Черные дыры являются одними из самых удивительных и малоизученных объектов во Вселенной. Они также стали своеобразной метафорой, обозначающей тотальное отсутствие чего-либо либо неутолимый голод. Действительно, черная дыра поглощает любую материю, которой не повезло оказаться достаточно к ней близко. Однако ученые из Уорикского университета (Ковентри, Великобритания) установили, что черные дыры могут выбрасывать колоссальное количество материи. Как проводилось наблюдение, какие данные указывают на вышеизложенный вывод, и что это может означать для общего понимания механики черных дыр? Ответы на эти вопросы мы найдем в докладе ученых.

Основа исследования

Маломассивные рентгеновские двойные системы (LMXB от low-mass X-ray binaries) представляют собой взаимодействующие системы, содержащие либо черную дыру (BH от black hole), либо нейтронную звезду, которая аккрецирует вещество маломассивной звезды-компаньона (≲1 M☉), обычно в результате переполнения полости Роша. Вследствие сохранения момента импульса падающее вещество стремится сформировать аккреционный диск, в котором гравитационная потенциальная энергия рассеивается в виде излучения. В транзиентных LMXB происходят спорадические вспышки, вызванные тепловязкостными неустойчивостями в аккреционном диске. Эти вспышки рассматриваются как резкое увеличение скорости аккреции массы, во время которого яркость систем возрастает на несколько порядков во всех диапазонах длин волн, благодаря чему они становятся одними из самых ярких астрономических объектов в рентгеновском диапазоне.

Транзиентные рентгеновские двойные системы с черными дырами (BHXB от transient black hole X-ray binaries) демонстрируют различные спектральные состояния в рентгеновском диапазоне, наиболее характерными из которых являются так называемые жесткое и мягкое состояния. В этих состояниях в энергетическом излучении систем преобладают соответственно жесткие и мягкие рентгеновские кванты. В ходе вспышки системы проходят гистерезисный цикл между двумя этими спектральными состояниями. В состоянии покоя и на стадии нарастания вспышки системы демонстрируют жесткий рентгеновский спектр, который, как предполагается, связан с оптически тонким, геометрически толстым аккреционным потоком. Вблизи пика вспышки внутренний поток, предположительно, сменяется оптически толстым, геометрически тонким аккреционным диском. В результате в спектре начинает преобладать мягкая тепловая компонента, которая сохраняется до тех пор, пока ближе к окончанию вспышки система не возвращается в жесткое состояние с низкой светимостью.

Традиционно эти два спектральных состояния связывают с двумя типами истечений. В жестком состоянии наблюдается интенсивное радиоизлучение, которое, как считается, связано со стационарной компактной радиоструей. При переходе источника в мягкое состояние излучение компактной струи подавляется, а из системы выбрасываются отдельные сгустки вещества («блобы» или «пузыри»), регистрируемые в радиодиапазоне, а иногда даже в рентгеновском диапазоне. В то же время рентгеновские линии поглощения, формируемые ветрами аккреционного диска, наблюдаются только в мягком состоянии у систем с достаточно большим углом наклона. Долгое время предполагалось, что очевидное отсутствие таких признаков в жестких состояниях обусловлено эффектами отбора, возможно, вследствие сильной ионизации истечения, затрудняющей его обнаружение.

Однако за последнее десятилетие в нескольких системах в жестких состояниях были обнаружены признаки ветров аккреционного диска в оптических рекомбинационных линиях. В отличие от горячих сильно ионизованных ветров, наблюдаемых в рентгеновском диапазоне, эти холодные оптические ветры требуют высокой плотности вещества, что указывает на высокие скорости потери массы с истечением, которые могут регулировать развитие вспышки. Связь между признаками ветров аккреционного диска в рентгеновском и оптическом диапазонах остается недостаточно изученной. Однако недавние одновременные наблюдения в нескольких диапазонах длин волн указывают на то, что, по крайней мере в некоторых случаях, они представляют собой различные фазы одного и того же истечения. Кроме того, результаты некоторых исследований позволяют предположить, что «холодные ветры» присутствуют постоянно, а при переходах между состояниями лишь незначительно изменяется степень их ионизации. Таким образом, формирующаяся картина ветров аккреционного диска остается сложной, а понимание этого важнейшего компонента системы — фрагментарным. Очевидным способом улучшить понимание этих процессов является получение спектров BHXB с разделением по спектральным состояниям в широком диапазоне длин волн.

