Czarna Dziura

Czarna dziura – obiekt astronomiczny, który tak silnie oddziałuje grawitacyjnie na swoje
otoczenie, że nawet światło nie może uciec z jego powierzchni (prędkość ucieczki jest
większa od prędkości światła). W ramach fizyki klasycznej żaden rodzaj energii ani materii
nie może opuścić czarnej dziury, jednak uwzględniając efekty kwantowe postuluje się
istnienie zjawiska zwanego parowaniem czarnych dziur. Granica, po przejściu której nie jest
możliwe wyrwanie się z pola grawitacyjnego czarnej dziury, nazywana jest horyzontem
zdarzeń. Ma ona kształt sfery o wielkości wyznaczonej przez promień Schwarzschilda. Nie
jest to powierzchnia tego obiektu, która może znajdować się wielokrotnie bliżej centrum
geometrycznego układu. Czarne dziury to podstawowe składniki bardziej złożonych obiektów
astronomicznych, takich jak niektóre rentgenowskie układy podwójne, rozbłyski gamma oraz
aktywne galaktyki. Czarna dziura będąca składnikiem układu podwójnego jest widoczna,
ponieważ materia z drugiej gwiazdy wsysana do wnętrza czarnej dziury tworzy dysk
akrecyjny generujący ogromne ilości promieniowania na skutek tarcia, jonizacji i silnego
przyspieszenia podczas zbliżania się do czarnej dziury. Część zjonizowanej materii z dysku
pod działaniem pola elektromagnetycznego dysku może uciekać w kierunkach osi, tworząc
ogromne dżety (ang. jet). Także masywne czarne dziury w centrach galaktyk aktywnych
silnie świecą skutkiem opadania otaczającej materii, i dlatego obiekty zawierające czarne
dziury należą do najjaśniejszych we Wszechświecie.

Historia

Idee, że może istnieć tak masywne ciało, iż nawet światło nie może z niego uciec, postulował
angielski geolog John Michell w roku 1783 w pracy przesłanej do Royal Society. W tym
czasie istniała teoria grawitacji Isaaca Newtona i pojęcie prędkości ucieczki. Michell
rozważał, iż w kosmosie może istnieć wiele tego typu obiektów.

W roku 1796 francuski matematyk Pierre Simon de Laplace propagował tę samą ideę w
swojej książce Exposition du Systeme du Monde (niestety zniknęła w późniejszych
wydaniach). Ta idea nie cieszyła się dużym zainteresowaniem w XIX wieku, ponieważ
światło uważano za bezmasową falę niepodlegającą grawitacji.

Niedługo po opublikowaniu w roku 1905 szczególnej teorii względności Einstein zaczął
rozważać wpływ grawitacji na światło. Najpierw pokazał, że grawitacja oddziałuje na
propagację fal elektromagnetycznych, a w roku 1915 sformułował ogólną teorię względności.
Kilka miesięcy później Karl Schwarzschild znalazł rozwiązanie równań tej teorii opisujących
obiekt mający postać masy skupionej w jednym punkcie, który bardzo silnie odkształca
czasoprzestrzeń. Jednym z parametrów rozwiązania był promień Schwarzschilda. Sam
Schwarzschild uważał go za niefizyczny. W latach 20. XX wieku Chandrasekhar na
przykładzie białego karła pokazał, że powyżej pewnej granicznej masy nic nie jest w stanie
powstrzymać kolapsu gwiazdy. Przeciwny takim wnioskom był Arthur Eddington, który
wierzył, iż powinna istnieć fizyczna przyczyna, która zatrzyma kolaps gwiazdy.

W 1939 roku Robert Oppenheimer i H. Snyder pokazali, że masywna gwiazda może ulec
kolapsowi grawitacyjnemu. Taki obiekt nazwano zamrożoną gwiazdą, ponieważ dla
dalekiego obserwatora kolaps będzie zwalniał. Idea ta nie wywołała dużego zainteresowania
aż do lat 60. Zainteresowanie nią wzrosło z chwilą odkrycia pulsarów w 1967 roku. Tuż po
tym John Wheeler zaproponował nazwę czarna dziura.

Czarna Dziura Laplace'a

W klasycznej teorii grawitacji Isaaca Newtona cząstka w spoczynku daleko od centrum
grawitacji ma całkowitą energię równą zeru

stąd mamy:

Promień grawitacyjny rg jest odległością od centrum przyciągania, w której prędkość cząstki
jest równa prędkości światła v = c. Stąd

Zakrzywienie Czasoprzestrzeni

Zgodnie z ogólną teorią względności grawitacja jest opisywana jako zakrzywienie
czasoprzestrzeni. W czasoprzestrzeni zakrzywionej ciała poruszają się po torach, które są
liniami o ekstremalnej (najmniejszej lub największej) długości spośród wszystkich możliwych
łuków łączących zadane punkty. Linie takie nazywamy geodezyjnymi. Obliczanie długości
należy przeprowadzać w pełnej przestrzeni czterowymiarowej (czasoprzestrzeni), posługując
się zależnym od grawitacji tensorem metrycznym, zaś przez długość linii należy rozumieć
sumę interwałów czasoprzestrzennych wzdłuż toru cząstki. W skrajnych przypadkach
oddziaływanie grawitacji może być tak duże, że wszystkie linie geodezyjne wokół danego
ciała są liniami zamkniętymi. Żadna z nich nie wychodzi poza pewien ograniczony fragment
objętości przestrzeni zwany horyzontem zdarzeń. Czarna dziura jest obiektem, który znajduje
się wewnątrz własnego horyzontu zdarzeń.

Z czarnej dziury nie można się wydostać, bo wszystkie drogi ucieczki prowadzą z powrotem
do środka. Przypomina to sytuację marynarza, który próbuje znaleźć koniec świata.
Dokądkolwiek by nie popłynął, zawsze będzie znajdował jakieś lądy lub morza. Po dość
długiej wędrówce wróci do punktu wyjścia. W przypadku czarnej dziury uwięziona jest nie
tylko materia, ale i światło, które zawsze porusza się po liniach geodezyjnych. Co więcej,
ogromne zakrzywienie czasoprzestrzeni spowalnia upływ czasu. Już na zewnętrznej
powierzchni kosmicznego potwora czas prawie stoi. Gdyby z dwóch braci bliźniaków jeden
poleciał na wycieczkę w pobliże czarnej dziury, to okazałoby się po powrocie, że jest
młodszy od drugiego.

Warto przy tym pamiętać, że żonglowanie takimi pojęciami jak czas, długość, linie
geodezyjne i inne ściśle zdefiniowane pojęcia matematyczne wymaga gruntownej wiedzy na
ich temat. Własności przestrzeni wokół czarnej dziury są dalekie od intuicji, którą budujemy
w normalnych warunkach. W szczególności bezwzględnie konieczne jest precyzyjne
definiowanie układu odniesienia, o którym mówimy. I tak dla obserwatora spadającego na
czarną dziurę nie ma żadnej różnicy w obserwacjach (spowolnienia czasu, zakrzywienia
trajektorii w przestrzeni fizycznej) poza wzrastającymi siłami pływowymi (wynikającymi ze
skończonych rozmiarów obserwatora) i ciężarem ciał na statku kosmicznym. W szczególności
moment przejścia przez horyzont zdarzeń nie jest w żaden sposób wyróżniony, czy nawet

zauważalny. Sam spadek do centrum grawitacyjnego czarnej dziury trwa ściśle określony,
zależny od masy czarnej dziury czas w układzie spadającym, oraz, co za tym idzie,
obserwator spadający ma szansę wysłać do obserwatora na zewnątrz, zanim przejdzie przez
horyzont zdarzeń, tylko skończoną ilość sygnałów, energii, fotonów itp. Oczywiście nie jest
możliwe przetrwanie jakichkolwiek urządzeń technicznych lub żywych obserwatorów w tak
ekstremalnych warunkach, jednak w rzeczywistym układzie ich śmierć może (choć
oczywiście nie musi, zależy to od wielkości czarnej dziury, dla ogromnych czarnych dziur
możliwe jest zupełnie łagodne wejście pod horyzont zdarzeń) nastąpić dopiero po
przekroczeniu horyzontu zdarzeń.

