Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 35 – vyšlo 17. prosince, ročník 21 (2023) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

35/2023

Mohou černé díry za expanzi vesmíru?

Petr Kulhánek

Zrychlená expanze vesmíru objevená v roce 1998 je jedním z nejrozporuplnějších fenoménů současné doby. Jaká podivná síla překonává přitažlivou gravitaciGravitační interakce – interakce působící na všechny částice bez výjimky. Má nekonečný dosah a její intenzita ubývá s kvadrátem vzdálenosti. Současnou teorií gravitace je obecná relativita publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Podle této teorie kolem sebe každé těleso zakřivuje prostor a čas a v tomto pokřiveném světě se tělesa pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách. Obecná relativita předpověděla řadu jevů, které z Newtonovy teorie gravitace nevyplývají. a urychluje expanzi vesmíru? Tato mysteriózní entita získala pracovní název temná energieTemná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací.. Ale název k vysvětlení jevu nestačí. Jde snad o další interakci neboli kvintesenciKvintesence – hypotetické kvantové pole, které by mohlo být nositelem páté interakce, která se chová jako dynamická, časově se vyvíjející a prostorově nehomogenní forma energie vykazující tlak dostatečně záporný na to, aby urychlovala rozpínání vesmíru.? Jsou za jev odpovědné kvantové fluktuace vakua, všudypřítomný důsledek nekomutativnostiKomutace – symetrická vlastnost objektů vzhledem k zavedené operaci, platí například při běžném násobení nebo sčítání čísel: AB = BA, A+B = B+A. Svět na malých škálách nekomutuje, měření dvou veličin závisí na jejich pořadí. Znbsp;tohoto faktu plynou velmi odlišné vlastnosti mikrosvěta od makrosvěta. mikrosvěta? A nebo je vše jinak a gravitační interakci nerozumíme a na velkých škálách má odpudivou složku? Skupina devatenácti vědců z věhlasných univerzit a špičkových pracovišť navrhla v letošním roce další, na první pohled extravagantní, řešení. Zrychlenou expanzi by mohla způsobovat pouhá přítomnost černých děrČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v zá­vě­reč­ných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.! Tento šílený až úsměvný nápad ve stylu „když něčemu nerozumíme, nastrčíme tam černou díru“ má ale velmi racionální jádro a zdá se, že dobře odpovídá experimentálním faktům.

Umělecká ilustrace obří černé díry. Zdroj: Havajská univerzita (Mānoa).

Temná energie – entita zodpovědná za zrychlenou expanzi vesmíru, která byla objevena na konci roku 1998 (Saul Perlmutter, Adam Riess). Temná energie tvoří 68 % hmoty a energie ve vesmíru. Hustota temné energie je velmi málo proměnná v čase i v prostoru, pokud vůbec. Nejnadějnějším kandidátem na temnou energii je energie vakuových fluktuací. SDSS – Sloan Digital Sky Survey, ambiciózní projekt přehlídky oblohy podporovaný nadací Alfreda Pritcharda Sloana, která byla založena v roce 1934. Alfred P. Sloan (1875-1976) byl americký obchodník a výkonný ředitel společnosti General Motors po více než dvacet let. Sloanova nadace podporuje také vědu a školství. Projekt katalogizuje všechny galaxie s mezní jasností do 23. magnitudy na čtvrtině severní oblohy. Přehlídka zahrnuje asi 500 miliónů galaxií a ještě více hvězd. U každé galaxie je určena pozice, jasnost a barva. Pro asi milión galaxií a 100 000 kvazarů budou pořízena spektra. Stanice SDSS je postavena v Novém Mexiku v Sacramento Mountains na observatoři Apache Point. Hlavním přístrojem projektu SDSS je dalekohled o průměru primárního zrcadla 2,5 m. WISE – Wide-field Infrared Survey Explorer, americká infračervená observatoř, která startovala v roce 2009. Na oběžné dráze, ve výšce necelých 500 kilometrů, pořizovala od ledna 2010 do ledna 2011 infračervenou mapu oblohy ve třech pásmech (3,4; 4,6 a 12 µm). Po vyčerpání chladiva byla v roce 2011 hibernována. Od roku 2013 opět funguje a pod názvem NEOWISE vyhledává potenciálně nebezpečné blízkozemní planetky. COSMOS – Cosmic Evolution Survey, přehlídka oblohy probíhající od roku 2002, které se účastní vesmírné observatoře od infračerveného po rentgenový obor (Spitzer, Hubble, GALEX, XMM-Newton a Chandra) a mnoho pozemských optických dalekohledů. Podrobně je sledováno čtvercové rovníkové pole o hraně 2°. Bylo detekováno přes dva miliony galaxií v nejrůznějších vývojových stádiích. Jde o největší přehlídku tohoto druhu.

Černé díry – od ideálu k realitě

Albert Einstein představil obecnou relativituObecná relativita – teorie gravitace publikovaná Albertem Einsteinem v roce 1915. Její základní myšlenkou je tvrzení, že každé těleso svou přítomností zakřivuje prostor a čas ve svém okolí. Ostatní tělesa se v tomto pokřiveném světě pohybují po nejrovnějších možných drahách, tzv. geodetikách., jakožto novou teorii gravitace, v roce 1915. Hned v roce 1916 nalezl německý fyzik Karl Schwarzschild řešení rovnic obecné relativity v okolí sféricky symetrického tělesa a ukázal, že je-li těleso stlačeno do dostatečně malého prostoru, stane se černou dírouČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v zá­vě­reč­ných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují., z níž neunikne žádná částice, ani světlo. Takové pojetí černé díry je ale nereálným ideálem. Schwarzschildovo řešení totiž uvažuje nerotující, nenabitou černou díru, u níž ve velké vzdálenosti přechází časoprostor do plochého řešení, které odpovídá nepokřivenému světu. Snad jediný z těchto předpokladů je platný, makroskopické objekty mají skutečně stejné množství kladného i záporného náboje a nejsou nabité. Skutečné černé díry ale rotují a ve velké vzdálenosti se jejich řešení musí limitně blížit řešení expandujícího vesmíru, nikoli plochému časoprostoru, jinak by bylo správné jen na velmi krátké časové škále. Chování řešení ve velké vzdálenosti je ve skutečnosti okrajovou podmínkou Einsteinových rovnic. Schwarzschild volil to nejjednodušší: plochý svět newtonovské fyziky. Nekonečně daleko od objektu je neměnný vesmír. Pokud ale v nekonečné vzdálenosti připustíme expanzi, tak expanze ovlivní samotný objekt a ten zase ovlivní expanzi a vznikne nelineární kladná zpětná vazba.

Řešení Einsteinových rovnic pro sféricky symetrické rotující těleso nalezl novozélandský matematik Roy Kerr až v roce 1963. Vnitřní singularita (místo s nekonečnou hustotou) se stane namísto bodu prstýnkem a objeví se hned dva horizonty: vnitřní horizont a horizont událostíHorizont událostí – rozhraní u černé díry, po jehož překročení již není možné vyslat jakýkoli signál vnějšímu pozorovateli. Rozměr horizontu událostí určil z obecné relativity Karl Schwarzschild v roce 1916, proto často hovoříme o tzv. Schwarzschildovu poloměru černé díry. U rotující černé díry spočítal tvar horizontu událostí Roy Kerr v roce 1963. známý z Schwarzschildova řešení. Situaci ještě komplikuje statická mezStatická mez – rozhraní u rotující černé díry, po jehož překročení je částice strhávána rotací černé díry natolik, že se nemůže pohybovat proti směru rotace. Statická mez je vně horizontu událostí, takže částice mezi statickou mezí a horizontem událostí mohou uniknout od černé díry v radiálním směru pryč. Tuto oblast nazýváme ergosféra., oblast, po níž se částice nemůže pohybovat proti směru rotace černé díry. Z oblasti mezi statickou mezí a horizontem událostí (ergosféryErgosféra – oblast u rotující černé díry, která se nachází mezi statickou mezí a horizontem událostí. Částice se v této oblasti nemohou pohybovat proti směru rotace, ale v radiálním směru mohou jak spadnout do černé díry, tak uniknout ven. Za určitých okolností mohou vyletět s vyšší energií, než do ergosféry vlétly. Rozdíl jde na úkor rotační energie černé díry.) mohou ve směru rotace unikat částice a dokonce mohou být urychleny na úkor rotační energie černé díry. Podrobně je tato situace popsána v AB 27/2019. Ani Kerrova černá díra ale není všespasitelná. Lépe odpovídá realitě, ale dosti daleko od ní přechází Kerrovo řešení opět do plochého časoprostoru statického vesmíru.

Schwarzschildova a Kerrova černá díra. Kresba: autor.

Původní Schwarzschildovo řešení zobecnil v roce 1933 britský matematik a kosmolog tureckého původu George McVittie. Vittieho metrika přechází ve velké vzdálenosti od objektu do metriky expandujícího vesmíru. O šedesát let později, v roce 1993 ukázal irský matematik a teoretický fyzik Brien Nolan, že v McVittiově řešení není centrální singularita nutná. Od té doby zkoumala řešení černé díry v expandujícím vesmíru celá řada fyziků. V roce 2019 se ukázalo, že forma látky uvnitř, která zabrání tvorbě singularity, by mohla být tvořena kvantovými fluktuacemi vakua, jejichž projevy dobře známe v oblastech bez černých děr (viz AB 48/2011, 25/2014). Všechna taková řešení mají ale nutně časově proměnnou hmotnost. Vakuové fluktuace se expanzí nezřeďují, ale v dané objemové jednotce je jejich množství stále stejné. Pokud se sledovaný objem zdvojnásobí, zdvojnásobí se i množství vakuových fluktuací, tím i jejich energie a s ní spojená hmotnost. Možná čtenáře napadne, že jde o porušení zákona zachování energie, a do jisté míry bude mít pravdu. Zákon zachování energie má své předpoklady, a tím základním je neměnnost situace z hlediska časového posunutí, což ale v expandujícím vesmíru neplatí. Závěr ze všech těchto prací je, že v expandujícím vesmíru by hmotnost skutečných černých děr měla narůstat, a to nejen tím, že do nich bude padat plyn, prach či dokonce celé hvězdy z okolí, ale na vině bude i obyčejná expanze vesmíru, ba dokonce ani nemusí být zrychlená. Obecný mýtus, že černé díry vůbec nekomunikují s okolím je zcela mylný. Černé díry komunikují gravitačně, mohou kolem nich obíhat celé hvězdokupy a jejich okolí komunikuje elektromagneticky – akreční disk a výtrysky černých děr jsou těmi nejsvítivějšími objekty ve vesmíru. Reálné černé díry by navíc měly reagovat na expanzi vesmíru zvětšováním své hmotnosti. Jevu se říká kosmologická vazba černých děr.

Měření nárůstu hmoty černých děr a temná energie

Zrychlená expanze vesmíru je většinou dávána do souvislosti s kvantovými fluktuacemi vakua, nebo alespoň s jejich částí. Energie spojená s fluktuacemi by skutečně měla vést ke zrychlené expanzi. Takový obraz dobře odpovídá měřeným parametrům zrychlené expanze. Skupina devatenácti vědců pod vedením Duncana Farraha ve dvou článcích z letošního roku ukázala, že by nárůst hmotnosti černých děr způsobený obyčejnou (zpomalující se) expanzí vesmíru měl ke zrychlené expanzi vést také. Duncan Farrah je specialistou na celooblohové přehlídky galaxií a testy chování temné energie. Vystudoval fyziku na Královské univerzitě v Londýně, kde také získal doktorát z astrofyziky. Jako postdoktorský student působil na Cornellově univerzitě a na CalTechuCALTECH – California Institute of Technology, prestižní americká univerzita, která vznikla v roce 1921. Založil ji chemik Arthur A. Noyes spolu s významným fyzikem Robertem A. Millikanem. Předchůdcem byla Throopova univerzita z roku 1891. Univerzita sídlí v kalifornské Pasadeně. Univerzita zajišťuje provoz JPL (Jet Propulsion Laboratory) americké NASA, analyzuje data ze Spizerova vesmírného dalekohledu a spravuje hanfordskou část detektoru gravitačních vln LIGO. a poté získal stálé místo na Havajské univerzitě. V jeho týmu jsou odborníci i z dalších špičkových pracovišť: Institutu Nielsa Bohra (Dánsko), Institutu Enrica Fermiho (USA), Kavliho institutu (USA), Národní radioastronomické observatoře NRAONRAO – National Radio Astronomy Observatory, staví a spravuje největší radioteleskopy současnosti. Pod správu NRAO patří radioteleskop v Green Bank, sítě VLA a VLBA a spolu s Evropskou jižní observatoří staví radioteleskopickou síť ALMA. (USA) a dalších.

V prvním článku ukázali, že narůstající hmotnost černých děr vede v Einsteinových rovnicích ke zrychlené expanzi, aniž by musely být tyto rovnice jakkoli modifikovány. V podstatě jde o tentýž jev, za jaký jsou odpovědné samotné fluktuace vakua, ty také vedou k nárůstu hmoty a energie ve vesmíru. Jen je tento nárůst lokalizován pouze na oblasti černých děr. Každá teorie je ale pouhou vizí, pokud nedojde k jejímu experimentálnímu ověření. A právě o to se Farrahův tým pokusil. K výzkumu využil velké eliptické galaxie. Ty by měly vznikat postupným slučováním galaxií a být závěrečným stádiem galaktického vývoje. V jejich nitrech sídlí obří černé díry, v jejichž okolí už není příliš mnoho látky, kterou by mohly vstřebat, tedy ideální objekty pro testování nárůstu hmotnosti způsobenou jinými jevy než akrecí plynu a prachu a požíráním okolních hvězd. Tým využil celkem pět souborů galaxií z celooblohových přehlídek. Dva soubory z přehlídky WISEWISE – Wide-field Infrared Survey Explorer, americká infračervená observatoř, která startovala v roce 2009. Na oběžné dráze, ve výšce necelých 500 kilometrů, pořizovala od ledna 2010 do ledna 2011 infračervenou mapu oblohy ve třech pásmech (3,4; 4,6 a 12 µm). Po vyčerpání chladiva byla v roce 2011 hibernována. Od roku 2013 opět funguje a pod názvem NEOWISE vyhledává potenciálně nebezpečné blízkozemní planetky. (s kosmologickými posuvyKosmologický posuv – posuv spektrálních čar k červenému konci spektra díky rozpínání vesmíru. Při rozpínání dochází nejen ke vzájemnému vzdalování galaxií, ale i k prodlužování vlnových délek záření. Spektrum vzdálených objektů ve vesmíru se tak jeví posunuté směrem k červené až infračervené oblasti. Kosmologický červený posuv je definován předpisem z = (λ − λ₀)/λ₀, kde λ₀ je vlnová délka spektrální čáry v okamžiku vyslání paprsku, λ je vlnová délka téže spektrální čáry v okamžiku zachycení paprsku. Malé kosmologické červené posuvy lze interpretovat pomocí Dopplerova jevu. U velkých posuvů závisí vzdálenost objektu na parametrech expanze vesmíru (Hubbleově konstantě, křivosti, procentuálním zastoupení temné energie atd.) a není jednoduché z naměřeného kosmologického posuvu vzdálenost přesně určit. Proto se většinou časové období udává pouze hodnotou naměřeného kosmologického posuvu. 0,75 a 0,85), dva soubory ze Sloanovy přehlídky SDSSSDSS – Sloan Digital Sky Survey, ambiciózní projekt přehlídky oblohy podporovaný nadací Alfreda Pritcharda Sloana, která byla založena v roce 1934. Alfred P. Sloan (1875-1976) byl americký obchodník a výkonný ředitel společnosti General Motors po více než dvacet let. Sloanova nadace podporuje také vědu a školství. Projekt katalogizuje všechny galaxie s mezní jasností do 23. magnitudy na čtvrtině severní oblohy. Přehlídka zahrnuje asi 500 miliónů galaxií a ještě více hvězd. U každé galaxie je určena pozice, jasnost a barva. Pro asi milión galaxií a 100 000 kvazarů budou pořízena spektra. Stanice SDSS je postavena v Novém Mexiku v Sacramento Mountains na observatoři Apache Point. Hlavním přístrojem projektu SDSS je dalekohled o průměru primárního zrcadla 2,5 m. (se stejnými kosmologickými posuvy) a jeden soubor galaxií z přehlídky COSMOSCOSMOS – Cosmic Evolution Survey, přehlídka oblohy probíhající od roku 2002, které se účastní vesmírné observatoře od infračerveného po rentgenový obor (Spitzer, Hubble, GALEX, XMM-Newton a Chandra) a mnoho pozemských optických dalekohledů. Podrobně je sledováno čtvercové rovníkové pole o hraně 2°. Bylo detekováno přes dva miliony galaxií v nejrůznějších vývojových stádiích. Jde o největší přehlídku tohoto druhu. (tentokrát s kosmologickým posuvem 1,6). Pro všech pět souborů galaxií určili statistické rozdělení hmotností centrálních černých děr a porovnávali ho se současnou situací (z = 0). Statistickými metodami potom sledovali průměrný nárůst hmotnosti v intervalu devíti miliard roků (tak dlouho putovalo světlo k nám z galaxií s kosmologickým posuvem 1,6). Z jejich výzkumu plyne závěr, že centrální černé díry eliptických galaxií jsou v současnosti osmkrát až dvacetkrát hmotnější, než by odpovídalo pouhé akreci. Se statistickou významnostíStatistická významnost – popisuje výsledek testování statistické hypotézy. V částicové fyzice se statistická významnost vyjadřuje v násobcích směrodatné odchylky σ normálního rozdělení. Za objev je považována statistická významnost vyšší než 5σ, kdy je pravděpodobnost, že je výsledek náhodnou fluktuací, 1:3,5 milionu. 3,9 σ vyloučili existenci centrální singularity v galaktických černých děrách. Tomu odpovídá věrohodnost 99,8 %, tj. pouze 0,02 % odpovídá možnosti, že při vyhodnocení došlo k náhodné fluktuaci vedoucí k chybnému závěru.

Sloanova digitální přehlídka oblohy. Galaxie jsou sledovány ve dvou výsečích,
mimo rovinu naší Galaxie. Zdroj: SDSS.

Umělecká představa infračervené observatoře WISE. Zdroj: NASA PIA17254.

Farrahův tým tak předkládá ostatním kosmologům k uvážení možnost, že za zrychlenou expanzi by mohl být mj. odpovědný kosmologický nárůst hmotnosti černých děr. V tuto chvíli jde o zajímavou hypotézu podpořenou jediným experimentem. Jeho výsledky ukazují, že by navrhovaný mechanizmus mohl být dominantním zdrojem expanze vesmíru a temná energie by mohla být totožná s nárůstem hmotnosti galaktických černých děr. To by ale vedlo, na rozdíl od fluktuací vakua v celém prostoru, k časové závislosti hustoty temné energie v průběhu dějin vesmíru. Je moc dobře, když dva pohledy dávají různé a měřitelné výsledky, protože jedině tak je možné mezi nimi rozhodnout dalšími experimenty, které ukážou, zda je myšlenka kosmologické vazby černých děr životaschopná, nebo mylná.

Odkazy