|
Portræt af et sort hul
Ved at tilpasse et netværk af teleskoper vil astronomerne snart få deres første kig nogensinde på et sort huls mørke silhouet
Avery E. Broderick & Abraham Loeb*
Nøglebegreber
Du har måske set TV reklamen, hvor en mobiltelefon tekniker rejser til afsides steder og på sin telefon spørger, "Kan du høre mig nu?" Forestil dig at denne tekniker rejser til vor Mælkevejs centrum, hvori der lurer et massivt sort hul, Sagittarius A (Sgr A*), der vejer ligeså meget som 4,5 millioner sole. Når teknikeren nærmer sig hullet indenfor 10 millioner kilometer, ville vi høre hans kadence sætte farten ned og hans stemme blive dybere, dø hen og efterhånden blive til en monoton hvisken med formindsket modtagelse. Hvis vi så efter, ville vi se hans billede blive mere og mere rødt og svagt, mens han blev frosset i tid nær det sorte huls grænse, kaldet begivenhedshorisonten. Teknikeren selv ville imidlertid ikke opleve at tiden gik langsommere og ville ikke se noget mærkeligt på begivenhedshorisontens placering. Han ville kun vide, at han havde krydset horisonten, da han hører os sige, "Nej, vi kan ikke høre dig særlig godt!" Han ville ikke på nogen måde kunne dele sine sidste indtryk med os - intet, ikke engang lys, kan undslippe gravitationens ekstreme træk indenfor begivenhedshorisonten. Et minut efter han krydsede horisonten, ville gravitationens kræfter dybt inde i hullet rive ham fra hinanden. I det virkelige liv kan vi ikke sende en tekniker på en sådan rejse. Men astronomer har udviklet teknikker, der snart for første gang vil lade dem producere billeder af et sort huls mørke silhouet mod en baggrund af varm, glødende gas. Vent, siger du. Har astronomerne ikke rapporteret masser af observationer af sorte huller, inklusive alle mulige slags billeder? Det er sandt, men billederne har været af gas eller andet materiale nær et sort hul, hvor selve hullet er en usynlig plet, eller af enorme udgydelser af energi, som antages at komme fra et sort hul. Faktisk ved vi ikke engang med sikkerhed om sorte huller virkelig findes [se "Black Stars, Not Holes," af Carlos Barceló, Stefano Liberati, Sebastino Sonego og Matt Visser; Scientific American Oktober 2009], [Sorte stjerner, ikke huller]. Astronomerne har detekteret objekter på himlen, der er tilstrækkeligt massive og kompakte, så de, hvis Einsteins almene relativitetsteori er korrekt, skal være sorte huller og det er sædvanligt at tale om dem, som om de var (som vi gør i denne artikel). Men indtil nu har vi ikke kunnet afgøre, om disse objekter havde et sort huls definerende egenskab - en horisont hvorigennem materiale kun kan strømme én vej. Dette er ikke blot et spørgsmål om nysgerrighed for de indviede, for sådanne horisonter er i hjertet af et af de dybeste mysterier i teoretisk fysik. Og billeder, der viser de mørke silhouetter af sorte hullers begivenhedshorisonter, ville hjælpe os til at forstå de ualmindelige astrofysiske processer, der finder sted i deres omegn.
