Gwiazdowa czarna dziura

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj

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 neutrino[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
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[3] 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 [4] , 0,32[5] 16:50:01 -49:57:45

Przypisy

  1. 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]. 
  2. Lili Yang, Cecilia Lunardini: Revealing local failed supernovae with neutrino telescopes arXiv:1103,4628v1 (ang.)
  3. Orosz et al, A Black Hole in the Superluminal source SAX J1819,3-2525 (V4641 Sgr) Preprint
  4. Scientists Discovered the Smallest Black Hole
  5. Orosz, J,A, et al, (2004) ApJ 616,376-382,[1], Volume 616, Issue 1, pp, 376-382,

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]