Czarne dziury.pdf

2007-11-22 Jarosław Chrostowski

Jasna strona czarnych dziur

S Ģ czarne, g ħ ste, trudne do zauwa Ň enia i zawsze siej Ģ zniszczenie. Oto obraz czarnych dziur

wykreowany przez literatur ħ SF i media. Krótko mówi Ģ c: same bzdury.

Zazwyczaj czarne dziury funkcjonuj Ģ w naszej Ļ wiadomo Ļ ci jako kwintesencja zła,

wpisanego w prawa fizyki naszego wszech Ļ wiata. Utkane z samej czasoprzestrzeni, kryj Ģ si ħ

w jej zakamarkach, by znienacka zaatakowa ę przelatuj Ģ c Ģ w pobli Ň u materi ħ , przybieraj Ģ c Ģ

niekiedy – do Ļę pechowo – form ħ astronauty. Ów obraz czarnych dziur, aczkolwiek do Ļę

romantyczny, jest jednak bardzo uproszczony. Zgadza si ħ z wiedz Ģ naukow Ģ , ale t Ģ sprzed

ładnych kilkudziesi ħ ciu lat. Współczesna fizyka wyró Ň nia kilka rodzajów czarnych dziur, z

którymi zwi Ģ zane s Ģ ró Ň norodne i skomplikowane procesy fizyczne. Ich pobie Ň ne omówienie

wymagałoby całej ksi ĢŇ ki. Z tego powodu medialny stereotyp czarnych dziur spróbujemy

zburzy ę za pomoc Ģ obiektów tylko jednego typu. Przyjrzymy si ħ władcom czarnych dziur –

gigantom licz Ģ cym od setek tysi ħ cy do dziesi Ģ tków miliardów mas Sło ı ca. S Ģ to tzw.

supermasywne czarne dziury, oznaczane skrótem SMBH (Supermassive Black Hole).

ĺ ródgalaktyczne monstra

Najbli Ň sza nam supermasywna czarna dziura, Sagittarius A*, znajduje si ħ w j Ģ drze Drogi

Mlecznej, w odległo Ļ ci ok. 26 tysi ħ cy lat Ļ wietlnych od Ziemi. Sk Ģ d wiemy, jak masywny jest

ów obiekt? W ci Ģ gu ostatnich kilkunastu lat astronomowie obserwowali ruch 200 gwiazd w

jego pobli Ň u. Zarejestrowane zachowanie gwiazd mo Ň na było wytłumaczy ę tylko wtedy,

gdyby w centrum Drogi Mlecznej kryło si ħ monstrum o masie 3,7 ± 0,2 mln mas Sło ı ca. Przy

okazji namierzono rekordzistk ħ pod wzgl ħ dem zbli Ň enia do Sagittariusa A*: okazała si ħ ni Ģ

gwiazda S0-16, która przeleciała zaledwie 45 jednostek astronomicznych od centrum,

poruszaj Ģ c si ħ przy tym z zawrotn Ģ pr ħ dko Ļ ci Ģ 12 000 km/s!

Materia spadaj Ģ ca na supermasywn Ģ czarn Ģ dziur ħ tworzy wokół niej wir, tzw. dysk

akrecyjny. Cz Ģ stki tego wiru, przyspieszane niemal do pr ħ dko Ļ ci Ļ wiatła, emituj Ģ

promieniowanie o coraz wi ħ kszych energiach i w rezultacie okolica czarnej dziury jest

Ņ ródłem olbrzymich dawek promieniowania, zwłaszcza rentgenowskiego. W przestrzeni

kosmicznej Ņ ródłem tego promieniowania s Ģ m.in. kwazary i j Ģ dra aktywnych galaktyk, w

których, jak si ħ przypuszcza, znajduj Ģ si ħ wła Ļ nie supermasywne czarne dziury.

W porównaniu do innych SMBH, czarna dziura w centrum Drogi Mlecznej wydaje si ħ do Ļę

spokojna. Niektóre obserwacje astronomiczne sugeruj Ģ jednak, Ň e w j Ģ drze naszej galaktyki

mogło niedawno doj Ļę do rozerwania i „połkni ħ cia” gwiazdy. Z symulacji komputerowych

wynika, Ň e gdyby czarna dziura rozerwała gwiazd ħ rozmiarów czerwonego olbrzyma i

wyprodukowała w pobli Ň u horyzontu dysk akrecyjny, rezultatem byłby intensywny strumie ı

protonów, poruszaj Ģ cych si ħ z pr ħ dko Ļ ciami bliskimi c i emitowanych przez kilka tysi ħ cy lat.

Oddziaływałby on z g ħ stym gazem w pobli Ň u, a to prowadziłoby do emisji promieniowania o

energiach rz ħ du teraelektronowoltów. I takie wła Ļ nie Ņ ródło promieniowania odkryto

niedawno w centrum Drogi Mlecznej.

Zdolno Ļę czarnych dziur do generowania olbrzymich dawek promieniowania wykorzystano

do oszacowania liczby SMBH w obserwowalnej cz ħĻ ci Wszech Ļ wiata. U Ň yto w tym celu

dwóch kosmicznych teleskopów: Chandra i Hubble'a. Ten pierwszy działa w zakresie

rentgenowskim, wyłapuje wi ħ c promieniowanie, które powinno by ę emitowane z dysków

akrecyjnych. Porównanie Ņ ródeł emisji rentgenowskiej ze zdj ħ ciami w Ļ wietle widzialnym,

wykonanymi za pomoc Ģ teleskopu Hubble'a, pozwoliło stwierdzi ę , Ň e obiekty te w wielu

przypadkach pokrywały si ħ z obrazami odległych o miliardy lat Ļ wietlnych galaktyk.

Poniewa Ň liczb ħ tych ostatnich potrafimy w miar ħ oceni ę , liczb ħ supermasywnych czarnych

dziur dost ħ pnych dzi Ļ naszym obserwacjom oszacowano na ok. 300 milionów. Przy okazji

stwierdzono, Ň e aby po Ň re ę mas ħ odpowiadaj Ģ c Ģ milionom mas Sło ı ca i zacz Ģę wytwarza ę

promieniowanie rentgenowskie, SMBH potrzebuje ok. 700 milionów lat. W skali

geologicznej to mo Ň e nie mgnienie oka, ale i tak niezbyt długo.

Supermasywn Ģ czarn Ģ dziur ħ nietrudno wi ħ c dostrzec z odległo Ļ ci nawet miliardów lat

Ļ wietlnych. Lecz aktywny obiekt tego typu zaznacza sw Ģ obecno Ļę nie tylko

promieniowaniem – cz ħ sto wytwarza dwie naprawd ħ wyra Ņ ne „strzałki”. S Ģ nimi tzw. d Ň ety,

czyli strugi materii, wystrzeliwane z okolic biegunów czarnej dziury. Za ich istnienie jest w

zasadzie odpowiedzialne to samo zjawisko, które… pozwala utrzyma ę równowag ħ na

rowerze. I tu, i tu mamy do czynienia z momentem p ħ du. Materia spadaj Ģ ca na czarn Ģ dziur ħ

kr ĢŇ y wokół niej z coraz wi ħ kszymi pr ħ dko Ļ ciami i w rezultacie czarna dziura musiałaby

ci Ģ gle zwi ħ ksza ę szybko Ļę wirowania. Tak si ħ jednak nie dzieje. Cz ħĻę materii jest bowiem

transportowana nad horyzontem ku biegunom, sk Ģ d nast ħ pnie zostaje wystrzelona w kosmos

z pr ħ dko Ļ ciami zbli Ň onymi do pr ħ dko Ļ ci Ļ wiatła – tak czarna dziura pozbywa si ħ nadmiaru

momentu p ħ du (gdy wi ħ c, czytelniku, nast ħ pnym razem wsi Ģ dziesz na rower, z nale Ň ytym

respektem potraktuj utrzymuj Ģ ce ci ħ na nim prawa fizyki).

W rzeczywisto Ļ ci proces powstawania d Ň etów nie jest jednak a Ň tak prosty jak tu opisano, bo

zaanga Ň owane jest tu m.in. pole magnetyczne czarnej dziury i wiele ró Ň nych oddziaływa ı .