В рассматриваемом нами сегодня труде ученые представили эволюцию оптических спектроскопических характеристик транзиентной системы с черной дырой Swift J1727.8−1613 (далее J1727) во время вспышки. 24 августа 2023 года источник J1727 был зарегистрирован телескопом Swift Burst Alert Telescope (BAT), который классифицировал транзиент как гамма-всплеск (GRB 230824A3). Вскоре после этого роботизированный телескоп MASTER-Tunka зарегистрировал оптический аналог с возрастающей яркостью. Тогда ученые также сообщили о регистрации источника телескопом MAXI/GSC. Его поток быстро увеличивался и менее чем за 90 минут превысил 2 Краб в диапазоне 10–20 кэВ, что исключило внегалактическое происхождение источника. Жесткие и быстрые вспышки, наблюдавшиеся на ранних этапах вспышечной активности, напоминали поведение V404 Cyg, а также V4641 Sgr и Swift J1858.4−0814.

В оптическом диапазоне яркость транзиента быстро достигла V ≈ 12 зв. вел. по сравнению с приблизительно 20-й звездной величиной в состоянии покоя. Кроме того, он стал самым ярким рентгеновским объектом на небе. Его беспрецедентная яркость привлекла широкое внимание и послужила основанием для проведения последующих наблюдательных кампаний во всех энергетических диапазонах. Эти наблюдения позволили оценить ключевые параметры системы.

Ученые использовали оптические спектроскопические данные среднего разрешения, полученные с помощью VLT/X-Shooter, чтобы проследить эволюцию признаков аккреционного диска и истечений в J1727 на протяжении вспышки 2023 года и связанных с ней переходов между состояниями. Исследование продолжило первоначальную работу, в которой сообщалось о сильных эмиссионных и абсорбционных особенностях.

Наборы данных

Оптическая спектроскопия и спектроскопия ближнего ИК-диапазона

Ученые получили 13 спектров Swift J1727.8−1613 среднего и высокого разрешения в течение 11 отдельных эпох наблюдений с помощью спектрографа X-Shooter, установленного на третьем основном телескопе Very Large Telescope (VLT UT3, Melipal), в рамках более широкой многоволновой наблюдательной кампании. X-Shooter обеспечивает одновременный охват диапазона длин волн от 3000 Å до 2.4 мкм с помощью трех каналов наблюдения: UVB, VIS и NIR. Наблюдения были разделены на две кампании, проведенные до и после периода ограничений, связанных с близостью источника к Солнцу. Первая кампания охватывала начальный этап вспышки с 27 августа по 21 октября 2023 года. Вторая кампания включала две эпохи наблюдений — 29 февраля и 3 марта 2024 года — и охватывала переход из мягкого состояния в жесткое.

Каждая эпоха наблюдений включала несколько экспозиций, выполненных по схеме смещения AABB, при этом число экспозиций в каждом положении составляло половину их общего числа (фактически N/2 × AB × N/2, где N — общее число экспозиций). Во всех каналах и во все эпохи для UVB/VIS/NIR использовали ширину щели 1″/0.9″/0.9″ соответственно. Единственным исключением была эпоха 9b, для которой использовали щель шириной 1.2″, чтобы учесть значительное эффективное атмосферное размытие изображения, обусловленное малой высотой источника над горизонтом во время наблюдений.

Данные обработали с использованием последней доступной версии конвейера X-Shooter в среде ESOREFLEX, а теллурические линии поглощения скорректировали с помощью MOLECFIT. Все длины волн и временные метки перевели в барицентрическую систему отсчета, а длины волн скорректировали с учетом лучевой скорости системы, используя результаты MS25. Временные метки скорректировали по эфемеридам JPL с применением методов, реализованных в ASTROPY.TIME.

Изображение №1

Все данные сгруппировали до двух пикселей на элемент спектрального разрешения, определяемый разрешающей способностью использованной инструментальной конфигурации. Поправку на межзвездное поглощение внесли на основании оценки покраснения, полученной по данным спектроскопии ближнего УФ-диапазона: E(B−V) = 0.37 ± 0.01 (stat) ± 0.025 (sys). Сводка наблюдений с соответствующими орбитальными фазами вторичного компонента и спектральными состояниями представлена в таблице №1 и проиллюстрирована выше.

Таблица №1

Чтобы проверить изменчивость эмиссионных линий на коротких временных масштабах, ученые также провели шесть наблюдений J1727 с высоким временным разрешением с помощью спектрографа Robert Stobie Spectrograph (RSS), установленного на Southern African Large Telescope (SALT; PID: 2021-2-LSP-001), в режиме кадрового переноса с экспозициями длительностью 10–12 секунд. Три серии наблюдений были выполнены в ярком жестком состоянии — 26 и 29 августа, а также 17 сентября 2023 года, еще три — в жестком состоянии с низкой светимостью вблизи окончания вспышки, 14, 19 и 20 марта 2024 года. Во всех наблюдениях использовали дифракционную решетку PG3000, охватывавшую диапазон приблизительно 4200–4900 Å и центрированную на линии He II λ4686. Однако значимых изменений профиля линии обнаружено не было.

Результаты исследования

Как показано на графике выше, во время вспышки, при которой был обнаружен J1727, источник прошел канонический q-образный гистерезисный цикл на диаграмме «жесткость — интенсивность» (HID от hardness-intensity diagram), характерный для большинства транзиентных BH-LMXB. На графике представлена HID, отражающая эволюцию вспышки в энергетическом диапазоне 2–10 кэВ по данным мониторинга рентгеновского изображения всего неба (MAXI от Monitor of All-sky X-ray Image). Были использованы данные его щелевой газовой камеры Gas Slit Camera (GSC от Gas Slit Camera), полученные из архива MAXI. На HID точки данных, соответствующие одиннадцати эпохам наблюдений X-Shooter, отмечены пронумерованными звездочками с цветовой кодировкой. Также обозначены переходы из жесткого состояния в мягкое и из мягкого состояния в жесткое, определенные N.

Как видно на графике, эпохи 1–9 охватывают переход из жесткого состояния в мягкое, который произошел вскоре после эпохи 5. Вскоре после эпохи 9, в октябре 2023 года, источник оказался на дневной стороне неба и стал недоступен для наблюдений из-за близости к Солнцу. Еще два наблюдения были проведены после того, как J1727 вышел из области солнечного сияния, при рентгеновской светимости приблизительно в 100 раз ниже, чем в предыдущие эпохи. Первое из них, соответствующее эпохе 10, было выполнено в мягком состоянии, а последнее, соответствующее эпохе 11, — ближе к завершению перехода из мягкого состояния в жесткое. Данные эпох 9 и 10 представляют собой усредненные результаты двух последовательных наблюдений.

Спектроскопическая эволюция

Изображение №2

Выше показана спектральная эволюция области λλ ≈ 3700–5500 Å во все эпохи наблюдений. Эта область включает несколько линий серии Бальмера и линий гелия, а также бленду Боуэна при λ ≈ 4650 Å. Чтобы подчеркнуть динамику газа, ниже в пространстве скоростей подробно показаны некоторые из наиболее важных линий: He II λ4686, He I λ10830, Hα, Hγ и O VI.

Изображение №3

На ранних стадиях вспышки в спектре J1727 наблюдаются спектральные линии как высокой, так и низкой степени ионизации, включая O VI и He II, а также сложная форма континуума в области Hβ, обусловленная наличием сильного межзвездного поглощения. Первую эпоху наблюдений провели в самом начале вспышки, приблизительно через 48 часов после оповещения BAT. Эта эпоха характеризуется наиболее выраженными линиями. Пики линий водорода смещены в красную область, а их синие крылья значительно протяженны. Напротив, линии более высокоионизованных элементов, такие как He II λ4686, имеют симметричный двухпиковый профиль в верхней части, тогда как основная часть линии асимметрично смещена в синюю область.

В последующие эпохи до закрытия окна видимости источника, то есть в эпохи 2–9, спектральные линии обычно имеют двухпиковый эмиссионный профиль, характерный для аккреционных дисков, и асимметричную составляющую. Исключением является эпоха 3, профили линий которой напоминают профили первой эпохи. Как показано выше, по мере развития вспышки ширина этой двухпиковой линии, частично определяемая распределением излучательной способности, увеличивается. Такое поведение согласуется со смещением распределения излучательной способности к меньшим радиусам.