Natomiast obserwator pozostający poza zasięgiem czarnej dziury, obserwując spadek swojego
kolegi zaobserwuje, że czas w układzie spadającym spowalnia w stosunku do jego własnego
czasu, zaś sam spadek odbywa się coraz wolniej i wolniej. Obserwator spoza czarnej dziury
nigdy nie zarejestruje momentu spadku swego kolegi na czarną dziurę, a jedynie uzna, że
obraz spadającego układu został zamrożony w chwili przejścia przez horyzont zdarzeń.
Obrazy spadającego obserwatora będą coraz bledsze, będą zawierały coraz mniejszy strumień
fotonów, oraz zostaną w końcu w granicy zamrożone na powierzchni horyzontu zdarzeń. Jest
tak dlatego, że skończona w układzie spadającym ilość energii, jaką wypromieniował układ
spadający zanim przeszedł przez horyzont zdarzeń, musi wystarczyć dla asymptotycznie
nieskończonego czasu spadania, jaki zarejestrował obserwator w układzie poza czarna dziurą.

Opis Matematyczny

Ponieważ zakrzywienie czasoprzestrzeni jest odczuwane jako siła grawitacji, czasem mówi
się potocznie, że czarną dziurę stanowi materia ściśnięta tak, że siła grawitacji, z jaką
oddziałuje ona na samą siebie, nie może być zrównoważona przez siły wewnętrzne
(ciśnienie). Jest to uproszczenie o tyle, że w myśl równań Einsteina ciśnienie daje wkład
współdziałający z siłą grawitacji (czyli wzrost ciśnienia przyspiesza, a nie spowalnia
powstanie czarnej dziury).

Istnienie czarnych dziur wynika z równania Einsteina Ogólnej Teorii Względności, choć w
historii fizyki już wcześniej pojawiła się hipotetyczna idea masy tak wielkiej, że nawet
światło nie mogłoby się od niej oddalić. W równaniach Einsteina, które przewidują istnienie
czarnych dziur, występują następujące wielkości: tensor metryczny g, tensor krzywizny
Ricciego R

μ ν

, skalar krzywizny Ricciego R, które mierzą krzywiznę przestrzeni, oraz tensor

energii - pędu T

μ ν

. Równania Ogólnej Teorii Względności (OTW), z których wynika istnienie

czarnych dziur, mają postać:

Tensor krzywizny R jest zależny od tensora metrycznego g, który pozwala na obliczanie
długości krzywych w czasoprzestrzeni, zaś w skład tensora energii-pędu Tμ ν wchodzą
wszelkie rodzaje energii zawarte w rozważanym obszarze, a więc masy, ciśnienie, gęstość
energii pola elektromagnetycznego i inne. Rozwiązanie tych równań, niezwykle trudne w
praktyce, polega na podaniu tensora metrycznego g, którego forma opisuje takie zakrzywienie
przestrzeni, że prowadzi do rozkładu energii danego tensorem T, które z kolei da w wyniku
tensor metryczny g. Problemem jest nieliniowość równań oraz fakt, że obydwa elementy
opisu: tensor energii-pędu i tensor metryczny pełnią w równaniu aktywną rolę, to znaczy
żaden z nich nie jest wielkością bardziej podstawową niż druga.

Jednym z dosłownie kilku znanych rozwiązań tych równań jest rozwiązanie Schwarzschilda –
metryka czasoprzestrzeni dana wzorem:

Przyjęto tu c = G = 1 (są to tak zwane jednostki ogólnej teorii względności (OTW)), a

jest standardowym elementem kątowym dwuwymiarowej

sfery. Rozwiązanie Schwarzschilda jest rozwiązaniem w próżni bez materii (T

μ ν

= 0) i opisuje

pole grawitacyjne wokół punktowej masy o zerowym momencie pędu, czyli odpowiada tak
zwanej nierotującej czarnej dziurze.

Ze wzoru tego widać, że szczególne znaczenie ma wielkość r

g

= 2M (podana w jednostkach

OTW) lub

(w jednostkach fizycznych), gdzie G jest stałą grawitacyjną, M jest masą obiektu i c
prędkością światła. Nazywa się ją promieniem Schwarzschilda lub promieniem
grawitacyjnym i określa ona rozmiar horyzontu zdarzeń. Dla obiektu o masie Ziemi promień
Schwarzschilda wynosi około 9 mm. Dla Słońca promień grawitacyjny wynosi r

g

= 2,953 km.

Blisko swego promienia grawitacyjnego są gwiazdy neutronowe, których promień jest rzędu
10-15 km. Dla realnej gwiazdy rozwiązanie Schwarzschilda opisuje czasoprzestrzeń w próżni
na zewnątrz gwiazdy. Czarna dziura wyłania się, gdy podczas zapadania grawitacyjnego
promień gwiazdy przekroczy jej promień grawitacyjny. Tracimy wtedy całą informację o
gwieździe. Promieniowanie i informacja nie mogą się już wydostać z gwiazdy, jedynie
możemy czuć jej obecność grawitacyjnie za pośrednictwem potencjału grawitacyjnego

Anihilacja informacji

Istnieją teorie, według których przejście obiektu przez horyzont zdarzeń związane jest z
całkowitym zniknięciem zawartej w tym obiekcie informacji.

Z matematycznego punktu widzenia fakt ten sprowadza się do stwierdzenia, że do opisu
czarnej dziury wystarczy podać jej masę, ładunek oraz moment pędu. Dla poszczególnych
kombinacji tych trzech wartości sformułowano następujące rozwiązania równań opisujących
czarną dziurę:

- Schwarzschilda – tylko masa niezerowa,
- Reissnera – Nordströma – ładunek, masa niezerowa, brak momentu pędu,
- Kerra – masa i moment pędu niezerowy, brak ładunku,
- Kerra – Newmanna – ładunek, masa, moment pędu niezerowe.

Osobliwość

Ogólna Teoria Względności przewiduje istnienie we wnętrzu czarnej dziury osobliwości. Jest
to miejsce gdzie krzywizna czasoprzestrzeni staje się nieskończona, a oddziaływanie
grawitacyjne staje się nieskończenie silne (Roger Penrose oraz Stephen Hawking). Znane są
mówiące o tym ścisłe dowody matematyczne i dotychczas nie udało się wyeliminować
osobliwości z rozwiązań teorii w obecnym jej kształcie. W szczególności samo jej istnienie
jest niezależne od definicji układu odniesienia używanego do opisu czarnej dziury.
Przypuszcza się, że poszukiwana od lat kwantowa teoria grawitacji rozwiąże ten problem.
Warto nadmienić, że horyzont zdarzeń nie jest żadną osobliwością i przejście przez ową
barierę nie jest związane z jakimikolwiek szczególnymi zjawiskami fizycznymi. Rozwiązanie
Schwarzschilda co prawda posiada nieciągłość na granicy horyzontu, jest ona jednak
usuwalna przez odpowiedni wybór układu odniesienia. Współczesna nauka nie potrafi opisać
zjawisk fizycznych zachodzących w osobliwości.

Promieniowanie Hawkinga

Stephen Hawking podjął badania termodynamiki fenomenologicznej czarnych dziur oraz
analizy ich własności z punktu widzenia teorii informacji. W szczególności podjął on trud
zdefiniowania entropii czarnej dziury. Okazało się, że rolę tę może spełniać wielkość
powierzchni horyzontu zdarzeń. W szczególności wielkość tej powierzchni zawsze rośnie w
dowolnym procesie dotyczącym czarnej dziury, co doprowadziło Hawkinga do
sformułowania II zasady termodynamiki (entropia nigdy nie maleje) dla czarnych dziur.
Jednocześnie rozważając własności procesów elektromagnetycznych i kwantowej teorii pola
w sąsiedztwie horyzontu zdarzeń, doszedł on do wniosku, że powinien istnieć pewien proces
kwantowy działający w nieoczekiwanym kierunku: możliwe jest "parowanie" czarnej dziury,
czyli proces polegający na traceniu przez nią masy, pomimo braku możliwości utraty materii!
Popularne sformułowanie tego faktu głosi, że powierzchnia czarnej dziury nie jest czarna.
Powinna wytwarzać promieniowanie takie, jak ciało doskonale czarne o temperaturze:

