Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 50 (vyšlo 21. prosince, ročník 5 (2007)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Ohlédnutí za černými děrami

Petr Kulhánek

Černá díra – umělecká vize, Harvard

Černé díryČerná 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. se staly fenoménem konce 20. století. Ukázalo se, že nejde o výjimečné objekty z per spisovatelů sci-fi a že ve vesmíru existuje nejen veliké množství hvězdných černých děr, které vznikaly z velmi hmotných hvězd v závěrečných fázích jejich vývoje, ale i obřích černých děr, které jsou součástí jader galaxiíGalaxie – kompaktní seskupení hvězd, hvězdných asociací, otevřených a kulových hvězdokup, mezihvězdné látky a temné hmoty. Galaxie se liší svou strukturou (spirální, eliptické, nepravidelné,…), vyzařovaným výkonem (neaktivní, aktivní, rádiové, Seyfertovy,…) a zejména svojí hmotností. Hmotnost je udávána v miliardách až stovkách miliard hmotností Slunce. Galaxie jsou obvykle součástmi vyšších celků, jako jsou kupy, nadkupy, vlákna a stěny.. O existenci zkolabovaných objektů, ze kterých nemůže uniknout ani světlo, uvažoval poprvé již John Michell již v roce 1783 a hodnotu poloměru těchto těles odvodil z newtonovské mechaniky Pierre Laplace v roce 1798. Skutečné řešení gravitačního pole v okolí takového objektu nalezl z obecné relativity německý fyzik Karl Schwarzschild v roce 1916. Pojmenování černá díra pochází od Johna Archibalda Wheelera a je až z roku 1967. První černá díra, kde nebylo pochybností, o jaký objekt jde, byla objevena Hubbleovým vesmírným dalekohledemHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. v roce 1992. Šlo o obří černou díru v centru eliptické galaxie NGC 4261, v jejímž okolí byly dokonce objeveny v roce 1995 teoreticky předpovězené turbulence látky. Nastala éra objevů mnoha černých děr. Dnes jde jejich počet do tisíců a černé díry se pro astronomy staly zcela běžnými objekty ve vesmíru.

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.

Chandra – 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″.

SWIFT – 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.

NGC 4261

První prokázaná černá díra se nachází v centru eliptické galaxie NGC 4261. Tato galaxie ze souhvězdí Panny je vzdálená 108 světelných roků. Levá fotografie je kombinací pozemských snímků z vizuálního a radiového oboru a zabírá ve vodorovném směru oblast 88 000 světelných roků. Pravý snímek z HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. pochází z roku 1995 a zabírá oblast pouhých 400 světelných roků. Hmotnost této černé díry se odhaduje na 1,2×1012 MS. Zdroj: NASA/HST.

Typická černá díra

Samozřejmě, že typická černá díra neexistuje a každá nalezená černá díra má své zvláštnosti. Podle velikosti můžeme černé díry rozdělit přibližně do dvou skupin. První skupinu tvoří hvězdné černé díry, které vznikají jako pozůstatky po hvězdném vývoji velmi hmotných hvězd, jejichž gravitačnímu hroucení nemůže zabránit ani kvantový tlak elektronůElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10−31 kg a elektrický náboj 1,6×10−19 C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932., neutronůNeutron – částice složená ze tří kvarků (ddu) se spinem 1/2, hmotností 1,675×10−27 kg (940 MeV) a nulovým elektrickým nábojem. Volné neutrony jsou nestabilní se střední dobou života 886 s (15 minut) a poločasem rozpadu 10 minut. V roce 1930 Walther Bothe a Herbert Becke ostřelovali lehké prvky alfa částicemi a objevili nový druh pronikavého záření. V roce 1932 zjistil James Chadwick, že je toto záření složeno z neutrálních částic přibližné velikosti protonu a objevil tak neutron. či kvarkůKvarky – částice, ze kterých jsou tvořeny těžké částice s vnitřní strukturou (hadrony). Hadrony dělíme na baryony složené ze tří kvarků (například protony a neutrony) a na mezony tvořené kvarkem a antikvarkem (například piony). Kvarky se dělí do tří generací, první tvoří kvarky „d“ (down) a „u“ (up), druhou kvarky „s“ (strange) a „c“ (charm) a třetí kvarky „b“ (bottom nebo beauty) a „t“ (top nebo truth). Kvarky mají neceločíselné (třetinové a dvoutřetinové) elektrické náboje. Jsou také nositeli barevného náboje silné interakce.. Do druhé skupiny řadíme galaktické černé díry, které tvoří jádra mnoha galaxií. Byly však nalezeny i černé díry středních hmotností, kterých je ale velmi malý počet.

Jak vypadá hvězdná černá díra? Jejím nitrem je oblast pod tzv. Schwarzschildovým poloměrem. Z této oblasti nemůže uniknout světlo ani žádné jiné částice. Aby nastal tento jev u SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium., museli bychom ho stlačit na poloměr pouhých tří kilometrů. Pro ZemiZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičićovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. činí Schwarzschildův poloměr 9 milimetrů. Typická černá díra rotuje a kolem ní se vytváří oblast, kterou nazýváme ergosféra. Z té může světlo uniknout ve směru rotace černé díry, nikoli však proti směru rotace. Hranici ergosféry nazýváme statickou mezí. Hvězdné černé díry, které pozorujeme, jsou většinou součástí dvojhvězd (jinak bychom se o jejich existenci těžko dozvěděli). Materiál druhé složky padá na černou díru a kolem ní vytváří tlustý akreční disk. Obdobné akreční disky se vytvářejí i kolem galaktických černých děr, zde jde o materiál okolních hvězd v galaktickém jádře. Materiál padající do černé díry je urychlován a zahříván a velmi intenzivně září ve všech oborech spektra. Paradoxně jsou tak černé díry nejzářivějšími objekty ve vesmíru. Část materiálu akrečního disku opouští oblast kolem černé díry v podobě výtrysků částic urychlených na relativistické rychlosti. Tyto výtrysky míří v ose rotace černé díry a jsou brzděny okolním prostředním. Na jejich koncích se vytvářejí typické radiové skvrny. Ze Země zpravidla vlivem geometrie vidíme jen jeden z výtrysků.

Rotující černá díra

Rotující černá díra

Typická hvězdná černá díra

Typická hvězdná černá díra je součástí dvojhvězdy, ze které na ni přetéká látka. Kolem černé díry se vytvoří akreční disk (červeně), oblasti látky unikající z akrečního disku (žlutě) a typické výtrysky ve směru rotační osy (modře). Zdroj: Russel Kightley Media.

Černé díry – extrémy a prvenství

25. dubna 1998 byl v galaxii ESO 184 G82, vzdálené 120 milionů světelných rokůSvětelný rok (ly) – vzdálenost, kterou světlo ve vakuu urazí za jeden rok, 1 ly = 9,46×1012 km., pozorován gama záblesk  GRB 980425. Záblesk byl nejprve spatřen sondou BeppoSAXBeppoSAX – Italsko-holandská RTG sonda, odstartovala roku 1996, detektor záblesků gama s úhlovým rozlišením 10’. 25. 4. 1998 a o den později, 26. 4. 1998, byl nalezen optický protějšek (hvězda 15. 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).) Anglicko-australskou observatoří na Mt. Stromlo. Spektrum objektu bylo pořízeno na Mt. Stromlo 1. 5. 1998, šlo o supernovu typu IbSupernova typu Ib – velmi hmotná hvězda v závěrečném stádiu, která se zbavila obálky z vodíku. Zůstala jí však obálka z hélia, která tvoří výraznou absorpční čáru na vlnové délce 570 nm. Spektrum dále obsahuje typické čáry O I, Ca II, Mg II, zcela chybí čáry vodíku. Příkladem může být objekt SN 2008D v galaxii NGC 2770 v souhvězdí Rysa ve vzdálenosti 88×106 světelných roků.. S největší pravděpodobností byl poprvé v historii zaznamenán vznik černé díry.

Nejbližší černé díry jsou hvězdné černé díry v naší Galaxii. Některé z nich se chovají jako zmenšeniny vzdálených kvazarůKvazar – objekty objevené v roce 1963, mají malé úhlové rozměry (<1″) a obrovský zářivý výkon v celém spektru (1035 až 1040 W). Kvazary se nacházejí ve velkých kosmologických vzdálenostech, jejich světlo je poznamenáno rozpínáním vesmíru a spektrum je výrazně posunuté k červenému konci. Energetická bilance odpovídá vyzařování celých galaxií. Jde o zárodky budoucích galaxií, v jejichž středu se nachází obří černá díra s charakteristickým výtryskem hmoty.. K nejbližším patří černá díra, která je složkou dvojhvězdy s vizuálním průvodcem V4641. Od Země je vzdálená pouhých 1 600 světelných roků ve směru souhvězdí Střelce. Hmotnost této černé díry leží v rozmezí 3÷10 MS. Objekt byl objeven v roce 2000. Nejbližší galaktickou černou dírou je černá díra v jádru naší Galaxie. Označuje se jako objekt Sag A a září ve všech oborech spektra. Kolem této černé díry rotuje mnoho hvězd vytvářejících hvězdokupu. Hmotnost centrální černé díry Galaxie se odhaduje na 2,6×106 MS.

Nejtěsnější detekovaná dvojice galaktických černých děr se nachází v centru eliptické radiogalaxie 0402+379 ve vzdálenosti 750 milionů světelných roků od Země v souhvězdí Persea. Jde pravděpodobně o pozůstatek srážky dvou galaxií, z nichž každá měla v centru svou černou díru. Nyní tyto černé díry obíhají kolem společného těžiště ve vzdálenosti pouhých 24 světelných roků. Oběžná doba činí 150 000 let. Objeveny byly sítí radioteleskopů VLBAVLBA – Very Large Baseline Array, síť deseti radioteleskopů rozmístěná od Havajských po Panenské ostrovy s délkou základny 8 600 km. Průměr každé antény je 25 m, provozovatelem je National Science Foundation se sídlem v Novém Mexiku. Síť je v provozu od roku 1993. v roce 2006. Podle zákonů současné teorie gravitace tyto černé díry v daleké budoucnosti musí nutně splynout a nic tomuto jejich osudu nezabrání. Přitom dojde k obřímu gama záblesku a generování velmi silných gravitačních vln.

Nejhmotnější hvězdná černá díra byla objevena v letošním roce (2007) rentgenovou observatoří 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″. a gama observatoří 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.. Jde o dvojhvězdu X-1 nacházející se v trpasličí galaxii IC-10 vzdálené 2,8 milionu světelných roků ve směru souhvězdí Kasiopeji. Jednou složkou je velmi horká Wolfova-Rayetova hvězda a druhou černá díra s hmotností odhadovanou na 24÷33 MS. Dosavadní rekord držela černá díra z galaxie M 33 v souhvězdí Trojúhelníku, která byla objevena v říjnu 2007 a měla hmotnost 16 MS.

IC 10

Trpasličí galaxie IC 10, ve které byla nalezena dosud nejhmotnější hvězdná černá díra.
Zdroj: Two Micron All Sky Survey.

Klip týdne: Jádro galaxie v Andromedě

M 31 –  jádro (mpg. 8 MB)

Jádro galaxie v Andromedě. Na dnešním klipu se postupně dostaneme přes reálný fotografický záznam ve stále podrobnějším měřítku k animaci zobrazující předpokládaný pohyb dvou prstenců hvězd kolem centrálního hmotného objektu, který je s nejvyšší pravděpodobností černou dírou. Animace začíná širokoúhlým záběrem na střední část souhvězdí Andromedy, jasný objekt pod galaxií dole uprostřed snímku je hvězda Mirach – β And. Celkový snímek galaxie byl pořízen 30 cm dalekohledem Ritchey – Chrétien. Vhled do centrální oblasti obklopené zářivě mlžným oparem, který je složeným světlem stovek milionů hvězd, je pořízen v IR oboru čtyřmetrovým dalekohledem Mayall KPNO. Poslední snímek centrálních svítících oblastí označovaných P1 a P2 kolem superhmotné černé díry byl pořízen HST kamerou WFPC2. Následující podrobnosti jsou již interpretací napozorovaných dat vytvořenou počítačovými grafiky týmu HST. Vnější prstenec sestává ze starých červených a chladných hvězd na sklonku svého hvězdného života. Vnitřní prsten, který těsně obepíná centrální objekt, sestává naopak z mladých modrých velmi jasných a žhavých hvězd. (mpg, 8 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage