Mustat aukot on mainittu ensimmäisen kerran jo vuonna 1783. Silloin Cambridgessa työskennellyt tutkija John Michell esitti seuraavan ajatuskokeen. Jos ammutaan tykillä suoraan ylös, painovoima hidastaa tykinkuulan lentoa kunnes vauhtia viimein lakkaa ja kuula putoaa takaisin maahan. jos nopeus kuitenkin on tiettyä rajanopeutta suurempi, painovoima ei jaksa pysäyttää kuulaa, vaan se lentää tiehensä. Tätä rajanopeutta kutsutaan pakonopeukdeksi. Maan pinnalla se on noin 12 kilometriä sekunnissa ja Auringon pinnalla 618 kilometriä sekunnissa.
Millää tykillä ei ylletä lähellekkään Maan pakonopeutta, mutta silti jopa Auringon pakonopeus on paljon pienempi kuin valon nopeus, noin 300 00 kilometriä sekunnissa. Valo siis pääsee vaivatta karkuun Maan ja Auringon pinnalta. Michell kuitenkin otaksui, että taivaalla voi olla Aurinkoa paljon massiivisempia tähtiä, joiden pinnalla pakonopeus ylittää valon nopeuden. Me emme näe näitä tähtiä, koska painovoima vetää kaiken niistä lähteneen valon takaisin. Michell kutsui niitä pimeiksi tähdiksi. Meille ne ovat mustia aukkoja.
Saksalainen tähtitieteilijä Karl Schwarzschild löysi vuonna 1916 yleisen suhteellisuusteorian yhtälöille ratkaisun, joka kuvaa mustaa aukkoa. Schwarzschildin löydöstä oli mullistavia seurauksia, sillä hän osoitti, että jos tähden massa tiivistyy tarpeeksi pieneen tilaan, painovoima kasvaa niin suureksi, ettei valo jaksa nousta tähden pinnalta avaruuteen. Tällaista tähteä sanotaan nykyisin mustaksi aukoksi. Sitä ympäröi horisontiksi kutsuttu pinta, jossa aika-avaruus on niin käyrä, että se estää valoa tulemasta ulkopuoliselle havaitsijalle. Einstein ja monet muut fyysikot suhtautuivat aluksi epäillen ajatukseen, että aine voisi pakkautua näin tiiviiksi. Nykyisin tiedämme, että kun riittävän massiivinen tähti on kuluttanut ydinpolttoaineensa loppuun, se luuhistuu mustaksi aukoksi. jos tähti ei pyöri, sen horisontista tulee täydellinen pallo.[1]
Vuonna 1939 nuori yhdysvaltalainen Robert Oppenheimer selvitti yleisen suhteellisuusteorian pohjalta, mitä luhistuvalle tähdelle tapahtuu. Oppenheimerin ratkaisu kertoi ettei luhistumista voinut havaita sen ajan kaukoputkilla. Toisen maailmansodan sytyttyä Oppenheimer joutui panemaan kaiken tarmonsa atomipommin kehittämiseen. Sodan jälkeen painovoimaluhistuminen unohtui lähes täysin, koska useimmat tiedemiehet alkoivat tutkia atomeita ja atomien ytimiä.. Kiinnostus kosmologiaan ja tähtitieteen suuriin ongelmiin heräsi kuitenkin uudelleen 1960-luvulla, kun uuden tekniikan suomin menetelmin oli saatu aivan uudenlaisia havaintoja. Oppenheimerin selvitys kaivettiin esiin ja lukuisat tutkijat alkoivat täydentää sen päätelmiä.[2]
Oppenheimerin tulokset voidaan kuvata seuraavasti. Tähden painovoimakenttä muuttaa aika-avaruudessa valonsäteiden kulkua, ja valon mahdollisia kulkureittejä kuvaava valokartio kallistuu kohti tähteä jonkin verran. Käytännössä kallistuminen näkyy siinä, että tähden läheltä kulkevan valon kulkusuunta muuttuu kuten auringonpimennysten yhteydessä oli havaittu. Tähden kutistuessa painovoima sen pinnalla kasvaa ja valokartio kallistuu yhä enemmän tähteen päin. SIlloin valon on yhä vaikeampi karata tähden pinnalta ja kaukana oleva havaitsija näkee valon yhä punaisempana ja himmeämpänä. Kun tähti on kutistunut tiettyä kriittistä ajaa pienemmäksi, painovoima sen pinnalla on niin suuri, että valokartio kääntyy kokonaan tähden sisään eikä valo pääse enää tähden ulkopuolelle. Suhteellisuusteorian mukaan valon nopeus on suurin mahdollinen nopeus. Jos valo ei pääse tähdestä ulos , ei sieltä pääse mitään muutakaan: painovoimakenttä vetää kaiken ulos pyrkivän takaisin. AIka-avaruuteen syntyyy silloin alue, jonka sisäpuolelta mikään ei pääse ulkopuolella olevan havaitsijan laitteisiin. Tätä aluetta kutsumme nykyisin mustaksi aukoksi. Sen ulkoreunaa sanotaan tapahtumahorisontiksi ja se on raja, jolta valo on juuri ja juuri pääsemäisillään karkuun.[3]
Oppenheimerin innoittamana John Archibald Wheeler (9.7.1911-13.4.2008) paneutui 1950-luvun alussa yleiseen suhteellisuusteoriaan. Siihen aikaan ydinfysiikka oli kovassa kurssissa, eikä suhteellisuusteoria kiinnostanut juuri ketään. Wheelerin ansiosta käsitykset alkoivat muuttua, ja hän järjesti ensimmäisen seminaarin suhteellisuusteoriasta Princetoniin. Wheeler keksi vuonna 1969 ilmaisun musta aukko oman massansa luhistamalle tähdelle, vaikka monikaan ei vielä uskonut siihen. Werner Israelin töiden pohjalta Wheeler päätyi myös sanomaan, että mustat aukot ovat kaljuja, koska mustalla aukolla on vain muutama mitattava ominaisuus, eivätkä nämä ominaisuudet riipu siitä, mistä aineesta ja millä tavalla musta aukko on syntynyt.[4]
Jos mustan aukon massa on muutamia Aurinkoja, sen lämpötila on noin asteen miljoonasosa absoluuttisen nollan yläpuolella. Tätä suuremmilla aukoilla lämpötila on vielä alhaisempi. Mustien aukkojen säteily hukkuu täysin alkuräjähdyksessä syntyneen taustasäteilyn alle, sillä taustasäteily vastaa lämpötilaa, joka on 2,7 asteen päässä absoluuttisesta nollasta[5]
^ Hawking Stephen, Maailmankaikkeus pähkinän kuoressa, 2001, s. 110-111
Millää tykillä ei ylletä lähellekkään Maan pakonopeutta, mutta silti jopa Auringon pakonopeus on paljon pienempi kuin valon nopeus, noin 300 00 kilometriä sekunnissa. Valo siis pääsee vaivatta karkuun Maan ja Auringon pinnalta. Michell kuitenkin otaksui, että taivaalla voi olla Aurinkoa paljon massiivisempia tähtiä, joiden pinnalla pakonopeus ylittää valon nopeuden. Me emme näe näitä tähtiä, koska painovoima vetää kaiken niistä lähteneen valon takaisin. Michell kutsui niitä pimeiksi tähdiksi. Meille ne ovat mustia aukkoja.
Saksalainen tähtitieteilijä Karl Schwarzschild löysi vuonna 1916 yleisen suhteellisuusteorian yhtälöille ratkaisun, joka kuvaa mustaa aukkoa. Schwarzschildin löydöstä oli mullistavia seurauksia, sillä hän osoitti, että jos tähden massa tiivistyy tarpeeksi pieneen tilaan, painovoima kasvaa niin suureksi, ettei valo jaksa nousta tähden pinnalta avaruuteen. Tällaista tähteä sanotaan nykyisin mustaksi aukoksi. Sitä ympäröi horisontiksi kutsuttu pinta, jossa aika-avaruus on niin käyrä, että se estää valoa tulemasta ulkopuoliselle havaitsijalle. Einstein ja monet muut fyysikot suhtautuivat aluksi epäillen ajatukseen, että aine voisi pakkautua näin tiiviiksi. Nykyisin tiedämme, että kun riittävän massiivinen tähti on kuluttanut ydinpolttoaineensa loppuun, se luuhistuu mustaksi aukoksi. jos tähti ei pyöri, sen horisontista tulee täydellinen pallo.[1]
Vuonna 1939 nuori yhdysvaltalainen Robert Oppenheimer selvitti yleisen suhteellisuusteorian pohjalta, mitä luhistuvalle tähdelle tapahtuu. Oppenheimerin ratkaisu kertoi ettei luhistumista voinut havaita sen ajan kaukoputkilla. Toisen maailmansodan sytyttyä Oppenheimer joutui panemaan kaiken tarmonsa atomipommin kehittämiseen. Sodan jälkeen painovoimaluhistuminen unohtui lähes täysin, koska useimmat tiedemiehet alkoivat tutkia atomeita ja atomien ytimiä.. Kiinnostus kosmologiaan ja tähtitieteen suuriin ongelmiin heräsi kuitenkin uudelleen 1960-luvulla, kun uuden tekniikan suomin menetelmin oli saatu aivan uudenlaisia havaintoja. Oppenheimerin selvitys kaivettiin esiin ja lukuisat tutkijat alkoivat täydentää sen päätelmiä.[2]
Oppenheimerin tulokset voidaan kuvata seuraavasti. Tähden painovoimakenttä muuttaa aika-avaruudessa valonsäteiden kulkua, ja valon mahdollisia kulkureittejä kuvaava valokartio kallistuu kohti tähteä jonkin verran. Käytännössä kallistuminen näkyy siinä, että tähden läheltä kulkevan valon kulkusuunta muuttuu kuten auringonpimennysten yhteydessä oli havaittu. Tähden kutistuessa painovoima sen pinnalla kasvaa ja valokartio kallistuu yhä enemmän tähteen päin. SIlloin valon on yhä vaikeampi karata tähden pinnalta ja kaukana oleva havaitsija näkee valon yhä punaisempana ja himmeämpänä. Kun tähti on kutistunut tiettyä kriittistä ajaa pienemmäksi, painovoima sen pinnalla on niin suuri, että valokartio kääntyy kokonaan tähden sisään eikä valo pääse enää tähden ulkopuolelle. Suhteellisuusteorian mukaan valon nopeus on suurin mahdollinen nopeus. Jos valo ei pääse tähdestä ulos , ei sieltä pääse mitään muutakaan: painovoimakenttä vetää kaiken ulos pyrkivän takaisin. AIka-avaruuteen syntyyy silloin alue, jonka sisäpuolelta mikään ei pääse ulkopuolella olevan havaitsijan laitteisiin. Tätä aluetta kutsumme nykyisin mustaksi aukoksi. Sen ulkoreunaa sanotaan tapahtumahorisontiksi ja se on raja, jolta valo on juuri ja juuri pääsemäisillään karkuun.[3]
Oppenheimerin innoittamana John Archibald Wheeler (9.7.1911-13.4.2008) paneutui 1950-luvun alussa yleiseen suhteellisuusteoriaan. Siihen aikaan ydinfysiikka oli kovassa kurssissa, eikä suhteellisuusteoria kiinnostanut juuri ketään. Wheelerin ansiosta käsitykset alkoivat muuttua, ja hän järjesti ensimmäisen seminaarin suhteellisuusteoriasta Princetoniin. Wheeler keksi vuonna 1969 ilmaisun musta aukko oman massansa luhistamalle tähdelle, vaikka monikaan ei vielä uskonut siihen. Werner Israelin töiden pohjalta Wheeler päätyi myös sanomaan, että mustat aukot ovat kaljuja, koska mustalla aukolla on vain muutama mitattava ominaisuus, eivätkä nämä ominaisuudet riipu siitä, mistä aineesta ja millä tavalla musta aukko on syntynyt.[4]
Jos mustan aukon massa on muutamia Aurinkoja, sen lämpötila on noin asteen miljoonasosa absoluuttisen nollan yläpuolella. Tätä suuremmilla aukoilla lämpötila on vielä alhaisempi. Mustien aukkojen säteily hukkuu täysin alkuräjähdyksessä syntyneen taustasäteilyn alle, sillä taustasäteily vastaa lämpötilaa, joka on 2,7 asteen päässä absoluuttisesta nollasta[5]
Hawking Stephen, Ajan lyhyt historia, 1988, s. 112
Hawking Stephen, Ajan lyhyt historia, 1988, s. 113
Hawking Stephen, Maailmankaikkeus pähkinän kuoressa, 2001, s. 112
Hawking Stephen, Maailmankaikkeus pähkinän kuoressa, 2001, s. 120