Mo Ň na jednak powiedzie ę , Ň e supermasywna czarna dziura jest niezwykle efektywnym

„urz Ģ dzeniem”, zamieniaj Ģ cym ruch obrotowy (materii w dysku) w ruch liniowy (cz Ģ stek w

d Ň etach). Rezultaty tego procesu s Ģ imponuj Ģ ce: d Ň ety wystrzeliwane z j Ģ dra galaktyki NGC

6251 przez licz Ģ c Ģ miliard mas Sło ı ca czarn Ģ dziur ħ maj Ģ długo Ļę ok. 1,5 miliona lat

Ļ wietlnych. W ka Ň d Ģ ze stron, co daje struktur ħ rozci Ģ gaj Ģ c Ģ si ħ na 3 miliony lat Ļ wietlnych –

dystans ponad dziesi ħę razy wi ħ kszy od Ļ rednicy Drogi Mlecznej!

Cie ı niewidocznego

Je Ļ li jaki Ļ obiekt manifestuje swoj Ģ obecno Ļę na odległo Ļ ciach liczonych w milionach lat

Ļ wietlnych, raczej nie mo Ň na go uwa Ň a ę za trudny do zauwa Ň enia. Niestety, widzimy

wówczas nie sam Ģ czarn Ģ dziur ħ , a materi ħ z jej najbli Ň szej okolicy. Czy zatem samej

galaktycznej czarnej dziury naprawd ħ nie wida ę ? Ale Ň sk Ģ d! ĺ wiec Ģ ca wokół niej materia

tworzy przecie Ň jasne tło i nic nie stoi na przeszkodzie, aby Ļ my mogli zobaczy ę czarn Ģ dziur ħ

– w dokładnie taki sam sposób, w jaki widzimy nasz cie ı . Astronomowie ju Ň dzi Ļ szukaj Ģ

cienia SMBH w Drodze Mlecznej. Próbuj Ģ tego dokona ę za pomoc Ģ wielu radioteleskopów,

działaj Ģ cych w zakresie fal radiowych o długo Ļ ci milimetra i krótszych, sprz ħŇ onych ze sob Ģ

metodami interferencyjnymi. Gwarantuje to uzyskanie du Ň ej rozdzielczo Ļ ci k Ģ towej, która w

powstaj Ģ cych instrumentach powoli zbli Ň a si ħ do wymaganej do bezpo Ļ redniego

zaobserwowania naszej SMBH. Mo Ň na zatem przypuszcza ę , Ň e pierwsza fotografia czarnej

dziury zostanie wykonana w ci Ģ gu najbli Ň szych kilku lat.

Supermasywne czarne dziury nie s Ģ zatem tak czarne, jakby sugerowała ich nazwa. Odbiegaj Ģ

od stereotypu tak Ň e innym parametrem: g ħ sto Ļ ci Ģ . Decyduj Ģ cy o rozmiarach sferycznej

czarnej dziury tzw. promie ı Schwarzschilda – odległo Ļę horyzontu zdarze ı od Ļ rodka obiektu

– jest wielko Ļ ci Ģ wprost proporcjonaln Ģ do masy. Natomiast g ħ sto Ļę jest odwrotnie

proporcjonalna do obj ħ to Ļ ci sferycznej czarnej dziury. Jak wiemy, obj ħ to Ļę kuli to tak Ň e

funkcja promienia, lecz a Ň w trzeciej pot ħ dze. Zatem im wi ħ ksza czarna dziura, tym rzadsza,

bo promie ı Schwarzschilda ro Ļ nie znacznie wolniej od obj ħ to Ļ ci. W rezultacie dostatecznie

szalony przedstawiciel której Ļ z naprawd ħ wysoko zaawansowanych cywilizacji mógłby si ħ

pokusi ę o wykorzystanie zawarto Ļ ci supermasywnych czarnych dziur do… wypełniania

balonów atmosferycznych. Byłoby to – przynajmniej teoretycznie – sensowne, bo g ħ sto Ļę

materii najwi ħ kszych czarnych dziur mo Ň e by ę mniejsza nawet od g ħ sto Ļ ci powietrza.

