא, מסיימים את חייהם כננסים לבנים, שהם גופים שאינם מגיעים לצפיפות כזאת (צפיפות ננס לבן היא בערך טון לסמ"ק, פי מליון מצפיפותם של מים).

ב-1930, מצא סוברהמניאן צ'נדראסקאר כי תורת היחסות הפרטית מדגימה למעשה שגוף מעל מסה מסוימת, הנקראת כיום גבול צ'נדראסקאר, לא יסיים את חייו כננס לבן, אלא יקרוס לכוכב נייטרונים. כך, כוכבים שמסתם לאחר הקריסה היא פי 1.44 ממסת השמש קורסים לכוכב נייטרונים - גוף שבו הפרוטונים מאוחים לאלקטרונים והופכים לנייטרונים. צפיפות כוכב הנייטרונים היא בערך אלף טון למילימטר מעוקב. לכוכב נייטרונים בעל מסה גדולה מפי 3 ממסת השמש יש רדיוס קטן מרדיוס שוורצשילד, ולכן הוא חור שחור. מאחר שכוכבים מאבדים מסה במשך מחזור החיים שלהם, כוכב בעל מסה גדולה פי 30 מן השמש יסיים את חייו ככוכב נייטרונים בעל מסה גדולה פי 3 ממסת השמש, ויהפוך לחור שחור.

את טיעוניו של צ'נדראסקאר ניסה לסתור ארתור אדינגטון, המנחה שלו בלימודי הדוקטורט. היום ידוע שצ'נדראסקאר צדק, ומוכר גם גבול נוסף (גבול טולמן-אופנהיימר-וולקוף), שגוף בעל מסה גדולה ממנו יקרוס באופן מלא, ולא יהיה דבר שיעצור את הפיכתו לחור שחור. את מנגנון הקריסה המלאה הבינו בשנת 1939 רוברט אופנהיימר והארטלנד סניידר^[12]. תוצאה, שקמו לה מסתייגים רבים בזמנו, ועל אף שהיא התייחסה רק לכוכב שהוא כדור מושלם, הראתה לראשונה את מנגנון ההיווצרות של חורים שחורים. עצמים שכאלה נקראו למשך תקופה מסוימת כוכבים שעברו קריסה כבידתית מלאה או כוכבים קפואים^[13], מכיוון שצופה חיצוני לא יראה את המשך הקריסה מעבר לרדיוס שוורצשילד ולגביו הכוכב "יקפא" במצב זה. עצמים אלו לא היוו מרכז התעניינות גדול במיוחד בפיזיקה התאורטית עד לשנות ה־60 המאוחרות.

העניין בכוכבים קורסים עלה שוב בשנת 1967 עם גילוים של הפולסרים, שאז עדיין לא ידעו כי אלו כוכבי נייטרונים, והיו השערות שונות באשר לזהותם. ג'ון ארצ'יבלד וילר טבע בשנה זו את המונח "חור שחור", כאופציה לא מקובלת לזהותם של הפולסרים, והחל להשתמש בשם זה מבלי להסביר את כוונתו. השם הקליט התפשט בקרב הפיזיקאים תוך זמן קצר ותורגם לרוב השפות. אפילו בצרפתית וברוסית, בהן הייתה לביטוי זה משמעות אחרת קודם לכן, הצירוף מוכר כיום רק במשמעותו האסטרונומית. ניתן גם להזכיר כי בינואר 1967, עת רווחו עדיין שמות אחרים לחורים שחורים, המונח כוכב שחור הופיע בפרק "מחר הוא אתמול" בעונה הראשונה של מסע בין כוכבים.

מבנה חורים שחורים

אופק אירועים

ערך מורחב – אופק אירועים

"שטח הפנים" של חור שחור נקרא "אופק אירועים". זהו משטח דמיוני המקיף את המסה של החור השחור. כל מה שנמצא בתוך אופק האירועים, ובכלל זה גם פוטונים, אינו יכול להגיע לאופק האירועים. חלקיקים הנמצאים מחוץ לאזור זה יכולים ליפול פנימה ולחצות את אופק האירועים, אך הם לעולם לא יוכלו לחזור החוצה.

על פי תורת היחסות הכללית, אופק האירועים הוא אזור שבו המרחב-זמן נמתח לאינסוף, כלומר ביחס לצופה מן החוץ תנועה באזור הזה היא איטית עד אינסוף, ולכן לא ניתן לעבור אותו לעולם (גם פנימה וגם החוצה).

בניסוח מתמטי, ביחס לקואורדינטות מרחב-זמן של צופה מן החוץ, המטריקה של המרחב נמתחת לאינסוף, וכל עצם (בפרט פוטון) סביב אופק האירועים נראה איטי ומוסח לאדום עד אינסוף.

מכיוון שאין חלקיקים היכולים לצאת מתוך חור שחור, אין דרך בה צופה מן החוץ יוכל לקבל מידע מחלקו הפנימי של החור השחור. לחורים שחורים אין מאפיינים חיצוניים שבהם ניתן להשתמש כדי להעריך את תוכנם. משפט האין-שיער קובע כי על פי תורת היחסות הכללית, מחוץ לאופק האירועים ניתן למדוד רק שלושה פרמטרים של חורים שחורים: מסה, תנע זוויתי ומטען חשמלי.

עצמים בשדה כבידה יחושו התארכות זמן. תופעה זו נבדקה בניסויים בלוויינים ועל-פני כדור הארץ [1]. קרוב לחור שחור, התארכות הזמן היא משמעותית מאוד. מנקודת ראותו של צופה נייח מן החוץ, נראה שנדרש לגוף זמן אינסופי כדי להגיע אל אופק האירועים, שממנו ואילך האור מוסח לאדום בצורה אינסופית. לצופה מרחוק נדמה שהעצם, הנופל יותר ויותר לאט, מתקרב, אך לעולם לא מגיע לאופק האירועים (כלומר, לוקח לו זמן אינסופי כדי להגיע אליו). מנקודת ראותו של הגוף הנופל עצמו, הזמן הנדרש כדי לחצות את אופק האירועים ולהגיע לסינגולריות יהיה סופי.

גודלו של חור שחור

גודלו של חור שחור נחשב לגודל של אופק האירועים, מכיוון שלא ניתן לקבל מידע מאזורים הנמצאים בתוך האופק. על פי פתרון שוורצשילד:

הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle r_s = \frac{2GM}{c^2}.}

עבור עצם עם מסה הדומה לזו של כדור הארץ (‎5.9742×10²⁴‎ ק"ג), רדיוס שוורצשילד יהיה בערך 9 מילימטרים. עבור עצם עם מסה כמו של השמש (‎1.988435×10³⁰‎ ק"ג), רדיוס שוורצשילד יהיה בערך 3 קילומטרים (הרדיוס הנוכחי של השמש הוא בערך 700,000 קילומטרים).

הצפיפות הממוצעת בתוך רדיוס שוורצשילד קטנה ככל שמסת החור השחור גדלה. לחור שחור שמסתו שווה למסת כדור הארץ תהיה צפיפות של ‎2×10³⁰‎ kg/m³, ואילו לחור שחור על־מסיבי עם מסה של ‎10⁹‎ מסות שמש תהיה צפיפות של בערך ‎20 kg/m³. ניתן לחשב את הצפיפות הממוצעת על-פי:

הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle \rho=\frac{3\,c^6}{32\pi M^2G^3}}

מכיוון שלכדור הארץ יש רדיוס ממוצע של 6371 קילומטרים, יהיה עליו להדחס ‎4×10²⁶‎ פעמים כדי לקרוס ולהפוך לחור שחור.

סינגולריות

במרכזו של אופק האירועים נמצאת "סינגולריות", שם צופה תורת היחסות הכללית את עיקומו האינסופי של המרחב. המרחב-זמן בתוך אופק האירועים הוא יוצא דופן בכך שהסינגולריות היא העתיד האפשרי היחיד, כך שכל החלקיקים בתוך אופק האירועים חייבים לנוע לעברה. במילים אחרות, עצם שנמצא פנימה לאופק האירועים - נגזר גורלו לא רק להישאר בתוך החור השחור, אלא אף להגיע אל הסינגולריות עצמה, שבה הזמן עבורו ייעצר^[14].

הרחבות או חלופות עתידיות לתורת היחסות הכללית (ובמיוחד הכבידה קוונטית) יצטרכו להתמודד עם סוגיות כדוגמת השערת הצנזורה הקוסמית ולהגדיר את אשר מתרחש בסינגולריות ובסביבתה. ישנם פיזיקאים שמפרשים את קיומה של סינגולריות מתמטית בתוך חור שחור כראייה לכך שהתאוריה הנוכחית אינה שלמה.

נפילה לחור שחור

בגלל אפקט התארכות הזמן, אסטרונאוט שנופל לעבר החור השחור ייראה בעיני צופה מרוחק כאילו הוא מאט את תנועתו, והסחה כבידתית לאדום תגרום לפנס שנמצא בידיו להראות אדום יותר בעיני אותו צופה מרוחק. למעשה, צופה חיצוני לעולם לא יראה את האסטרונאוט חוצה את אופק האירועים, ובשלב מסוים לא ניתן יהיה להבדיל בין האור שעוזב את הפנס ובין קרינת הוקינג של החור השחור. אולם, במערכת הייחוס שלו, יחצה האסטרונאוט את אופק האירועים ויגיע לסינגולריות בזמן סופי. מרגע שחצה את אופק האירועים, בלתי אפשרי לצפות באסטרונאוט מן החוץ.

ככל שהוא יתקרב לסינגולריות, כך הפרשי הכבידה בין חלק גופו הקרוב לסינגולריות ובין חלק הגוף הרחוק יותר (כוחות גאות ושפל) יהפכו למוחשיים יותר, והוא יימתח ולבסוף ייקרע, בתהליך הידוע בשם ספגטיפיקציה. בקרבת הסינגולריות, הפרשי הכוחות נעשים חזקים מספיק כדי שהגוף יתפרק לאטומים, ואחר-כך אפילו לחלקיקים יסודיים. הנקודה בה הפרשי הכוחות הללו הופכים משמעותיים תלויה בגודלו של החור השחור. בחורים שחורים על-מסיביים, אשר נמצאים במרכזי גלקסיות, נקודה זו נמצאת הרחק בתוך אופק האירועים, כך שהאסטרונאוט עשוי לחצות את אופק האירועים ללא פגע. לעומת זאת, בחור שחור כוכבי, הפרשים אלו הופכים למשמעותיים עוד לפני ההגעה לאופק האירועים.

סוגי חורים שחורים

אופק האירועים של חור שחור שאינו מסתובב, הקרוי חור שחור מטיפוס שוורצשילד, הוא כדורי, והסינגולריות שלו נקודתית.

חורים שחורים מסתובבים

קובץ:Ergosphere-he.svg

מבנה של חור שחור מסתובב. מסביב לאופק האירועים קיים אזור הקרוי ארגוספירה שבו גופים חייבים להסתובב עקב גרירת המרחב(frame dragging) על ידי סיבוב החור

אם לחור השחור יש תנע זוויתי, הנרכש בדרך כלל מהכוכב המקורי ממנו נוצר החור השחור, אז הוא מתחיל "לסחוב" איתו את המרחב-זמן שנמצא סביב אופק האירועים. חור שחור מסתובב נקרא חור שחור מטיפוס קר (Kerr). האזור המסתובב שנמצא סביב אופק האירועים נקרא בשם ארגוספירה. כיוון שהארגוספירה נמצאת מחוץ לאופק האירועים, עצמים יכולים לשרוד בה בלי ליפול לחור השחור, אולם תנועתו של המרחב-זמן בתוך הארגוספירה מונעת מעצמים המצויים בה להישאר במקום.

חללית שנכנסת לתוך הארגוספירה מבחוץ מסוגלת לצאת ממנה עם אנרגיה גדולה מהאנרגיה ההתחלתית שלה, בעזרת תהליך הקרוי תהליך פנרוז. בתהליך זה, החללית, בעודה נמצאת בארגוספירה, משליכה קפסולה אל עבר החור השחור, והיא עצמה בורחת אל מחוץ לארגוספירה. אמנם מסת החור השחור גדלה, אבל האנרגיה הסיבובית שלו פוחתת ומכאן המקור לעודף האנרגיה של החללית.

הבדל נוסף בין חור שחור נייח לחור שחור מסתובב הוא צורת הסינגולריות. בחור שחור מסתובב צורתה טבעת, לעומת נקודה בחור שחור נייח. כמו כן, בחור שחור מסתובב, ניתן להגדיר שני משטחים המוגדרים כאופק אירועים. בתוך אופק האירועים הפנימי אין היפוך של זמן ומרחב, ועל-כן גוף שנמצא שם לא בהכרח יגיע לסינגולריות.

חורים שחורים טעונים

חור שחור טעון, הקרוי גם חור שחור מטיפוס רייסנר-נורדסטרום (Reissner-Nordström) מכיל שני משטחים המוגדרים כאופק אירועים (בדומה לחור שחור מסתובב), אולם אין מסביבו ארגוספירה, והסינגולריות שלו נקודתית. חורים שחורים שהם גם טעונים וגם מסתובבים קרויים חורים שחורים מטיפוס קר-ניומן (Kerr-Newman).

אנטרופיה וקרינת הוקינג

בשנת 1971, הוכיח סטיבן הוקינג שהשטח הכולל של אופק האירועים של כל חור שחור קלאסי (בלי לקחת בחשבון את תורת הקוונטים) לעולם לא יכול לקטון. הדבר נשמע דומה למדי לחוק השני של התרמודינמיקה ומכיוון שכך, הציע יעקב בקנשטיין את האפשרות ולפיה האנטרופיה של החור השחור תלויה בשטח אופק האירועים. בשנת 1974 מצא הוקינג שחישובי תורת השדות הקוונטית באזור של מרחב-זמן מעוקם מאוד, כלומר בקרבת חורים שחורים, צופים קרינת גוף שחור, הידועה כיום בשם קרינת הוקינג. קרינה זו נפלטת מהאזור הסמוך לאופק האירועים והיא מובילה להפחתת מסת החור השחור. הניתוח של חור שחור כגוף בעל טמפרטורה הפולט קרינה אפשר לו לחשב את האנטרופיה ולמצוא את היחס בינה ובין שטח אופק האירועים, ובכך הוא חיזק את השערתו של בקנשטיין. מאוחר יותר, נתגלה כי חורים שחורים הם בעלי אנטרופיה מקסימלית, כלומר האנטרופיה המקסימלית לאזור בחלל היא האנטרופיה של החור השחור הגדול ביותר שהוא יכול להכיל. קביעה זו הובילה להצעת העיקרון ההולוגרפי.

קרינת הוקינג מורכבת משלל החלקיקים היסודיים, ומשום שהיא מכילה גם פוטונים, ניתן להסיק כי חורים שחורים אינם שחורים לחלוטין. מעבר לכך, התופעה מראה שהמסה של החור השחור קטנה ככל שעובר הזמן. על אף שתופעות אלו הן זניחות בעצמים בקנה מידה אסטרונומי, הן נעשות משמעותיות עבור חורים שחורים זעירים, מפני שטמפרטורת החור השחור (טמפרטורת הוקינג) גדולה יותר ככל שמסת החור השחור קטנה יותר. חורים שחורים זעירים צפויים "להתאדות", ולבסוף להיעלם בפרץ של אנרגיה. מכיוון שכך, כל חור שחור שאינו מגדיל את מסתו צפוי להיעלם תוך זמן סופי. בהקשר זה ראוי להזכיר גם את פרדוקס השמדת המידע הנובע מכך שקרינת הוקינג הנוצרת על יד אופק האירועים, אינה מכילה מידע על תוכנו של החור השחור, ככל הנראה. פיזיקאים מסוימים טוענים שקרינה זו מכילה בסופו של דבר מידע, אך אין ראיות פיזיקליות ספציפיות לכך מלבד העיקרון ההולוגרפי - עיקרון על פיו המידע שאותו נושא גוף מסוים מרוכז על-פני המעטפת החיצונית שלו; היות שמקורה של קרינת הוקינג באופק האירועים (המעטפת החיצונית של החור השחור), ייתכן שקרינת הוקינג בכל-זאת נושאת מידע כלשהו.

היווצרות חורים שחורים

כוכבים צפויים לעבור קריסה כבידתית לאחר שאוזל מלאי הדלק הגרעיני שלהם והם מפסיקים להפיק אנרגיה באמצעות היתוך גרעיני. במהלך הקריסה, הכוכב משיל מעליו את המעטפת החיצונית, שהופכת במקרים רבים לערפילית פלנטרית, והגלעין שלו הופך לגוף קטן ודחוס. כוכב שמסתו המקורית קטנה מ-8 מסות שמש צפוי להפוך לננס לבן, ולאחר השלת המעטפת החיצונית, מסתו לא תעלה על גבול צ'נדראסקאר, שגודלו 1.44 מסות שמש. כוכב מסיבי יותר, בעל מסה גדולה מ-8 מסות שמש וקטנה מ-20 מסות שמש יקרוס לכוכב נייטרונים תוך כדי פיצוץ סופרנובה. מסתו הסופית תהיה קטנה מגבול טולמן-אופנהיימר-וולקוף, שגודלו כ-3 מסות שמש.

לעומת זאת, כוכב מסיבי מאוד, בעל מסה של 20 מסות שמש ומעלה, יקרוס בסוף חייו באירוע סופרנובה לחור שחור. גם קריסה זו תתרחש תוך כדי השלת המעטפת החיצונית ויצירת ערפילית פלנטרית. מסתו הסופית של חור שחור כזה, הקרוי חור שחור כוכבי, צפויה להיות גדולה מ-3 מסות שמש. באופן מעשי, הוא הופך לחור שחור רק כאשר המסה שלו מתרכזת בתוך כדור שרדיוסו קטן מרדיוס שוורצשילד המתאים לה, והדבר צפוי להתרחש במהלך הקריסה. במילים אחרות, החור השחור נוצר יחד עם היווצרות אופק אירועים סביבו. מרגע זה, אור שעוזב את פני הכוכב לא יכול לצאת מחוץ לאופק האירועים. משפט מתמטי קובע שפנימה לאופק האירועים החומר חייב, בסופו של התהליך, להתרכז בנקודה אחת, וליצור סינגולריות.

קריסה שכזו צפויה ליצור רק חורים שחורים שמסתם 3 מסות שמש או יותר. חורים שחורים הקטנים מגבול זה יכולים להיווצר רק באזור בעל צפיפות חומר גבוהה מאוד. כיום, תנאים כאלה קרוב לוודאי לא קיימים, אולם לפי תיאוריית המפץ הגדול, ייתכן שהתנאים ביקום הצעיר מאוד, רגעים ספורים לאחר יצירתו, איפשרו את היווצרותם של חורים שחורים קטנים. חורים שחורים היפותטיים אלו מכונים חורים שחורים קדמונים.

התהליך שמתאר היווצרות של חורים שחורים על-מסיביים אינו ברור די צרכו. על פי אחת ההשערות חורים שחורים אלו, שמסתם גדולה פי מיליונים עד מיליארדים ממסת השמש, נוצרו תוך כדי קריסה כבידתית של כוכבי ענק היפותטיים קדומים. אפשרויות אחרות הן קריסה של חומר רב שנמצא באזור קטן יחסית, נפילת כמויות גדולות של חומר לתוך חור שחור קיים, או התמזגות של חורים שחורים קיימים. כיום, חורים שחורים אלו, שמצויים במרכזי הגלקסיות המהווים אזור צפוף בדרך כלל, מספחים אליהם באופן קבוע חומר שנמצא שם.

תהליך נוסף שייתכן ומתרחש הוא מיזוג חורים שחורים^[15].

גילוי חורים שחורים

לא ניתן לצפות בחורים שחורים בעזרת פליטת אור ישירה כמו מכוכבים, משום שעוצמתה של קרינת הוקינג חלשה מכדי להתגלות עבור חורים שחורים כוכביים. אולם, ניתן לגלות אותם בעזרת בחינת תופעות הנובעות מנוכחותם, כגון עידוש כבידתי או כוכבים החגים סביב אזור בו אין חומר נראה. בנוסף, דיסקת ספיחה סביב החור השחור יכולה להגיע לטמפרטורות גבוהות למדי, כך שכן ניתן לאתר את הפליטה ממנה^[16].

במערכת כוכבים זוגית שאחד ממרכיביה הוא חור שחור, ייתכן כי חומר מבן-הזוג יילכד בשדה הכבידה של החור השחור, ינוע לעברו, וייאסף בדיסקת ספיחה (accretion disk) לוהטת המסתחררת במהירות אדירה סביב החור השחור. התנגשויות בין אטומי הגז בדיסקת הספיחה גורמות לו לאבד אנרגיה ולנוע במסלול לולייני אל עבר החור השחור עצמו. תוך כדי כך הגז מתלהט לטמפרטורות של מיליוני מעלות וכתוצאה מכך, הוא מקרין קרינת רנטגן (ראו חוק וין). התחממות זו היא יעילה מאוד, ויכולה להפוך עד מספר אחוזים מהמסה של הגז לקרינה, בתהליך יעיל הרבה יותר מאשר היתוך גרעיני, למשל. תופעה נוספת הצפויה להתרחש, היא היווצרות שני סילוני חלקיקים במהירויות קרובות למהירות האור הנפלטים בכיוון הניצב לדיסקת הספיחה.

למעשה, דסקות ספיחה, סילוני חלקיקים ועצמים מסתובבים ניתן למצוא לא רק בקרבת חורים שחורים אלא גם סביב עצמים אחרים, כוכבי נייטרונים למשל. הדינמיקה של גופים אלו בקרבת עצמים שאינם חורים שחורים יכולה להיות זהה לזו שבקרבת חורים שחורים. הערכה של מסת הגוף הדחוס וצפיפותו יכולה להכריע אם מדובר בחור שחור או בעצם קומפקטי אחר. אם יש ראיות לכך שמסה מסוימת מרוכזת בתוך אזור המוגבל על ידי רדיוס שוורצשילד המתאים למסה זו, אז על-פי תורת היחסות הכללית לפנינו חור שחור.

גילוי חורים שחורים בגדלים שונים

כיום, קיימת כמות גדולה של עדויות לכך שחורים שחורים אכן קיימים, בשני טווחים עיקריים:

חור שחור כוכבי - בעל מסה של כוכב מהסדרה הראשית, וליתר דיוק: 3 עד עשרות מסות שמש.
חור שחור על-מסיבי - נמצאים במרכזי גלקסיות, ומסתם שווה ל־0.1% ממסת החלק הכדורי של הגלקסיה.

בנוסף, קיימות מספר טענות לקיומם של חורים שחורים בינוניים (IMBH), שלהם מסה של כמה מאות מסות שמש, אם כי עדיין לא ידוע בוודאות על חור שחור כזה. חורים שחורים אלה עשויים להיות שלב מוקדם בהיווצרות חורים שחורים על מסיביים.

חורים שחורים כוכביים מאותרים בדרך כלל כאשר סביב גופים בלתי נראים בעלי מסה גדולה מ-3 מסות שמש נמצאת דיסקת ספיחה הפולטת קרינת רנטגן בקצב משתנה. חורים שחורים כוכביים בודדים, שלא כחלק ממערכת כוכבים כפולה, יכולים להתגלות על ידי אפקט העידוש הכבידתי שרואים כאשר הם נמצאים בקו אחד עם כדור הארץ ועם כוכב מרוחק, המצוי מאחוריהם יחסית לכדור הארץ.

ההשערה בדבר קיומם של חורים שחורים על-מסיביים הופיעה לראשונה עם גילוי קוואזרים וגלקסיות אקטיביות בשנות ה-60 של המאה ה-20. המרת מסה לאנרגיה בעקבות התנגשויות בדיסקת הספיחה של חור שחור היא ככל הנראה ההסבר לכמויות האנרגיה העצומות הנוצרות בעצמים כאלו. כיום מקובל לראות בקוואזרים חורים שחורים על-מסיביים שנמצאים במרכזן של גלקסיות רחוקות. עצמת הקרינה מקוואזר יכולה להיות חזקה יותר מעצמת הקרינה של הגלקסיה שמקיפה אותו. מקובל כיום להניח, בעקבות תצפיות רבות, שחורים שחורים על-מסיביים נמצאים במרכזיהן של כל הגלקסיות, או לפחות ברובן.

חורים שחורים קדמונים הם חורים שחורים היפותטיים בעלי מסה של מספר טונות, שייתכן כי נוצרו זמן קצר לאחר המפץ הגדול, כאשר צפיפות המסה ביקום הייתה גדולה. בגיל הנוכחי של היקום הם צפויים לסיים את חייהם כתוצאה מקרינת הוקינג שהקטינה את מסתם במשך השנים.

חורים שחורים זעירים הם חורים שחורים היפותטיים בעלי גודל תת-פרוטוני, שעל פי התאוריה הדנה בממדי מרחב נוספים יכולים להיווצר במאיצי חלקיקים ^[17]. משוער שחורים שחורים אלו נוצרים באופן ספונטני גם בתהליכים טבעיים, אך לא נמצאו עדויות לקיומם^[18].

*Sagittarius A

מדענים ערכו תצפיות על תנועת כוכבים סביב מרכז גלקסיית שביל החלב, שמהווה מקור של קרינת רדיו וקרינת רנטגן, הקרוי *Sgr A, והתמקדו בקבוצה של 28 כוכבים^[19].

כאשר נעזרו בטלסקופ בתחום התת-אדום המסוגל לצפות דרך האבק הבין-כוכבי, גילו כי הכוכבים האלו מקיפים עצם בלתי נראה.

על פי חישובים שערכו, הכוכבים, שאחד מהם הספיק לסיים הקפה מלאה, מקיפים עצם דחוס במרכז הגלקסיה. על פי הערכה זו, מסתו קרובה ל-4 מיליון מסות השמש^[20], והוא מהווה דוגמה לחור שחור על-מסיבי.

חורים שחורים במדע בדיוני

רעיון של חורים שחורים שמעוותים את הזמן והמרחב סביבם מופיע לעיתים בספרי וסרטי מדע בדיוני. לדוגמה, בספר הפנטזיה של רוג'ר זילאזני "יצורי אור וחושך" (Creatures of Light and Darkness) מופיעה דמות המכילה בתוכה חור שחור.

הסרט בין כוכבים מכיל סימולציית מחשב המדמה חור שחור. בנוסף, הסרט מתמקד בעיוות זמן.

ראו גם

עיינו גם בפורטל:
	פורטל מדעי החלל

מחזור החיים של כוכב (לא בקנה מידה)

הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle _{\Mu_\bigodot}} = מסת שמש, כ־‎2 x 10³⁰ ‏ק"ג

מסת כוכב בעת היווצרותו: מסה קטנה מאד - פחות מ־הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle _{\Mu_\bigodot}} 0.08 לערך, מסה קטנה - בטווח הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle _{\Mu_\bigodot}} 0.08 - 0.4 לערך, מסה בינונית - בטווח הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle _{\Mu_\bigodot}} 0.4 - 8 לערך (לאחר הקריסה המסה קטנה, פחות מ־ $_{\mathrm {M} _{\bigodot }}$ 1.44 לערך), מסה גדולה - לפחות הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle _{\Mu_\bigodot}} 8 לערך (לאחר הקריסה המסה היא לפחות הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle _{\Mu_\bigodot}} 1.44 לערך)

הערה: במצבים בהם כוכב מסוים סופח אליו מסה - הוא עשוי לעבור למחזור חיים של מסה גבוהה יותר. לדוגמה: אם ננס לבן במערכת זוגית סופח אליו חומר מבן זוגו, המגדילה אותו מעבר לגבול צ'נדראסקאר (הפענוח נכשל (SVG (אפשר להפעיל MathML בעזרת הרחבת דפדפן): תשובה בלתי־תקינה ("Math extension cannot connect to Restbase.") מהשרת "https://wikimedia.org/api/rest_v1/":): {\displaystyle _{\Mu_\bigodot}} 1.44), הוא יכול לעבור סופרנובה מסוג Ia שבסופה ייווצר כוכב נייטרונים (במקום ננס שחור).

לקריאה נוספת

צבי פירן, ‏חורים שחורים - הגופים המוזרים ביותר ביקום, סדרת אוניברסיטה משודרת, בהוצאת משרד הביטחון – ההוצאה לאור, 2006
דרור שדה, ‏חורים שחורים וננסים לבנים - פרקים באסטרונומיה מודרנית, סדרת אוניברסיטה משודרת, בהוצאת משרד הביטחון – ההוצאה לאור, 1980
סטיבן הוקינג, קיצור תולדות הזמן - מן המפץ הגדול עד חורים שחורים, 1988.
קיפ תורן, Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy, ‏1994.

קישורים חיצוניים

מיזמי קרן ויקימדיה
ערך מילוני בוויקימילון: חר שחר
תמונות ומדיה בוויקישיתוף: חורים שחורים

צבי ינאי, ‏הגרביטציה – החלש והאדיר בכוחות הטבע, מחשבות 44, אוגוסט 1976, עמ' 3–9
שאלות נפוצות על חורים שחורים - באתר נאס"א (באנגלית)
נפילה לתוך חור שחור - באתר אוניברסיטת קולורדו, בולדר (באנגלית)
הרצאות וידאו על חורים שחורים, במועדון האסטרונומיה של אוניברסיטת תל אביב
הערך חור שחור באתר אסטרופדיה
אשכול חורים שחורים, באתר "הידען"
המושג חור שחור, באתר סוכנות החלל הישראלית
"גוליבר בארץ החורים השחורים", אריה מלמד-כץ, גליליאו 92
"ליליפוט של החורים השחורים", אריה מלמד-כץ, גליליאו 94
ארז גרטי, חורים שחורים, במדור "מאגר המדע" באתר של מכון דוידסון לחינוך מדעי, 7 ביולי 2011
AP, תגלית נדירה: אותרו חורים שחורים הגדולים ביקום, באתר ynet, 6 בדצמבר 2011
דר' טל אלכסנדר - החור השחור במרכז הגלקסיה - מכון ויצמן למדע
אסף גולן, סטיבן הוקינג: אין כזה דבר חורים שחורים, באתר nrg‏, 26 בינואר 2014, ראו גם Stephen Hawking: There Are No Black Holes, באתר space.com
סיינטיפיק אמריקן ישראל, ‏חורים שחורים במחלוקת מחודשת / מייקל מויר, באתר "הידען", 27 ביולי 2014
איתי נבו, ‏פיסיקאית מארצות הברית: חורים שחורים אינם יכולים להתקיים, באתר "הידען", 27 בספטמבר 2014
אליעזר רבינוביץ, חורים שחורים: הצד האפל של תורת היחסות הכללית, באתר הארץ
'גיא ניר, סודותיהם המרתקים של החורים השחורים, באתר הארץ, 16 בנובמבר 2016
ס' ברדלי סנקו , ניל גרלז, ‏כיצד חורים שחורים זוללים כוכבים, במדור סיינטיפיק אמריקן של מכון דוידסון, 8 ביוני 2017
מגזין מכון ויצמן, ‏החורים השחורים הנעלמים, באתר "הידען", 28 ביוני 2017

הערות שוליים

^ Black Hole , אתר hyperphysics.phy
^ What Is a Black Hole?, אתר נאס"א
^ Stephen Hawking: 'There are no black holes', אתר Nature
^ The black hole information paradox, Steven B. Giddings
^ החורים השחורים הנעלמים, באתר מכון ויצמן, 26 ביוני 2017
^ Researcher shows that black holes do not exist, אתר phys.org
^ J. Michell, Phil. Trans. Roy. Soc., 74 (1784) 35-57.
^ Exposition du systéme du monde, cambridge.org
^ המאמר מ-1915, (גרמנית)
^ K. Schwarzschild, "On the gravitational field of a mass point according to Einstein's theory", Sitzungsber.Preuss.Akad.Wiss.Berlin (Math.Phys.), (1916) 189-196.
^ K. Schwarzschild, "On the gravitational field of a sphere of incompressible fluid according to Einstein's theory", Sitzungsber.Preuss.Akad.Wiss.Berlin (Math.Phys.), (1916) 424-434.
^ J.R.Oppenheimer and H.Snyder, Phys. Rev. 56 (1939) 455.
^ קיימת משמעות נוספת למונח Frozen Star, ראו (Frozen star (hypothetical star))
^ Falling to the Singularity of the Black Hole, אתר casa.
^ Funky Light Signal From Colliding Black Holes Explained, אתר נאס"א
^ How Black Holes Work, Craig Freudenrich, Ph.D.
^ Detection of mini black holes at the LHC could indicate parallel universes in extra dimensions, אתר /phys.org
^ Mini black holes that look like atoms could pass through Earth daily, אתר phys.org
^ Astrophysics: Bringing black holes into focus, Nature
^ עודד כרמלי, כיצד נראה הבלתי נראה: אסטרונומים מתכוונים לצלם לראשונה חור שחור, באתר סוכנות החלל הישראלית, 30 במרץ 2017

ערך מומלץ

[1] Black Hole , אתר hyperphysics.phy

[2] What Is a Black Hole?, אתר נאס"א

[3] Stephen Hawking: 'There are no black holes', אתר Nature

[4] The black hole information paradox, Steven B. Giddings

[5] החורים השחורים הנעלמים, באתר מכון ויצמן, 26 ביוני 2017

[6] Researcher shows that black holes do not exist, אתר phys.org

[7] J. Michell, Phil. Trans. Roy. Soc., 74 (1784) 35-57.

[8] Exposition du systéme du monde, cambridge.org

[9] המאמר מ-1915, (גרמנית)

[10] K. Schwarzschild, "On the gravitational field of a mass point according to Einstein's theory", Sitzungsber.Preuss.Akad.Wiss.Berlin (Math.Phys.), (1916) 189-196.

[11] K. Schwarzschild, "On the gravitational field of a sphere of incompressible fluid according to Einstein's theory", Sitzungsber.Preuss.Akad.Wiss.Berlin (Math.Phys.), (1916) 424-434.

[12] J.R.Oppenheimer and H.Snyder, Phys. Rev. 56 (1939) 455.

[13] קיימת משמעות נוספת למונח Frozen Star, ראו (Frozen star (hypothetical star))

[14] Falling to the Singularity of the Black Hole, אתר casa.

[15] Funky Light Signal From Colliding Black Holes Explained, אתר נאס"א

[16] How Black Holes Work, Craig Freudenrich, Ph.D.

[17] Detection of mini black holes at the LHC could indicate parallel universes in extra dimensions, אתר /phys.org

[18] Mini black holes that look like atoms could pass through Earth daily, אתר phys.org

[19] Astrophysics: Bringing black holes into focus, Nature

[20] עודד כרמלי, כיצד נראה הבלתי נראה: אסטרונומים מתכוונים לצלם לראשונה חור שחור, באתר סוכנות החלל הישראלית, 30 במרץ 2017

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

חור שחור

תוכן עניינים