Hầu hết các nguồn tia X cực mạnh trong các thiên hà là các lỗ đen thông thường • Marat Mussin • Tin khoa học về “Các nguyên tố” • Vật lý thiên văn, NuSTAR, Lỗ đen, nguồn tia X

Hầu hết các nguồn tia X siêu mạnh trong các thiên hà là các lỗ đen thông thường.

Hình 1. Nguồn X-quang cực mạnh XMMU J004243.6 + 412519 theo quan điểm của nghệ sĩ. Đây là một hệ nhị phân trong đó lỗ đen hấp thụ chất của một ngôi sao đồng hành khối lượng nhỏ trong phương thức siêu trầm trọng (siêu Eddington). Nhưng không có vấn đề gì cơ chế dẫn đến sự hình thành của điều này và các nguồn tia X siêu mạnh, cho một người quan sát bên ngoài tất cả họ sẽ nhìn về giống nhau. Ảnh từ sci.esa.int

Ba năm qua đã rất hiệu quả cho việc nghiên cứu các vật thể thiên văn trong phạm vi chụp X quang. Điều này chủ yếu là do sự ra mắt của kính thiên văn X quang NuSTAR, nhưng ngoài ra, dữ liệu từ các thế hệ kính viễn vọng trước đó đã được xử lý. Trong hai mô hình xuất hiện các nguồn tia X cực mạnh – một trong hai lỗ đen do vụ nổ siêu tân tinh bao quanh, một lớp bụi và khí dày đặc rơi vào chúng ở chế độ siêu Eddington, hoặc là những lỗ đen có khối lượng trung gian – dữ liệu mới dẫn đến đầu tiên.

Nguồn tia X siêu mạnh (nguồn tia X siêu sáng, ULX) được gọi là vật thể vũ trụ với độ sáng (tức là năng lượng phát ra trên một đơn vị thời gian) trong phần tia X của quang phổ lớn hơn 1039 erg / s(Chúng còn được gọi là nguồn tia X siêu việt, nhưng theo nhà thiên văn học Astovysicist Sergey Popov, đây là một bản dịch không may của tiếng Anh nguồn tia X siêu sángbởi vì chúng ta đang nói về sức mạnh (độ sáng), chứ không phải về độ sáng.) 1039 erg / s – là nó rất nhiều hay một chút? Khá nhiều. Toàn bộ thiên hà của chúng ta, ví dụ, phát ra khoảng 1045 erg / s, nhưng đây là trong toàn bộ phổ điện từ. Đồng thời, ULX được biết đến, phát ra tới 1043 erg / s, tức là, chúng cung cấp khoảng 1% năng lượng này, nhưng chỉ trong phạm vi chụp X-ray. Ngoài ra, các vật thể như vậy thường thay đổi độ sáng của chúng trong một thời gian ngắn, có nghĩa là chúng có kích thước rất nhỏ.

Các nguồn tia X cực kỳ mạnh đã được phát hiện vào những năm 1980, và vào những năm 2000, những ULX đã được xác định với các thiên hà (có nghĩa là, nằm trong chúng, và không chỉ chiếu lên hình ảnh của các thiên hà, rơi trên cùng một tầm nhìn) được đánh dấu trong một loại đối tượng riêng biệt. Thực tế là ULX, không thuộc về các thiên hà, là các quasar ở xa, đó là các hố đen siêu lớn. Cơ chế hình thành và giải phóng năng lượng khổng lồ như vậy trong các quasar được biết đến, không giống như ULX trong các thiên hà. Đó là về những vật thể bí ẩn này – các nguồn phóng xạ tia X mạnh mẽ và nhỏ gọn trong các thiên hà – sẽ được thảo luận.

Ngày nay, hàng trăm ULX như vậy đã được biết đến, và nó đã được nhận thấy rằng có nhiều hơn trong chúng trong các thiên hà xoắn ốc hơn trong elip, và chúng tập trung ở các vùng hình thành sao: các sao nóng trẻ và các cụm khí dày đặc được tìm thấy xung quanh chúng. Điều thú vị là, mặc dù một số thiên hà có một số ULX, chúng vắng mặt trong thiên hà của chúng ta – chúng ta không có được một đối tượng gần gũi và thuận tiện cho việc nghiên cứu loại này. Bạn có thể đọc thêm về ULX trong một tốt, mặc dù hơi lỗi thời, bài viết "Nguồn tia X siêu sáng trong các thiên hà – vi mô hoặc lỗ đen khối lượng trung bình".

Vậy các vật thể này là gì, một trăm trong số đó có cùng năng lượng như toàn bộ thiên hà của chúng ta?

