Die meisten ultra-starken Röntgenquellen in Galaxien sind gewöhnliche Schwarze Löcher • Marat Mussin • Wissenschaftsnachrichten zu "Elementen" • Astrophysik, NuSTAR, Schwarze Löcher, Röntgenquellen

Die meisten ultra-starken Röntgenquellen in Galaxien sind gewöhnliche Schwarze Löcher.

Abb. 1. Ultra-leistungsstarke Röntgenquelle XMMU J004243.6 + 412519 im Blick des Künstlers. Dies ist ein binäres System, in dem das Schwarze Loch die Substanz eines massearmen Begleitsterns in der superkritischen Superdedington-Akkretion absorbiert. Aber egal, welcher Mechanismus zur Bildung dieser und anderer ultra-starker Röntgenquellen führte, für einen äußeren Beobachter werden sie alle gleich aussehen. Bild von sci.esa.int

Die letzten drei Jahre waren sehr fruchtbar für das Studium von astronomischen Objekten im Röntgenbereich. Dies ist vor allem auf die Einführung des NuSTAR-Röntgenteleskops zurückzuführen, aber auch Daten früherer Teleskopgenerationen wurden verarbeitet. Von den beiden Modellen des Entstehens ultra-starker Röntgenquellen – entweder die Schwarzen Löcher der Supernovaexplosion, umgeben von einer dichten Schicht aus Staub und Gas, die im Super-Eddington-Modus auf sie treffen oder Schwarze Löcher der Zwischenmasse – führen neue Daten zur ersten.

Ultrakurze Röntgenquellen (Ultraluminous X-Ray Sources, ULX) werden kosmische Objekte mit Leuchtkraft (dh die pro Zeiteinheit emittierte Energie) im Röntgenbereich des Spektrums von mehr als 10 genannt39 erg / s(Sie werden auch als ultrahelle Röntgenquellen bezeichnet, aber laut dem Astrophysiker Sergey Popov ist dies eine unglückliche Übersetzung des Englischen ultra leuchtende Röntgenquellenweil wir über Macht (Leuchtkraft) und nicht über Helligkeit sprechen.) 1039 erg / s – ist es viel oder wenig? Ziemlich viel. Unsere gesamte Galaxie zum Beispiel emittiert etwa 1045 erg / s, aber das ist im gesamten elektromagnetischen Spektrum. Gleichzeitig sind ULX bekannt, die bis zu 10 ausstrahlen43 Erg / s, das heißt, sie geben etwa 1% dieser Energie ab, aber nur im Röntgenbereich. Darüber hinaus ändern solche Objekte häufig ihre Helligkeit in kurzer Zeit, was bedeutet, dass sie sehr klein sind.

In den 1980er Jahren wurden ultra-starke Röntgenquellen entdeckt, und in den 2000er Jahren jene der ULX, die mit den Galaxien identifiziert wurden (also in ihnen sind und nicht nur auf die Bilder von Galaxien projiziert werden, die auf dieselbe Sichtlinie fallen). in einer separaten Art von Objekten hervorgehoben. Tatsache ist, dass ULX, die nicht zu den Galaxien gehören, entfernte Quasare sind, das heißt supermassive Schwarze Löcher. Der Mechanismus der Bildung und Freisetzung solch großer Energie in Quasaren ist bekannt, im Gegensatz zu ULX in Galaxien. Es geht um diese mysteriösen Objekte – kompakte und leistungsfähige Röntgenstrahlungsquellen in Galaxien – die diskutiert werden.

Heute sind mehrere hundert solcher ULX bekannt, und es wurde festgestellt, dass es in Spiralgalaxien viel mehr von ihnen gibt als in elliptischen, und sie sind in sternbildenden Regionen konzentriert: junge heiße Sterne und dichte Gasklumpen sind um sie herum zu finden. Interessanterweise, obwohl einige Galaxien mehrere ULXs haben, sind sie in unserer Galaxie nicht vorhanden – wir haben kein nahes und bequemes Objekt für das Studium dieses Typs bekommen. Sie können mehr über ULX in einem guten, wenn auch etwas überholten Artikel lesen: "Ultrahelle Röntgenquellen in Galaxien – Mikroquasare oder Schwarze Löcher mittlerer Masse".

Was also sind diese Objekte, von denen hundert die gleiche Gesamtenergie wie unsere gesamte Galaxie haben?

Bis vor kurzem entwickelten Wissenschaftler parallel zwei Modelle von ultra-starken Röntgenquellen: entweder sind dies schwarze Löcher, die durch eine Explosion hinterlassen wurden, umgeben von einer dichten Schicht aus Staub und Gas, die im sogenannten Super-Eddington-Modus oder überkritischem Akkretionsmodus auf dieses schwarze Loch fällt; entweder sind dies Schwarze Löcher der Zwischenmasse Schwarzes Loch (IMBH). Beide Versionen haben ihre Stärken und Schwächen, daher werden wir sie alle diskutieren.

Fangen wir mit dem ersten an.Im modernen Paradigma der Entwicklung von Sternen am Ende des Lebens eines massereichen Sterns brennt sein Kern aus, Kernreaktionen stoppen dort, die Temperatur sinkt und der Druck aus dem Inneren des Sterns kann die Gravitation nicht kompensieren. Der Stern kollabiert, die äußere Hülle explodiert in Form einer Supernova, der Kern schrumpft und wird zu einem schwarzen Loch. Nach modernen Schätzungen variieren die Massen solcher Schwarzer Löcher von 2-3 (Oppenheimer-Volkov-Grenze) zu 10-20 Sonnenmassen. Wenn Sie sich nicht verkomplizieren (dh sich nicht an die Hawking-Strahlung, die Magnetfelder und die mögliche Rotation eines Schwarzen Lochs erinnern), bleibt das Schwarze Loch schwarz (das heißt, es emittiert nichts), bis Materie darauf fällt.

Gas-, Staub- und Supernova-Überreste können durch das Gravitationsfeld eines Schwarzen Lochs eingefangen werden und beginnen, sich um diese herum zu drehen und eine Akkretionsscheibe zu bilden. Während sie sich dreht, reiben die Materieschichten in der Scheibe aneinander, wodurch Wärme freigesetzt wird, und die Substanz verliert ihren Drehimpuls und nähert sich allmählich dem Schwarzen Loch, bis es an seinem Ereignishorizont vorbeirutscht. Die maximale Intensität der Strahlungsenergie in der Akkretionsscheibe, die durch diese Reibung entsteht,hängt direkt von der Masse des Schwarzen Lochs ab und wird Eddington-Grenze genannt (Eddington hat die Bedingungen für das Gleichgewicht von Druck- und Gravitationskräften in einem Stern berechnet, aber jetzt wird dieser Parameter in allgemeineren Fällen angewendet).

Es ist Zeit zu erklären, warum die untere Grenze der Leuchtkraft von ULX-Quellen 10 ist39 erg / s Tatsache ist, dass es der Eddington-Grenze für ein schwarzes Loch mit einer Masse von 10 Sonnenmassen entspricht, was normalerweise die Grenze für schwarze Löcher ist, die von einer Supernova-Explosion übrig geblieben sind. Wenn also die beobachtete Röntgenleuchtkraft höher ist und die Masse des Schwarzen Lochs klein ist, dann ist wahrscheinlich die Ursache dafür, dass die Energie der Akkretionsscheibe unregelmäßig emittiert wird. Dies ist beispielsweise möglich, wenn ein Teil der Materie einer Akkretionsscheibe entlang magnetischer Linien zu den Polen eines Schwarzen Lochs fließt und in Form von zwei eng ausgerichteten relativistischen Strahlen (Jets) in den Weltraum geworfen wird. Die Strahlung während dieser Prozesse kann in kollimierten Strahlen gesammelt werden, die den Strahlen ähnlich sind. In diesem Fall wird die ultrakraftvolle Quelle nicht so sein, weil sie zu viel emittiert, sondern einfach wegen ihrer Orientierung: bungefährDie meiste Strahlung, zufällig einer dieser Ströme, trifft uns wie ein Laserpointer im Auge. Dies ist der Mechanismus der Super-Eddington-Akkretion (in der russischsprachigen Literatur wird dieser Mechanismus "überkritische Akkretion" genannt, da dieser Name in dem berühmten Artikel von N. I. Shakury und R. A. Syunyaev verwendet wurde. Schwarze Löcher in binären Systemen. Beobachtungsdarstellung, in der dieser Mechanismus war zuerst beschrieben).

Die zweite Version des Ursprungs von ULX deutet auf das Vorkommen von Schwarzen Löchern mittlerer Masse hin – Objekte, die in Masse zwischen Schwarzen Löchern liegen, die durch den Gravitationskollaps des Sternkerns entstanden sind, und Supermassiven Schwarzen Löchern in den Zentren von Galaxien (deren Masse auf Millionen und Milliarden Sonnenmassen geschätzt wird). Diese Version ist sehr attraktiv: diese schwarzen Löcher der Zwischenmasse wurden lange gesucht, fast alle kosmologischen Theorien sagten ihre Existenz voraus; Außerdem wäre das Auftreten supermassiver Schwarzer Löcher sonst schwer zu erklären gewesen. Die zweite Version des Ursprungs von ULX ist einfacher als die erste: In diesem Fall ist es nicht notwendig, Gründe für eine zu aktive Hemmung der Substanz in der Akkretionsscheibe und eine spezielle Orientierung von Schwarzen Löchern zu erfinden.

