Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 21 (vyšlo 10. června, ročník 14 (2016)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Kde se vzaly černé veledíry v raném vesmíru?

Ivan Havlíček

Existence černých děrČerná 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. je v dnešním vesmíru prokázána v téměř nesčetném množství případů. Černé díry jsou mj. známy coby průvodci viditelných hvězd v binárních soustavách. Takové černé díry se prozrazují nejen svým gravitačním vlivem na pohyb viditelného souputníka, ale často také nasávají jeho látku a při akreci se v bezprostředním okolí uvolňuje extrémní množství energie. V tomto měřítku jde o tzv. hvězdné černé díry, které nejspíše vznikly v závěrečném stádiu hvězdného života, pokud měla původní hvězda více než deset slunečních hmotností. Známe ale i černé díry, které sídlí v srdcích velkých hvězdných soustav, jimiž jsou obří kulové hvězdokupy nebo i velké galaxie. Takové galaktické veledíry jsou hmotností srovnatelné s miliony až miliardami Sluncí. Není jasné, zda vůbec existuje nějaká horní hranice jejich velikosti. Dnes je nejhmotnější známou galaktickou veledírou blazarBlazar – nejenergetičtější skupina galaxií s kompaktním aktivním jádrem. Buď jde o rychle proměnné kvazary OVV (Optically Violently Variable) nebo o proměnné galaxie typu BL Lacertae. S5 0014+81 v aktivním galaktickém jádru v souhvězdí Kefea poblíž severního nebeského pólu. Blazar S5 0014+81 by měl mít 40 miliard slunečních hmotností a je tedy ještě šestinásobně hmotnější než veledíra v jádru galaxie M 87, jež je centrem galaktické kupyGalaktická kupa – největší gravitačně vázané objekty ve vesmíru, z nichž některé dosahují hmotnosti až desetitisícenásobku hmotnosti naší Galaxie. Jsou tvořené třemi hlavními složkami:
 – stovkami galaxií obsahujícími hvězdy, plyn a prach,
 – obrovskými mraky horkých plynů,
 – temnou hmotou zatím neznámé povahy.
v Panně. Černá veledíra v jádru naší Mléčné dráhy má „jen“ čtyři miliony Sluncí.

Hvězdná černá díra v binárním systému

Ilustrace hvězdné černé díry strhávající látku z blízké hvězdy v těsném binárním systému. Při akreci vzniká typický akreční disk – zde je zbarven žlutooranžově – a výtrysky orientované ve směru rotační osy černé díry. Děje probíhající v akrečním disku a někdy i ve výtryscích podél rotační osy lze pozorovat v celém spektrálním oboru od rentgenového až po rádiové záření.

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.

Galaxie – 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.

Kosmologický 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.

Počátky galaxií

Obrovské galaktické černé díry neustále rostou. Vtáhnou do sebe všechno, co se dostane do jejich blízkosti. Galaktická jádra jsou oblasti velmi bohaté na galaktický plyn, prach a je zde také vysoká koncentrace hvězd. Galaxie čítají stovky až tisíce miliard hvězd a poměrně velká část jejich svítící látky je vždy soustředěna poblíž jádra soustavy. Na podrobných snímcích galaxií je přímo vidět, že jádra velkých galaxií jsou nejhustějšími oblastmi těchto hvězdných soustav. Galaktická veledíra tedy dnes může růst jako Otesánek. Kosmologové se domnívají, že zárodky galaktických veleděr sehrály při formování struktury vesmíru mladšího než 500 milionů roků klíčovou roli a přispěly k vývoji dnešních velkých hvězdných soustav. Jak ale vznikly takové obří objekty v raném vesmíru, v době, kdy se galaxie teprve počínaly formovat? Nabízejí se dvě možné cesty.

První možností je postupné slučování hvězdných černých děr, které vznikly z první generace obřích vodíkových hvězd žijících, díky své obrovské hmotnosti, velmi krátkou dobu. První hvězdy mohly dosahovat mnoha stovek hmotností Slunce, a doba jejich života se tak mohla pohybovat jen kolem několika milionů roků. Lze se tedy domnívat, že prvotní černé díry vznikaly z  hvězd poměrně překotně a záhy. Nejasným při takovém ději ale zůstává, zda se takové objekty v mladém vesmíru nacházely alespoň někde v dostatečně vysoké koncentraci, aby se mohly překotně spojovat do objektů větších. Nárůst hvězdných černých děr do velikosti něčeho, co je milionkrát nebo až miliardkrát větší, je podmíněn rozložením vesmírné látky a přítomností již existujících černých děr nejlépe ve velmi vysoké koncentraci v daném místě. Rostoucí díry by měly nasávat ze svého okolí nejen okolní černé díry, ale vše, včetně mezihvězdného plynu a jiných hvězd. Pokud bychom předpokládali tento scénář, je nutné, aby růst veledíry proběhl velmi rychle. Jedině tak zůstane dostatek času potřebného pro vlastní vývoj hvězdné soustavy, v jejímž jádru dnešní veledíra sídlí. Raný vesmír ale pozorujeme v těch největších vzdálenostech a rozpoznat tam něco velikostně srovnatelného s hvězdou je stále téměř nemožné. Při postupném slučování hvězdných černých děr do galaktických veleděr jde o poměrně složitý mechanizmus a těch podmínek, které lze jen obtížně ověřit pozorováním, je stále poněkud mnoho.

Druhou možností je vznik černé veledíry z plynného oblaku přímo. Kolapsem oblaku o hmotnosti srovnatelné alespoň se 100 000 hmotnostmi slunečními může přímo vzniknout zárodek srovnatelně velké veledíry bez výše popsaných mezikroků a vývojových podmíněností. Celý zrod „kondenzačního“ galaktického jádra proběhne mnohem rychleji. Veledíra vznikne najedenkrát jedinou událostí a pro vývoj samotné galaxie bude pak mnohem více času než v případě předchozím. Pro tento scénář se ujal termín DCBH (Direct Collapse Black Hole) – přímo kolabující černá díra.

Vznik zárodku galaktické veledíryIlustrace zobrazující vznik zárodku galaktické veledíryVznik zárodku galaktické veledíry

Ilustrace zobrazující vznik zárodku galaktické veledíry z oblaku mezihvězdné látky podle výše popsaného scénáře DCBH. Plynný oblak je zobrazen modře, akreční disk je červenooranžový. Na prvním obrazu je jen samotný oblak mezihvězdného plynu, na druhém vzniká v jeho středu rotující disk zhuštěné látky a třetí obraz již ukazuje zrodivší se černou díru. V okolí tohoto objektu plují vesmírem podobná plynná oblaka. Zdroj: Chandra.

Hledání kandidátů na scénář DCBH

Při hledání DCBH byla použita data 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″., 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.SSTSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology. z přehlídky GOODSGOODS – Great Observatories Origins Deep Survey, program zaměřený na sledování vývoje velmi starých objektů, vedlejším produktem je řada pozorování supernov SN Ia. Do projektu jsou zapojeny 4 vynikající vesmírné dalekohledy: HST (vizuální obor), SST (IR obor), Chandra (RTG obor) a XMM Newton (RTG obor). K pozorování byly vybrány dvě malé oblasti (20×16') oblohy: na severní obloze ve Velké Medvědici a na jižní obloze v souhvězdí Pece.. Ve velkých vzdálenostech, v nichž má v daném případě smysl pátrat po DCBH (3,5 ≤ z ≤ 10) bylo vytipováno 2037 objektů, z nichž vysoký kosmologický posuvKosmologický 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. (6 ≤ z ≤ 10) byl zjištěn u 97 zdrojů. Čím větší kosmologický červený posuv objekt vykazuje, tím se objekt nachází blíže počátku vesmíru. Pozorování byla analyzována a porovnávána s numerickými simulacemi kolabujících plynných oblaků. Při počáteční hmotnosti oblaku kolem 100 000 hmotností Slunce by takový kolaps na černou díru mohl trvat necelých 150 milionů roků. Ze simulací byl získán také odhad týkající se spektra DCBH. Hmotnější DCBH by měly mít spektrum posunuté více k červenější barvě. Plyn okolo hmotnější černé díry by měl být mnohem koncentrovanější, a tudíž by měl být schopný vyzařovat více energie na kratších vlnových délkách. Ze simulací ale současně vyplynulo, že objekty pod hmotnostní hranicí 6×104 Sluncí nelze současnou technikou zjistit. Analýzou dat se podařilo odhalit dva horké kandidáty na zárodky galaktických veleděr v raném vesmíru. Jde o doposud nejlepší přímý důkaz DCBH, ale pro rozhodnutí, zda v raném vesmíru vznikaly veledíry spíše koncentrací obřích plynných oblaků než spojováním malých černých děr, bude nutno objevit takových objektů mnohem více.

Dva kandidáti na zárodky veleděrKandidáti na zárodky veleděr

Dva kandidáti na zárodky galaktických veleděr v raném vesmíru. Objekt 33160 má červený posuv z ≈ 6,06, druhý objekt 29323 je mnohem dále, jeho z ≈ 9,73. Jeho hmotnost odpovídá podle charakteristik vyzařování poměrně přesně nasimulované hodnotě 5×106 Sluncí. Snímky zobrazují prolnutí rentgenového obrazu (zelené kontury) v pásmu (1÷4 keV) s vizuálním zobrazením v H pásmu (blízké IR pásmo se středem na 1,65 mikrometru). Na zvětšeném obraze je rentgenový snímek kódován modrou barvou. Zdroj: ArXive, Chandra.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage