Juodosios skylės, nepaisant jas gaubiančių paslapčių, iš tiesų yra labai paprasti objektai. Kiekvieną juodąją skylę pilnai apibūdina vos trys fizikiniai parametrai: masė, sukimosi greitis ir elektrinis krūvis. Na, bent jau taip teigia geriausi šiandieniniai modeliai. Tačiau nors teoriškai jos yra paprastos, praktikoje nustatyti šių parametrų vertes nėra labai lengva. Ypač daug problemų kelia sukimosi sparta – stebėjimų rezultatai ir teoriniai modeliai čia gerokai nesutampa, o neatitikimai užduoda netgi reikšmingų klausimų apie pirmųjų juodųjų skylių kilmę.

Prieš pradėdami kalbėti apie sukimąsi, trumpai apžvelkime kitus du parametrus. Elektrinį krūvį pristatyti paprasčiausia, nes realios juodosios skylės jo neturėtų turėti, arba jis turėtų būti nykstamai mažas.

Priežastis tam yra labai paprasta: jei juodoji skylė įgytų, pavyzdžiui, reikšmingą teigiamą krūvį, tai ji nustumtų nuo savęs kitas teigiamai įkrautas daleles, o prisitrauktų neigiamai įkrautų. Šios, krisdamos į juodąją skylę, sumažintų jos krūvį iki nulio. Analogiškai jei staiga atsirastų neigiamas krūvis, juodoji skylė imtų ryti daug daugiau teigiamai įkrautų dalelių, ir krūvis vėlgi netrukus nukristų iki nulio.

Kosminėje erdvėje yra labai daug elektringų dalelių, bet jos visada yra susimaišiusios – kiekvienoje erdvės vietoje rasime panašų skaičių teigiamai ir neigiamai įkrautų dalelių, todėl ir vidutinis krūvis yra apie nulį. Tad ir juodoji skylė minta vidutiniškai nulinio krūvio medžiaga ir niekada reikšmingo krūvio neįgyja.

Masė irgi yra gana aiškus parametras. Juodoji skylė susiformuoja (apie tai – truputį žemiau) turėdama kažkokią pradinę masę. Vėliau ji gali augti prarydama kitus masę turinčius objektus – dažniausiai tai yra kokios nors dujos, kartais – ištisos žvaigždės, galimai ir planetos. Taigi laikui bėgant juodosios skylės masė didėja. Teoriškai ji gali sumažėti dėl Hawkingo spinduliuotės, bet ši spinduliuotė turėtų būti reikšminga tik labai mažos masės kūnams. Jei juodosios skylės masė būtų panaši į Mėnulio, toks objektas turėtų išgaruoti dėl Hawkingo spinduliuotės, bet masyvesni kūnai kol kas tikrai auga sparčiau, nei garuoja. Laikui bėgant, Visatai plečiantis ir krentant foninės spinduliuotės temperatūrai, garuoti pradės vis didesnės juodosios skylės, bet kol kas šis procesas visiškai nereikšmingas astronomų tiriamiems kūnams.

Išmatuoti juodosios skylės masę nėra labai sudėtinga, bet reikia, kad prie jos būtų kokių nors pamatuojamų objektų. Pavyzdžiui, jei šalia juodosios skylės yra žvaigždė, tai stebėdami tos žvaigždės judėjimo pokyčius laikui bėgant, galime apskaičiuoti, kokios masės kūnas ją traukia. Taip pat galime pasielgti su aplink esančiomis dujomis. Jei juodoji skylė praskrieja tarp mūsų ir toliau esančios žvaigždės ar galaktikos, galime stebėti pastarojo objekto šviesos iškreipimą ar paryškėjimą dėl gravitacinio lęšiavimo. Pokyčio stiprumas irgi priklauso nuo juodosios skylės masės. Tiesa, prognozuoti, kada įvyks lęšiavimai, neįmanoma, bet šiuo metu prasideda pirmieji bandymai sistemingai gaudyti tokius įvykius, stebint didelius dangaus plotus ir ieškant staiga trumpam paryškėjančių šaltinių.

Sukimosi spartą tyrinėti daug sunkiau dėl dviejų priežasčių. Pirma, laikui bėgant ji gali ir didėti, ir mažėti, be to, gali keistis sukimosi kryptis. Antra, jos poveikis juodosios skylės aplinkai yra daug menkesnis, nei masės, todėl išmatuoti taip pat yra sudėtinga. Bet šį tą pasakyti galime.

Sukimosi spartą apibūdina fizikinis dydis, vadinamas judesio kiekio momentu. Jis yra proporcingas objekto dydžio ir sukimosi greičio sandaugai, ir yra tvarus dydis. „Tvarus“ reiškia, kad jis iš niekur neatsiranda ir niekur nedingsta. Dažnas judesio kiekio momento tvarumo pavyzdys iš kasdienybės yra dailiojo čiuožimo šokėjas: pradėjęs suktis ištiestomis į šonus rankomis, jis jas suglaudžia ir ima suktis greičiau. Pritraukus rankas prie kūno, sumažėja spindulys, o judesio kiekio momentas niekur nedingsta, taigi sukimosi greitis turi išaugti.

Tas pats galioja ir žvaigždėms. Dar formavimosi metu žvaigždė ima suktis, nes traukiasi iš didžiulio dujų debesies fragmento, kuris tiesiog dėl atsitiktinio judėjimo visame debesyje turėjo šiokį tokį judesio kiekio momentą. Net jei fragmentas sukosi labai lėtai, žvaigždė, esanti tūkstančius kartų mažesnio spindulio, turėtų suktis labai greitai. Tiesa, žvaigždės besitraukdamos nemažą dalį judesio kiekio momento atiduoda išorinėms fragmento dalims arba aplinkinėms dujoms. Žvaigždės mirties metu vyksta panašus reiškinys: išoriniai sluoksniai numetami į šalis, o vidiniai susitraukia. Taigi išmesta medžiaga beveik nustoja suktis, o pomirtinė žvaigždės liekana – pagreitėja. Priklausomai nuo žvaigždės masės, ta liekana gali būti maždaug Žemės dydžio baltoji nykštukė, keliolikos kilometrų spindulio neutroninė žvaigždė arba dar šiek tiek mažesnė juodoji skylė.

Žvaigždžių mirties metu susiformavusios juodosios skylės yra vienas iš trijų jų tipų. Jų masės yra panašios į žvaigždžių mases – nuo maždaug trijų iki gal kelių šimtų kartų didesnės, nei Saulės masė. Didžioji dalis šių objektų laksto pavieniai ir po susiformavimo praktiškai su niekuo nesąveikauja. Kai kurie yra dvinarėse sistemose, kuriose gali paaugti, rydamos medžiagą iš kaimyninės žvaigždės. Bet ir tokiu atveju juodosios skylės masė reikšmingai pasikeisti gali geriausiu atveju per kelis milijardus metų nuolatinio augimo.

Įprastai žvaigždė-kaimynė per visą savo gyvenimą neišmeta tiek medžiagos, kad reikšmingai pakeistų juodosios skylės masę. Nekintant juodosios skylės masei, nekinta ir jos sukimosi sparta, tad dauguma žvaigždinių juodųjų skylių turėtų suktis taip, kaip sukosi tik susiformavusios. Tiesa, situaciją gali labai pakeisti dviejų juodųjų skylių susiliejimas, nes priklausomai nuo jų sukimosi ašių pokrypio viena kitos bei orbitos plokštumos atžvilgiu, susiliejimo produktas gali suktis labai įvairiai.

Kiekviena juodoji skylė turi maksimalų įmanomą sukimosi greitį, nulemiamą reliatyvistinių efektų. Daugelis žvaigždinių juodųjų skylių, kurių sukimosi greitis išmatuotas, sukasi arti šios maksimalios ribos, nors yra žinoma ir beveik visai nesisukančių atvejų. Kol kas atsakymo į klausimą, kas iš tiesų nulemia žvaigždinės juodosios skylės sukimosi spartą, neturime.

Šioje vietoje verta susipažinti su būdais, kaip nustatoma toji sukimosi sparta. Kaip minėjau, jos poveikis aplinkai yra ne toks didelis, kaip juodosios skylės masės. Pagrindinis poveikis yra toks, kad prie skirtingai besisukančios juodosios skylės medžiaga gali lėtai artėti iki skirtingo atstumo. Egzistuoja tokia riba, vadinama vidine stabilia apskritimine orbita (angl. innermost stable circular orbit, arba ISCO) – tai yra mažiausias atstumas nuo juodosios skylės, kuriuo esanti medžiaga gali aplink ją suktis apskritimu. Arčiau priartėjusi medžiaga stabiliai suktis nebegali ir labai sparčiai įkrenta pro įvykių horizontą. Jei juodoji skylė nesisuka, ISCO spindulys yra tris kartus didesnis už įvykių horizonto spindulį. Jei juodoji skylė sukasi maksimaliai sparčiai, jos įvykių horizonto spindulys susitraukia dvigubai. ISCO spindulys priklauso nuo medžiagos judėjimo krypties: jei medžiaga skrieja ta pačia kryptimi, kaip sukasi juodoji skylė, tuomet ISCO spindulys sutampa su įvykių horizonto spinduliu, o jei priešinga – yra devynis kartus didesnis (taigi pusantro karto didesnis, nei ISCO prie nesisukančios juodosios skylės).

Kuo arčiau medžiaga yra prie juodosios skylės, tuo greičiau ji sukasi – būtent tą sukimosi greitį ir įmanoma išmatuoti. Kuo greičiau sukasi medžiaga, tuo stipresnis joje pasireiškia Doplerio efektas – tolstančios medžiagos spinduliuotė labiau parausta, artėjančios labiau pamėlsta. Be to, bėgdama nuo juodosios skylės gravitacijos, šviesa netenka dalies energijos, taigi dar labiau parausta – tai vadinama gravitaciniu raudonuoju poslinkiu. Šie efektai matomi medžiagos spektro linijose: jos išplinta ir pasislenka į raudonąją spektro dalį.

Teoriniai modeliai leidžia apskaičiuoti tikėtino pokyčio priklausomybę nuo juodosios skylės sukimosi spartos. Derindami modelius prie realių duomenų galime nustatyti, kokia sukimosi spartos vertė yra tikėtiniausia.

Analogiški metodai naudojami ir matuojant supermasyvių juodųjų skylių sukimosi spartą. Šie objektai yra antras astrofizikinių juodųjų skylių tipas. Jos tikrai atsirado kažkada Visatos jaunystėje, bet tikslaus atsakymo apie jų kilmę kol kas neturime. Bet kuriuo atveju žinome, kad praėjus maždaug 700 milijonų metų po Didžiojo sprogimo Visatoje jau egzistavo juodųjų skylių, kurių masė siekė milijardą Saulės masių.

