kierdel kierdel
1107
BLOG

Czy zobaczymy czarną dziurę?

kierdel kierdel Nauka Obserwuj temat Obserwuj notkę 38

Jest duża szansa, że w ciągu najbliższych kilku lat wreszcie zobaczymy bezpośrednio czarną dziurę.

Wśród osób interesujących się astronomią i fizyką czarne dziury wzbudzają chyba największe emocje. Czemu? Może dlatego, że przypominają znane z baśni okrutne smoki, które połykają wszystko, co znajdzie się wystarczająco blisko nich? Ich istnienie dopuszcza Ogólna Teoria Względności (OTW), a przewiduje – teoria ewolucji gwiazd masywnych i bardzo gęstych gromad gwiazd. Obecnie wydaje się, że astronomiczne czarne dziury występują w trzech kategoriach wagowych: lekkiej (obiekty „gwiazdowe” o masie od kilku do kilkudziesięciu razy większej niż masa Słońca, rozmieszczone w całych obszarach galaktyk), ciężkiej (o masie od kilku milionów do kilku miliardów mas Słońca, położone w centrach galaktyk) i średniej (ważące jakieś dziesięć tysięcy mas Słońca, znajdujące się w samym środku niektórych gromad gwiazd).

Jakie są dowody na istnienie czarnych dziur? Bezpośrednich na razie nie ma, ale pośrednie są bardzo silne. Można je podzielić na trzy grupy. Po pierwsze, jak już napisałem wcześniej, ich istnienie przewiduje teoria ewolucji gwiazd i gromad gwiazd. Po drugie, energia i widmo promieniowania niektórych obiektów wspaniale pasuje do opisu teoretycznego materii wpadającej do czarnej dziury. Po trzecie, z obserwowanej dynamiki ruchów gwiazd i materii międzygwiazdowej można wyznaczyć masy zwartych niewidzialnych obiektów, wokół których te ciała krążą; masy te są zbyt duże, by mogło to być coś innego. Spójrzmy chociażby na taki obrazek (wzięty ze strony UCLA Galactic Center Group; (rysunek apdejtowany 29.05.2022):

image

Orbity sześciu gwiazd (S1, S2, S8, S12, S13, S14) obiegających centrum Drogi Mlecznej (wiki; rys. Cmglee, CC BY-SA 3.0)

Pokazuje on zmiany położeń siedmiu gwiazd w ciągu ostatnich 14 lat w kwadracie o boku równym jednej sekundzie łuku, otaczającym centrum naszej GalaktykiDrogi Mlecznej. Jeżeli nie są to pojazdy wyścigowe kosmitów, którzy w tym miejscu urządzili sobie tor galaktycznej Formuły 1, gwiazdy te muszą poruszać się pod wpływem siły grawitacji wywieranej przez ciało, wokół którego krążą. Znając naszą odległość od centrum Drogi Mlecznej (24 tysiące lat świetlnych) można z tego obrazka wyznaczyć absolutne rozmiary orbit tych gwiazd i prędkości ich ruchu, a stąd, wykorzystując prawo Keplera – masę obiektu centralnego (nosi on nazwę Sagittarius A*, w skrócie Sgr A*). Okazuje się, że jest ona równa masie 4,5 miliona Słońc! Pytanie do sceptyków: jaki inny zwarty obiekt mógłby mieć tak ogromną masę? Proszę zaproponować jakąś sensowną alternatywę!

Ponieważ nie urodziłem się wczoraj, więc wiem, że nawet tak mocny, ale pośredni dowód, jaki właśnie przedstawiłem, wywoła wśród niektórych wzruszenie ramion i reakcję typu: co prawda nie mam zielonego pojęcia, co innego to może być, ale i tak w czarną dziurę uwierzę dopiero wtedy, gdy ją zobaczę! Takie niewierne ńńTomasze...

Okazuje się, że jest spora szansa, iż życzenie sceptyków zostanie spełnione w ciągu najbliższych kilku lat. Obecnie przygotowuje się eksperyment o nazwie Event Horizon Telescope (Teleskop Horyzontu Zdarzeń; EHT), którego celem jest obejrzenie najbliższych okolic Sgr A*. Można o tym poczytać w najnowszym (grudniowym) numerze Scientific American. Polskie tłumaczenie tego tekstu pojawi się w styczniowym Świecie Nauki (czasopismo to z miesięcznym opóźnieniem publikuje tłumaczenia artykułów z Scientific American). Żeby jednak salonowicze nie musieli czekać aż do przyszłego roku, pozwolę sobie przedstawić poniżej ideę doświadczenia.

Zaobserwowano już wcześniej, że obiekt Sgr A* wysyła promieniowanie radiowe, podczerwone i rentgenowskie. (Z całą pewnością także widzialne i ultrafioletowe, ale są one pochłaniane przez znajdujący się w Drodze Mlecznej gaz i pył). Z modelu teoretycznego Sgr A* wynika, że na czarną dziurę opada materia wirując po bardzo ciasnej spirali. Tworzy ona dysk (tzw. dysk akrecyjny), i to właśnie on emituje promieniowanie. Gdybyśmy więc znaleźli się bardzo blisko Sgr A*, zobaczylibyśmy zapewne coś takiego:

image

To oczywiście nie jest fotografia Sgr A*, ale wizja artystyczna obiektu. (Ten i następne obrazki zaczerpnąłem z pracy Imaging an Event Horizon: Submm-VLBI of a Super Massive Black Hole autorstwa Sheperda Doelemana i innych; całą pracę można ściągnąć stąd). Ciemna plama pośrodku to właśnie obszar czarnej dziury zakryty dla nas przez tzw. horyzont zdarzeń. Jedna strona dysku jest jaśniejsza od drugiej, gdyż materia porusza się w nim z prędkością bliską prędkości światła; mamy wówczas do czynienia z efektem wynikającym ze Szczególnej Teorii Względności polegającym na tym, że promieniowanie jest wysyłane głównie w kierunku ruchu, a nie – jednakowo we wszystkie strony.

Czy jest szansa sprawdzić, że powyższy obrazek dobrze oddaje rzeczywistość? Rozmiar horyzontu zdarzeń czarnej dziury o masie 4,5 miliona mas Słońca widzianego z odległości 24 tysięcy lat świetlnych powinien wynosić zaledwie 55 mikrosekund łuku – mniej więcej tyle, co ziarenko maku oglądane z dystansu kilku tysięcy kilometrów! Wydaje się niemożliwe, prawda? A jednak...

Żeby na obrazie można było dostrzec wystarczająco małe szczegóły, musi on spełniać dwa warunki. Po pierwsze, poziom odbieranego sygnału musi być istotnie wyższy od poziomu tzw. szumu instrumentalnego. Często (choć nie zawsze) stosunek sygnału do szumu można poprawić zwiększając powierzchnię zbierającą sygnał (czaszę radioteleskopu, zwierciadło teleskopu itp.) Po drugie, wystarczająco dobra musi być tzw. zdolność rozdzielcza instrumentu rejestrującego sygnał. Zdolność rozdzielcza mówi, jak daleko muszą być od siebie oddalone dwa punkty, aby nie zlały się w jedną kropkę. Jeżeli więc dysponujemy teleskopem, którego zdolność rozdzielcza wynosi np. jedną sekundę łuku, za jego pomocą odróżnimy od siebie dwie gwiazdy oddalone od siebie na sferze niebieskiej o taką właśnie odległość kątową. Jeżeli ta odległość będzie mniejsza, gwiazdy będą wyglądać jak jeden obiekt. Mówiąc jeszcze inaczej, szczegóły obrazu o rozmiarach kątowych mniejszych niż jedna sekunda łuku będą całkowicie niedostępne. Czyli – im mniejsza liczba określająca zdolność rozdzielczą, tym mniejsze detale będziemy w stanie dostrzec.

Zdolność rozdzielcza instrumentów astronomicznych zależy od wielu czynników: jakości wykonania aparatury, drgań atmosfery itd. Jesteśmy w stanie ją poprawić eliminując różne wady (np. tworząc idealnie wyprofilowane lustro teleskopu i wynosząc go na orbitę wokółziemską, gdzie powietrze nie zakłóca obserwacji). Jest jednak graniczna wartość zdolności rozdzielczej, której przeskoczyć się nie da. Wynika ona z praw optyki. Ta graniczna wartość jest wprost proporcjonalna do długości fali promieniowania, które odbiera dany instrument, a odwrotnie proporcjonalna do średnicy odbiornika. Czyli – im mniejsza długość fali promieniowania wykorzystywanego do obserwacji i im większa antena, tym lepsza jest teoretyczna zdolność rozdzielcza instrumentu.

Wynikałoby z tego, że aby uzyskać obraz o jak najmniejszych szczegółach, należałoby obserwować obiekt na jak najkrótszych falach, na przykład rentgenowskich, nieprawdaż? Okazuje się, że nieprawdaż. Co prawda długość (czy raczej „krótkość”) fali promieniowania rentgenowskiego działa na korzyść poprawy zdolności rozdzielczej, ale bardzo trudno stworzyć wystarczająco duży i precyzyjny detektor tego promieniowania. Mówiąc językiem arytmetyki: w ilorazie określającym zdolność rozdzielczą liczba stojąca w liczniku może rzeczywiście być mała, ale liczba stojąca w mianowniku nie jest wystarczająco duża.

Dlatego, wbrew pozorom, do uzyskiwania ostrych obrazów z drobnymi szczegółami znacznie lepiej nadaje się promieniowanie radiowe. Ponad pół wieku temu angielski radioastronom sir Martin Ryle wymyślił metodę, za którą w 1974 roku dostał Nagrodę Nobla. Metoda ta nosi nazwę Interferometria o bardzo długiej bazie (Very Long Baseline Interferometry; w skrócie VLBI). Polega ona na połączeniu radioteleskopów rozmieszczonych w różnych miejscach kuli ziemskiej we współpracującą ze sobą sieć. Rozdzielczość takiej sieci jest identyczna jak rozdzielczość anteny o średnicy równej odległości między najbardziej oddalonymi od siebie radioteleskopami – może więc wynosić nawet tyle, co rozdzielczość pojedynczej anteny, która miałaby średnicę całej Ziemi!

Nie każda długość fal radiowych nadaje się do obserwacji źródła Sgr A*. Z jednej strony, fale powinny być jak najkrótsze – z powodów wyłuszczonych poprzednio. Z drugiej zaś, niektóre fale są pochłaniane przez gaz i pył z przestrzeni międzygwiazdowej lub przez atmosferę Ziemi. Okazuje się, że najlepszymi długościami fali są 0,87 i 1,3 milimetra. Można będzie osiągnąć dla nich zdolność rozdzielczą wynoszącą 17 i 26 mikrosekund łuku, czyli lepszą niż oszacowany rozmiar horyzontu czarnej dziury!

Do obserwacji użytych zostanie kilkanaście anten rozmieszczonych na całej Ziemi, m.in. nawet na Antarktydzie. Niestety, procedura łączenia ich w sieć jest bardzo pracochłonna i długotrwała. (Dotychczasowe obserwacje VLBI prowadzono na większych długościach fali; w przypadku fal milimetrowych pojawiają się dodatkowe trudności techniczne). Tymczasem przeprowadzono teoretyczne symulacje, co takiego powinny dostrzec anteny. Wygląd mapy rozkładu promieniowania radiowego emitowanego przez Sgr A* (czyli faktycznie wygląd tego źródła) będzie zależeć od dwóch nieznanych czynników: kąta nachylenia dysku akrecyjnego do osi naszego widzenia oraz prędkości rotacji czarnej dziury. W przypadku sieci złożonej z 7 radioteleskopów, którą uda się stworzyć zapewne w ciągu najbliższych 3–5 lat, powinniśmy zobaczyć np. coś takiego:

image

Na lewym rysunku pokazano symulowany obraz Sgr A* w sytuacji, gdyby centralna czarna dziura rotowała z prędkością równą połowie prędkości maksymalnej (którą określa OTW), a nachylenie dysku akrecyjnego do osi widzenia wynosiło 85 stopni, natomiast prawa ilustracja reprezentuje przypadek nierotującej czarnej dziury i dysku nachylonego pod kątem 60 stopni. W symulacji uwzględniono efekt rozmycia obrazu przez gaz i pył w przestrzeni międzygwiazdowej. Różne kolory odpowiadają oczywiście różnym natężeniom promieniowania.

Kiedy uda się połączyć w sieć 13 radioteleskopów, co może nastąpić w ciągu 10 lat, obraz powinien stać się ostrzejszy:

image
(parametry takie same jak na poprzednim obrazku).

Jeżeli radioteleskopy rzeczywiście zaobserwują coś podobnego do rysunków pokazanych wyżej, będziemy mieć naprawdę mocny dowód na istnienie czarnej dziury. Wytłumaczyć jakiś wynik doświadczenia post factum jest często stosunkowo łatwo; przewidzieć jednak wynik całkowicie nowatorskiego eksperymentu przed jego przeprowadzeniem – o, to ma już znacznie większy ciężar gatunkowy! Sceptycy, o ile takowi się ostaną, będą musieli mieć naprawdę dobrze rozpracowane alternatywne wyjaśnienie rezultatów obserwacji.

A co się stanie, jeżeli radioteleskopy zaobserwują coś zupełnie innego? Wtedy trzeba będzie usiąść i zacząć naprawdę poważnie główkować... Może być tak, że „tylko” zapomnieliśmy o jakimś istotnym czynniku. Może się jednak okazać, że trzeba zmienić całą teorię... Ale – podkreślam – to dopiero wtedy, gdyby wyniki obserwacji istotnie różniły się od przewidywań.