Los astronautów w pobli Ň u supermasywnej czarnej dziury tak Ň e nie byłby a Ň tak niemiły,

jakby si ħ z pozoru wydawało (przynajmniej na pocz Ģ tku). W przypadku małej czarnej dziury,

o masie – powiedzmy – 8 mas Sło ı ca, siły pływowe rozerwałyby nas najprawdopodobniej ju Ň

w odległo Ļ ci kilkuset km od Ļ rodka obiektu (horyzont w tym przypadku znajdowałby si ħ w

odległo Ļ ci zaledwie 24 km od centrum). W przypadku SMBH horyzont zdarze ı jest jednak Ň e

w du Ň ej odległo Ļ ci od Ļ rodka czarnej dziury i siły pływowe działaj Ģ ce na załog ħ nie byłyby

Ļ miertelne nawet w chwili jego przekraczania. Szacuje si ħ , Ň e zakrzywienie czasoprzestrzeni

przy horyzoncie czarnej dziury w j Ģ drze Drogi Mlecznej jest zaledwie dwadzie Ļ cia razy

wi ħ ksze od zakrzywienia czasoprzestrzeni wywołanego obecno Ļ ci Ģ Ziemi, a tego ostatniego

nie jeste Ļ my przecie Ň nawet w stanie wyczu ę . Dopiero pó Ņ niej, w pobli Ň u Ļ rodka czarnej

dziury, sytuacja astronauty mogłaby si ħ znacznie pogorszy ę . Mogłaby, gdy Ň w zasadzie nikt

nie wie, co napotkamy pod horyzontem czarnej dziury.

Nie taki władca straszny

Wydawałoby si ħ , Ň e takie monstrum jak SMBH niepodzielnie włada czasoprzestrzeni Ģ i nie

ma si ħ czego obawia ę . Ponownie daliby Ļ my si ħ zwie Ļę pozorom. Supermasywne czarne

dziury tkwi Ģ bowiem w j Ģ drach galaktyk, a te – jak wiemy cho ę by po przykładzie Drogi

Mlecznej – cz ħ sto uczestnicz Ģ w kolizjach. W wyniku takiej kolizji SMBH mo Ň e zosta ę

wyrzucona z j Ģ dra własnej galaktyki. Spor Ģ szans ħ na bycie takim „czarnym

supersamotnikiem” ma odległy o 3 mld lat Ļ wietlnych kwazar HE0450-2958, gigant o masie

400 milionów mas Sło ı ca. Kwazary to w zasadzie j Ģ dra wielkich, odległych galaktyk.

Problem w tym, Ň e HE0450-2958 nie ma Ň adnej galaktyki. W odległo Ļ ci ok. 20 tys. lat

Ļ wietlnych od niego znajduje si ħ natomiast galaktyka, w której zachodz Ģ intensywne procesy

formowania gwiazd – efekt, którego nale Ň ałoby si ħ spodziewa ę po galaktycznej kolizji.

Wydaje si ħ wi ħ c, Ň e ok. 100 milionów lat temu HE0450-2958 została wyrzucona z j Ģ dra

macierzystej galaktyki z pr ħ dko Ļ ci Ģ ok. 300 km/s, prawdopodobnie wskutek efektu „katapulty

grawitacyjnej” – tego samego mechanizmu, który wykorzystujemy do przyspieszania naszych

sond kosmicznych w polach grawitacyjnych planet (inna, wci ĢŇ brana pod uwag ħ mo Ň liwo Ļę ,

to prowadz Ģ ca do odrzutu anizotropowa, gwałtowna emisja fal grawitacyjnych przez czarn Ģ

dziur ħ – a wi ħ c naturalny silnik grawitacyjny).

Najbardziej zaskakuj Ģ c Ģ cech Ģ supermasywnych czarnych dziur jest jednak fakt, Ň e potrafi Ģ

sprzyja ę nie tylko zniszczeniu, ale równie Ň kreacji. W j Ģ drze Drogi Mlecznej odkryto

pier Ļ cie ı jasnych gwiazd o niewielkiej masie, kr ĢŇĢ cych w odległo Ļ ci zaledwie jednego roku

Ļ wietlnego od Sagittariusa A*. Obecne analizy pozwalaj Ģ odrzuci ę mo Ň liwo Ļę , Ň e gwiazdy te

przew ħ drowały w pobli Ň e czarnej dziury z dalszych rejonów (byłby to tzw. scenariusz

migracji). Znacznie bardziej prawdopodobny jest wariant, Ň e g ħ sto Ļę materii w dysku

akrecyjnym jest wystarczaj Ģ ca, aby przezwyci ħŇ y ę siły pływowe czarnej dziury. W rezultacie

materia kondensuje, prowadz Ģ c do narodzin gwiazd. Sagittarius A* nie tylko gwiazdy po Ň era,

lecz równie Ň produkuje – i to w niezłej liczbie, ocenia si ħ bowiem, Ň e w pier Ļ cieniu znajduje

si ħ około 10 tysi ħ cy gwiazd. Niektóre z nich podczas zbli Ň e ı do czarnej dziury mog Ģ nawet

dosta ę „grawitacyjnego kopniaka” i uzyska ę pr ħ dko Ļę dostatecznie du ŇĢ , aby opu Ļ ci ę

galaktyk ħ (pr ħ dko Ļę ucieczki z Drogi Mlecznej szacuje si ħ na 300 km/s w odległo Ļ ci 50

kiloparseków od centrum). Odkryto ju Ň kilka takich gwiazd, okre Ļ lanych jako HVS

(Hipervelocity Star), poruszaj Ģ cych si ħ z pr ħ dko Ļ ciami dochodz Ģ cymi do 700 km/s w

odległo Ļ ciach 55-75 kiloparseków od centrum. Mamy wi ħ c przekonuj Ģ ce wskazówki, Ň e

Sagittarius A* potrafi rozsiewa ę gwiazdy nie tylko w obr ħ bie swojej galaktyki, ale tak Ň e poza

ni Ģ .

Siewcy Ň ycia

Na tym si ħ nie ko ı czy. Ciepły gaz, unosz Ģ cy si ħ znad supermasywnych czarnych dziur, mo Ň e

wywiewa ę w przestrze ı kosmiczn Ģ ci ħŇ sze pierwiastki, takie jak w ħ giel czy tlen. Tak

zachowuje si ħ czarna dziura w galaktyce NGC 4051, gdzie Ņ ródło materii znajduje si ħ w

odległo Ļ ci zaledwie 2000 promieni Schwarzschilda od centrum SMBH (w tym przypadku jest

to odległo Ļę pi ħ ciokrotnie wi ħ ksza od odległo Ļ ci Neptuna od Sło ı ca). Z opadaj Ģ cej na czarn Ģ

dziur ħ materii 2-5% ulatuje w kosmos z pr ħ dko Ļ ciami dochodz Ģ cymi do 6-7 mln km/h.

Wydmuchiwany z okolic galaktycznych czarnych dziur pył mo Ň e zawiera ę nie tylko ci ħŇ kie

pierwiastki, ale nawet minerały. Niedawno w otoczeniu kwazara PG2112+059

zaobserwowano Ļ lady sugeruj Ģ ce obecno Ļę krystalicznych krzemianów, na Ziemi

wyst ħ puj Ģ cych zazwyczaj jako składniki piachu czy marmurów (ba, doszukano si ħ nawet

Ļ ladu... rubinów!). Materia ta trafia do mi ħ dzygwiezdnych obłoków, z których z czasem

kondensuj Ģ gwiazdy i planety.

Okazuje si ħ zatem, Ň e cz ħĻę materii niezb ħ dnej do powstania Ň ycia pochodzi nie tylko z

wybuchów supernowych, lecz jest równie Ň rezultatem aktywno Ļ ci obiektów do niedawna

kojarzonych wył Ģ cznie z niszczeniem. Wplecione w struktur ħ czasoprzestrzeni zło okazuje si ħ

mie ę drug Ģ , tym razem jasn Ģ stron ħ .

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: