Brontekst bekijken van Zwart gat

[[Bestand:Black hole - Messier 87 crop max res.jpg|thumb|Zwart gat in het centrum van het sterrenstelsel [[Messier 87|M87]]. Kleurenweergave samengesteld uit waarnemingen met de [[Event Horizon Telescope]], aangeduid als de "eerste foto van een zwart gat", april 2019.]]
[[Bestand:Accretion disk.jpg|thumb|Een [[artistieke impressie]] van een zwart gat met een begeleiderster (geel) die zijn [[Rochelob]] gevuld heeft. Gas uit de begeleider valt naar het zwarte gat en vormt een accretieschijf (blauw). Een deel wordt haaks met veel energie uitgespuwd aan beide polen.]]

Volgens de [[algemene relativiteitstheorie]] is een '''zwart gat''' een gebied in de [[ruimte (astronomie)|astronomische ruimte]] waaruit niets – geen deeltjes en zelfs geen [[licht]] – kan ontsnappen. Dit is het gevolg van een extreme vervorming van de [[ruimtetijd]] die hier optreedt, door de [[zwaartekracht]] van een zeer compacte enorme massa.<ref name="wald 1997">{{citeer boek |last=Wald |first=R. M. |title=Black Holes, Gravitational Radiation and the Universe |chapter=Gravitational Collapse and Cosmic Censorship |taal=en|date=1997 |pages=69–86 |publisher=Springer|isbn=978-9401709347}}</ref><ref name="NYT-20150608">{{citeer nieuws |taal=en|last=Overbye |first=D. |title=Black Hole Hunters |url=https://www.nytimes.com/2015/06/09/science/black-hole-event-horizon-telescope.html |date= 2015 |work=NASA |accessdate=23-12-2020|archiefurl=https://web.archive.org/web/20210107213049/https://www.nytimes.com/2015/06/09/science/black-hole-event-horizon-telescope.html|archiefdatum=2021-01-07|dodeurl=nee}}</ref>

Rondom een zwart gat is er een denkbeeldig oppervlak dat als grens fungeert, de zogeheten [[waarnemingshorizon]]. Vlak buiten deze waarnemingshorizon kan het licht nog net wel aan de enorme zwaartekracht ontsnappen. Volgens de [[kwantumveldentheorie]] is de waarnemingshorizon de plaats waar [[hawkingstraling]] wordt gevormd.

Zwarte gaten ontstaan wanneer zeer zware sterren aan het einde van hun [[sterevolutie|levensloop]] ineenstorten. Nadat het zwarte gat is gevormd, neemt het meestal toe in grootte door materie uit de omgeving op te nemen. Wanneer een zwart gat samensmelt met andere zwarte gaten, kan er een [[superzwaar zwart gat]] ontstaan met een massa van miljarden [[zonsmassa|zonsmassa's]] (''M''<sub>☉</sub>). Aangenomen wordt dat de meeste [[sterrenstelsel]]s een superzwaar zwart gat in hun centrum hebben.<ref>{{Citeer boek |auteur= Rees, M. J.|journal=Proceedings of the International Astronomical Union |taal=en |title=Massive black holes: Formation and evolution |volume=238|pages=51-58 |date=2007 |isbn=978-0-521-86347-6}}</ref>

De aanwezigheid van een zwart gat kan worden afgeleid uit de interactie met andere [[materie]] en met [[elektromagnetische straling]] zoals zichtbaar licht. Materie die langs een zwart gat beweegt, kan bijvoorbeeld verstrooid worden tot een karakteristieke [[accretieschijf]]. Ook sterren die rondom een zwart gat draaien zijn mogelijke aanwijzingen: hun baan kan worden gebruikt om de massa en locatie van het zwarte gat te bepalen.<ref>{{citeer web |title=Black Holes {{!}} Science Mission Directorate|url=https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/black-holes|publisher=NASA|taal=en| accessdate=23-12-2020}}</ref>

Wanneer iemand in een zwart gat zou vallen wordt deze persoon er in een fractie van een seconde in gezogen. Mensen die dit van ver zouden bekijken zien deze persoon net voor het zwart gat stil staan. Dit heeft te maken met een tijdverandering. Voor de persoon die in het zwart gat valt, gaat het heel snel, maar wanneer je uit de [[tijdzone]] bent van het zwarte gat gaat de tijd veel trager dan voor de persoon binnen de tijdzone. Omdat zo'n persoon tussen kruin en tenen een enorm groot verschil in zwaartekracht ervaart, zal deze er als een spaghettisliert ingezogen worden. 

== Geschiedenis van het onderzoek naar zwarte gaten==
[[Bestand:Zwart gat in centrum melkweg.jpg|thumb|Deze opname laat in [[valse kleuren]] het centrum van de [[Melkweg (sterrenstelsel)|Melkweg]] zien. De heldere punt in het midden is een uitbarsting van [[röntgenstraling]] in de buurt van [[Sagittarius A]]<sup>*</sup>. De stralingsintensiteit nam in enkele minuten extreem toe, hield ongeveer 3 uur aan om daarna snel uit te doven. Waarschijnlijk betrof het hier gas dat in het zwarte gat viel.]]
[[Bestand:Luminous Black Holes in GOODS Field.jpg|thumb|De röntgenstraling die gedetecteerd werd in het gebied binnen de cirkels duidt op zwarte gaten in het centrum van een ver sterrenstelsel. De stelsels zijn hier te zien in zichtbaar en infrarood licht en het blijkt dat de infrarode beelden van twee bronnen helderder zijn, waarschijnlijk omdat infrarode straling minder geblokkeerd wordt door stof tussen de bron en de waarnemer.]]

