Nobelove nagrade za fiziku često odlaze u područje astrofizike. Nobelovu nagradu za fiziku 2020. godine podijelili su Roger Penrose, kojem je polovica nagrade dodijeljena za otkriće da je nastanak crnih rupa predviđen općom teorijom relativnosti te Reinhard Genzel i Andrea Ghez, kojima je dodijeljena druga polovica nagrade za otkriće supermasivnoga zbijenog tijela u središtu naše galaksije (ili jednostavnije rečeno, supermasivne crne rupe).
A zašto su ta otkrića toliko važna da im je dodijeljena ova velika nagrada saznajte u tekstu ili predavanju s Youtube kanala Astroučionice u nastavku.
Što su crne rupe?
Kako bismo zašli u pozadinu važnosti ovih otkrića, prvo moramo vidjeti što su to uopće crne rupe.
Jedan od čestih opisa crnih rupa jest ovaj:
crna rupa dio je prostor-vremena u kojemu je gravitacija toliko jaka da joj se ni svjetlost ne može “otrgnuti”.
Do toga dolazi tako da se velika masa zbije u vrlo malen prostor. Primjerice, kada bi se cijela Zemlja sabila na veličinu malene kuglice koja bi stala u čajnu žličicu, ona bi imala svojstva crne rupe.
Jedan od glavnih načina kako crne rupe nastaju u svemiru jest putem supernova, eksplozija masivnih zvijezda, ugrubo 8 – 10 puta masivnijih od našega Sunca, do kojih dolazi kada zvijezda u svojemu središtu potroši svu tvar kojom je učinkovito stvarala energiju i održavala svoje slojeve u ravnoteži. Kad se to dogodi, a događa se kad je središte puno željeza, zvijezda implodira, uruši se u sebe, a reakcija na to golema je eksplozija nakon koje ostaju ili neutronska zvijezda ili crna rupa. Jedan drugi kanal stvaranja crnih rupa može biti stapanje dviju neutronskih zvijezda.
Danas znamo i da postoje supermasivne crne rupe, masa milijuna i milijardu puta većih od mase Sunca. I znamo da gotovo svaka galaksija sadržava jednu takvu supermasivnu crnu rupu u svojemu središtu.
Glavne značajke crnih rupa prikazane su na ilustraciji u nastavku te one uključuju akrecijski disk oko crne rupe s kojega tvar upada u crnu rupu i koji je tako “hrani”. A posebno su bitni singularitet – beskonačno malena točka u kojoj je sadržana sva masa crne rupe – te obzor, koji se često naziva i horizontom događaja, iza kojeg nema povratka – čak se ni svjetlost ne može vratiti ako jednom prijeđe obzor, već neizbježno pada – u singularitet.
Ovaj gornji opis crnih rupa relativno je uobičajen popularno-znanstveni prikaz crnih rupa. A sad ćemo zaći iza kulisa i vidjeti kako to sve zapravo znamo. Naime, ovih nekoliko kratkih rečenica opisa što to crna rupa jest tkano je u vrlo dugačkoj priči koja počinje u davnome 18. stoljeću, a zamah je dobila prije stotinjak godina. A kad kažem zamah, zapravo mislim na uspone i padove kroz tih stotinjak godina.
Kako smo došli do današnjeg znanja o crnim rupama?
O postojanju crnih rupa, odnosno tamnih tijela takvih značajki da bi na njima brzina oslobađanja bila brža od brzine svjetlosti, promišljalo se već krajem 18. stoljeća, dakle mnogo prije Einsteina i njegove teorije gravitacije koja je nastala u 20. stoljeću.
Tijela s kojih se svjetlost ne bi mogla osloboditi
Podsjetimo se, brzina oslobađanja ona je brzina koju tijelo treba postići kako bi se oslobodilo gravitacijskoga polja drugog tijela. Primjerice, ako sa Zemlje želimo ispucati neko tijelo na kraj Sunčeva sustava, to moramo učiniti brzinom od 11,2 kilometra u sekundi.
