Aktuální číslo:

2017/12

Téma měsíce:

Kontakty

Nová kategorie černých děr ve vesmíru

Hledání „velikosti M“
 |  10. 12. 2009
 |  Vesmír 88, 776, 2009/12

Astronomové již přivykli tvrzení, že černé díry ve vesmírných objektech nejsou ničím příliš výjimečným. Jejich existence je dobře odůvodněna výsledky pozorování četných objektů (viz např. Vesmír 88, 24, 2009/1).

Černé díry se daří prokázat jak v dvojhvězdných soustavách (např. známý rentgenový zdroj Cygnus X-1 v souhvězdí Labutě), tak v jádrech cizích galaxií (např. v mohutné eliptické galaxii M87) či v naší Galaxii. U řady objektů se podařilo buď určit poměrně přesně hmotnost černé díry, nebo alespoň stanovit dolní mez hmotnosti, což je pro identifikaci nejpodstatnější. V některých případech známe i odhad rotačního momentu, který svědčí o historii černé díry (jak zachycovala hmotu ze svého okolí během kosmického vývoje a jak tím postupně svou rotaci zrychlovala, nebo naopak přibrzďovala).

Rozmanité vlastnosti černých děr

Potýkáme se pochopitelně se zásadní komplikací spočívající v tom, že kosmické černé díry nevydávají žádné vlastní světlo, zatímco astronomie získává prakticky veškeré údaje o vesmíru právě studiem světla – tedy elektromagnetického záření – přicházejícího do dalekohledů a zachyceného citlivými detektory. O rozmanitých vlastnostech vesmírných těles vypovídá nejen přímý snímek, který dokážeme pořídit pouze v určitých případech (když je objekt dostatečně rozlehlý a jasný), ale také další charakteristiky, jako je proměnnost světelné křivky, energetické rozdělení zachyceného signálu nebo jeho polarizace. Tvrzení o černých dírách se tudíž často spoléhají na zprostředkované informace, plynoucí ze znalosti komplikovaných zářivých procesů v těsném okolí černých děr, kde působí silná gravitace. Jde například o rychlý pohyb blízkých hvězd dosahující tisíců km/s nebo o intenzivní ohřívání a následné záření okolního plynu.

Vlastnosti černých děr a jejich interakcí s prostředím popisuje relativistická fyzika. Hmotnost černé díry je jedním z parametrů určujících, jak silně černá díra ovlivňuje své okolí a jak intenzivní efekty relativistické fyziky můžeme očekávat. Teorie ovšem neklade žádné apriorní omezení na možné rozmezí hmotností černých děr. Z pohledu Einsteinovy obecné relativity jsou černé díry prostě matematickým řešením rovnic, v nichž může hmotnost nabývat libovolně velkých hodnot. Dokonce může být i záporná. To však neznamená, že se hmotové spektrum černých děr realizované v přírodě opravdu rozprostírá přes všechny možné hodnoty, podobně jako normální hvězdy nabývají hmotnosti jen v určitém intervalu a s určitým rozdělením četností.

Díry středních hmotností dosud neznámé

V případě hvězd platí, že lehčí exempláře (vážící pouhý zlomek sluneční hmotnosti) jsou ve vesmíru běžnější, zatímco velmi hmotné hvězdy (desítky hmotností Slunce) bývají spíše vzácné. Černých děr je známo mnohem méně než zářících hvězd, a proto není statistika černých děr zdaleka tak dobře prozkoumána. Platí však, že rozdělení hmotností dnes známých černých děr má dvojí (bimodální) průběh. Pokles nastává v oblasti středních hmotností. To je dáno právě procesy vedoucími ke vzniku černých děr. Buď jsou černé díry pozůstatkem hvězd, které se v konečné fázi vývoje po vyčerpání svého jaderného paliva zhroutí do singularity, nebo jde o jádra galaxií, kde je velmi husté prostředí a černé díry se tvoří postupným nabalováním (akrecí) mezihvězdného plynu a slapovým trháním celých blízkých hvězd (obr. 1). V prvém případě mají černé díry hmotnosti srovnatelné s masivními hvězdami, tzn. v řádu několika Sluncí, nebo i několika desítek Sluncí.1) V druhém případě máme co do činění s mnohonásobně mohutnějšími, superhmotnými černými děrami, jejichž typické hmotnosti přesahují milion slunečních hmotností a leckdy dosahují i stovek milionů slunečních hmotností.

Naprosto neznámou je odpověď na otázku, zda je možná existence černých děr o středních hmotnostech, tedy v rozsahu několika stovek, tisíců až desetitisíců slunečních hmotností. Již delší dobu někteří teoretikové poukazují na možnost formování středně hmotných černých děr v centrech kulových hvězdokup. Teoretické úvahy a numerické výpočty na počítačích ukazují, že v těchto hvězdných soustavách působí určitá nestabilita, která vyvolává jejich postupné rozplývání v okrajových částech na úkor sbližování hvězd v jádru hvězdokupy (obr. 2). To může po čase přejít v kolaps jádra a vznik černé díry, v níž pak zmizí celá centrální část hvězdokupy. Pro přítomnost černých děr v jádrech některých starých hvězdokup hovoří například kategorie velmi rychlých hvězd v naší Galaxii. Původ těchto hvězd nebyl dosud dobře objasněn; jednou z možností je jejich urychlení a následné vystřelení z hvězdokupy v důsledku těsného přiblížení k černé díře. Potvrzení dosud hypotetické existence středně hmotných černých děr by poskytlo astronomům důležitou informaci o procesech, které mohou postupem doby vést také ke vzniku superhmotných černých děr.

Souvislost s mimořádně zářivými rentgenovými zdroji

V nedávné době zaznamenaly úvahy o těchto prostředních černých dírách nový posun, který souvisí s objevem nezvykle jasných rentgenových zdrojů. Obvykle se označují zkratkou ULX.2) Tyto objekty se nacházejí v cizích galaxiích, ne však přímo v jejich jádrech, nýbrž mimo ně. Na snímcích se jeví prakticky jako bodové, tzn. nerozlišitelné současnými přístroji (viz obr. 3). Několik exemplářů se podařilo rozeznat na rentgenových snímcích z družic Chandra a XMM-Newton, které dosahují dosud nejdokonalejších rozlišovacích schopností v rentgenovém oboru. Jaká však může být souvislost mezi extrémně jasnými rentgenovými zdroji a černými děrami?

Kosmické rentgenové objekty se obvykle vyskytují jako součást těsných dvojhvězd, v nichž plyn přetéká z méně husté primární složky na sekundární kompaktní složku. Tento přenos hmoty je vyvolán silnou gravitací kompaktního objektu. Přitom se plyn velmi zahřívá a rentgenově září. Jinou eventualitou jsou již zmiňovaná jádra aktivních galaxií, kde se plyn zahřívá při pádu do centra. Ohřev probíhá na úkor gravitační potenciální energie a podstatnou roli při něm hrají procesy magnetické rekonekce, protože i magnetická pole jsou ovlivněna působením černé díry a v její blízkosti se velmi bouřlivým způsobem přeskupují (viz Vesmír 87, 184, 2008/3). Jde tedy o dosti komplikovaný mechanismus, na jehož konci je řídké plazma zahřáté na miliony stupňů. Je však nepravděpodobné, že by některá z uvedených dvou variant černých děr, stelární a superhmotné, dokázala vysvětlit podstatu zdrojů nezvykle jasného rentgenového záření.

Tyto objekty se nacházejí zřetelně mimo jádro hostitelské galaxie, nemají tedy nic společného se superhmotnou černou dírou „sedící“ v galaktickém centru. Také interpretace pomocí známých stelárních procesů se jeví málo pravděpodobná. Na základě jednoduchého výpočtu je totiž patrné, že záření ULX je tak intenzivní, že jeho tlak mnohonásobně převyšuje gravitaci centra (Eddingtonovu mez3)). Není proto možné, že by mimořádné rentgenové záření mohlo být vyvoláno přetokem plynu z jedné složky dvojhvězdy na druhou, protože tlak produkovaného záření prostě takový přetok hmoty nedovolí a všechen plyn velmi rychle rozmetá do okolí.

Teoretici si všimli možného úniku z omezení  daného Eddingtonovou mezí. Její hodnota totiž závisí na hmotnosti gravitujícího objektu (ať už jde o hvězdu nebo o černou díru). Zdroje mimořádného záření by bylo možné vysvětlit obvyklými procesy akrece, pokud by centrálním tělesem byla černá díra o středně velké hmotnosti, tj. v řádu stovek až tisíců hmotností Slunce. Podpůrným argumentem je předpověděná teplota vydávaného záření, která v souhlasu s teorií narůstajících objektů klesá s rostoucí hmotností. Některé mimořádně rentgenově zářivé objekty mají vskutku ve svém spektru komponentu odpovídající teplotě někde uprostřed mezi velmi horkými akrečními disky kompaktních dvojhvězd a viditelně chladnějšími akrečními disky mimořádně hmotných černých děr v aktivních jádrech galaxií. Tudíž i hmotnost akreující černé díry by v nezvykle jasných rentgenových zdrojích měla být někde uprostřed, mezi typickými hvězdnými hmotnostmi a galaxiemi.

Vysvětlení podpořené spektrální analýzou přicházejícího záření

Novým a dosud patrně nejlepším příkladem objektu ULX, který by podle charakteru svého spektra mohl velmi dobře obsahovat černou díry s hmotností mírně převyšující 500 Sluncí, je nedávno pozorovaný zdroj ve spirální galaxii ESO 243-49. Podle nedávných měření, která provedl tým vedený S. A. Farrellem z Univerzity v Toulouse, přesahuje svítivost tohoto zdroje hodnotu 1042 erg/s, což více než 400násobně přesahuje Eddingtonovu mez pro stelární objekt o hmotnosti 20 Sluncí.

Objekt ULX v ESO 243-49 byl podle katalogu
identifikován se zdrojem označovaným jako J011028.1-460421. Jeho interpretace coby středně hmotné akreující černé díry je podpořena spektrální analýzou přicházejícího záření. I když to není jednoznačné vysvětlení, ostatní možnosti se jeví méně pravděpodobné. Jednou z diskutovaných alternativ by například mohla být záměna tohoto zdroje s objektem typu blazaru,4) kde velká intenzita rentgenového záření bývá způsobena výtryskem hmoty namířeným ve směru přesně k pozorovateli, tedy směrem k Zemi. V důsledku této neobyčejně příhodné orientace se nám blazary jeví jako velmi jasné. Dalším, méně pravděpodobným vysvětlením by mohla být i zcela náhodná projekce zdroje ULX na obraz galaxie, která s ním nemusí nijak fyzicky souviset. Takový souběh okolností se však zdá být velmi nepravděpodobný. Je tedy možné, že nově nalezený objekt představuje dosud marně hledanou kategorii černých děr ve velikosti „M“.

Literatura

S. A. Farrell et al.: An intermediate-mass black hole of over 500 solar masses in the galaxy ESO 243–249, Nature 460, 73–75, 2009

R. P. van der Marel: Intermediate-mass black holes in the Universe: A review of formation theories and observational constraints, in: Coevolution of Black Holes and Galaxies, Carnegie Observatories Astrophysics Series, Ed. L. C. Ho, Cambridge University Press 37–52, 2004

T. P. Roberts: X-ray observations of ultraluminous X-raysources, Astrophysics and Space Science 311, 203–212, 2007

Poznámky

1) Slunce má hmotnost 1,99 × 1030 kg.

2) Ultra-Luminous X-ray sources.

3) Eddingtonovou mezí se označuje největší možná svítivost, již může dosáhnout kosmické těleso. Za určitých předpokladů (např. o neměnnosti zářivého výkonu) se při Eddingtonově svítivosti vyrovnává gravitační přitažlivost směrem dovnitř s tlakem záření, který působí proti gravitaci. Při ještě větší, nadeddingtonovské svítivosti by tlak záření dokonce převládl. Svítivost našeho Slunce činí jen asi 10-4 této mezní svítivosti, avšak některé akreující kompaktní hvězdy dosahují mnohem vyšších hodnot.

4) Blazar je označení pro kosmický objekt, který výrazně září v ultrafialové, rentgenové nebo gama oblasti spektra. Je spojován se seupermasivními černými děrami v centrech galaxií. Blazary jsou jedním z energeticky nejintenzivnějších jevů ve vesmíru. Označení blazar poprvé použil astronom Ed Spiegel v roce 1978, když spojil názvy dvou typů blazarů – BL Lac a OVV kvasar.

Ke stažení

OBORY A KLÍČOVÁ SLOVA: Astronomie a kosmologie

O autorovi

Vladimír Karas

Prof. RNDr. Vladimír Karas, DrSc., (*1960) vystudoval matematickou fyziku na Matematicko-fyzikální fakultě UK v Praze. V Astronomickém ústavu AV ČR se zabývá relativistickou astrofyzikou a aktivními galaxiemi. Je spoluřešitelem projektu „Centrum Alberta Einsteina pro gravitaci a astrofyziku“ v Praze.

Doporučujeme

Tajemná „Boží země“ Punt

Tajemná „Boží země“ Punt uzamčeno

Břetislav Vachala  |  4. 12. 2017
Mnoho vzácného zboží starověkého Egypta pocházelo z tajemného Puntu, kam Egypťané pořádali časté obchodní výpravy. Odkud jejich expedice...
Hmyz jako dokonalý létací stroj

Hmyz jako dokonalý létací stroj

Rudolf Dvořák  |  4. 12. 2017
Hmyz patří k nejdokonalejším a nejstarším letcům naší planety. Jeho letové schopnosti se vyvíjely přes 300 milionů let a předčí dovednosti všech...
Hranice svobody

Hranice svobody uzamčeno

Stefan Segi  |  4. 12. 2017
Podle listiny základních práv a svobod, která je integrovaná i v Ústavě ČR, jsou „svoboda projevu a právo na informace zaručeny“ a „cenzura je...

Předplatným pomůžete zajistit budoucnost Vesmíru

Tištěná i elektronická
verze časopisu
Digitální archiv
od roku 1994
Speciální nabídka
pro školy a studenty

 

Objednat předplatné