Miért jönnek létre fekete lyukak?
Az általános relativitáselmélet egyik legnagyobb felfedezése a fekete lyukak létezése. Ezt ma már számos csillagászati vizsgálat igazolja, valamint ezt támasztja alá a gravitációs hullámok megfigyelése is a LIGO kísérletben, mert ezt a jelenséget a fekete lyukak közötti robbanásszerű átalakulások idézik elő. A galaxisok szerkezetének alapvető eleme a fekete lyukak létezése, a legnagyobbak a centrumokban alakulnak ki. De hogyan és miért jönnek létre ezek a falánk fekete lyukak, amelyek még a fényt is csapdába ejtik? A jelenlegi szakirodalom az általános relativitáselmélet alapján értelmezi a jelenséget, de abban már vita van, hogy milyen módon jöhetnek létre szingularitások, amelyek elvezetnek a fekete lyukak kialakulásához.
Az ekvivalens térmozgás elve
A korábbi írásokban és előadásokban a gravitáció és antigravitáció eredetét térmozgásokra vezettük vissza, melyek nem-inerciális jellege a Lorentz kontrakción keresztül nem-euklideszi geometriát hoz létre. Ezt nevezzük a továbbiakban ekvivalens térmozgási elvnek. A térmozgás két módon lehet gömbszimmetrikus: pont körüli forgással és általános tágulással, az előbbi elliptikus, az utóbbi hiperbolikus geometriát hoz létre az egyenes euklideszi koordinátákból. Az előbbi a galaxisokban alakul ki, magyarázva ott a csillagok közötti vonzást, az utóbbi a galaxisok közötti űrben, ahol taszítás jön létre a galaktikák között. A koncepció háttere az einsteini ekvivalencia elv kiterjesztése három princípiumra, összekapcsolva a térmozgásokat, a térszerkezetet és a tömegek között működő erőt. A gravitáció ekvivalencia elvét Einstein fogalmazta meg, amikor a zárt lift hasonlatára hivatkozott: bent a liftben nem tudjuk megkülönböztetni, hogy azért tapad lábunk a lift padlójához, mert a lift gyorsulva emelkedik, vagy azért, mert alulról vonz minket egy nagytömegű test gravitációja. Ezt a gondolatot fejlesztjük tovább, amikor a görbült térszerkezetet a forgó térrel kapcsoljuk össze: a térgörbület ekvivalens a tér forgásával. Úgy képzelhetjük el, hogy a keringő test a térrel együtt mozog, vagy pontosabban fogalmazva: a gömbszimmetrikus térforgás ekvivalens tengelyirányai közül az egyiket kiválasztja az égitest, amely körül kering. A tér és az égitestek együtt mozgása valósul meg az univerzum tágulásában is: ekkor a táguló univerzum tere „viszi magával” a távolodó galaxisokat. A térmozgások jellegét a kvantummechanika szemléletmódja alapján nem pályaként, hanem állapotként kell felfogni. Térforgási állapotban minden tengelyirány egyformán valószínű, tértágulási állapotban pedig a tágulási irányok ekvivalenciájáról van szó.
A Newton törvény gravitációs szingularitása
A térforgás ekvivalenciája a térszerkezettel vezet el a klasszikus gravitációs törvények megváltozásához, mely szerint kis távolságban a Newton törvényhez képest nagyobb lesz a vonzóerő. De mekkora ez a növekedés extrém gravitációs körülmények között, hogyan befolyásolja ez fekete lyukak képződését és gravitációs szingularitás kialakulását? Mennyiben segít az ekvivalencia elv a térmozgás és térszerkezet között, hogy eligazodjunk a szakirodalmi vitában, amikor a gravitációs szingularitás és a fekete lyukak kialakulási feltételeit keressük az általános relativitáselmélet keretei között?
A relativitáselmélet a tér szingularitásaként értelmezi a fekete lyukakat, ahol a görbület már végtelenül nagy, és a fény már nem szökhet ki a zárt pályáról. Az első megválaszolandó kérdés, vajon a klasszikus Newton gravitációs elmélet is elvezethet-e szingularitáshoz?
Induljunk ki a legegyszerűbb esetből, a homogén sűrűségű gömbből, ahol még az égitest forgása nem idéz elő számottevő gravitációt! Jó közelítésben ilyen a Nap is. A Föld sűrűsége a köpeny és a belső mag között jelentősen eltér, viszont a különböző sugarú övezeten belül közel azonos a sűrűség, amiért az égitest határán kívül a gravitációs erő azonos a korábbi esettel. Valójában két paraméter játszik szerepet a szingularitás létrejöttében, az egyik a központi égitest R sugara, a másik az M tömeg. Ha az M tömegű égitest körül egy jóval kisebb m tömegű test körpályán kering, annak sebessége a klasszikus Newton törvény szerint az M tömegtől és az r pályasugártól függ:
v2 = GM/r (1)
Itt G = 6,673·10̶ 11m3/s2kg az általános gravitációs állandó. A keringés a központi testen kívül történik, ezért az r pályasugár nagyobb a test R sugaránál. Ha elég nagy az M tömeg, a sebesség elérheti a c fénysebességet is, ennek távolságát nevezzük az Rkl klasszikus fekete lyuk sugárnak:
Rkl = GM/c2 (2)
Itt a szingularitás a relativitáselméletből következik, mert a keringő test m tömege a sebességgel növekszik:

(3)
Ha pedig a v sebesség eléri c-ét, végtelenül nagy lesz a keringő tömeg, vagyis szingularitásba ütközünk. De mi van fény esetén, hiszen a fotonnak nincs tömege! Itt kerül elő az általános relativitáselmélet alapvetése, amely szerint a fény követi a tér görbült koordinátáit, vagyis a geodetikus vonalakat, és ez elég nagy M tömeg esetén zárt pályára kényszerítheti a fotont. Vagyis gravitációs fénycsapdázás a klasszikus Newton törvény szerint is bekövetkezhet. A klasszikus fekete lyuk befoghatja a fényt, a környező tömeget pedig „maga köré tekerheti” (ezt nevezik akkréciós korongnak), ennek keringési sebessége megközelíti, de nem éri el c-t.

- Ábra. A Földtől 55 millió fényév távolságban levő M87 fekete lyuk. A láthatatlan fekete lyukat akkréciós korong veszi körül
Mekkora a Schwarzschild sugár?
Einstein, amikor kereste az okot, hogy miért nem írja le helyesen a GMm/r2 Newton erő a Merkur bolygó perihéliumának precesszióját, azt találta, hogy az
Frel = 2G2M2m/r3c2 (4)
relativisztikus kiegészítő erő magyarázatot ad az anomáliára. A Newton erő ezzel a kiegészítéssel együtt jelenik meg, amikor a gravitációs erőt a tér görbült geometriájára vezetjük vissza, ahol a tér görbületét a tömeg alakítja ki maga körül. Az M tömeg által kialakított görbült térben a kölcsönhatásban lévő m tömegű objektum energiára tesz szert, amelynek mértékét az Einstein által megalkotott gravitációs egyenlet adja meg. Bár erre az általános egyenletre nincs explicit matematikai megoldás, Schwarzschild mégis sikerrel járt egy speciális esetben. Képes volt kiszámítani az álló, illetve lassan forgó, gömbalakú égitest gravitációs hatását, és reprodukálta a (4) egyenletben megadott korrekciót is.
Mi van a számítás hátterében? Az Einstein-egyenlet a négydimenziós téridő görbült metrikáját 10 tenzor elemmel írja le, amely lineáris összefüggésben van a szintén négydimenziós energia-lendület tenzorral. A megoldás nehézsége abból ered, hogy az utóbbit a még ismeretlen metrika alapján kell felírni, és ez a gyakorlatban 10 csatolt másodrendű differenciálegyenletet jelent. Egyszerűsödik a helyzet gömbszimmetrikus elrendezésen, mert ekkor csak három független tenzor elem lép fel, és közülük is kiesik az időfüggő koordináta, ha nem forog az objektum. Így végeredményben két csatolt differenciálegyenlet kell megoldani. Explicit megoldást azonban csak egyetlen egyenlet esetén kapunk, ezért Schwarzschild bevezetett egy közelítő koordináta transzformációt, amely gyenge gravitációs mezőben érvényes. A transzformáció megváltoztatja a differenciális koordináta távolságot a Minkowski-féle négy dimenziós téridőben. Poláris euklideszi koordinátákat, az r, ϑ, f változókat bevezetve:
(5)
A görbült tétkoordináták miatt – megtartva a szferikus szimmetriát – három amplitúdó függvényt kell bevezetni: az A(r, r’), B(r, r’), C(r, r’) metrikus együtthatókat, melyekkel szorozzuk a differenciális kifejezés három tagját:
(6)
Itt kétféle sugár szerepel, az egyik a gömb centrumából induló radiális r sugár, a másik a gömbfelületből számított r’ tangenciális sugár:
Gömbfelület = 4r’2p (7)
Az r/r’ arány jellemzi a görbület nagyságát, amit radiális görbületnek nevezünk:
(8)
Az Rg = 0 eset felel meg az euklideszi, Rg > 0 az elliptikus és Rg < 0 a hiperbolikus geometriának. Számításaiban Schwarzschild olyan koordináta transzformációt választott, amely nem érinti a gömbfelület nagyságát, vagyis C(r, r’) = 1. A radiális görbületet meghatározó B(r, r’) függvényt pedig úgy választotta, hogy egyrészt a transzformált r sugár növekedjen a változatlan r’ sugárhoz képest, másrészt igazodjon a (4) egyenletben szereplő relativisztikus korrekcióhoz. Ennek érdekében vezette be Schwarzschild az Rs = 2GM/c2 sugarat, ami voltaképpen a klasszikus fekete lyuk sugár kétszerese.
(9)
Az r > Rs távolságban r/r’ nagyobb lesz az egységnél, vagyis elliptikus geometriához jutunk. Behelyettesítve az Einstein egyenletbe a koordináta transzformációt, nagy távolságban visszakapjuk a Newton egyenletet, és emellett fellép az a korrekciós tag is, ami jól írja le a Merkur pálya anomális perihéliumát. Eddig minden rendben van! De hol jön be a szingularitás? Ez az r = Rs határon következik be, vagyis a Schwarzschild metrika esetén ez a sugár adja meg a fekete lyuk méretét. Igen ám, viszont kis távolságban a relativisztikus korrekció felerősíti a gravitációs erőt, és így nem érthető, hogy miért lenne nagyobb az általános relativitáselméletből származtatott fekete lyuk sugár, mint amit a klasszikus Newton törvényből kaptunk?
A Schwarzschild szingularitás kérdőjelei
Több szerző is megismételte a számításokat többé-kevésbé módosított koordináta transzformációt alkalmazva. Erről a wikipedia kitűnő összegzést ad: https://en.wikipedia.org/wiki/Schwarzschild_metric
Az ott felsorolt számítások szerzői: A. S. Eddington, D. Finkelstein, A. Gullstrand, P. Painlevé, M. D. Kruskal, G. Szekeres, G. Lemaitre. Valamennyi számításban azt kapták, hogy az Rs távolságban nem jön létre szingularitás. Ezért kialakult az a nézet, hogy valójában csak az r = 0 sugárnál alakul ki valódi szingularitás, és a Schwarzschild szingularitás csak a választott transzformáció műterméke. De akkor miért látunk mégis véges sugarú fekete lyukakat az univerzum számos galaxisában?
A térforgás elliptikus geometriája és a radiális görbület
A probléma onnan származik, hogy az elliptikus geometria r > r’ követelménye akkor teljesül, ha a transzformáció megnöveli az r/r’ arányt. Viszont valamennyi szerző számításában közös vonás, hogy Schwarzschildhoz hasonlóan az alkalmazott transzformáció nem érinti a felületi r’ sugarat. Így csak olyan transzformáció írja le helyesen az elliptikus geometriát, ahol r értéke megnövekszik. Ez a választás viszont nem teszi lehetővé, hogy közvetlenül összekapcsoljuk a speciális és általános relativitáselméletet, mert a Lorentz transzformáció mindig az euklideszi térkoordináta hosszának csökkenését okozza a mozgás irányában:
(10)
Inercia rendszerben ez a kontrakció csak látszólagos, mert nincs kitüntetett koordináta rendszer, viszont más a helyzet, ha forgó rendszerrel számolunk, amelyben fellép a centrifugális tehetetlenségi erő. Ekkor a Lorentz kontrakció miatt a kör kerülete, illetve a gömb felülete csökken le, hiszen a forgás mozgási iránya az érintő, ugyanakkor a mozgásra merőleges sugár változatlan marad. Emiatt jön létre a két sugár arányától függő radiális görbület:
(11)
Az M tömeg körül forgásba jövő tér sebességét az (1) egyenlet Kepler szabálya adja meg, ezért a radiális görbület:
(12)
A görbült tér gravitációs szingularitása
Itt r” = r ̶ Rkl az effektív gravitációs sugár, amit bevezetve a relativisztikus gravitációs erő formailag megegyezik a klasszikus Newton törvénnyel. Ehhez úgy jutunk el, hogy az M tömegtől r távolságban lévő m tömeg gravitációs potenciális energiáját a görbület és mc2 szorzataként definiáljuk:
(13)
A gravitációs erőt pedig a potenciális energia negatív gradiense adja meg:

- Ábra A GM/r2 (kék) és a GM/r”2 (piros) görbék lefutása. A fekete nyíl mutatja a GM/c2 eltolódást. A kék és piros függőleges egyenesek jelzik a szingularitási helyeket
A gravitációs erőtörvény helyességének próbaköve a Merkur bolygó anomális perihéliumának matematikai reprodukálása. Ez megvalósul, hiszen ebben a távolságban r >> Rkl és így
(15)
Ezáltal visszakaptuk a (4) egyenletben megadott gravitációs erő relativisztikus korrekcióját, ami kvantitatívan reprodukálja a Merkur pálya perihéliumának anomális precesszióját:
(16)
A Newton-féle gravitációs erő szingularitása, azaz ahol az erő végtelenül nagy, az r = 0 határesetben következik be, ez megy át az ekvivalens térforgási elvből származtatott effektív gravitációs sugár r” = r ̶ Rkl = 0 szingularitásába. Emiatt létezik az r = 0 eset mellett, a véges r = Rkl, sugárnál is valódi szingularitás, ami megegyezik azzal a sugárral, ahol a Newton egyenlet szerint a keringési sebesség eléri a c fénysebességet. A fekete lyukak kiterjedését emiatt az effektív gravitációs sugár szingularitási helye határozza meg.
Az erővonalmegmaradási törvény
A relativisztikus gravitációs erő (14) egyenlete azt fejezi ki, hogy az effektív gravitációs sugárral megadott erővonalsűrűség az erővonalak megmaradási törvényének felel meg, azaz a felülettel fordítottan arányos erő jön létre. Ugyanakkor nem pontszerű a kibocsátás, hanem a gravitációs erő szingularitási gömbjének felületéről indulnak ki az erővonalak. Ez felveti a kérdést, vajon az elektromágneses kölcsönhatásban, ahol hasonló az erővonal szabály, ott is eltolódik-e az erő kiindulási pontja a görbült relativisztikus térszerkezet miatt? Vegyük a pozitív töltésű proton esetét, ennek tömege 1,66·10-27 kg, ennek szingularitási sugara GM/c2 = 1,23·10-54 m, amit összevetve a proton 0,84·10-15m sugarával, 39 nagyságrenddel kisebb. Két nagyságrenddel ugyan megváltozik az arány nehéz atommagoknál, de a szingularitási sugár ott is olyan kicsi, hogy számottevő korrekcióra nincs szükség. Elképzelhető viszont, hogy a fekete lyukak felszínén az elektromágneses kölcsönhatási erő már eltér a Coulomb törvénytől, de ennek megfigyelésére nincs reális lehetőség.
Konklúzió
Az ekvivalencia elv a tömeg körül kialakuló görbült térszerkezet és a térforgás között közvetlenül kapcsolja össze a speciális és az általános relativitáselméletet. Ebben a koncepcióban a gravitációs törvény Newton formulája relativisztikus körülmények között is érvényes marad, ha a radiális sugár helyébe az effektív gravitációs sugár kerül, ami GM/c2 hosszúsággal rövidebb. Ez annyit jelent, hogy a keringő test távolságát nem a fény által elérhetetlen centrumtól kell számítani, hanem a fény által még megközelíthető GM/c2 sugarú gömb felszínétől. Ebben tükröződik a relativitáselmélet fontos alapvetése is: ahová már nem jut el a fény, oda a gravitáció sem juthat el. Ez a távolságdefiníció ugyanúgy visszaadja a gravitáció relativisztikus korrekcióját, mint a Schwarzschild megoldás, és emellett elkerüli az ad hoc módon választott koordináta transzformációból adódó látszólagos szingularitást. Kimutatja ugyanakkor, hogy véges nagyságú sugárnál is létrejöhet valódi szingularitás, mégpedig ugyanott, ahol a klasszikus Newton egyenlet szerint a keringési sebesség eléri c értékét.
A szingularitás nem érhető el, viszont nagymértékben megközelíthető, amiért a fény nagyon sokáig csapdázva maradhat a fekete lyukban, de előbb-utóbb mégis kiszabadul. Ez a Hawking sugárzás.

A koherencia szabályból következik a W bozon és a tau részecske energiaaránya:
Ennek származtatásához két posztulátumot teszünk:
2. Ábra. A W bozon pályája a belső és a tau-müon ciklusban. A W bozont mutatja a belső fekete kör, a tau pálya a piros, a külső szaggatott kör a müon. A W spirális a tau kör feletti vékony nyíltól indul, a belső W-tau ciklust jelzi a sárga nyíl és a kék nyíl. A tau-müon ciklus W spirálja a pirossal jelölt tau körön kívül halad, zöld nyilak jelzik a két szakaszt, lent látható az egyenletes frekvenciájú delta fi szakasz.
Az n = 3 esetben a számított arány x = 205,8 lesz, az elektron energia pedig Ee = 0,5134 MeV értéket kap. Ez szintén közel van a mért 0,511 MeV energiához, bár kismértékben meghaladja azt. 
(4)
(5)
(6)
(7)
(8)
(9)
(10)
(11)
(12)
(13)
(15)
(16)
(17)
(18)
(19)
(20)
(21)
(24)
(25)


