Sciencemag.cz
Doporučujeme
První černá díra, která byla objevena v kulové hvězdokupě přímým pozorováním jejího gravitačního působení.
Astronomové využívající přístroj MUSE, který pracuje ve spojení s dalekohledem ESO/VLT na observatoři Paranal v Chile, objevili v nitru hvězdokupy NGC 3201 stálici s velmi podivným chováním. Zdá se, že obíhá kolem černé díry asi čtyřikrát hmotnější než Slunce, která by tak mohla být první neaktivní černou dírou nalezenou v kulové hvězdokupě a první objevenou na základě přímého pozorování gravitačního působení. Tento významný objev má zásadní dopad na naše chápání formování tohoto typu hvězdokup, černých děr a původu jevů doprovázených emisí gravitačních vln.
Kulové hvězdokupy (Globular star clusters) jsou mohutnými sférickými uskupeními desetitisíců hvězd a vyskytují se ve většině galaxií. Patří k nejstarším známým systémům hvězd ve vesmíru a jejich vznik je datován do samotných počátků vývoje galaxií. V současnosti je v naší Galaxii známo více než 150 kulových hvězdokup.
Jedna z nich, nesoucí označení NGC 3201 a na obloze ležící v jižním souhvězdí Plachty (Vela), byla nedávno zkoumána s použitím přístroje MUSE a dalekohledu ESO/VLT (Very Large Telescope) na observatoři Paranal v Chile. Mezinárodní vědecký tým objevil, že jedna z hvězd [1] v této hvězdokupě se chová poněkud neobvykle – s periodou 167 dní se pohybuje směrem k nám a od nás rychlostí několik stovek tisíc kilometrů za hodinu [2].
Vedoucí autor článku Benjamin Giesers (Georg-August-Universität Göttingen, Německo) byl chováním hvězdy opravdu zaskočen: „Hvězda obíhá kolem něčeho, co je naprosto neviditelné a co přitom musí vážit čtyřikrát více než Slunce – takže to může být jedině černá díra! První černá díra, která byla objevena v kulové hvězdokupě přímým pozorováním jejího gravitačního působení.“
Vztah mezi černými děrami (black holes) a kulovými hvězdokupami je důležitý, ale dosud obestřený tajemstvím. Vzhledem k hmotnosti a značnému stáří těchto hvězdokup se předpokládá, že se v nich vytvořilo značné množství černých děr hvězdné hmotnosti (stellar-mass black holes) – vznikaly během vývoje kupy následkem exploze a kolapsu v závěrečné fázi života hmotných hvězd [3], [4].
Přístroj MUSE astronomům dává unikátní možnost měřit pohyby tisíců vzdálených hvězd najednou. Tímto objevem se týmu poprvé podařilo v srdci kulové hvězdokupy detekovat přítomnost neaktivní černé díry – tedy takové, která v současnosti nepohlcuje žádnou hmotu a není proto obklopena zářícím diskem plynu. Na základě měření pohybu hvězdy, která krouží kolem černé díry zachycená její enormní gravitací, byli vědci schopni odhadnout hmotnost černé díry.
Na základě pozorovaných vlastností hvězdy vědci určili, že se jedná o stálici o hmotnosti asi 0,8 Slunce. Hmotnost druhé tajemné složky tohoto systému pak určili na 4,36 hmotností Slunce – téměř jistě se tedy jedná o černou díru [6].
Nedávná pozorování rádiových a rentgenových zdrojů v kulových hvězdokupách, stejně jako zachycení gravitačních vln vytvořených při sloučení dvou černých děr o hvězdné hmotnosti, naznačují, že tyto relativně malé černé díry mohou být v kulových hvězdokupách mnohem početnější, než se dříve myslelo.
Benjamin Giesers dodává: „Do nedávné doby se předpokládalo, že téměř všechny černé díry by se z kulových hvězdokup měly rychle vytratit. Systém, jako je tento, by v podstatě neměl existovat! To však zřejmě není pravda – naše pozorování je první přímou detekcí gravitačního působení černé díry hvězdné hmotnosti v kulové hvězdokupě. Tento objev pomůže pochopit proces formování kulových hvězdokup a vývoje černých děr v binárních systémech – což je velmi důležité především v kontextu chápání zdrojů gravitačních vln.“
Převzato ze stránek Hvězdárny Valašské Meziříčí
Poznámky
[1] Objevená hvězda je hvězdou hlavní posloupnosti (main sequence) v závěrečném stádiu vývoje. Jelikož již spotřebovala většinu dostupného vodíkového paliva, je na cestě stát se rudým obrem (red giant). [2] V současnosti probíhá rozsáhlá přehlídka 25 kulových hvězdokup patřících k naší Galaxii s pomocí přístroje MUSE a podporou konsorcia MUSE. Astronomům přinese rozsáhlý katalog spekter hvězd (600 až 27 000 pro každou sledovanou hvězdokupu). V rámci výzkumu bude prováděna také analýza radiálních rychlostí jednotlivých hvězd – tedy rychlostí, jakými se stálice pohybují k nám nebo od nás. Na základě informace o radiální rychlosti je možné spočítat dráhy hvězd a také vlastnosti hmotných objektů, kolem kterých případně obíhají. [3] Vzhledem k tomu, že v kulových hvězdokupách neprobíhá tvorba hvězd, staly se černé díry hvězdných hmotností brzy nejhmotnějšími objekty, které zde můžeme najít. Obecně jsou černé díry v kulových hvězdokupách asi čtyřikrát hmotnější než okolní hvězdy. Současné teorie dospěly k závěru, že černé díry vznikají v hustém jádře hvězdokupy, které se následně oddělí od zbytku hmoty hvězdokupy. Předpokládá se, že pohyby objektů v jádře následně vedou k vyvržení černých děr a po miliardách let by jich zde mělo zůstávat jen málo. [4] Černé díry o hvězdné hmotnosti – někdy označované jako kolapsary (collapsars) – vznikají v závěrečné fázi vývoje hmotné hvězdy, která kolabuje silou vlastní gravitace a exploduje jako silná supernova (hypernova). Pozůstatkem tohoto procesu je černá díra, kterou tvoří většina hmoty původní hvězdy. Její hmotnost se tak může pohybovat od několika Sluncí po několik desítek Sluncí. [5] Jelikož černé díry – díky enormní gravitaci – nemůže opustit žádné světlo, je primární metodou jejich detekce pozorování v rádiovém a rentgenovém oboru elektromagnetického záření. To pochází z horké hmoty, která černou díru obklopuje. Pokud však černá díra s hmotou nijak neinteraguje a neakumuluje ji, pak ani nezáří, jako v tomto případě. Proto je černá díra označována jako neaktivní a neviditelná. V takovém případě je pro její nalezení potřeba použít jiné metody. [6] Protože nezářící objekt v binárním systému nelze přímo pozorovat, je zde ještě jiné možné vysvětlení (ačkoliv mnohem méně přesvědčivé). Mohlo by se jednat o trojhvězdný systém, který tvoří dvě těsně vázané neuronové hvězdy, kolem kterých obíhá pozorovaná hvězda. Tato varianta však vyžaduje, aby obě těsně vázané hvězdy měly hmotnost alespoň dvou Sluncí, a takový dvojhvězdný systém dosud nebyl pozorován.