Kaip jos tokios užaugo? Juodoji skylė negali augti neribotai greitai, nes į ją krentanti medžiaga skleidžia labai daug spinduliuotės. Šie fotonai sukuria slėgį ir stumia aplinkinę medžiagą tolyn. Esant tam tikram spinduliuotės intensyvumui, vadinamam Edingtono šviesiu, spinduliuotės slėgio jėga nustelbia gravitaciją ir medžiaga į juodąją skylę ima kristi nekintančiu greičiu, taigi ir nekintančia sparta. Sparta, atitinkanti Edingtono šviesį, priklauso ir nuo juodosios skylės sukimosi spartos, nes kuo greičiau aplink savo ašį sukasi juodoji skylė, tuo didesnė dalies krentančios medžiagos masės pavirsta į energiją ir yra išspinduliuojama. Sparčiausiai besisukanti juodoji skylė, rydama ta pačia kryptimi krentančią medžiagą, išspjauna 42 (taip, keturiasdešimtdu!) procentus energijos, tuo tarpu nesisukanti juodoji skylė energija paverčia tik 5,5 procento įkrentančios medžiagos. Augimo laiko skalė yra proporcinga šiam efektyvumui: nesisukanti juodoji skylė auga eksponentiškai su maždaug 24 milijonų metų laiko skale, labai sparčiai besisukančiosios augimas sulėtėja apie keturis kartus (kodėl keturis, o ne aštuonis? Nes kartais medžiaga į ją gali kristi ta pačia kryptimi, kaip ir sukasi pati juodoji skylė, o kartais – priešinga, ir tada išspinduliuojama vos kiek daugiau nei trys procentai masės).

Eksponentinio augimo atveju tokie skirtumai yra labai reikšmingi. Pavyzdžiui, jei turime milijardo Saulės masių nesisukančią juodąją skylę, tai ji iki šios masės, pradėjusi nuo dešimties Saulės masių, galėjo užaugti per 450 milijonų metų, jei tik aplink buvo pakankamai dujų. O jei juodoji skylė sukasi maksimaliai sparčiai, jai užaugti reikėtų beveik dviejų milijardų metų. Kai kalbame apie 700 milijonų metų amžiaus Visatą, akivaizdu, kad juodosios skylės sukimosi sparta yra reikšminga jos augimui. Žvelgiant iš kitos pusės, sukimosi spartos žinojimas gali mums pasakyti šį tą apie galimą juodosios skylės kilmę: jei ji sukasi labai sparčiai, ji negalėjo užaugti nuo žvaigždinės masės, ir reikia ieškoti kitokių kilmės paaiškinimų.

Kaip sparčiai sukasi realios supermasyvios juodosios skylės? Čia irgi duomenų turime nelabai daug. Dauguma išmatuotų sukimosi spartų yra labai didelės, artimos maksimalioms. Tai gali būti tik selekcijos efektas – jei dujos, krentančios į labai sparčiai besisukančią juodąją skylę, gali spinduliuoti iki aštuonių kartų ryškiau, nei krentančios į nesisukančią, tai natūralu, kad daugiau matysime ir lengviau tyrinėti galėsime pirmąsias. Bet galima ir fizikinė priežastis: jei medžiaga į juodąją skylę nuolatos krenta daugmaž ta pačia kryptimi, laikui bėgant ji įsisuka iki maksimalios spartos.

Iš kitos pusės, nuolatinis koordinuotas medžiagos kritimas yra mažai tikėtinas, nes medžiaga į juodąją skylę krenta iš daugybę kartų didesnių mastelių. Bet kokie medžiagos srauto netolygumai, egzistuojantys dideliais masteliais, visiškai pakeičia srauto trajektoriją, jam pasiekus mažytę (lyginant su galaktikos dydžiu) juodąją skylę. Teoriniai supermasyvių juodųjų skylių evoliucijos modeliai duoda labai skirtingas prognozes: vieni teigia, kad juodosios skylės turėtų augti tvarkingai ir suktis labai greitai, kiti – kad jos auga chaotiškai ir sukasi lėtai. Deja, kol kas stebėjimų duomenų neužtenka, kad galėtume atmesti kurį nors iš šių modelių. Šiuo metu sukimosi sparta išmatuota vos kelioms dešimtims supermasyvių juodųjų skylių, ir aiškių tendencijų, neskaitant aukščiau minėto didelių verčių dažnumo, nematyti.

Dar viena juodųjų skylių rūšis vadinama pirmykštėmis. Kai kurie teoriniai modeliai, nagrinėjantys Visatos evoliuciją pirmosiomis sekundėmis po Didžiojo sprogimo, prognozuoja, kad tuo metu Visatos tankis galėjo būti labai netolygus. Kai kuriose vietose galėjo egzistuoti sutankėjimai, pakankamai dideli, kad juose esanti medžiaga pavirstų juodąja skyle. Skirtingi modeliai teigia, kad šitaip galėjo susiformuoti juodosios skylės, kurių masės siektų nuo 10 mikrogramų iki šimto tūkstančių Saulės masių. Jei šių objektų masė yra labai maža, jų galėjo būti daug ir jie netgi galėtų paaiškinti tamsiosios materijos egzistavimą.

Iš kitos pusės, masyvios pirmykštės juodosios skylės galėjo tapti tomis milijardų Saulės masių juodosiomis skylėmis, kurias stebime mažiau nei milijardo metų amžiaus Visatoje. Visgi kol kas nei viena tokia juodoji skylė nebuvo aptikta. Jeigu jų masės neviršijo milijardo tonų, iki šių dienų jos turėtų būti išgaravusios dėl Hawkingo spinduliuotės. Juodosios skylės, kurių masė siekia nuo milijardo iki šimto milijardų tonų, šiuo metu turėtų garuoti ir švytėti ta pačia Hawkingo spinduliuote, bet to nematome, taigi tokių greičiausiai irgi nėra. Masyvesnių pirmykščių juodųjų skylių kiekį stipriai apriboja įvairūs kiti stebėjimai, nuo gravitacinio lęšiavimo signalų iki tikėtinos jų sąveikos su kosminės foninės spinduliuotės fotonais. Paieškos nesiliauja, bet tikimybė jas aptikti vis mažėja.

Ar pirmykštės juodosios skylės sukasi? Neturėdami jokių jų stebėjimų duomenų, į šį klausimą tvirtai atsakyti negalime. Bet galima bandyti apskaičiuoti, kiek jos galėtų suktis. Bent vienas skaičiavimas rodo, kad jei jos ir sukasi, tą daro lėtai – maždaug šimtąja maksimalios sukimosi spartos dalimi. Kitame modelyje teigiama priešingai, kad jos turėtų suktis labai sparčiai, nes formavosi iš kolapsuojančios materijos, o ši turėjo labai pagreitėti dėl judesio kiekio momento tvermės. Dar viename tyrime padaryta išvada, kad atsakymas į šį klausimą įmanomas tik pasinaudojus labai detaliais skaitmeniniais modeliais, pilnai įtraukiančiais reliatyvistinius efektus. Taigi kol kas sutarimo šiuo klausimu yra dar mažiau, nei supermasyvių juodųjų skylių kilmės tema.

Jei perskaitėte iki čia, tikėdamiesi aiškaus atsakymo, kaip tos juodosios skylės sukasi, turiu jus nuvilti. Kol kas mūsų turimi duomenys nepakankamai gausūs, modeliai nepakankamai detalūs, tad ir žinios yra gana abstrakčios. Žiūrėdami vien į išmatuotas sukimosi spartas, matome, kad dauguma juodųjų skylių sukasi labai gretai, arti maksimalios vertės, nors įvairovė nemaža. Deja, taip pat nemažos ir rezultatų paklaidos, neretai jos apima visą įmanomą sukimosi verčių intervalą nuo nulio iki maksimumo. Situaciją turėtų pakeisti kosminis rentgeno teleskopas Athena. Jis bus pakankamai jautrus, kad išmatuotų šimtų, o gal ir tūkstančių juodųjų skylių sukimosi spartą su mažesne nei dešimties procentų paklaida. Deja, Athenos teks palaukti – teleskopo paleidimas numatytas tik 2032 metais.

Pasidalinkite su draugais

Aut. teisės: Konstanta.lt

Autoriai: Kastytis Zubovas

Komentarai ()