Przeskocz do treści

Delta mi!

Loading

Prosto z nieba

Czarna dziura rozmiaru M

Michał Bejger

o artykule ...

  • Publikacja w Delcie: lipiec 2017
  • Publikacja elektroniczna: 30 czerwca 2017
  • Autor: Michał Bejger
    Notka biograficzna: Profesor Centrum Astronomicznego im. Mikołaja Kopernika PAN. Członek zespołu naukowego Virgo (Virgo-POLGRAW), który w lutym 2016 r. odkrył fale grawitacyjne.
  • Wersja do druku [application/pdf]: (51 KB)

Czarne dziury są, być może, najdziwniejszymi obiektami badań współczesnej astrofizyki. W geometrycznym opisie grawitacji Alberta Einsteina każda masa zakrzywia (ugina) czasoprzestrzeń tym mocniej, im jest większa i bardziej "skoncentrowana" w jednym miejscu. Zwarte obiekty, to znaczy takie, dla których stosunek masa-promień jest duży, są źródłami lokalnie większego zakrzywienia...

Zwartość, definiowana jako |η= 2GM/Rc2 jest maksymalna dla czarnej dziury, dla której wynosi 1 niezależnie od jej rozmiaru. Zależność ta definiuje także promień horyzontu (promień Schwarzschilda) - każdy bardziej zwarty obiekt o tej samej masie znajduje się już wewnątrz horyzontu czarnej dziury, czyli jest z definicji nieobserwowalny. Czarna dziura jest zatem "niematerialna" dla obserwatora na zewnątrz horyzontu: jest niezależna od własności materii znajdującej się wewnątrz horyzontu. Do jej opisu wystarczy jedynie znać parametry geometryczne, z których dedukuje się odpowiadającą jej masę M. Promień horyzontu czarnej dziury o masie Słońca wynosi jedynie 2,95 km.

Najbliższe czarnym dziurom relatywistyczne kuzynki - gwiazdy neutronowe - mają, w zależności od przyjętego promienia wynoszącego około 10-15 km, |η około 0,3-0,5. Dla porównania, |η Słońca to 4,25 | ⋅10−6, a Ziemi  −9 |1,4 ⋅10 . Mimo że wartości te są małe, efekty wykrzywionej czasoprzestrzeni obserwuje się jako ugięcia torów światła odległych gwiazd przechodzących w pobliżu Słońca bądź jako konieczność wprowadzania poprawek do newtonowskich rozwiązań orbit satelitów wykorzystywanych w GPS.

Znane astronomom czarne dziury można podzielić na dwie kategorie: obiekty "gwiazdowe" o masach kilku-kilkunastu M , wykrywane podczas obserwacji promieniowania rentgenowskiego w naszej Galaktyce, oraz supermasywne czarne dziury znajdujące się w centrach galaktyk, ważące miliony lub nawet miliardy M ( "nasza" supermasywna czarna dziura waży "zaledwie" |4⋅106M , zmieściłaby się zatem z powodzeniem wewnątrz orbity Merkurego). Ponadto przewiduje się istnienie dziur o masach pośrednich (intermediate-mass black hole, IMBH) od 100 do |10000M , jednak do tej pory nie przedstawiono niezbitych dowodów obserwacyjnych potwierdzających tę hipotezę.

©wikipedia

Symulacja zdarzenia GW150914. Niedawna obserwacja fal grawitacyjnych GW150914 pochodzących z zapadnięcia się układu podwójnego czarnych dziur o masach około 30Mb dowodzi natomiast, że mogą istnieć miejsca, w których powstają gwiazdowe czarne dziury dużo masywniejsze niż te z naszej Galaktyki.

Ciemne ciała, takie jak czarne dziury, wykrywa się poprzez ich oddziaływanie z okoliczną materią np. w czasie akrecji gazu w układzie podwójnym, lub obserwując ruch gwiazd w ich otoczeniu. Niedawne badania gromady kulistej 47 Tucanæ dostarczają pośrednich dowodów na istnienie czarnej dziury o masie około 2200M . 47 Tucanæ jest gromadą gwiazd położoną w odległości 13000 lat świetlnych od Ziemi; jest prawie tak stara jak Wszechświat (12 miliardów lat) i składa się z tysięcy gwiazd stłoczonych w kuli o promieniu 120 lat świetlnych. Oprócz gwiazd zawiera także ponad dwadzieścia pulsarów radiowych.

Poszukiwania czarnych dziur w gromadzie 47 Tucanæ w sposób opisany powyżej zakończyły się niepowodzeniem - gromada składa się ze starych gwiazd i nie zawiera wiele swobodnego gazu, który mógłby rozgrzewać się i świecić w pobliżu czarnej dziury, centrum gromady jest natomiast zbyt gęsto wypełnione gwiazdami, by można było wykryć podejrzany ruch którejś z nich. Przejawy istnienia średniomasywnej czarnej dziury znaleziono podczas analizy ruchu gwiazd całej gromady, porównując go z symulacjami numerycznymi: masywniejsze gwiazdy znajdują się przeważnie bliżej centrum gromady, mają więc więcej szans na oddziaływanie z czarną dziurą. Bliskie spotkanie tego typu może czasami skutkować efektem "grawitacyjnej procy", to znaczy wyrzuceniem niektórych gwiazd na znaczne odległości z nieprzeciętnie dużymi prędkościami, co widać w rozkładzie prędkości składników gromady. W podobny sposób zachowują się też wspomniane wcześniej radiopulsary. Odległość od centrum gromady niektórych z nich jest większa niż w modelach, w których nie uwzględniono czarnej dziury.

Dlaczego czarne dziury o masach pośrednich są ciekawe? Najprawdopodobniej są przysłowiowym "brakującym ogniwem" w ewolucji od pierwotnych czarnodziurowych zarodzi o masie zbliżonej do gwiazdowej, które powstały we wczesnym Wszechświecie, do czarnych dziur wagi ciężkiej spoczywających obecnie w centrach galaktyk.