Gwiazdowa czarna dziura
Gwiazdowa czarna dziura[1] – czarna dziura powstająca w wyniku kolapsu grawitacyjnego masywnej gwiazdy (o masie większej niż ok. 20 M☉).
Kiedy wewnątrz gwiazdy o masie przynajmniej 20 ~ 150 razy większej od masy Słońca zaczyna kończyć się wodór, rozpoczyna się jej agonia. W jądrze najpierw zużywany jest hel, potem kolejne, coraz cięższe pierwiastki. Kiedy gwiazda zaczyna zużywać żelazo, reakcja jądrowa wymaga już dostarczania energii z zewnątrz, nie produkuje nadwyżki energetycznej, przez co gwiazda nie jest już w stanie wytworzyć dość energii, aby przeciwdziałać zapadaniu się pod wpływem własnej grawitacji. Podczas potężnej eksplozji, nazywanej supernową, spowodowanej gwałtownym spadkiem ciśnienia między szybko zapadającym się jądrem a napuchniętym płaszczem, a także utratą stabilności mechanicznej, następuje emisja ogromnej ilości energii (równej w przybliżeniu takiej, jaką wydziela cała galaktyka w ciągu sekundy) i spora część materii gwiazdowej ucieka. W środku pozostaje żelazne jądro, które nie przestaje się zapadać i tworzy gwiazdę neutronową utrzymywaną w stabilności mechanicznej dzięki zakazowi Pauliego dla fermionów (neutronów). Jej nazwa pochodzi stąd, że przemiany spowodowane grawitacją mają miejsce już na poziomie atomowym – elektrony zbijają się z protonami w neutrony, które bardzo ciasno upakowują się obok siebie. Jeżeli masa obiektu jest dość wielka i takie reakcje nie wystarczą, to również takie ciało nie wytrzymuje własnego ciężaru i zapada się do granic możliwości, w wyniku czego powstaje czarna dziura.
Czarne dziury mogą powstawać także dzięki zapadnięciu się supermasywnych gwiazd bez towarzyszącego wybuchu supernowej. Jądra tego typu gwiazd w niektórych przypadkach (liczba ta szacowana jest na ok. 20% wszystkich potencjalnych supernowych) zapadają się tak szybko, że uniemożliwiają ucieczkę fotonów i gwiazda zmienia się bezpośrednio w czarną dziurę, "znikając" z widzialnego Wszechświata. Spekuluje się, że tego typu implozje mogą być wykryte dzięki emisji neutrin[2].
W naszej Galaktyce znajduje się szereg obiektów które mogą być gwiazdowymi czarnymi dziurami (tzw. Black Hole Candidates, BHC), wszystkie należą do rentgenowskich układów podwójnych:
| Nazwa | Masa BHC (M☉) | Masa towarzysza BHC (M☉) | Okres orbitalny (dni) | Odległość od Ziemi(ly) | Koordynaty |
|---|---|---|---|---|---|
| HR 6819/QV Telescopii[3][4] | ≥4,2 | 5,0 | 40,33 | 1100 | 18:17:07 −56:01:245 |
| A0620-00/V616 Mon | 11 ± 2 | 2,6−2,8 | 0,33 | około 3500 | 06:22:44 −00:20:45 |
| GRO J1655-40/V1033 Sco | 6,3 ± 0,3 | 2,6−2,8 | 2,8 | 5000−11000 | 16:54:00 −39:50:45 |
| XTE J1118+480/KV UMa | 6,8 ± 0,4 | 6−6,5 | 0,17 | 6200 | 11:18:11 +48:02:13 |
| Cygnus X-1 | 11 ± 2 | ≥18 | 5,6 | 6000−8000 | 19:58:22 +35:12:06 |
| GRO J0422+32/V518 Per | 4 ± 1 | 1,1 | 0,21 | około 8500 | 04:21:43 +32:54:27 |
| GS 2000+25/QZ Vul | 7,5 ± 0,3 | 4,9−5,1 | 0,35 | około 8800 | 20:02:50 +25:14:11 |
| V404 Cygni | 12 ± 2 | 6,0 | 6,5 | około 10000 | 20:24:04 +33:52:03 |
| GX 339-4/V821 Ara | 5−6 | 1,75 | około 15000 | 17:02:50 −48:47:23 | |
| GRS 1124-683/GU Mus | 7,0 ± 0,6 | 0,43 | około 17000 | 11:26:27 −68:40:32 | |
| XTE J1550-564/V381 Nor | 9,6 ± 1,2 | 6,0−7,5 | 1,5 | około 17000 | 15:50:59 −56:28:36 |
| 4U 1543-475/IL Lupi | 9,4 ± 1,0 | 0,25 | 1,1 | około 24000 | 15:47:09 −47:40:10 |
| XTE J1819-254/V4641 Sgr | 7,1 ± 0,3 | 5-8 | 2,82 | 24000 - 40000[5] | 18:19:22 −25:24:25 |
| GRS 1915+105/V1487 Aql | 14 ± 4,0 | ~1 | 33,5 | około 40000 | 19:15;12 +10:56:44 |
| XTE J1650-500 | 9,7 ± 1,6[6] | , | 0,32[7] | około 8500 | 16:50:01 −49:57:45 |
Przypisy edytuj
- ↑ Bogusz Kinasiewicz. Skąd wiadomo, że to, co widzimy, jest czarną dziurą?. „Foton”, s. 5, 2004. Instytut Fizyki Uniwersytetu Jagiellońskiego w Krakowie. ISSN 1234-4729. [dostęp 2013-09-08].
- ↑ Lili Yang, Cecilia Lunardini, Revealing local failed supernovae with neutrino telescopes, „arXiv”, DOI: 10.48550/arXiv.1103.4628, arXiv:1103.4628v1 [astro-ph.CO] (ang.).
- ↑ Instrument ESO znalazł najbliższą względem Ziemi czarną dziurę [online], ESO, 6 maja 2020 [dostęp 2020-05-06] (ang.).
- ↑ Rivinius, T.; Baade, D.; Hadrava, P.; Heida, M.; Klement, R.. A naked-eye triple system with a nonaccreting black hole in theinner binary. „Astronomy & Astrophysics”, 2020. [dostęp 2020-05-06]. (ang.).
- ↑ Jerome A. Orosz i inni, A Black Hole in the Superluminal source SAX J1819.3-2525 (V4641 Sgr), „The Astrophysical Journal”, 555 (1), 2001, DOI: 10.1086/321442, arXiv:astro-ph/0103045v1 (ang.).
- ↑ Nickolai Shaposhnikov, Lev Titarchuk, Determination of Black Hole Masses in Galactic Black Hole Binaries using Scaling of Spectral and Variability Characteristics, „The Astrophysical Journal”, 699 (1), 2009, s. 453-468, DOI: 10.1088/0004-637X/699/1/453, arXiv:0902.2852v1 [astro-ph.HE] (ang.).
- ↑ Jerome A. Orosz i inni, Orbital Parameters for the Black Hole Binary XTE J1650–500, „The Astrophysical Journal”, 616 (1), 20 listopada 2004, s. 376-382 (ang.).