thumb|right|200px|alt=Slika supermasivne črne luknje v jedru galaksije Messier 87 z maso reda velikosti nekaj milijard našega Sonca|Slika supermasivne črne luknje v jedru galaksije Messier 87 z maso reda velikosti nekaj milijard Sonca. Črno luknjo so dlje časa fotografirali optični teleskopi z različnih leg na Zemlji, od aprila 2017 pa so v konzorciju Event Horizon Telescope računalniško obdelovali in preračunavali zbrani material. Končni posnetek, računalniško sestavljeno fotografijo črne luknje, so prvič javno predstavili 10. aprila 2019. thumb|right|200px|Umetnikova upodobitev akrecijskega diska vroče plazme, ki se vrti okrog črne luknje (slika NASA) thumb|right|200px|Črna luknja desetih Sončevih mas, kot bi se jo videlo z razdalje 600 km v ravnini krajevne Galaksije (slika Ute Krauss, TAT) thumb|right|200px|Jedro galaksije Vrtinec, kjer križ dveh prašnih obročev kaže na prisotnost črne luknje (slika H. Ford (JHU/STScI), Faint Object Spectrograph IDT in NASA, 8. junij 1992)
Čŕna lúknja je v astrofiziki območje prostora-časa, v katerem je gravitacijska sila tolikšna, da ne more nič, niti svetloba ali drugo elektromagnetno valovanje, zapustiti dogodkovnega obzorja. Njeno gravitacijsko polje je tolikšno, da ubežna hitrost (druga kozmična hitrost) presega hitrost svetlobe, zato je dobila pridevnik »črna«. Splošna teorija relativnosti napoveduje, da lahko dovolj gosta masa deformira prostor-čas v taki meri, da nastane črna luknja. Meja pobega se imenuje dogodkovno obzorje. Čeprav močno vpliva na usodo in okoliščine telesa, ki ga prečka, v skladu s splošno teorijo relativnosti nima krajevno zaznavnih značilnosti. Črna luknja je v mnogih ozirih podobna idealnemu črnemu telesu, saj ne seva nobene svetlobe. Poleg tega teorija kvantnega polja v ukrivljenem prostoru-času napoveduje, da dogodkovno obzorje seva Hawkingovo sevanje z enakim spektrom kot črno telo s temperaturo, ki je obratno sorazmerna njegovi masi. Ta temperatura je na ravni milijoninke kelvina, zato je praktično ni mogoče neposredno izmeriti.
Izvor imena
Besedo »črna luknja« je v ameriški angleščini (black hole) 18. januarja 1964 prvič uporabila novinarka Ann Ewing v svojem članku Black Holes' in Space v poročilu na srečanju Ameriške zveze za napredek znanosti (AAAS). Wheeler, ameriški fizik, eden od Einsteinovih zadnjih sodelavcev in naslednikov, je uporabil izraz leta 1967 na predavanju, zaradi česar so mislili, da je on skoval izraz. Izraz je uporabil tudi naslednje leto v članku za Scientific American. Verjetno je izraz v tem času poznalo več majhnih skupin, ki so raziskovale na tem področju. Bil je krajši nadomestek za izraz »gravitacijsko popolnoma kolapsirana zvezda (telo)« (gravitationally completely collapsed star (object)). Kmalu po tem so izraz črna luknja sprejeli v splošnem in ime se je prijelo. Večkrat uporabljajo tudi izraz kolapsar. Feynman je rabil še izraz črvina (wormhole), vendar ne v današnjem smislu..
Pregled
Teoretično so lahko črne luknje poljubne velikosti, od mikroskopskih do skoraj velikosti vidnega Vesolja.
Klasična splošna teorija relativnosti predpostavlja, da zunanji opazovalec ne more zaznati nobene snovi ali informacije, ki bi zapustila notranjost črne luknje. S črne luknje se torej ne da odnesti nekaj mase, ne da se posvetiti s svetilko, niti se ne da od zunaj dokopati do nobenih podatkov o snovi, ki je vstopila v črno luknjo. Kvantnomehanski pojavi dovoljujejo, da črna luknja seva snov in energijo (Hawkingovo sevanje), vendar znanstveniki verjamejo, da je narava sevanja neodvisna od tega, kaj je v preteklosti padlo v črno luknjo.
Obstoj črnih lukenj v Vesolju podpira vrsta teoretičnih raziskav in astronomskih opazovanj, še posebej iz raziskovanja supernov in sevanja rentgenskih žarkov iz aktivnih galaktičnih jeder. Kljub temu pa manjšina fizikov v obstoj črnih lukenj še naprej dvomi.
Lega
Znano je, da se črne luknje nahajajo v središčih praktično vseh galaksij. Obstajajo tudi v rentgenskih dvozvezdjih, kot je Labod X-1, ali pa so prosto tavajoče po medzvezdnem prostoru. Submasivne črne luknje, ki ležijo več tisoč svetlobnih let narazen, se zaradi združenja galaksij tudi same združijo. Do zdaj odkriti črni luknji z najmanjšo medsebojno razdaljo ležita v galaksiji NGC 7727 in sta med seboj oddaljeni 1600 svetlobnih let.
Leta 2021 je bila odkrita nova črna luknja v sosednji galaksiji Veliki Magellanov oblak. Črna luknja je od Zemlje oddaljena 160.000 svetlobnih let.
Zgodovina raziskovanj
Newtonovske teorije
Od vseh sil v fiziki so gravitacijo najprej spoznali. Bullialdus je leta 1640 predlagal obratni kvadratni zakon gravitacije. Leta 1684 je Newton zapisal svoj obratni kvadratni splošni gravitacijski zakon in ga leta 1687 v Matematičnih načelih, skupaj s svojimi tremi znamenitimi zakoni gibanja, objavil:
kjer je: – gravitacijska sila med dvema telesoma, – masa prvega telesa, – masa drugega telesa, – razdalja med težiščema obeh teles, – gravitacijska konstanta.
Od objave njegovega dela so se začele porajati precej drzne misli o gravitaciji.
Bošković je leta 1758 razvil svojo teorijo sil, kjer je gravitacija lahko na majhnih razdaljah odbojna sila. Po njem lahko obstajajo takšna čudna klasična telesa, podobna belim luknjam, in ne dovoljujejo, da bi jih dosegla druga snovna telesa.. thumb|right|200px|Cavendisheva torzijska tehntnica
V Kraljevi družbi v Londonu so leta 1784 v Philosophical Transactions izdali zanimivo Michellovo pismo Cavendishu,. v katerem je nakazal nekakšna čudna telesa v Vesolju, v katera bi se, če bi bila le dovolj masivna in gosta kot 500 Sonc, druga telesa zaletavala z večjo hitrostjo od svetlobne. Ali obratno, če bi takšna podivjana krogla sevala, bi se njena svetloba zaradi lastne gravitacije na neki višini obrnila, in bi padla nazaj. Mislil je, da bi bilo takšnih teles veliko. To se je tedaj zdelo dokaj verjetno, saj so imeli svetlobo za delce, ki imajo maso. Kako je prišel do vrednosti, saj gravitacijske konstante Cavendish do tedaj še ni zmeril? Michell je že okoli leta 1768 prišel na misel, da bi občutljivo torzijsko tehntnico, s katero je delal poskuse tudi Coulomb na področju raziskave sil v elektriki in magnetizmu, uporabil za merjenje gravitacijske sile med dvema telesoma v laboratoriju.. Izdelal je tudi merilno napravo, vendar pred smrtjo ni opravil nobenih meritev. Da se je ognil gravitacijski konstanti, je sklepal takole. Neka zvezda, s katere je ubežna hitrost enaka svetlobni hitrosti v vakuumu , bo imela polmer , ki bo večji od Sončevega , za vrednost:
kjer se vzame, da je, kakor zgoraj, razmerje ubežne hitrosti s Sonca in ubežne hitrosti neke zvezde s polmerom, enakim astronomski enoti , enako. Za ubežno hitrost v radialni smeri s take zvezde se vzame kar krožilno hitrost Zemlje v majhni višini. Zgoraj je sidersko leto. Navedel je še malo večjo vrednost, sklepal pa je napačno, saj je treba pri hitrih telesih in močni gravitaciji računati drugače. Pravzaprav so dejanske vrednosti 435, 382 in tudi 558, s podatki iz njegovega časa, saj je treba vzeti tedanjo vrednost astronomske enote m, ki jo je leta 1672 v Bologni s paralakso Sonca dobil Cassini in z njo hitrosti svetlobe m/s in m/s, ki ju je leta 1675 in 1676 v Parizu z opazovanji Iovih in Ganimedovih mrkov ob Jupitrovi opoziciji dobil Rømer, in preko njega hitrost svetlobe m/s, ki jo je leta 1725 v Oxfordu z zvezdno aberacijo Eltanina (γ Zmaja (Draconis)) dobil Bradley. Katera meritev je bila bolj točna, so takrat težje ocenili. Za največjo zakasnitev satelitov je Rømer navedel 22 minut, za najmanjšo pa 20 minut. Bradley pa je izmeril odklon 18,5". Michell tako ostaja prvi, ki je pomislil na takšno telo.
Cavendish je nazadnje dobil Michellovo napravo, jo predelal in začel skrbno meriti. Uspelo mu je določiti gostoto Zemlje, kar je leta 1798 objavil v razpravi Poskusi za določitev gostote Zemlje (Experiments to determine the Density of the Earth) za Kraljevo družbo. Gravitacijske konstante sicer ni navedel, vendar se njegova izmerjena vrednost ni dosti razlikovala od današnje.
Ko je Cavendish izmeril gravitacijsko konstanto, je podobno in neodvisno od Michella razmišljal Laplace. Mislil je, da bi lahko okroglo telo z gostoto vode zadržalo svetlobo, če bi imelo polmer približno 10 m. Razmišljal je sicer prav in je celo našel pravo vrednost za svoj gravitacijski polmer. Prav tako kot Michell je menil, da bo takšnih velikih in nevidnih teles veliko. To zamisel pa je vključil samo v prvo in drugo izdajo svoje knjige Ustroji sveta (Exposition du système du monde), ker je pozneje verjetno ugotovil, da je zamisel preveč neverjetna... Pa Laplaceovsko gre obravnava takole. Če sestavljajo svetlobo delci z maso , lahko priletijo razdaljo od telesa z maso iz razdalje v neskončnost, če je njihova kinetična energija ravno enaka gravitaciji, ki jih veže na telo z radialno hitrostjo . Če se namesto te hitrosti vzame svetlobno hitrost , se po Laplaceovi poti dobi gravitacijski polmer:
pri čemer se 'masa' te svetlobe poniči. Če se hoče računati po Laplaceovo, je treba namesto »mase« , vzeti energijo fotonov. Poleg tega je pri tako hitrih delcih kinetična energija relativistična. Clifford je leta 1876 predlagal, da so lahko vzrok gibanju snovi spremembe geometrije prostora. Nato so na gravitacijo v tej zvezi nekako pozabili.
Telesa, ki jih je opisovala klasična mehanika, da jih razlikujejo od črnih lukenj, opisljivih s splošno teorijo relativnosti, običajno imenujejo temne zvezde (angl. dark star). Zamisli o črnih luknjah in »temnih zvezdah« v 19. stoletju niso naprej razvijali, saj so menili da je svetloba brezmasno valovanje in zaradi tega nanjo gravitacija ne deluje. Prevladovalo je tudi prepričanje, ki se je razlikovalo od novejšega pojmovanja črnih lukenj, da so telesa za dogodkovnim obzorjem stabilna za gravitacijsko sesedanje.
Splošna teorija relativnosti
Einstein je leta 1909 skupaj z Grossmannom začel razvijati teorijo, ki bi povezala metrični tenzor , ki določa geometrijo prostora, z izvirom gravitacije, oziroma z maso. Reissner in Nordström sta leta 1910 določila Reissner-Nordströmovo singularnost, Weyl pa je rešil posebni primer za točkasti izvir. Einstein in Grossman sta leta 1913 podala različico teorije Entwurf z enačbami v obliki:
Grossmann je omenil, da bi se namesto tenzorja rabil Riccijev tenzor . Uvidel je tudi, da tenzor v posebnem primeru neskončno šibkega statičnega polja sil ne da člena za gravitacijski potencial v Poissonovi enačbi..
Einstein je leta 1915 naprej in do konca razvil splošno teorijo relativnosti. Pred tem je pokazal, da gravitacija vpliva na gibanje svetlobe. Oktobra je objavil svoje enačbe polja v obliki:.
kjer je: – Riccijev tenzor – napetostni tenzor.
Ta oblika enačb je predvidevala newtonovsko precesijo prisončja Merkurja. Kmalu pa se je ugotovilo, da ta oblika ni v skladu s krajevno ohranitvijo energije in gibalne količine, razen če ima Vesolje konstantno gostoto mase, energije in gibalne količine. Če bi to veljalo, bi imeli zrak, kamen in celo vakuum enako gostoto. Tudi kovariantni odvod Riccijevega tenzorja pri tem ni enak nič. Pravilna oblika enačb nikakor ni bila jasna. Einstein je 25. novembra predstavil dejansko obliko enačb:.
kjer je: – Einsteinov tenzor:
– Riccijev skalar – metrični tenzor.
Nekako ob istem času je prišel do sorodne enačbe tudi Hilbert, ki pa se je delno zgledoval po njem. V objavo jih je poslal pet dni pred Einsteinom 20. novembra, objavljene pa so bile 31. marca 1916. Po letu 1997 so, kakor je poročal Shapiro, tudi videli po Hilbertovih zapiskih, da je Hilbert računal drugače, v drugačnem smislu in matematično strožje, tako, da je enačba v celoti Einsteinovo izvirno delo...