Na zakończenie przyznam się, dlaczego napisałem ten przydługi tekst. Po pierwsze, uważam że możliwość zaobserwowania czarnej dziury jest bardzo ciekawa i salonowicze zainteresowani nauką powinni o niej wiedzieć. Po drugie, w Salonie24 pojawiają się czasem głosy, że naukowcy nie przeprowadzają żadnych eksperymentów mogących zweryfikować obowiązującą obecnie teorię. Zaprzecza temu fakt tworzenia sieci VLBI dla prowadzonych na falach milimetrowych obserwacji, które mają stwierdzić, czy czarne dziury rzeczywiście istnieją, a tym samym – czy OTW jest poprawna.

I wreszcie po trzecie. Z niektórych wypowiedzi w S24 można by wywnioskować, że zajmowanie się nauką polega na rzucaniu różnymi ideami – i tyle. Ktoś, kto kwestionuje jakąś obowiązującą teorię – bo mu się z takich czy innych powodów nie podoba – a zamiast niej proponuje zaledwie luźne spekulacje, miałby być równie wiarygodny co rzesza naukowców mozolnie przeprowadzająca obliczenia, doświadczenia i obserwacje. Otóż tak nie jest. Rozwój nauki rzeczywiście wynika z powstawania nowych idei, ale jego nieodłączną częścią są eksperymenty mające te idee zweryfikować. Tak jak to ma miejsce w opisanym przeze mnie przygotowywanym obecnie doświadczeniu.

Wszystkim zwolennikom różnych „nowych fizyk” proponuję następujące zadanie. Korzystając ze swoich teorii proszę przeprowadzić analogiczną symulację jak ta, której wyniki przedstawiłem powyżej. Czyli – pokażcie to, co waszym zdaniem zaobserwuje sieć radioteleskopów, która zostanie skierowana na Sgr A*. Stwórzcie mapę promieniowania radiowego z podanymi skalami wielkości – zarówno jego natężenia, jak i rozkładu kątowego na sferze niebieskiej. Oczywiście przedstawcie przyjęte przez was założenia, wnioskowanie i obliczenia prowadzące do takiego, a nie innego rezultatu.

Ja wiem, że takie obliczenia mogą być żmudne, a samo wgryzienie się w temat zająć sporo czasu. Ale nie musicie się przecież spieszyć. Ważne, żeby wyniki symulacji uzyskać przed pierwszymi obserwacjami VLBI; macie zatem na to jakieś 3 lata. Powinny w zupełności wystarczyć.

Jeżeli okaże się, że wyniki waszych symulacji będą lepiej pasować niż te przeprowadzone przez „konwencjonalnych” naukowców, wówczas czapki z głów. Ja sam, za karę za mój brak wiary w wyższość nowej fizyki nad starą, zobowiązuję się zjeść niniejszy tekst, oczywiście w postaci wydrukowanej na papierze ;) Jeżeli jednak wasze rezultaty okażą się niezgodne z obserwacjami, albo – co gorsza – w ogóle nie jesteście w stanie takiej symulacji przeprowadzić, to – wybaczcie – waszych „teorii” nie da się traktować poważnie... Nieprawdaż?

Prawdaż.

Apdejt (14.07.2015): Jak to zwykle z podobnymi projektami bywa, pojawiły się w nim istotne opóźnienia. Obecnie podaje się, że opisany system VLBI, zdolny do zaobserwowania horyzontu czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej, będzie gotowy w 2022 roku.

Apdejt (16.11.2019): W kwietniu 2019 roku EHT przekazał obrazy horyzontu czarnej dziury w galaktyce M87. Jest ona odległa o około 53,5 milionów lat świetlnych. Masa czarnej dziury wynosi około 6,6 miliardów mas Słońca, a promień horyzontu około 140 jednostek astronomicznych.

image

kierdel
O mnie kierdel

Sześć praw kierdela o dyskusjach w internecie Gdy rozum śpi, budzą się wyzwiska. Trollem się nie jest; trollem się bywa. Im mniej argumentów na poparcie jakiejś tezy, tym bardziej jest ona „oczywista”. Obiektywny tekst to taki, którego wymowa jest zgodna z własnymi poglądami. Dyskusja jest tym bardziej zawzięta, im mniej istotny jest jej temat. Trzecie prawo dynamiki Newtona w ujęciu salonowym: każdy sensowny tekst wywołuje bezsensowny krytycyzm, a stopień bezsensowności krytyki jest równy stopniowi sensowności tekstu. Tymon & Transistors - D.O.B. (feat. Jacek Lachowicz)

Nowości od blogera

Komentarze

Inne tematy w dziale Technologie