Presentatie van het artikel Questionable black hole Franse vertaling: D

Presentatie van het artikel

Twijfelachtig zwart gat

Franse vertaling:

Twijfels over het bestaan van zwarte gaten.

Auteurs:

Jean-Pierre Petit, Observatorium van Marseille

Pierre Midy, CRI Orsay.

Ga direct naar het wetenschappelijke artikel.

Dit werk vertegenwoordigt de resultaten van tien jaar inspanning. De afgelopen 30 jaar hadden astrofysici maar één term op de lippen: "zwarte gaten". Het onderwerp fascineert het publiek en er zijn al verschillende boeken aan gewijd. Toch ontbreekt nog steeds observationele bevestiging: zwarte gaten "stralen door hun afwezigheid". En toch is de kosmos enorm. Onze melkweg alleen al bevat minstens 100 tot 200 miljard sterren.

Het bestaan van bepaalde objecten is aangetoond door observatie, bijvoorbeeld quasars. We kennen er inmiddels meer dan vierduizend. Dat betekent niet dat we deze objecten volledig begrijpen, hoe ze gevormd worden, hoe ze evolueren en hun levensduur. In feite weten we er niets van. Ze worden gewoon gecatalogiseerd op dezelfde manier als "nevels" in de tijd van astronoom Messier.

Blijkbaar leven bepaalde quasars in het centrum van formaties van het type sterrenstelsel. Deze sterrenstelsels hebben een "actieve kern", wat tegelijkertijd alles en niets kan betekenen: we weten niets over de aard van de activiteit, bijvoorbeeld wat de energiebron is.

De hedendaagse astrofysica lijkt tevreden met weinig. Op de vraag:

• Wat is een quasar?

antwoordt de astrofysicus:

• Het is de kern van een actief sterrenstelsel.

En op de vraag:

• Wat is een actief sterrenstelsel?

zal hij antwoorden:

• Het is een sterrenstelsel met een quasar in het midden...

Onlangs, een paar jaar geleden, ontdekten we "gammaflitsen", één per dag. De omslag van het Franse tijdschrift Ciel et Espace (Lucht en Ruimte) had ooit de kop "Gammaflitsen: eindelijk een mysterie opgelost". Antwoord in de kolommen van het tijdschrift: er is net een klein, helder punt waargenomen op de positie van een gedetecteerde gammaflits. Betekenis: een mysterie oplossen betekent weten dat gebieden van de hemel die flitsen uitzenden ook licht uitzenden....

Is dat niet een beetje ... arm?

Omgekeerd bestaan er andere objecten waarvan het bestaan werd vermoed, vaak met grote nauwkeurigheid, vóór hun observatie. Het typische voorbeeld is de supernova, in 1931 beschreven door de Amerikaanse astrofysicus (van Zwitserse afkomst) Fritz Zwicky tijdens een beroemde conferentie aan Caltech, VS. Zwicky legde destijds uit dat voldoende massieve sterren, zeg maar met massa's boven twintig zonnemassa's, een paroxysmaal einde zouden moeten maken met een toename van het vermogen binnen enkele dagen, waarbij het hele fenomeen zich afspeelt over ongeveer twintig dagen. Het was een opmerkelijke voorspelling, hoewel deze destijds niet serieus werd genomen. Toch ontdekte de vastberaden Zwicky de eerste supernova's. Tegenwoordig kennen we er enkele honderden. Hetzelfde geldt voor neutronensterren, die vervolgens werden geïdentificeerd als pulsars (roterende neutronensterren) en witte dwergen. Ook deze soort telt enkele honderden geïdentificeerde individuen.

Het zwarte gat werd voorgesteld als een antwoord op een probleem: wat wordt er van een neutronenster die een bepaalde "kritieke massa" overschrijdt? Deze duidelijk geïdentificeerde neutronensterren lijken op enorme atoomkernen, zonder protonen. Waarom bestaan deze objecten uitsluitend uit neutronen?

We beschouwen neutronensterren als wat er overblijft van de ijzerkern van een massieve ster nadat deze is ontploft. Een massieve ster is een ster waarin tijdens haar levensduur verschillende soorten fusie plaatsvinden. Ze eindigt met de productie van ijzer, dat niet meer kan deelnemen aan exo-energetische fusiereacties. Dit zware ijzer valt dus naar het centrum van de ster, zoals as in een open haard. Wanneer de ster plotseling zonder brandstof komt te zitten (zoals Zwicky begreep), stort ze in op zichzelf met 80.000 kilometer per seconde (geef of neem een kilometer per seconde, natuurlijk). Wanneer het gas op de ijzerkern valt, wordt het sterk samengeperst. Niet alleen kaatst het terug, maar er vinden ook verschillende fusiereacties plaats die niet meer exo-energetisch hoeven te zijn, aangezien de energie afkomstig is van de brute samentrekking van de ster op zichzelf. Er ontstaan allerlei nucleaire species, waaronder veel radioactieve atomen met extreem variabele levensduren. In 1987 gaf de explosie van de ster Sanduleak, in de Magelhaense Wolken, een definitieve bevestiging van het bestaan van dergelijke fenomenen (slechts 150.000 lichtjaar verwijderd).

Het fenomeen verplettert de ijzerkern volledig door de atomen te verscheuren. Het wordt zo sterk op zichzelf samengeperst dat elektronen niet langer voldoende ruimte hebben om tussen nucleonen te bewegen. Gevangen combineren ze zich daarom met protonen om neutronen en neutrino's te vormen.

Normaal gesproken werkt het fenomeen dat we druk noemen tegen compressie tegen wanneer we een gas comprimeren. Dit geldt ook voor een vloeistof of een vaste stof (alles is samendrukbaar). Dit is wat er gebeurt wanneer een jonge ster geboren wordt. De protoster is een massa gas die op zichzelf instort. Maar daarbij warmt het op en de drukkracht beperkt de samentrekking. Het is een slechte straler, maar moet energie verliezen door straling (infrarood) voordat het genoeg kan samentrekken om een echte ster te worden. Als de massa echter onvoldoende is, zal het een "grote Jupiter" worden (deze reuzenplaneet blijft meer energie uitstralen dan hij van de Zon ontvangt, maar zal nooit een ster worden).

Wanneer de explosie van een supernova de ijzerkern comprimeert, voert deze zijn energie af door een fantastische hoeveelheid... neutrino's uit te zenden. Hier verandert het scenario volledig: radiatieve afkoeling is onmiddellijk omdat de neutrino's zonder moeite kunnen ontsnappen. Dus geen tegendruk. De klomp ijzer wordt jammerlijk verpletterd. Er blijft alleen een hoop neutronen over, tegen elkaar aan geperst zoals Japanners in de metro tijdens de spits.

Waarom een kritieke massa? Omdat neutronen geen druk kunnen weerstaan die groter is dan een maximale waarde. Net als elektrische gloeilampen die opgestapeld zijn in een mijnschacht. Na een bepaald niveau van lampen zal het glas breken en zal een hoop gebroken glas naar de bodem van de schacht vallen.

Wanneer een neutronenster een massa heeft die iets groter is dan tweemaal de massa van de Zon, wordt de druk in de kern te groot. De neutronen kunnen deze niet langer dragen. Er wordt dan aangenomen dat het op zichzelf instort en geen enkel bekend fysicaal fenomeen kan ingaan tegen deze "gravitationele ineenstorting". Een treurig perspectief voor een astrofysicus.

Zelfs vóór het explodeert is een neutronenster een "relativistisch" object, in tegenstelling tot een "newtoniaans" object. Dit blijkt uit het aspect van de banen van de "referentie-deeltjes" in de buurt van een massa m (een atoom, bijvoorbeeld). We weten dat het kromming van de ruimtetijd een precessie veroorzaakt van de elliptische baan van Mercurius. Maar de precessie is minimaal. De volgende figuur, ontwikkeld op basis van computerberekeningen, toont echter de belangrijke precessie van een quasi-elliptische baan rond een neutronenster.

Dus, er is geen sprake van een neutronenster te beschrijven met "newtoniaans materiaal".

Het berekeningsprogramma is relatief eenvoudig en op een dag, als ik de tijd heb, zal ik het op de site zetten zodat je ermee kunt spelen en het gravitatielenseffect kunt laten zien (zeer overdreven in het volgende):

Dus, aangezien het de bedoeling is het lot te beschrijven van een neutronenster die kritiek bereikt, moet een "veldvergelijking" worden gebruikt, die van Einstein.

S = c T

T is een "tensor" die de lokale inhoud aan "materie-energie" beschrijft. De tensor is nul aan de buitenkant en niet-nul aan de binnenkant. De geometrische oplossing moet daarom worden afgeleid uit twee vergelijkingen.
Voor de binnenkant:

S = c T

voor de binnenkant

S = 0

Oplossingen voor dit type vergelijking worden "metrieken" genoemd. Het maakt echter niet uit welke vorm de objecten aannemen. Bovendien zijn het "tensoren", en om te begrijpen wat een tensor is, veel succes ... Het heeft mij behoorlijk wat tijd gekost.

De Zon is geassocieerd met een lokale "geometrie", die de oplossing is voor de twee vergelijkingen. De eerste beschrijft het binnenste van de Zon en de tweede het lege ruimte eromheen. We kunnen echter alleen een soort "ideale zon" beschrijven, die bestaat uit een bol gevuld met materie van constante dichtheid. Maar dat is beter dan niets. Deze oplossingen hebben wiskundige expressies waar we hier niet op ingaan. Ze zullen je niets zeggen. Elke heeft zijn eigen "persoonlijke pathologie". Laten we rn de straal van de ster noemen, van constante dichtheid r. Uit deze dichtheid r en de waarde c van de lichtsnelheid kunnen we een eerste karakteristieke straal berekenen, "R circumflex":

De geometrische oplossing voor de binnenkant is "niet-pathologisch" als en slechts als de waarde van straal rn kleiner is dan deze kritieke waarde.

Met dezelfde gegevens kunnen we de tweede karakteristieke straal berekenen:

die we de "Schwarzschild-straal" Rs noemen. De buitenste oplossing, die verwijst naar het "lege ruimte" rond onze ster van constante dichtheid r en constante straal, zal niet-pathologisch zijn als en slechts als de waarde van de sterstraal rn groter is dan deze karakteristieke lengte. Wanneer we beide groeperen, is het noodzakelijk dat:

De grootheid aan de rechterkant hangt af van de dichtheid van de ster (tussen 10^15 en 10^16 gram per kubieke centimeter). Bij constante dichtheid neemt de grootheid aan de linkerkant toe met de derde macht van de straal Rn van de ster.

Dit is geldig voor de Zon, beschouwd als een ster van constante dichtheid bij een eerste benadering. Wat bedoelen we met "pathologieën"? Alles: grootheden onder wortels die negatief worden, noemers die nul worden. We zien dus dat een ster van constante dichtheid niet kan worden beschreven door het volgende type stationaire oplossing:

De "Schwarzschild-straal" van de Zon is 3,7 km: ver binnen (rn). Je kunt er plezier aan beleven om het te berekenen, aangezien de straal 695.000 km is, de waarde van de tweede kritieke straal "R circumflex" hoger is.

Als het de Zon betrof, zou op de schaal van de figuur de Schwarzschild-straal (3,7 km) slechts een punt zijn en straal "R circumflex" ver buiten het vel gaan. De bovenstaande figuur verwijst meer naar een "subkritieke neutronenster".

Hoe verloopt de "klim naar kritiek"? Het volstaat om lagen neutronen toe te voegen, toenemende in constante dichtheid (we vergelijken de neutronenster met, zo niet een vaste stof, dan minstens een druppel praktisch onsamendrukbare vloeistof).

We verkrijgen de bovenstaande curves eenvoudig door de getoonde formule te gebruiken. De straal van de ster neemt toe, maar de "Schwarzschild-straal" haalt hem in. En de twee ontmoeten elkaar wanneer rn de waarde "R circumflex" bereikt. Dan, op het oppervlak van de ster, wordt de grootheid onder de wortels negatief, noemers worden nul, enz. Dit is de wiskundige, geometrische vertaling van kritiek. Wat simpelweg betekent dat het onmogelijk is om de ster te beschrijven met behulp van een of beide gecombineerde geometrische oplossingen die zijn verkregen uit de Einstein-vergelijking met het tweede lid niet-nul (binnenkant) of nul (buitenkant). De karakteristieke maximale waarde van deze straal is ongeveer 20 kilometer. De dichtheid van de neutronenster kan hieruit worden berekend.

Maar er is iets dat weinig bekend is, zelfs onder "kosmische mannen", hoewel het voortkomt uit werk dat in de jaren '40 is gedaan: er is een andere kritiek, dit keer van fysieke aard, die verschijnt net voordat de straal van de ster deze waarde bereikt. Het is een uiterst nabije waarde, slechts 5% lager. Maar wanneer de straal van de ster deze bereikt, of wat op hetzelfde neerkomt, de massa een waarde bereikt die tweemaal de massa van de Zon is, wordt de druk in het midden van de ster oneindig, krachtens een "TOV"-model dat in de jaren '40 is ontwikkeld door Tolman, Oppenheimer en Volkov (de Oppenheimer van de bom).

