Konsekvenserna av Newtons mekanik

De första någorlunda vetenskapliga tankarna om att objekt varifrån ingenting kan ta sig bort ifrån skulle finnas formulerades på 1700-talet. Isaac Newton (1642-1727) hade formulerat sin gravitationsteori år 1687 och denna hade börjat smältas av det vetenskapliga samhället. Begreppet flykthastighet uppmärksammades snart och om ljus består av partiklar borde detta begrepp även gälla för dessa. Vid denna tidpunkt var det en stor kontrovers om huruvida ljusets beståndsdelar är av våg- eller partikeltyp. Newton, som redan i slutet av sin levnad var en mycket respekterad vetenskapsman, hade förespråkat att ljuset var av partikeltyp (han kallade dessa för korpuskler) och denna uppfattning hade ett litet övertag över vågförespråkarna som företräddes av den holländske fysikern Christiaan Huygens (1629-1695). Snart så förekom tankar kring om bara klotet är tillräckligt kompakt och massivt så borde inte ens ljus kunna lämna objektet. År 1783 så publicerade den engelska pastorn och naturfilosofen John Michell (1724-1793) sina tankar om att sådana objekt borde existera baserade på matematiska uträkningar. Tack vare hans isolering, både fysiskt och psykiskt, så lyckades han komma fram till dessa slutsatser i ett England som varken var särskilt matematiskt eller som bekymrade sig om krafternas lagar vid denna tidpunkt. År 1796 så publicerade även den franska markisen och matematikern Pierre Simon de Laplace (1749-1827) liknande tankar i sin berömda bok, "Exposition du Systeme du Monde". Efter det att Thomas Young (1773-1829) hade upptäckt ljusinterferensfenomenet år 1801 i ett uppmärksammat experiment som visade att ljus måste bestå av vågor så tog Laplace dock bort avsnitten om svarta hål i alla upplagor som publicerades efter år 1808 eftersom ljus enligt honom måste vara partiklar för att teorin skulle fungera (numera vet man att ljus i ett givet ögonblick antingen kan beskrivas som en partikel eller som en våg enligt den s k våg-partikel dualiteten). Det skulle nu dröja mer än 100 år innan de vetenskapliga verktygen hade utvecklats tillräckligt mycket för att frågan om dessa objekt verkligen existerar skulle kunna få ett seriöst svar.

Relativitetsteorin utvecklas

På 1800-talet så utvecklade matematikerna Karl Friedrich Gauss (1777-1855), János Bolyai (1802-1860) och Nicolai Lobachevskij (1793-1856) den icke-euklidiska geometrin. Utifrån denna grundade matematikern Bernhard Riemann (1826-1866) år 1854 en matematisk teori som kallas för differentialgeometri och som kom att vidareutvecklas av Gregorio Ricci-Curbastro (1853-1925) på 1870-talet samt dennes student Tullio Levi-Civita (1873-1941) på 1890-talet. Den allmänna relativitetsteorin, som Albert Einstein (1879-1955) presenterade år 1915, bygger på differentialgeometrin. Relativitetsteorin ger ett antal fältekvationer som teoretiskt sett borde kunna lösas i fallet för en stjärna och därmed skulle beskriva rumtidens krökning vid stjärnan men detta problem verkade vara väldigt komplicerat. Fältekvationerna består av tio stycken icke-linjära kopplade partiella differentialekvationer och endast vid stor symmetri kan en entydig lösning fås. Bara någon månad efter det att Einstein hade presenterat sin allmänna relativitetsteori så fann den tyske astrofysikern Karl Schwarzschild (1873-1916) trots detta en lösning till fältekvationerna som beskriver rumtidens krökning vid en stjärna som antas vara perfekt sfärisk och statisk. Schwarzschildgeometrin blev snart ett standardverktyg inom astrofysiken men ingen ville ta de mer extrema slutsatserna inom geometrin riktigt på allvar. Geometrin förutsäger nämligen att det finns en kritisk radie för tillräckligt massiva stjärnor inom vilken flykthastigheten överstiger ljushastigheten, numera kallad för Schwarzschildradien, samt en radie där krökningen av rumtiden blir oändlig. Ljus skulle alltså inte kunna ta sig ut från stjärnan om den var tillräckligt massiv; Michell's och Laplace's tankar om mörka stjärnor hade alltså återaktuelliserats.

Singulariteter är absurda

De dåtida vetenskapsmännen hade i början en tendens att försöka undvika att undersöka dessa konsekvenser. De relativistiska fysikerna kunde dock inte ignorera denna implikation som Schwarzschildgeometrin förutsade hur längre som helst utan de var tvungna att allt mer seriöst konfrontera problemet. Dåtidens jättar inom relativitetsteorin, Albert Einstein och Arthur Eddington (1882-1944), tyckte att det var emot sunt förnuft med stjärnor där gravitationsfältet hade en punkt med oändlig styrka och försökte övertyga och bevisa att svarta hål inte kan bildas över huvud taget; här är två exempel:

• Stjärnor kallade vita dvärgar hade upptäckts i början av 1900-talet. Det först upptäckta och mest berömda exemplet är Sirius, den ljusstarkaste stjärnan på natthimlen, som visade sig ha en tvillingstjärna. Man beräknade att densiteten hos materian i denna kompanjon måste vara otroliga 60 ton per liter. Snart konstaterades det att det rörde sig om en "död" stjärna som hade kollapsat och vars inre tryck upprätthölls av ett kvantmekaniskt fenomen som kallas för elektrondegeneration. År 1930 visade den blott nittonårige indiern Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995) att det finns en övre gräns för hur massiva vita dvärgar kan vara genom att kombinera dåtidens teori om stjärnor med relativitetsteorin. Han beräknade den nu s k chandrasekhargränsen till 1,4 solmassor. Detta resultat aktualiserade frågan om vad som händer med stjärnor vars massa är större än denna gräns när bränslet i dem tar slut. Arthur Eddington, som råkade vara Chandrasekhars lärare vid Cambridge University, började motarbeta sin elevs resultat och angrep honom med argument som inte hade någon vetenskaplig grund. P g a sitt goda rykte som vetenskapsman lyckades Eddington under lång tid med detta, i alla fall ända tills dess att Chandrasekhar fick Niels Bohrs stöd.
• År 1939, 23 år efter det att schwarzschildgeometrin hade presenterats, så försökte Einstein bevisa att svarta hål inte kan bildas. Hans modell med partiklar som befinner sig på ytan av en sfär och vars hastighet överstiger ljusets när sfärens radie blir mindre än schwarzschildradien var fysikaliskt korrekt men visade sig snart vara irrelevant eftersom just det att partiklarna skulle överskrida ljusets hastighet innanför radien, vilket är omöjligt, istället gör att de faller ner i det svarta hålet.