Cho đến gần đây, các nhà khoa học đã phát triển song song với hai mô hình nguồn tia X cực mạnh: một trong hai lỗ đen là kết quả của vụ nổ, bao quanh bởi một lớp bụi và khí dày đặc rơi vào lỗ đen này trong chế độ siêu Eddington, hoặc chế độ siêu tới hạn; hoặc là các lỗ đen trung gian khối lượng lớn (IMBH). Cả hai phiên bản đều có điểm mạnh và điểm yếu, vì vậy chúng tôi sẽ thảo luận về từng điểm.

Hãy bắt đầu với cái đầu tiên.Trong mô hình hiện đại của sự tiến hóa của các ngôi sao khi kết thúc cuộc đời của một ngôi sao khổng lồ, lõi của nó bị đốt cháy, các phản ứng hạt nhân dừng lại ở đó, nhiệt độ giảm xuống và áp suất từ ​​bên trong ngôi sao không thể bù đắp cho lực hấp dẫn. Ngôi sao sụp đổ, vỏ bên ngoài phát nổ dưới dạng một siêu tân tinh, và lõi co lại và trở thành một lỗ đen. Theo ước tính hiện đại, khối lượng của các hố đen như vậy thay đổi từ 2-3 (giới hạn Oppenheimer-Volkov) đến 10-20 khối lượng mặt trời. Nếu bạn không phức tạp (nghĩa là, đừng nhớ về bức xạ Hawking, từ trường và vòng quay của hố đen), thì lỗ đen sẽ vẫn đen (nghĩa là nó sẽ không phát ra bất cứ thứ gì) cho đến khi vật chất bắt đầu rơi vào nó.

Khí, bụi, tàn dư siêu tân tinh có thể bị bắt bởi trường hấp dẫn của hố đen và bắt đầu xoay quanh nó, tạo thành một đĩa bồi tụ. Khi nó quay, các lớp vật chất trong đĩa chà xát vào nhau, kết quả là nhiệt được giải phóng, và chất mất động lượng góc của nó và dần dần tiếp cận hố đen cho đến khi nó trượt qua chân trời sự kiện của nó. Cường độ bức xạ năng lượng tối đa trong đĩa bồi tụ được hình thành do kết quả của ma sát này,trực tiếp phụ thuộc vào khối lượng của lỗ đen và được gọi là giới hạn Eddington (Eddington tính các điều kiện cho trạng thái cân bằng áp suất và trọng lực trong một ngôi sao, nhưng bây giờ tham số này được áp dụng trong các trường hợp tổng quát hơn).

Đã đến lúc giải thích tại sao giới hạn dưới của độ sáng của nguồn ULX là 1039 erg / s Thực tế là nó tương ứng với giới hạn Eddington cho một hố đen với khối lượng 10 khối lượng mặt trời, thường là giới hạn cho các lỗ đen còn sót lại từ vụ nổ siêu tân tinh. Vì vậy, nếu độ sáng tia X quan sát cao hơn, và khối lượng lỗ đen nhỏ, thì rất có thể những gì đang xảy ra có thể được giải thích bởi thực tế là năng lượng của đĩa bồi thường được phát ra bất thường. Điều này có thể, ví dụ, nếu một phần của vật chất của một đĩa bồi tụ chảy dọc theo các đường từ tới cực của lỗ đen và được ném vào không gian dưới dạng hai máy bay phản lực tương đối hẹp (máy bay phản lực). Bức xạ trong các quá trình này có thể được thu thập trong các dòng đã được chuẩn trực tương tự như các tia lửa. Trong trường hợp này, nguồn cực kỳ sẽ không như vậy bởi vì nó phát ra quá nhiều, nhưng đơn giản chỉ vì định hướng của nó: bvềPhần lớn bức xạ, như tình cờ, một trong những dòng suối này chạm vào mắt chúng ta, giống như một con trỏ laser. Đây là cơ chế của sự phụ thuộc của super-eddington (trong văn học tiếng Nga, cơ chế này được gọi là “siêu trọng yếu”, vì tên này được sử dụng trong bài báo nổi tiếng của N. I. Shakury và R. A. Syunyaev Các lỗ đen trong các hệ nhị phân. được mô tả đầu tiên).

Phiên bản thứ hai của nguồn gốc của ULX cho thấy sự hiện diện của các hố đen trung bình – các vật thể nằm giữa khối đen tạo thành do sự sụp đổ hấp dẫn của lõi đen và lỗ đen siêu lớn ở trung tâm thiên hà (khối lượng ước tính hàng triệu và hàng tỷ khối lượng mặt trời). Phiên bản này rất hấp dẫn: những lỗ đen của khối lượng trung gian này được tìm kiếm trong một thời gian rất dài, hầu như tất cả các lí thuyết vũ trụ dự đoán sự tồn tại của chúng; bên cạnh đó, sự xuất hiện của các hố đen siêu lớn sẽ khó giải thích nếu không. Phiên bản thứ hai của nguồn gốc của ULX đơn giản hơn phiên bản đầu tiên: trong trường hợp này, không nhất thiết phải phát minh ra lý do ức chế hoạt động quá mức của chất trong đĩa bồi và định hướng đặc biệt của lỗ đen.

Trong ba năm qua, tiến bộ đã được thực hiện trong việc tìm hiểu các đặc tính vật lý của các nguồn tia X cực mạnh. Các nguồn tia X siêu mịn: ba năm vật lý thiên văn lý tưởng Matteo Bachetti từ Đài quan sát thiên văn Cagliari được dành riêng cho tiến trình này. Thông tin mới chủ yếu thu được theo hai cách. Thứ nhất, đây là quan sát của các kính thiên văn ULX đã biết ở các phần khác nhau của quang phổ, và thứ hai, đây là dữ liệu thu được sau khi ra mắt kính thiên văn NuSTAR (Hình 2). Hóa ra phần lớn ULX là những lỗ đen thông thường, hấp thụ chất của các ngôi sao đồng hành của chúng trong chế độ siêu eddington. Do đó, các quan sát X-quang và radio được thực hiện bởi các kính thiên văn XMM-Newton và VLA đã giúp xác định rằng đây là nguồn XMMU J004243.6 + 412519 trong thiên hà Andromeda (xem vi mô đầu tiên được phát hiện bên ngoài Galaxy của chúng ta). Các phép đo quang phổ bổ sung đã giúp thiết lập một số đối tượng khác, chẳng hạn như X-1 trong thiên hà M101, cũng như P13 trong thiên hà NGC7793, cũng là những lỗ đen bình thường. Chúng có thể lớn hơn một chút so với hầu hết những cái đã biết, nhưng chúng vẫn không đạt tới khối lượng trung gian.

Hình 2 Kính thiên văn NuSTAR được thiết kế để quan sát trong phạm vi chụp X-quang cứng. Kính thiên văn đã được phóng vào quỹ đạo Trái Đất vào năm 2012.Theo kế hoạch, công việc của ông được cho là kéo dài hai năm, nhưng giai đoạn này đã tăng ít nhất hai lần – cho đến năm 2016. Hình ảnh từ jpl.nasa.gov

Việc xác định khối lượng của lỗ đen trong trường hợp chung là không nhỏ, nhưng, như chúng ta có thể thấy, một nhiệm vụ quan trọng để hiểu bản chất của ULX là do đó các nhà khoa học đang tìm kiếm các dấu hiệu gián tiếp để thiết lập lựa chọn nào trong số hai lựa chọn này. bồi tụ lên khối lượng trung gian lỗ đen – đề cập đến nguồn gốc. Đặc trưng này là sự phân bố năng lượng phổ (nghĩa là sự phụ thuộc của năng lượng phát ra trên bước sóng) đối với các bước sóng nhỏ. Nhớ lại rằng kể từ khi năng lượng E photon và bước sóng của nó ν có liên quan bằng công thức Planck E = hν, biểu đồ phân bố phổ năng lượng thường trông giống như trong hình. 3

Hình 3 Sự phân bố phổ của năng lượng cho ba nguồn tia X cực mạnh (số lượng photon của một năng lượng cho mỗi giây trên mỗi máy thu với diện tích 1 cm2). Tất cả các điểm thu được ở bên phải của 10 keV cắt là kết quả của hoạt động của kính thiên văn NuSTAR. Trên biểu đồ bên trái – phổ nguồn NGC1313 X-1. Đường màu đỏ dự đoán sự phân bố năng lượng nếu "tắc nghẽn" được gây ra bởi sự tích tụ supereddington, đường chấm chấm màu xám – nếu nó được gây ra bởi sự hiện diện của các lỗ đen của khối lượng trung gian. Như có thể thấy từ biểu đồ, các quan sát xác nhận mô hình đầu tiên. Phổ ở trung tâm – nguồn của Holmberg IX X-1. Spectrum bên phải – nguồn NGC1313 X-2. Hình từ bài viết đang thảo luận

Kính thiên văn của các thế hệ trước, như XMM-Newton hoặc Chandra, đã nhận thấy một số "khối" của đồ thị phân bố phổ cho năng lượng trên 10 keV. Tuy nhiên, không thể tìm ra được nó thực sự như thế nào, bởi vì 10 keV là giới hạn độ nhạy của các kính viễn vọng này: ở năng lượng như vậy, độ lớn của lỗi có thể so sánh với tín hiệu. Các đài quan sát không gian INTEGRAL và Suzaku có khả năng nhận tín hiệu và năng lượng cao hơn, nhưng thiết bị dò tìm của chúng không thích hợp để xây dựng hình ảnh – chúng chỉ ghi lại tất cả bức xạ từ một vùng nhất định trên bầu trời. Vì vậy, trong dữ liệu của họ rất khó để tách tín hiệu nguồn khỏi tín hiệu nền hoặc tín hiệu của các vật thể lân cận khác. Chỉ với sự ra mắt của kính viễn vọng tia X không gian NuSTAR, đã thu được thành công các hình ảnh của các nguồn năng lượng lên đến 79 keV, nó có thể nghiên cứu chi tiết hơn về hành vi của quang phổ trong vùng năng lượng cao. Hóa ra là cuộc suy thoái thực sự hiện diện (xem hình.3), và hơn thế nữa, hình dạng của nó biểu thị quá trình compton hóa – hiện tượng khi photon tia X mất năng lượng đi qua các lớp lạnh dày đặc của đĩa bồi (xem bài viết “Cấu trúc của đĩa bồi thường siêu tới hạn” của S. N. Factory). Và điều này khiến các nhà khoa học cho rằng hầu hết các vật thể tia X cực mạnh vẫn là kết quả của sự tích lũy siêu thấm.

Nhưng có một số ngoại lệ: một trong số đó là đối tượng Xì Gà M82 X-1 được khai trương vào năm 2013 trong thiên hà M82 (xem. Làm thế nào mà các lỗ đen của khối lượng trung gian được phát hiện?). Theo các chu kỳ dao động của nó, khối lượng lỗ đen đã được thiết lập. Đó là khoảng 400 khối lượng mặt trời, khiến nó trở thành ứng cử viên có khả năng nhất cho vai trò của một hố đen có khối lượng trung gian. Tuy nhiên, đây không phải là tất cả những điều bất ngờ đã cho chúng ta thiên hà này. Trong năm 2014, một bài báo “Nguồn tia X siêu mỏng được hỗ trợ bởi một ngôi sao neutron đã được công bố”, các tác giả đã khám phá ra rằng vật thể ULX X-2 nổi tiếng trong thiên hà này không có gì khác ngoài một sao neutron bồi tụ (Hình 4). Các nhà khoa học không biết liệu một ngôi sao neutron có thể có độ sáng tia X khổng lồ như vậy hay không, vì vậy các mô hình hiện đang được đề xuất tích cực để giải thích phát hiện này.Có lẽ, có một khổng lồ bồi thường trong cường độ (lớn hơn 100 lần giới hạn Eddington) hoặc một bức xạ hẹp hướng dẫn gây ra bởi các từ trường mạnh nhất của một ngôi sao neutron.

Hình 4 Ảnh chụp nhanh phần trung tâm của thiên hà M82 được chụp bởi kính viễn vọng NuSTAR. Nguồn X-1 là một lỗ đen được cho là có khối lượng trung gian, X-2 là một sao neutron tiền dương tính với sự tích lũy siêu Eddington. Mặc dù bản chất hoàn toàn khác nhau của bức xạ, sức mạnh của cả hai nguồn đều giống nhau. Hình ảnh từ americaspace.com

Tóm lại, so sánh kết quả của bài báo đang được thảo luận với sự xem xét nổi tiếng về nguồn X-quang của Feng và Soria (H. Feng, R. Soria, 2011. Nguồn tia X siêu mỏng trong thời đại Chandra và XMM-Newton, cũng có sẵn dưới dạng bản in điện tử) trong năm 2011, có thể nói rằng ý tưởng chung về bản chất của các nguồn đó hóa ra là đúng, mặc dù các nghiên cứu gần đây đã có thể tinh chỉnh một số mô hình và ưu tiên cho một số mô hình, và khám phá tò mò (như nguồn tia X, là sao neutron). Và trong sự ra mắt sắp tới của Kính viễn vọng Không gian Nhật Bản Astro-H (2016), một công cụ điện tử Rosita được lắp đặt trên đài quan sát quỹ đạo Nga Spektr-RG (ra mắt được cho là vào năm 2017),Cũng như đài quan sát tia X thế hệ tiếp theo, Athena (dự kiến ​​ra mắt vào năm 2028), triển vọng cho sự phát triển của vật lý thiên văn học tia X trông rất hứa hẹn.

Nguồn: Matteo Bachetti. Nguồn siêu tia X: ba năm thú vị // Bài viết có sẵn dưới dạng bản in trước arXiv: 1510.05565 [astro-ph.HE].

Marat Musin


Like this post? Please share to your friends:
Trả lời

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: