Co dzieje się po przejściu horuyzontu zdarzeń? NASA prezentuje symulacje

Żaden człowiek nigdy nie spotka czarnej dziury. Nie możemy jednak przestać się zastanawiać, jak by to było wpaść w jedną z tych masywnych, urzekających i zaprzeczających fizyce osobliwości. NASA stworzyła symulację, która pomoże nam wyobrazić sobie, jak by to było. Jeremy Schnittman jest astrofizykiem w Centrum Lotów Kosmicznych Goddard w NASA i stworzył wizualizacje.

Ludzie często o to pytają, a symulowanie tych trudnych do wyobrażenia procesów pomaga mi połączyć matematykę względności z rzeczywistymi konsekwencjami w prawdziwym wszechświecie. Symulowałem więc dwa różne scenariusze: jeden, w którym kamera – zastępująca śmiałego astronautę – po prostu mija horyzont zdarzeń i wystrzeliwuje z procy, oraz drugi, w którym przekracza granicę, przypieczętowując swój los. powiedział Jeremy Schnittman.

W jednym przypadku punkt widzenia zanurza się bezpośrednio w czarną dziurę niczym swobodnie spadający astronauta, a tekst wyjaśniający prowadzi nas przez to, co widzimy. Drugi to 360-stopniowy widok czarnej dziury.

Schnittman stworzył je za pomocą superkomputera NASA o nazwie Discover w ciągu zaledwie pięciu dni, generując około 10 terabajtów danych. Komputer zużywał tylko około 0,3% swojej mocy. Utworzenie tej samej wizualizacji na przeciętnym laptopie zajęłoby ponad dekadę.

 

Czarna dziura na wizualizacji ma ten sam rozmiar co gwiazda Strzelec A , supermasywna czarna dziura (SMBH) w sercu Drogi Mlecznej. Ma 4,3 miliona mas Słońca i dominuje w wewnętrznych obszarach galaktyki. Jego horyzont zdarzeń sięga około 25 milionów km (16 milionów mil). To około 17% odległości Ziemi od Słońca. Horyzont zdarzeń otoczony jest dyskiem akrecyjnym, wirującym dyskiem przegrzanej materii wciąganej przez przemożną grawitację czarnej dziury.

Inny typ czarnej dziury, czarna dziura o masie gwiazdowej , jest znacznie mniej masywna. Schnittman twierdzi, że jeśli masz wpaść do czarnej dziury, wolisz wpaść w supermasywną.

Jeśli masz wybór, chcesz wpaść w supermasywną czarną dziurę. Czarne dziury o masach gwiazdowych, które zawierają do około 30 mas Słońca, posiadają znacznie mniejsze horyzonty zdarzeń i silniejsze siły pływowe, które mogą rozrywać zbliżające się obiekty, zanim dotrą one do horyzontu.wyjaśnił Schnittman.

Powodem jest potężna grawitacja. Grawitacja SMBH jest tak silna, że ​​mocniej przyciąga koniec najbliższego obiektu. To rozciąga obiekt i wydłuża go. Stephen Hawking jako pierwszy nazwał to „spaghettifikacją” i ta nazwa utknęła. Prawdopodobnie lepiej byś się temu przyjrzał, gdybyś wpadł do SMBH.

Na filmach kamera zaczyna pracę z odległości 640 milionów km. Ponieważ czasoprzestrzeń jest zakrzywiona wokół czarnej dziury, zakrzywione są także obrazy nieba, dysku czarnej dziury i pierścienia fotonowego. Kamera potrzebuje trzech godzin czasu rzeczywistego, aby wpaść w horyzont zdarzeń, a w trakcie opadania wykonuje prawie dwa 30-minutowe orbity. Daleki obserwator nigdy nie dostrzegłby, że obiekt kiedykolwiek dotarłby do czarnej dziury. Z daleka obiekt zamarzłby na horyzoncie zdarzeń.

 

Kiedy spadający obiekt dociera do horyzontu zdarzeń, on i sama czasoprzestrzeń osiągają prędkość światła. Po przekroczeniu horyzontu obiekt i otaczająca go czasoprzestrzeń pędzą w stronę osobliwości, punktu o nieskończonej gęstości i grawitacji.

Kiedy kamera przetnie horyzont, do jej zniszczenia w wyniku spaghettyfikacji potrzeba zaledwie 12,8 sekundy.powiedział Schnittman.

W drugim filmie kamera nigdy nie przekracza horyzontu zdarzeń, a zamiast tego ucieka. Ale potężna czarna dziura nadal wywiera wpływ. Wyobraź sobie, że kamerą był astronauta, który odbył sześciogodzinną podróż w obie strony, podczas gdy inny astronauta trzymał się z dala od SMBH. Astronauta powróci i będzie o 36 minut młodszy od astronauty, który nigdy nie zbliżył się do czarnej dziury.

Ta sytuacja może być jeszcze bardziej ekstremalna. Gdyby czarna dziura szybko się obracała, jak ta pokazana w filmie „Interstellar” z 2014 roku, wróciłaby o wiele lat młodsza od swoich towarzyszy ze statku.zauważył Schnittman.