Begivenhedshorisonter er en kilde til fascination, fordi de repræsenterer en fundamental mangel på sammenhæng mellem to store triumfer i det 20. århundres fysik: kvantemekanik og almen relativitet. Tidsomvendelighed er en vigtig egenskab ved den kvantemekaniske beskrivelse af fysiske systemer; enhver kvanteproces har en omvendt proces, som i princippet kan bruges til at få enhver information, som den oprindelige proces måske har blandet, tilbage. I modsætning hertil tillader almen relativitet - der forklarer gravitation som opstående fra rummets krumning og forudsiger eksistensen af sorte huller - ingen omvendt proces til at bringe noget tilbage, der er faldet ind i et sort hul. Behovet for at løse denne mangel på sammenhæng mellem kvantemekanik og gravitation har været en af strengteoretikernes primære motiveringer i deres søgen efter en kvanteteori for gravitation - en teori der ville forudsige gravitationens egenskaber som opstående fra vekselvirkninger, der følger kvantemekanikkens love. På et mere grundliggende niveau ville fysikerne gerne vide, om Einsteins almene relativitet virkelig er teorien om gravitation, selv hvor den forudsiger chokerende afvigelser fra klassisk, newtonsk teori - som eksistensen af begivenhedshorisonter. Sorte huller har de to dyder, at de svarer til to ualmindeligt enkle løsninger på Einsteins gravitationsligninger (et sort hul karakteriseres fuldstændigt af blot tre tal - dets masse, ladning og spin), såvel som de er steder, hvor gravitationen er mest forskellig fra newtonsk teori. Sorte huller er derfor prima steder at søge efter vidnesbyrd om afvigelser fra Einsteins ligninger under ekstreme forhold, hvilket kunne give tegn på en kvanteteori for gravitation. Omvendt vil ligningernes succes nær sorte huller dramatisk udstrække området, hvori vi ved, at almen relativitet virker. Påtrængende astrofysiske spørgsmål, om hvad der sker i et sort huls nærhed, kræver også svar. Sorte huller næres af indfaldende materiale som gas og støv. Stoffet vinder enorme mængder energi, mens det falder nærmere til hullets horisont. Det producerer varme 20 gange mere effektivt end kernefusion, den næstmest potente energigenerator man kender. Stråling fra den hede, spiralerende gas gør miljøet nær sorte huller til de lyseste objekter i universet. Astrofysikere kan i nogen udstrækning lave modeller af det tilvoksende materiale, men det er uklart, hvordan gas i strømmen af tilvækst vandrer fra et kredsløb i stor radius til et nær horisonten og hvordan den, præcist, til sidst falder ind i det sorte hul. Magnetiske felter, skabt af ladede partikler der bevæger sig i tilvækstens strøm, må spille en meget vigtig rolle i, hvordan strømmen opfører sig. Men vi ved meget lidt om, hvordan disse felter er strukturerede og hvordan den struktur påvirker sorte hullers observerede egenskaber. Skønt computersimuleringer af hele det tilvoksende område er ved at blive mulige, forbliver vi teoretikere årtier væk fra sande beregninger fra begyndelsen. Input fra observationer vil være væsentlige for at inspirere til nye ideer og vælge mellem konkurrerende modeller. Monstrets hule
Et sort huls definerende egenskab er dets begivenhedshorisont, den kugleformede grænse for området indenfor hvilket intet kan overvinde det sorte huls gravitation og dukke frem. Gas tilvokser i en varm, lysende skive, der kredser om det sorte hul med midlertidige lyse pletter lig soludbrud. En skive kan være tynd, som vist, men kan også dække en stor vinkel over og under rotationsplanet, såvel som strække sig meget længere radialt. Mange supermassive sorte huller udsender lyse stråler med næsten lysets hastighed. Tilvækstskivens indre rand menes at være nær en cirkel kaldet det inderste, cirkulære kredsløb. Alt stof, der strejfer nærmere til hullet, vil befinde sig i et ustabilt kredsløb og styrter hurtigt ind i hullet. I foton kredsløbet kunne lys i princippet cirkle rundt om det sorte hul permanent, men i praksis ville den mindste forstyrrelse sende lyset i en spiral ind eller ud.
Større forlegenhed for astrofysikere giver vor mangel på forståelse af sorte hullers stråler - fænomener i hvilke kræfterne nær et supermassivt sort hul på en eller anden måde konspirerer om at udspy materiale ved ultrarelativistiske hastigheder (op til 99,98 procent af lyshastigheden). Disse forbløffende udstrømninger gennemrejser afstande større end galakser, men deres udspring er nær det sorte hul som intense stråler, der er samlet så parallelt, at de kunne tråde solsystemet - øjet i en galaktisk nål. Vi ved ikke, hvad der accelererer disse stråler til så høje hastigheder eller bare hvad strålerne er lavet af - er de elektroner og protoner eller elektroner og positroner, eller er de primært elektromagnetiske felter? For at besvare disse og andre spørgsmål har astronomerne desperat brug for direkte observationer af gassen i et sort huls nærhed.
