Novinky
Na čem pracujeme: Akrece na černou díru jako předchůdce dlouhých záblesků gama?
Gama záblesky jsou jedním z nejenergetičtějších jevů ve vesmíru. Objeveny byly na konci šedesátých let vojenskými družicemi a v prvních letech jejich pozorování bylo k dispozici více hypotéz vysvětlujících jejich existenci než pozorovaných exemplářů. Petra Suková z ASU společně s kolegy z Polska prezentovala studii spojující v jednom modelu původce dlouhých záblesků gama a vlastnosti černých děr nedávno pozorovaných novým oknem astrofyziky – gravitačními vlnami.
V posledních letech se odborníci shodují, že původcem gama záblesků budou nejspíše hmotné hvězdy kolabující přímo na černou díru. Mluví se o tzv. modelu kolapsaru. Kolaps jádra je velmi rychlý, takže zbylé obálky na černou díru padají – akreují – se zpožděním a právě procesy v akreci vedou až k zažehnutí záblesku gama. Předpokládá se, že černá díra by měla rychle rotovat, přičemž akrece na rotující kompaktní objekt umožňuje efektivní přenos energie do polárních výtrysků, jež jsou teprve zdrojem velmi tvrdého gama záření.
Detekce gravitačních vln interferometrem LIGO na stranu druhou potvrdila, že se ve vesmíru nacházejí černé díry s hmotnostmi desítek Sluncí, jejichž původcem jsou s největší pravděpodobností také kolabující velmi hmotné hvězdy. Nabízí se otázka, zda i takto hmotné černé díry mohou rychle rotovat a stát se tak během kolapsu samotného zdroji gama záření, nebo zda je zde nějaký podstatný rozdíl.
Petra Suková z ASU stála společně s kolegy z Polské akademie věd u zrodu studie, v níž co možná nejpřesněji studovali procesy v jádru kolapsaru. V plně relativistickém modelu studovali kolaps jádra hvězdy na černou díru a následnou akreci okolního materiálu, jehož původcem jsou přirozeně vnější obálky hvězdy.
Simulace začíná ve formě pomalu rotující sféry látky s hmotností 25 hmotností Slunce, čímž autoři nahradili model původní hvězdy. Do jejího středu je vložena malá černá díra s hmotností 3 Sluncí, která připodobňuje důsledek kolapsu jádra vyvinuté hvězdy, které původně mělo poloměr kolem 5000 km. V síti modelů, které autoři počítali, měla tato černá díra různý spin, tedy různou rychlost rotace. S pomocí numerického magnetohydrodynamického kódu pak autoři sledovali akreci okolní látky na černou díru. Ve srovnání s předchozími studiemi však černá díra v centru dění není neměnným režisérem představení, ale její hmotnost a spin (tedy rotace) se mění přesně podle toho, kolik hmoty a momentu hybnosti „přiteče“ zvenčí. Obecně vzato hmotnost černé díry v čase celkem nepřekvapivě roste, ovšem spin jako vyjádření míry rotace vůči hmotnosti černé díry, kde nula odpovídá nerotujícímu objektu a jednička znamená maximálně rotující černou díru, může s časem dokonce i klesat. Autoři připouštějí i vznik rázových vln, jež mohou vést k přechodným změnám v účinnosti akrece.
Detailní výsledky v zásadě potvrdily očekávání. Nejrychlejší růst hmotnosti černé díry nastává v případě, kdy obálka prakticky nerotuje. Naopak, v rotujícím případě se původně sférický oblak velmi rychle transformuje do formy malého disku v rovníkové rovině černé díry, přičemž odstředivá síla v rovníkové oblasti akreci značně zpomaluje. V takovém případě dochází k růstu hmotnosti černé díry pouze díky částicím, které na kompaktní jádro přicházejí v polárních oblastech.
Ve většině testovaných modelů se vyvinula rázová vlna, která ovlivňuje (zpomaluje) rychlost akrece a tak přírůstek hmotnosti černé díry i jejího rotačního momentu. Pokud bublina rázové vlny osciluje, bude oscilovat i rychlost akrece, což povede k časovým změnám celkového zářivého výkonu systému. Výsledná hmotnost a spin černé díry pak velmi závisí na vlastnostech vzniklé rázové vlny. V akrečním mini-disku, jehož teplota je vysoká, vzniká též velké množství záření, které svým tlakem jednak opět zpomaluje akreci, ale dokonce může vést k odvržení vnějších obálek kolabující hvězdy tlakem tohoto záření.
Z výsledků dále vyplývá, že velmi hmotné černé díry, jejichž spojením vznikly události, které vedly k vůbec první detekci gravitačních vln, by měly mít spíše pomalou rotaci. Naopak, kolapsary, které rychle rotují a tudíž vytvoří silné polární výtrysky, které mohou být zdrojem dlouhých gama záblesků, produkují spíše méně hmotné černé díry. Na závěr ale ujasněme, cože v podání kolapsarů znamená slovo „dlouhý“. Podle simulací, na nichž se podílela P. Suková, totiž bez ohledu na rychlost rotace černé díry zabere ta nejdůležitější fáze akrece na zkolabované nitro hvězdy méně než tři sekundy.
Michal Švanda
Citace práce
A. Janiuk, P. Suková a I. Palit, Accretion in a dynamical spacetime and spinning up of the black hole in the gamma ray burst central engine, Astrophysical Journal v tisku, preprint arXiv:1810.05261
Kontakt: RNDr. Petra Suková, Ph. D., petra.sukova@asu.cas.cz