Τι είναι μια μαύρη τρύπα;
Αν ζητήσετε από έναν αστροφυσικό να σας εξηγήσει τι είναι μια μαύρη τρύπα (μελανή οπή), θα σας πει, πιθανότατα, ότι είναι ένα σώμα με τόσο ισχυρή βαρύτητα που ούτε το φως μπορεί να του ξεφύγει. Αυτό προϋποθέτει ότι μια τεράστια ποσότητα μάζας είναι «στριμωγμένη» σε πολύ μικρό χώρο ώστε να δημιουργεί γύρω του ένα τρομακτικά ισχυρό βαρυτικό πεδίο. Σύμφωνα με τις προβλέψεις της Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας, ένα τέτοιο πεδίο θα καμπυλώσει τρομακτικά τον χωρόχρονο. Σε ένα τέτοιο περιβάλλον, οι ευθείες γραμμές που ακολουθεί το φως είναι τόσο καμπυλωμένες ώστε, πρακτικά, το φως δεν μπορεί να ξεφύγει. Φυσικά, αυτό δεν σημαίνει ότι οι μελανές οπές είναι τεράστιες ρουφήχτρες που απορροφούν τα πάντα γύρω τους. Το πεδίο βαρύτητας που δημιουργούν, αν και τεράστιο, φθίνει με την απόσταση, με αποτέλεσμα σε πολύ μακρινές αποστάσεις από αυτές να μην προκαλούν καμία μεταβολή. Σε μια ακτίνα, όμως, που ονομάζεται ορίζοντας γεγονότων, τίποτα δεν ξεφεύγει από τη βαρυτική τους έλξη.
Τα πολύ μεγάλα αστέρια μπορεί να τελειώσουν τη ζωή τους ως μαύρες τρύπες όταν η μεγάλη μάζα τους, που απομένει από μια έκρηξη σουπερνόβα, συμπυκνώνεται από τρομακτικές δυνάμεις σε μια περιοχή μερικών δεκάδων χιλιομέτρων. Οι μαύρες τρύπες που προκύπτουν με αυτό τον τρόπο ονομάζονται αστρικές μαύρες τρύπες. Υπάρχουν όμως και οι υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες, οι οποίες, όπως πιστεύουμε σήμερα, βρίσκονται στο κέντρο των περισσότερων μεγάλων γαλαξιών. Αυτές έχουν τεράστιες μάζες ακόμα και για τα κοσμικά δεδομένα: Από μερικές εκατοντάδες χιλιάδες ώς δισεκατομμύρια φορές τη μάζα του Ήλιου μας.
Η περιοχή γύρω από μια υπερμεγέθη μελανή οπή παρουσιάζει πολύ μεγάλο αστροφυσικό ενδιαφέρον. Στους πυρήνες των γαλαξιών βρίσκεται ένας μεγάλος αριθμός από αστέρες, καθώς επίσης και νέφη μεσοαστρικής ύλης. Αυτά στροβιλίζονται γύρω από τη μαύρη τρύπα και την τροφοδοτούν με μάζα. Γύρω της σχηματίζεται ένας δίσκος υλικού, ο δίσκος προσαύξησης, και με τη βοήθεια πολύ ισχυρών μαγνητικών πεδίων σχηματίζονται κοσμικοί πίδακες που εκσφενδονίζουν υλικό σε τεράστιες αποστάσεις. Πρόσφατες μελέτες έδειξαν ότι οι υπερμεγέθεις μελανές οπές μπορούν να επηρεάσουν τον ρυθμό με τον οποίο γεννιούνται νέα άστρα, καθορίζοντας με αυτό τον τρόπο και την εξέλιξη των γαλαξιών που τις «φιλοξενούν».
Καλλιτεχνική αναπαράσταση μιας υπερμεγέθους μελανής οπής
Μια υπερμεγέθης μαύρη τρύπα βρίσκεται και στο κέντρο του δικού μας Γαλαξία και η παρουσία της προδίδεται από την έντονη εκπομπή ραδιοκυμάτων και ακτίνων Χ. Αν και σήμερα είμαστε βέβαιοι ότι πρόκειται για μια υπερμεγέθη μαύρη τρύπα, χρειάστηκαν δεκαετίες παρατηρήσεων ώστε να αποκλειστεί οποιοδήποτε άλλο πιθανό σενάριο που να εξηγεί αυτή την εκπομπή. Η ιστορία αυτών των παρατηρήσεων ξεκινάει τη δεκαετία του 1930, όταν ο Karl Jansky εντόπισε αυτή τη ραδιοφωνική ακτινοβολία στον αστερισμό του Τοξότη, εκεί όπου θα έπρεπε να βρίσκεται το κέντρο του Γαλαξία. Ακολούθησαν μελέτες στα ραδιοκύματα στη δεκαετία του 1960 από τους Rougoor και Oort, ενώ το 1974 ανακαλύφθηκε η ραδιοπηγή με το κωδικό όνομα Sgr A*, όπως ονομάστηκε τελικά το 1982, επειδή είναι η ισχυρότερη ραδιοπηγή στον αστερισμό του Τοξότη. Ο αστερίσκος του ονόματος υποδηλώνει ότι η συγκεκριμένη πηγή παρέχει την ακτινοβολία που διεγείρει τα νέφη υδρογόνου, τα οποία περιβάλουν το γαλαξιακό κέντρο.
Η ανάπτυξη των οργάνων και των τεχνικών παρατήρησης έχει οδηγήσει, τις τελευταίες δεκαετίες, σε ολοένα και καλύτερες εκτιμήσεις για τη μάζα και την έκταση της υπερμεγέθους μελανής οπής του Γαλαξία μας. Η μάζα της εκτιμάται πως είναι τέσσερα εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από αυτή του Ήλιου, ενώ, σύμφωνα με πρόσφατες εκτιμήσεις, η περιοχή στην οποία αυτή είναι «στριμωγμένη» είναι περίπου 44 εκατομμύρια χιλιόμετρα, δηλαδή περίπου τρεισήμισι φορές μικρότερη από την απόσταση μεταξύ Γης και Ήλιου. Πρόκειται δηλαδή για μια τεράστια ποσότητα μάζας σε έναν, αναλογικά, πολύ μικρό χώρο.
Φυσικά, η ίδια η μελανή οπή είναι αόρατη και η παρατήρησή της γίνεται έμμεσα, από τα αποτελέσματα που προκαλεί στα αστέρια και στη μεσοαστρική ύλη που την περιβάλλει. Σύμφωνα με όσα περιγράψαμε πιο πάνω, το θεωρητικό όριο των παρατηρήσεών μας είναι ο ορίζοντας γεγονότος της μελανής οπής. Ωστόσο, ο πυρήνας του Γαλαξία μας κρύβεται πίσω από ένα πέπλο μεσοαστρικής ύλης, το οποίο μας εμποδίζει να το απεικονίσουμε σε οπτικά μήκη κύματος (δηλαδή να το φωτογραφήσουμε συμβατικά) και γενικά δυσχεραίνει κατά πολύ την παρατήρησή του. Επειδή πρόκειται για την κοντινότερη και, θεωρητικά, πιο προσιτή στις παρατηρήσεις μας υπερμεγέθη μελανή οπή, η διαρκής μελέτη της και η ανάπτυξη νέων τεχνικών παρατήρησής της έχουν μεγάλη σημασία. Για να καταφέρουν να απεικονίσουν με όσο γίνεται μεγαλύτερη λεπτομέρεια την περιοχή του Sgr A*, οι επιστήμονες χρησιμοποιούν εδώ και δεκαετίες την τεχνική τής «συμβολομετρίας βασικής γραμμής πολύ μεγάλου μήκους» (Very Long Baseline Interferometry, VLBI). Σε αυτή την τεχνική στηρίζεται το Τηλεσκόπιο Ορίζοντα Γεγονότων, το οποίο φιλοδοξεί να απεικονίσει για πρώτη φορά τον ορίζοντα γεγονότων της υπερμεγέθους μελανής οπής του Γαλαξία μας.
