Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 25 (vyšlo 24. června, ročník 9 (2011)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Observatoř Swift odhaluje tajemství černých děr

Petr Kulhánek

Swift je unikátní americká družicová observatoř pro sledování gama zábleskůGRB – Gamma Ray Bursts, záblesky gama. Náhlá vzplanutí různé povahy v oboru gama. Dnes je jasné, že bude existovat více mechanizmů vzplanutí gama, která jsou pozorována jak v kosmologických vzdálenostech, tak přímo v naší Galaxii. K zábleskům gama dochází přibližně jednou denně a mají trvání od několika milisekund po několik stovek sekund. Může jít o vznik černé díry, splynutí dvou neutronových hvězd, procesy v aktivních jádrech galaxií nebo o další, dosud neznámé mechanizmy.. Na nízké oběžné dráze kolem ZeměZemě – 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. je od roku 2004. Systematicky vyhledává gama záblesky v optickém/UV, rentgenovém a gama oboru. Po nalezení gama záblesku je do několika sekund jeho poloha dostupná na internetu a mohou se na něho zaměřit velké pozemské optické a případně i radiové přístroje. Obrovská rychlost předání souřadnic pozemským přístrojům je bezprecedentní výhodou družice Swift. Její název není žádnou zkratkou, anglické slovo swift znamená rychlý a u tohoto přístroje skutečně o rychlost jde. Druhý význam slova swift je rorýs – rychlý pták chytající potravu za letu, který se stal součástí loga této velmi úspěšné mise NASA.

Swift

Logo mise Swift

GRB – Gamma Ray Bursts, záblesky gama. Náhlá vzplanutí různé povahy v oboru gama. Dnes je jasné, že bude existovat více mechanizmů vzplanutí gama, která jsou pozorována jak v kosmologických vzdálenostech, tak přímo v naší Galaxii. K zábleskům gama dochází přibližně jednou denně a mají trvání od několika milisekund po několik stovek sekund. Může jít o vznik černé díry, splynutí dvou neutronových hvězd, procesy v aktivních jádrech galaxií nebo o další, dosud neznámé mechanizmy.

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.

AGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 1016 cm-3, T ~ 105 K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 109 K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary.

Swift

Observatoř Swift startovala 20. listopadu 2004 na palubě nosné rakety Delta IIDelta II – nosná raketa využívaná NASA. Raketa byla původně navrhnuta po katastrofě raketoplánu Challenger společností McDonnell Douglas, která později fúzovala se společností Boeing. Od roku 2006 byla vyráběna společností United Launch Alliance. Tato raketa měla mnoho variant s výškou 38 až 39 metrů, průměrem 2,44 metru a hmotností 150 až 230 tun. Od svého zavedení roku 1989 provedla raketa Delta II celkem 156 startů. K poslednímu startu došlo 15. září 2018 a v současné době se již nepoužívá. Během své aktivní kariéry vynesla více než 60 významných vědeckých družic a sond. (7320) a byla navedena na nízkou dráhu ve výšce přibližně 600 kilometrů nad zemí. Po uvedení do činnosti se stala nejvýznamnějším přístrojem pro studium gama zábleskůGRB – Gamma Ray Bursts, záblesky gama. Náhlá vzplanutí různé povahy v oboru gama. Dnes je jasné, že bude existovat více mechanizmů vzplanutí gama, která jsou pozorována jak v kosmologických vzdálenostech, tak přímo v naší Galaxii. K zábleskům gama dochází přibližně jednou denně a mají trvání od několika milisekund po několik stovek sekund. Může jít o vznik černé díry, splynutí dvou neutronových hvězd, procesy v aktivních jádrech galaxií nebo o další, dosud neznámé mechanizmy.. Ročně je schopna lokalizovat přes sto gama záblesků, proměřit jejich polohu a urychleně ji předat pozemským stanicím prostřednictvím sítě GCN (GRB Coordinate Network), která ve finále informaci ke koncovému uživateli šíří po internetu. Rychlé zaměření gama záblesku pozemskými přístroji umožňuje měření dosvitu a následné studium těchto zdrojů. Na vývoji observatoře se podílela řada zemí, k nejvýznamnějším patří: Spojené státy, Anglie, Itálie a Německo. Na palubě observatoře jsou tři přístroje, každý z nich je určen pro jeden obor spektra.

BAT (Burst Alert Telescope)

BAT je základní detektor pro gama obor s rozsahem energií 15 až 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), teraelektronvolt TeV (1012 eV) nebo petaelektronvolt PeV (1015 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kBT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K.. Detektor má 256 modulů po 128 CdZnTe elementech s celkovou sběrnou plochou 5 200 cm2. Naráz zkoumá šestinu celé oblohy. Po detekci gama záblesku přístroj automaticky do oblasti natočí rentgenový detektor XRT a optický/UV detektor UVOT. Tyto přístroje zpřesní polohu záblesku a pořídí jeho spektra. Detektor BAT detekuje přes 100 gama záblesků ročně s úhlovým rozlišením 1′ až 4′.

XRT (X-Ray Telescope)

XRT je rentgenový detektor pro rozsah energií 0,2 až 10 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), teraelektronvolt TeV (1012 eV) nebo petaelektronvolt PeV (1015 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kBT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K.. Detektor má 600×600 CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.) pixelůPixel (z angl. picture element) – v záznamové technice nejmenší jednotka měřící intenzitu dopadajícího světla, v zobrazovací technice jeden obrazovkový bod. s celkovou sběrnou plochou 135 cm2. Přesnost lokalizace zdroje je 3″ až 5″.

UVOT (UltraViolet/Optical Telescope)

UVOT je dalekohled s průměrem 30 cm pro optický a ultrafialový obor. Rozsah použitelných vlnových délek je od 170 nm do 650 nm. Detektor má v ohnisku CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.) matici s 2048×2048 pixelyPixel (z angl. picture element) – v záznamové technice nejmenší jednotka měřící intenzitu dopadajícího světla, v zobrazovací technice jeden obrazovkový bod.. Lokalizace optického protějšku gama záblesku probíhá s přesností 0,3″.

Swift

Umístění přístrojů na observatoři Swift. Zdroj: NASA.

Observatoř Swift, i když se to na první pohled nezdá, je jakoby předurčena k výzkumu černých děr. Při kolapsu velmi hmotné hvězdy na černou díru vznikne jako doprovodný jev gama záblesk detekovatelný observatoří Swift. Jde o jeden z mechanizmů, jak může k gama záblesku dojít. Swift může ale detekovat i obří černé díry, které jsou v jádrech aktivních galaxií, protože vyzařují v rentgenovém i gama oboru. Detektor BAT od roku 2004 rutinně skenuje oblohu a vyhledává rentgenové zdroje. Přístroj je citlivý na aktivní galaktická jádraAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 1016 cm-3, T ~ 105 K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 109 K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary., která obsahují černé díry, až do vzdálenosti 650 milionů světelných roků. Věnujme se nyní čtyřem významným objevům, které se týkají právě černých děr.

Markarian 739 – galaxie s dvěma aktivními jádry a dvěma obřími děrami

Markarian 739 neboli NGC 3758 je relativně blízká galaxie, která se nachází ve vzdálenosti 425 milionů světelných roků. Již na první pohled nás zaujmou dvě jádra vzdálená od sebe 11 000 světelných roků. S nejvyšší pravděpodobností tato galaxie vznikla jako produkt srážky dvou galaxií. To je ve vesmíru relativně častý jev. Nepředstavujte si ale, že srážka galaxií je nějaký bouřlivý proces. Hvězdy jsou od sebe v průměru natolik daleko, že se srážející galaxie ve skutečnosti pouze prolínají, samotné hvězdy se nesráží. Jedna galaxie samozřejmě gravitačně ovlivňuje druhou a sráží se plyn a prach uvnitř galaxií. To je zpravidla počátečním impulzem k překotné tvorbě hvězd.

Uvnitř většiny galaxií sídlí velmi hmotné černé díry. Pokud je v jejich okolí dostatek plynu a prachu, který centrální díra požírá, může jít o tzv. aktivní jádro galaxieAGN – Active Galactic Nuclei, aktivní jádra galaxií. Tato jádra produkují netepelné pulzní UV a RTG záření, v centru sídlí velmi hmotná černá díra obklopená akrečním diskem (n ~ 1016 cm-3, T ~ 105 K, B ~ 0,2 T). Přepojení silokřivek magnetického pole je doprovázeno ohřevem elektronů až na 109 K a rentgenovým či gama zábleskem. Existuje celá řada galaxií s aktivními jádry, například Seyfertovy galaxie, linery, blazary a kvazary., v němž je okolí černé díry bohatým zdrojem energie. Většina galaxií má ale jádro již v latentním, neaktivním stavu. Při srážce dvou galaxií může dojít k „přepnutí“ jednoho nebo výjimečně obou jader do aktivního stavu. Východní jádro galaxie Markarian 739 bylo známo již delší dobu jako aktivní jádro, nicméně západní jádro nejevilo ve viditelném oboru žádné známky vyšší aktivity. Až v červnu 2011 odhalil přístroj BAT na observatoři Swift, že i západní jádro patří do skupiny aktivních galaktických jader. Jde o teprve druhý známý případ, kdy má galaxie dvě aktivní jádra. Objev potvrdila i měření z rentgenové observatoře 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 dnes je jasné, že v centru galaxie Markarian 739 jsou dvě aktivní černé díry. Tento významný objev bude publikován v nejbližším čísle časopisu Astrophysical Journal Letters.

