חור שחור

אבל אם מסת הכוכב גדולה, התהליך יתנהל בדרך אחרת לגמרי: עם כלות הדלק הגרעיני שלו, תתחולל התפוצצות סופר נובה, וליבת הכוכב תקרוס פנימה והלאה פנימה באין עוצר, עד שתהפוך לכוכב נייטרונים, אם המסה היא בערך פי 3.5 או פחות ממסת השמש שלנו; גבול זה קרוי "גבול אופנהיימר-וולקוב", על שם החוקרים שניסחו אותו ב-1939, רוברט אופנהיימר וג'ורג' וולקוב (Volkoff). אבל אם המסה המקורית גדולה יותר מגבול זה, הקריסה תימשך עוד הלאה, וכל חומר הכוכב יידחס לייחודיות (singularity) - נקודה יחידה שממדיה אפסיים ומסתה גבוהה מאוד. זהו חור שחור, הקרוי כך משום שמהירות הבריחה ממנו גבוהה ממהירות האור; כלומר, שום דבר אינו יכול להיפלט מתוכו למרחב הסובב אותו, אפילו לא אור. מסביב לחור שחור נמצא אופק האירועים (event horizon), שצורתו כדורית בקירוב. כל חומר העובר את אופק האירועים ייבלע בחור השחור, ולא יעמוד עוד, ככל הידוע לנו כיום, בקשרי גומלין עם שאר היקום.

רדיוס הכדור המוקף באופק האירועים קרוי רדיוס שוורצשילד (Schwarzschild radius), על שם קרל שוורצשילד, החוקר הגרמני שניסח את משוואתו לראשונה, בשנת 1916: r_s=2Gm/c²; בנוסחה זו, r_s הוא רדיוס שוורצשילד, G הוא קבוע הכבידה, m היא מסת החור השחור ו-c היא מהירות האור. מכאן שרדיוס שוורצשילד תלוי במסה; להלכה, כל כמות של חומר עשויה להידחס לרדיוס מצומצם עד כדי כך שתהפוך לחור שחור. בפועל, האנרגיה הדרושה לדחיסת מסה קטנה לממדים אלה גבוהה במידה כזו שרק מסות גדולות מאוד יכולות לעשות כן. לדוגמה, כדי להפוך את כדור הארץ לחור שחור, צריך לפעול עליו כוח שיקטין את רדיוסו עד כדי 9 מילימטר (!) בלבד.

חור שחור יונק לתוכו חומר של כוכב הסמוך לו (אילוסטרציה: נאס"א )

המידע שאפשר לקבל על חורים שחורים מוגבל ביותר: תיאורטית, אפשר לדעת את מסתם, את מטענם החשמלי (אם יש להם), את קוטר אופק האירועים שלהם והאם הם מסתובבים סביב עצמם, אבל לא יותר מזה. כיוון שכך, אלה נמנים עם העצמים המשונים ביותר הידועים למדע. אולם כיום אין ספק בעצם קיומם (אף שהיו ספקות כאלה במשך שנים רבות מאז הוצע הרעיון לראשונה). כיום ידוע כי בליבן של רוב הגלקסיות ביקום, אם לא כולן, מצוי חור שחור שנוצר עם ראשית קיומה של הגלקסיה, עקב ריכוז החומר האדיר במרכזה. החומר הנוהר לתוך החור השחור מסתחרר סביבו בדיסקת ספיחה, ותוך כדי כך פולט כמויות אדירות של קרינה אלקטרומגנטית. הגלקסיות הקרויות קווזרים הן אלה שבהן הקרינה הזאת עזה במיוחד, ולפיכך גלויה לפני הטלסקופים שלנו ממרחקים של מיליארדי שנות אור.

חורים שחורים מהסוגים שתוארו לעיל נקראים "חור שחור כוכבי" (הנוצר עקב קריסת כוכב יחיד) ו"חור שחור על-מסיבי" (הנוצר בלב גלקסיה), אבל תיאורטית, ייתכנו גם סוגים אחרים. כך, בשנות ה-60 העלה סטיבן הוקינג את הסברה שבמפץ הגדול נוצרו חורים שחורים זעירים ביותר, אולם לאחר זמן חזר בו. לעומת זאת הוכיח הוקינג, כפיתוח לרעיון שהעלה הפיסיקאי הישראלי יעקב בקנשטיין, כי חורים שחורים "רגילים" בכל זאת פולטים אנרגיה, בדמות "קרינת הוקינג" שמקורה בתהליכים קוונטיים, ומשום כך עתיד כל חור שחור "להתנדף" בסופו של דבר. אולם מדובר במאות רבות של מיליארדי שנים.

ההצעה הראשונה בדבר קיומם של חורים שחורים הועלתה כבר ב-1783, בספר שחיבר אסטרונום אנגלי בשם ג'ון מיצ'ל (Michell;  1724 - 1793). חישוביו הסתמכו על תורת הכבידה של אייזיק ניוטון. אולם איש לא חשב שיש ממש בהצעה מעין זו, והרעיון נזנח עד ששב והעלה אותו קרל שוורצשילד ב-1916, כמסקנה מחויבת המציאות מתורת היחסות הכללית של אלברט איינשטיין. ועדיין לא חשב איש שיש ממש ברעיון זה. בשנות ה-30 דיברו על כך סוברהמניאן צ'נדקסקהר ורוברט אופנהיימר, כאמור. אבל רק בשנות ה-60 החל העיון הממשי באפשרות קיומם של חורים שחורים, לאחר שנתגלו בתצפית הפולסרים, וזוהו ככוכבי נייטרונים. הואיל וגם רעיון כוכבי הנייטרונים נחשב בשעתו לקוריוז ותו לא, ועתה הוברר שיש בו ממש, היה טעם בבדיקת השלב הבא בקריסת כוכב מסיבי, דהיינו חור שחור.

הנושא קיבל תנופה כאשר טבע הפיסיקאי האמריקאי ג'ון א' וילר את המונח "חור שחור" ב-1967, וכן בעקבות חקירותיהם של הוקינג ופנרוז. מאז ואילך היה חקר החורים השחורים לחלק בלתי נפרד של העיסוק באסטרופיסיקה. עם שיגורו של טלסקופ החלל "הבל", ניתנה לאסטרונומים האפשרות הראשונה לחפשם בפועל.

החור השחור הראשון שזוהה בתצפית (1994) נמצא במערכת הכוכב הכפול V404 בקבוצת ברבור. כבר מיטשל הבין כי גם אם אי-אפשר לצפות במישרין בחור שחור, בכל זאת אפשר להבחין בקיומו במערכת של כוכב כפול, בגלל השפעת הכבידה שלו על בן-זוגו הנראה. ואכן, בדרך זו זוהה החור השחור האמור, ואחריו זוהו עוד אחרים. עדות מסוג אחר להימצאות כוכב שחור מצויה בדיסקת הספיחה (accretion disc) שלו. בגלל מסתו האדירה, הוא "שואב" אליו חומר מכוכבים שכנים ומהאבק הבין-כוכבי. חומר זה מקבל צורה של דיסקה שטוחה שהחור השחור במרכזה. חומר הדיסקה מואץ לעבר החור השחור, ופולט תוך כדי כך קרינה עזה, בעיקר של קרני רנטגן. גילוי מקור בלתי נראה (אופטית) של קרינה כזו בתוך דיסקה מאירה, עשוי להעיד על הימצאות חור שחור. אפשרות נוספת לזיהוי בתצפית נובעת מהעובדה שהחור השחור עשוי לשמש כעדשת כבידה.

עד לזמן האחרון זוהו כמה עשרות מועמדים (סבירים פחות או יותר) לתפקיד חורים שחורים. בין השאר זוהה חור שחור במרכזה של גלקסיית שביל החלב, ודומים לו נמצאו במרכזיהן של גלקסיות אחרות. חורים שחורים כאלה נקראים כאמור "על-מסיביים". לפי הסברה, הם משמשים כ"תחנות הכוח" של הקווזרים. בסקר קווזרים שתוצאותיו הוכרזו ב-2007 זוהו מאות רבות של חורים שחורים על-מסיביים נוספים.

המדע אינו מסוגל לטפל כרגע בשאלה מה קורה לחומר ולאנרגיה שנבלעו בחור שחור והגיעו לייחודיות, משום שאין בידו הכלים המתמטיים והפיסיקליים הנחוצים להתמודדות עם המתרחש בנקודה שממדיה אפסיים וצפיפות המסה-אנרגיה בה אינסופית. בהקשר זה הועלו רעיונות ספקולטיביים בדבר "חורים לבנים" ו"חורי תולעת", שאינם מצויים עדיין בתחומי הפיסיקה הלגיטימית.