Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 6 – vyšlo 19. února, ročník 19 (2021)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Je nutné, aby byla černá díra plešatá?

Petr Kulhánek

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. zdomácněly v průběhu několika posledních desetiletí na fyzikální scéně a přeměnily se z extravagantních objektů na běžná astronomická tělesa. Gravitační vlnyGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO. unikající z dvojic slučujících se černých děr už jsou jen pomyslnou třešničkou na dortu současných experimentálních možností. Dosud jsme věřili, že černé díry, ať už vznikly z čehokoli, si ponechávají ze své minulosti jen informace o hmotnosti, momentu hybnosti a elektrickém náboji. Černá díra „zapomene“ veškeré další informace o předchůdcích, z nichž vznikla. Toto tvrzení se často symbolicky konstatuje větou: „černá díra nemá žádné vlasy“ – tedy neuchovává žádné jemné detaily o své minulosti. Současné výzkumy ale ukazují, že pokud černá díra není v úplné gravitační izolaci od okolí, může si za určitých podmínek některé informace („vlasy“) ponechat, v některých případech alespoň dočasně.

Počítačová vize okolí černé díry těsně poté, co pohltila hvězdu

Počítačová vizualizace okolí černé díry těsně poté, co pohltila hvězdu. Celá animace
je v závěru bulletinu. Zdroj: NASA's Goddard Space Flight Center/CI Lab.

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.

Gravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO.

Černé díry

Myšlenka existence objektu, který je elektromagneticky izolovaný od okolí, protože je úniková rychlost z jeho povrchu vyšší než rychlost světla, pochází od anglického filosofa a geologa Johna Michella z roku 1783. První orientační výpočet rozměru takového tělesa podnikl na poli newtonovské mechaniky francouzský matematik, fyzik a astronom Pierre Simon Laplace v roce 1798. V současnosti používané řešení v rámci obecné relativityObecná 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. nalezl v roce 1916 německý matematik a fyzik Karl Schwarzschild. Dnes používaný název „černá díra“ poprvé zmínil americký teoretik Archibald Wheeler v roce 1967.

První hvězdnou černou díruČerná 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. (pozůstatek evoluce hvězdy) identifikoval anglický astronom Paul Murdin v souhvězdí Labutě v roce 1971. V roce 1992 byly v datech pořízených Hubblovým 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 přesnějšímu určení Hubblovy 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. nalezeny první galaktické černé díry – obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Dnes víme, že tato monstra má ve svém středu většina galaxií. Spekulovalo se i o možné existenci extrémně malých, tzv. primordiálních černých děr, takové objekty ale nebyly nalezeny. Dlouhou dobu se hovořilo i o možnosti výskytu černých děr středních hmotností, tj. desítek až stovek hmotností Slunce. Takové černé díry byly detekovány relativně nedávno, dokonce v okamžiku svého vzniku, kdy splynou dvě kolem sebe obíhající černé díry menších hmotností. Přitom vznikne detekovatelný záblesk gravitačních vlnGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO.. První taková událost byla zachycena detektorem gravitačních vln LIGOLIGO – Laser Interferometry Gravitational-Wave Observatory, největší světový interferometr pro hledání gravitačních vln s délkou ramen 4 km. Postaveny jsou dva velké detektory stejného typu, jeden v Livingstonu a druhý v Hanfordu (USA). Oba velké přístroje doplňuje dvoukilometrový interferometr v Hanfordu. Frekvenční rozsah detektoru je od 10 Hz do 10 kHz. Detektor byl uveden do provozu v roce 2002. Od roku 2010 do roku 2015 probíhala kompletní rekonstrukce, jejímž cílem bylo výrazné zvýšení citlivosti přístroje. První přímá detekce gravitačních vln se podařila 14. září 2015. Za první dva roky po rekonstrukci bylo zachyceno pět prokazatelných signálů a jeden statisticky málo průkazný. v roce 2015.

První objevená  černá díra Cyg X1 s mapkou polohy

Umělecká vize první objevené černé díry Cyg X1 s mapkou polohy. Zdroj: ESA.

Černá díra nemá vlasy

Původní Schwrazschildovo řešení pro sféricky symetrickou nerotující a nenabitou černou díru bylo později rozšířeno o další řešení: Kerrovu rotující nenabitou černou díru, Reissnerovu-Nordströmovu nerotující nabitou černou díru a nejobecnější možnou černou díru – Kerrovu-Neumannovu rotující nabitou černou díru. Teoreticky se černé díry mohou lišit pouze třemi veličinami: hmotností, momentem hybnostiMoment hybnosti – veličina popisující rotační pohyby těles. Jde o vektorový součin hybnosti tělesa se spojnicí počátku souřadnicové soustavy a tělesa (radiusvektorem). Velikost momentu hybnosti je rovna součinu hmotnosti tělesa, rychlosti tělesa, vzdálenosti tělesa od počátku souřadnic a sinu úhlu mezi radiusvektorem a směrem rychlosti. Při dané rychlosti a hmotnosti je moment hybnosti maximální pro kruhový pohyb a minimální (nulový) pro radiální pohyb od nebo ke středu soustavy (úhel v definičním vztahu je nulový). a nábojem. Ať už černá díra vznikla jakýmkoli způsobem a z jakkoli složitého rozložení látky nejrůznějšího původu, bude výsledkem gravitačního kolapsu objekt pamatující si jediné tři parametry ze života svých předchůdců. Vžité sousloví pro tento fakt „černá díra nemá žádné vlasy“ použil v tištěné podobě poprvé v roce 1973 Archibald Wheeler ve slavné učebnici obecné relativity Gravitation (autory jsou Misner, Thorne, Wheeler, podle počátečních písmen autorů se této učebnici říká MTW). V pozdějším rozhovoru ale Wheeler za původního autora sousloví označil izraelského fyzika Jacoba Bekensteina. Ve vesmíru nejsou makroskopické objekty s celkovým nenulovým elektrickým nábojem a všechny objevované černé díry jsou typově Kerrovy černé díry charakterizované jen svou hmotností a momentem hybnosti.

Umělecká vize cesty k obří galaktické Kerrově černé díře. Černá díra je obklopena horkým prachovým torem, který je zobrazen červeně. V těsném okolí je žlutý plynný akreční disk. Plyn se zahřívá vnitřním třením při postupném pádu do černé díry a slouží jako zdroj energie pro centrální galaktický motor. Uvolňovaná energie uniká z černé díry v podobě dvou výtrysků urychlených částic a záření. Zdroj: Harvard.

Černé díry s vlasy a parukou

V roce 2011 ukázal kanadský fyzik řeckého původu Stefanos Aretakis, že v případě, kdy je extremální černá díra ponořena do skalárního pole, nemusí být stav černé díry určen jen třemi základními parametry (hmotou, momentem hybnosti a nábojem). Toto zásadní tvrzení si zaslouží podrobnější vysvětlení. Nejprve si povíme, co to znamená extremální černá díra. Obdobně jako se tělesa nemohou pohybovat nadsvětelnou rychlostí, nemůže se černá díra otáčet libovolně rychle a dokonce ani nemůže mít libovolně velký elektrický náboj. Pro černou díru dané hmotnosti existuje maximální možný moment hybnosti (točivost) a maximální možný elektrický náboj. Za extremální se považuje taková černá díra, u níž se alespoň jedna veličina (točivost či náboj) blíží extremální hodnotě. V praxi jde samozřejmě jen o točivost, pozorované černé díry elektrický náboj nemají. Druhou částí Aretakisova tvrzení je fakt, že se tato extremální černá díra musí otáčet ve skalárním poli. Takových polí zná fyzika celou řadu, například pole Higgsovo, které se ale rychle rozpadá a není vhodným kandidátem. Roli skalárního pole může hrát okolní temná hmota a celá řada částic resp. polí (v kvantovém světě jde o jedno a to samé) za hranicí standardního modelu elementárních částic. Pokud je tedy černá díra ponořena do nějakého takového skalárního pole, bude její chování určené nejen hmotností, točivostí a nábojem, ale ještě další veličinou, které se začalo říkat Aretakisův náboj. V lednu 2021 publikovala skupina tří amerických teoretiků (Lior Burko, Gaurav Khanna a Subir Sabharwal) důkaz, že stejnou roli jako skalární pole mohou sehrát některé typy poruch gravitačního pole na horizontu černé díry. Výsledkem je, že mohou existovat extremální černé díry se stejnou hmotností, momentem hybnosti a nábojem, které se budou navenek lišit podle historie jejich vzniku. V případě, že tato odlišnost bude jen dočasná, hovoříme o tom, že „černá díra má paruku“.

Experimentálně lze takové „vlasy“ či „paruku“ černé díry rozpoznat. Při splynutí dvou černých děr, ale i při pouhém pohlcení hvězdy černou dírou, by ve spektru gravitačních vln, které jsou nejintenzivnější v okamžiku splynutí, měly existovat drobné píky způsobené monofrekvenčními gravitačními vlnami – právě tyto monofrekvenční píky jsou podpisem „vlasů“ černé díry, protože se jednotlivé černé díry liší jejich polohou a množstvím. Okamžik splynutí dvou černých děr, při němž je vyslán relativně intenzivní gravitační signál, by měl být experimentálně zajímavý pro hledání podpisu Aretakisova náboje či skalárních fluktuací gravitačního pole v blízkosti horizontu. Není vyloučeno, že by obdobné monochromatické píky (píky na konkrétních oddělených frekvencích) mohly zanechávat skalární částice/pole asociované s temnou hmotou. Výzkum temné hmoty a částic za hranicí standardního modelu by tak získal dalšího pomocníka v podobě analýzy gravitačních vln přicházejících k nám ze slučování černých děr či pádů jiných objektů do nich.

xxx

Hustota energie skalárního pole po určité době otáčení extremální černé díry pro různé úhly α mezi osou rotace díry a směrem momentu hybnosti skalárního pole. Zdroj: Numerické simulace [2].

Videoklip na závěr

V následujícím klipu je znázorněn pád hvězdy do galaktické černé díry. Hvězda je v těsné blízkosti roztrhána 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 jednotlivá vlákna padají po spirále do černé díry. V okolí černé díry se nakonec vytvoří akreční disk svítící v celém oboru spektra včetně nejenergetičtější rentgenové části. Extrémní ohřev disku zapříčiněný vnitřním třením způsobí tok materiálu do vnějších oblastí, jakousi obdobu slunečního větruSluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou Sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v cm3. Částice vylétávající v polárním směru mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země. Pojmenování sluneční vítr pochází od amerického astronoma Eugena Parkera.. Celý jev má dočasný charakter, odhaduje se, že rentgenový záblesk může trvat maximálně několik let. Skalární část poruch gravitačního pole může způsobit chování centrální černé díry dočasně odlišné od Kerrova prototypu. Černá díra by měla na chvíli získat „vlasyׅׅ“, tedy jakousi paruku. Její přítomnost se projeví charakteristickými píky ve spektru gravitačních vln vyslaných při závěrečné fázi pádu hvězdy do černé díry.

Počítačová animace pádu hvězdy do obří černé díry. Zdroj: NASA GSFC/CI Lab.

Odkazy

Valid HTML 5Valid CSS

Aldebaran Homepage