Markarian 739

Galaxie Markarian 739 v optickém oboru. Patrná jsou dvě jádra vzdálená
11 000 světelných roků. Zdroj: SDSS.

Dvě jádra

Umělecká vize dvou černých děr v jádře galaxie Markarian 739. Zdroj: NASA Goddard Space Flight Centrum, Po kliknutí spustíte videoklip (avi/divx, 2 MB, flv, 800 kB)

Pohltila velmi hmotná černá díra hvězdu?

Dne 28. března 2011 v 12:57:45 UT zachytila observatoř Swift velmi podivný gama záblesk Sw 1644+57/GRB 110328A. Počátek gama záblesku sice připomínal některé jiné gama záblesky, ale přístrojem BAT byl poté pozorován celých 40 hodin. V průběhu této doby různě měnil intenzitu. Pak následoval 40 dní dlouhý dosvit v rentgenovém oboru. Tak dlouhý dosvit nebyl dosud naměřen u žádného záblesku. Gama záblesky trvají normálně sekundy a jejich dosvit minuty, maximálně desítky minut. Vědci zkoušeli různé scénáře, ale žádný z nich plně nepopisoval pozorovaný jev. Až v červnu 2011 publikovala možný scénář skupina čínských astronomů z Purple Mountain Observatory (Observatoř na Purpurové hoře) v Nanjingu. Zdá se, že jsme byli svědky události, při které velmi hmotná černá díra pohltila hvězdu o hmotnosti několika Sluncí. Postupně ji roztrhala slapovými silamiSlapová síla – rozdíl gravitačních sil působících na různé části tělesa. Například Země působí na naše nohy větší gravitační silou než na hlavu, rozdíl je ale zanedbatelný. Slapové síly Měsíce působící na Zemi jsou příčinou přílivu a odlivu a také příčinou výměny momentu hybnosti mezi Měsícem a Zemí, která vede k postupnému vzdalování Měsíce. Obdobná slapová vazba existuje mezi Zemí a Sluncem a je pravděpodobně hlavní příčinou současného vzdalování Země od Slunce. Ve větších měřítkách působí slapové síly například při prolínání dvou galaxií. a přítomná magnetická pole formovala úzce směrovaný gama záblesk. K záblesku byl dohledán slabý optický zdroj s červeným kosmologickým posuvemKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ0)/λ0, kde λ0 je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. 0,353 (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.) a také rádiový zdroj. Jde o velmi slabou galaxii v souhvězdí Draka vzdálenou 3,8 miliardy světelných roků. Měli jsme neuvěřitelné štěstí, že gama záblesk byl při pohlcení hvězdy namířen směrem k nám, a tak byl velmi dobře detekovatelný.

záznam intenzity GRB

Záznam intenzity gama záblesku z přístroje XRT/Swift.
Zdroj: NASA/Swift/Penn State/J. Kennea.

Optický protějšek

Hostitelská galaxie záblesku GRB 110328A. Snímek v optickém oboru
pořídila kamera WFC 3WFC 3 – nejnovější CCD kamera instalovaná při čtvrté servisní misi (v roce 2009) na HST. Obsahuje CCD matici 1024×1024 pro infračervený obor (vlnové délky 800÷1700 nm) a další dvě CCD matice 2048×4096 pro vizuální a ultrafialový obor (200÷1000 nm). Jde o nejdokonalejší přístroj instalovaný na HST. na 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.. Zdroj: NASA/ESA/A. Fruchter (STScI)

Umělecká vize pohlcení hvězdy

Umělecká vize události. Obří černá díra v centru galaxie pohltila hvězdu.
Zdroj: University of Warwick/Mark A. Garlick

Černá díra střední hmotnosti v trpasličí galaxii

Po mnoho desetiletí astronomové nacházejí na obloze černé díry dvojího typu. Buď jde o 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. s hmotností několikanásobku hmotnosti 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., které vznikly jako závěrečné stádium vývoje velmi hmotných hvězd, nebo jde o obří černé díry s hmotností mnoha milionů až miliard Sluncí, které sídlí v centrech většiny galaxií. Jen zcela výjimečně jsou nacházeny černé díry o hmotnosti 100 až 10 000 Sluncí. V několika blízkých galaxiích se nacházejí jasné rentgenové objekty nazývané ULX (Ultra Luminous X-ray source). Do prostoru vyzařují výrazně více energie než hvězdy, ale méně než jádra aktivních galaxií. A právě tyto objekty ULX jsou v podezření, že by mohlo jít o černé díry středních hmotností. Jejich původ je naprosto nejasný. Jeden z těchto podivných zdrojů rentgenového záření leží v galaxii NGC 5408. Jde o nepravidelnou trpasličí galaxii v souhvězdí Kentaura, kterou objevil John Herschel (1792–1871) v roce 1834. Nachází se ve vzdálenosti 16 milionů světelných roků od nás.

