Novinky

Na čem pracujeme: Jak zvážit černou díru na základě jasnosti záblesků a průběhu jejich zjasnění?

Černé díry jsou exotickými kosmickými objekty, o nichž je s pomocí dalekohledů – pro astronomy nejobvyklejšího pracovního „nástroje“ – prakticky nemožné získat přímé informace svědčících o jejich fyzikálních vlastnostech. Ke „zvážení“ a „změření“ černých děr je tak nutné využít metod nepřímých. Vladimír Karas a jeho spolupracovníci jak z ASU tak z jiných světových ústavů ukázali, že získat hmotnost černé díry je možné jen na základě studia rentgenových záblesků, požírá-li tato díra látku ze svého okolí.

Černé díry ovlivňují své okolí působením prostřednictvím gravitačních a elektromagnetických sil. Jako objekty jsou však plně určeny až překvapivě malým množstvím parametrů, zejména pak svou hmotností a momentem hybnosti. Mohou být také nositelkami elektrického náboje, nicméně pozorování i teoretické úvahy ukazují, že jeho efekt je v porovnání s efektem hmotnosti nebo momentu hybnosti jen nepatrný.

V minulosti se objevilo několik metod, jak hmotnost černé díry odhadnout, a byly aplikovány zejména na případ černých veleděr v jádrech galaxií. Zajímavou možnost pak naskytují takové černé veledíry, u nichž probíhá akrece okolního materiálu, což je spojováno se vznikem rentgenového záření. Taková jádra označíme za aktivní v rozšířeném slova smyslu. Z časové proměnnosti světelných křivek takových objektů je možné odvodit hmotnost centrálního akreujícího objektu.

Celá metodika, shrnovaná Vladimírem Karasem v přehledovém článku vycházejícím z příspěvku prezentovaném na výročním konferenci zaměřené na obecnou teorii relativity, využívá vlivu efektů obecné teorie relativity na fotony v blízkosti silných gravitačních polí. Autoři numericky řešili problém tzv. nulové geodetiky, tedy nejkratší dráhy fotonu (nebo obecně nehmotné částice pohybující se rychlostí světla) v gravitačním poli objektu.

Tyto efekty jsou dobře patrné zejména na modelu světelné skvrny obíhající v blízkosti silně gravitujícího objektu. Hlavní parametry modelu jsou tři: radiální vzdálenost skvrny od černé veledíry, zorný úhel vzdáleného pozorovatele a parametr popisující rotaci černé díry – spin. Ve světelné křivce takového modelu lze odlišit dva vrcholy za každý oběh skvrny. První je vrchol ve fázi přibližně 0,7 na přibližující se části trajektorie vůči vzdálenému pozorovateli, tento vrcholek je důsledkem zpožděného příletu fotonů a je zesílen relativistickým Dopplerovým jevem. Druhý vrcholek je pak ve fázi kolem 0,5 a jeho původ je v ohybu světla vzdálené skvrny v poloze horní konjunkce vůči pozorovateli. V některých geometrických situacích je pozorovatelný pouze jeden vrcholek, výskyt a relativní výška obou vrcholů tak závisí na parametrech modelu. Obíhá-li skvrna velmi blízko černé díry, oba vrcholky prakticky splývají, je-li na vzdálenější trajektorii, jsou oba vrcholy dobře rozlišitelné a často je dělí i čtvrtina periody. Charakter profilu světelné křivky tak v sobě nese informaci o vlastnostech centrální černé díry.

Naznačený postup je třeba řešit numericky, V. Karas a jeho kolegové ale poukazují, že určitou informaci lze získat i s pomocí semi-analytického přístupu. S jejich pomocí dokážeme získat vztahy, které lze použít pro jednoduché a praktické odhady při analýze dopplerovsky posunutých spektrálních čar pocházejících z blízkosti silně gravitujících objektů. Autoři tuto metodu použili ke studiu nám nejbližší černé veledíry, tedy té v centru naší Galaxie, označované často zkratkou Sgr A*. Historicky byly z této oblasti zaznamenány čtyři obzvlášť výrazné rentgenové záblesky, svědčící pro akreční událost v blízkosti této černé díry. Jednotlivé události jsou tak velmi blízko modelu jasné skvrny popsanému nahoře. Hmotnost centrální černé díry tak lze odhadnout porovnáním modelové doby trvání záblesku s dobou skutečnou. Vzhledem k tomu, že model je vypočten v tzv. geometrických jednotkách, zatímco skutečné a záblesky popisujeme v jednotkách fyzikálních, kalibrační vztah mezi oběma systémy jednotek v sobě obsahuje právě hledanou hmotnost gravitujícího objektu.

Řešení není unikátní, neboť připodobnění reálné a modelové světelné křivky není jednoznačné. Je možné připodobnit různé křivky pro různé modely a pro každou takovou proceduru získat jednu hodnotu předpokládané hmotnosti černé díry. Takto získané hodnoty se pak zpracují statisticky a jako hodnota výsledná se z množiny vypočtených označí ta nejpravděpodobnější (ve statistickém smyslu).

Metodologii se podařilo ověřit na nejbližší černé veledíře, ale autoři poukazují, že i další cíle jsou myslitelné. Tato metoda by tedy v principu mohla umožnit „vážit“ černé díry v centru dalekých galaxií.

Michal Švanda

Citace práce

V. Karas, M. Bursa, M. Dovčiak a kol., Super-Massive Black Hole mass estimation from bright flares, WSPC Proceedings, preprint arXiv:1901.06520

Kontakt: prof. RNDr. Vladimír Karas, DrSc., vladimir.karas@asu.cas.cz