Oppenheimer-Snyder artikeln

Bara några månader efter Einsteins försök att bevisa att svarta hål inte kan bildas så publicerades i USA en artikel som inte bara visade att Einstein hade fel utan även beskrev hur stjärnan ser ut när den kollapsar till ett svart hål. J. Robert Oppenheimer (1904-1967), som höll på att bygga upp Berkeley från i stort sett ingenting till en av världens främsta institutioner inom fysiken, lockade till sig flera av de mest begåvade studenterna runt om i landet. En av dessa var Harland Snyder (1913-1962) som var särskilt bra på att ta sig igenom komplicerade matematiska beräkningar. Efter att ha gjort några väldigt förenklade beräkningar på stjärnor med samma massa men med olika radier, och konstaterat att rumtidens struktur vid stjärnan blir allt mer extrem, så beslöt de tillsammans sig för att i detalj studera vad som händer en idealiserad stjärna. Först var de tvungna att införa flera förenklingar hos stjärnan, bl a antogs följande: Stjärnan är perfekt sfärisk, den roterar inte, densiteten är densamma inuti hela stjärnan, trycket är noll, chockvågor bildas inte inuti stjärnan och varken materia eller strålning strömmar ut ifrån stjärnan. Med hjälp av många råd och mycket stöd av Oppenheimer och Richard Chance Tolman (1881-1948), en matematisk fysiker vid Caltech som hade börjat sin bana som kemist, så lyckades Snyder otroligt nog lösa de komplicerade beräkningarna. Man kunde nu studera den idealiserade stjärnans kollaps ifrån önskad referensram: Antingen i en statisk referensram utanför Schwarzschildradien, innanför Schwarzschildradien eller man kunde följa med materien i en referensram in mot den kollapsande stjärnans centrum. Resultatet var intressant. Då den kollapsande stjärnan studerades från en statisk referensram långt bort från objektet så inträffade följande. Materian börjar dras inåt mot masscentrum allt snabbare. Men när radien börjar närma sig den kritiska så börjar krökningen hos rumtiden bli allt mer väsentlig. Detta medföljer att ljuset från stjärnan blir allt mer förskjutet mot rött och att kollapsen går allt långsammare. Till slut blir ljuset oändligt förskjutet mot rött, d v s svart, och materien i stjärnan har stannat av vid Schwarzschildradien. Ett svart hål har bildats. Studerar man i stället en referensram som följer med den kollapsande materien så stannar man underligt nog inte vid Schwarzschildradien utan efter någon timmes tid är man innanför den magiska radien och fortsätter in mot singulariteten.

Avstånd mellan ett fallande objekt och singulariteten som den faller emot sett dels från en relativt det svarta hålet stillastående observatör och dels relativt en medföljande observatör (Courtesy Jean-Pierre Luminet).

Omgivningen är i detta fall starkt längdkontraherad vilket kan tolkas som den rörliga referensramens motsvarighet till den stillastående referensramens observerande av tidsdilatation. De makalösa, men matematiskt korrekta resultaten, publicerades i septembernumret av Astrophysical Journal år 1939, som har blivit ett samlarobjekt eftersom även Bohrs och Wheelers artikel om fission är publicerad där.

De två stora mentorerna gör entré

Andra Världskriget hade just brutit ut när Oppenheimer-Snyder artikeln nådde omvärlden vilket ledde till att i stort sett alla resurser i de ledande länderna istället koncentrerades på kriget. För de ledande fysikerna innebar detta att de placerades på projekt för att utveckla atombomber. Detta gällde för fysiker ifrån Förenta Staterna, Sovjetunionen, Storbritannien såväl som Tyskland. Två av de främsta hjärnorna bakom den vanliga atombomben och den godtyckligt kraftfulla vätebomben var John Archibald Wheeler (1911-2008) i USA samt Yakov Borisovich Zeldovitj (1914-1987) i Sovjetunionen. De skulle även bli de ledande vetenskapsmännen inom svarta hål forskningen under lång tid efter kriget. Anledningen var, förutom att de är respektive var två mycket begåvade fysiker, att en vätebomb fungerar på ungefär samma sätt som kollapsen av en stjärna; man måste ta hänsyn till faktorer som tryck, kärnreaktioner, chockvågor, värme, strålning och massutkastning. Stora insatser hade gjorts under kriget för att utforska dessa egenskaper i samband med vätebomber. Nu tycktes det mest logiska vara att utnyttja dessa resultat för att studera kollapsande stjärnor.

Wheeler var från början en stor skeptiker till svarta hål. Innan kriget så hade han forskat bl a om kärnreaktioner och utvecklat teorin för fission tillsammans med Niels Bohr medan många av de andra ledande vetenskapsmännen hade sysslat just med svarta hål. Han trodde att om man bortsåg ifrån faktorer som tryck, kärnreaktioner, chockvågor, värme, strålning och massutkastning i en kollapsande stjärna, som hade gjorts i Oppenheimer-Snyder modellen, så fanns det inte något annat öde än en fullständig kollaps till ett svart hål. Om dessa togs med trodde han dock att någon total kollaps inte skulle ske. Datorsimulationer gjorda av Stirling Colgate (1925-2013), Richard H. White och Michael May visade snart dock att även med dessa faktorer inräknade så kollapsar stjärnan ovillkorligen till ett svarta hål om den är tillräckligt massiv. Resultat som detta och Finkelsteins nya referensram fick Wheeler att ändra åsikt och övergå från att vara en motståndare till att bli en av de största förespråkarna för svarta hål. Han skulle även komma att mynta ordet svart hål samt att svarta hål inte har något hår.

Zeldovitj började bli uttråkad av all vapenforskning som han mycket framgångsrikt hade sysslat med på heltid under mer än ett årtionde. Han började se sig om efter andra forskningsområden, fastnade för astrofysiken och insåg även han snabbt att resultaten från kärnvapenforskningen var användbara här. Han satte samman ett forskarlag som skulle testa om hans idé att kollapsande stjärnor verkligen producerar svarta hål genom simulationer på datorer. Resultaten skulle visa sig bekräfta Colgate-White-May simulationen gjord i USA trots att Zeldovitj inte kände till simulation vid denna tidpunkt. Oppenheimer och Snyder måste alltså ha haft rätt trots alla idealiseringar; tillräckligt massiva stjärnor kollapsar ovillkorligen till svarta hål.

Finkelsteins revolution

År 1958 publicerades en artikel i Physical Review av David Finkelstein (1929-2016), en forskare vid ett litet universitet i New Jersey. I denna beskrevs en ny metrik som skulle visa sig orsaka en mindre revolution inom forskningen om svarta hål. Finkelstein var inte särskilt motiverad av imploderande stjärnor när han, mest av en slump, fick fram den kompakta formeln för metriken och förstod sig inte i början på dess genomslagskraft. Det var först när Lev Davidovich Landau (1908-1968) och Evgeny Michailovich Lifshitz (1915-1985) i Sovjetunionen läste artikeln som de förstod den nya metrikens betydelse. Med denna var man inte längre begränsad till rumtidsgeometrier med kort räckvidd utan Finkelsteins metrik kunde samtidigt beskriva en stjärnas implosion långt bort från stjärnan som en statisk observatör och samtidigt följa med materian in mot den blivande schwarzschildradien hos stjärnan som dynamisk observatör. Senare visade det sig att Arthur Eddington hade berört denna metrik redan år 1924 men att han och hans medarbetare inte hade förstått innebörden av den och snart glömt bort lösningen.

Den gyllene eran börjar

På 1960-talet började vad som har kommit att kallas den gyllene eran inom forskningen om svarta hål. Drygt tio år senare hade ett hundratal forskare över hela världen kartlagt en stor del av de svarta hålens egenskaper. Några av de intressantaste upptäckterna under denna tid var att svarta hål inte har något hår samt att de roterar och pulserar. Att svarta hål inte har något hår, ett för övrigt ganska underligt uttryck, innebär att den tillräckligt massiva kollapsande stjärnan förlorar nästan alla egenskaper när det svarta hålet bildas; alla förutom massa, rotationsmoment och elektrisk laddning. De första tecknen på att så var fallet fann Vitaly Ginzburg (1916-2009) år 1964, en fysiker från Sovjetunionen som bl a hade arbetat med deras kärnvapenprogram. De första kvasarerna hade just upptäckts och han tänkte sig att de svarta hålens magnetfält möjligen skulle kunna förklara dessa objekt om den ursprungliga stjärnans magnetfält komprimerades och blev allt starkare när det svarta hålet bildas. Han började räkna matematiskt på problemet men fann till sin förvåning att det svarta hålet i stället förlorar sitt magnetfält helt och hållet när det bildas.

Pertuberationsmetoder och skallighet

Samtidigt, bara ett par kilometer bort i Moskva, satt Zeldovitj med två av sina allra bästa forskare, nämligen Igor Novikov (1935- ) samt Andrej Dorosjkevitj, och frågade sig om en ursprungligen deformerad stjärna kommer att bilda ett deformerat svart hål. Tack vare användandet av nyutvecklade pertuberationsmetoder så lyckades de snart komma fram till att när det svarta hålet håller på att bildas så försvinner alla små deformationer, som berg på ytan av stjärnan. När dessa resultat, vars bevis till största delen grundade sig på Zeldovitjs otroliga intuition, publicerades för Västvärlden skapade de stor uppståndelse. Få personer tyckte att det var lika självklart som Zeldovitj tyckte att små pertuberationer på något sätt försvinner vid kollapsen. I februari år 1967 så visade dock Werner Israel (1931- ), en multinationell person född i Berlin, att Zeldovitj m fl troligen hade rätt genom att visa att inte bara små berg försvinner när det svarta hålet bildas utan även deformationer av alla storlekar och former. Han lyckades till och med visa att varje högt icke sfärisk implosion antingen bildar ett perfekt sfäriskt svart hål eller inget svart hål över huvudtaget. Den enda förutsättningen för denna slutsats är att den kollapsande stjärnan inte är elektriskt laddad och inte roterar. Vad var då den grundläggande mekanismen som gjorde att alla deformationer försvinner vid bildandet av det svarta hålet? Werner Israel utförde datorsimulationer som visade att deformationerna försvinner vid bildandet av det svarta hålet genom att deformationerna omvandlas till gravitationsvågor som strålas ut åt alla håll. Richard Price (1943- ), en storvuxen amerikan som under denna tid doktorerade för Kip Thorne (1940- ), lyckades bevisa att det var så matematiskt, åtminstone för någorlunda idealiserade stjärnor eftersom han använde sig av ganska begränsade pertuberationsmetoder. Han formulerade och bevisade en sats som säger att allt som kan strålas ut också strålas ut, nämligen i form av gravitationsvågor. Ett slutligt beviset för att svarta hål inte har något hår var dock svårare att finna eftersom betydligt allmännare metoder krävs när stjärnan är starkt deformerad och snabbt roterande. Det skulle ta ytterligare några år och denna gång skulle åter igen engelska fysiker, under mentorn Dennis Sciama (1926- ), att stå i centrum.

Kerrs lösning

Brandon Carter (1942-2018) gick med i Sciamas forskargrupp år 1964. Eftersom Sciama tyckte att tiden var mogen för att studera imploderande stjärnor som dessutom roterar så fick Brandon Carter i uppgift just att göra detta. Den nyzeeländske matematikern Roy Kerr (1934- ) hade just publicerat en lösning till Einsteins fältekvationer som beskriver rumtidens krökning utanför, vad man trodde var, en roterande stjärna. Det var första gången som en lösning för en roterande stjärna hade upptäckts. Man trodde dock att Kerrs lösning inte var särskilt allmän utan att den endast gällde i vissa fall. Inom loppet av ett år hade dock Carter m fl visat att Kerrs lösning inte beskriver en roterande stjärna utan ett roterande svart hål. I mitten av 1970-talet så hade Carter m fl visat att Kerrs lösning inte bara gäller för vissa roterande svarta hål utan för alla roterande svarta hål.

De fysikaliska egenskaperna hos roterande svarta hål finns i matematiken hos Kerrs lösning. En av de mest intressanta egenskaperna är att ett tornadoliknande sug skapas i rummet som omger det svarta hålet. Ju närmare man kommer hålets horisont desto snabbare roterar rumtiden och beger man sig ända ned till horisonten så roterar rumtiden här med samma hastighet som horisonten. Det svarta hålet påverkar alltså även materia som befinner sig utanför det svarta hålet. Förr eller senare så roterar all materia i det svarta hålets direkta omgivning av denna anledning i samma riktning som det svarta hålet. Svarta hål kan dessutom lagra stora mängder energi i rum-tidsrotationen som kan utvinnas, något som upptäcktes år 1969 av den engelske matematiske fysikern Roger Penrose (1931- ). Förutom att det svarta hålets rotation skapar en tornadoliknande effekt av rumtiden i dess omgivning så orsakar rotationen även att horisonten avplattas, ett fenomen som upptäcktes år 1973 av Larry Smarr, en student vid Stanford University. James Bardeen (1939- ) upptäckte år 1975 att rotationen inte blir hur stor som helst och den kan inte bli så stor att avplattningen leder till att singulariteten blottas, utan den begränsas av att horisonten högst roterar med ljushastigheten vid ekvatorn. Supermassiva svarta hål roterar i själva verket nästan alltid med en rotationshastighet som är i närheten av den maximala.

Den matematiska lösningen av Einsteins fältekvationer som beskriver ett roterande svart hål som dessutom har laddning härleddes för första gången år 1965 av Ezra Ted Newman (1929- ) m fl vid universitetet i Pittsburgh, Pennsylvania. Metriken kallas numera för Kerr-Newman metriken. Laddningen, som i verkliga makroskopiska objekt nästan alltid är noll, tillfogar dock inte mycket av intresse för det svarta hålets fysik. Skillnaden är endast att ett antal fältlinjer sticker ut från horisonten, dock utan att bidra till något hår.

Svarta hål identifieras på stjärnhimlen

Karl Jansky (1905-1950) fick som nyanställd på Bell Labs i uppdrag att utreda varför de nylagda atlantkablarna för telefoni stördes. Han kom år 1935 fram till den förbryllande slutsatsen att en av störningskällorna är radiostrålning från Vintergatans centrum. Intresset för konstaterande var dock svalt. Jesse Greenstein (1909-2002) och Fred Whipple (1906-2004) vid universitetet i Harvard intresserade sig för upptäckten och kom fram till att det var omöjligt att så mycket energi skulle kunna genereras med kända metoder. De konstaterade att problemet berodde på brister i astrofysikens teorier. Jansky ville forska vidare om upptäckten genom att bygga världens första radioteleskop, en parabol med 30 meters diameter, som skulle kunna detektera strålningen men det ville inte Bell Labs. Jansky accepterade detta och fick andra arbetsuppgifter.

Amatörastronomen Grote Reber (1911-2002) läste om Janskys upptäckter i populärastronomiska tidsskrifter. I sin mammas trädgård byggde han år 1939 med mycket begränsade medel världens första radioteleskop som hade en diameter av nio meter. Han ritade även den första radiokartan av himlen. Några områden som kunde identifieras på kartan med dålig upplösning var Vintergatans centrum och två objekt som numera kallas för Cygnus A och Cassiopeja A.

Rebers radiokarta (Courtesy Grote Reber, 1944).

Reber skrev en artikel som med hjälp av Subrahmanyan Chandrasekhars hjälp publicerades i "Astrophysics Journal". Han fick på detta sätt uppmärksamhet av de professionella kretsarna som besökte honom regelbundet. De lyckades få Reber att söka medel för ett ännu större radioteleskop men p g a att han inte ville samarbeta på ett sätt som är praxis inom vetenskapliga kretar blev det inga anslag.

Under Andra Världskriget lades mycket energi på att utveckla radarn. Efter kriget blev det en spinnoffeffekt inom radioastronomin. Snart hade man åstadkommit en hundrafald förbättring av upplösningen. Man hade dock ännu inte identifierat vad det var för någon typ av föremål som sände ut radiostrålningen. År 1951 skickades en felbox av Cygnus A som hade bestämts med radioteleskop från Martin Ryles (1918-1984) grupp till Walter Baade (1893-1960) som m h a 100 tumsteleskopet på Mount Wilson. När Baade exponerade bilderna såg det ut som om objektet var två kolliderande galaxer. M h a VLBI lyckades man förbättra upplösningen ytterligare hos radioteleskopen och år 1953 kunde Roger Clifton Jennison (1922-2006) och Mrinal Kumar Das Gupta (1923-2005) identifiera två lober hos objektet.

USA insåg vid denna tidpunkt att de hade kommit efter England och Australien inom radioastronomin och lade ner stora pengar på att komma ifatt. Bl a Caltech byggde ett radioteleskop som kunde användas på objektet 3C48 som Rees inte kunde få någon felbox på. De lyckades och koordinaterna på himlen skickades till Allan Sandage (1926-2010) som använde 100 tumsteleskopet för att få fram en bild på ett punktformat objekt. Detta objekt skilde sig från de starkt radiostrålande objekt som dittills hade upptäckts och dess spektrum var inte likt något som kändes till vid tidpunkten.

Maarten Schmidt (1929- ) bröt den mentala blockeringen den 5:e februari år 1963 då han insåg att ett annat objekt i Ryles Cambridgekatalog, 3C273, hade absorptionslinjer som var extremt rödförskjutna Balmerlinjer. När man gick tillbaka till objektet 3C48 insåg man att detta var fallet även här fast det inte var lika tydligt. Man insåg därmed att dessa objekt måste ligga otroligt långt bort och därmed vara otroligt ljusstarka.

Genom att konstatera att 3C273 varierade i ljusstyrka på en tidsskala som är i månader så insåg man att energin skapas inom en volym som är en bråkdel av vanlig galax.

År 1950 hade Karl Otto Kiepenheuer (1910-1975) i Chicago och Vitaly Ginzburg i Moskva oberoende av varandra visat att radiostrålningen från Vintergatan i själva verket är synkrotronstrålning. Denna slutsats baserades på arbeten av svenskarna Hannes Alfvén (1908-1995) och Nicolai Herlofson.

År 1963 beräknade Geoffrey Burbidge (1925-2010) att synkrotronstrålningen i loberna hos radiogalaxen Cygnus A motsvarar energin i massan hos 10 miljoner solmassor.

Man började nu försöka skapa modeller där svarta hål, som just hade blivit namngivna, hade huvudrollen. Ett viktigt steg togs när Edwin Salpeter (1924-2008) och Yakov Borisovich Zeldovitj visade år 1964 hur gas kan värmas upp och stråla då den träffar det svarta hålets chockfront på väg genom det interstellära mediet (Salpeter-Zeldovitj-förlaget).

Att svarta hål skulle kunna vara drivkällan till kvasarer och radiogalaxer hade Edwin Salpeter (1924- ) och Yakov Borisovich Zeldovitj visat år 1964 i och med Salpeter-Zeldovitj förlaget som utvecklades för att kunna upptäcka svarta hål. En mer komplett och realistisk beskrivning av hur gas strömmar in mot svarta hål gavs av Donald Lynden-Bell (1935-2018), en brittisk astrofysiker i Cambridge. År 1975 så visar James Bardeen samt Jacobus Petterson vid Yale University att rotationen av rumtiden runt ett svart hål agerar som gyroskop och därigenom upprätthåller riktningen hos jets.

År 1963 publicerade Roy Kerr sin lösning till Einsteins fältekvationer, kerrgeometrin, som skulle komma att visa sig beskriva roterande svarta hål och gjorde det möjligt att ytterligare förklara hur svarta hål kan fungera som generator i radiogalaxer och kvasarer.

År 1971 föreslog Martin Rees (1942- ) en metod för hur roterande svarta hål skapar en jet som skickas ut från det svarta hålets poler och stoppas i loberna. Han antog dock att energin bestod av elektromagnetiska vågor med ultralåg frekvens, något som bevisades vara omöjligt eftersom de ej kan penetrera galaxens interstellära medium. Malcolm Longair (1941- ), Martin Ryle och Peter Scheuer i Cambridge visade att det istället rörde sig om magnetiserad gas. Rees och Roger Blandford (1949- ) gjorde egna beräkningar som några år senare bekräftades av observationer gjorda av VLA.

Man konstaterade att vissa jets kan behållas raka i miljontals ljusår och därmed miljontals år. Detta tyder på att de roterande svarta hålen fungerar som extremt stabila gyroskop. Donald Lynden-Bell förbättrade Salpeter och Zeldovitjs modell år 1969 genom att visa att gas formar sig i ansamlingsskivor genom centrifugalkraften.

