Zespół astronomów z RPA, Wielkiej Brytanii, Francji i Stanów Zjednoczonych odkrył znaczące zmiany jasności jednej z najbliższych nam czarnych dziur. Znajduje się ona o 9600 lat od nas. Według badaczy zmiany jasności to dowód na to, że dysk wokół czarnej dziury jest zakrzywiony.

Jak w ogóle można dostrzec czarną dziurę, skoro z definicji jest to obiekt tak masywny, że nic – nawet światło – nie może się zeń wydostać? Można dostrzec ślady materii, którą czarna dziura przyciąga. Materia rozpędza się wtedy do olbrzymich prędkości. To powoduje, że emituje promieniowanie – głównie z zakresie rentgenowskim.

Gdy czarna dziura jest samotna, taki dysk może powstać tylko wtedy, gdy w pobliżu są chmury pyłów lub gazów. Ale czarne dziury mogą powstawać też w układach podwójnych, gdy jedna z gwiazd wyczerpie swoje paliwo. Brak reakcji termojądrowych sprawia, że materia zapada się pod wpływem własnej grawitacji w czarną dziurę. Wokół takiej czarnej dziury powstaje dysk z materii przyciąganej z towarzysza – drugiej gwiazdy.

Obserwacje zakrzywionego dysku czarnej dziury były możliwe dzięki amatorom

Taki złożony z czarnej dziury i gwiazdy obiekt, nazwany MAXI J1820+070, rozbłysnął w zakresie promieniowania rentgenowskiego w marcu 2018 roku. Wykrył go japoński teleskop na pokładzie Międzynarodowej Stacji Kosmicznej. Pozwoliło to ustalić, że gwiazda ma mniej więcej masę Słońca, czarna dziura zaś ośmiokrotnie większą.

Badacze publikują teraz analizę obserwacji tego układu podwójnego w “Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. Były to obserwacje o tyle niecodzienne, że prowadzone w dużej mierze przez astronomów-amatorów, zrzeszonych w amerykańskim stowarzyszeniu obserwatorów gwiazd zmiennych (American Association of Variable Star Observers, czyli AAVSO).

MAXI J1820+070 jest jednym z najjaśniejszych takich układów zmiennych w zakresie rentgenowskim. Jest, po pierwsze, stosunkowo blisko Ziemi, po drugie, nie leży w płaszczyźnie dysku Drogi Mlecznej, więc mniej obłoków pyłu i gazów go zasłania. Między innymi dlatego obserwować go mogli też amatorzy.

Rozbłyski rentgenowskie są częste w ciasnych układach podwójnych

Jak tłumaczy prof. Phil Charles z University of Southampton, do rozbłysków dochodzi, gdy materiał przyciągany z gwiazdy przez czarną dziurę nagrzewa się tak, że staje się niestabilny. To bardzo chaotyczne i nieprzewidywalne zjawisko. Może trwać ułamki sekund lub tygodnie. W tym wypadku trwało wystarczająco długo (kilka miesięcy), by dało się je dokładnie zaobserwować.

Badacze przygotowali symulację, na której widać jak rozbłysk w pobliżu czarnej dziury emituje promieniowanie rentgenowskie. Ono z kolei podgrzewa okoliczną materię dysku do około 10 tysięcy stopni Celsjusza, co powoduje jej świecenie.

To promieniowanie rentgenowskie wykrzywiło dysk wokół czarnej dziury

Trzy miesiące po rozpoczęciu rozbłysku nastąpiło jednak coś nieoczekiwanego. Jasność w zakresie światła widzialnego zaczęła się zmieniać. Spadała i na przemian rosła co około 17 godzin. Poziom promieniowania rentgenowskiego nie zmieniał się jednak wcale.

Niewielkie zmiany jasności obserwowano już wcześniej w przypadku takich zmiennych. Jednak nigdy nie były one aż tak wielkie. Co może być wytłumaczeniem?

Badacze sądzą, że najbardziej prawdopodobne jest to, że emisja promieniowania rentgenowskiego była na tyle silna, że wygięła dysk materii. To sprawiło, że obserwowaliśmy emisję światła z większej części jego powierzchni niż gdyby był prosty.

Takie zjawisko obserwowano już gdy układ składa się z masywnej gwiazdy. Nigdy wcześniej jednak nie zaobserwowano go w przypadku, gdy gwiazda jest niewielka – ani z tak bliska i z taką dokładnością.

Program dokładnych obserwacji zmiennych rentgenowskich rozpoczęto dzięki Southern African Large Telescope (SALT) pięć lat temu. Teleskop, który wybudowano w Republice Południowej Afryki, to największy pojedynczy teleskop optyczny na półkuli południowej. Dostarczył cennych obserwacji ciasnych układów podwójnych, takich jak MAXI J1820+070.

Źródło: University of Southampton, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.