In den letzten drei Jahren wurden Fortschritte beim Verständnis der physikalischen Eigenschaften von ultra-starken Röntgenquellen gemacht. Die Ultraluminosen Röntgenquellen: drei spannende Jahre Astrophysik Matteo Bachetti vom Astronomischen Observatorium von Cagliari widmet sich diesem Fortschritt. Neue Informationen wurden hauptsächlich auf zwei Arten erhalten. Dies ist erstens die Beobachtung bereits bekannter ULX-Teleskope in verschiedenen Bereichen des Spektrums und zweitens sind dies die Daten, die nach dem Start des NuSTAR-Teleskops erhalten wurden (Abb. 2). Es stellte sich heraus, dass die Mehrheit von ULX gewöhnliche schwarze Löcher sind, die die Substanz ihrer Begleitsterne im Super-Eddington-Modus absorbieren. Die gemeinsamen Röntgen- und Radiobeobachtungen der XMM-Newton- und VLA-Teleskope bestätigten, dass dies die Quelle XMMU J004243.6 + 412519 in der Andromeda-Galaxie ist (siehe Erster Mikroquasar außerhalb unserer Galaxis). Zusätzliche spektrale Messungen haben gezeigt, dass eine Reihe von anderen Objekten, wie X-1 in der Galaxie M101, sowie P13 in der Galaxie NGC7793 ebenfalls gewöhnliche Schwarze Löcher sind. Sie mögen ein wenig massiver sein als die meisten der bereits bekannten, aber sie erreichen immer noch nicht die Zwischenmasse.

Abb. 2 NuSTAR Teleskop für Beobachtungen im harten Röntgenbereich. Das Teleskop wurde 2012 in die Erdumlaufbahn gebracht.Nach dem Plan sollte seine Arbeit zwei Jahre dauern, aber diese Zeit wurde mindestens zweimal erhöht – bis 2016. Bild von jpl.nasa.gov

Die Bestimmung der Masse eines Schwarzen Lochs im allgemeinen Fall ist nicht trivial, aber, wie wir sehen können, ist eine wichtige Aufgabe für das Verständnis der Natur von ULX, deshalb haben Wissenschaftler nach indirekten Zeichen gesucht, um festzustellen, welche der beiden Optionen überkritische Akkretion zu einem normalen Schwarzen Loch ist Akkretion auf ein schwarzes Loch Zwischenmasse – Quelle verweist. Dieses Merkmal war die spektrale Verteilung der Energie (dh die Abhängigkeit der emittierten Energie von der Wellenlänge) für kleine Wellenlängen. Daran erinnern, dass seit Energie E Photon und seine Wellenlänge ν sind durch die Planck-Formel verknüpft E = hν sieht der Graph der spektralen Energieverteilung oft wie in Abb. 3

Abb. 3 Die spektrale Verteilung der Energie für drei ultra-starke Röntgenquellen (die Anzahl der Photonen einer bestimmten Energie pro Sekunde pro Empfänger mit einer Fläche von 1 cm2). Alle Punkte, die rechts von der 10 keV-Grenze erhalten werden, sind das Ergebnis der Operation des NuSTAR-Teleskops. Auf der linken Grafik – Quellenspektrum NGC1313 X-1. Rote Linie prognostiziert die Energieverteilung, wenn die "Blockade" durch Superdington-Akkretion verursacht wird, graue gepunktete Linie – wenn es durch das Vorhandensein von schwarzen Löchern der Zwischenmasse verursacht wird. Wie aus der Grafik ersichtlich, bestätigen Beobachtungen das erste Modell. Spektrum in der Mitte – Quelle von Holmberg IX X-1. Spektrum rechts – Quelle NGC1313 X-2. Abbildung aus dem Artikel zur Diskussion

Teleskope früherer Generationen, wie XMM-Newton oder Chandra, haben einen gewissen "Block" der Spektralverteilung für Energien über 10 keV festgestellt. Es war jedoch unmöglich herauszufinden, wie real es ist, denn 10 keV ist die Grenze der Empfindlichkeit dieser Teleskope: Bei einer solchen Energie ist die Größe des Fehlers vergleichbar mit dem Signal. Die INTEGRAL- und Suzaku-Weltraumobservatorien waren in der Lage, Signale und höhere Energien zu empfangen, aber ihre Detektoren waren nicht zum Aufbau eines Bildes geeignet – sie zeichneten nur die gesamte Strahlung auf, die aus einer bestimmten Region am Himmel kam. Daher war es in ihren Daten schwierig, das Quellensignal vom Hintergrundsignal oder den Signalen anderer Objekte in der Nähe zu trennen. Erst mit dem Start des NuSTAR-Weltraum-Röntgenteleskops, das erfolgreich Bilder von Quellen mit Energien von bis zu 79 keV aufgenommen hat, wurde es möglich, das Verhalten des Spektrums im Hochenergiebereich genauer zu untersuchen. Es stellte sich heraus, dass die Rezession wirklich vorhanden ist (siehe Abb.3), und darüber hinaus weist seine Form auf einen Comptonisierungsprozess hin – Phänomene, wenn Röntgenphotonen ihre Energie verlieren, die durch dichte kalte Schichten einer Akkretionsscheibe geht (siehe den Artikel "Struktur einer superkritischen Akkretionsscheibe" von S.N. Factory). Und das lässt die Wissenschaftler zu der Tatsache kommen, dass die meisten ultra-starken Röntgenobjekte immer noch das Ergebnis von Super-Eddington-Akkretion sind.

Aber es gibt Ausnahmen: Eine davon ist das 2013 in der Galaxie M82 eröffnete Cigar-Objekt M82 X-1 (siehe. Wie wurden Schwarze Löcher der Zwischenmasse entdeckt?). Entsprechend den Perioden seiner Pulsationen wurde die Schwarze-Loch-Masse festgestellt. Es ist etwa 400 Sonnenmassen, was es zum wahrscheinlichsten Kandidaten für die Rolle eines Schwarzen Lochs der Zwischenmasse macht. Das sind jedoch nicht alle Überraschungen, die uns diese Galaxie beschert haben. Im Jahr 2014 wurde ein Artikel "Eine ultraluminose Röntgenquelle mit einem akkretierenden Neutronenstern" veröffentlicht, dessen Autoren entdeckten, dass das bekannte ULX X-2 Objekt in dieser Galaxie nichts weiter als ein akkretierender Neutronenstern ist (Abb. 4). Die Wissenschaftler wussten nicht, ob ein Neutronenstern solch eine riesige Röntgenstrahlungsleuchtkraft haben könnte, daher werden nun aktiv Modelle vorgeschlagen, um diese Entdeckung zu erklären.Wahrscheinlich gibt es entweder eine Akkretionsriese in der Intensität (100-mal größer als die Eddington-Grenze) oder eine eng gerichtete Strahlung, die durch die stärksten Magnetfelder eines Neutronensterns verursacht wird.

Abb. 4 Eine Momentaufnahme des zentralen Teils der Galaxie M82 des NuSTAR-Teleskops. Die Quelle X-1 ist ein vermeintlich schwarzes Loch mittlerer Masse, X-2 ist ein vorpositiver Neutronenstern mit Super-Eddington-Akkretion. Trotz der völlig unterschiedlichen Natur der Strahlung ist die Kraft beider Quellen ungefähr gleich. Bild von americaspace.com

Abschließend werden die Ergebnisse des diskutierten Artikels mit der berühmten Übersicht der Röntgenquellen von Feng und Soria (H. Feng, R. Soria, 2011. Die Ultraluminosen Röntgenquellen in der Chandra- und XMM-Newton-Ära, auch als E-Print erhältlich) veröffentlicht im Jahr 2011 kann man sagen, dass die allgemeine Vorstellung von der Natur dieser Quellen wahr geworden ist, obwohl neuere Studien in der Lage waren, bestimmte Modelle zu verfeinern, einige von ihnen vorzuziehen und merkwürdige Entdeckungen zu machen (wie eine Röntgenquelle, die ein Neutronenstern ist). Und angesichts des bevorstehenden Starts des Astro-H Japanese Space Telescope (2016), eines E-Rosita-Instruments, das an Bord des russischen Orbital-Observatoriums Spektr-RG installiert wurde (Start voraussichtlich 2017),Neben dem Röntgenteleskop der nächsten Generation, Athena (geplant für den Start im Jahr 2028), sind die Aussichten für die Entwicklung der Röntgenastrophysik sehr vielversprechend.

Quelle: Matteo Bachetti. Ultraluminose Röntgenquellen: drei spannende Jahre // Artikel als Preprint verfügbar arXiv: 1510.05565 [astro-ph.HE].

Marat Musin


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