A ono što su John Mitchell i Pierre-Simon Laplace razmatrali jest što se događa u slučaju da je brzina oslobađanja nekog tijela jednaka brzini svjetlosti. I ako se jednadžba brzine oslobađanja (prikazana na gornjoj slici) samo malo provrti i riješi tako da se izračuna za polumjer, iz toga proistječe da je 2 puta gravitacijska konstanta puta masa tijela podijeljeno s kvadratom brzine svjetlosti izraz za polumjer takvoga tamnog tijela s kojeg se svjetlost ne bi mogla osloboditi (odnosno, r = 2GM / c2). Današnjim rječnikom: to su crne rupe.
Slijedom toga, John Mitchell zaključuje da s takvih tijela:
„ne bismo imali informaciju od svjetlosti. A kad bi se druga svijetla tijela gibala oko njih, mogli bismo možda iz gibanja tih tijela dokučiti postojanje središnjih tijela s određenom vjerojatnošću.“
Ovo se događalo krajem 18. stoljeća i trebalo je čekati čak do početka 21. stoljeća da se ovaj eksperiment uistinu ostvari. No krenimo redom.
Einsteinova opća teorija relativnosti
1915. Einstein objavljuje svoju opću teoriju relativnosti koja u suštini opisuje kako se mjere udaljenosti – točnije rečeno intervali u prostor-vremenu – uz postojanje mase. Ta teorija je revolucionarna jer u suštini daje potpuno nov opis gravitacije i svijeta u kojem živimo.
Živimo u četverodimenzionalnom svijetu koji se proteže ne samo kroz tri prostorne, nego i jednu vremensku koordinatu. Masa djeluje tako da zakrivljuje prostor-vrijeme (kao što je slikovito prikazano na gornjoj ilustraciji u kojoj su kuglice masa, a mreža prostor-vrijeme), a zakrivljeno prostor-vrijeme zauzvrat određuje putanje tijela koja se gibaju u tom prostor-vremenu: kad biste neku kuglicu gurnuli da se giba po mreži na ilustraciji, na ravnim bi se dijelovima gibala pravocrtno, a na udubljenima, oko teških kuglica, zakrivljenim putanjama. Najveća brzina koju je moguće postići brzina je svjetlosti.
Glavne jednadžbe opće teorije relativnosti Einsteinove su jednadžbe polja. Izraz izgleda čak jednostavno (pogledajte sliku u nastavku). No ne dajte se zavarati, ne radi se o jednoj jednadžbi, nego sustavu mnogih jednadžbi koji je sve samo ne lako riješiti, a dobivena rješenja još teže protumačiti, kao što ćemo vidjeti kroz ovu priču.
Prvo precizno rješenje Einsteinovih jednadžbi: Schwarzschildovo rješenje
Do prvoga preciznog rješenja Einsteinovih jednadžbi polja došao je Karl Schwarzschild i objavio ga manje od dva mjeseca nakon što je Einstein objavio svoju teoriju. Schwarzschildovo rješenje opisuje prostor-vrijeme u posebnom gravitacijskom polju, onom nenabijene, nerotirajuće i sferno-simetrične mase. U vezi s ovim bitno je zapamtiti tu pretpostavku sferne-simetrije.
Schwarzchildovo rješenje izgleda ovako (pogledajte gornju sliku): ds s lijeve strane jednadžbe je interval u prostor-vremenu, a s desne strane jednakosti su vremenske i prostorne komponente. Schwarzschildovim polumjerom danas se naziva veličina rS koja iznosi dva puta gravitacijska konstanta puta masa tijela, podijeljeno s kvadratom brzine svjetlosti.
Smisao ovoga nije da se pogubimo u jednadžbama, nego da sagledamo što je znanstvenike zbunjivalo sljedećih pedeset godina. A zbunjivale su ih neobične stvari koje se događaju s ovim rješenjem Einsteinovih jednadžbi polja u određenim točkama.
Naime, za polumjer (r) jednak nuli, i za polumjer (r) jednak točno iznosu Schwarzschildova radijusa neki dijelovi ove jednadžbe ili nestaju ili divergiraju, odnosno postaju beskonačni. Što to točno znači, znanstvenici su rješavali sljedećih pedeset godina, a možda već slutite, odgovor su singularitet i obzor crne rupe.
Tridesetih godina 20. stoljeća nastavlja se znanstvena rasprava u vezi s interpretacijom metrike. r jednako nula tumači se kao singularitet, a 1939. godine znanstvenici J. Robert Oppenheimer i Hartland Snyder (1939.) proučavaju urušavanje zvijezde uz pretpostavku sferne simetrije te po prvi puta Schwarzschildov polumjer, rS, tumače kao obzor. Kažu da ondje:
„zvijezda prekida komunikaciju s udaljenim opažačem; preostaje samo njezino gravitacijsko polje.“
Međutim, znanstvena zajednica, uključujući samog Einsteina, sve do ranih 1960-ih ostaje neuvjerena u to da se takve pojave događaju u stvarnome svijetu. A glavna je kritika usmjerena prema pretpostavci sferne simetrije, odnosno savršene kugle. To je, naime, idealizirani slučaj, jer ništa u svemiru nije savršeno kuglasto, te bi uz najmanja odstupanja od te simetrije sve možda moglo završiti drugačije, bez obzora i bez singulariteta.
Kvazari: sjajna nebeska tijela izvan naše galaksije
Novi trenutak u ovoj temi dolazi krajem 1950-ih kad se otkrivaju kvazari, vrlo sjajna zvjezdolika tijela.
A do velikog otkrića dolazi početkom 60-ih godina kada Maarten Schmidt otkriva da je riječ o tijelima izvan naše galaksije, a to je značilo da je stvarni sjaj kvazara toliko velik da može nadjačati sjaj cijele galaksije. Što bi mogao biti izvor tolikog zračenja bilo je nejasno. Ništa dotad poznato nije ga moglo objasniti i to je ponovo probudilo zanimanje za ponovnim razmatranjem gravitacijskog urušavanja i, u konačnici, crnih rupa.
Doprinos Rogera Penrosea poimanju crnih rupa
Ovdje se u priču uključuje Roger Penrose koji 1964. proučava gravitacijsko urušavanje, ali bez ikakvih pretpostavki o simetriji. Kako bi riješio problem uvodi koncept zaglavljenih površina. To su dvodimenzionalne površine koje imaju svojstvo da sve zrake okomite na tu površinu završavaju u jednoj točki.
Na primjeru sferno-simetričnog urušavanja zvijezde, prikazanom na ilustraciji u nastavku, zaglavljena površina nastaje pri Schwarzschildovom polumjeru, nakon čega postoji samo jedan put – prema singularitetu.
Ono ključno što Penrose pokazuje u svojim proračunima jest da, jednom kada nastane zaglavljena površina, odstupanja od sferne-simetrije ne mogu spriječiti nastanak singulariteta. Drugim riječima, svaka crna rupa sadržava singularitet. Singularitet nije posljedica savršene sferne simetričnosti, nego izravni rezultat opće teorije relativnosti – rezultat koji ni sam Einstein nije očekivao.
Ovo revolucionarno otkriće započelo je novu eru u fizici i astronomiji. I zapravo su tek tada crne rupe, prethodno nazivane gravitacijski potpuno urušenim tijelima, dobile svoje današnje ime – crne rupe.
Općeprihvaćeno je i da su u srži kvazara crne rupe i da njihov golemi sjaj proizlazi iz prirasta tvari na supermasivnu crnu rupa u središtu galaksija. Rađa se i ideja da svaka galaksija, pa tako i naša, u svome središtu sadržava supermasivnu crnu rupu.
I to nas dovodi do drugoga dijela Nobelove nagrade za fiziku 2020. godine do potrage za supermasivnom crnom rupom u središtu naše galaksije.
