Aktywne jądra galaktyk skrywają wiele tajemnic. Jedną z nich jest budowa dysków akrecyjnych okalających czarne dziury. Kolejną – intensywne wybuchy, będące silnymi emiterami promieni X. Jednakże poczyniono duży krok w kierunku ich poznania. Satelita ESA (Europejskiej Agencji Kosmicznej) XMM-Newton zaobserwował odbity od dysku akrecyjnego rozbłysk promieniowania rentgenowskiego.
Czarne dziury, znajdujące się w centrach galaktyk, są ciągle „bliżej” poznawane przez nowej klasy teleskopy. Jednym z nich jest XMM-Newton, jednakże badania relatywistycznego odbicia wspomnianego we wstępie świadczą o potrzebie skonstruowania znacznie czulszego sprzętu.
Czym jest relatywistyczne odbicie? Nim uzyskamy odpowiedź na to pytanie, należy zadać inne: jak naukowcy badają otoczenie czarnych dziur? Jednym ze sposobów jest obserwacja emisyjnej linii Kα żelaza*; atomy żelaza (a właściwie przejście elektronów między powłokami) emitują charakterystyczne promieniowanie rtg rzędu 6-7 keV, które jesteśmy w stanie zarejestrować. W wyniku rotacji czarnych dziur, kiedy do głosu dochodzą efekty relatywistyczne, wykres poszerza się w kierunku niższych energii dla oddalającej się materii (poczerwienienie) i wyższych, kiedy materia zmierza w kierunku obserwatora (w stronę fioletu).** Na obserwacje ma także wpływ kąt, pod jakim znajduje się rotujący dysk akrecyjny względem obserwatora na Ziemi.
Rozbłyski tuż nad horyzontem zdarzeń, u podstawy dżetów, obserwowane były już wcześniej. Cały szkopuł polega na tym, by zaobserwować odbite od dysku akrecyjnego promieniowanie. (Energia generowana w wybuchach wzbudza atomy żelaza w dysku akrecyjnym. Emitują one własne promieniowanie X w zależności od chwili, kiedy zetkną się z falą promieniowania, przetaczającą się przez cały dysk akrecyjny. Kształt linii emisyjnej Kα zmienia się w czasie).
Współczesne satelity obserwacyjne, takie jak teleskop Chandra NASA czy XMM-Newton ESA są zbyt słabe, ich rozdzielczość jest za mała, by obserwować skutki każdego, pojedynczego rozbłysku.
Stąd decyzja naukowców o obserwacji serii rozbłysków w jednym z najjaśniejszych źródeł promieniowania X – aktywnym jądrze galaktyki NGC 4151, położonej w gwiazdozbiorze Psów Gończych (łac. Canes Venatici). Galaktyka znajduje się 45 milionów lat świetlnych od Układu Słonecznego. Masa jej wnętrza szacowana jest na około 50 milionów mas Słońca. Wskazuje to na duży dysk akrecyjny, w którym relatywistyczne echo będzie stosunkowo dobrze widoczne i długotrwałe.
Od 2000 roku, przeznaczono w sumie 4 doby na obserwację galaktyki. Zebrano dużą ilość danych i opierając się na nich, wykryto dużą liczbę relatywistycznych odbić.
Pierwsze „echo” pojawiło się w najszerszej linii emisyjnej Kα. Świadczy to o tym, że flary muszą wybuchać tuż nad horyzontem zdarzeń, w okolicach dżetów czarnych dziur, napromieniowując najpierw najbardziej wewnętrzne części dysku akrecyjnego.***
Na podstawie zbioru odbić, udało się określić rozmiary całej czarnej dziury i okalającego ją dysku akrecyjnego. Porównując je do Układu Słonecznego, to horyzont zdarzeń miałby promień taki jak połowa drogi między Ziemią a Słońcem, a dysk akrecyjny rozciągałby się od Słońca do Pasa Planetoid.
Obserwacje relatywistycznego odbicia, przy użyciu doskonalszych instrumentów, mogą okazać się potężnym narzędziem w rękach astrofizyków badających czarne dziury. Już dzisiaj pozwoliło to na oszacowanie rozmiarów aktywnego jądra galaktyki NGC 4151.
—–
* Nie jest to dokładnie „linia” lecz wykres, gdzie przy energiach 6-7 keV występują największe „górki”.
** „Rotacja czarnych dziur” ma pośredni wpływ na linię emisyjną Kα, zależy ona od prędkości dysku akrecyjnego, który uzyskuje swój moment pędu na skutek wirowania czarnej dziury. Dodatkowo, na przebieg linii emisyjnej żelaza wpływ mają efekty relatywistyczne (grawitacyjne) związane z odległością wirującej materii od czarnej dziury.
*** Najszersza linia Kα, pochodząca z materii wirującej najbliżej horyzontu zdarzeń, swoją szerokość „zawdzięcza” wpływowi efektów relatywistycznych związanych z masą czarnej dziury. Emitowane promieniowanie jest bardzo spowalniane, przez co następuje znaczne poczerwienienie linii emisyjnej Kα.
Dodatkowe informacje na filmie.
(NASA)