Popularne wyjaśnienie mechanizmu tego procesu polega na powolnym, lecz nieustannym
kreowaniu na powierzchni horyzontu zdarzeń wirtualnych par cząstka – antycząstka pod
wpływem pola grawitacyjnego. Z pewnym prawdopodobieństwem może zajść proces, w
którym jedna z tych cząstek spadnie na czarną dziurę, druga zaś opuści obszar oddziaływania
czarnej dziury, unosząc pewną skończoną energię i masę. Czarna dziura o masie Mount
Everestu wyparowałaby w ułamku sekundy, wytwarzając potężny błysk promieniowania
gamma. Czarne dziury o masach zbliżonych do Słońca potrzebowałyby bardzo dużo czasu,
aby oddać w postaci promieniowania Hawkinga pochłoniętą wcześniej energię i materię.

Ścisłe wyjaśnienie procesu parowania czarnych dziur nie ma nic wspólnego z opisanym
powyżej procesem, i polega na analizie własności pól kwantowych w przestrzeni
zakrzywionej, przy czym nie da się w żaden sposób określić miejsca zachodzenia zjawiska
parowania (powierzchnia horyzontu zdarzeń, powierzchnia czarnej dziury itp.). Analiza
procesu wykorzystuje subtelne własności próżni kwantowej, rozkład modów normalnych pól
próżniowych oraz transformację Bogoliubowa. Jest to efekt globalny, w którym po prostu
bilans energetyczny czarnej dziury zmniejsza się na rzecz otaczającej ją przestrzeni. W
szczególności nie jest prawdą, jakoby za zjawisko parowania czarnych dziur odpowiadało

tunelowanie fotonów przez horyzont zdarzeń, a także opis lokalny tego procesu (w
konkretnym miejscu przestrzeni). Są to wszystko uproszczenia, mające służyć przedstawieniu
publicznie owego procesu, nie zaś jego wyjaśnieniu.

Hipoteza Hawkinga może zostać potwierdzona dzięki badaniu promieniowania kosmicznego.
Istnieje hipoteza, według której rozpędzone cząstki elementarne zderzające się z atmosferą
mogą wytwarzać miniaturowe czarne dziury, które natychmiast parują. Emitowane przez nie
promieniowanie ma szansę zostać zaobserwowane, jeżeli hipoteza jest prawdziwa. Dla
czarnych dziur o masie gwiazdowej czy większej promieniowanie to nie ma praktycznego
znaczenia, ponieważ skala czasowa malenia masy jest dłuższa niż wiek Wszechświata.

Powstawanie Czarnych Dziur

Większość masy czarnych dziur znajduje się w supermasywnych obiektach w centrach
galaktyk i kwazarów. Według niektórych fizyków można wytworzyć syntetyczną czarną
dziurę na terenie Ziemi, niestety nie mamy odpowiedniego źródła energii do stworzenia
takiego obiektu.

Być może zaczątkiem tych masywnych czarnych dziur był od razu kolaps hipotetycznych
gwiazd III populacji lub dużych obłoków gazowych. Badania statystyczne wskazują tylko, że
główny wzrost masy masywnej czarnej dziury w centrum typowej galaktyki następował
wtedy, gdy galaktyka przeżywała fazę wzmożonej aktywności, przede wszystkim fazę
kwazara. Te czarne dziury osiągają wartości mas aż do kilku M - kilkudziesięciu miliardów
(G) mas Słońca. Masa czarnej dziury w centrum naszej galaktyki wynosi 2,6 milionów słońc.
Obiekt Q0906+6930 ma masę 100 G mas Słońca.

Liczniejsze mniejsze czarne dziury mogą powstawać w ewolucji masywnych gwiazd. Są o
wiele liczniejsze i niektóre mogą mieć masę zaledwie kilku lub kilkunastu słońc.

Kiedy wewnątrz gwiazdy o masie przynajmniej 20 ~ 150 razy większej od masy Słońca
zaczyna kończyć się wodór, rozpoczyna się jej agonia. W jądrze najpierw zużywany jest hel,
potem kolejne, coraz cięższe pierwiastki. Kiedy gwiazda zaczyna zużywać żelazo, reakcja
jądrowa wymaga już dostarczania energii z zewnątrz, nie produkuje nadwyżki energetycznej,
przez co gwiazda nie jest już w stanie wytworzyć dość energii, aby przeciwdziałać zapadaniu
się pod wpływem własnej grawitacji. Podczas potężnej eksplozji nazywanej supernową
spowodowanej gwałtownym spadkiem ciśnienia między szybko zapadającym się jądrem a
napuchniętym płaszczem, a także utratą stabilności mechanicznej następuje emisja ogromnej
ilości energii (równej w przybliżeniu takiej, jaką wydziela cała galaktyka w ciągu sekundy) i
spora części materii gwiazdowej ucieka. W środku pozostaje żelazne jądro, które nie przestaje
się zapadać i tworzy gwiazdę neutronową utrzymywaną w stabilności mechanicznej dzięki
zakazowi Pauliego dla fermionów (neutronów). Jej nazwa pochodzi stąd, że przemiany
spowodowane grawitacją mają miejsce już na poziomie atomowym - elektrony zbijają się z
protonami w neutrony, które bardzo ciasno upakowywują się obok siebie. Jeżeli masa obiektu
jest dość wielka i takie reakcje nie wystarczą, to również takie ciało nie wytrzymuje własnego
ciężaru i zapada się do granic możliwości, w wyniku czego powstaje czarna dziura.

Nieco podobna implozja towarzyszy narodzinom hipernowej. Proces trwa parę sekund
towarzyszy mu rozbłysk gamma o 100 x bardziej energetyczny (10^46J) niż w supernowej.

Gwiazdy większe niż 130 ms jak np. SN 2006gy mogą całkowicie eksplodować swoją masę
anihilując wtórną antymaterię powstającą w trakcie gama rozbłysku. Nie powstają wtedy
czarne dziury.

Rozważana jest również hipoteza istnienia pierwotnych czarnych dziur, które mogłyby
powstać w początkowych fazach Wielkiego Wybuchu. Obecnie nie ma żadnych
obserwacyjnych dowodów istnienia pierwotnych czarnych dziur.

Występowanie Czarnych Dziur

Fizycy czasami mają zastrzeżenia co do tego, czy istnienie czarnych dziur jest udowodnione.
Astronomowie mają mniej wątpliwości, ponieważ tylko czarne dziury mogą wyjaśnić
obserwowane własności. W szczególności nie istnieją obiekty o masie rzędu miliona mas
Słońca, a promieniu niewiele większym od promienia Schwarzschilda, a takie parametry mają
centralne masy w galaktykach, o czym świadczą najlepiej obserwacje radiowe kwazarów lub
źródła Sgr A* techniką VLBI, rozmiar optyczny źródła krzyż Einsteina.

Znane czarne dziury nalezą najczęściej do jednej z dwóch grup:

- Czarne dziury o masach gwiazdowych (ok. kilku do kilkunastu mas Słońca)
- Czarne dziury o masach co najmniej 100 000 razy większych od masy Słońca

Czarne dziury o masach gwiazdowych najczęściej znajdowane są w układach podwójnych.
Samotna czarna dziura byłaby bardzo trudna do zaobserwowania – jedynym śladem jej
istnienia może być soczewkowanie grawitacyjne. W ciasnych układzie podwójnym, takim jak
rentgenowskie układy podwójne czarna dziura jest otoczona jednak materią, która "na nią
spada". Materia ta tworzy dysk akrecyjny, a zbliżając się do czarnej dziury, przyspiesza i
poprzez zderzenia rozgrzewa się coraz bardziej, tak, że zamienia znaczny procent swojej
masy na energię, która rozchodzi się jako promieniowanie w szerokim zakresie (od promieni
gamma i promieni X po fale radiowe) oraz czasami w postaci wysokoenergetycznych cząstek
skupionych w tzw. "jety" (dżety). Stąd czarne dziury należą faktycznie do najjaśniejszych
obiektów we Wszechświecie. Odróżnienie w tym wypadku gwiazdy neutronowej od czarnej
dziury polega przede wszystkim na pomiarze masy - gwiazdy neutronowe nie mogą mieć
masy większej niż 2 - 3 masy Słońca. Liczba czarnych dziur o masach zbliżonych do Słońca
w naszej galaktyce to ok. 100 milionów, ale liczba znanych źródeł rentgenowskich
zawierających czarne dziury to poniżej 100. Najsłynniejszym przedstawicielem jest Cygnus
X-1.

Gwiazdowa czarna dziura także jest elementem błysku gamma, albo powstając w jego
wyniku, albo ewentualnie biorąc w nim udział jako jedna z dwóch zlewających się gwiazd.

Najliczniej reprezentowane w katalogach są jednak obecnie masywne czarne dziury. W
odległości wielu miliardów lat świetlnych od Ziemi astronomowie obserwują obiekty
nazywane kwazarami. Istniały one niedługo po narodzinach wszechświata i wytwarzały
ogromne ilości energii. Obiekty te zawierają czarne dziury miliard razy cięższe od Słońca.
Narodziły się one w jądrach młodych galaktyk i zaczęły "pożerać" ogromne ilości materii.
Bliskimi kuzynami kwazarów są inne aktywne galaktyki, w tym radiogalaktyki, w których
dżety wytwarzane przy udziale masywnych czarnych dziur ciągną się na setki tysięcy lat
świetlnych po obu stronach galaktyki. Jasność tych obiektów wynika z ogromnej ilości
energii wytwarzanej podczas opadania materii (akrecji) na czarna dziurę. Obecnie przyjmuje

się, że Droga Mleczna w swoim środku też zawiera ogromną czarną dziurę (obserwacje
satelity Chandra). Zużyła już ona całe dostępne w pobliżu paliwo i dlatego jest mało aktywna.
Liczba znanych aktywnych galaktyk w przeglądzie SDSS to kilkadziesiąt tysięcy, ogólna
liczna znanych radioźródeł jest jeszcze większa, ale do większości z nich nie znamy
odległości.

Horyzont zdarzeń czarnej dziury

Powierzchnia w czasoprzestrzeni wokoło czarnej dziury, której przekroczenie powoduje brak
możliwości komunikacji przy pomocy sygnałów świetlnych między obserwatorami w ramach
ogólnej teorii względności.

Przewidziana została już w ramach naiwnego zastosowania szczególnej teorii względności i
teorii grawitacji Newtona, kiedy masa ciała grawitacyjnego jest tak duża, że druga prędkość
kosmiczna jest większa od prędkości światła.

Biała Dziura

Hipotetyczne przeciwieństwo czarnej dziury. Według teorii biała dziura miałaby być
obszarem gdzie zarówno energia, jaki i materia wypływają z osobliwości. Dotychczasowe
badania nie potwierdziły istnienia białych dziur, choć niektórzy badacze uważają, że
powstanie Wszechświata, czyli Wielki Wybuch mógł być w istocie przykładem takiego
zjawiska.

Po odkryciu kwazarów zasugerowano, że gwałtowne emitowanie energii związane z tymi
obiektami może być efektem działania białej dziury. Pomimo wielu rozważań teoretycznych
większość astronomów nie traktowała teorii poważnie. Podstawową wadą wszelkich
dotychczas wymyślonych modeli białych dziur jest to, że w obszarze dookoła dziury powinno
powstać bardzo silne pole grawitacyjne. Obliczenia sugerują, że gdy cokolwiek spada w białą
dziurę otrzymywać powinno ogromny zastrzyk energii i wykazywać bardzo wyraźne
przesunięcie ku fioletowi, dusząc w ten sposób osobliwość w obszarze nazywanym niebieską
warstwą, szybko przechodzącą w czarną dziurę. Problem ten można obejść zakładając, że w
warunkach ziemskiej grawitacji nie występują procesy, które mogą zachodzić przy
supergęstościach takich jak w pobliżu osobliwości.

Jako pierwszy zagadnienie to poprawnie opracował Fred Hoyle.

Według niektórych astronomów i naukowców białe dziury mogą być końcem czarnych dziur,
a łączący je korytarz mógłby umożliwić podróże w czasie i przestrzeni.