Uheldigvis er sådanne observationer vanskelige af adskillige grunde. For det første er sorte huller yderst små efter enhver astronomisk målestok. De ser ud til at komme i to hovedvarianter: stjernemasse sorte huller, resterne af døde massive stjerner, med typiske masser på fem til 15 sole, og supermassive sorte huller, placeret i galaksers centrum og vejende millioner til 10 milliarder sole. Et 15-solmasser sort huls begivenhedshorisont ville bare være 90 kilometer i diameter - alt for lillebitte til at kunne opløses på interstellare afstande. Selv et en-milliard-sole monstrum ville passe komfortabelt indenfor Neptuns kredsløb. For det andet giver et sort huls lille størrelse og intense gravitation mulighed for ekstremt hurtig bevægelse - stof meget nær et stjerne-masse sort hul kan fuldføre et kredsløb på mindre end et mikrosekund. Det kræver yderst følsomme instrumenter at observere så hurtige fænomener. Endelig er kun det lille undersæt af sorte huller, der har et stort reservoir af nærliggende gas til tilvækst, overhovedet synlige; det store flertal af sorte huller i Mælkevejen er indtil nu ikke opdaget. For at leve op til disse udfordringer har astronomerne udviklet forskellige teknikker, der, uden at give direkte billeder, har givet information om egenskaberne og adfærden af stof, der kredser tæt på mistænkte sorte huller. For eksempel kan astronomer veje et supermassivt sort hul ved at observere stjerner nærved, meget som man bruger planeternes kredsløb til at veje solen. I fjerne galakser kan individuelle stjerner nær et supermassivt sort hul ikke opløses, men spektret af deres lys viser deres hastighedsfordeling, hvilket giver en masse for hullet. Det supermassive sorte hul Sgr A* i Mælkevejens centrum er nær nok til, at teleskoper kan opløse individuelle stjerner nærved. Det har frembragt den bedste massevurdering af noget sort hul til dato. Uheldigvis er disse stjerner langt udenfor det område, der interesserer os mest, hvor alment relativistiske virkninger bliver betydelige. Astronomer leder også efter tegn på almen relativitet i den måde stråling, der udsendes nær et sort hul, varierer med tiden. For eksempel svinger røntgenstrålingen fra nogle stjerne-masse sorte huller i lysstyrke på en næsten periodisk måde med perioder lig kredsløb forventet nær tilvækstskivens indre kant. Indtil nu har den mest frugtbare vej til at sondere sorte huller udnyttet jernatomers fluorecens på tilvækstskivens overflade. Den hurtige bevægelse af tilvækstskiven, der bærer jernatomerne, og hullets stærke gravitation kombinerer, flytter fluorecensens karakteristiske bølgelængde og spreder den over et bånd af bølgelængder. Nær et hurtigt spinnende sort hul kredser selve tilvækstskiven hurtigere (takket være en almen relativistisk virkning, der trækker rum omkring med hullets rotation) og udstrålingen vil have en sigende asymmetri. De japanske satelliter ASCA og Suzaku har observeret netop sådanne udstrålinger, som astronomerne tolker som direkte vidnesbyrd om hurtigt spinnende sorte huller, med kredsløbshastigheder så høje som en tredjedel af lyshastighed i tilvækstskiverne. Information, om hvor meget spin stjerne-masse sorte huller har, er kommet fra binære systemer, i hvilke et sort hul og en almindelig stjerne kredser om hinanden tæt nok til, at hullet langsomt æder af sin ledsager. Analyse af røntgenspektre og kredsløbsparametre for en håndfuld sådanne systemer viser, at hullerne har 65 til 100 procent af det maksimale spin tilladt af almen relativitet for et hul af en given masse; meget højt spin synes at være normen. Lys (lige fra radiobølger til røntgenstråler) og energirige stråler er ikke det eneste sorte huller udstråler. Når to sorte huller kolliderer, ryster de rumtidens struktur omkring sig og producerer gravitationsbølger, der breder sig ud som krusninger på en dam. Disse krusninger af rumtid skulle kunne detekteres på enorme afstande, men det kræver utrolig følsomme instrumenter. Skønt laboratorier, der allerede kører, endnu mangler at detektere gravitationsbølger, giver metoden en revolutionerende ny måde at studere sorte huller på. [se "Ripples in Spacetime," af W. Wayt Gibbs; Scientific American, April 2002], [Krusninger på rumtiden].
Selv om de giver et væld af information, tilbyder ingen af de teknikker, vi har beskrevet indtil nu, et billede af et sort huls begivenhedshorisont. Takket være nylige fremskridt i teknologi er en direkte afbildning af et sort huls horisont imidlertid lige op over. Det sorte hul, der skal afbildes, er monstret i vor egen baghave, Sgr A*. På en afstand af kun 24.000 lysår indtager Sgr A* den største skive på himlen af noget kendt sort hul. Et 10 solmasser sort hul ville skulle være 1/100 del så langt væk som den nærmeste stjerne for at se ligeså stort ud. Og selv om supermassive sorte huller meget større end Sgr A* findes, er de millioner af lysår væk. Den mørke silhouet af et fjernt sort hul mere end fordobles i tilsyneladende størrelse takket være afbøjningen af lys af hullets gravitation. Alligevel vil Sgr A*s horisont kun se ud til at brede sig 55 mikrobuesekunder - så lille som et valmuekorn i Los Angeles set fra New York City.
Alle moderne teleskopers opløsning, ligemeget hvor imponerende den er, er fundamentalt begrænset af diffraktion, en bølgeoptisk virkning der sker, når lys passerer gennem den endelige åbning, som afgøres af teleskopets størrelse. Generelt kan den mindste vinkelskala, der kan opløses af teleskopet, formindskes ved at gøre teleskopet større eller ved at fange kortere bølgelængder lys. Ved infrarøde bølgelængder (som, meget passende, passerer gennem støvskyer, der skjuler Sgr A* ved synlige bølgelængder), ville en vinkelskala på 55 mikrobuesekunder kræve et teleskop, der var syv kilometer tværs over. Synligt eller ultraviolet lys' kortere bølgelængder ville reducere dette gigantiske krav noget, men ikke nok til at være mindre skørt. Overvejelse af længere bølgelængder kunne forekomme uden mening - millimeter radiobølger, f.eks., ville kræve et teleskop, der var 5.000 kilometer i tværsnit. Men det passer sig sådan, at radioteleskoper på størrelse med Jorden allerede er i drift. En teknik kaldet very long baseline interferometry (VLBI) kombinerer signalerne detekteret af en række radioteleskoper spredt rundt på globen for at opnå de vinkelopløsninger, som en radiodisk på størrelse med Jorden ville opnå. To sådanne rækker teleskoper har fungeret i mere end et årti - Very Long Baseline Array (VLBA), med diske i USA så langt fra hinanden som Hawaii og New Hampshire og det europæiske VLBI Network (EVN), med diske i Kina, Sydafrika og Puerto Rico, såvel som Europa. Du kan måske huske, at du har set et meget mindre system, Very Large Array i New Mexico, i film som Contact og 2010. Uheldigvis er VLBA og EVN kun egnede til radiobølgelængder over 3,5 millimeter, svarende til opløsninger på højst 100 mikrobuesekunder, for stort til at opløse Sgr A*s horisont. Desuden udvisker den interstellare gas ved disse bølgelængder billedet af Sgr A*, ligesom tæt tåge udvisker gadebelysningen deroppe. Løsningen er at anvende et interferometer ved kortere bølgelængder på millimeter og under. Disse kortere bølgelængder lider imidlertid af endnu et andet problem: absorption af atmosfærisk