Supermasivna crna rupa u središtu Mliječnoga puta
Potraga za supermasivnom crnom rupom u središtu naše galaksije
Definirajmo za početak središte naše galaksije. Ono što je već 1930-ih primijetio Karl Jansky jest radiosignal koji izvire iz središta naše galaksije, iz smjera zviježđa Strijelca, područja koje danas nazivamo Saggitarius A ili Strijelac A. 1970-ih uspjelo se modernim radioteleskopima izvor razlučiti na nekoliko njih, od kojih je najsjajniji zbijeni nazvan Sag A* – za koji danas znamo da je središte naše galaksije.
U suštini potrage za supermasivnom crnom rupom u središtu naše galaksije jest ona davna ideja Johna Mitchela o gibanju tijela koja se nalaze u blizini središta. A pretpostavka je ova:
Ako je koncentracija mase u središtu galaksije uslijed jedne supermasivne crne rupe, očekuju se Keplerove orbite zvijezda u blizini središta. To znači da će se one gibati onako kako se Merkur ili Zemlja gibaju oko Sunca. A ovakvo gibanje nebeskih tijela vrlo je dobro poznato i iz njega se može proračunati masa tijela oko kojeg se druga gibaju.
A ako je masa u središtu galaksije raspodijeljenja u prostoru, primijetit će se odstupanja od Keplerova gibanja.
1990-ih godina dvije skupine znanstvenika počinju pratiti kretanja zvijezda u blizini središta naše galaksije.
Skupina koju je vodila Andrea Ghez koristila se zvjezdarnicom Keck na Havajima, a skupina koju je vodio Reinhard Genzel teleskopima Južne europske zvjezdarnice u Čileu, najprije Teleskop nove tehnologije, a zatim Vrlo veliki teleskop.
Zvjezdarnica Keck nalazi se na više od 4000 metara nadmorske visine i sadržava dva 10-metarska teleskopa. Teleskop nove tehnologije je 3,5 metarski teleskop, koji se nalazi na visini od gotovo 2 i pol kilometra, a Vrlo veliki teleskop sastoji se od četiri 8 metarska teleskopa na visini od više od 2 i pol kilometra.
Međutim, iako je ideja ovih opažanja jednostavna, provođenje tog eksperimenta nije bilo nimalo jednostavno.
A evo i prvog problema. Mi živimo u našoj galaksiji i to u njezinu disku, tako da središte možemo sagledati samo kroz disk plina i prašine. To znači da se svjetlost optičkih valnih duljina zatamnjuje prolazeći kroz takav medij. Svjetlost većih valnih duljina nema taj problem tako da je opažanja najbolje činiti u infracrvenom valnom pojasu.
A drugi problem je taj da je središte galaksije udaljeno nekih 26 tisuća svjetlosnih godina od nas. Stoga je potrebna iznimno velika razlučivost u fotografijama. Potrebna je velika razlučivost u slici kojom se lijepo mogu razdvojiti pojedine zvijezde i bilježiti njihovi položaji te gibanja (usporedite lijevu i desnu fotografiju prema središtu naše galaksije u nastavku).
Razlučivost teleskopa, odnosno najmanja udaljenost dvaju tijela tako da ih možemo razlučiti, dana je kao omjer valne duljine svjetlosti koju opažamo i promjera teleskopa. Dakle, što je teleskop veći, to bolje. Tako da su 8 i 10 metarski teleskopi svakako pravo rješenje.
Međutim, glavni problem je to što Zemlja ima atmosferu koja iskrivljuje valne fronte zvijezda koje opažamo kako je to prikazano na ovoj snimci Mjeseca s desne strane. Turbulencije u atmosferi sliku čine mutnom.
Ako se vratimo na jednadžbu od maloprije, za 10 metarski teleskop i valnu duljinu opažanja od 2 mikrometra dobivamo najmanju udaljenost na kojoj dva tijela možemo razlučiti od 0,05 lučnih sekundi, što je izvrsno.
No to nam ne pomaže jer atmosfera tu brojku kvari gotovo 16 puta. A to znači 16 puta lošiju fotografiju.
Taj je problem riješen tek 2000-ih godina s novom tehnologijom, takozvanom prilagodljivom optikom.
Prilagodljiva optika
Prilagodljiva optika je revolucionarna metoda, kojom su se obje skupine koristile i unapređivale je u svrhu provođenja svojeg eksperimenta.
U osnovi prilagodljive optike praćenje je pomicanja i zamućivanja izvora svjetlosti za vrijeme opažanja te se u realnom vremenu iskrivljavanjem korektivnog zrcala poništava utjecaj turbulencija u atmosferi i ispravlja slika.
S obzirom na to da izvor svjetlosti kojim se prate turbulencije u zraku mora biti jak, obično se stvaraju umjetne zvijezde koje se prate. A to se radi tako da se ispucaju laseri u nebo koji stvaraju tu umjetne zvijezde.
Opažajući te umjetne zvijezde prati se njihovo iskrivljenje zbog turbulencija u atmosferi i istovremeno se izračunava kako se korektivno zrcalo mora izobličiti da poništi iskrivljenja u fotografiji zbog atmosfere. Ta korektivna zrcala doslovce u pozadini imaju ručice koje ih prilagođavaju kako bi poništili utjecaj atmosfere.
I rezultati su fantastični. Pogledajte usporedbu fotografija snimljenih bez i sa metodom prilagodljive optike u nastavku.
Zahvaljujući toj revolucionarnoj tehnologiji postiže se odlična razlučivost, ali se omogućuje i dugo praćenje tijela i njihova spektroskopija koja otvara vrata mjerenju radijalnih brzina. I tek su s primjenom tehnologije obje grupe mogle dugotrajno i kvalitetno pratiti položaje i kretanja zvijezda u blizini središta naše galaksije, Sgr A*.
Rezultati potrage: zbijeno tijelo mase 4 milijuna puta veće od Sunčeve u središtu naše galaksije
U nastavku je sažetak opažanja dvadesetak zvijezda oko središta Mliječnoga puta od 1990-ih do danas. Pozornost posebno obratite na ovu žutu orbitu zvijezde S2 jer se ona pokazala ključnom u ovom eksperimentu.
Dva su glavna razloga za to. Prvo, zvijezda S2 obiđe središte galaksije jednom u 16 godina. To znači da se i više od jedne cijele orbite može opaziti za karijere jednog astronoma. I drugo, zvijezda S2 u svojoj se orbiti približava vrlo blizu središtu naše galaksije, na otprilike 20 milijardi kilometara. Da, u astronomskim pojmovima, to je blizu 🙂 .
I evo glavnih rezultata desetljetnih opažanja predvođenih Andreom Ghez se jedne i Reinhardom Genzelom s druge strane.
Cijela orbita zvijezde S2 prikazana je na desnom dijagramu na gornjoj slici. Središte galaksije nalazi se u križiću i označeno je sa Saggitarius A*. Radijalna brzina zvijezde kroz ova desetljeća prikazana je u donjem lijevom dijagramu.
Ono što bih ovdje htjela naglasiti jest da je ovo golema količina vrlo preciznih podataka koje su timovi skupljali desetljećima koristeći se najboljim svjetskim teleskopima i najsuvremenijim metodama, i koja im je u konačnici omogućila niz proračuna vezanih uz središte naše galaksije. A jedan od najspektakularnijih bio je taj da je orbita zvijezde S2 u skladu sa zbijenim tijelom u središtu naše galaksije mase otprilike 4 milijuna veće od mase Sunca. A to je pak u skladu s tim da se u središtu Mliječnoga puta nalazi supermasivna crna rupa.
I za kraj ...
Bio je to dug put do prihvaćanja crnih rupa kao dijela naše svakodnevice, od prve ideje krajem 18. stoljeća, preko prvih rješenja Einsteinovih jednadžbi polja i Penroseova dokaza da je nastanak crnih rupa predviđen općom teorijom relativnosti, do otkrića supermasivnoga zbijena tijela u središtu naše galaksije, mase otprilike 4 milijuna Sunčevih masa i, u konačnici, Nobelove nagrade za fiziku 2020. godine.
