Nagrody Nobla miały być początkowo przyznawane za odkrycia z ostatniego roku, z czasem jednak tę formułę rozszerzono na odkrycia, których znaczenie uwydatniło się w ostatnim roku, w praktyce czas między pracą uczonego a przyznaniem mu nagrody przekracza niejednokrotnie pół wieku, jak stało się w tym przypadku. Tak więc połowę Nagrody Nobla za rok 2020 otrzymał Roger Penrose „za odkrycie, iż tworzenie się czarnych dziur jest mocnym przewidywaniem ogólnej teorii względności”. Spróbujemy wyjaśnić, co znaczy ta formuła.
Roger Penrose jest matematykiem czy może lepiej powiedzieć: fizykiem matematycznym aktywnym naukowo od połowy lat pięćdziesiątych i mającym liczne i wielorakie osiągnięcia. Jednak Nagrodę Nobla otrzymał głównie za krótką pracę z roku 1965 w „Physical Review Letters”, która była początkiem uznania czarnych dziur za rzeczywisty składnik wszechświata, a nie wytwór wybujałej wyobraźni matematycznej. Matematyka przyczyniła się w tym przypadku do zmiany nastawienia astrofizyków, którzy zaczęli poszukiwać obserwacyjnych dowodów na istnienie takich obiektów. Obserwacje tego rodzaju prowadziła para współlaureatów z roku 2020: Reinhard Genzel and Andrea Ghez, astronomowie, którzy odkryli w centrum naszej Galaktyki „supermasywny obiekt o małych rozmiarach” – czyli wedle wszelkiego prawdopodobieństwa właśnie czarną dziurę. W roku 2019 udało się otrzymać obraz bezpośredniego otoczenia gigantycznej czarnej dziury w galaktyce M87.
W latach sześćdziesiątych XX w. odkryto kwazary, obiekty o niewielkich rozmiarach, które wysyłają ogromne ilości energii. Zwykłe procesy jądrowe, jakie zachodzą w gwiazdach, nie mogły wyjaśnić pochodzenia tej energii. Teoretyczną możliwością byłoby przyjęcie, że mamy do czynienia właśnie z czarnymi dziurami, które stopniowo połykają krążącą wokół nich materię, nadając jej wielką energię, czemu towarzyszy wysyłanie promieniowania na zewnątrz.
Fizycy nie byli jednak przekonani. Z pewnego punktu widzenia istnienie takich kompaktowych obiektów było dość oczywiste. Grawitacja jest jedynym znanym nam rodzajem sił, które są powszechne (stąd określenie prawo powszechnego ciążenia) i zawsze przyciągające. Siły te są niewielkie, lecz sumują się w przypadku masywnych obiektów. Gwiazdy świecą mniej lub bardziej stabilnie przez długi czas, ponieważ wytwarzają energię i ich wnętrza są bardzo gorące, dzięki czemu powstaje ciśnienie równoważące grawitację. Taka równowaga nie może trwać wiecznie i kiedy źródła jądrowe się wyczerpią, gwiazda musi się zapaść. Znany był od dawna przypadek białych karłów, gwiazd o bardzo wielkiej gęstości i małym promieniu. Są to właśnie wypalone gwiazdy o masach zbliżonych do masy Słońca. W ich przypadku źródłem ciśnienia są elektrony, które tworzą gaz (jak w metalu). Ponieważ każdy stan kwantowy może być obsadzony przez tylko jeden elektron (co znamy z chemii), więc elektrony muszą zajmować stany o różnych energiach, a ich ruch oznacza ciśnienie, które równoważy grawitację. W latach trzydziestych XX w. pracujący w Anglii młody hinduski astrofizyk Subrahmanyan Chandrasekhar udowodnił jednak, że biały karzeł może mieć co najwyżej masę 1,4 masy Słońca, inaczej nie będzie stabilny. Ponieważ istnieje wiele gwiazd o masie większej niż granica Chandrasekhara, pojawiało się pytanie o to, co się z nimi dzieje po wyczerpaniu jądrowych źródeł energii. Jakaś forma zapadania się, kolapsu grawitacyjnego, wydawała się nieunikniona. Czołowy brytyjski astrofizyk Arthur Eddington nie potrafił się pogodzić z taką możliwością i gwałtownie zwalczał poglądy młodszego kolegi, który musiał poszukać sobie miejsca za oceanem. Chandrasekhar za swoje odkrycie otrzymał Nagrodę Nobla, lecz dopiero w roku 1983. Istniała także możliwość utworzenia gwiazdy z samych neutronów (powstałych z łączenia się elektronów i protonów), ale i tutaj istnieje graniczna masa, powyżej której stabilność jest niemożliwa.
Co się dzieje z gwiazdami o masach zbyt dużych, by utworzyć gwiazdę neutronową bądź białego karła? Jeszcze w 1939 roku Robert Oppenheimer wraz z Hartlandem Snyderem wykazali, że sferycznie symetryczny obłok pyłu o dostatecznie dużej masie powinien zapaść się grawitacyjnie. Termin pył oznacza w tym przypadku, że pomijamy ciśnienie materii, cząstki poruszają się jedynie pod działaniem grawitacji. Dla obserwatora z zewnątrz promień gwiazdy dąży asymptotycznie do pewnej niewielkiej wartości, zależnej tylko od masy i zwanej promieniem Schwarzschilda. W przypadku Słońca to 3 km. Jednak obserwator związany z materią w skończonym czasie (według swego zegara) dotrze do kresu swej podróży, do osobliwości.
Dziś wiemy, że Oppenheimer i Snyder mieli rację: kolapsu grawitacyjnego nie da się zatrzymać i nie istnieją żadne siły, które mogłyby mu się przeciwstawić. Po wojnie jednak sam Oppenheimer nie był zbytnio przywiązany do wniosków tej pracy. Bardzo poważnym ograniczeniem było tu założenie o sferycznej symetrii. Gwiazdy są wprawdzie niemal sferyczne, ale gwałtowny proces kolapsu musi nieuchronnie prowadzić do obrazu bardziej skomplikowanego. Istniała na ten temat praca wybitnych fizyków rosyjskich z grupy Lwa Landaua: Ewgenija Lifszyca i Isaaka Khalatnikova. Według nich osobliwości nie tworzą się w rzeczywistych warunkach, model Oppenheimera i Snydera jest matematycznym artefaktem.
W tym momencie pojawia się istotny wkład Rogera Penrose'a. Jego zainteresowanie fizyką rozwinęło się pod wpływem Dennisa Sciamy, wybitnego fizyka i znakomitego mentora dla uczonych takich, jak Stephen Hawking, Brandon Carter, Martin Rees, George Ellis czy Marek Abramowicz. W swej krótkiej pracy z 1965 roku Penrose udowodnił, że istnienie osobliwości nie wiąże się z symetrią sferyczną i jest właściwie nieuniknione w ogólnej teorii względności. Zastosował do tego zagadnienia metody topologiczne, a więc badał nie tyle konkretne rozwiązania równań Einsteina, co pewne ich ogólne własności geometryczne. Okazało się, że czarna dziura musi powstać właściwie zawsze, gdy zgromadzimy dostatecznie dużą masę w niewielkiej stosunkowo objętości przestrzeni. Był to przełom. Penrose i Hawking udowodnili w następnych latach cały szereg twierdzeń o osobliwościach w ogólnej teorii względności. Jednocześnie astrofizycy zaczęli wierzyć, że czarne dziury są składnikiem wszechświata i zaczęli badać to, co się dzieje w ich pobliżu (fizyka dysków akrecyjnych). Nb. Lifszyc i Khalatnikov razem z Vladimirem Bielińskim uznali słuszność pracy Penrose'a i rozwinęli później swoje podejście do osobliwości (tzw. osobliwość BKL).
Pokażemy dwa rysunki autorstwa Rogera Penrose'a, który swe wystąpienia i książki ilustruje sam. Pierwszy slajd przedstawia czasoprzestrzeń szczególnej teorii względności. Punktem jest zdarzenie, tzn. punkt w przestrzeni opatrzony wskazaniem czasu. Wszystkie cząstki poruszają się z prędkościami podświetlnymi. Rozchodząca się we wszystkich kierunkach fala świetlna w przestrzeni (z prawej strony) na wykresie czasoprzestrzennym jest powierzchnią stożkową, tzw. stożkiem świetlnym (czas jest na osi pionowej zwróconej ku górze, przestrzeń to dwa wymiary poziome). Mamy stożek przyszłości, wewnątrz którego znajdują się zdarzenia mogące być następstwem zdarzenia w wierzchołku. Mamy też stożek przeszłości: to widok nieba nocą, każdą gwiazdę widzimy jako światło wysłane kiedyś w naszym kierunku i właśnie kończące bieg w naszym oku – wierzchołku stożka. Stożki te pozwalają dostrzec, co jest możliwe, a co nie. Dwaj różni obserwatorzy (poruszający się względem siebie jednostajnie) będą mieli różne opinie na temat zdarzeń równoczesnych: płaszczyzny równoczesności zależą od obserwatora (dolna część rysunku). Jednak stożek świetlny się nie zmienia, co jest bardzo ważne dla zachowania przyczynowości: obaj obserwatorzy zawsze będą zgodni co do tego, że przyczyna poprzedza skutek, kolejność czasowa może się zmienić tylko w przypadku zdarzeń nie powiązanych przyczynowo.
A teraz czasoprzestrzenny obraz zapadania się grawitacyjnego. Rysunek taki pojawił się we wspomnianej słynnej pracy z roku 1965. Penrose udowodnił, że podobnie zachodzi kolaps także bez symetrii sferycznej. Do obserwatora z zewnątrz nigdy nie dociera światło ani żadne cząstki wysłane z obszaru wewnątrz horyzonu zdarzeń (event horizon). Horyzont jest powierzchnią w czasoprzestrzeni, którą można przekroczyć tylko w jednym kierunku, jest on w tym sensie „półprzepuszczalny”. Sam horyzont (odpowiada mu promień Schwarzschilda) jest tylko powierzchnią, zbłąkany i roztargniony astronauta mógłby go niebacznie przekroczyć, nie zauważając żadnych katastrofalnych oznak wokół siebie (stosuje się to zwłaszcza do gigantycznych czarnych dziur). Nie mógłby jednak w żaden sposób zawrócić. Jego stożki przyszłości celują w osobliwość, jest ona tak samo nieunikniona jak każda przyszłość. Nie może on także wysłać spod horyzontu żadnej informacji na zewnątrz. W skończonym czasie nasz astronauta dociera do osobliwości. Naprawdę wcześniej rozerwą go siły przypływowe, które będą go rozrywać wzdłuż i ściskać z boków (tzw. spaghettifikacja). Materia gwiazdy zapada się w osobliwość (brązowe linie świata), jednocześnie tworzy się (fioletowy) horyzont zdarzeń, za którym owa osobliwość jest schowana.
Parę słów o osobliwości. Co to takiego? W zasadzie osobliwość nie należy do czasoprzestrzeni. Zbliżając się do niej, odczuwamy rosnące siły przypływowe, ale nasza linia świata po prostu się urywa. Inaczej mówiąc, Einsteinowska teoria grawitacji załamuje się w tym obszarze. Prawdopodobnie potrzeba kwantowej teorii grawitacji, aby zrozumieć co się naprawdę dzieje w osobliwości lub w jej pobliżu. Kwantowej teorii grawitacji dotychczas nie stworzono, poniosło tu porażkę wielu najwybitniejszych fizyków: sam Penrose, Hawking, Richard Feynman, Edward Witten, by ograniczyć się do najlepiej znanych nazwisk. Po drodze udało się oczywiście niejedno ustalić, rozwinąć sporo metod, ale wciąż nie ma zadowalającego rozwiązania kwestii osobliwości w teorii względności. Dowód Penrose'a, jak i inne wyniki tego rodzaju, sprawiły, że osobliwości zostały zaakceptowane. Można powiedzieć, że fizycy się do nich przyzwyczaili z braku alternatywy. Na szczęście ten brak postępu w sprawie fundamentalnej nie przeszkodził w zrozumieniu mnóstwa innych aspektów zachowania materii wokół czarnych dziur.
Komentarze
Prześlij komentarz