vanddamp. Af denne grund placeres millimeter og submillimeter teleskoper på de højeste, tørreste til rådighed værende steder, som på toppen af Mauna Kea i Hawaii, i Atacama ørkenen i Chile og i Antarktis. Når alt er sagt og gjort forbliver der generelt to nyttige vinduer åbne, ved 1,3 millimeter og ved 0,87 millimeter. En række teleskoper på størrelse med Jorden ville ved disse bølgelængder give opløsninger på omkring 26 og 17 mikrobuesekunder, henholdsvis, godt nok til at opløse horisonten på Sgr A*. Der eksisterer allerede et antal millimeter og submillimeter teleskoper, der kunne indarbejdes i en sådan række - i Hawaii, spredt gennem det sydvestlige USA, og i Chile, Mexico og Europa. Fordi astronomerne byggede disse teleskoper til andre formål, betyder tilpasning til VLBI mange teknologiske udfordringer, inklusive udvikling af usædvanlig elektronik med lavt støjniveau og digitale optagere med ultrahøj båndbredde. Ikke desto mindre løste et samarbejde ledet af Sheperd S. Doeleman fra Massachusetts Institute of Technology disse problemer i 2008. Gruppen studerede Sgr A* ved 1,3 millimeter bølgelængder med en række på kun tre teleskoper, i Arizona, Californien og på Mauna Kea. Et så lille antal teleskoper er utilstrækkeligt til at frembringe et billede, men forskerne opløste med succes Sgr A* ved, at deres data viste, at det havde lyse områder, kun 37 mikrobuesekunder store, to tredjedele af horisontens størrelse. Yderligere teleskoper burde gøre det muligt at producere billeder af begivenhedshorisontens mørke silhouet. De nylige millimeter-VLBI observationer gør det overordentlig vanskeligt for Sgr A* ikke at have en horisont. Tilvækst på et sort hul og på horisontløse objekter er forskellige på en fundamental måde. I begge tilfælde tilfalder der det tilvoksende materiale enorme mængder energi under dets fald ind. I fravær af en horisont omdannes denne energi til varme, hvor det tilvoksende materiale til sidst falder til ro og udsendes efterfølgende som stråling, hvilket producerer et karakteristisk varmespektrum, som er synligt for ydre observatører. I modsætning hertil kan indfaldende materiale for sorte hullers vedkommende bære enhver mængde energi tværs over horisonten, hvilket vil skjule den for evigt. For Sgr A* kan vi bruge dens totale lysstyrke til at vurdere hastigheden af indfaldet af tilvækstmateriale. Millimeter-VLBI observationerne sætter en stram grænse på den maksimalt mulige størrelse af tilvækststrømmens indre rand og således på hvor megen energi der er blevet frigjort i strømmens fald til det punkt. Hvis Sgr A* ikke har en horisont (og derfor ikke er et sort hul), skal den overskydende energi udstråles primært i det infrarøde, når tilvækstmaterialet falder til ro. Til trods for omhyggelige observationer har astronomerne ikke fundet nogen termisk infrarød udstråling fra Sgr A*. Den eneste måde at forlige denne mangel på, uden en horisont, er, at materialet stråler al den overskydende energi bort mens det falder indad, men det ville kræve absurd høj strålingseffektivitet.
Vi, blandt andre teoretikere, har haft meget travlt med at prøve at forudsige, hvad observatører måske ser, når VLBI producerer billeder af Sgr A* i løbet af de næste par år. Et sort hul kaster en silhouet på nærliggende, tilvækstgassers udstrålinger. Denne "skygge" opstår, fordi det sorte hul sluger lysstråler, der kommer imod observatøren fra lige bag det. Imens tilføjes det lyse område omkring "skyggen" andre lysbølger, kommende fra bag det sorte hul, men som lige undgår horisonten. Stærk gravitationel linsning bøjer lysbølger, så selv materiale direkte bag det sorte hul vil bidrage til lyset omkring det mørke område. Den resulterende silhouet er, hvad der menes med udtrykket "portræt af et sort hul," et passende billede hvori det sorte hul virkelig er sort. Denne skygge vil ikke være en cirkelrund skive, primært på grund af gassens ekstreme kredsløbshastigheder, der nærmer sig lysets. Udstrålingen fra stof, der bevæger sig så hurtigt, vil være Doppler-forskudt og koncentreret i en snæver kegle i bevægelsens retning, hvilket gør udtrålingen fra den side af den kredsende gas, der nærmer sig, væsentligt lysere og dæmper den vigende side. Dette producerer en lys halvmåneform i stedet for en hel, lys ring rundt om en skivelignende silhouet. Denne asymmetri forsvinder kun, hvis vi tilfældigvis kigger langs skivens rotationsakse. Det sorte huls spin, som kan have en anden rotationsakse end tilvækstskivens, har en lignende virkning. Sådanne billeder lader derfor astronomerne bestemme retningen af det sorte huls spin og tilvækstskivens hældning i forhold til den. Ligeså vigtigt for astrofysik er det, at data vil give uvurderligt observationsinput til tilvækstteori og en gang for alle afgøre al gassens tæthed og geometrien af tilvækststrømmens indre rand. Der burde også være andre supermassive sorte huller indenfor rækkevidde af VLBI, som kan sammenlignes med Sgr A*. Vi viste fornyligt, at det andetbedste mål er det sorte hul, man mener ligger i centrum af den gigantiske elliptiske galakse M87. Dette sorte hul er 55 millioner lysår væk og indtil fornyligt var astronomernes standardvurdering af dets masse omkring tre milliarder sole, hvilket vil give det en forventet silhouet noget mindre end det halve af størrelsen af Sgr A*s silhouet. I juni 2009 brugte Karl Gebhardt fra University of Texas at Austin og Jens Thomas fra Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics i Garching, Tyskland imidlertid de seneste data og opdaterede modeller af M87s fordeling af stjerner og mørkt stof og bestemte en sort hul masse på 6,4 milliarder sole - nok til at gøre dets silhouet omkring trefjerdedele af diameteren af Sgr A*s silhouet.
Vi nærmer os giganten
I mange henseender er M87 et mere interessant og lovende mål end Sgr A*. Det har en kraftig stråle, der strækker sig 5.000 lysår ud; opløsning af området, der udsender strålen, vil give kritisk information til teoretikernes indsats for at forstå disse ultrarelativistiske udstrømninger. Ulig Sgr A* ligger M87 på den nordlige halvkugles himmel, hvilket gør det mere behageligt for VLBI at bruge eksisterende observatorier, hvoraf relativt få er sydpå. Desuden vil dynamiske ændringer ske på tidsskalaer af dage istedet for minutter, fordi M87s sorte hul er 2.000 gange størrelsen af Sgr A*. Kredsløbsperioden nær tilvæksskivens indre rand vil være 0,5 til fem uger (afhængigt af hullets spin). Opnåelse af billedsekvenser af begivenhedernes gang burde være meget nemmere med M87. Endelig vil billeder af høj opløsning sandsynligvis lide mindre af udviskning af den slags, der påføres af den interstellare gas mellem os og Sgr A*. Til dato har de bedste VLBI billeder af M87, taget ved bølgelængder på to til syv millimeter, en opløsning på omkring 100 mikrobuesekunder, mere end det dobbelte af den forventede silhouets størrelse. For både Sgr A* og M87 vil en spændende udsigt i det lange løb være muligheden for at tage billeder af opflamning, som ses i deres udtråling fra tid til anden. Hvis nogen af disse flammer forårsages af lyse pletter i tilvæksstrømmen, som de fleste teoretikere venter, kan de udnyttes til at kortlægge rumtiden omkring horisonten i større detaljer. Hver plets hovedbillede vil blive ledsaget af yderligere billeder, svarende til lysbølger der når observatøren ved cirkelformede ruter omkring hullet. Former og positioner af disse billeder af højere orden indkoder rumtidens struktur nær det sorte hul. De vil faktisk give uafhængige målinger af den struktur på forskellige steder, som blev gennemrejst af hvert billedes bundt lysstråler. Taget sammen vil disse data afprøve den almene relativtets forudsigelser om den stærke gravitations adfærd nær sorte huller. Observationer af sorte huller går ind i en ny gylden æra. Næsten et århundrede efter Einstein udtænkte almen relativitet er vi endelig i stand til at afprøve, om hans teori korrekt beskriver gravitation i sorte hullers ekstreme miljøer. Direkte afbildning af sorte huller vil give en ny prøvestand til at sammenligne Einsteins teori med dens alternativer. Når billeder af Sgr A* og M87 er til rådighed, vil vi kunne undersøge rumtiden nær sorte huller i detaljer, uden at ofre mobiltelefon teknikere. Billeder: Vi skyder bæstet Astronomer er igang med at udvikle adskillige rækker af radioteleskoper for at danne et jordomspændende netværk af observatorier, der kan observere Sgr A* og dets umiddelbare omgivelser ved bølgelængder nær 0,87 og 1,3 millimeter – to ”vinduer” der ikke absorberes overvældende meget af Jordens atmosfære eller spredes af interstellar gas. Netværkets størrelse vil tillade observationer med tilstrækkelig opløsning til at producere billeder af Sgr A*s begivenhedshorisont. Sgr A*s udseende burde afsløre information om retningen af Sgr A*s tilvækstskive langs vor sigtelinie og hvor hurtigt det sorte hul spinner – to af de mest grundlæggende kendsgerninger man kan finde ud af om Sgr A* systemet og afgørende til forståelse af, hvad man ellers observerer ved det. Når en lys plet ved lejlighed flammer op i tilvækstskiven, vil gravitationel linsning af det sorte hul danne mangfoldige underbilleder af pletten. Hvis man kan opløse disse underbilleder, vil de give detaljeret oplysning om gravitationsfeltet nær det sorte hul, hvilket vil afprøve den almene relativitets forudsigelser på en streng måde.
Event-Horizon-Scale Structure in the Supermassive Black Hole Candidate at the Galactic Centre. Shepherd S. Doeleman et al. i Nature, Vol. 455, sider 78-80; 4. September 2008.
Imaging the Black Hole Silhouette of M87: Implications for Jet Formation and Black Hole Spin. Avery E. Broderick og Abraham Loeb i Astrophysical Journal, Vol. 697, sider 1164-1179; 1. Juni 2009.
The Event Horizon of Sagittarius A*. Avery E. Broderick, Abraham Loeb og Ramesh Narayan i Astrophysical Journal, Vol. 701, sider 1357-1366; 20. August, 2009.
Imaging an Event Horizon: Submm-VLBI of a Super Massive Black Hole. Shepherd S. Doeleman et al. i ASTRO2010 Decadal Review. Online på
Inside Black Holes. Andrew J.S. Hamilton. Inkluderer animation af nedstigning i sort hul. Online på www.jilawww.colorado.edu/-ajsh/insidebh
U.C.L.A. Galactic Center Group Web site: www.astro.ucla.edu/-ghezgroup/gc
*Avery E. Broderick og Abraham Loeb begyndte at samarbejde i 2005 på Institute for Theory and Computation, som Loeb nu leder på Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Broderick er i øjeblikket senior forsker tilknyttet Canadian Institute for Theoretical Astrophysics på University of Toronto. Han har været førende i at skubbe til optagelsen af horisontopløste billeder af supermassive sorte huller. Loeb er professor i astronomi på Harvard University og besøgende professor på Weizmannn Institute of Science i Rehovot, Israel. Han har udført teoretiske pionerstudier af de første stjerner, supermassive sorte huller og gammaglimt.
Fra Portrait of a Black Hole, Scientific American, december 2009. Sider 20-27.
17. juni, 2010.
Hvordan man sprænger en stjerne i luften
|
