miniatura|El forat negre supermassiu situat al nucli de la galàxia Verge A. Es tracta de la primera imatge obtinguda d'un forat negre, l'abril de 2019 en el marc del projecte Event Horizon Telescope. En astronomia, un forat negre és una concentració de matèria d'altíssima densitat, tal que la seva força gravitatòria és tan elevada que la velocitat d'alliberament és superior a la velocitat de la llum. Per tant, res que es trobi dins del seu horitzó d'esdeveniments pot escapar-se'n, excepte per mitjà de l'efecte túnel quàntic. El terme «forat negre» no s'ha d'entendre com un «forat» en el sentit usual del terme, sinó com una regió de l'espai de la qual res no pot escapar, ni tan sols la llum. És per aquest motiu que se'ls anomena «negres».
En el centre d'un forat negre, segons prediu la relativitat general, hi ha sempre una singularitat, un punt de densitat i gravetat infinites que arriba a un volum nul i a un radi zero. Aquests «infinits» i «zeros» el que realment demostren és que la relativitat general no és adequada per descriure'ls i que probablement es necessita una teoria quàntica de la gravetat.
L'horitzó d'esdeveniments és la superfície que marca el límit des del qual ja res no es pot escapar, en què la llum orbita el forat i és el límit estàtic, a l'interior del qual ja només hi ha un camí, el que marca la gravetat. L'ergosfera és la part que queda per fora de l'horitzó d'esdeveniments, de la qual, en teoria, encara es pot escapar. La matèria que cau en un forat negre usualment forma un disc d'acreció. Segons el mateix Albert Einstein, el radi de Schwarzschild és infranquejable, és a dir, no es pot formar un forat negre per esfondrament gravitatori.
Història
miniatura|Vista simulada d'un forat negre davant de la Via Làctia. El forat té 10 masses solars i es troba a una distància de 600 km miniatura|Simulació d'una lent gravitatòria d'un forat negre que distorsiona l'observació d'una galàxia en el rerefons La idea d'un cos tan massiu del qual ni tan sols la llum pot escapar va ser exposada per primer cop pel geòleg John Michell en una carta escrita el 1783 a Henry Cavendish de la Royal Society (en què l'anomena estrella fosca o negra):
El 1796, el matemàtic Pierre-Simon Laplace va promoure la mateixa idea en la primera i segona edició del seu llibre Exposition du système du Monde (però va ser extret de les edicions següents).Laplace; see Israel, Werner (1987), «Dark stars: the evolution of an idea», in Hawking, Stephen W. & Israel, Werner, 300 Years of Gravitation, Cambridge University Press, Sec. 7.4 Aquest tipus d'«estrelles negres» van ser llargament ignorades en el , temps en què es creia que la llum era una ona sense gens de massa i, per tant, no influïda per la gravetat i es conjecturava que l'objecte que hi havia rere l'horitzó d'esdeveniments era estable contra el col·lapse.
El 1915, Albert Einstein va desenvolupar la seva teoria de la relativitat amb la qual demostrà que la gravetat influïa en el moviment de la llum. Pocs mesos després, Karl Schwarzschild va proposar una solució per al camp gravitatori d'una massa puntual i una d'esfèrica -la mètrica de Schwarzschild-, mostrant que un forat negre podria teòricament existir. El radi de Schwarzschild és conegut per ser el radi de l'horitzó d'esdeveniments d'un forat negre sense rotació, però no va ser ben entès en aquells temps i, de fet, el mateix Schwarzschild va creure que no era físic. Johannes Droste, un estudiant de Hendrik Lorentz, va proposar independentment la mateixa solució per al punt de massa i, pocs mesos després de Schwarzschild, va escriure-hi les seves propietats amb més extensió.
El 1930, l'astrofísic Subrahmanyan Chandrasekhar va calcular, fent servir la relativitat general, que un cos que no giravoltés d'1,44 masses solars (el límit de Chandrasekhar) col·lapsaria. Els seus arguments eren discutits per Arthur Eddington, que creia que alguna cosa aturaria inevitablement el col·lapse. La idea d'Eddington era parcialment correcta: un nan blanc que sobrepassés lleugerament el límit de Chandrasekhar col·lapsaria en un estel de neutrons. Però el 1939, Robert Oppenheimer i d'altres varen predir que els estels que tenen aproximadament més de tres masses solars (el límit de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) col·lapsarien en forats negres per les raons presentades per Chandrasekhar.On Massive Neutron Cores , J. R. Oppenheimer and G. M. Volkoff, Physical Review 55, #374 (15 February 1939), p. 374–381.
Oppenheimer i els seus coautors van fer servir el sistema de coordenades de Schwarzschild (les úniques coordenades disponibles el 1939), que va produir singularitats matemàtiques en el radi de Schwarzschild: en altres paraules, alguns dels termes de l'equació esdevenen infinits en el radi de Schwartschild. Això va ser interpretat com un indicador que el radi de Schwarzschild era el límit d'una bombolla en la qual s'aturava el temps. Aquest és un punt de vista vàlid per a observadors externs, però no per a observadors que s'hi precipitin.
A causa d'aquesta propietat, les estrelles col·lapsades varen ser conegudes -durant un temps breu- com a «estels congelats», ja que un observador extern veuria la superfície de l'estel congelada en el temps en el moment en què el col·lapse s'esdevé dins del radi de Schwarzschild. Aquesta és una propietat coneguda dels forats negres tal com avui els entenem, però cal remarcar que la llum de la superfície de l'estel congelat es desplaça cap al roig molt de pressa, esdevenint un forat negre amb molta celeritat. Molts científics no podien acceptar la idea del temps aturat, encara que fos en el radi de Schwarzschild, i hi va haver poc d'interès en la matèria durant més de vint anys.
El 1958, David Finkelstein va introduir el concepte d'horitzó d'esdeveniments per presentar les coordenades Eddington-Finkelstein, que permetien mostrar que «la superfície de Schwarzschild r = 2 m no és una singularitat, sinó que actua com una perfecta membrana unidireccional: les diferències causals la poden travessar només en un sentit».D. Finkelstein (1958). «Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle». Phys. Rev. 110: 965–967. Això no contradiu estrictament els resultats d'Oppenheimer, però els va estendre al punt de vista dels observadors que s'hi precipitessin. Totes les teories fins a aquell moment, incloent-hi la de Finkelstein, només cobrien els forats negres no rotatoris.
El 1963, Roy Kerr va trobar la solució exacta per a un forat negre rotatori. La singularitat rotatòria d'aquesta solució era un anell, i no un punt. Poc de temps després, Roger Penrose va ser capaç de demostrar que les singularitats es produïen a l'interior del forat negre.
El 1967, els astrònoms varen descobrir els púlsars, i en pocs anys es va poder demostrar que els púlsars coneguts eren estels de neutrons giravoltant molt ràpidament. Fins llavors, els estels de neutrons havien estat relegats a curiositats teòriques. Així, descobrir-los va despertar l'interès en tota mena d'objectes ultradensos que poden ser el resultat del col·lapse gravitatori d'un gran estel.
El físic John Wheeler fou qui va encunyar el terme forat negre el 1967 amb la lectura d'Our Universe: the Known and Unknown (El nostre univers: el conegut i el desconegut), com una alternativa a la denominació més alambinada d'«estel completament col·lapsat gravitatòriament». Tanmateix, i potser per la indubtable connotació sexual de la denominació, Wheeler insistia que algú altre havia fet servir el terme durant la conferència i que ell simplement l'havia adoptat com una útil paraula curta. El terme també va ser citat el 1964 en una carta d'Anne Ewing a AAAS:
El 10 d'abril de 2019 es va donar a conèixer la primera imatge real d'un forat negre.
Tipus de forats negres Segons l'origen Forats negres primordials: creats d'hora en la història de l'Univers, amb masses variades. Cap no ha estat mai observat. Forats negres supermassius: amb masses de diversos milions de masses solars. Aquests es formen en el mateix procés que origina els grans agregats de matèria de l'Univers -els cúmuls globulars, les galàxies, els cúmuls de galàxies i els supercúmuls de galàxies- i n'ocupen el centre de gravetat. Forats negres de massa intermèdia: tenen una massa d'uns quants milers de masses solars. Poden ser una possible font de raigs X de gran intensitat. L'any 2004, es va detectar un candidat a forat negre de massa intermèdia orbitant: el forat negre supermassiu Sagittarius A*, al centre de la Via Làctia. Forats negres de massa solar: aquests es formen quan un estel de massa 3 vegades major que la del Sol esclata tot esdevenint una supernova: aleshores, el nucli es concentra en un volum molt petit que cada vegada es va reduint més fins a esdevenir un forat negre.
Adimensionals/unidimensionals Forat negre de Schwarzschild: si el forat negre és adimensional. Forat negre d'Einstein: si és unidimensional. Una evolució d'aquests darrers són els forats de cuc, que, en teoria, poden ser portes en l'espaitemps que podrien comunicar dos punts llunyans de l'Univers o del temps.
Formació i evolució A causa de l'exòtica natura dels forats negres, és natural preguntar-se si aquesta mena d'objectes podrien realment existir o si són meres solucions extremes de les equacions d'Einstein. El mateix físic alemany creia erròniament que els forats negres no es podrien formar, ja que suposava que el moment angular de les partícules col·lapsant-se n'estabilitzaria el moviment en algun radi. Això va portar la comunitat de científics que estudiava la relativitat general a descartar tots els resultats que indicaven el contrari durant diverses dècades.
Però una minoria de relativistes continuava creient que els forats negres eres objectes físics i, cap al final dels anys 60, havien persuadit la majoria d'investigadors de camp que no hi havia obstacle per a la formació d'un horitzó d'esdeveniments.
Roger Penrose va provar que un cop es forma un horitzó d'esdeveniments, s'hi crearà una singularitat en algun punt interior. Més tard, Stephen Hawking va demostrar que moltes solucions cosmològiques que descriuen el big-bang tenen singularitats, en absència de camps escalars o altres elements exòtics (vegeu els teoremes de la singularitat Penrose-Hawking). La solució de Kerr, el teorema de la calvície i les lleis de la termodinàmica dels forats negres varen mostrar que les propietats físiques dels forats negres eren simples i comprensibles, cosa que els convertia en temes respectables de recerca. El procés de formació primari dels forats negres s'espera que sigui el col·lapse gravitatori d'objectes pesants com els estels, però també hi ha processos més exòtics que poden conduir a l'aparició de forats negres.
Col·lapse gravitatori
El col·lapse gravitatori s'esdevé quan la pressió interna d'un objecte és insuficient per aguantar la mateixa gravetat. Normalment, en els estels això passa perquè li queda massa poc «combustible» per a poder mantenir la temperatura o perquè un estel fins al moment estable rep una gran quantitat de matèria externa que no n'eleva la temperatura. En qualsevol cas, la temperatura de l'estel no és prou potent com per a evitar-ne el col·lapse sobre el seu propi pes.
El col·lapse pot ser aturat per la pressió de degeneració dels materials que formen l'estel, els quals es condensen en un estat exòtic més dens. El resultat n'és un dels diversos tipus d'estels compactes. El tipus d'estel compacte que es forma depèn de la massa del romanent, és a dir, de la massa que resta després del col·lapse o després que amb una explosió de supernova s'hagin expulsat els materials de les capes externes, formant una nebulosa planetària. Aquests poden tenir substancialment menys massa que els estels originals, ja que els romanents que sobrepassen les 5 masses solars són produïts per estels que tenien més de 20 masses solars abans del col·lapse.
Localització