В то же время изменение расстояния между пиками указывает на то, что по мере приближения источника к мягкому состоянию внешний радиус диска уменьшается. Однако вклад в наблюдаемую эволюцию также могут вносить изменения облучения и структуры атмосферы диска. Двухпиковые линии в целом асимметричны. Отношение потока в красном пике к потоку в синем не коррелирует с орбитальной фазой, что, вероятно, указывает на наличие геометрического эффекта, например искривления диска или прецессии эллиптического диска.

На протяжении этих эпох в бальмеровских линиях периодически появлялись особенности поглощения на красном, синем или обоих крыльях ядра эмиссионной линии, начиная примерно со скоростей ±1000 км/с. Как показано в первом столбце на изображении №3, несмотря на изменения глубины и возможности обнаружения, смещенные в синюю и красную области провалы поглощения начинались примерно при одинаковых по модулю скоростях с обеих сторон и оставались симметричными относительно положения линии в состоянии покоя. Это указывало на то, что данные особенности могли быть обусловлены симметричной линией поглощения, центрированной на длине волны покоя и частично заполненной эмиссионными компонентами, свойства которых изменялись со временем.

Для дальнейшей проверки этой интерпретации во всех случаях, когда присутствовали указанные провалы поглощения, ученые аппроксимировали крылья профилей поглощения Hα широкой гауссовой функцией, исключая область эмиссионного ядра линии, границы которой определяли визуально. Аппроксимацию выполняли с помощью LMFIT, а соответствующие неопределенности оценивали методом бутстрэп-анализа для каждого интервала по длине волны, предполагая гауссовы ошибки, величину которых определяли по прилегающим участкам континуума. Из-за наблюдавшихся изменений интенсивности провалов поглощения параметры некоторых эпох были определены с низкой точностью, а для отдельных эпох их определить не удалось. Несмотря на невозможность выполнить аппроксимацию для всех эпох, для всех профилей поглощения, параметры которых удалось определить этим методом, результаты измерений были статистически согласованы в пределах 3σ с положением центра линии на длине волны покоя. Это было справедливо для всех эпох, в которых присутствовали провалы поглощения, за исключением эпохи 7, когда центр поглощения находился при скорости −271 ± 46 км/с. Примечательно, что это наблюдение совпало с началом самой яркой радиовспышки J1727.

Эпохи 6–8 соответствовали периоду перехода источника в мягкое состояние. Известно, что переход между состояниями сопровождается существенными изменениями геометрии аккреционного потока и струи, включая: переход от оптически тонкого к оптически толстому аккреционному потоку по мере преобразования диска из геометрически толстой структуры в тонкую; радиовспышки, связанные с выбросами отдельных биполярных струй; подавление излучения компактной струи.

Изображение №4

Чтобы исследовать совместную эволюцию различных компонентов системы, на графиках выше ученые сопоставили эволюцию рентгеновского излучения J1727 с одновременными изменениями оптических эмиссионных линий He II и Hα. Рентгеновское излучение отражает процессы во внутренней области аккреции, тогда как оптические линии дают дополнительную информацию о переработке излучения и кинематике внешней части аккреционного потока. В частности, He II служит надежным индикатором ионизующего континуума в недоступном для непосредственных наблюдений диапазоне экстремального ультрафиолетового излучения 55–220 эВ. Во всех полученных спектрах эта линия имела отчетливый двухпиковый профиль, что согласуется с ее формированием в диске, кинематика которого преимущественно определяется вращением.

Напротив, пики линии Hα невозможно было надежно разделить, что не позволило получить достоверные измерения расстояния между ними. Кроме того, поглощение в крыльях линии, рассмотренное выше, делало оценки потока ненадежными. Анализ FWHM (от full width at half maximum, т. е. полуширина) обеих линий ясно показал, что они отражают различную эволюцию, поскольку демонстрируют противоположные тенденции. Следует отметить, что для Hα FWHM измеряли относительно уровня континуума. В частности, по мере развития вспышки FWHM линии Hα уменьшалась, вопреки ожидаемому эффекту сжатия области формирования линии. Такое поведение, напротив, указывает на то, что фотосфера распространяется к более удаленным областям диска. Поэтому в качестве основного индикатора оптической области формирования линий в диске ученые использовали He II.

Ученые охарактеризовали профиль He II, измерив интегральный поток линии, расстояние между пиками и FWHM. Поток определяли интегрированием профиля линии в спектрах, скорректированных с учетом межзвездного поглощения и с вычтенным континуумом. Расстояние между пиками оценивали, выделяя каждый пик и независимо аппроксимируя его с помощью LMFIT. Для определения центра каждой компоненты использовали либо гауссову модель, либо полином второго порядка, аппроксимированный по нескольким пикселям вблизи максимума. Оба подхода дали согласующиеся результаты. FWHM двухпиковых профилей рассчитывали численно, определяя точки пересечения профиля линии с уровнем, соответствующим половине ее максимального потока.

Для Hα ученые измерили интегральный поток и FWHM тем же методом, исключая области провалов поглощения. В этом случае расстояние между пиками не измеряли, поскольку двухпиковая структура линии не была четко разрешена. Для эпохи 10 из аппроксимации исключили узкую эмиссионную компоненту, расположенную с синей стороны относительно длины волны покоя, поскольку положение ее центра согласовывалось с орбитальным решением для звезды-донора, полученным в MS25. Это указывало на то, что данная компонента могла формироваться на облученной стороне звезды-донора, в горячем пятне либо в обеих этих областях. Для эпохи 11, поскольку синее крыло линии He II явно отсутствовало, ученые также привели значения FWHM и расстояния между пиками, рассчитанные как удвоенное расстояние от красной стороны профиля до положения линии в состоянии покоя.

Как видно на изображении №4, в течение эпох 1–5 поток линии He II медленно снижался по мере смягчения рентгеновского спектра источника, за исключением первой эпохи, наблюдения которой были выполнены до максимума вспышки. Напротив, расстояние между пиками He II и FWHM на протяжении этого интервала оставались практически неизменными. Переход в мягкое состояние между эпохами 5 и 6 и начало периода радиовспышек сопровождались уменьшением потока линии приблизительно в 2 раза. При этом в эпоху 7 наблюдалось небольшое, но статистически значимое увеличение потока. Начало мягкого состояния также сопровождалось резким увеличением как FWHM, так и расстояния между пиками двухпиковых профилей.

Увеличение потока в эпоху 7 совпало с поздней стадией нарастания самой яркой радиовспышки, близкой к ее максимуму. Наблюдение было выполнено приблизительно за 12 часов до зарегистрированного максимума, когда поток уже превышал уровень до вспышки примерно в 100 раз. Эта вспышка была связана с эпизодом выброса струи, во время которого поток на частоте 1.28 ГГц достиг приблизительно 800 мЯн. Одновременно FWHM и расстояние между пиками линии He II уменьшились по сравнению с соседними эпохами. Если профиль линии преимущественно отражает кеплеровское движение вещества в диске, то уменьшение характерных скоростей и увеличение потока указывают на дополнительный вклад более удаленных областей диска в эмиссию линии во время вспышки. Это согласуется с временным смещением преобладающей области эмиссии He II к внешним областям диска во время выброса струи и указывает на повторную ионизацию внешней части диска, вызванную радиовспышкой.

Когда в феврале 2024 года J1727 вновь стал доступен для наблюдений после периода близости к Солнцу, источник все еще оставался активным. Отношение жесткости его рентгеновского излучения было сходным с наблюдавшимся в ярком мягком состоянии, однако светимость в диапазоне 2–10 кэВ была приблизительно в 100 раз ниже (эпоха 10 на изображении №1). В этот период ученые провели еще два наблюдения: первое — в мягком состоянии, второе — ближе к завершению перехода из мягкого состояния в жесткое, соответствовавшие эпохам 10 и 11 соответственно. К эпохе 10 поток линии He II уменьшился более чем в 10 раз по сравнению с периодом перехода из жесткого состояния в мягкое и приблизительно в 5 раз по сравнению с началом мягкого состояния. Для линии He II также наблюдалось значительное увеличение как FWHM, так и расстояния между пиками, что, предположительно, указывало на медленное, но непрерывное истощение ионизованного аккреционного диска.

Гипотеза об истощении диска также подтверждалась ослаблением бленды Боуэна относительно He II. С учетом соответствующих потенциалов ионизации (≈40 эВ для бленды Боуэна и ≈54 эВ для He II) это указывало на смещение спектрального распределения энергии диска к более коротким длинам волн по сравнению с предыдущими наблюдениями, как и ожидалось при уменьшении внешнего радиуса диска. В эту эпоху во всех спектральных переходах отчетливо наблюдались двухпиковые линии, причем красное крыло было немного ярче. В частности, He II демонстрировала хорошо выраженный профиль с дополнительной узкой эмиссионной компонентой, скорость которой соответствовала скорости звезды-донора. Эта компонента была связана с облученной стороной звезды-донора и, возможно, также содержала вклад области столкновения аккреционного потока, проходящего через внутреннюю точку Лагранжа, с краем аккреционного диска — так называемой горячей точки.

Изображение №5

Наиболее значительная спектральная эволюция наблюдалась в эпоху 11, когда профили линий резко изменились по сравнению с предыдущими наблюдениями. На протяжении всей вспышки в оптическом спектре преобладали эмиссионные линии. Однако в начале тусклого жесткого состояния в бальмеровских линиях высших порядков, прежде всего от Hγ до Hζ, стали преобладать широкие особенности поглощения. Эти профили сопровождались относительно узкими эмиссионными компонентами, расположенными с красной стороны относительно длин волн покоя. Кроме того, выше виден особенно выраженный край бальмеровского поглощения, что согласуется с наличием оптически толстой поглощающей среды.

Таблица №2

Эти особенности поглощения имели сложную асимметричную структуру с широким провалом, явно смещенным в синюю область. Хотя наблюдаемые минимумы потока располагались приблизительно при скорости −1000 км/с, красные крылья сильно смешивались с эмиссионными ядрами, что затрудняло определение истинных центров линий. Для учета этой сложности ученые рассмотрели различные конфигурации моделирования, включая маскирование эмиссионных компонентов (пример приведен на вставке к изображению №5), многокомпонентное гауссово моделирование, а также раздельную аппроксимацию линий и аппроксимацию со связанными параметрами. В зависимости от использованного подхода полученные положения центров варьировались приблизительно от −650 до −850 км/с. Для единообразия в таблице №2 ученые привели параметры совместной аппроксимации лоренцевым профилем. С учетом разброса результатов, полученных при использовании различных подходов к моделированию, в дальнейшей работе они приняли репрезентативное значение v ∼ −750 км/с.

Линия He II, напротив, по-прежнему наблюдалась только в эмиссии, хотя ее поток уменьшился еще в 2 раза по сравнению с предыдущим наблюдением в мягком состоянии. Теперь ее профиль имел широкое основание, возвышавшееся над уровнем континуума на несколько процентов, и красное эмиссионное крыло, интенсивность которого плавно возрастала от скорости, соответствующей положению линии покоя, а затем резко уменьшалась на более длинных волнах. На первый взгляд узкую красную эмиссионную компоненту можно было бы связать с облученной стороной звезды-донора или горячей точкой, как предполагалось для предыдущей эпохи. Однако орбитальная фаза в эпоху 11 была близка к нулю (таблица №1), поэтому компоненту, связанную со звездой-донором, следовало ожидать вблизи длины волны покоя. Это исключало происхождение узкой эмиссионной компоненты на звезде-доноре.

Изображение №6

Выше представлено непосредственное сравнение эпох 10 и 11, показывающее, что смещенный в красную область пик He II в эпоху 11 фактически совпадал с красным пиком двухпиковой эмиссионной линии, наблюдавшейся в эпоху 10 в мягком состоянии. Широкое основание линии в обеих эпохах имело сходный скоростной профиль.

Кроме того, скорость истечения, определенная по бальмеровскому поглощению в эпоху 11, совпадает с синей границей широкой компоненты, лежащей в основании эмиссионной линии He II. В совокупности эти характеристики указывают на то, что двухпиковая линия диска по-прежнему присутствует, однако ее смещенная в синюю область сторона подавляется поглощением в том же истечении, которое вызывает широкие особенности бальмеровского поглощения.

Для более детального ознакомления с нюансами исследования рекомендую заглянуть в доклад ученых.

Эпилог

В рассмотренном нами сегодня труде ученые установили, что черные дыры не только поглощают материю, но и выделяют ее.

Черные дыры часто представляют как ненасытные космические объекты, поглощающие все, что есть рядом с ними. Однако новые наблюдения вспышки показали, что процесс аккреции устроен значительно сложнее. С помощью Очень Большого Телескопа (VLT от Very Large Telescope) Европейской южной обсерватории ученые проследили за недавно обнаруженной системой Swift J1727.8−1613 на протяжении мощной вспышки 2023 года.

Черная дыра в этой системе перетягивает газ с расположенной рядом звезды. Однако далеко не все это вещество достигает черной дыры. Значительная его часть возвращается в окружающее пространство в виде мощных струй и ветров. Исследователи обнаружили, что интенсивные истечения могли сохраняться даже после того, как источник значительно потускнел, а его активность снизилась до уровней, при которых столь мощные выбросы ранее не ожидались. Таким образом, черные дыры ведут себя не как бездонные воронки. Скорее, их можно сравнить с космическими системами переработки вещества: они захватывают газ, изменяют его состояние, а затем выбрасывают существенную часть обратно в пространство.

По словам ученых, распространенное представление о том, что черная дыра просто поглощает все вокруг, слишком упрощено. Наблюдения показали, что вещество поступает в систему, подвергается сложным физическим процессам, после чего значительная его доля вновь выбрасывается наружу. Полученные данные позволили составить одну из наиболее подробных последовательностей оптических наблюдений вспышки черной дыры. Вместо нескольких отдельных эпизодов астрономы смогли проследить, как система последовательно переходила через разные стадии активности.

Swift J1727.8−1613 была обнаружена после внезапной вспышки в 2023 году и быстро стала одним из самых ярких рентгеновских источников на небе. Система содержит черную дыру, которая отбирает газ у звезды-компаньона. Вокруг черной дыры при этом формируется быстро вращающийся аккреционный диск из сильно нагретого вещества. Благодаря подробным наблюдениям ученые смогли проследить развитие аккреции практически в реальном времени. Подобные события редко удается наблюдать с таким высоким качеством и на стольких последовательных стадиях. Одно из наиболее заметных изменений произошло во время выброса мощной струи. Одновременно существенным образом изменилась структура аккреционного диска, из которого вещество поступало к черной дыре. Это позволило особенно подробно изучить связь между веществом, движущимся внутрь системы, и веществом, которое выбрасывалось из нее обратно в пространство.

Полученные результаты дополняют все большее число свидетельств того, что черные дыры не просто поглощают вещество. Они представляют собой активные системы, способные перераспределять газ в окружающем пространстве: часть вещества движется внутрь, а затем значительная его доля возвращается наружу в составе струй и ветров. Ученые отмечают, что основное внимание обычно привлекают яркие явления в начале вспышки. Однако новые наблюдения показали, что ее завершающая стадия также может сопровождаться чрезвычайно интенсивными процессами. Даже после значительного снижения рентгеновского излучения система сохраняла достаточно энергии для масштабного выброса газа.

Проследив за Swift J1727.8−1613 на протяжении почти всей вспышки, ученые смогли наблюдать практически полный цикл поступления, преобразования и выброса вещества. Эти результаты дали одно из наиболее подробных представлений о том, как черные дыры аккрецируют вещество, реагируют на изменение состояния системы и воздействуют на окружающее пространство.

Немного рекламы

Спасибо, что остаетесь с нами. Вам нравятся наши статьи? Хотите видеть больше интересных материалов? Поддержите нас, оформив заказ или порекомендовав знакомым, облачные VPS для разработчиков от $4.99, уникальный аналог entry-level серверов, который был придуман нами для Вас: Вся правда о VPS (KVM) E5-2697 v3 (6 Cores) 10GB DDR4 480GB SSD 1Gbps от $19 или как правильно делить сервер? (доступны варианты с RAID1 и RAID10, до 24 ядер и до 40GB DDR4).

Dell R730xd в 2 раза дешевле в дата-центре Maincubes Tier IV в Амстердаме? Только у нас 2 х Intel TetraDeca-Core Xeon 2x E5-2697v3 2.6GHz 14C 64GB DDR4 4x960GB SSD 1Gbps 100 ТВ от $199 в Нидерландах! Dell R420 - 2x E5-2430 2.2Ghz 6C 128GB DDR3 2x960GB SSD 1Gbps 100TB - от $99! Читайте о том Как построить инфраструктуру корп. класса c применением серверов Dell R730xd Е5-2650 v4 стоимостью 9000 евро за копейки?