De eerste ideeën over het bestaan van zwarte gaten dateren uit [[1790]], toen de [[Engeland|Engelse]] [[geoloog]] [[John Michell (wetenschapper)|John Michell]] en de [[Frankrijk|Franse]] [[wiskundige]] [[Pierre-Simon Laplace]] onafhankelijk van elkaar het bestaan van onzichtbare [[ster (hemellichaam)|sterren]] veronderstelden. Ze berekenden aan de hand van de [[wetten van Newton]] de [[massa (natuurkunde)|massa]] en de omvang van objecten waarvan de [[ontsnappingssnelheid]] groter zou zijn dan de [[lichtsnelheid]].

Het idee dat het voor materie onmogelijk zou kunnen zijn om aan nabijgelegen objecten te ontsnappen had in die tijd nog geen enkele concrete onderbouwing. Dat de lichtsnelheid de maximale snelheid is, werd pas in [[1905]] aannemelijk gemaakt door [[Albert Einstein]] in zijn [[speciale relativiteitstheorie]].

In [[1916]] publiceerde Einstein de [[algemene relativiteitstheorie]], een nieuwe theorie over de zwaartekracht. Enkele maanden later vond [[Karl Schwarzschild]] het door de relativiteitstheorie voorspelde zwaartekrachtsveld voor een puntmassa, waaruit de theoretische mogelijkheid van een [[waarnemingshorizon]] bleek. Schwarzschild zelf beschouwde deze horizon niet als fysisch realistisch; de waarnemingshorizon bleek later echter wel degelijk betekenis te hebben en wordt tegenwoordig geïnterpreteerd als de "rand" van het zwarte gat.

[[Robert Oppenheimer|J. Robert Oppenheimer]] (de latere uitvinder van de Amerikaanse [[Kernwapen|atoombom]]) en zijn student Hartland Snyder kwamen in [[1939]] met de eerste nauwkeurige berekening van de vorming van een zwart gat uit een gasbol volgens de algemene relativiteitstheorie.

[[Roy Kerr]] vond in [[1963]] een familie van exacte oplossingen van Einsteins vergelijkingen zonder elektrische lading die later op zwarte gaten betrekking bleken te hebben. Deze oplossingen beschrijven [[Rotatie (natuurkunde)|roterende]] zwarte gaten. Algemene oplossingen voor de Einstein-Maxwell-vergelijkingen met rotatie én lading werden daarna gevonden door Newman en anderen in [[1965]]. Met de Kerr-Newman-geometrie kunnen draaiende (on)geladen zwarte gaten worden beschreven.

In [[1967]] introduceerde de Amerikaanse [[Theoretische natuurkunde|theoretisch natuurkundige]] [[John Wheeler]] – die eerder onder meer aan de [[waterstofbom]] had gewerkt – de benaming ''black hole'' voor dergelijke objecten, in het Nederlands vertaald als "zwart gat". De bondige uitspraak "Een zwart gat heeft geen haar" (no-hair theorem: ''A black hole has no hair'') staat ook op zijn naam, maar volgens Wheeler had hij hem gehoord van [[Jacob Bekenstein]]. Wheeler bedoelde hiermee dat een zwart gat eigenlijk een eenvoudig object is. Alle eigenschappen zijn af te leiden uit zijn massa, [[elektrische lading]] en [[impulsmoment]]. Twee, of meerdere, zwarte gaten met gelijke waarden voor deze parameters zijn dus identiek aan elkaar.

Met behulp van de [[zwaartekrachtgolf]]-detector [[LIGO]] zijn sinds 2015 een aantal samensmeltingen van zwarte gaten geregistreerd.

Op 10 april 2019 werd bekend dat astronomen er met behulp van de [[Event Horizon Telescope]] (EHT), een virtuele radiotelescoop zo groot als de Aarde, er voor het eerst in geslaagd waren om een echte foto te maken van een zwart gat. Het ging in feite om een beeld van de [[foton]]engordel rond de [[waarnemingshorizon]] van het superzware zwarte gat in het sterrenstelsel [[Messier 87|M87]], en van de schaduw van die horizon.<ref>{{en}} The Event Horizon Telescope Collaboration (2019) - [https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ab0ec7 First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole], ''The Astrophysical Journal Letters'', '''87''' (1)</ref>

== Relativistische modellering ==
[[Bestand:Black hole lensing web.gif|thumb|Simulatie van een [[zwaartekrachtlens]] ten gevolge van een zwart gat dat het beeld van een passerend [[sterrenstelsel]] in de achtergrond vervormt en even een ring van licht veroorzaakt. Bij echte waarnemingen gaat het vaak om kleinere beeldjes van sterrenstelsels en [[quasar]]s dan in deze simulatie.]]

Het eenvoudigste model van een zwart gat gaat uit van de ineenstorting van een bolsymmetrische, elektrisch neutrale ster. De vierdimensionale metriek in de omgeving wordt dan beschreven door de formule<ref name="misner">Hoofdstuk 33 "Black Holes" in Charles W. Misner, Kip S. Thorne en John Archibald Wheeler, "Gravitation," W. H. Freeman and Company 1973.</ref>

:<math>ds^2=-(1-2M/r)dt^2+\frac{dr^2}{1-2M/r}+r^2(d\theta^2+\sin^2\theta d\phi^2)</math>

Het oppervlak van het zwarte gat (de horizon) bevindt zich op afstand <math>r=2M</math> en alleen het gebied met <math>r\geq2M</math> is relevant voor uitwendige waarnemers.

Hierbij zijn, zoals wel vaker gebeurt in teksten over de relativiteitstheorie, de eenheden speciaal geijkt zodat de lichtsnelheid <math>c</math> en de gravitatieconstante <math>G</math> gelijk zijn aan de dimensieloze constante 1; energieën, massa's en afstanden worden in dezelfde eenheid uitgedrukt en dus wordt <math>r</math> vergelijkbaar met <math>2M.</math> In de paragraaf [[#Inval_door_de_waarnemingshorizon|inval door de waarnemingshorizon]] hieronder wordt de straal van de waarnemingshorizon in conventionele eenheden uitgedrukt, met <math>c</math> en <math>G</math> op de juiste plaats.

===No-hair theorem===
In een realistischer benadering zal de ineenstortende ster afwijken van de bolvorm en een nettolading hebben die lichtjes verschilt van 0; maar zelfs dan wordt het zwarte gat volledig beschreven door de drie parameters:

# [[massa (natuurkunde)|massa]] <math>M,</math>
# [[elektrische lading]] <math>Q</math> en
# [[impulsmoment]] <math>S.</math>

Dit staat bekend als het [[no-hair theorem]] ("zwarte gaten zijn kaal"). Zwarte gaten zijn daarmee de "eenvoudigste" objecten uit de natuurkunde.<ref>{{Citeer web|url=https://www.nrc.nl/nieuws/2019/04/11/het-zwarte-gat-is-het-atoom-van-de-21ste-eeuw-a3956599|titel=Het zwarte gat is het atoom van de 21ste eeuw|bezochtdatum=12 april 2019|auteur=[[Robbert Dijkgraaf]]|achternaam=Dijkgraaf|voornaam=Robbert|datum=11 april 2019|uitgever=[[NRC Handelsblad]]|taal=|archiefurl=https://web.archive.org/web/20190412144005/https://www.nrc.nl/nieuws/2019/04/11/het-zwarte-gat-is-het-atoom-van-de-21ste-eeuw-a3956599|archiefdatum=2019-04-12|dodeurl=nee}}</ref>

De redenen voor het no-hair theorem kunnen heuristisch als volgt worden uitgelegd. Van alle grootheden die een geïsoleerde bron van lading en elektromagnetisme kenschetsen, laten alleen <math>M,</math> <math>Q</math> en <math>S</math> unieke, permanente sporen na in de verafgelegen velden. Wanneer een ster ineenklapt en een zwart gat vormt, worden de verafgelegen uitwendige velden gedwongen deze drie grootheden te behouden. Alle andere invloeden zoals de interne verdeling van massa, lading en stroom, worden effectief afgesloten van de buitenwereld. Daardoor relaxeren de uitwendige velden na verloop van tijd tot een stationaire toestand die alleen van de drie basisparameters afhangt (na het eventueel uitzenden van zwaartekracht- en elektromagnetische golven).<ref name="misner"/>

== Eigenschappen ==
=== Indeling ===
==== Naar massa en omvang ====
Er worden naar massa en omvang vier soorten zwarte gaten onderscheiden:
* [[Minuscuul zwart gat|Minuscule zwarte gaten]]: met afmetingen van minimaal die van een [[planckdeeltje]] (10<sup>−35</sup> meter) tot maximaal 0,1 millimeter en een massa die varieert van de [[planckmassa]] (±0,02 milligram) tot die van pakweg onze [[Maan]].<ref group="noten">Om nog een iets beter beeld te krijgen: een zwart gat met de afmetingen van een [[atoom]] zou ongeveer evenveel wegen als een [[berg (landvorm)|berg]].</ref> Dit soort zwarte gaten is vooralsnog geheel theoretisch; er is geen enkel bewijs dat ze echt bestaan. De kleinste exemplaren, als deze echt (hebben) bestaan, zouden door de [[hawkingstraling]] in een fractie van een seconde verdampen. Dit type zwart gat is volgens [[Stephen Hawking]] niet ontstaan door zijn eigen zwaartekracht, maar door druk van buitenaf en zou tijdens of kort na de [[oerknal]] kunnen hebben bestaan. Als blijkt dat de [[plancklengte|planckschaal]] in de orde van [[elektronvolt|TeV]] is, is het mogelijk om in de [[Large Hadron Collider]] dit soort zwarte gaten te produceren. Dan zouden verschillende [[kosmologie|kosmologische theorieën]] experimenteel getest kunnen worden.<ref group="noten">De eerste test vond plaats op 10 september 2008.</ref> Volgens sommige theorieën bestaat het ''[[kwantumschuim]]'' eveneens uit minuscule zwarte gaten die volgens de onzekerheidswetten inherent aan de kwantumwereld voortdurend in en uit de [[virtueel deeltje|virtuele ruimte]] schieten.
* [[Stellair zwart gat|Stellaire zwarte gaten]]: met een massa van omstreeks 5 tot 100 [[Zonsmassa|zonsmassa's]], die ontstaan zijn uit een [[supernova]] van een zware ster.
* [[Middelzwaar zwart gat|Middelzware zwarte gaten]]: met een massa van 500 tot 1000 zonsmassa's. Over de evolutie van dit soort zwarte gaten is nog weinig bekend. Dit type werd door de [[Chandra X-ray Observatory]] ontdekt in het stelsel [[M82]] op een afstand van 600 lichtjaar van het centrum. Bij het melkwegstelsel ESO 243-49 (met [[roodverschuiving]] ''z'' = 0,0224) werd met de [[XMM-Newton]] satelliet het zwarte gat 2XMM J011028.1-460421 (HLX-1) gevonden met een massa van minstens 500 zonsmassa's.<ref name="ReferenceA">Farrell, S. A. e.a.: ''An intermediate-mass black hole of over 500 solar masses in the galaxy ESO 243-49'', [[Nature]] 460, 73-75, 2 july 2009</ref>
* [[Superzwaar zwart gat|Superzware zwarte gaten]]: met een massa van vijftigduizend tot vele miljoenen malen de massa van de zon. Ze worden aangetroffen in de centra van [[sterrenstelsel]]s.

In tabelvorm weergegeven (''M''<sub>[[Maan]]</sub> is hier de massa van de [[Maan]], ''M''<sub>Zon</sub> is de [[zonsmassa|massa van de Zon]], ''R''<sub>Aarde</sub> is de straal van de Aarde = 6378&nbsp;km, en
''AU'' = [[astronomische eenheid]] = 149,6×10<sup>9</sup> m, ongeveer de gemiddelde afstand tussen de Aarde en de Zon):

{| class="wikitable" style="float:center; margin:0em 0em 0.5em 1em"
|-
! Soort zwart gat!! Massa !! Grootte
|-
| Miniatuur|| style="text-align: center;"| tot ~''M''<sub>[[Maan]]</sub> || style="text-align: center;"|tot ~0,1&nbsp;mm
|-
| Stellair || style="text-align: center;"| ~10 ''M''<sub>Zon</sub> || style="text-align: center;"| ~30&nbsp;km
|-
| Middelzwaar|| style="text-align: center;"| ~10<sup>3</sup> ''M''<sub>Zon</sub> || style="text-align: center;"| ~10<sup>3</sup> km ~ [[straal (wiskunde)|''R'']]<sub>[[Aarde (planeet)|Aarde]]</sub>
|-
| Superzwaar|| style="text-align: center;"| ~10<sup>5</sup>–10<sup>9</sup> [[zonsmassa|''M''<sub>Zon</sub>]] || style="text-align: center;"| ~0,001–400 [[Astronomische eenheid|AU]]
|}

==== Naar impulsmoment en lading ====
Er kunnen vier soorten zwarte gaten worden onderscheiden op grond van hun [[impulsmoment]] (''J'') en [[elektrische lading]] (''Q''). Als ''J'' > 0 draait het zwarte gat. De [[massa (natuurkunde)|massa]] (''M'') is altijd positief. De meetkundevarianten ([[Afstand (wiskunde)|metrieken]]) waarmee deze soorten beschreven worden, staan in bijgaande tabel. De [[schwarzschildmetriek]] beschrijft een ongeladen, niet-draaiend zwart gat. Het is de oplossing van de [[einstein-vergelijkingen]] in [[vacuüm]] met [[bolsymmetrie]].

De [[Kerrmetriek]] beschrijft een ongeladen, draaiend zwart gat.

{| class="wikitable" style="text-align: left; background-color:transparent; float:left; margin-left: 1em;border: none"
| style="border: none; background-color: transparent"|&nbsp;
! colspan="2"| ''M'' > 0
|-
| style="border: none; width: 10em"|&nbsp;
! style="width: 10em"| ''J'' = 0
! style="width: 10em"| ''J'' ≠ 0
|-
! ''Q'' = 0
| [[Schwarzschildmetriek]] || [[Kerrmetriek]]
|-
! ''Q'' ≠ 0
| [[Reissner-Nordströmmetriek]] || [[Kerr-Newmanmetriek]]
|}

{{clearleft}}

=== Inval door de waarnemingshorizon ===
{{Zie hoofdartikel|Waarnemingshorizon}}
{| class="wikitable" style="float:right; margin:1ex; font-size:90%; width:400px;"
|- width
| [[Bestand:BH-no-escape-1NL.png|Image:BH-no-escape-1.png|400px]]<br />Ver van een zwart gat is een deeltje vrij om te bewegen in een willekeurige richting, zij het met een snelheid kleiner dan die van het licht.
|-
| [[Bestand:BH-no-escape-2NL.png|Image:BH-no-escape-2.png|400px]]<br />Dichter bij het zwarte gat begint de tijdruimte te vervormen. Meer mogelijke banen leiden naar het zwarte gat toe dan er vanaf.
|-
| [[Bestand:BH-no-escape-3NL.png|Image:BH-no-escape-3.png|400px]]<br />Binnen de [[waarnemingshorizon]] (''event horizon'') leiden alle mogelijke banen naar het midden van het zwarte gat: er is geen ontsnappen aan.
|}

Kenmerkend aan een zwart gat is de waarnemingshorizon - de grens in de tijdruimte die als een ventiel voor licht en materie werkt: die kunnen er alleen van buiten naar binnen doorheen. Waarneming van wat binnen de waarnemingshorizon geschiedt is dus onmogelijk van buitenaf.<ref>Wheeler, J. Craig (2007). Cosmic Catastrophes (2nd ed.), Cambridge University Press, {{ISBN|0-521-85714-7}}, p. 179</ref> Tevens kan er van binnenuit het zwarte gat geen enkel signaal naar buiten worden verstuurd.<ref>* [[Martin Rees]], ''Zes getallen'', Contact, 2000, p. 49</ref>

De algemene relativiteitstheorie voorspelt dat een grote massa de tijdruimte dermate vervormt, dat voorwerpen binnen de waarnemingshorizon alleen naar het zwarte gat toe kunnen vallen - zie figuur.<ref>{{Cite web|url=http://archive.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/NumRel/BlackHoleAnat.html|title=Anatomy of a Black Hole|accessdate=2009-03-25|archiefurl=https://web.archive.org/web/20090317230007/http://archive.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/NumRel/BlackHoleAnat.html|archiefdatum=2009-03-17|dodeurl=ja}}</ref>

Voor een waarnemer ver van een zwart gat vandaan lopen klokken dichter bij een zwart gat langzamer.<ref>Carroll, Sean M. (2004), Spacetime and Geometry, Addison Wesley, {{ISBN|0-8053-8732-3}}, p. 217</ref> Door deze [[gravitationele tijddilatatie]] lijkt een voorwerp dat naar een zwart gat valt steeds langzamer te bewegen.<ref>Carroll, Sean M. (2004), Spacetime and Geometry, Addison Wesley, {{ISBN|0-8053-8732-3}}, p. 218</ref> Ook andere processen lijken vertraagd: uitgezonden licht heeft een kleinere [[frequentie]] en vertoont naast verzwakking [[gravitationele roodverschuiving]].<ref>{{Cite web|url=http://nrumiano.free.fr/Estars/int_bh.html|title=Inside a black hole|accessdate=2009-03-26|archiefurl=https://web.archive.org/web/20090423053437/http://nrumiano.free.fr:80/Estars/int_bh.html|archiefdatum=2009-04-23|dodeurl=nee}}</ref> Vlak voordat het voorwerp de waarnemingshorizon bereikt, wordt het licht zo zwak dat het van buiten de waarnemingshorizon niet meer kan worden gezien. Van binnen de waarnemingshorizon was en bleef de invallende lichtbron in principe altijd zichtbaar, omdat licht altijd van buiten de waarnemingshorizon naar binnen kan.

Maar voor een waarnemer die zelf invalt treden deze effecten niet op: zijn of haar klok blijft even snel gaan en na een eindige tijd wordt de waarnemingshorizon bereikt, hoewel de plaats ervan lokaal niet waar te nemen is.<ref>Carroll, Sean M. (2004), Spacetime and Geometry, Addison Wesley, {{ISBN|0-8053-8732-3}}, p. 222</ref> De waarnemer zou door de extreem grote [[Gradiënt (wiskunde)|gradiënt]] van het zwaartekrachtveld in de nabijheid van het zwarte gat echter wel worden "uitgerekt" tot een lange sliert ("[[spaghettificatie]]").

Als het zwarte gat niet draait, is de waarnemingshorizon bolvormig en ligt die op een afstand van de [[schwarzschildstraal]] van het centrum van het zwarte gat. Deze straal is evenredig met de massa ''M'' van het zwarte gat<ref>{{Cite web|url=http://www.physics.eku.edu/Yoder/l16_BH.htm|title=Black Holes|accessdate=2009-03-25|archiveurl=https://web.archive.org/web/20060913170030/http://www.physics.eku.edu/Yoder/l16_BH.htm|archivedate=september 13, 2006|deadurl=yes}}</ref> volgens de formule
:<math>r_\mathrm{SS} =\frac{2GM}{c^2} \approx 2{,}95\, \frac{M}{M_\mathrm{Zon}}~\mathrm{km}</math>
met <math>r_\mathrm{SS}</math> de schwarzschildstraal, <math>c</math> de [[lichtsnelheid]] en <math>G</math> de [[gravitatieconstante]] en <math>M_\mathrm{Zon}</math> de [[zonsmassa]]. Deze formule geldt voor zwarte gaten met elektrische lading ''Q'' en [[impulsmoment]] ''J'' nul (kan een factor 2 schelen voor andere zwarte gaten). Dus voor een stilstaand zwart gat met een zonsmassa ligt de waarnemingshorizon op een afstand van 2,95&nbsp;km van het centrum. Draaiende zwarte gaten hebben een waarnemingshorizon die niet bolvormig is.

Uit het bovenstaande volgt dat de gemiddelde dichtheid binnen de schwarzschildstraal kleiner is naarmate de massa groter is; bij de grootste is deze dichtheid kleiner dan die van water.

De beschrijving van de waarnemingshorizon zoals de algemene relativiteitstheorie die geeft, is een benadering, die mogelijk voor kwantumeffecten moet worden bijgesteld.<ref>{{Cite web|url=http://www.ias.ac.in/jarch/pramana/51/693-698.pdf|title=Physical nature of the event horizon|accessdate=2009-03-25|archiefurl=https://web.archive.org/web/20090327092901/http://www.ias.ac.in/jarch/pramana/51/693-698.pdf|archiefdatum=2009-03-27|dodeurl=nee}}</ref>

=== Temperatuur en entropie ===
[[Stephen Hawking]] kwam in 1974 op het idee om het Unruh-effect toe te passen op zwarte gaten. Het [http://www.scholarpedia.org/article/Unruh%20effect| Unruh-effect]{{Dode link}} is het verschijnsel dat een versnelde waarnemer een omringend vacuüm ervaart als een thermisch bad, dat zich gedraagt als een [[zwarte straler]] met een bepaalde temperatuur volgens:
:<math>T = \frac{\hbar a}{2\pi c k_\mathrm{B}} \qquad (1)</math>

waarin {{mvar|ħ}} de gereduceerde Planck constante is, {{mvar|a}} de local versnelling, {{mvar|c}} de lichtsnelheid, en {{math|k<sub>B</sub>}} de constante van Boltzmann. Het (zeer geringe) temperatuureffect wordt veroorzaakt door quantumexcitaties in het vacuümveld, die virtuele deeltjes (fotonen, elektronen, positronen) kunnen doen ontstaan. Volgens het [[equivalentieprincipe]] van Einstein kan de versnelling (a) ook vervangen worden door de versnelling van de zwaartekracht voor een "stilstaande" waarnemer op de plaats van de waarnemingshorizon van het zwarte gat:
:<math>g = \frac{G.M}{R^2}</math>. (volgens Newton)
waarin <math>G</math> de gravitatieconstante is, <math>M</math> de massa van het zwarte gat en <math>R</math> de Schwarzschildstraal (zie boven) is van het zwarte gat. Beide ingevuld in (1) levert dat de temperatuur van de Hawkingstraling op:
:<math>T_\mathrm{H} = \frac{\hbar c^3}{8 \pi G M k_\mathrm{B}} </math>
Over het algemeen is het temperatuureffect van deze straling [[Hawkingstraling#voorbeelden|zeer gering]] en valt weg tegen de kosmische achtergrondstraling. Maar naarmate het zwarte gat meer verdampt en het zwarte gat dus kleiner wordt zal die temperatuur steeds verder gaan stijgen en gaat de verdamping sneller, totdat het zwarte gat geheel verdwijnt.

Als gevolg van die verdamping wordt de [[Entropie#Absolute entropie, zwarte gaten en het holografisch principe|entropie]] van het zwarte gat ook steeds kleiner.

== Vorming en evolutie ==
=== Ontstaan ===
Theoretisch zijn de volgende vier scenario's geopperd voor het ontstaan van zwarte gaten<ref name="misner"/>:
#"Rechtstreeks, geïsoleerd": een zware ster stort in elkaar, bijna bolsymmetrisch, en brengt een neutronenster-kern voort die te zwaar is om zichzelf tegen de zwaartekracht in stand te houden;
#"Onrechtstreeks, geïsoleerd": een ster met een witte dwerg-kern stort in elkaar en verliest door rotatie een deel van haar massa; de weggeslingerde fragmenten verliezen energie en draaimoment door het uitzenden van gravitatiegolven, en worden een voor een door het centrum ingevangen;
#"Dicht opeengepakt": sterren in een dichtbevolkte cluster wisselen toevallig zwaartekracht-energie uit, waarbij sommige sterren uit de halo ontsnappen en de anderen dichter bij elkaar worden gedreven;
#"Primordiaal": kleine dichtheidsverschillen in het jonge heelal creëren primordiale zwarte gaten, die geleidelijk zwaarder worden door het invangen van straling en materie.

De meeste zwarte gaten die we kennen, komen overeen met het eerste scenario; het zijn de overblijfselen van [[hypernova]]- of [[supernova]]-implosies. Als de kern van de imploderende ster meer dan ongeveer vijf keer zo zwaar is als de [[zon]] (de [[Oppenheimer-Volkofflimiet]]), implodeert de kern van de ster uiteindelijk tot een zwart gat, als gevolg van de enorme zwaartekracht die op de ster drukt en het uiteindelijk wint van de inwendige druk van de ster.<ref group="noten">Bij een kernmassa tussen de drie en vijf maal de massa van de zon eindigt de ster als een [[quarkster]]. Bij een kernmassa tussen 1,4 en 3 maal de massa van de zon eindigt de ster na een supernova als [[neutronenster]]. Bij een massa kleiner dan 1,4 maal de massa van onze zon blijft een [[witte dwerg]] over, die vervolgens zeer langzaam afkoelt tot [[zwarte dwerg]].</ref> Volgens de [[algemene relativiteitstheorie]] kan deze massa worden opgevat als geconcentreerd in een [[singulariteit (natuurkunde)|singulariteit]]. Dit kan een punt, een ring of een bol zijn - daarover zijn de geleerden het niet in alle gevallen eens.

De zeer zware zwarte gaten die in de centra van veel sterrenstelsels te vinden zijn en een massa van enkele miljoenen zonsmassa's hebben, zijn waarschijnlijk kort na de [[oerknal]] ontstaan. Inmiddels zijn er ook zwarte gaten bekend met een massa van enkele duizenden zonsmassa's, maar hoe die ontstaan zijn is nog niet duidelijk. Het is evenmin bekend wat er zich in en rond de singulariteit precies afspeelt, aangezien de algemene relativiteitstheorie op zulke kleine afstanden niet meer exact geldig is.<ref group="noten">Om dit probleem op te lossen, zullen de relativiteitstheorie en de [[kwantummechanica]] gecombineerd moeten worden tot een nog onbekende theorie van de [[kwantumzwaartekracht]]. Met behulp van de vooralsnog hypothetische [[snaartheorie]] en de daarvan afgeleide [[M-theorie]] kan worden geprobeerd uiteindelijk één universele basistheorie op te stellen.</ref>

Volgens schattingen bevat ons eigen sterrenstelsel daarnaast enkele miljoenen zwarte gaten met elk ca. tien keer de massa van de zon, die zijn ontstaan uit zware sterren of uit botsingen tussen sterren. Wanneer deze zwarte gaten zich op een geïsoleerde plek bevinden, dat wil zeggen zonder andere sterren in de buurt, zijn ze veel moeilijker te ontdekken dan wanneer ze een dubbelstelsel vormen met een ster die eromheen draait; uit de baan die de ster dan aflegt kan de aanwezigheid van een donker en zwaarder object worden afgeleid.<ref>* [[Martin Rees]], ''Zes getallen'', Contact, 2000, p. 47</ref>

=== Verdampen door hawkingstraling ===
De Engelse natuurkundige [[Stephen Hawking]] toonde in 1974 theoretisch aan dat zwarte gaten langzaam moeten verdampen. Volgens de [[onzekerheidsprincipe van Heisenberg|onzekerheidswetten]] in de [[kwantum]]wereld ontstaan op de waarnemingshorizon voortdurend paren [[deeltje]]s en [[antideeltje]]s. Normaal heffen deze deeltjes zich bijna onmiddellijk weer op door onderlinge [[annihilatie]] zodat het energie-effect weer nul is. Bij een zwart gat gebeurt het echter soms dat een deeltje in het zwarte gat valt en dat het andere ontsnapt in de ruimte. Met andere woorden: er komt [[straling]] uit. Dit wordt ook wel '[[hawkingstraling]]' genoemd. De energie hiervoor wordt onttrokken aan het zwarte gat. Dit wordt iets kleiner. Hoe kleiner het zwarte gat hoe sneller dit zal gaan. Na een tijd kan zo een zwart gat helemaal 'verdampen'. Aanvankelijk werd door sommige natuurkundigen gedacht dat de informatie die verloren ging doordat er bij het ontstaan van een zwart gat materie in viel, voorgoed verdwenen was.<ref group="noten">Hawking sloot samen met [[Kip Thorne]] een weddenschap over deze vraag af met [[John Preskill]], die beweerde dat de informatie niet definitief verloren ging. In [[2004]] verloor Hawking deze weddenschap door zelf op een conferentie bekend te maken dat hij inmiddels concludeerde dat informatie die in het zwarte gat was verdwenen, weer vrij kon komen bij het verdampen van het zwarte gat.</ref>

== Waarneming ==
De moeilijkheid met het waarnemen van zwarte gaten in het [[heelal]] is dat ze door hun sterke zwaartekrachtsveld geen licht kunnen uitstralen. Waarneming van deze [[hemellichaam|hemellichamen]] is daardoor alleen indirect mogelijk, bijvoorbeeld door het gedrag van [[ster (hemellichaam)|sterren]] in de onmiddellijke nabijheid te bestuderen.

=== Röntgenstraling ===
Gas van een nabije ster wordt naar het zwarte gat getrokken en gaat er een baan omheen beschrijven, daarbij een zogenaamde ''[[accretieschijf]]'' (aangroeischijf) vormend. Doordat de materie aan de binnenkant van de schijf sneller draait dan de lagen die er wat meer vandaan liggen, ontstaat er wrijving. Deze wrijving veroorzaakt [[röntgenstraling]], die men kan waarnemen met een [[Lijst van satellieten voor röntgenastronomie|röntgentelescoop]] (zie [[röntgenastronomie]]). Het bestaan van andere zwarte gaten is afgeleid uit de bewegingen van één enkele ster of een dubbelster die om iets heen draaien wat niet zichtbaar is.

=== Sagittarius-A* ===
In het centrum van de [[Melkweg (sterrenstelsel)|Melkweg]] bevindt zich een superzwaar zwart gat: [[Sagittarius A*]]. De massa hiervan kan bepaald worden door de banen van sterren te bestuderen die zich in de buurt van het centrum van de Melkweg bevinden, en blijkt 4,15 miljoen keer de massa van de Zon te bedragen. De [[schwarzschildradius]] voor een dergelijke massa bedraagt 0,08 [[astronomische eenheid|astronomische eenheden]]. De maximale diameter van Sagittarius-A* die met de waarnemingen van nabijgelegen sterren in overeenstemming te brengen is, bedraagt 45 astronomische eenheden, zodat het voorlopig niet absoluut zeker is dat het hier om een zwart gat gaat.

=== Zwaartekrachtlens ===
Een [[zwaartekrachtlens]] doet zich voor als het licht van een verre heldere bron zoals een [[quasar]] door een zwaar hemellichaam wordt afgebogen. Dit heet in het [[Engels]] ''gravitational lensing''. Het is een van de waarnemingen waarmee de voorspellingen van de [[algemene relativiteitstheorie]] getoetst kunnen worden. Volgens die theorie vervormt een massa de omliggende ruimte en moet licht deze kromming volgen wat een lens-effect geeft.

Een bron kan dankzij een zwaartekrachtlens voor de waarnemer soms verscheidene beelden voor de waarnemer opleveren. Als bron, zwaar hemellichaam en waarnemer op een lijn liggen, leidt de [[symmetrie]] tot een ringvormig beeld, een ''[[Einsteinring]]''.

Omdat elk zwaar object zulke effecten kan geven, worden sommige lens-effecten aan de hemel waarschijnlijk niet door afzonderlijke zwarte gaten, maar door verre sterrenstelsels veroorzaakt.

===Zwaartekrachtgolven===
Sterke veranderingen in gravitationele interactie, zoals bij een botsing tussen zwarte gaten, kunnen aanleiding geven tot gravitatiegolven en als dusdanig gedetecteerd worden met aangepaste instrumenten zoals de [[LIGO]].

De totale energie die in de vorm van gravitatiegolven wordt uitgestraald wanneer een zwart gat met massa <math>M</math> een object met massa <math>\mu</math> invangt, bedraagt ongeveer <math>0{,}01\mu(\mu/M).</math><ref name="misner"/> De fractie van de massa van het invallende object die als energie wordt uitgezonden, is dus des te groter naarmate zijn ''massaverhouding'' tot het zwarte gat groter is.

=== Voorbeelden ===
De [[Chandra X-Ray Observatory]] heeft in september 1999 en oktober 2000 opnamen gemaakt van het centrum van het melkwegstelsel. Daar werd een enorm zwaar zwart gat waargenomen. Dit zwarte gat wordt in verband gebracht met de radiobron [[Sagittarius A]]<sup>*</sup>. Met de Europese [[XMM-Newton]] satelliet worden regelmatig waarnemingen gedaan van zwarte gaten (officieel: mogelijke zwarte gaten, "black hole candidates").

In de Melkweg hebben we behalve [[Sagittarius A]]* in het centrum nog een aantal mogelijke zwarte gaten die dichterbij staan. Het gaat steeds om [[röntgendubbelster]]ren die via een accretieschijf gas aan hun begeleider onttrekken. Hun massa's liggen tussen de drie en twaalf zonsmassa's.<ref>J. Casares: ''Observational evidence for stellar mass black holes.'' [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0612312 Preprint]</ref><ref>M.R. Garcia et al.: ''Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae.'' [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0302230 Preprint]</ref> Anno 2024 is het meest dichtstbijzijnde zwarte gat [[Gaia BH1]] met een afstand van 1560 lichtjaar.<ref>https://scientias.nl/twee-zwarte-gaten-ontdekt-die-recordbrekend-dicht-bij-de-aarde-staan/</ref>

{| class="wikitable"
!Naam || Massa in zonsmassa's ''M''<sub>☉</sub>|| [[Omlooptijd (astronomie)|Omlooptijd]] van begeleider (dagen)|| Afstand tot de Aarde ([[lichtjaar]])
|-
|2XMM J011028.1-460421 (HLX-1)<ref name="ReferenceA"/>
|| >500 || - ||
|-
|[[MAXI J1409-619]] || onbekend || onbekend || ander stelsel|-
|-
|[[4U 1543-475]] || 8−10 || 1,1 || ~24000
|-
|[[A0620-00]] || 9−13 || 0,33 || 4700
|-
|[[Cygnus X-1]]|| 7-13||5,6|| 7300
|-
|[[GRO J1655-40]] || 6−6,5 || 2,8 || 5000−10000
|-
|[[GRO J0422+32]] || 3−5 || 0,21 || ~8500
|-
|[[GS 2000+25]] || 7−8 || 0,35 || ~8800
|-
|[[GX 339-4]] || || 1,75 || ~15000
|-
|[[GRS 1124-683]] || 6,5−8,2 || 0,43 || ~17000
|-
|[[Sagittarius A*]] || 3,7 miljoen || − || ~26000
|-
|[[V404 Cygni]] || 10−14 || 6,5 || 7800<ref>[https://web.archive.org/web/20160304191153/http://www.sron.nl/news-mainmenu-588/press-releases-mainmenu-686/2465--distance-to-black-hole-no-longer-a-secret.html SRON: Distance to black hole no longer a secret] J.C.A. Miller-Jones (NRAO), P.G. Jonker ([[SRON]]), V. Dhawan (NRAO), W. Brisken (NRAO), M.P. Rupen ([[NRAO]]), G. Nelemans ([[Radboud Universiteit|Radboud University Nijmegen]]) and E. Gallo ([[Massachusetts Institute of Technology|MIT]]), ''The first accurate parallax distance to a black hole.'' Astrophysical Journal, 1 dec 2009</ref>
|-
|[[XTE J1118+480]] || 6,4−7,2 || 0,17 || 6200
|-
|[[XTE J1550-564]] || 10−11 || 1,5 || ~17000
|-
|[[XTE J1819-254]] || 10−18 || 2,8 || < 25000
|}

== Verder lezen ==
* Begelman, M.C. & [[Martin Rees|Rees, M.J.]]: ''Zwarte gaten in het heelal'' (populair-wetenschappelijk)
* [[Subramanyan Chandrasekhar|Chandrasekhar, Subrahmanyan]]: ''The mathematical theory of black holes'', Clarendon Press Oxford, [[1984]] (vakliteratuur)
* Misner, Charles W., [[Kip Thorne|Thorne, Kip S.]] & [[John Wheeler|Wheeler, John Archibald]]: ''Gravitation'', Freeman, San Francisco, [[1970]] en latere uitgaven (vakliteratuur)
* Novikov, I.: ''Zwarte gaten. De sleutel tot het ontstaan van het heelal'', Contact, [[1991]] (populair-wetenschappelijk)
* Shapiro, Stuart L. & Teukolsky, Saul A.: ''Black holes, white dwarfs and neutron stars. The physics of compact objects'', Wiley, New York [[1983]] (vakliteratuur)
* [[Kip Thorne|Thorne, Kip S.]]: ''Black holes and time warps. Einstein's outrageous legacy'', Norton, New York [[1994]] en latere uitgaven (goed leesbaar, populair maar exact, aanbevolen)

== Zie ook ==
* [[Q-ster|Grijs gat]]
* [[Lijst van zwarte gaten]]
* [[Naakte singulariteit]]
* [[Reissner-Nordströmmetriek]]
* [[Schwarzschildmetriek]]
* [[Subramanyan Chandrasekhar]]
* [[Susskind-Hawking battle]]
* [[Wit gat]]

== Externe links ==
* [https://www.sci.news/astronomy/rotational-energy-extraction-black-holes-09263.html Physicists Propose New Way to Extract Energy from Black Holes]
* [https://aa.quae.nl/nl/antwoorden/zwarte-gaten.html AstronomieAntwoorden AstronomieAntwoordenBoek: Zwarte Gaten]
* [https://www.newscientist.nl/nieuws/zwart-gat-snoept-om-de-paar-jaar-van-dezelfde-ster/ Superzwaar zwart gat snoept om de paar jaar van dezelfde ster]
* [https://www.natuurkunde.nl/artikelen/3767/zwarte-gaten----wat-ze-cht-zijn Zwarte gaten -- wat ze écht zijn!]
* [http://www.govertschilling.nl/artikelen/archief/2002/0210/021017_vk.htm Bewijs voor zwart gat in melkwegstelsel (Volkskrant artikel)]
* [https://www.quantumuniverse.nl/zwarte-gaten-informatie-en-von-neumann-algebras Zwarte gaten, informatie en algebra]

{{Appendix||2=
== Noten ==
{{References|group=noten}}
== Referenties ==
{{References||2}}
==Literatuur==
*{{en}}{{aut|[[Brian Greene]]}} ''The Elegant Universe: Superstrings, Hidden Dimensions, and the Quest for the Ultimate Theory'', 1999/2003.
}}
{{Navigatie sterren}}
{{Navigatie astronomie}}
{{Zusterproject
| commons     = 
| commonscat  = Black holes
| wikiatlas   = 
| wikispecies = 
| wiktionary  = zwart gat
| wikibooks   = 
| wikisource  = 
| wikiquote   = 
| wikinews    = 
| wikinewscat = 
| wikivoyage  = 
}}

[[Categorie:Zwart gat| ]]
[[Categorie:Astrofysica]]
[[Categorie:Relativiteit]]