24.6: Ushahidi wa Black Holes

Last updated
Save as PDF

Page ID: 176836

\( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)\(\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}\)

Malengo ya kujifunza

Mwishoni mwa sehemu hii, utaweza:

Eleza nini cha kuangalia wakati wa kutafuta na kuthibitisha uwepo wa shimo nyeusi la stellar
Eleza jinsi shimo nyeusi ni asili nyeusi lakini inaweza kuhusishwa na jambo luminous
Tofauti kati ya mashimo nyeusi ya stellar na mashimo nyeusi katika vituo vya galaxies

Nadharia inatuambia nini mashimo meusi yanafanana. Lakini je, kwa kweli zipo? Na tunaendaje kutafuta kitu ambacho ni miaka mingi ya mwanga mbali, tu kuhusu kilomita kadhaa kote (kama shimo la stellar nyeusi), na nyeusi kabisa? Inageuka kuwa hila si kutafuta shimo jeusi lenyewe bali badala yake kutafuta kile kinachofanya kwa nyota rafiki jirani.

Kama tulivyoona, wakati nyota kubwa sana zinaanguka, huacha nyuma ushawishi wao wa mvuto. Nini ikiwa mwanachama wa mfumo wa nyota mbili anakuwa shimo nyeusi, na rafiki yake anaweza kuishi kifo cha nyota kubwa? Wakati shimo jeusi linapotea kutoka kwa mtazamo wetu, tunaweza kuwa na uwezo wa kuthibitisha uwepo wake kutoka kwa mambo ambayo hufanya kwa rafiki yake.

Mahitaji ya Hole Nyeusi

Kwa hiyo, hapa ni dawa ya kutafuta shimo nyeusi: kuanza kwa kutafuta nyota ambayo mwendo wake (umeamua kutoka kwa mabadiliko ya Doppler ya mistari yake ya spectral) inaonyesha kuwa mwanachama wa mfumo wa nyota ya binary. Ikiwa nyota zote mbili zinaonekana, wala haliwezi kuwa shimo jeusi, kwa hiyo tahadhari yako kwenye mifumo hiyo tu ambapo nyota moja tu ya jozi inaonekana, hata kwa darubini zetu nyeti zaidi.

Kuwa asiyeonekana haitoshi, hata hivyo, kwa sababu nyota yenye kukata tamaa inaweza kuwa vigumu kuona karibu na glare ya rafiki mwenye kipaji au ikiwa imejaa vumbi. Na hata kama nyota haionekani, inaweza kuwa nyota ya neutroni. Kwa hiyo, lazima pia tuwe na ushahidi kwamba nyota isiyoonekana ina masi kubwa mno kuwa nyota ya neutroni na kwamba ni kitu kilichoporomoka—mabaki madogo mno ya nyota.

Tunaweza kutumia sheria ya Kepler (tazama Orbits na Gravity) na ujuzi wetu wa nyota inayoonekana kupima masi ya mwanachama asiyeonekana wa jozi. Kama masi ni kubwa kuliko\(M_{\text{Sun}}\) takriban 3, basi tunaweza kuona (au, kwa usahihi, si kuona) shimo nyeusi—kwa muda mrefu tunaweza kuhakikisha kitu kweli ni nyota iliyoanguka.

Ikiwa jambo linaanguka kuelekea kitu kikubwa cha mvuto wa juu, nyenzo hiyo imeharakisha kwa kasi. Karibu na upeo wa tukio la shimo nyeusi, jambo linasonga kwa kasi ambazo zinakaribia kasi ya mwanga. Kama atomi zinazunguka chaotically kuelekea tukio upeo wa macho, wao kusugua dhidi ya kila mmoja; msuguano wa ndani unaweza joto yao kwa joto ya milioni 100 K au zaidi. Suala hilo la moto hutoa mionzi kwa namna ya X-rays ya flickering. Sehemu ya mwisho ya dawa yetu, basi, ni kutafuta chanzo cha X-rays zinazohusiana na mfumo wa binary. Kwa kuwa mionzi ya eksirei haipenye anga ya Dunia, vyanzo hivyo vinapaswa kupatikana kwa kutumia darubini za eksirei angani.

Katika mfano wetu, gesi inayowaka inayozalisha chafu ya eksirei inatokana na nyota rafiki yake ya shimo nyeusi. Kama tulivyoona katika Death of Stars, nyota zilizo katika mifumo ya binary karibu zinaweza kubadilishana wingi, hasa kama mmoja wa wanachama anavyoongezeka kuwa giant nyekundu. Tuseme kwamba nyota moja katika mfumo wa nyota mbili imebadilika kuwa shimo jeusi na kwamba nyota ya pili inaanza kupanuka. Kama nyota hizo mbili hazipo mbali sana, tabaka za nje za nyota inayopanuka zinaweza kufikia mahali ambapo shimo jeusi lina nguvu zaidi ya mvuto juu yake kuliko tabaka za ndani za giant nyekundu ambazo angahewa ni mali yake. Anga ya nje kisha inapita katika hatua ya kutokuwa na kurudi kati ya nyota na kuanguka kuelekea shimo jeusi.

Mapinduzi ya pamoja ya nyota kubwa na shimo jeusi husababisha nyenzo kuanguka kuelekea shimo jeusi kuzunguka badala ya kuingia moja kwa moja ndani yake. Gesi inayoongezeka huzunguka shimo nyeusi katika pancake ya suala iitwayo disk accretion. Ni ndani ya sehemu ya ndani ya diski hii jambo hilo linazunguka juu ya shimo nyeusi kwa kasi kiasi kwamba msuguano wa ndani huipunguza hadi joto la X-ray-kutotoa (tazama sura thumbnail).

Njia nyingine ya kuunda disk ya accretion katika mfumo wa nyota ya binary ni kuwa na upepo wenye nguvu wa stellar unatoka kwa rafiki wa shimo nyeusi. Upepo huo ni tabia ya hatua kadhaa katika maisha ya nyota. Baadhi ya gesi ejected katika upepo kisha kati yake karibu kutosha kwa shimo nyeusi kuwa alitekwa na ndani ya disk (Kielelezo\(\PageIndex{1}\)).

alt — Kielelezo\(\PageIndex{1}\): Binary Black Hole. Rendition ya msanii huyu inaonyesha shimo jeusi na nyota (nyekundu). Kama mito ya mito kutoka nyota, huunda diski karibu na shimo nyeusi. Baadhi ya vifaa vya swirling karibu na shimo nyeusi huingizwa nje perpendicular kwa disk katika jets mbili nyembamba.

Tunapaswa kusema kwamba, kama mara nyingi hutokea, vipimo ambavyo tumekuwa tukizungumzia sio rahisi sana kama ilivyoelezwa katika vitabu vya utangulizi. Katika maisha halisi, sheria ya Kepler inatuwezesha kuhesabu masi tu ya pamoja ya nyota mbili katika mfumo wa binary. Ni lazima tujifunze zaidi kuhusu nyota inayoonekana ya jozi na historia yake ili kuhakikisha umbali wa jozi ya binary, ukubwa halisi wa obiti ya nyota inayoonekana, na jinsi obiti ya nyota hizo mbili inaelekea Dunia, jambo ambalo tunaweza kupima mara chache. Na nyota za neutroni zinaweza pia kuwa na diski za kuongezeka zinazozalisha eksirei, hivyo wanaastronomia wanapaswa kujifunza tabia za eksirei hizi kwa makini wakati wa kujaribu kuamua ni aina gani ya kitu kilicho katikati ya diski. Hata hivyo, mifumo kadhaa ambayo ina wazi mashimo nyeusi imepatikana sasa.

Ugunduzi wa Stellar-Mass Black Holes

Kwa sababu eksirei ni tracers muhimu ya mashimo meusi ambayo huwa na baadhi ya wenzake wa nyota kwa chakula cha mchana, utafutaji wa mashimo meusi ulipaswa kusubiri uzinduzi wa darubini za kisasa za eksirei katika anga. Vyombo hivi vinapaswa kuwa na azimio la kupata vyanzo vya X-ray kwa usahihi na hivyo kutuwezesha kufanana nao kwenye nafasi za mifumo ya nyota za binary.

Mfumo wa kwanza wa binary wa shimo nyeusi kugunduliwa huitwa Cygnus X-1 (angalia sura thumbnail). Nyota inayoonekana katika mfumo huu wa binary ni aina ya spectral O. vipimo vya mabadiliko ya Doppler ya mistari ya spectral ya nyota O inaonyesha kuwa ina rafiki asiyeonekana. X-rays inayotembea kutoka kwao inaonyesha sana kwamba rafiki ni kitu kidogo kilichoporomoka. Uzito wa rafiki asiyeonekana kuporomoka ni takriban mara 15 ule wa Jua. Kwa hiyo rafiki ni mkubwa mno kuwa ama kibete nyeupe au nyota ya neutroni.

Mifumo mingine kadhaa ya binary pia inakidhi masharti yote ya kuwa na shimo nyeusi. Jedwali\(\PageIndex{1}\) linaorodhesha sifa za baadhi ya mifano bora.

Jedwali\(\PageIndex{1}\): Baadhi ya Wagombea wa Black Hole katika Binary Star
Jina/Catalog Uteuzi ¹	Companion Star Spectral Aina	Kipindi cha Orbital (siku)	Black Hole Misa Makadirio (\(M_{\text{Sun}}\))
LMC X-1	O kubwa	3.9	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="wima align:katikati; "> 10.9
Cygnus X-1	O supergiant	5.6	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="wima align:katikati; "> 15
XTE J1819.3-254 (V4641 Sgr)	B kubwa	2.8	\ (M_ {\ maandishi {Jua}}\))” style="wima align:katikati; "> 6—7
LMC X-3	B mlolongo kuu	1.7	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="wima align:katikati; "> 7
4U1543-475 (IL Lup)	Mlolongo kuu	1.1	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="wima align:katikati; "> 9
GRO J1655-40 (V1033 Sco)	F subgiant	2.6	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="wima align:katikati; "> 7
GRAMU 1915+105	K kubwa	33.5	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="wima align:katikati; "> 14
GS202+1338 (V404 Cyg)	K kubwa	6.5	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="wima align:katikati; "> 12
XTE J1550-564	K kubwa	1.5	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="wima align:katikati; "> 11
A0620-00 (V616 Mwezi)	K kuu mlolongo	0.33	\ (M_ {\ maandishi {Jua}}\))” style="wima align:katikati; "> 9—13
H1705-250 (Nova Oph 1977)	K kuu mlolongo	0.52	\ (M_ {\ maandishi {Jua}}\))” style="wima align:katikati; "> 5—7
GRS1124-683 (Nova Mus 1991)	K kuu mlolongo	0.43	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="wima align:katikati; "> 7
GS2000+25 (QZ Vul)	K kuu mlolongo	0.35	\ (M_ {\ maandishi {Jua}}\))” style="wima align:katikati; "> 5—10
GRS1009-45 (Nova Vel 1993)	K kibete	0.29	\ (M_ {\ maandishi {Jua}}\))” style="wima align:katikati; "> 8—9
XTE J1118+480	K kibete	0.17	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="wima align:katikati; "> 7
XTE J1859+226	K kibete	0.38	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="wima align:katikati; "> 5.4
GRO J0422+32	M kibete	0.21	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="wima align:katikati; "> 4

Kulisha shimo Nyeusi

Baada ya nyota pekee, au hata moja katika mfumo wa nyota binary, inakuwa shimo jeusi, labda haliwezi kukua kubwa zaidi. Nje katika mikoa ya miji ya Milky Way Galaxy ambapo tunaishi (tazama Milky Way Galaxy), nyota na mifumo ya nyota ni mbali sana kwa nyota nyingine kutoa “chakula” kwa shimo nyeusi lenye njaa. Baada ya yote, nyenzo lazima zifikie karibu sana na tukio la upeo wa macho kabla ya mvuto ni tofauti yoyote na ile ya nyota kabla ya kuwa shimo jeusi.

Lakini, kama utaona, mikoa ya kati ya galaxi ni tofauti kabisa na sehemu zao za nje. Hapa, nyota na malighafi zinaweza kuunganishwa kabisa, na zinaweza kuingiliana mara nyingi zaidi kwa kila mmoja. Kwa hiyo, mashimo meusi katika vituo vya galaxi yanaweza kuwa na fursa nzuri zaidi ya kupata molekuli karibu ya kutosha kwa upeo wao wa tukio ili kuvuta. Mashimo nyeusi sio hasa juu ya kile “hula”: wanafurahia kula nyota nyingine, asteroids, gesi, vumbi, na hata mashimo mengine nyeusi. (Kama mashimo mawili nyeusi kuunganisha, wewe tu kupata shimo nyeusi na wingi zaidi na kubwa tukio upeo wa macho.)

Matokeo yake, mashimo meusi katika mikoa yenye msongamano yanaweza kukua, hatimaye kumeza maelfu au hata mamilioni ya nyakati wingi wa Jua. Uchunguzi wa msingi umetoa ushahidi wa kulazimisha kuwa kuna shimo nyeusi katikati ya Galaxy yetu yenye wingi wa mara milioni 4 za Jua (tutazungumzia hili zaidi katika sura ya Galaxy ya Milky Way). Uchunguzi kwa Telescope ya Hubble Space umeonyesha ushahidi mkubwa kwa kuwepo kwa mashimo meusi katika vituo vya galaxi nyingine nyingi. Mashimo haya meusi yanaweza kuwa na raia zaidi ya bilioni ya jua. Frenzy ya kulisha ya mashimo nyeusi ya supermassive yanaweza kuwajibika kwa baadhi ya matukio ya juhudi zaidi katika ulimwengu (angalia Galaxy Active, Quasars, na Supermassive Black Holes). Na ushahidi kutoka kwa uchunguzi wa hivi karibuni wa X-ray pia unaanza kuonyesha kuwepo kwa mashimo nyeusi “katikati ya uzito”, ambao raia wake ni mara kadhaa hadi maelfu ya mara wingi wa Jua. Mikoa ya ndani iliyojaa makundi ya globular tuliyoelezea katika Stars kutoka Ujana hadi Uzee inaweza kuwa tu misingi ya kuzaliana kwa mashimo nyeusi ya kati.

Katika miongo kadhaa iliyopita, uchunguzi wengi, hasa kwa Hubble Space Telescope na kwa satelaiti za eksirei, zimefanywa ambazo zinaweza kuelezewa tu ikiwa mashimo meusi yanapo kweli. Zaidi ya hayo, vipimo vya uchunguzi wa nadharia ya jumla ya Einstein ya relativity wamewashawishi hata wanasayansi wengi wasiwasi kwamba picha yake ya spacetime warped au curved ni kweli maelezo yetu bora ya madhara ya mvuto karibu mashimo haya nyeusi.

Muhtasari

Ushahidi bora wa mashimo nyeusi ya nyota hutoka kwenye mifumo ya nyota ya binary ambayo (1) nyota moja ya jozi haionekani, (2) chafu ya X-ray ya flickering ni tabia ya disk ya accretion karibu na kitu kompakt, na (3) obiti na sifa za nyota inayoonekana zinaonyesha kuwa umati wa rafiki asiyeonekana ni mkubwa kuliko 3\(M_{\text{Sun}}\). Mifumo kadhaa yenye sifa hizi imepatikana. Mashimo nyeusi yenye raia wa mamilioni hadi mabilioni ya raia wa jua hupatikana katika vituo vya galaxi kubwa.

maelezo ya chini

¹ Kama unaweza kusema, hakuna njia ya kawaida ya kumtaja wagombea hawa. Mlolongo wa namba ni eneo la chanzo katika kupaa haki na kupunguka (mfumo wa latitude na latitude wa anga); baadhi ya herufi zilizotangulia namba zinataja vitu (kwa mfano, LMC) na kundinyota (kwa mfano, Cygnus), ilhali herufi nyingine zinarejelea satellite iliyogundua mgombe— kwa Ariel, G kwa Ginga, na kadhalika. Nukuu katika mabano ni zile zinazotumiwa na wanaastronomia wanaosoma mfumo wa nyota binary au novae.

faharasa

disk ya uongezekaji: disk ya gesi na vumbi kupatikana kuzunguka nyota watoto wachanga, pamoja na mabaki kompakt stellar kama vile dwarfs nyeupe, nyota neutron, na mashimo nyeusi wakati wao ni katika mifumo ya binary na ni kutosha karibu na wenzake binary kuteka mbali nyenzo