Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 4 (vyšlo 26. ledna, ročník 16 (2018)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Když je černá díra divná a ještě divnější

Petr Kulhánek

O černých děráchČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují. máme zažité představy. Zkolabované objekty interagují s okolím gravitačně, kolem nich se nachází plazmatickýPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází alespoň malé množství elektricky nabitých částic, které jsou v celém objemu elektricky neutrální a jsou schopny reagovat na elektrická a magnetická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektrického obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. akreční disk a ve větší vzdálenosti plynoprachový torus. Akreční disk je zahřátý vnitřním třením a silně tepelně (ale i netepelně) září. V akrečním disku se pohybují nabité částice a jsou tam přítomna relativně silná magnetická pole. Látka z akrečního disku částečně padá do černé díry a částečně je odkláněna do magnetických trubic mířících ve směru osy rotace objektu, kde se vytváří dva plazmové výtrysky, v nichž jsou nabité částice kroužící podél siločar urychlovány na relativistické rychlosti. Částice přitom září synchrotronnímSynchrotronní záření – záření generované relativistickými elektrony rotujícími kolem magnetických siločar nebo elektrony kmitajícími v měnícím se magnetickém poli. Jde o záření s výraznou polarizací, ze které je možné určit směr magnetického pole. Záření je polarizováno v rovině dráhy elektronu, soustředěno do úzkého kužele, vyzařováno v původním směru pohybující se částice a má spojité spektrum. mechanizmem. Konce výtrysků interagují s mezihvězdným, nebo u obřích galaktických černých děr s mezigalaktickým, prostředím a na jejich koncích se vytvářejí typické rádiové laloky. Pokud jde o černou díru hvězdné velikosti (s hmotností v jednotkách či desítkách Sluncí), je ideální, pokud je součástí binárního systému a z druhé složky na ni přetéká hmota, která zajišťuje stálý přísun plazmatu do akrečního disku.

Některé černé díry se ale této zažité představě poněkud vymykají. Na vnitřní části akrečního disku může docházet k nepravidelnému přepojováníRekonekce – přepojení magnetických silokřivek, při kterém prudce změní svou dosavadní topologii do jiné, energeticky výhodnější podoby. Při tom dojde k uvolnění energie, která zahřeje okolní plazma. Někdy natolik, že plazma zazáří i v RTG nebo v gama oboru. magnetických siločar, které vede ke kvaziperiodickým oscilacím signálu z oblasti v různých částech spektra. Tento jev byl pozorován u řady černých děr a postupně si zvykáme, že jde o další z běžných projevů černých děr navenek. Zdrojem kvaziperiodických oscilací ovšem mohou být i jiné mechanizmy. Existuje ale jedna černá díra, která má skutečně prapodivné chování. Nachází se v souhvězdí Labutě a má katalogové označení V404 Cygni. Tahle podivínka připraví zhruba jednou za čtvrt století nebeské divadlo, při němž její okolí uvolní intenzivní mnoho dní trvající záblesk od radiového po rentgenový obor. Suchým jazykem astronomů bychom o celém systému mohli hovořit jako o nepravidelně rekurentní nověNova – hvězda malé svítivosti, která prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády. Důvodem je překotná termonukleární reakce na povrchu způsobená materiálem bohatým na vodík, který na povrch přetéká z průvodce. Svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny. Po explozi novy zůstává na původním místě podstatná část hvězdy. Rekurentní novou nazýváme hvězdu, jejíž záblesky se nepravidelně opakují v průběhu řádově desítek let.. V dnešním bulletinu se s tímto mimořádným objektem seznámíme poněkud blíže.

Typická černá díra

Umělecká představa typické černé díry. V jejím okolí je žhavý akreční disk zaplněný plazmatem, ve větší vzdálenosti tlustý plynoprachový torus (na obrázku zakrývá hvězdy na pozadí) a v ose rotace dva typické výtrysky nabitých částic, které jsou uvnitř magnetické trubice urychlující je na relativistické rychlosti. Zdroj: NASA.

Obecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách.

Černá díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.

Synchrotronní záření – záření generované relativistickými elektrony rotujícími kolem magnetických siločar nebo elektrony kmitajícími v měnícím se magnetickém poli. Jde o záření s výraznou polarizací, ze které je možné určit směr magnetického pole. Záření je polarizováno v rovině dráhy elektronu, soustředěno do úzkého kužele, vyzařováno v původním směru pohybující se částice a má spojité spektrum.

Představujeme černou díru V404 Cygni

V404 je podvojný systém v souhvězdí Labutě. Jednou ze složek je obyčejná hvězda – červený podobrČervený obr – hvězda v závěrečné fázi vývoje. Počáteční hmotnost na hlavní posloupnosti je 1,5 ÷ 10 Sluncí. Ve fázi obra hvězda zvětší své rozměry maximálně na několik desítek původního průměru, svítivost se zjasní maximálně o dva řády původní svítivosti při nízké povrchové teplotě. S rostoucí počáteční hmotností přechází větev obrů v HR diagramu do oblasti veleobrů. Spektrální typ se pohybuje zhruba v intervalu O5 ÷ M5, kde obři s nejnižší hmotností mají spektrum F5. Hmotnost roste směrem ke spektrálnímu typu M, povrchová teplota opačným směrem. o necelé sluneční hmotnosti. Povrchová teplota obra je kolem 4 800 kelvinů (spektrální třídaSpektrální třída – rozdělení hvězd podle charakteristik jejich spekter do základních tříd W, O, B, A, F, G, K, M, L, T. Nejteplejší, modrofialové hvězdy mají spektrum označené W, nejchladnější hvězdy spektrálních tříd M, L a T jsou červené. Spektrální třída odpovídá zejména povrchové teplotě hvězdy. K), průměr má šestkrát větší než sluneční a svítivost desetkrát. Druhou složkou je černá díraČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují. s hmotností desetinásobku našeho Slunce. Oba objekty kolem sebe oběhnou jednou za 6,47 dne. Tok elektromagnetického záření ze systému je proměnný, proto je v označení písmeno V (z anglického Variable). V měkkém rentgenovém oboru objekt periodicky emituje krátké záblesky. Čas od času se celý systém projeví jako rentgenová (ale i optická) novaNova – hvězda malé svítivosti, která prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády. Důvodem je překotná termonukleární reakce na povrchu způsobená materiálem bohatým na vodík, který na povrch přetéká z průvodce. Svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny. Po explozi novy zůstává na původním místě podstatná část hvězdy. Rekurentní novou nazýváme hvězdu, jejíž záblesky se nepravidelně opakují v průběhu řádově desítek let.. Vyšle mohutný elektromagnetický záblesk ve všech oborech spektra, jehož dosvit trvá několik týdnů. K takovému záblesku došlo poprvé v roce 1938, kdy byl objekt pozorován jako Nova Cygni 1938. Tehdy ovšem nikdo netušil, o jak exotický objekt ve skutečnosti jde. K dalšímu výraznému zjasnění došlo v roce 1956. Toto zjasnění nebylo současníky pozorováno, bylo dohledáno až na fotografických deskách pořízených v oné době. Náznaky méně výrazného zjasnění se odehrály v roce 1979, tento výkyv se ale nepočítá k ostatním, mnohem výraznějším událostem. V novější historii došlo k výraznému rentgenovému záblesku dne 22. května 1989 a poslední záblesk se odehrál 15. června 2015. Mezi jednotlivými velkými zjasněními tedy uběhlo 18, 33 a 26 roků. Poslední záblesk z roku 2015 byl pozorován v celém oboru spektra od rádiových vln až po tvrdé rentgenové záření mnoha observatořemi po celém světě a současně přístroji z oběžné dráhy (v rentgenovém záření, které atmosférou neprochází, dokonce ani jinou možnost nemáme). V klidové fázi kolísá jasnost objektu kolem 20. magnitudyMagnituda – někdy též zdánlivá magnituda, logaritmická míra jasnosti objektu, m = −2,5 log J. Tato definiční rovnice se nazývá Pogsonova rovnice (zavedl ji anglický astronom Norman Pogson v roce 1856). Koeficient je volen tak, aby hvězdy s rozdílem pěti magnitud měly podíl vzájemných jasností 1:100. Znaménko minus v definici je z historických důvodů. Magnitudy takto vypočtené odpovídají historickému dělení hvězd do šesti skupin (nula nejjasnější, 5 nejméně jasné pozorovatelné okem). Nejjasnější hvězda na severní polokouli Arcturus má magnitudu −0.05, nejjasnější hvězda celé noční oblohy, Sírius, má magnitudu –1.6. Relativní magnituda vypovídá o skutečné jasnosti hvězdy na obloze, která kromě svítivosti závisí také na vzdálenosti hvězdy. Rozlišujeme bolometrickou magnitudu (v celém spektru) a vizuální magnitudu (pouze ve viditelném spektru)., v jasné fázi dosahuje až 12,2 magnitudy. Vzdálenost binárního systému od nás činí 7 800 světelných roků.

Umělecká představa černé díry V404

Umělecká představa černé díry V404. Z podobra přetéká látka do akrečního disku černé díry. Linie na obrázku jsou velmi zjednodušenou představou magnetického pole v okolí černé díry. Skutečné pole vytváří v rotačních osách magnetické trubice. Zdroj: Michael McAleer (Floridská univerzita).

Rentgenový signál z binárního systému

Rentgenový signál z binárního systému. Rentgenové „vlny“ na obrázku byly naměřeny při posledním zjasnění objektu v roce 2015. Záznam provedla rentgenová družice SWIFT v období od 30. června do 4. července 2015. Viditelné kruhy vznikají díky odrazům rentgenového signálu na prachové části disku v okolí černé díry. Soustava kruhů tak připomíná několikanásobnou ozvěnu známou z akustiky. Barva odpovídá energii (červená 0,8 až 1,5 keV, zelená 2,5 až 5 keV). Pro srovnání: viditelné světlo má energii od 2 do 3 eV. Šikmé tmavé čáry jsou artefaktem při zpracovávání záznamu. Celý obrazec má na průměr 1/3 úhlového rozměru Měsíce. Zdroj: NASA GSFC.

Poslední výrazný záblesk z díry V404 Cygni

Při prvních zjasněních proměnného rentgenového objektu V404 v letech 1938 a 1956 probíhala pozorování jen ve vizuálním oboru. První rentgenové záznamy byly pořízeny při záblesku z roku 1989, a to hned dvěma přístroji: japonským rentgenovým satelitem Gingo a rentgenovým detektorem na ruské orbitální stanicí MirMir – první sovětsko-ruská, trvale obydlená, orbitální stanice. Skládala se z modulů Mir, Kvant (2), Kristal, Spektr, Priroda a DM. Stanice pracovala v letech 1986 až 2001, kdy byla řízeně navedena do atmosféry a zbytky dopadly do Tichého oceánu.. V roce 2015 byla situace už zcela jiná a náhlé zjasnění objektu pozorovala celá flotila rentgenových a gama přístrojů. Jako první zaznamenal záblesk dne 15. června 2015 monitor BAT (Burst Automatic Telescope) na palubě americké gama observatoře SWIFTSWIFT – The Swift Gamma-Ray Burst Explorer. Gama observatoř NASA, která byla vynesena na nízkou oběžnou dráhu 20. 11. 2004 pomocí nosné rakety DELTA 7320. Družice je především určena pro pozorování záblesků gama. Řádově sekundy po detekci záblesku je schopna předat data o poloze pozemským observatořím, které mohou zkoumat dosvit záblesku a hledat případný optický protějšek. Hlavní přístroj BAT (Burst Automatic Telescope) v oboru 15÷150 keV je doplněn RTG dalekohledem XRT (X-Ray Telescope) v oboru 0,3÷10 keV a UV/V dalekohledem UVOT (UV/Optical Telescope) v oboru 170÷650 nm., jako druhý v pořadí zaznamenal neobvyklou aktivitu v souhvězdí Labutě japonský rentgenový experiment MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image) umístěný na palubě Mezinárodní kosmické staniceISS – International Space Station, mezinárodní vesmírná stanice. Od roku 1993 je společným projektem americké NASA, Ruska, Kanady, evropských států sdružených v kosmické agentuře ESA a Japonska. První modul byl vynesen v roce 1998, první posádka na stanici byla v roce 2000. ISS je neustále ve stavbě a potýká se s finančními problémy na ruské i americké straně. V roce 2008 byl k ISS připojen Evropský výzkumný modul Columbus. V roce 2011 letěl k ISS poslední raketoplán.. Obě pozorování odstartovala pozorovací smršť na mnoha vesmírných i pozemských observatořích. V rentgenovém a gama oboru pozorovaly ještě americká rentgenová observatoř ChandraChandra – družicová observatoř NASA zkoumající vesmír v rentgenovém oboru. Byla vypuštěna v roce 1999. Na palubě observatoře je rentgenový dalekohled o průměru 1,2 m a ohniskové vzdálenosti 10,05 m, tvořený čtyřmi soubory souosých paraboloidně-hyperboloidních zrcadel o délce 0,85 m, se zorným polem o průměru 1,0° a s rozlišením 0,5″., gama observatoř FermiFermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10÷300 GeV. Původně se tato observatoř jmenovala GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), v srpnu 2008 byla přejmenována na Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) podle významného italského kvantového fyzika. Observatoř je na nízké oběžné dráze s perigeem 536 km a apogeem 553 km. Na stavbě observatoře se kromě NASA také podílely CEA, DLR, ASI, JAXA a SNSB. Mise byla v roce 2013 prodloužena do roku 2018., evropská observatoř INTEGRALINTEGRAL – INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory. Gama observatoř ESA o hmotnosti 4 tuny, navedená na oběžnou dráhu 17. 10. 2002 pomocí ruské nosné rakety Proton z kosmodromu Bajkonur. Na konci roku 2003 bylo rozhodnuto o prodloužení mise o čtyři roky (do roku 2008). V současné době je jasné, že by observatoř mohla vydržet i do období po roce 2020. Jde o dosud nejcitlivější přístroj v oblasti gama záření. INTEGRAL je evropská mise ve spolupráci s Ruskem a USA. a italská observatoř AGILEAGILE – zkratka z italského Astrorivelatore Gamma a Immagini Leggero, rentgenová a gama observatoř italské kosmické agentury ASI. Observatoř byla vynesena na oběžnou dráhu v roce 2007. Na palubě má několik přístrojů pro rentgenový a gama obor včetně scintilačních detektorů a kalorimetru.. Celkem se tedy v nejenergetičtějším oboru spektra na záblesk dívala z vesmíru šestice přístrojů. Rentgenová a gama obloha se vůbec nepodobá statické obloze, jak ji známe z vizuálního oboru. Na ultrakrátkých vlnových dékách připomíná obloha spíše dynamickou světelnou show plnou nejrůznějších záblesků a krátkodobě i dlouhodobě proměnných zdrojů. Něco jako vesmírná diskotéka.

K rentgenové a gama flotile se postupně přidávaly pozemské přístroje ve všech oborech spektra. V rádiovém oboru probíhala například pozorování radioteleskopickými poli HSAHSA – High Sensitivity Array, pole radioteleskopů s vysokou citlivostí. Jde o celosvětovou síť radioteleskopů, které provozují interferometrii (s mezikontinentální základnou) založenou na technologii VLBI (Very Large Baseline Interferometry). K nejznámější přístrojům sítě patří: Arecibo, Effelsberg, Green Bank, ALMA, Large Millimeter Telescope a VLA (Verry Large Array).ALMAALMA – Atacama Large Millimeter Array. Síť 66 radioteleskopů o průměru 12,5 metru, kterou vybudovala Evropská jižní observatoř (ESO) v chilských Andách ve výšce 5100 m nad mořem na planině Lano Chajnantor v blízkosti městečka San Pedro de Atacama. Smlouva o stavbě byla podepsána v roce 2002, se stavbou se započalo na podzim 2003, stavba byla dokončena na konci roku 2012., v submilimentorvé oblasti detekovalo záblesk bolometrické pole SCUBA-2 na dalekohledu Jamese Clerka MaxwellaJCMT – James Clerk Maxwell Telescope, dalekohled pro submilimetrovou oblast postavený na hoře Mauna Kea na Havaji. Primární zrcadlo má průměr 15 metrů. V roce 1998 zde byla nainstalována kamera SCUBA, v roce 2011 byla zprovozněna výkonnější a kvalitnější kamera SCUBA-2., v infračerveném oboru sledovala oblohu kamera CIRCE (Canarian IR Camera Experiment) na Velkém kanárském dalekohledu GTCGTC – Gran Telescopio Canarias, Velký kanárský dalekohled. Primární zrcadlo má průměr 10,4 metru. Dalekohled se nachází na Kanárském ostrově La Palma ve výšce 2 400 metrů nad mořem na vrcholku s názvem Roque de Los Muchachos. Zrcadlo je složeno z 36 segmentů, první světlo jím prošlo v roce 2007. a do pozorování se postupně zapojila i řada dalších přístrojů.

Časový průběh záblesků v mikrovlnné oblasti

Časový průběh záblesků v mikrovlnné oblasti týden po prvním záblesku. Jednotkou
zářivého toku na svislé ose je Jansky (10−22 W⋅m−2⋅Hz−1) Zdroj: [1].

V klidovém stavu přetéká látka z průvodce do akrečního disku černé díry a postupně padá po spirále do jejího nitra. Materiál se silně zahřívá a tepelně září v rentgenové a gama oblasti. V určitých fázích se ale tento režim změní. Přitékající látka se začne hromadit ve vnější části disku a postupně ho zaplňuje. Poněkud to připomíná přehradu, která se plní vodou. V okamžiku, kdy množství akumulované látky překročí kritickou mez, dojde k jeho prudkému uvolnění („protržení přehrady“) a materiál padá do černé díry. Část je odkloněna magnetickým polem do gigantických, ale pouze dočasných výtrysků. Při posledním záblesku (2015) trvala počáteční nejintenzivnější fáze čtyři hodiny a bylo detekováno 8 výrazných zjasnění. V této chvíli byl objekt V404 bezkonkurenčně nejjasnějším rentgenovým zdrojem na obloze, intenzita rentgenového signálu byla po dosti dlouhou dobu padesátkrát vyšší než z nejjasnějšího rentgenového objektu oblohy – Krabí mlhoviny. Při pozdějším dosvitu (trval dva týdny) byl signál ve většině oborů spektra kolísavý a daly se v něm identifikovat další zážehy. Přístroj GMB (Gamma-ray Burst Monitor) na gama observatoři FermiFermi – americká gama observatoř, která se v roce 2008 stala následovníkem slavné gama observatoře Compton. Rozsah detekovaného záření: 10÷300 GeV. Původně se tato observatoř jmenovala GLAST (Gamma-ray Large Area Space Telescope), v srpnu 2008 byla přejmenována na Fermi Gamma-ray Space Telescope (FGST) podle významného italského kvantového fyzika. Observatoř je na nízké oběžné dráze s perigeem 536 km a apogeem 553 km. Na stavbě observatoře se kromě NASA také podílely CEA, DLR, ASI, JAXA a SNSB. Mise byla v roce 2013 prodloužena do roku 2018. monitoroval za jediný týden přes 70 takových menších „vzplanutí“. Na evropské observatoři INTEGRALINTEGRAL – INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory. Gama observatoř ESA o hmotnosti 4 tuny, navedená na oběžnou dráhu 17. 10. 2002 pomocí ruské nosné rakety Proton z kosmodromu Bajkonur. Na konci roku 2003 bylo rozhodnuto o prodloužení mise o čtyři roky (do roku 2008). V současné době je jasné, že by observatoř mohla vydržet i do období po roce 2020. Jde o dosud nejcitlivější přístroj v oblasti gama záření. INTEGRAL je evropská mise ve spolupráci s Ruskem a USA. naměřili pětiminutové oscilace ve frekvenčním složení spektra. Rentgenové a gama spektrum mělo dvě různé komponenty. V nižších energiích (do 150 keVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10−19 J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (103 eV), megaelektronvolt MeV (106 eV), gigaelektronvolt GeV (109 eV) nebo teraelektronvolt TeV (1012 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K.) dominovalo tepelné záření způsobené interakcí tepelných elektronů s fotony (inverzní Comptonův rozptylComptonův rozptyl – rozptyl fotonů (zpravidla RTG nebo gama záření) na volných elektronech. Při tomto rozptylu se snižuje energie fotonů. V akrečních discích černých děr probíhá inverzní Comptonův rozptyl, při kterém se nízkoenergetické fotony rozptylují na elektronech s vysokou energií. Při tomto procesu fotony energii získávají a mění se na rentgenové nebo gama fotony.), na vyšších energiích dominovalo netepelné záření, alespoň část byla snad způsobená synchrotronní emisíSynchrotronní záření – záření generované relativistickými elektrony rotujícími kolem magnetických siločar nebo elektrony kmitajícími v měnícím se magnetickém poli. Jde o záření s výraznou polarizací, ze které je možné určit směr magnetického pole. Záření je polarizováno v rovině dráhy elektronu, soustředěno do úzkého kužele, vyzařováno v původním směru pohybující se částice a má spojité spektrum.. Pro vnější část akrečního disku se vžil pojem koróna, protože připomíná ohřátou atmosféru nad povrchem Slunce. Koróna akrečního disku je zaplněna částicemi s extrémně vysokou teplotou (desítky až stovky milionů kelvinů), jejichž původ není zcela jasný, snad získávají energii z nestabilit a vln probíhajících v akrečním disku. I v klidové fázi z koróny vychází rentgenové záření s energií nad 10 keV.

Skupina vědců z Floridské univerzity se pokusila z infračerveného signálu zachyceného kamerou CIRCE na Velkém kanárském dalekohledu GTCGTC – Gran Telescopio Canarias, Velký kanárský dalekohled. Primární zrcadlo má průměr 10,4 metru. Dalekohled se nachází na Kanárském ostrově La Palma ve výšce 2 400 metrů nad mořem na vrcholku s názvem Roque de Los Muchachos. Zrcadlo je složeno z 36 segmentů, první světlo jím prošlo v roce 2007. dopočítat magnetické pole z disku. Vycházeli z předpokladu, že záření je synchrotronníSynchrotronní záření – záření generované relativistickými elektrony rotujícími kolem magnetických siločar nebo elektrony kmitajícími v měnícím se magnetickém poli. Jde o záření s výraznou polarizací, ze které je možné určit směr magnetického pole. Záření je polarizováno v rovině dráhy elektronu, soustředěno do úzkého kužele, vyzařováno v původním směru pohybující se částice a má spojité spektrum. povahy. Hodnota magnetického pole, která jim vyšla (0,046 T), je mnohonásobně (400×) nižší, než uvažují všechny současné modely. Není vyloučeno, že při měření došlo k nějaké chybě. Vyloučena není ani varianta, že v době záblesku je magnetické pole v akrečním disku z nějakého důvodu opravdu nižší.

Video s představou pracovníků NASA o vzniku záblesku. V závěrečné fázi je dobře  patrná řada vzplanutí vycházejících z koróny akrečního disku. Povšimněte si také výtrysků, které nejsou kontinuální, ale vznikají jen v době záblesku. Zdroj: NASA.

Fyzika na pomezí

Historicky poprvé byl záblesk rentgenové novy V404 pozorován v roce 2015 ve všech oborech spektra. Jedině taková pozorování mohou potvrdit či vyvrátit naše představy o mechanizmech probíhajících v akrečním disku černé díry a v jeho koróně. Všechna pořízená data nejsou zpracována ani dva a půl roku po události a stále dochází k překvapivým zjištěním. Posledním z nich je relativně slabé naměřené magnetické pole, které odporuje všem ostatním pozorováním. Rentgenová nova V404 Cygni není nic jiného než černá díra s hvězdným průvodcem. Přetok látky způsobuje zajímavé jevy, které jsou ve vesmíru velmi vzácné a jejich detailní mechanizmy nejsou známy. Proto se již dnes můžeme těšit na další záblesk. Pokud k němu dojde někdy za dvě desítky let, budeme mít ještě lepší přístroje a naději pochopit, co se v podvojném systému skutečně odehrává.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage