Kształt dysku akrecyjnego wokół czarnej dziury można określić na podstawie polaryzacji jej promieniowania rentgenowskiego.

Zespół astronomów z Instytutu Astronomicznego im. Sternberga Uniwersytetu Moskiewskiego, wraz z włoskimi kolegami, opracował oryginalną metodę określania kształtu dysków akrecyjnych wokół czarnych dziur w rentgenowskich układach podwójnych i aktywnych jądrach galaktyk, analizując stopień polaryzacji ich emisji rentgenowskiej. Okazało się, że emisja rentgenowska z dysków akrecyjnych jest wrażliwa na kształt dysku i powinna być liniowo spolaryzowana, jeśli dysk ma kształt cienkiego „naleśnika”. Te teoretyczne przewidywania zostały potwierdzone obserwacjami: metodę przetestowano na kilku rentgenowskich układach podwójnych z czarnymi dziurami, a także na galaktyce Seyferta I.

Kompaktowe obiekty kosmiczne, takie jak czarne dziury (BH), pozostają tajemnicze i zasadniczo hipotetyczne, pomimo odkrycia licznych „kandydatów na czarne dziury”, co do których astrofizycy nie mają wątpliwości (patrz na przykład artykuł „ Czarna dziura galaktyki M87: Portret wnętrza ”, Elements, 14 kwietnia 2019 r.). Ich badania rodzą liczne pytania, na które nie ma odpowiedzi. Na przykład, nie ma jasnego zrozumienia, co dzieje się w bezpośrednim sąsiedztwie BH. W szczególności, do niedawna naukowcy mogli jedynie teoretycznie przypuszczać na temat kształtu dysków materii opadających na BH (patrz problem „Akrecja dysku ”). Różne teorie dotyczące struktury dysków akrecyjnych zostały zaproponowane dekady temu, ale wciąż brakowało danych eksperymentalnych pozwalających określić, która z nich najlepiej opisuje rzeczywistość. Sytuacja ta uległa zmianie po uruchomieniu teleskopu kosmicznego Imaging X-ray Polarimetry Explorer ( IXPE ), który pomógł naukowcom uzyskać dane, które mogą zrewolucjonizować podręczniki astrofizyki.

Istnieją trzy główne możliwe kształty dysku akrecyjnego: „cylinder”, „kula” i cienki, płaski „naleśnik” (rys. 2). Pierwsze obliczenia radzieckich astrofizyków w latach 70. XX wieku sugerowały płaski kształt, ale weryfikacja tego przypuszczenia była wówczas niemożliwa: teleskopy i metody analizy danych miały ograniczone możliwości penetracji tak głębokich obszarów w pobliżu czarnych dziur.

Obserwacje czarnych dziur przeprowadzone za pomocą IXPE potwierdziły to, co naukowcy wcześniej jedynie podejrzewali: emisja promieniowania rentgenowskiego z dysków akrecyjnych jest spolaryzowana . Co więcej, ich polaryzacja jest liniowa i zależy od grubości optycznej dysku, a także jego orientacji przestrzennej. Ta ostatnia została przewidziana przez radzieckich fizyków R. Suniajewa i L. Titarczuka już w 1985 roku na podstawie obliczeń teoretycznych, ściśle zgodnych z relatywistyczną teorią transferu promieniowania (R. Suniajew, L. Titarczuk, 1985. Comptonization of low-frequency radiation in accretion disks: Angular distribution and polarization of hard radiation ).

Naukowcy z MSU zweryfikowali wcześniej proponowaną zależność między stopniem polaryzacji, grubością optyczną i kątem między płaszczyzną dysku a kierunkiem obserwacji, wykorzystując szeroki zakres pomiarów polarymetrycznych i synchronicznych obserwacji widmowych przeprowadzonych przez teleskopy kosmiczne NICER , NuSTAR i Swift . Co ważne, potwierdzenie zależności między polaryzacją, grubością dysku i jego orientacją natychmiast potwierdza kształt dysku akrecyjnego: jest on „płaski”! Ale po kolei.

W 1973 roku N. Shakura i R. Sunyaev przedstawili pionierską koncepcję dotyczącą powstawania emisji promieniowania rentgenowskiego w układach podwójnych składających się z normalnej gwiazdy i obiektu zwartego (np. czarnej dziury, rys. 3). Koncepcja ta jest obecnie powszechnie akceptowana przez światową społeczność astronomiczną. Jej istota polega na uwalnianiu kwantów promieniowania rentgenowskiego podczas formowania się dysku akrecyjnego wokół czarnej dziury, z uwzględnieniem lepkości materii przepływającej z gwiazdy dawcy na czarną dziurę (N. Shakura, R. Sunyaev, 1973. Czarne dziury w układach podwójnych. Wygląd obserwacyjny ). Dysk akrecyjny to gigantyczny „wir” lub „obwarzanek” gorącego gazu i pyłu kosmicznego, który powstaje, gdy materia z gwiazdy jest przyciągana przez kolosalną grawitację czarnej dziury. Materia ta nie wpada bezpośrednio do czarnej dziury, lecz wiruje wokół niej, przyspieszając do ogromnych prędkości i nagrzewając się do milionów stopni. Jest głównym źródłem informacji o czarnych dziurach, a astronomowie mogą wykorzystać jego jasne światło do badania ich właściwości.

Pierwszym, który stwierdził, że polaryzację promieniowania można zaobserwować w układach podwójnych, był Chandrasekhar w 1946 roku (S. Chandrasekhar, 1946. On the Radiative Equilibrium of a Stellar Atmosphere ). Pokazał, że w płasko-równoległej atmosferze rozpraszającej elektrony, transfer promieniowania prowadzi do jej polaryzacji. Jednakże rozwiązanie Chandrasekhara było przeznaczone do czystego rozpraszania w półnieskończonej atmosferze i nadal nie uwzględniało geometrii dysku i rozpraszania promieniowania wraz z pozyskiwaniem energii fotonów (tj. Comptonizacji). R. Sunyaev i L. Titarchuk (w wyżej wymienionej pracy z 1985 roku) jako pierwsi obliczyli kątowy i przestrzenny rozkład rozproszonego promieniowania (w czasie dłuższym niż czas uśredniania) dla dowolnej głębokości optycznej.

Polaryzacja promieniowania zależy od temperatury dysku akrecyjnego i stopnia jonizacji jego plazmy. Ponadto stan jonizacji zależy również od gęstości. W rzeczywistości klasyczny dysk akrecyjny emituje promieniowanie charakterystyczne dla ciała doskonale czarnego (N. Shakura, R. Sunyaev, 1973. Czarne dziury w układach podwójnych. Wygląd obserwacyjny ). Promieniowanie to jest wielokrotnie rozpraszane w gorącym obłoku Comptona i tylko to promieniowanie jest rozpraszane do energii 2–8 keV (jest to dokładnie zakres, w którym IXPE mierzy polaryzację). Oznacza to, że to promieniowanie ulega Comptonizacji po odbiciu od płaskiej powierzchni dysku i jest wrażliwe na parametry fizyczne dysku (rys. 3).

Co dzieje się wewnątrz dysku? Czy polaryzacja promieniowania rentgenowskiego jest tam możliwa? Wewnątrz dysku całe promieniowanie znajduje się w równowadze termicznej i w ogóle nie ulega rozproszeniu, ale jeśli foton ciała doskonale czarnego zostanie wyemitowany, jest on natychmiast absorbowany (patrz G. Rybicki, A. Lightman, 1979. Procesy radiacyjne w astrofizyce ). Jednak w gorącym obłoku Comptona fotony ciała doskonale czarnego ulegają rozproszeniu, zyskując energię.

Jak wspomniano na początku tego tekstu, kształt dysku akrecyjnego od dawna jest przedmiotem debaty wśród astrofizyków. Według różnych źródeł może on być sferoidalny, płaski lub soczewkowaty (wypukły lub wklęsły). Wynikało to częściowo z optycznych obserwacji polaryzacji promieniowania rentgenowskiego z galaktyk, w których dyski akrecyjne tworzą się wokół supermasywnych czarnych dziur. Jednak obserwacje te nie pozwoliły nam zrozumieć, gdzie tak naprawdę zachodzi polaryzacja promieniowania rentgenowskiego (w zgrubieniu , w dysku czy w jakiejś jego części) ani jaki jest kształt głównego „polaryzatora”. Okazało się, że zewnętrzne części dysku, w pewnym sensie, żyją własnym życiem i nie uczestniczą aktywnie w polaryzacji.

Co ciekawe, poprzednie modele, oparte na dość zgrubnym przybliżeniu, traktowały dysk jako cylinder z płaskimi górnymi i dolnymi granicami („płaski” dysk). Dzieje się tak, ponieważ obracająca się materia, padając na obiekt centralny (np. czarną dziurę), tworzy dysk, wydłużony w płaszczyźnie obrotu, pod wpływem siły dośrodkowej i sił pływowych (kwestia ta jest szczegółowo omówiona w problemie „płaskiego” Wszechświata ).

Jak wykazali R. Sunyaev i L. Titarchuk (w tym samym artykule z 1985 roku), polaryzacja emisji promieniowania rentgenowskiego z układu podwójnego występuje tylko w wewnętrznej części dysku (w obłoku Comptona, CC) – gdzie zachodzi interakcja „zimnego” promieniowania z gorącymi elektronami. Co więcej, stopień polaryzacji zależy od stanu widmowego czarnej dziury: jest on wyższy w stanie o wysokiej jasności i miękkim widmie, a niższy w stanie o niskiej jasności i twardym widmie (rys. 4; stany widmowe omówiono szczegółowo w artykule „Spectral Signatures Distinguishing X-ray Binary Systems with Black Holes and Neutron Stars ”).

Porównanie obliczeń teoretycznych z danymi obserwacyjnymi dla szeregu rentgenowskich układów podwójnych i aktywnych jąder galaktyk potwierdziło poprawność opisanego podejścia, a także upewniło co do różnorodności wcześniej zaproponowanych modeli kształtu dysku, pozostawiając jedynie „płaski dysk”.

Rzeczywiście, proste porównanie stopnia polaryzacji \(P\) zmierzonego za pomocą IXPE, przedstawionego na osi pionowej (rys. 5, po lewej), i kąta nachylenia dysku \(i\) (dokładniej, \(cos i\)), przedstawionego na osi poziomej (ten kąt jest znany z obserwacji), dla różnych rentgenowskich układów podwójnych z czarnymi dziurami, wykazało, że punkt przecięcia tych wielkości leży na wykresie (ciemnozielone krzywe) zgodnie z teorią dla przypadku płaskich dysków. I nie ma żadnych punktów przecięcia poza teoretycznie obliczonymi krzywymi. Co więcej, każda z krzywych, wraz z wartością głębokości optycznej, ponownie dokładnie zgadza się z teoretycznym przewidywaniem dla przypadku płaskiego dysku. Oznacza to, że wszystkie te dyski są płaskie!

Uzyskane wyniki, mimo że zostały przewidziane 40 lat temu, a następnie „odrzucone” z powodu braku możliwości obserwacyjnej weryfikacji efektu polaryzacji, okazały się nieoczekiwane. Będą musiały zostać uwzględnione – co niewątpliwie doprowadzi do rewizji wielu modeli dysku akrecyjnego ze względu na możliwe rozbieżności z danymi obserwacyjnymi. Dzięki opisanym wynikom astrofizycy mogą teraz weryfikować stopień polaryzacji przy obliczaniu parametrów modeli emisji promieniowania rentgenowskiego. IXPE ujawnił tajemnice polaryzacji i charakterystykę nie tylko czarnych dziur o masie gwiazdowej, ale także supermasywnych czarnych dziur, których promieniowanie również ulegało liniowej polaryzacji podczas Comptonizacji w gorącej plazmie płaskiego dysku akrecyjnego. Potwierdzono zależność stopnia polaryzacji supermasywnych czarnych dziur od orientacji przestrzennej dysku.

Podsumowując, długoletnia teoria zyskała solidną podstawę eksperymentalną, a omawiane prace nie tylko potwierdzają stare przypuszczenia, ale także otwierają nowe możliwości badania najbardziej ekstremalnych obiektów we Wszechświecie.

Źródło: Lev Titarchuk, Paolo Soffitta, Elena Seifina, Enrico Costa, Fabio Muleri, Romana Mikusincova. Prognozowanie liniowej polaryzacji promieniowania rentgenowskiego w układach podwójnych czarnych dziur i aktywnych jądrach galaktyk oraz pomiary tej polaryzacji za pomocą IXPE // Astronomia i astrofizyka . 2025. DOI: 10.1051/0004-6361/202554834.

Elena Seyfina