Pozorování černých děr

Akreční disky a relativistické jety (výtrysky)

Pozorování akrečních disků a jejich elektromagnetické emise není stoprocentním důkazem o tom, zda pozorujeme černou díru, neboť se těmito disky obklopují i neutronové hvězdy či bílí trpaslíci a jejich elektromagnetické spektrum je podobné. Akreční disk je však dobrým vodítkem při hledání černých děr, jelikož při objevu akrečního disku je velká šance, že se vytvořil právě kolem černé díry. Navíc obří akreční disky, které svými rozměry vylučují přítomnost bílého trpaslíka či neutronové hvězdy, bývají většinou ukazateli na supermasivní černé díry (například v centrech většiny galaxií).

Představa autora obrázku zachycuje binární systém černé díry a hvězdy hlavní posloupnosti. Černá díra „přetahuje“ materiál hvězdy, z něhož se pak vytváří akreční disk, který generuje elektromagnetickou emisi. Patrný je relativistický jet (výtrysk)
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)

Eliptická galaxie M87 s relativistickým výtryskem plazmatu
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)

Relativistické jety jsou výtrysky plazmatu z center některých aktivních galaxií (zejména z rádiových galaxií a kvasarů), jejichž délka dosahuje až stovky světelných let. Protože ke vzniku takto silných plazmatických výtrysků je potřeba velké množství energie, předpokládá se, že jety jsou „poháněny“ rotujícími černými dírami.

Silné elektromagnetické emise

Rentgenové a gama záření ještě stoprocentně nedokazuje přítomnost černé díry, avšak je dobrým vodítkem, neboť snadno proniká skrze materiál mlhovin či akrečních disků. Po dlouhodobějším pozorování zdroje lze však učinit některé závěry. Vykazuje-li spektrum nepravidelnosti v podobě záblesků, jedná se s největší pravděpodobností o neutronovou hvězdu nebo bílého trpaslíka. To je dáno tím, že relativisticky se pohybující částice dopadají na kompaktní povrch a uvolňují tak energii v podobě gama nebo rentgenových fotonů.

Vznik elektromagnetické emise z akrečního disku černých děr
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)

Na druhou stranu, je-li spektrum pravidelné (bez záblesků), jedná se o černou díru, neboť černá díra nemá hmotný pevný povrch a k nárazu částic nemůže docházet. Emise rentgenového a gama záření z akrečních disků černých děr je založeno na odlišném principu. Materiál během spirálovitého pohybu směrem ke gravitačnímu centru ztrácí gravitační potenciální energii a část z této potenciální energie se přemění vzájemným třením materiálu na teplo. Tím se akreční disk zahřívá. Při dosažení teploty několika miliónů kelvinů emituje rentgenové a gama záření.

Na Zemi pozorujeme záření s gravitačním a dopplerovským rudým posuvem. Míru gravitačního rudého posuvu určuje poloha atomu, ze kterého je foton emitován. Míra dopplerovského posuvu je určena velikostí a směrem rychlosti vzhledem k pozorovateli v době emise. S ohledem na všechny atomy akrečního disku je výsledkem značně rozšířená spektrální čára, která nese informace o akrečním disku.

Díky tomu, že hodnota gravitačního posuvu je rozdílná v různých polohách akrečního disku vzhledem k pozorovateli a závisí na vzdálenosti emitujícího atomu od středu disku, můžeme z charakteru spektrálních čar usuzovat například na velikost disku.

Gravitační čočky

Gravitační čočka se vytvoří v případě, prochází-li světlo silným gravitačním polem nějakého velmi hmotného tělesa (černá díra, kupa galaxií).

Simulovaný pohled na Velké Magellanovo mračno skrz gravitační čočku
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)

Velmi hmotné těleso deformuje časoprostor, a tím zakřivuje i trajektorie světelných paprsků, což má za následek buď zesílení nebo zeslabení zdánlivého obrazu zdroje. Hlavní rozdíly mezi gravitační čočkou a optickou čočkou jsou dva. Za prvé, gravitační čočka nemá ohnisko, za druhé, k největšímu ohybu u gravitační čočky dochází poblíž středu čočky a k nejmenšímu ohybu na okrajích.

Princip ohybu světla gravitační čočkou
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)

Čtyři obrazy stejného zdroje v uskupení známém jako Einsteinův kříž
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)

Počítačová simulace gravitační čočky
(zdroj obrázku: en.wikipedia.org)

Pozorování těles obíhající možnou černou díru

Na těleso (hvězdu) tvořící binární systém s „kandidátem“ na černou dírou aplikujeme Keplerovy zákony. Můžeme tak zjistit hmotnosti obou těles, na jejichž základě můžeme rozhodnout, zda se jedná o černou díru, neutronovou hvězdu nebo bílého trpaslíka. Je-li hmotnost kandidáta vyšší než Chandrasekharova mez, a zároveň vyšší než Oppenheimerova-Landauova mez, jedná se s největší pravděpodobností o černou díru.

Kandidáti na černou díru

Cygnus X-1

Cygnus X-1 (zkráceně Cyg X-1) je asi nejznámějším současným kandidátem na černou díru. Byl objeven roku 1964 a nachází se v těsném binárním systému spolu s modrým veleobrem s označením HDE 226868 v souhvězdí Labutě. Jedná se o Zemi nejbližší černou díru s přibližnou vzdáleností 6 000 světelných let.

Cygnus X-1 v rentgenovém oboru
(zdroj obrázku: www.msfc.nasa.gov)

LMC X-1

LMC X-1 je vážný kandidát na černou díru ve Velkém Magellanově mračnu. Jde o silný rentgenový zdroj pocházející z dvojhvězdy. Jedna složka je pravděpodobně normální hvězda, druhou složku tvoří kompaktní průvodce. Z charakteru pohybu dvojhvězdy vyplývá, že kompaktní průvodce je s vysokou pravděpodobností černá díra s hmotností zhruba 5 M_S.