Žybsniai Galaktikos centre (I)

Prieš keletą savaičių užsiminiau apie naują savo straipsnį moksliniame žurnale ir pažadėjau papasakoti plačiau. Taigi dabar ir pasakoju. Įrašų bus du arba trys, nes nenoriu rašyti vienos paklodės, o papasakoti yra apie ką. Šiandien pristatysiu problemos esmę, stebėjimų duomenis bei šį tą apie kitas teorijas, aiškinančias reiškinį.

Esu rašęs apie juodąsias skyles bendrai paėmus ir apie mūsų Galaktikos centro gyventoją, vadinamą Sgr A*. Priminsiu, kad ta mūsų juodoji skylė yra labai blyški, palyginus su aktyvių galaktikų branduoliais ar kvazarais. Jos šviesis Saulės šviesį viršija vos 300 kartų; taip ryškiai šviečia maždaug 6-7 Saulės masių žvaigždė! Kritinis Edingtono šviesis tokios masės kūnui, kaip Sgr A*, Saulės šviesį viršija maždaug 100 milijardų kartų. Taigi mūsų Galaktikos juodajai skylei tikrai toli iki ryškiųjų kvazarų, kurie švyti per kosmines tolybes nuo Visatos jaunystės laikų.

Visgi blyškumas nereiškia, jog Sgr A* yra neįdomi. Visų pirma, ji yra labai arti, palyginus su kitomis supermasyviomis juodosiomis skylėmis. Tai reiškia, kad ją tyrinėti galime labai detaliai ir išskirti reiškinius taip arti jos įvykių horizonto, kaip niekur kitur (beje, kalbant apie santykinius dydžius, Sgr A* išskirti galime ryškiau negu bet kurią kitą juodąją skylę apskritai; artimesnės Žemei juodosios skylės yra maždaug 100 tūkstančių kartų mažesnės masės, taigi jų įvykių horizontai yra tiek pat kartų mažesni; na o atstumai iki jų yra „tik“ šimtus ar tūkstančius kartų mažesni, nei iki Sgr A*). Taip stebėdami astronomai aptiko labai arti juodosios skylės skriejančias žvaigždes ir kitokias įdomybes. Viena įdomybė – daugmaž kasdien įvykstantys žybsniai, matomi infraraudonųjų, rentgeno ir galbūt netgi radijo bei mikro bangų ruožuose.

Pirmos užuominos, jog Sgr A* spinduliuotė yra kintama, aptiktos 2001-aisiais metais rentgeno spindulių ruože. Santykinai stiprūs rentgeno spinduliai yra vienas iš požymių, liudijančių, jog objektas švyti dėl akrecijos, o ne dėl termobranduolinių reakcijų. Taigi astronomai, pasitelkę tuo metu visai naują Chandra rentgeno spindulių kosminę observatoriją, stebėjo Sgr A*, tikėdamiesi aptikti rentgeno spinduliuotę. Aptiko. Taip pat aptiko, jog maždaug sykį per dieną, tačiau be jokio akivaizdaus periodo, rentgeno spinduliuotė, sklindanti iš Sgr A*, paryškėja maždaug dešimt kartų. Per dešimtmetį tokių žybsnių užfiksuota daugybė (stebima ne nuolat, todėl žybsnių nustatyta gerokai mažiau, nei dienų dešimtyje metų). Ryškiausiųjų metu Sgr A* ima spinduliuoti daugiau nei šimtą kartų smarkiau, nei paprastai. Žybsnis užsidega ir užgęsta keleto valandų bėgyje, paprastai daugmaž vienodai visame rentgeno spindulių ruože, nors yra požymių, jog didesnės energijos spinduliuotė paryškėja smarkiau, nei mažesnės.

2003-aisiais metais pastebėta, jog panašūs žybsniai vyksta ir infraraudonųjų spindulių ruože. Infraraudonieji žybsniai paprastai yra ne tokie dideli, kaip rentgeno (spinduliuotės stipris padidėja iki dešimties kartų, o ne dešimtis ar šimtus), tačiau vyksta dažniau – keletą kartų per dieną. Kiekvieno žybsnio trukmė panaši į rentgeno – keletas valandų.

Vėliau nustatytos dar kelios įdomios šių žybsnių savybės. Pasirodo, jog kiekvienas rentgeno žybsnis įvyksta beveik tiksliai kartu su infraraudonųjų spindulių žybsniu (tačiau ne atvirkščiai, t.y. būna infraraudonųjų žybsnių, neturinčių rentgeno kompanijos). Taip pat po kai kurių žybsnių maždaug pusvalandžiu vėliau Sgr A* blyksteli ir ilgesnių bangų – mikro ir radijo – ruože. Naujausi stebėjimai netgi rodo, kad paties infraraudonojo žybsnio metu radijo ir mikrobangų spinduliuotė iš Sgr A* šiek tiek susilpnėja, bet vėliau pašoka virš normalios būsenos.

Kol kas nei viename spektro ruože nepavyko nustatyti tikslaus žybsinčios srities dydžio. Tačiau pavyko nustatyti labai griežtas viršutines ribas: bent jau infraraudonieji ir radijo bangų žybsniai vyksta regione, kurio skersmuo neviršija maždaug dviejų astronominių vienetų, o centras tiksliai sutampa su Sgr A* padėtimi. Sgr A* įvykių horizonto spindulys yra maždaug viena dvyliktoji astronominio vieneto dalis, taigi žybsėjimas sklinda iš srities, vos dešimt kartų didesnės už šį spindulį. Šis faktas yra vienas iš svariausių įrodymų, jog mūsų Galaktikos centre esantis objektas yra tikrai juodoji skylė; taip pat jis parodo, kad žybsėjimas kyla labai arti juodosios skylės, taigi yra glaudžiai susijęs su ten vykstančiais fizikiniais procesais. Dar vienas įrodymas, jog žybsėjimas kyla labai mažame regione – kai kurių žybsnių metu spinduliuotės stiprumas kinta daugmaž periodiškai, o periodas yra apie 17 minučių. Per 17 minučių šviesa nuskrieja tik du astronominius vienetus, taigi spinduliuotės negali sklisti iš didesnio regiono.

Stebėjimais nustatyti įmanoma labai daug, tačiau suprasti, kas žybsnius sukelia ir kaip jie vystosi, įmanoma tik sukūrus kokį nors fizikinį modelį. Kol kas beveik visi modeliai nagrinėja spektrines žybsnių savybes ir šviesio priklausomybę nuo laiko, tačiau nebando atsakyti į klausimą, kodėl žybsniai vyksta sykį per dieną arba dažniau (apie modelius, kurie šitai nagrinėja – kitame įraše). Taip pat ne visuose modeliuose kreipiamas didelis dėmesys į tai, kas sukelia žybsnį; nagrinėjamas tik žybsnio vystymasis. Iš principo tai nėra kažkas blogo – modelių kūrėjai neneigia, kad nepaaiškina viso proceso, o tik jo dalį; be to, net nagrinėdami tik žybsnio spinduliuotės (šviesio ir spektro) vystymąsi, galime sužinoti įvairių dalykų.

Nepaisant riboto nagrinėjamų procesų skaičiaus, modeliai yra gana įvairūs. Pavyzdžiui, kai kurie nagrinėja situaciją, kai staiga padidėja materijos, krentančios į Sgr A* kiekis, taigi kartu ir išspinduliuojama energija. Tačiau padidėjęs materijos kiekis reiškia padidėjusį jos tankį, kuris turėtų sąlygoti ir magnetinio lauko padidėjimą Sgr A* apylinkėse. Sustiprėjęs magnetinis laukas turėtų sukelti gerokai didesnius svyravimus radijo bangų diapazone, nei yra matoma žybsnių metu. Taigi tokie modeliai šiuo metu yra daugmaž atmesti. Tačiau magnetinis laukas gali sukelti ir daugiau efektų, net jei jo stiprumas nekinta. Pavyzdžiui, magnetinio lauko linijos paprastai turėtų judėti kartu su dujomis (vadinamasis „įšalęs“ magnetinis srautas); bet kartais jos išsilenkia taip, kad staiga „nutrūksta“ vienoje vietoje ir susijungia kitoje. Taip magnetinis laukas staigiai praranda daug energijos, kuri gali smarkiai įkaitinti dujų daleles nedideliame regione; tos dalelės staiga ima spinduliuoti visiškai kitokį spektrą, bet per keletą valandų atvėsta iki aplinkos temperatūros, ir žybsnis baigiasi. Po kiek laiko magnetinio lauko linijos vėl sulinksta tiek, kad procesas pasikartotų iš naujo. Taip pat magnetinis laukas karts nuo karto gali susisukti taip, kad paleistų nedidelę čiurkšlę beveik nuo įvykių horizonto statmenai juodosios skylės sukimosi krypčiai; tokia čiurkšlė taip pat galėtų būti matoma kaip trumpalaikis žybsnis. Kitas variantas, tiesiogiai nesusijęs su magnetiniu lauku, yra akrecinės tėkmės nestabilumas, susidarantis dėl kol kas nelabai aiškių priežasčių (galbūt dėl dujų temperatūros ir tankio pasiskirstymo, ar dar kažko). Nestabilumo dėka tėkmėje atsiranda tankesnių dujų gumulas, aplink jį susidaro smūginė banga, greitinanti daleles ir sukelianti infraraudonąjį ir rentgeno švytėjimą.

Na ką, šiam kartui užteks. Kitame įraše – apie mūsų modelį ir kuo jis ypatingas (bei teisingas :)).

Laiqualasse

5 comments

  1. O, ačiū už kalėdinį straipsnį! Tikrai įdomu, laukiu tęsinio.

    Klausimas: pastebėjau, jog daug kur remiesi Sgr A* pavyzdžiu. Ar tavo studijos bei tyrimai susiję su ja, ar tai idealiausias variantas nagrinėjimui, ar kažkas kita?

    1. Prašau :)

      Sgr A* yra artimiausia mums supermasyvi juodoji skylė, taigi daugeliu atvejų idealus objektas detaliems tyrimams. Ir taip, mano tyrimai susiję su šituo objektu – kol kas bent du iš trijų „rimtų“ disertacijos skyrių turėtų būti apie Sgr A* sukeliamus ar bent paveikiamus procesus.

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *