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

↑ 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].
↑ LiliL. Yang LiliL., CeciliaC. Lunardini CeciliaC., 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, 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.J.A. Orosz Jerome A.J.A. 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.).
↑ NickolaiN. Shaposhnikov NickolaiN., LevL. Titarchuk LevL., 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.J.A. Orosz Jerome A.J.A. i inni, Orbital Parameters for the Black Hole Binary XTE J1650–500, „The Astrophysical Journal”, 616 (1), 20 listopada 2004, s. 376-382 (ang.).

Linki zewnętrzne

Stellar Black Holes

[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].

[yang-2] LiliL. Yang LiliL., CeciliaC. Lunardini CeciliaC., Revealing local failed supernovae with neutrino telescopes, „arXiv”, DOI: 10.48550/arXiv.1103.4628, arXiv:1103.4628v1 [astro-ph.CO] (ang.).

[eso-3] Instrument ESO znalazł najbliższą względem Ziemi czarną dziurę, ESO, 6 maja 2020 [dostęp 2020-05-06] (ang.).

[Rivinius2020-4] 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.).

[5] Jerome A.J.A. Orosz Jerome A.J.A. 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.).

[6] NickolaiN. Shaposhnikov NickolaiN., LevL. Titarchuk LevL., 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.).

[7] Jerome A.J.A. Orosz Jerome A.J.A. i inni, Orbital Parameters for the Black Hole Binary XTE J1650–500, „The Astrophysical Journal”, 616 (1), 20 listopada 2004, s. 376-382 (ang.).

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

Rodzaje	Schwarzschilda rotująca naładowana wirtualna
Rozmiary	mikro cząstka Plancka ekstremalna elektron gwiazdowa o masie pośredniej supermasywna kwazar aktywne jądra galaktyk blazar duża grupa kwazarów
Powstawanie	ewolucja gwiazd zapadanie grawitacyjne gwiazda neutronowa gwiazda zdegenerowana kwarkowa egzotyczna granica Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa biały karzeł supernowa hipernowa rozbłysk gamma
Właściwości	akrecja Bondiego ergosfera horyzont zdarzeń orbita fotonowa oscylacje quasiperiodyczne proces Blandforda–Znajek proces Penrose’a promieniowanie Hawkinga promień Schwarzschilda soczewkowanie grawitacyjne spaghettizacja termodynamika związek M–sigma
Modele	osobliwość teoria osobliwości Penrose’a-Hawkinga pierwotna czarna dziura grawastar ciemna gwiazda gwiazda z ciemnej energii czarna gwiazda wiecznie zapadający się obiekt (magnetosferyczny wiecznie zapadający się obiekt) Fuzzball biała dziura naga osobliwość osobliwość pierścieniowa parametr Immirzi paradygmat membrany Kugelblitz tunel czasoprzestrzenny quasistar
Problemy	ER=EPR kosmiczna cenzura komplementarność czarnej dziury modele alternatywne paradoks informacyjny teoria łysiny zasada holograficzna zapora ogniowa
Metryki	Schwarzschilda Kerra Reissnera–Nordströma Kerra–Newmana
Listy	czarne dziury najmasywniejsze kwazary
Powiązane linki	hiper zwarty układ gwiazd kalendarium fizyki czarnych dziur podróże kosmiczne przez czarną dziurę Rossi X-ray Timing Explorer

Navigation

Nawigacja

Portale tematyczne

Gwiazdowa czarna dziura

Przypisy

Linki zewnętrzne

Media użyte na tej stronie