Druk binnen een neutronenster als functie van de afstand tot het centrum voor verschillende waarden van de objectmassa.

Dit is een fundamenteel gegeven voor ons.

Hieronder de evolutie van de druk, binnen de neutronenster, versus de afstand tot het centrum, voor verschillende massa's:

...Misschien stellen wetenschappers, net als anderen, zichzelf geen vragen waar ze denken geen antwoord op te kunnen geven. Hoe antwoord je op de vraag:

• Wat gebeurt er in een medium waar, op een bepaald punt, de druk plotseling oneindig wordt?

Maar niemand stelde de vraag, althans niet op die manier. Blijkbaar viel het niemand op. Veel kosmologiedeskundigen met wie ik heb gesproken, waren zich niet bewust van dit aspect.

Laten we terugkeren naar "het verhaal van het zwarte gat". We zouden kunnen zeggen: Het implusiefenomeen van een gedestabiliseerde neutronenster is een niet-stationair fenomeen. Laten we daarom een niet-stationaire oplossing construeren voor het geheel van de twee bovenstaande vergelijkingen. Maar we weten niet hoe, op een geloofwaardige manier. Dus wendden theoretici zich tot de "buitenste oplossing" (die bijvoorbeeld de geometrie aan de buitenkant van de Zon beschrijft en "pathologisch" wordt bij de Schwarzschild-straal van 3,7 km).

• Met andere woorden, "neem de Zon weg" en laten we de eigenschappen van deze geometrie onderzoeken. Zo maar...

• Maar het is een oplossing die verwijst naar een leeg universum?!

• Negeer het, laten we kijken wat we krijgen...

Het onderzoek begon aan de radiale banen van objecten in vrije val richting wat, onder deze omstandigheden, "een zwart gat van zonnemassa" zou zijn, met een diameter van 3,7 km. De variabele t werd behouden, het was bedoeld om te verwijzen naar de tijd die wordt ervaren door een "externe waarnemer", een goede aardling die kijkt naar de Zon die ze net hebben weggetoverd. Er werd ontdekt dat de vrije valtijd van elk testdeeltje, gemeten volgens deze tijd, oneindig werd. Maar als we een klok aan het genoemde deeltje bevestigden, zou het in een eindige tijdsperiode het geometrische centrum van het object bereiken.

Theoretici stelden daarom het volgende beeld voor:

• Deze stationaire, externe oplossing vindt een nieuwe, providentiële toepassing. In feite vindt gravitationele ineenstorting plaats in een zeer korte periode (ongeveer een tienduizendste seconde voor een gedestabiliseerde neutronenster). Maar aangezien het fenomeen voor een "externe waarnemer" lijkt te duren voor een oneindige tijd, kan een stationaire oplossing worden gebruikt om een eminent niet-stationair fenomeen te beschrijven.

Als er geen merels zijn, eten we spreeuwen....

Uitgaande van dit idee begonnen theoretici zich af te vragen wat er met materie zou gebeuren wanneer deze het Schwarzschild-oppervlak kruist. En daar vonden ze alle eerder genoemde gruwelen. De tijd van het deeltje werd... pure verbeelding. De snelheid van het deeltje overschreed de lichtsnelheid. Het wordt een tachyon, waarvan de massa... imaginair is, enz., enz.

Sommigen suggereerden zelfs (en je kunt het in veel boeken vinden) dat aan de binnenkant van de bol, de variabele r veranderde in tijd en de variabele t in... radiale afstand.

Zoals Jean Heidmann, kosmoloog in Meudon, nu met pensioen, altijd zei:

• Wanneer het over zwarte gaten gaat, moet je je gezond verstand in de garderobe achterlaten...

Onder deze omstandigheden, als we besluiten het gezond verstand te vergeten, waar ligt dan de grens aan onredelijkheid? Hoe besluiten we een "fysica van het onwaarneembare" te bouwen? Dit is het geval voor "donkere materie", waarover van alles en nog wat wordt gezegd en geschreven, vaak met een snelheid van tientallen artikelen per dag. Niemand lijkt het gemellare model te hebben onderzocht, uitgebreid ontwikkeld op mijn site. Enkele buitenlandse onderzoekers (China, Japan) lijken het echter goed te hebben opgepikt.

Er is nieuws op dit gebied. In '88-'89 publiceerde ik drie artikelen in Modern Physics Letters A (gereproduceerd op de site) die het ongekende idee lanceerden van een kosmologie waarin fysische constanten kunnen variëren, inclusief de heilige lichtsnelheid c. Het idee werd in 1993 "herontdekt". Sindsdien zijn talrijke artikelen gepubliceerd in zeer selectieve tijdschriften zoals Physical Review, Classical and Quantum Gravity. Er is al een behoorlijk grote groep "constante-varieerders". Sommigen van hen hebben mijn werk ontdekt op de internetsite. Velen van hen waren verbaasd, nog meer door het feit dat het werk uit Frankrijk kwam, een land dat zich nooit heeft opgemerkt door een belangrijke innovatie in de kosmologie, of zelfs in de astrofysica (velden die typisch Duits, Russisch, Amerikaans of Brits zijn). Het contact werd op een zeer hartelijke manier gelegd. De Chinezen zeiden, niet zonder humor, dat ze hun atlas moesten opzoeken om te vinden waar Marseille lag en "de indruk hadden een onbekende regio van de wereldbol te ontdekken".

Waarom deze uitstapje? Omdat, naar onze mening, de duizelingwekkende druktoename in de kern van de neutronenster de constanten van de fysica zou moeten veranderen en een "hypertorische brug" zou moeten creëren tussen het universum en zijn tweeling. Het is een idee dat verder onderzoek behoeft. Dit gezegd hebbende, als hulp nodig is in deze onderneming, zal deze hoogstwaarschijnlijk komen van de "constante-varieerders" die de grens al hebben overschreden. Voorlopig zijn wij de enige "gemellaren", maar dat zal niet altijd zo blijven.

Naar onze mening zou de gemellare context het scenario voor een gedestabiliseerde neutronenster volledig moeten veranderen. Maar voordat we een uitdagermodel kunnen voorstellen, moeten we het klassieke model van het zwarte gat bestuderen. Dat is wat er in dit lange artikel wordt gedaan. De zaken worden niet "op volgorde" behandeld. In een sectie hebben we het werk van Kruskal zorgvuldig bekeken en de fouten in zijn benadering aangetoond.

Alles is gemotiveerd. In 1960 had Kruskal gemerkt dat in het initiële model (de "Schwarzschild-metriek") de lichtsnelheid nul was op de betreffende bol, de "horizonbol", alias de Schwarzschild-bol, en ging aan de slag om deze "ziekte" te genezen.

Maar hoe werk je aan geometrische oplossingen? Kunnen er andere worden uitgevonden? Het antwoord is nee. Ik geloof dat het artikel duidelijk het willekeurige karakter van de keuze van coördinaten laat zien. Van nature is een geometrische oplossing van "invariante coördinaten", het hangt niet af van de gekozen coördinaten. Stel je een zeepbel voor. Het is een oppervlak. In zekere zin is het een oplossing voor een veldvergelijking die overeenkomt met het feit dat de energie die wordt gebruikt in spanning, om een constante druk binnen de bel te compenseren, constant is op het hele oppervlak. Op de vraag:

• Wat is het oppervlak dat mechanisch reageert op een manier die interne overdruk kan weerstaan?

Is het antwoord:

• Het is een bol.

Maar deze bol, een geometrisch object, bestaat onafhankelijk van het coördinatenstelsel dat wordt gebruikt om de punten te identificeren. Nu weten we dat wanneer we een stelsel van meridianen en parallellen gebruiken, we polaire singulariteiten creëren, schijnbaar singuliere punten, terwijl ze dat in feite niet zijn. Het zijn singulariteiten die worden geïnduceerd door de keuze van coördinaten. In het geval van de bol zijn deze singulariteiten overigens onvermijdelijk. De onderstaande figuur toont een bol en het markeringssysteem van breedte- en lengtecoördinaten.

Opmerking: We kunnen een bol in kaart brengen, een markeringssysteem met twee parameters geven met slechts één pool. Zie de volgende figuren:

Eerste markering, eerste familie van krommen met één parameter a, verkregen door de bol te snijden met vlakken door een rechte lijn die raakt aan een van de punten.

Dit wordt gecombineerd met de tweede familie van krommen verkregen door dezelfde bol te snijden langs een andere rechte lijn die raakt aan de bol op hetzelfde punt, bijvoorbeeld loodrecht op de eerste.

De bol, zo in kaart gebracht, gezien vanuit een andere hoek die de unieke singulariteit verbergt.