Φωτογραφία στο υπέρυθρο από το διαστημικό τηλεσκόπιο Spitzer που απεικονίζει την περιοχή του πυρήνα του Γαλαξία. Η φωτεινή κουκίδα στο κέντρο είναι η πηγή Sgr A*
Το Τηλεσκόπιο Ορίζοντα Γεγονότων
Η ικανότητα ενός τηλεσκοπίου να διακρίνει μια συγκεκριμένη έκταση εξαρτάται από τη διάμετρό του. Όσο μεγαλύτερη είναι η διάμετρος του τηλεσκοπίου τόσο μικρότερα αντικείμενα μπορούμε να εντοπίσουμε. Δεδομένου ότι ο ορίζοντας γεγονότων της υπερμεγέθους μελανής οπής του Γαλαξία μας είναι πολύ μικρός, χρειαζόμαστε ένα τηλεσκόπιο με διάμετρο συγκρίσιμη με αυτή της Γης. Φυσικά, τόσο μεγάλα τηλεσκόπια είναι αδύνατο να κατασκευαστούν προς το παρόν. Τη λύση, όμως, σε αυτό το πρόβλημα έρχεται να δώσει το Τηλεσκόπιο Ορίζοντα Γεγονότων (Event Horizon Telescope), μια διεθνής συνεργασία ανάμεσα σε ραδιοτηλεσκόπια που βρίσκονται στην Ευρώπη, την Αμερική και την Ανταρκτική.
Η ιδέα πίσω από το εγχείρημα είναι ότι μπορούμε να συντονίσουμε τα ήδη υπάρχοντα ραδιοτηλεσκόπια ανά την υφήλιο με τέτοιο τρόπο ώστε να αποδίδουν σαν ένα τεράστιο τηλεσκόπιο με μέγεθος όσο η Γη μας. Η συστοιχία περιλαμβάνει ραδιοτηλεσκόπια στην Ανταρκτική, τη Χαβάη, τη Χιλή, την Ισπανία, στο Μεξικό κ.α. και στο πρόγραμμα εργάζονται επιστήμονες από χώρες της Ευρώπης, της Ασίας και της Αμερικής. Για να καταφέρουν να λειτουργήσουν με την απαραίτητη ακρίβεια, τα τελευταία χρόνια έπρεπε να γίνουν μια σειρά από αναβαθμίσεις στα όργανα των τηλεσκοπίων που συμμετέχουν στο πρόγραμμα. Αν όλα πάνε σύμφωνα με τα σχέδια, το αποτέλεσμα θα είναι εντυπωσιακό. Η διακριτική ικανότητά του θα είναι κατά ένα εκατομμύριο φορές μεγαλύτερη του ανθρώπινου οφθαλμού, δηλαδή θα μπορούσε να εντοπίσει ένα αντικείμενο τόσο μικρό όσο ένα φρούτο στην επιφάνεια της Σελήνης!
Τελικά, ανακοινώθηκε ότι ο στόχος του προγράμματος είναι η πρώτη εικόνα της μαύρης τρύπας να είναι διαθέσιμη το 2017. Για αυτό τον λόγο προγραμματίστηκαν παρατηρήσεις στο πρώτο δεκαπενθήμερο του Απριλίου. Για τις παρατηρήσεις, έπρεπε οι καιρικές συνθήκες να είναι καλές ταυτόχρονα στη Χαβάη, την Αριζόνα, στο Μεξικό, στη Χιλή, την Ισπανία και την Ανταρκτική. Μετά τον απαραίτητο συντονισμό, η ομάδα είχε τελικά τη δυνατότητα να συγκεντρώσει παρατηρήσεις αρκετών ωρών κατά τη διάρκεια πέντε ημερών μεταξύ 5 και 11 Απριλίου.
Το επόμενο στάδιο είναι η συγκέντρωση των παρατηρήσεων. Αυτό σημαίνει ότι θα πρέπει να σταλούν στο Haystack Observatory της Μασαχουσέτης στις ΗΠΑ και στο Ινστιτούτο Ραδιοαστρονομίας Max Planck της Βόννης στη Γερμανία οι σκληροί δίσκοι με τα, τεράστια σε όγκο, δεδομένα προς επεξεργασία. Η φάση αυτή θα αργήσει να ολοκληρωθεί, καθώς τα δεδομένα που συλλέχθηκαν από το Ανταρκτική θα σταλούν τον Οκτώβριο, όταν θα το επιτρέπουν οι καιρικές συνθήκες. Στη συνέχεια, θα πρέπει τα δεδομένα να συνδυαστούν, με τη βοήθεια υπερυπολογιστών, ώστε να σχηματιστούν οι πολυπόθητες εικόνες. Επομένως, μετά από τον ενθουσιασμό των πρώτων παρατηρήσεων, οι επιστήμονες που συμμετείχαν θα πρέπει να περιμένουν αρκετούς μήνες, πιθανόν και ένα έτος, για τα αποτελέσματα. Αν όμως όλα πάνε καλά, η αναμονή αυτή θα αξίζει και με το παραπάνω! Οι πρωτοφανούς ακρίβειας και λεπτομέρειας εικόνες της μελανής οπής του Γαλαξία μας αναμένεται να τροφοδοτήσουν μελέτες στην Κοσμολογία, τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας και τη Φυσική Πλάσματος, καλύπτοντας ένα μεγάλο φάσμα πεδίων στην Αστροφυσική και Θεωρητική Φυσική.
Όταν τα κύματα συναντιούνται
Η τεχνική της συμβολομετρίας στηρίζεται στο φαινόμενο της συμβολής των κυμάτων. Φανταστείτε δύο κυματισμούς που συναντιούνται. Οι κυματισμοί αυτοί αποτελούνται από διαδοχικά όρη και κοιλάδες που εναλλάσσονται καθώς το κάθε κύμα ταξιδεύει. Όταν μια κοιλάδα του ενός κύματος συναντήσει ένα όρος του άλλου, τότε το ένα κύμα μπορεί να εξουδετερώσει το άλλο, ενώ, αν ένα όρος του ενός συναντήσει ένα όρος του άλλου, τότε το τελικό κύμα θα είναι ενισχυμένο. Στην πράξη, όταν τα δύο αυτά κύματα συναντιούνται, εμφανίζονται όλες οι ενδιάμεσες καταστάσεις. Αυτό που παρατηρούμε είναι ένα μοτίβο από περιοχές όπου το σήμα είναι ενισχυμένο να εναλλάσσονται με περιοχές όπου το σήμα είναι μηδενικό. Από το μοτίβο αυτό μπορούμε να υπολογίσουμε την απόσταση των πηγών του κάθε κυματισμού.
Μια ραδιοπηγή εκπέμπει ραδιοκύματα από όλη της την έκταση και τα κύματα αυτά συμβάλλουν καθώς διαδίδονται σχηματίζοντας το δικό τους χαρακτηριστικό μοτίβο. Χρησιμοποιώντας περισσότερα από ένα ραδιοτηλεσκόπια, μπορούμε να συνδυάσουμε το σήμα που εντοπίζει το καθένα με τέτοιο τρόπο ώστε να έχουμε μια εκτίμηση της διάστασης της ραδιοπηγής. Υπάρχουν, ωστόσο, τεχνικές δυσκολίες και η μέθοδος απαιτεί μεγάλη ακρίβεια. Θα πρέπει να γνωρίζουμε με ακρίβεια χιλιοστού τις θέσεις των ραδιοτηλεσκοπίων που χρησιμοποιούνται. Η ίδια η περιστροφή της Γης εισάγει άλλον ένα παράγοντα αβεβαιότητας, επειδή έχει ως αποτέλεσμα να αλλοιώνονται με ελαφρώς διαφορετικό τρόπο οι παρατηρήσεις που συλλέγονται σε διαφορετικά σημεία.