År 1975 så visar James Bardeen samt Jacobus Petterson vid Yale University att rotationen av rumtiden runt ett svart hål agerar som gyroskop och därigenom upprätthåller riktningen hos jets. De håller fast ansamlingsskivan nära det svarta hålet trots att gasen kan vara samlat på ett helt annat sätt längre ifrån det svarta hålet. Bardeen visade även att hastigheten hos horisonten oftast är i närheten av ljusets.

Eftersom det är lättast att upptäcka de största svarta hålen, s k supermassiva svarta hål, så är de dessa som har upptäckts först trots att vi inte har förstått att det är svarta hål som vi ser. T ex Grote Rebers svarta hål är just av denna typ.

Martin Rees och Joseph Silk (1942- ), vid Oxford University, föreslog att supermassiva svarta hål bildas väldigt tidigt under galaxbildningen och i själva verket kraftigt stimulerar stjärnbildning i en protogalax. Detta görs genom kvasaren som bildas genom den stora mängden gas som är tillgänglig och matar det svarta hålet.

Detta kunde bekräftas genom att experimentiellt konstatera att den radiella hastigheten hos stjärnor i de yttre delarna av unga galaxer är proportionell mot det supermassiva svarta hålets massa i centrum. Detta är endast fallet om de två objekttyperna har haft en koppling tidigt i galaxens historia vilket de får genom den kontinuerligt sammanhängande gasmassan.

Svarta hål pulserar

Att komma fram till att svarta hål pulserar tog väldigt lång tid främst p g a mentala blockeringar. Trots att man från och med år 1969 såg hur svarta hål pulsera, både vid matematiska beräkningar och vid datorsimulationer, så tolkades detta som att gravitationsstrålning studsade omkring i det svarta hålets omgivning, fångad av rumtidens krökning. Först på hösten år 1971 så insåg Bill Press (1948- ), en student till Kip Thorne, att den studsande gravitationsstrålningen kan tolkas som att det svarta hålet pulserar. Denna insikt förändrade synen på svarta hål en hel del och man började naturligtvis ställa sig frågor som man inte hade funderat på innan. Man fann att svarta hål ringer med egenfrekvenser, precis som en kyrkklocka gör, och man började katalogisera egenfrekvenserna för olika teoretiska svarta hål. Skulle det på något sätt kunna uppstå resonans i svarta hål som leder till att det slits itu? För att kunna svara på denna fråga behövdes nya pertuberationsmetoder. De dåvarande metoderna kunde bara beskriva svarta hål som inte roterar överhuvudtaget eller mycket lite. År 1972 så lyckades sydafrikanen Saul Teukolsky (1947- ), som var ytterligare en student till Kip Thorne, att lösa de ekvationer som beskriver den pertuberationsmetod som gäller även för snabbt roterande svarta hål. Med teukolskyekvationerna kunde man bl a analysera de naturliga frekvenserna hos pulseringarna i svarta hål, stabilitetsaspekterna hos pulseringarna och rotationsförändringen som uppstår när materia sväljs. Genast så började man med detta och att försöka utvidga Teukolskys metoder. Teukolsky och Press kom tillsammans fram till att svarta hål inte är instabila, mycket tack vare datorsimulationer som de utförde. Subrahmanyan Chandrasekhar, som var en extrem perfektionist, var dock inte nöjd med denna slutsats eftersom han hela tiden hade trott motsatsen och att det fortfarande inte hade givits något matematiskt bevis för att det verkligen är så. Därför, samtidigt som den yngre generationen forskare förklarade att den gyllene tidsåldern för forskningen om svarta hål var över, så koncentrerade Chandrasekhar år 1975 (vid sextiofem års ålder) hela sin matematiska förmåga på att utarbeta och fullända dessa pertuberationsmetoder. Åtta år senare var han klar och resultaten samlades i boken "The Mathematical Theory of Black Holes" ur vilken svartahålsforskare kan finna metoder för att lösa ett godtyckligt pertuberationsproblem. Det allmänna beviset för att oscillationerna i svarta hål inte är instabila gavs slutligen år 1987 av Bernhard Whiting, en före detta student till Stephen Hawking.

Svarta hål blir astrofysiska objekt

Under den gyllene epoken för svartahålsforskningen så insåg man dessutom att rumtidskrökningsåskådningssättet inte är särskilt intuitivt användbart för att kunna förklara astrofysikaliska problem, som hur svarta hål skulle kunna vara energikällan till kvasarer och radiogalaxer. Denna alternativa väg började i och med att Richard Hanni och Remo Ruffini (1942- ) vid Princeton University upptäckte att horisonten hos svarta hål uppträder på ett sätt som liknar det hos en elektriskt ledande sfär år 1971. De samt Robert Wald (1947- ) vid Princeton University och Jeff Cohen vid Princeton Institute for Advanced Study genomförde matematiska beräkningar, gjorda med krökta rumtidstillvägagångssättet, som visade att när en elektrisk laddning förs i närheten av ett svart hål så polariseras konstigt nog det svarta hålet. Fem år senare så visade Roger Blandford och studenten Roman Znajek vid Cambridge University att magnetiska fältlinjer kan utvinna energi ur rotationen hos svarta hål och använda den för att driva jets på ett sätt som numera kallas för Blandford-Znajek processen. De fann även genom matematiska beräkningar i det krökta rumtidstillvägagångssättet att elektriska strömmar flödar in i horisonten nära hålets ena pol i form av positiva laddningar och ut ur den andra polen i form av negativa laddningar. Det verkade som om det svarta hålet fungerade som ett batteri i en elektrisk krets. År 1978 så visade Znajek och Thibault Damour (1951- ), en student i Paris, oberoende av varandra att strömmen som det svarta hålet driver inte går igenom horisonten vid polerna utan att laddningarna i denna lägger sig på horisonten och alltså beter sig på det sätt som Hanni och Ruffini hade tänkt sig. Dessutom så visade Znajek och Damour att lagarna som gäller för horisontens laddningar och strömmar är eleganta versioner av Gauss, Amperes och Ohms lag samt lagen om laddningens bevarande. När Kip Thorne, verksam som professor vid California Institute of Technology, och starkt influerad av Thomas Kuhns (1922-1996) bok "Structure of Scientific Revolutions" insåg att ett nytt paradigm höll på att växa fram så blev han väldigt fascinerad. Följden blev att Caltech Paradigm Society bildades som skulle utforska detta nya paradigm för att kunna förstå bl a Blandford-Znajek processen på ett intuitivt sätt. I denna förening ingick förutom Kip Thorne också Richard Price, Douglas Macdonald, Wai-Mo Suen, Ian Redmount, Xiao-He Zhang, Ronald Crowley och Wojciech Zurek (1951- ). Paradigmet kallas numera för membranparadigmet och resultatet av flera års forskande blev boken "Black Holes: The Membrane Paradigm".

Likheten med heta plattor upptäcks

År 1970 så lyckades Stephen Hawking (1942-2018) visa att horisontarean hos svarta hål alltid växer. Liknande slutsatser hade Roger Penrose och Werner Israel tidigare kommit fram till men de hade inte insett slutsatsens viktiga betydelse. För att slutsatsen skulle kunna förklaras fysikaliskt så var Hawking tvungen att uppfinna en ny definition av begreppet horisont. Det klassiska horisontbegreppet som Hawking döpte om till apparent horisont kan inte förklara att arean växer, det kunde däremot den nyuppfunna absoluta horisonten. Eftersom areans storlek hos ett svart är proportionell mot kvadraten av det svarta hålets massa så kan upp till hälften av massan hos två svarta hål med lika stor massa som kolliderar övergå i gravitationsstrålning utan att arean minskar enligt Hawkings areasats. Hawking såg omedelbart kopplingen mellan areaökningssatsen och termodynamikens lagar. Redan året innan så hade Demetrios Christodoulou (1951- ), en nittonårig student i Wheelers forskargrupp, uppmärksammat att ekvationerna som beskriver långsamma förändringar i egenskaper hos svarta hål liknar ekvationerna inom termodynamiken. I själva verket så övergår areasatsen i termodynamikens andra huvudsats om man ersätter begreppet horisontarea med entropi. Hawking trodde dock, liksom Christodoulou hade trott, att detta var en ren slump. Det var ju vansinnigt att entropi, som ju beskriver något fullständigt slumpmässigt, skulle ha någonting med svarta hål att göra som är väldigt enkla och hårlösa objekt. Jacob Bekenstein (1947- ), en före detta doktorand till Wheeler, var dock inte lika övertygad. Han ansåg att svarta håls area just är entropin i förklädnad. Om det svarta hålet slukar materia som ju består av atomer och molekyler så försvinner ju en del av entropin ifrån universum om den inte överförs till det svarta hålet. Nästan alla förutom Bekensteins mentor John Wheeler, som ansåg att idén kunde vara tillräckligt vansinnig för att vara sann, ställde sig på Hawkings sida som ansåg att entropi försvinner från universum när materia slukas av svarta hål. Bekenstein visade snart att det svarta hålets area dividerat med den s k Planck-Wheeler arean är identisk med entropin. Eftersom Planck-Wheeler arean, som står i nämnaren hos ekvationen, är väldigt liten så skulle det innebära att väldigt mycket entropi överförs till det svarta hålet när materia slukas. I augusti år 1972 så hölls det regelbundet återkommande lägret i Les Houches i de franska Alperna där de ledande experterna på svarta hål hade samlats under en månads tid. I slutet av månaden så hade Bardeen, Carter och Hawking tillsammans utarbetat lagarna för de svarta hålens mekanik. De visade sig vara identiska med termodynamikens lagar om man byter ut horisontarean mot entropin och horisontytgravitationen mot temperaturen. När Bekenstein såg dessa resultat blev han ännu mer övertygad om att arean hos det svarta hålet är proportionell mot entropin. Hawking med flera blev däremot ännu mer övertygade om att så inte var fallet eftersom om ytgravitationen är proportionell mot temperaturen så innebär det ju att svarta hål skulle lämna ifrån sig strålning eftersom termodynamikens lagar säger just det. Bekenstein höll dock bara fast vid att arean är ekvivalent med entropin, inte även att svarta hål strålar, något som skulle ha satt hans namn på kartan som en av de riktigt stora fysikerna. Det skulle dock komma att ta över 25 år innan frågan var helt utredd och Hawking skulle visa sig att ha fel men ännu viktigare hade ställt en väldigt fundamental och viktig frågeställning.

Hawking visar att allt strålas

Redan tio år tidigare så hade Wheeler fått tanken att partiklar ur det inre av svarta hål kan tunnlas ut ur dess gravitationsfält men han hade inte publicerat sina tankar främst beroende på att personerna i hans närhet tyckte att det var en vansinnig idé. De första konkreta tecknen på att svarta hål läcker partiklar hade istället kommit från Yakov Borisovich Zeldovitj fjorton månader före lägret i Les Houches. Ingen hade dock konstigt nog uppmärksammat detta, delvis p g a att han var instängd bakom järnridån. Hans påstående grundade han, som vanligt, på fysikalisk intuition. Eftersom en roterande metallsfär emitterar elektromagnetisk strålning (något som inte heller var känt vid denna tidpunkt) så måste ett roterande svart hål emittera gravitationsvågor. Anledningen i båda fallen till emissionen var enligt Zeldovitj vakuumfluktuationer som ibland omvandlas till riktiga partiklar tack vare rotationen. I september år 1973 så framlade Zeldovitj och Alexei Starobinsky (1948- ), en student till honom, ett bevis på att så var fallet baserat på primitiva kvantgravitationella lagar. Hawking var dock skeptisk till sättet som de hade kombinerat den allmänna relativitetsteorin med kvantmekaniken och började kombinera de båda teorierna på sitt eget sätt för att testa om svarta hål verkligen strålar när de roterar. Under tiden som han gjorde detta så bekräftades ryssarnas påstående ifrån flera olika håll. Hawking fortsatte dock sitt sökande och kom fram till en mycket oväntad slutsats. Det visade sig att svarta hål inte bara strålar när de roterar utan att de emitterar all sorts strålning även när de har slutat rotera och att energin kommer ifrån det svarta hålet. Dessutom så visade Hawkings beräkningar att spektrumet är identiskt med svartkroppsstrålningen ifrån en kropp med temperatur. Detta visade att lagarna för svarta hål mekaniken är termodynamikens lagar i fårakläder. Ytterligare en häpnadsväckande slutsats var att medan entropin och arean är proportionell mot massan i kvadrat så är temperaturen och ytgravitationen proportionell mot inversen på massan. D v s när det svarta hålet läcker partiklar så minskar entropin och arean medan temperaturen och ytgravitationen ökar. Hålet avdunstar alltså snabbare och snabbare ju lättare det blir. Till att börja med så var alla experter ense om att Hawking hade fel, men allt eftersom tiden gick och de studerade och jämförde hans uträkningar med sina egna så bytte en efter en sida till Hawkings. Den nya fysiken som växte fram kom att kallas kvantfältteori för krökt rumtid. I Sovjetunionen var dock fortfarande ingen övertygad om att Hawkings teori skulle vara riktig. Detta berodde på att Zeldovitj, som var den stora auktoriteten inom fysiken i detta land, inte trodde på Hawkings utan blint på sina egna beräkningar. Först i september år 1975 så fann Zeldovitj att hans teori verkligen var ekvivalent med Hawkings fast ett räknefel hade gjort att det verkade som om svarta hål upphör att stråla när de slutar att rotera.

Singulariteter är inga singulariteter?

Ända sedan Schwarzschilds upptäckt av geometrin för ett symmetriskt svart hål så har singulariteten i mitten av det svarta hålet, som matematiken förespråkar, förbryllat forskarvärlden. Oändligheter inom fysiken är obehagliga och svåra, för att inte säga omöjliga, att föreställa sig. Eddington och Einstein ville inte tro på att svarta hål bildas av denna anledning. Borde det inte finnas någon än så länge oupptäckt lag som tolkar den förmodade singulariteten som något ändligt och förståeligt? John Wheeler har ända sedan slutet av Andra Världskriget varit övertygad om att lagarna där relativitetsteorin har kombinerats med kvantmekaniken, den s k kvantgravitationen, skall vara lösningen på detta problem. Före någon annan så förutspådde han att svarta hål borde läcka partiklar, just p g a dessa lagar. Vi skall se att det troligen är så, men först skall vi se hur historien bakom denna upptäckt fortlöpte.

Ekvationerna i Oppenheimers och Snyders artikel från år 1939 talade om att det finns en rumtidssingularitet i mitten av det svarta hålet men bland annat p g a Oppenheimers ovilja att spekulera och komma med mer radikala resultat än nödvändigt så undvek de att diskutera detta i artikeln. Denna singularitet är mycket enkel och sträcker ut alla objekt radiellt samtidigt som den trycker ihop dem objekt transversellt. Bl a Evgeny Lifshitz (1915-1985) och Isaac Markovich Khalatnikov (1919- ), som båda var medlemmar i Landaus forskargrupp, trodde att det fanns för många idealiseringar i Oppenheimer-Snyder modellen för att en verklig stjärna skulle kollapsa till ett svart hål just p g a singularitetsaspekten. De trodde att om man eliminerade alla idealiseringar så skulle de ursprungliga pertuberationerna växa sig så stora att de skulle hindra implosionen innan en singularitet bildats. De utförde beräkningar baserade på relativitetsteorin, som dock inte var helt övertygande p g a komplexiteten hos beräkningarna. De lyckades dock komma fram till den felaktiga slutsatsen att pertuberationerna är tillräckligt stora hos verkliga stjärnor för att svarta hål skall kunna bildas och denna uppfattning publicerades till och med i en av Landaus och Lifshitzs berömda läroböcker "The Classical Theory of Fields". År 1964 så skedde en revolution inom området. Roger Penrose visade med mycket kraftfulla metoder baserade på en matematisk gren som kallas för topologi att när en händelsehorisont har bildats så har även en singularitet bildats; alla svarta hål måste alltså innehålla en singularitet. Lifshitz och Khalatnikov fick under tiden förstärkning av en ung student, Vladimir Belinsky (1941- ), och tillsammans så vidareutvecklade de sin teori för att kunna visa att svarta hål inte kan bildas, som skulle visa sig stå stick i stäv med Penrose mycket kraftfulla sats baserade på matematisk "sanning" om att singulariteter måste existera. De insåg dock med tiden att pertuberationerna hos stjärnor inte alltid är tillräckligt stora för att hindra svarta hål från att bildas, men samtidigt upptäckte de en ny typ av singularitet som verkar vara den som verkligen existerar i svarta hål. I slutet av år 1969 så smugglades ett manuskript ut ur Sovjetunionen som publicerades i "Physical Review Letters" där Lifshitz och Khalatnikov erkände att de hade fel angående singulariteters bildande men även offentliggjorde upptäckten av en singularitet med totalt slumpmässiga deformationer numera kallad för Belinsky-Khalatnikov-Lifshitz-singulariteten (BKL-singulariteten). Avsnittet om att svarta hål inte kan bildas i "The Classical Theory of Fields" togs bort från och med den nästföljande upplagan. Under tiden hade även Charles Misner (1932- ), en av Wheelers främsta studenter, upptäckt en något förenklad variant av denna singularitet som han kallade för mixmastereffekten. År 1991 så visade Werner Israel och Eric Poisson (1965- ) vid University of Alberta samt Amos Ori (1956- ) vid Caltech att BKL-singulariteten konstigt nog åldras. Ju längre tiden går desto svagare blir tidvattenkrafterna i det svarta hålet.

Penrose topologiska idéer vidareutvecklades av bl a Penrose, Hawking, Robert Geroch (1942- ) och George Ellis (1939- ) till något som numera kallas för globala metoder och är en är en kombination av topologiska och geometriska verktyg som används inom relativitetsteorin. Med hjälp av globala metoder så lyckades Hawking och Penrose helt utan premisser att bevisa år 1970 att en singularitet måste ha existerat i Big Bang och om universum en dag kommer att kollapsa så måste en singularitet bildas även då. Det skulle senare visa sig att topologiska metoder hade introducerats inom relativitetsteorin redan i början av 1950-talet av de två sovjetiska matematikerna Aleksander Danilovich Aleksandrov och Revol't Ivanovich Pimerov. De hade dock inte, till skillnad från Roger Penrose, haft en fot fast förankrad inom matematiken och den andra inom fysiken och vetat vilka metoder som hade tillämpningar inom relativitetsteorin och vilka som inte hade det. Deras arbeten hade därför snart glömts bort.

Maskhål och exotisk materia

Maskhål är numera bland det hetaste inom forskningen om svarta hål. Om de existerar så skulle de tillåta färder från ett ställe i Universum till ett helt annat på ett enda ögonblick och möjligen till och med resor tillbaka i tiden. Begreppet maskhål upptäcktes redan år 1916 genom studier av Einsteins fältekvationer av tysken L. Flamm. Därefter hade bl a Hermann Weyl (1885-1955) vissa filosofiska diskussioner rörande dessa objekt år 1928. De första seriösa undersökningarna av dessa objekt skedde dock inte förrän år 1935 då Albert Einstein och Nathan Rosen (1909-1995) undersökte hur en partikel, som inte har någon utsträckning och alltså borde vara singulär, går ihop med en kontinuerlig fältteori som den allmänna fältteorin. De fann lösningar som representerar ett rum som består av två identiska ytor där en partikel representeras av en brygga som kopplar samman de två ytorna. Denna brygga kallas ibland för en Einstein-Rosen brygga. Det skulle nu gå en lång tid innan teorin om maskhål, som fortfarande inte hade detta namn, vidareutvecklades. År 1955 så började John Archibald Wheeler att bli intresserad av relativitetsteorins topologiska aspekter. I artikeln "Geons" från samma år så publicerade han den första skissen av ett maskhål någonsin.

Den första skissen av ett maskhål (Courtesy John Archibald Wheeler & Physical Review).

Två år efteråt, år 1957, hade begreppen klarnat ytterligare och han publicerade tillsammans med doktoranden Charles Misner artikeln "Classical physics as Geometry: Gravitation, electromagnetism, unquantized charge, and mass as properties of curved empty space", en smått revolutionerande artikel där riemanngeometrin av icke trivial topologi undersöktes i ett försök att förklara all klassisk fysik. I denna artikel användes för första gången någonsin begrepp som abstrakt topologi, homologi och differentialformer inom fysiken. Dessutom myntades ordet maskhål i denna artikel. Denna typ av maskhål som hittills hade studerats var inte lämpliga för några färder eftersom de upphör att existera mindre än ett ögonblick efter det att de har bildats samt att gravitationen är på tok för stark för att människor skall kunna överleva färden. Det visade sig dock att vissa av idéerna i den 79 sidor långa artikeln inte var nya utan hade upptäckts av George Rainich (1886-1968) redan år 1925.
Efter denna kortvariga aktivitet så skulle återigen ämnet maskhål, som nu äntligen hade fått sitt nuvarande namn, att i stort sett vila under ytterligare 30 år. Först år 1988 skulle området revolutioneras igen och denna gång p g a en sciencefictionbok. Astronomen och folkbildaren Carl Sagan (1934-1996) vid Cornell University höll på att skriva en bok om den uppdiktade astronomen Eleanor Arroway som har passionen att leta efter intelligent liv i Universum. Detta manus, som skickades till vännen och kollegan Kip Thorne, skulle bli boken "Contact" som i sin tur skulle bli den mycket bra filmen med samma namn. Sagan ville nämligen att Thorne skulle kontrollera fysiken i boken eftersom Sagan ville att denna skulle bli så verklighetsförankrad som möjligt. Thorne gick mer än gärna med på detta och insåg att maskhål var det perfekta objektet för resor i rummet. Han visste dock att dessa objekt till skillnad från vanliga svarta hål troligtvis inte bildas på något naturligt sätt i Universum och att man inte hade hittat någon metod för att hålla dem öppna i mer än något ögonblick. Han fann dock en lösning till ett maskhål som skulle kunna hållas öppet och göra det möjligt att färdas igenom om det matas med exotisk materia. Exotisk materia krävs för att pressa maskhålets väggar utåt gravitationellt och skiljer sig från vanlig materia i den mening att den har negativ medelenergi sett från en ljusstråle som färdas genom maskhålet (dock ej nödvändigtvis negativ sett från en observatör som är i vila inuti maskhålet). Ett problem med exotisk materia är dock att den skapar rumtidskrökningen och därmed fungerar som en konkav (defokuserande) lins. Don Page (1948- ), en före detta student till Thorne och Hawking, fann snart (år 1988) att alla typer av maskhål kräver exotisk materia för att hållas öppen (samma resultat hade Dennis Gannon och C. W. Lee nått år 1975). Detta resultat ledde dock till mycket forskning de närmsta åren.

Gunnar Klinkhammer, som var student till Kip Thorne, lyckades bevisa att i platt rumtid så kan vakuumfluktuationerna inte vara exotiska mätt i ljusstrålars referensram. Robert Wald och Ulvi Yurtsever fann att under många olika omständigheter i krökt rumtid så kan vakuumfluktuationerna bli exotiska. År 1966 fann Robert Geroch att det går att konstruera ett maskhål med helt och hållet klassika metoder genom att snurra upp tiden medan man lugnt kröker rumtiden mer och mer.

Robert Geroch och Robert Wald trodde år 1987 att när ett maskhål används som tidsmaskin kommer det att automatiskt förstöras eftersom elektromagnetisk strålning kan gå in i det ena maskhålet, genast komma ut genom det andra, gå tillbaka genom den vanliga rumtiden till det första maskhålet och upprepa processen. Om maskhålen rör sig mot varandra ökar energin hos ljuset till följd av dopplereffekten och förr eller senare blir den oerhört stark. Det visade sig dock snart att den defokuserande effekten hos maskhålet inte leder till att någon sådan förstärkning av elektromagnetisk strålning med förstörelse som resultat. Dock så fann Bill Hiscock att elektromagnetiska vakuumfluktuationer har förmågan att inte påverkas tillräckligt mycket av maskhålets defokuserande egenskap utan strömmen av dessa, från den ena "munnen" till den andra, förstärks hela tiden och blir till slut oändligt stark. Thorne och studenten Sung-Won Kim trodde dock att dessa inte skulle kunna förstöra maskhålet eftersom strålningen är oändligt stark under en väldigt kort tidsrymd. Stephen Hawking trodde att denna tidsrymd var tillräckligt lång och leder till att några maskhål inte kan bildas.

Maskhål utan exotisk materia

År 2005 upptäcker Amos Ori en lösning som inte behöver exotisk materia^[3]. Vakuum skapas istället lokalt i rumtiden som kröks och stängs. En tom torus behövs som utgör tidsmaskin. Materiafältet runt om den tomma torusen uppfyller de svaga, dominanta, och starka energivillkoren. Modellen är vanlig, asymptotiskt platt och topologiskt trivial. Det största frågan är om den är stabil.

Första bilden av ett svart hål

Den tionde april år 2019 så publicerar en internationell samarbetsgrupp som kallar sig Event Horizon Telescope (EHT) den första bilden på ett svart hål. Det är det jättelika galaktiska svarta hålet i den elliptiska galaxen Messier 87 i Jungfruns stjärnbild som har avbildats. Det har tagit uppåt 30 år av allmän utveckling av radioteleskop och cirka fem år av direkt samarbete för att åstadkomma den första bilden. Den har observerat galaxen samtidigt kontinuerligt under fyra dagar under 2017 när det har varit fint väder på alla sex platserna samtidigt. Den viktigaste bidragaren till bildkvalitén var ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) som är det största radioteleskopskomplexet i drift idag.

Målsättningen för EHT är även att fotografera det galaktiska svarta hålet i Vintergatans mitt, radiokällan Sagittarius A. Svårigheten där är att trots att Vintergatans stora svarta hål ligger 2000 gånger närmare än M87, 26000 ljusår mot 53,5 miljoner ljusår, så är även diametern 1000 gånger mindre eftersom massan är proportionell mot massan, 4 miljoner solmassor mot 6,5 miljarder solmassor. Det gör att den apparenta vinkeln på himlen är ungefär lika stor för båda objekten. Men eftersom Sagittarius A är en tusendel så stor och materien runt de svarta hålen rör sig i båda fallen med hastigheter i närheten av ljusets i vakuum så blir den apparenta rörelsen upp till 1000 gånger så stor i fallet med det svarta hålet i Vintergatans centrum.

Källor:
[1]: Thorne, Kip: "Black Holes and Time Warps - Einstein's outrageous Legacy", W. W. Norton, New York, 1994.
[2]: Luminet, Jean-Pierre : "Black Holes", Cambridge University Press, Cambridge, 1992.
[3]: Physical Review Letters: "A class of time-machine solutions with a compact vacuum core", 95, 021101, 2005-06-07.
[4]: Science & Space: "Physicist throws time-travel theories a curve", 2005-07-27.
[5]: Event Horizon Telescope, "Astronomers capture first image of a Black Hole". 2019-04-10.
[6]: YouTube, "First image of a Black Hole!", 2019-04-10.
[7]: YouTube, "How to understand the image of a Black Hole", 2019-04-09.