Читать книгу Universet - Steen Hannestad - Страница 6

Newtons tyngdelov dannede det fundamentale grundlag for forståelsen af, hvordan tyngdekraften fungerer. Tyngdeloven siger, at der mellem to masser virker en tiltrækkende kraft, som er proportional med størrelsen af masserne og omvendt proportional med kvadratet på afstanden mellem dem. Denne tyngdelov gjorde det lige pludselig meget nemt at forstå planeternes bevægelse om Solen. Keplers lov, som blev formuleret nogle år før Newtons tyngdelov, beskrev en bestemt sammenhæng mellem planeternes afstand fra Solen og deres rotationsperiode. Men man forstod ikke den dybere grund til sammenhængen.

Newtons tyngdelov fungerer næsten, som hvis der sad elastikker mellem alle masser i universet, som øvede en tiltrækkende kraft.

Næsten samtidig med at Newton formulerede de tre dynamiske love og tyngdeloven, gjorde den danske astronom Ole Rømer en forbløffende opdagelse. Ole Rømer blev født i Århus i 1644, men flyttede som 18-årig til København for at studere astronomi. Her blev han ‘opdaget’ af den franske astronom Jean Picard (1620-82), der besøgte Danmark i 1671. Picard tog den unge Rømer med til Paris, hvor han blev medlem af det Franske Akademi. Under sit ophold i Paris studerede Rømer formørkelser af Jupiters måner. Han gjorde den væsentlige iagttagelse, at perioden mellem to formørkelser for en bestemt måne blev mindre, når Jorden i sin bane bevægede sig mod Jupiter, og større når Jorden bevægede sig væk. Rømer forklarede rigtigt fænomenet med, at lyset kun bevæger sig med en endelig hastighed. Ved omhyggelige observationer kunne han endda fastslå, at hastigheden måtte være 220.000 km/s. Selv om resultatet afviger med ca. 25% fra den rigtige værdi (300.000 km/s), var opdagelsen epokegørende, lyset udbredte sig ikke med uendelig hastighed, som der ellers var al mulig grund til at tro. Hermed var en fundamental ingrediens i den moderne fysik opdaget.

En af de andre konsekvenser af Galileis og Newtons arbejder var, at der ikke findes noget foretrukket system for hvile i universet. Ethvert eksperiment, som bevæger sig med konstant hastighed, vil falde ens ud uanset værdien af denne hastighed, forudsat selvfølgelig, at eksperimentet ikke ændres på andre måder. I fysikken taler man om, at systemer, der bevæger sig med konstant hastighed, er inertielle referencesystemer. Som før omtalt kan man altså ikke umiddelbart se på eksperimenter udført på Jorden, at den bevæger sig rundt om Solen, eller for den sags skyld, at den roterer om sin egen akse. Når Jorden roterer, udgør den jo godt nok ikke et rigtigt inertielt referencesystem, fordi eksperimentet ikke bevæger sig med konstant hastighed, men derimod ændrer retning hele tiden. Størrelsen af hastigheden er ganske vist uændret, men hastighed beskrives som en såkaldt vektor, der har både en størrelse og en retning.

Effekten er meget lille, men kan alligevel måles. For eksempel giver den anledning til den såkaldte corioliskraft, der for eksempel bevirker, at vand, der løber ud af en vask, fortrinsvis vil dreje med uret på den nordlige halvkugle og mod uret på den sydlige. Det er også denne kraft, der for eksempel får vinden til primært at blæse fra vest på den nordlige halvkugle og fra øst på den sydlige. Kraften er ganske svag, men altså stærk nok til at påvirke vejret, og den blev væsentlig at være opmærksom på, for eksempel da tyskerne skulle beregne projektilbaner for deres tunge kanoner ved bombardementet af Paris under krigen mod Frankrig i 1870-71.

Selv Jordens langsomme rotation er altså nok til, at den ikke er et rigtigt inertialsystem. Princippet om, at der ikke findes noget foretrukket inertielt referencesystem for målinger, er en af de andre fundamentale ingredienser i den moderne relativitetsteori.

Selv om man i perioden efter Newton opdagede forskellige aspekter af elektromagnetismen, altså teorien for, hvordan lys udbreder sig og vekselvirker (inklusiv Ørsteds opdagelse af sammenhængen mellem elektricitet og magnetisme), var det først i 1865, at den skotske fysiker James Clerk Maxwell (1831-79) kunne forene det hele i en samlet teori for lys, elektromagnetismen. Elektromagnetismen forudsagde netop, at lys skulle bevæge sig med en fast hastighed, som blev døbt c, der skulle måles eksperimentelt. c er altså ikke en størrelse, der kan forudsiges i teorien, men er ligesom Newtons tyngdekonstant en størrelse, som kun kan fastlægges ved eksperiment. Teorien passede perfekt med Rømers iagttagelse af, at lys har en endelig hastighed. Til gengæld var det en naturlig konsekvens af manglen på et absolut referencesystem, at lysets hastighed måtte afhænge af iagttagerens bevægelse. Man måtte altså angive, hvilket system man målte hastigheden i. I praksis var det dog ikke noget stort problem, fordi lysets hastighed er så stor. I laboratorieeksperimenter var alle de involverede hastigheder meget mindre end lysets hastighed, og derfor var de eventuelle fejl, der kunne opstå ved ikke at tage højde for lysets forskellige hastighed i forskellige retninger, også meget små.

På det teoretiske plan var det selvfølgelig problematisk for den elektromagnetiske teori, men en mulig løsning blev foreslået. Hvis lys udbreder sig som bølger i en form for stof, der er til stede overalt i universet, kan elektromagnetismen ‘reddes’, fordi hastigheden så altid skal måles i forhold til dette stof, kaldet ‘æteren’. Dette vil medføre, at lysets hastighed i forhold til Jorden ikke altid er den samme. Jorden bevæger sig jo gennem æteren, når den kredser om Solen. Hvis man altså måler hastigheden af lys, der udsendes mod Jordens bevægelsesretning, må den være højere end for lys, der udsendes med bevægelsesretningen. Problemet med at afprøve teorien var, at udsvingene i hastighed nødvendigvis er meget små, fordi Jordens hastighed om Solen er meget mindre end lysets hastighed. Jordens banehastighed er ca. 30 km/s, mens lysets hastighed er 300.000 km/s. Forskellen mellem de to retninger måtte altså være omkring 0,02% og ville derfor være vanskelig at måle. Men i 1887 udførte Albert Michelson (1852-1931) og Edward Morley (1838-1923) i Cleveland et vigtigt eksperiment. De byggede en eksperimentel opstilling, der kunne måle lysets hastighed langs Jordens baneretning og vinkelret på baneretningen samtidig og med stor præcision. Til deres egen bestyrtelse fandt de, at hastigheden var nøjagtig ens i de to retninger. Der var altså en alvorlig inkonsistens mellem Newtons love og elektromagnetismen.

FIGUR 4: MICHELSONS OG MORLEYS EKSPERIMENT

I 1887 konstruerede de to fysikere Albert Michelson og Edward Morley et eksperiment, der skulle måle, om lysets hastighed er forskellig i forskellige retninger. Ideen i eksperimentet kan ses på figuren: Lys fra en pære sendes ind mod et halvgennemsigtigt spejl, der reflekterer noget af lyset og tillader resten at passere igennem. Fra dette spejl bevæger det reflekterede lys sig mod det øverste spejl på figuren, mens det lys, der slipper gennem det første spejl, bevæger sig mod det højre spejl på figuren. I begge tilfælde reflekteres lyset derefter af et spejl og sendes tilbage mod det halvgennemsigtige spejl. Noget af lyset fra det øverste spejl passerer gennem det halvgennemsigtige spejl og rammer observatøren, og på samme måde reflekteres noget af lyset fra spejlet til højre og rammer også observatøren. Observatøren ser altså lys, der er udsendt fra samme sted, men har bevæget sig i to forskellige retninger. Hvis lysets hastighed var forskellig i forskellige retninger, burde det give en forskydning i bølgelængden af lyset, en effekt som Michelson og Morley ikke fandt. Deres konklusion var, at lysets hastighed er den samme i alle retninger.

Mange mulige forklaringer blev fremsat i de efterfølgende år, men først i 1905 kom en virkelig tilfredsstillende løsning på problemet. En fuldstændig ukendt tysker fra et patentbureau i Schweiz, Albert Einstein, fremsatte en teori, hvor begreberne rum og tid er knyttet uløseligt sammen. Det væsentligste element i teorien var, at den tid og afstand, man måler, er forskellig i forskellige referencesystemer. I overensstemmelse med Newtons love findes stadig ikke noget foretrukket referencesystem ifølge Einsteins teori, men tiden opleves at gå med forskellig hastighed i forskellige systemer, ligesom den afstand, man måler at have tilbagelagt, er forskellig i forskellige referencesystemer.

Denne nye opfattelse af tidens og rummets relativitet kan selvfølgelig virke stærkt imod intuitionen. Hvis for eksempel man cykler med 20 km/t og kaster en bold fremad med 30 km/t, vil den jo netop bevæge sig med 50 km/t i forhold til Jorden. Man ser altså ikke nogen form for relativitet i beregningen. Grunden er selvfølgelig, at de relativistiske effekter først begynder at optræde, når man nærmer sig lysets hastighed. I de fleste fysiske eksperimenter, man laver i dag, betyder relativitetsteorien ikke ret meget, fordi de partikler, man arbejder med, bevæger sig langsomt i forhold til lysets hastighed. Men for eksempel i højenergifysikken, hvor man accelererer partikler til store energier, er relativitetsteorien helt uundværlig.

I Einsteins teori er alle naturlove ens i ethvert inertielt referencesystem, akkurat som i Newtons, men oplevelsen af tid og afstand er ikke nødvendigvis ens for to iagttagere, der bevæger sig i forhold til hinanden. På den måde kunne Newtons bevægelseslove forenes med Maxwells elektromagnetiske teori på en konsistent måde. Samtidig havde relativitetsteorien nogle andre, uventede konsekvenser. For eksempel kan intet nogensinde bevæge sig hurtigere end lyset. Den energi, det kræver at accelerere en masse, stiger voldsomt, når man nærmer sig lysets hastighed, og det kræver uendeligt meget energi at nå lysets hastighed. Hvorfor kan lys så bevæge sig med lysets hastighed? Svaret er, at lyspartikler ikke har nogen egentlig masse. Derfor vil de altid bevæge sig med eksakt lysets hastighed. På den anden side blev Einstein også klar over, at der er en ækvivalens mellem masse og energi, formuleret i den kendte ligning E = m·c², hvor E er energien, m massen og c lysets hastighed.

Selv om fotonen ikke har nogen masse i egentlig forstand, har den alligevel energi og dermed en form for masse. Man skelner mellem de to former for masse ved at tale om, at fotonen ikke har nogen hvilemasse. Ækvivalensen mellem masse og energi er også væsentlig i Einsteins teori for tyngdekraften, fordi den medfører, at lys for eksempel også påvirkes af tyngdekraft, fordi dens energi svarer til en form for masse.

Relativitetsteorien indeholder mange tilsyneladende paradokser. Las os tage et eksempel. En person A sidder på Jorden. Fra Jorden udsendes et rumskib B med 0,7 gange lysets hastighed, og endelig udsender rumskibet B et mindre rumskib C i samme retning, hvis hastighed er 0,7 gange lysets hastighed i forhold til det store rumskib.

Vil det lille rumskib C så ikke bevæge sig med 1,4 gange lysets hastighed i forhold til iagttageren A på Jorden, på samme måde som i eksemplet med bolden og cyklen? Svaret er selvfølgelig, at nej, det vil det ikke. Hvorfor ikke? Fordi den tid, personen A opfatter, er forskellig fra den, en person på rumskibet B opfatter.

Den person, der sidder på rumskibet B, vil opleve tid og afstand anderledes end den anden iagttager, A, som er i hvile. Når B skal måle rumskibet C’s hastighed, skal han måle den afstand, det flytter sig, og den tid, det tager; hastigheden er så: hastighed = afstand/tid. Begge dele måler han i forhold til sit eget referencesystem og finder 0,7 gange lysets hastighed. Men pointen er nu, at den anden iagttager, A, måler andre værdier end iagttageren på rumskibet B. Den tid, han måler, er længere, og den afstand, han måler, er kortere. Derfor bliver resultatet af regnestykket: hastighed = afstand/tid mindre end for iagttageren på rumskibet. Iagttageren i hvile måler derfor ikke 1,4 gange lysets hastighed, men derimod 0,95 gange lysets hastighed.

Et andet af de kendte paradokser er det såkaldte tvillingeparadoks. Hvis man forestiller sig et par tvillinger, hvoraf den ene i et rumskib begiver sig ud på en lang rejse med næsten lysets hastighed, og den anden bliver tilbage på Jorden, hvordan vil de så opleve tiden? Den tvilling, der sidder i rumskibet, vil opleve tiden gå langsommere end den anden tvilling. Men hvad nu, hvis man forestiller sig, at rumskibet rejser til en stjerne og tilbage igen, så vil den ene tvilling jo have oplevet et mindre tidsforløb end den anden og altså pludselig være yngre end sin bror eller søster. Hvordan kan det lade sig gøre, hvis relativitetsteorien siger, at alle inertielle referencesystemer skal opføre sig ens?

FIGUR 5: MÅLING AF RELATIV HASTIGHED

Et stort rumskib (B) udsendes fra Jorden (A). Rumskibets hastighed i forhold til Jorden (V_AB) er 0,7 gange lysets hastighed (c). Derefter udsendes fra det store rumskib (B) et lille rumskib (C) med hastigheden V_BC = 0.7c i forhold til B. Hastigheden af rumskib C i forhold til observatøren Jorden er nu V _AC = 0,95c og ikke 1,4c, som man måske skulle tro.

Effekten vil rent faktisk optræde i virkeligheden, og grunden til, at den ikke er i modstrid med relativitetsteorien, er, at rumskibet skal både accelerere og bremse på sin vej til stjernen og tilbage. Derfor er tvillingen i rumskibet ikke i et inertialsystem hele tiden, og tvillingeparadokset kan forekomme. Den ene tvilling vil simpelthen være yngre end den anden efter rejsen.

En af de væsentligste effekter i relativitetsteorien er den såkaldte Dopplereffekt. Hvad sker der med lys, der udsendes fra en lyskilde, der bevæger sig? Hvis en stjerne bevæger sig i forhold til os med høj hastighed, observerer vi dens lys som anderledes, end hvis den lå stille i forhold til os. Vi ved, at lysets hastighed i forhold til os altid skal være c, uanset om stjernen bevæger sig. Til gengæld viser det sig, at lysets bølgelængde bliver længere, hvis lyskilden bevæger sig bort fra os, og kortere, hvis den bevæger sig hen imod os. Jo større lyskildens hastighed er, desto større bliver ændringen i lysets bølgelængde. Lyset fra lyskilden består af en bølge med en bestemt bølgelængde, lysets bølgelængde svarer til afstanden mellem to bølgetoppe. Når kilden udsender en bølgetop, har den en bestemt afstand til os, men når det udsender den næste top, har afstanden ændret sig på grund af kildens bevægelse. Derfor er afstanden mellem de to bølgetoppe ikke den samme, som hvis lyskilden lå stille i forhold til os, og lysets bølgelængde har altså ændret sig. Man taler om, at lyset bliver rødforskudt, hvis kilden bevæger sig væk fra os, og blåforskudt, hvis den bevæger sig hen imod os.

Effekten er kendt som Doppler-effekten og svarer til, hvad der sker med lyden fra en ambulances sirene, når den kører forbi en. Hvis ambulancen bevæger sig hen mod en, vil man høre lyden som mere skinger og højfrekvent (med kortere bølgelængde), mens lyden bliver dybere (med længere bølgelængde), når ambulancen er kørt forbi og bevæger sig væk igen.

På grund af den relative opfattelse af rum og tid er teorien blevet kendt som relativitetsteorien. Da Einstein i 1915 fremsatte den generelle relativitetsteori for at beskrive tyngdekraften, kom teorien fra 1905 til at blive kendt som den specielle relativitetsteori. Den specielle relativitetsteori er sammen med kvantemekanikken hjørnestenene i den moderne fysik.

Men hvordan passer den specielle relativitetsteori nu med Newtons tyngdelov? Ikke alt for godt tilsyneladende. Newtons tyngdelov siger jo, at kraften mellem to legemer falder med kvadratet på afstanden. Det er sådan set godt nok, men hvad nu med lysets hastighed? I Newtons model er kraften jo noget, der bare er der. Dette svarer til, at tyngdekraftens udbredelseshastighed er uendelig, altså at Jorden øjeblikkelig ville kunne mærke det, hvis Solen flyttede sig en smule. Men i relativitetsteorien kan vekselvirkninger heller ikke bevæge sig hurtigere end lysets hastighed, og det tager for eksempel omkring otte minutter for lyset at bevæge sig fra Solen til Jorden. De partikler, der formidler tyngdevekselvirkningen kan ikke bevæge sig hurtigere end lyset. Altså må der laves en ændring i teorien af en eller anden art.

Einstein begyndte ret hurtigt at fundere over problemet og brugte næsten al sin tid de næste 10 år på dette problem. Flere forgæves forsøg senere nåede han frem til en fundamental erkendelse. Naturen af tyngdekraften skulle ikke beskrives som en klassisk newtonsk kraft, men derimod ved hjælp af geometri. I Einsteins teori for tyngdekraften, den generelle relativitetsteori, er energi, tid og rum knyttet uløseligt sammen. Enhver masse (energi) påvirker rummet omkring sig ved at få det til at krumme. Alle legemer i universet bevæger sig på de rettest mulige linjer i dette krumme rum. Men i et krumt rum kan linjer ikke være rette på samme måde, som vi normalt tænker på rette linjer. Det er samme fænomen som på jordoverfladen. Jordens overflade kan beskrives som et todimensionalt rum, der krummer. Den rettest mulige linje på jordoverfladen er heller ikke ret, men derimod, hvad vi kalder for en storcirkel eller en geodætisk kurve. Hvis man går lige ud ad en storcirkel, kommer man til sidst tilbage til sit udgangspunkt, uanset om det tager 80 dage, som på Jules Vernes tid, eller nogle få, hvis man rejser med fly.

FIGUR 6: DOPPLER-EFFEKTEN

Doppler-effekten optræder både for lys og for lyd. Da lydhastigheden er meget lavere end lysets hastighed, er det dog meget nemmere i hverdagen at observere Doppler-effekten for lyd. Hvis en ambulance med tændt sirene bevæger sig hen imod en iagttager, vil vedkommende måle sirenens lyd som mere højfrekvent. Omvendt vil en iagttager, som ambulancen kører væk fra, måle lyden som mere lavfrekvent.

Det tredimensionale rum krummer altså, og det er denne krumning, der udøver ‘kraften’ på masser rundt omkring i universet. Jordens bevægelse rundt om Solen sker dermed, fordi Jorden befinder sig nede i den ‘fordybning’, som Solen laver i rummet. Einsteins teori var virkelig en radikal nytænkning af fysikken, og den blev da heller ikke umiddelbart accepteret i brede kredse. Selv om teorien virker en smule esoterisk, fandtes der dog flere måder at teste teorien på. I sagens natur måtte den generelle relativitetsteori forudsige næsten det samme som Newtons tyngdelov, som jo passede forbløffende godt med observationer. Den eneste kendte undtagelse i solsystemet var planeten Merkurs bane. Merkur bevæger sig i en elliptisk bane rundt om Solen, men man havde iagttaget, at banens akse præcesserede, altså flyttede sig fremad i tiden. Dette var uforklarligt ud fra Newtons tyngdelov, men passede præcist med, hvad Einsteins teori forudsagde.

Efterfølgende har man ved hjælp af præcise radarmålinger også observeret den samme effekt for andre planeter i solsystemet, inklusive Jorden.

Den anden spektakulære forudsigelse var, at lys også bevæger sig på krumme baner på samme måde som andre partikler. I Newtons teori bevæger lys sig på rette linjer. Fordi fotonen ikke har nogen masse, påvirkes den overhovedet ikke af tyngdekraften. Men i relativitetsteorien, hvor masse og energi er ækvivalente størrelser, bevæger fotoner sig på geodætiske kurver på samme måde som planeterne. Effekten kunne i princippet måles, hvis man kunne iagttage en stjerne, som var meget tæt på Solen i synsretningen. I så tilfælde ville lysstrålen bevæge sig meget tæt på Solen på sin vej fra stjernen til Jorden og dermed få en kraftig påvirkning fra Solen. Resultatet er, at Solen virker som en optisk linse på lyset ved at bøje lysstråler, der kommer tæt på den. Man kalder fænomenet for en gravitationslinse.

FIGUR 7: RUMMETS KRUMNING

Ifølge relativitetsteorien vil enhver masse påvirke rummet omkring sig og få det til at krumme. Hvis man tegner rummet som todimensionalt, vil effekten ligne den, man kan se på figuren. Rummet opfører sig som en elastisk overflade, og en tung kugle vil få overfladen til at give efter og krumme. Krumningen af rummet omkring en masse vil kunne mærkes af andre masser i det omgivende rum, og deres bevægelse bestemmes af denne krumning. Det er præcis det, der opleves som tyngdekraft.

Fordi effekten er så lille, er det ikke muligt at se den på stjerner, som er langt fra Solen i synsfeltet. Problemet var nu, at man ikke kan observere stjerner meget tæt på solskiven, simpelthen fordi Solen lyser alt for kraftigt til, at man overhovedet kan se dem. Den eneste reelle mulighed var at observere Solen under en solformørkelse, hvor måneskiven blokerede for Solens lys. Einstein fremsatte sin teori under 1. Verdenskrig, og en test var derfor ikke umiddelbart mulig. Først efter krigens afslutning blev effekten observeret af en engelsk ekspedition i Afrika og Sydamerika i 1919. En solformørkelse blev set samtidig de to steder, og ved at observere stjerner tæt på Solen, kunne man bekræfte Einsteins forudsigelse, idet stjernernes tilsyneladende position på himlen ændrede sig på grund af Solens virkning som gravitationslinse.

FIGUR 8: LYSETS AFBØJNING OMKRING EN STJERNE

En stjerne, der befinder sig i positionen B, udsender lys i alle retninger. Noget af dette lys rammer Jorden (C), men undervejs bevæger det sig tæt forbi Solen (A). På grund af rummets krumning omkring Solen vil lysstrålen fra stjernen blive afbøjet, så det for en iagttager på Jorden ser ud, som om lyset kommer fra punktet D på himlen.

Siden disse første forbløffende bekræftelser af Einsteins teori er den blevet testet i større og større detalje gennem resten af det 20. århundrede. Man har endnu ikke fundet nogen tegn på afvigelser fra teorien overhovedet. I kapitel 9 beskriver jeg en af de mest forbløffende implikationer af Einsteins teori, tyngdebølger. Disse er krusninger i rumtiden, der udbreder sig lidt som almindelige bølger i vand. Man har endnu ikke målt disse bølger direkte, men man har alligevel et indirekte bevis for deres eksistens fra astrofysiske observationer.

Det, at fotoner også påvirkes af tyngdekraften, har nogle dramatiske konsekvenser. En partikel, der befinder sig i nærheden af en stor masse, befinder sig i en kraftig ‘fordybning’ i rummet som illustreret på figur 8. Hvis partiklen skal bevæge sig ud af hullet, kræver det energi. Derfor taber partiklen fart, og hvis begyndelseshastigheden ikke er stor nok, når partiklen aldrig ud af hullet. Hvad sker der så med en foton, som jo altid skal bevæge sig med lysets hastighed? Det viser sig, at fotonen taber energi på samme måde som andre partikler. Den taber ikke fart, men alligevel energi. Energien af en foton er direkte relateret til bølgelængden; en foton med lang bølgelængde har altså lav energi, og en med kort bølgelængde har høj energi. Fotoner med lang bølgelængde er i radioområdet, mens korte bølgelængder går fra ultraviolet til den ekstremt energirige gammastråling. Hver enkelt foton i ultraviolet lys har mere energi end en foton i synligt lys. Derfor trænger den dybere ind i huden end synligt lys og er årsagen til, at man bliver brun. Gammastråling kan trænge hele vejen gennem kroppen og derfor skade indre organer.

Fotoner mister energi, når de bevæger sig ud af tyngdefelter, hvilket altså svarer til, at deres bølgelængde bliver længere og længere. Hvis begyndelsesenergien er mindre end den energi, som skal til for at komme ud af tyngdefeltet, slipper fotonen aldrig ud. Man har dermed skabt et sort hul, altså et område, hvis tyngdefelt er så stærkt, at lys ikke kan undslippe. Man kunne umiddelbart tro, at lys med kort bølgelængde og høj energi ville have nemmere ved at undslippe, fordi der er mere energi til rådighed. Sådan er det dog ikke, for en foton med høj energi har også en høj masse ifølge relativitetsteoriens ligning E = m c². Derfor kræver det tilsvarende mere energi for en foton med høj energi at undslippe, og slutresultatet er, at lysets bølgelængde ikke har betydning for, om det undslipper.

Sorte huller eksisterer ikke i den klassiske newtonske teori, men kun i relativitetsteorien. Det viser sig også, at der skal ekstremt stærke tyngdefelter til for at stoppe lys. Hvis Solen skulle være et sort hul, skulle dens diameter være omkring 4 km, hvorimod dens faktiske diameter er omkring 1.000.000 km. Solen er altså meget langt fra at være et sort hul. Et sort hul med Solens masse og en diameter på 4 km har en gennemsnitlig massefylde på 1 mio. mia. gram per kubikcentimeter, hvilket svarer til adskillige fuldt lastede supertankere i en kubikcentimeter!

Det er selvsagt svært at måle et sort hul direkte, fordi det ikke udsender lys (selv om sorte huller rent faktisk udsender stråling). Derfor er man nødt til at bruge forskellige indirekte metoder til det. For eksempel kan man opdage et sort hul ved at observere stof, der falder ind i det.

FIGUR 9: GALAKSEN NGC7052

I centrum af den elliptiske galakse NGC7052 befinder sig formentlig et sort hul. Selv om det ikke er direkte synligt, kan man måle dets tilstedeværelse på grund af den skive af gas og støv, der langsomt spiralerer ind mod det. Fra Jorden er denne skive ikke synlig, men ved hjælp af Hubbleteleskopet har det været muligt at se detaljer ganske tæt på centrum af galaksen.