Przeczytaj
Warto przeczytać
Czarne dziuryCzarne dziury to obiekty o pewnej masie skupionej w bardzo niewielkiej przestrzeni, które ze względu na ich własną grawitację, przyciągają wszystko wokół, łącznie ze światłem, i już nigdy nie wypuszczają zgromadzonej materii. Dzieje się tak, gdy masę skupimy w promieniu mniejszym od promienia Schwarzschilda. Jest to promień charakterystyczny, stowarzyszony z każdą masą:
gdzie – stała grawitacji, – masa, – prędkość światła w próżni.
Promień Schwarzschilda określa sferę wokół danej masy , po przekroczeniu której grawitacja masy jest tak silna, że żadne inne ciało ani promieniowanie nie opuści tej sfery. Na przykład nasze Słońce o masie = 1,989 · 10Indeks górny 3030 kg, ma promień Schwarzschilda = 2950 m. Oznacza to, że Słońce ściśnięte do kuli o promieniu mniejszym od stałoby się czarną dziurą. Promień Schwarzschilda dla Jowisza – największej planety Układu Słonecznego, wynosi zaledwie 2,82 metry, a dla Ziemi niecałe 9 milimetrów. Każdy obiekt, którego promień jest mniejszy niż promień Schwarzschilda definiowany jest jako czarna dziura, której horyzont zdarzeńhoryzont zdarzeń ma promień równy promieniowi Schwarzschilda. Więcej o czarnych dziurach przeczytasz w e‑materiale „Gwiazdy neutronowe i czarne dziury”.
Czarne dziury dzieli się na:
te o wielkości zbliżonej do mas gwiazd oraz
na znacznie masywniejsze od gwiazd, rzędu milionów mas Słońca.
Głównym problemem obserwowania takich obiektów jest to, że nie świecą, a jedynie pochłaniają otaczającą materię i światło. To, co astronomowie obserwują w kosmosie to właśnie promieniowanie elektromagnetyczne, którego czarne dziury nie emitują i nie odbijają. Z tego powodu nie można ich obserwować bezpośrednio. Z kolei różnice w powstawaniu czarnych dziur sprawiają, że poszukuje się ich w różnych regionach kosmosu i stosuje się różne metody ich badania.
Supermasywnych czarnych dziur szuka się w centrach galaktyk. Najnowsze modele galaktyk zakładają, że w każdej galaktyce istnieje taka czarna dziura, jednak nie zawsze potrafimy ją zaobserwować. Najłatwiej jest odkryć i analizować czarne dziury w galaktykach aktywnych. Aktywność ta zazwyczaj związana jest z emisją dużej ilości energii w centrum galaktyki, wynikającą z obecności tam czarnej dziury. Emisja energii jest wynikiem akrecjiakrecji (opadania w wyniku działania grawitacji) ogromnych ilości materii na czarną dziurę. Widocznym dla astronomów efektem tej akrecji jest emitowana ogromna ilość energii w przestrzeń kosmiczną. Energia ta jest wielokrotnie większa, niż energia emitowana przez gwiazdy. Niektóre odległe radiogalaktyki wyrzucają z centrum świecące, wysokoenergetyczne strugi materii rozciągające się na setki tysięcy lat świetlnych. Strugi te nazywane są jetami (czyt. dżetami). Jest to skupiony strumień materii wyrzucany z relatywistycznymi prędkościami z biegunów jądra galaktyki. Jety zawsze wyrzucane są wzdłuż osi prostopadłej do płaszczyzny dysku wytworzonego z akreującej materii wokół czarnej dziury. Takie zjawisko przedstawia fotografia na Rys. 1.
Obecnie intensywne prace nad metodami poszukiwania czarnych dziur doprowadziły do powstania naziemnego obserwatorium dedykowanego temu problemowi. The Event Horizon Telescope (EHT) to 8 radioteleskopów rozmieszczonych na Ziemi. Przy pomocy tego wieloelementowego obserwatorium zaobserwowano cień czarnej dziury w środku galaktyki M87 w 2019 roku (Rys. 2.). Był to pierwszy bezpośredni wizualny dowód istnienia czarnej dziury w bardzo odległej galaktyce aktywnej.
W naszej Galaktyce – Drodze Mlecznej – też znajduje się supermasywna czarna dziura, mimo że Droga Mleczna jest galaktyką spokojną. Potrafimy z Ziemi obserwować ruch gwiazd w jej centrum (Rys. 3.). Dzięki dokładnej analizie ruchów gwiazd znajdujących się w centrum Galaktyki można wnioskować o obecności czarnej dziury, którą nazwano Sagittarus A* (od nazwy gwiazdozbioru, w którym jest zlokalizowana – łac. Sagittarius - Strzelec). Gwiazdy w centrum bardzo szybko poruszają się wokół ciemnego centralnego punktu. Dzięki wyliczeniom bazującym na III prawie Keplera wiadomo, ile wynosi masa niewidocznego obiektu centralnego, wokół którego krążą gwiazdy. Z wyliczeń tych wynika, że jedyne ciało, które ma tak ogromną masę w tak niewielkiej objętości to supermasywna czarna dziura. Szacuje się, że SgrA* ma masę ponad 4 milionów mas Słońca. Jej promień może mieć około 0,06 au (ang. astronomical unit oznacza jednostkę astronomiczną) czyli dziewięć milionów kilometrów.
Gwiazdy poruszające się wokół centrum Galaktyki często mają silnie spłaszczone orbity. W pobliżu tego centrum osiągają więc ogromne prędkości rzędu tysięcy kilometrów na sekundę. Ponadto zaobserwowano bezpośrednio jak chmura gazu w swoim ruchu wokół środka Galaktyki, zbliża się do horyzontu zdarzeń SgrA* na tyle blisko, że znacząco zmieniła swój kształt pod wpływem silnego pola grawitacyjnego. Tego typu obserwacje świadczą o obecności czarnej dziury.
Podsumowując:
Supermasywnych czarnych dziur poszukuje się w centrach galaktyk, analizując dokładnie ruch świecącej materii w tych regionach, oraz dokładnie badając aktywność centrów tych galaktyk. Na podstawie takich obserwacji wnioskuje się o obecności czarnej dziury i wyznacza się jej masę (Rys. 4.).
Na symulacji czarny obszar w środku to cień czarnej dziury; jest on znacznie większy od rzeczywistych rozmiarów obiektu. Żółtoczerwone pasma wokół cienia obrazują dysk akrecyjny. Przebieg pasm jest zniekształcony, ponieważ promieniowanie materii z dysku zostało „zsoczewkowkowane” przez czarną dziurę - jej pole grawitacyjnie silnie zakrzywia bieg promieni. Górne i dolne pasmo dysku to tak naprawdę obraz dysku zza czarnej dziury – dolne pasmo to tylna część dysku, jaką widzielibyśmy od dołu, a górne pasmo to dysk jakim widzielibyśmy go od góry.
Problem jest znacznie większy, gdy chcemy znaleźć czarną dziurę o masie porównywalnej z masą gwiazdy. Przestrzeń międzygwiazdowa jest olbrzymią pustką. Odległości między gwiazdami są bardzo duże. Jeżeli w przestrzeni znajduje się czarna dziura, która nie emituje promieniowania, to prawdopodobieństwo, że znajdzie się obok niej gwiazda, której tor zostanie zakrzywiony wskutek działania grawitacji czarnej dziury, jest znikome. Są dwie główne metody poszukiwania i badania czarnych dziur o stosunkowo małej masie, porównywalnej z masą gwiazd.
Jedną z tych metod jest mikrosoczewkowanie grawitacyjne (Rys. 5.). Zdarza się, że czarna dziura praktycznie przecina linię łączącą Ziemię z odległym świecącym obiektem - gwiazdą lub galaktyką. Powoduje to krótkotrwałe silne zakrzywienie światła biegnącego ku Ziemi, a światło trafiające w obręb horyzontu zdarzeń pochłaniane jest całkowicie. Obiekt w charakterystyczny sposób gwałtownie zmienia swoją jasność. Czasami zdarza się również, że obraz galaktyki znajdującej się za czarną dziurą zostaje na krótki czas zniekształcony – rozmywa się w łuk świetlny (Rys. 6.).
Bardzo dokładnie analizując zmianę pojaśnienia obiektu w tle oraz sposób, w jaki obraz obiektu zostaje zniekształcony, możemy oszacować rozmiar czarnej dziury. Takie obliczenia wymagają jednak bardzo precyzyjnych, dokładnych pomiarów jasności obiektu tła i matematycznej analizy tej zmienności. Metoda ta pozwala wykryć różnego rodzaju ciała, które nie świecą, lecz ma kilka wad:
jest to zjawisko krótkotrwałe i niepowtarzalne,
ciemny obiekt taki jak czarna dziura musi znajdować się na linii pomiędzy obserwatorem, czyli Ziemią, a świecącym w tle ciałem,
trzeba mieć obserwacje porównawcze tego fragmentu nieba, aby zauważyć charakterystyczną zmianę jasności.
Oczywiście soczewkowanie grawitacyjne może odbywać się też na masywnych obiektach, takich jak galaktyki. Takie zjawisko często fotografowane jest przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a. Pole grawitacyjne masywnej czarnej dziury znajdującej się w centrum jakiejś galaktyki, zakrzywia promieniowanie biegnące w stronę obserwatora od dalszych galaktyk. W efekcie na zdjęciu dalekiego nieba widzimy zniekształcony obraz galaktyk, na przykład rozciągniętych w łuk (Rys. 6.).
Wiele gwiazd na niebie jest związanych ze sobą grawitacyjnie. Obracają się one wokół wspólnego środka masy. Znacząca część gwiazd jest w tzw. układach podwójnych. Gwiazdy znajdujące się w takim układzie ewoluują trochę inaczej niż w przypadku gwiazd pojedynczych. Często zdarza się, że masywny składnik bardzo ciasnego układu podwójnego, który miał początkową masę ponad 20 mas Słońca, szybko przejdzie przez etapy ewolucji i zapadnie się do niewielkiej objętości kończąc w ten sposób życie gwiazdy jako czarna dziura. Drugi składnik tego układu cały czas poddawany jest działaniu pola grawitacyjnego swojego kompana. Część masy z drugiego składnika będzie transportowana na tak powstałą czarną dziurę. Jeżeli transfer przebiegać będzie spokojnie, to wokół czarnej dziury wytworzy się dysk akrecyjny, który będzie świecić. Świecenie materii wynika z intensywnego nagrzewania się tej materii związanego ze zwiększaniem jej prędkości wokół czarnej dziury oraz utratą energii potencjalnej. Jeżeli transfer masy jest dynamiczny, przebiega bardzo szybko, to pomiędzy dużą gwiazdą a czarną dziurą wytworzy się rozbłysk. Obserwacja czarnych dziur w układach podwójnych jest trochę podobna do analizy supermasywnych czarnych dziur w galaktykach aktywnych. W obu przypadkach materia spadająca na czarną dziurę świeci w postaci dysku lub wystrzeliwana jest w postaci wysokoenergetycznych jetów i właśnie to zjawisko możemy zaobserwować (Rys. 7.).
Obecnie często odkrywane są czarne dziury w układach podwójnych, dzięki rozgrzewającemu się dyskowi akrecyjnemu. Ogólnie szacuje się, że jest ponad 100 milionów niewielkich czarnych dziur w Drodze Mlecznej. Świadczy to o tym, że jest to dość powszechny obiekt we Wszechświecie. Skoro odkrywa się dużo czarnych dziur w układach podwójnych, to prawdopodobnie podobna ilość czarnych dziur porusza się pojedynczo niezauważona w Galaktyce.
Mimo tego, że nie potrafimy bezpośrednio i dokładnie analizować czarnych dziur tak, jak materii świecącej w kosmosie, to astronomowie są pewni istnienia takich obiektów. Pytanie, na które astronomowie próbują znaleźć odpowiedź związane jest z rozmiarami czarnych dziur. Znane są czarne dziury o wielkościach gwiazd oraz supermasywne czarne dziur w centrach galaktyk. Jednak do tej pory nie odkryto czarnej dziury o masie pośredniej, czyli na przykład mającej kilkadziesiąt tysięcy mas Słońca.
Słowniczek
(ang. black hole) – obiekt, obszar czasoprzestrzeni, o pewnej masie ściśniętej w bardzo małej przestrzeni, posiadający jedynie pole grawitacyjne.
(ang. event horizon) – matematycznie zdefiniowana powierzchnia określana jako granica czarnej dziury. Po przekroczeniu horyzontu zdarzeń nie da się opuścić czarnej dziury.
(ang. accretion) - opadanie materii na powierzchnię ciała niebieskiego w wyniku działania grawitacji tego ciała. Zjawisku może towarzyszyć wydzielanie energii w postaci promieniowania w wyniku utraty energii potencjalnej materii.