NGC 5408

Trpasličí galaxie NGC 5408 vyfotografovaná Hubblovým dalekohledem.
Zdroj: NASA/ESA/HST.

Rentgenový zdroj ULX v této galaxii se označuje NGC 5408 X-1. Opakovaně byl sledován evropskou rentgenovou observatoří XMM-NewtonXMM-Newton – X ray Multi Mirror, rentgenový dalekohled na oběžné dráze (Evropská rentgenová observatoř). Jeho hlavní součástí jsou tři systémy soustředných pozlacených zrcadel o celkové ploše 120 m2. Evropská kosmická agentura (ESA) vypustila do vesmíru observatoř XMM-Newton 10. prosince 1999 z paluby rakety Ariane 5. v letech 2006 až 2008. Ve zdroji byly nalezeny kvaziperiodické oscilace, které jsou způsobené plazmoidemPlazmoid – kompaktní plazmový útvar, někdy nazývaný plazmový oblak, zhustek, shluk, cluster. Plazmoid s sebou může unášet tzv. vmrznuté magnetické pole. obíhajícím v akrečním disku kolem černé díry. Astrofyzikové Richard Mushotzky z Marylandské univerzity a Tod Strohmayer z Goddardova letového střediska NASANASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, byl založen prezidentem Eisenhowerem 29. července 1958. Jde o instituci zodpovědnou za kosmický program USA a dlouhodobý civilní i vojenský výzkum vesmíru. K nejznámějším projektům patří mise Apollo, která v roce 1969 vyvrcholila přistáním člověka na Měsíci, mise Pioneer, Voyager, Mars Global Surveyor a dlouhá řada dalších. zjistili z chování kvaziperiodických oscilací, že hmotnost černé díry leží mezi 1 000 a 9 000 slunečními hmotnostmi, což znamená, že horizont černé díry může být veliký 6 000 km až 50 000 km a jde o vzácnou černou díru střední hmotnosti. Objekt byl sledován i observatoří Swift, která nalezla nepatrné změny rentgenového signálu s periodou 115,5 dne. Tak dlouhá periodicita již nemůže souviset se samotnou černou dírou. Zdá se, že kolem této atypické černé díry ještě obíhá hvězda s hmotností 3 až 5 Sluncí. Jde tedy o bizarní binární systém – černou díru střední hmotnosti doprovázenou relativně hmotnou hvězdou. Otevřenou otázkou je, zda i ostatní zdroje ULX by nemohly být černými děrami středních hmotností.

NGC 5408 X1

Poloha ULX zdroje NGC 5408 X-1 v trpasličí galaxii NGC 5408.
Zdroj: NASA/ESA/HST.

Umělecká vize

Umělecká vize objektu NGC 5408 X-1: Černá díra střední hmotnosti, kolem
které obíhá hvězda  s hmotností několika Sluncí. Zdroj: NASA.

Nejvzdálenější objekt?

Velmi zajímavým zábleskem, který detekovala observatoř Swift, je záblesk GRB 090429B z dubna 2009. Nová analýza nahrávek dosvitu záblesku vedla letos astronomy z Pensylvánské státní univerzity k závěru, že jde o dosud nejvzdálenější zaznamenaný objekt vůbec. Leží ve vzdálenosti 13,14 miliardy světelných roků. K záblesku došlo, když byl vesmír starý pouhých 520 milionů let (4 % dnešního stáří) a měl 10 % současných rozměrů. Gama záblesk byl vyslán pravděpodobně jednou z úplně prvních galaxií ve vesmíru a mohl by souviset se vznikem černé díry z velmi hmotné hvězdy nulté generace. Tyto hvězdy vznikaly v období 400 až 500 milionů let po vzniku vesmíru a jejich hmotnosti dosahovaly stovek Sluncí. Životní dráha těchto hvězd byla velmi krátká, snad i méně než milion roků. Ve svých nitrech vytvořily těžké prvky a poté je v grandiózních explozích rozmetaly do okolí. V rázových vlnách pak vznikaly i prvky těžší než železo, například olovo a uran. Observatoři Swift se podařilo přiblížit až k samotnému počátku našeho vesmíru a sledovat jeden z prvních objektů v něm.

Gama záblesk GRB 090429B

Gama záblesk GRB 090429B. Zdroj: NASA/Swift/Stefan Immler.

GRB 090429B – vize

Umělecká vize objektu GRB 090429B. Klepnutím spustíte animaci (avi/divx, 3 MB).
Zdroj: NASA.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage