Вспышки рентгеновского излучения сверхмассивной черной дыры и свойства молекулярных облаков
Е.Чуразов, И.Хабибуллин, Р.Сюняев
Сверхмассивная черная дыра в центре нашей Галактики, ассоциируемая с радиоисточником Sgr A*, могла бы быть ярчайшим рентгеновским источником на небе, однако, наблюдаемый поток излучения от нее в текущую эпоху невелик и даже во время вспышек соответствует лишь миллиардной доле эддингтоновской светимости черной дыры массой 4 миллиона масс Солнца. Тем не менее, существуют указания на то, что гораздо более яркие вспышки имели место в ее недалеком прошлом. В частности, такой вывод можно сделать на основе рентгеновского излучения, приходящего от массивных молекулярных облаков вблизи Галактического центра, которое является «эхом» вспышки рентгеновского излучения от черной дыры, наблюдаемом с задержкой около сотни лет, вызванной конечной скоростью распространения света между источником и «отражателем». Интенсивность отраженного сигнала при этом просто пропорциональна яркости родительской вспышки, так что наблюдения отраженного сигнала позволяют восстановить историю активности Sgr A* на масштабе нескольких сотен лет. Одна из основных трудностей такого подхода заключается в плохом знании взаимного расположения черной дыры и молекулярного облака, так как оценки расстояния до них вдоль луча зрения подвержены большой неопределенности. В недавней серии статей (Чуразов, Хабибуллин, Сюняев, Понти 2017a,b,c), обсуждаются новые методы, позволяющие избавиться от этой неопределенности.
Главная идея базируется на наблюдаемой переменности отраженного излучения — его интенсивность заметно меняется на масштабе нескольких лет, что однозначно указывает на то, что и изначальная вспышка черной дыры должна была быть достаточно короткой. Как следствие, отражение происходит лишь в тонком слое молекулярного газа, толщина которого не превышает несколько световых лет. Скорость распространения такого «фронта облучения» вдоль луча зрения может быть точно предсказана, и она зависит исключительно от времени, прошедшего с момента вспышки, и от расстояния от источника до облака. Вблизи источника скорость составляет половину скорости света, а на больших проекционных расстояниях неограниченно возрастает. Чтобы определить ее из данных наблюдений, достаточно предположить, что на масштабах заметно меньших, чем размер облака, флуктуации плотности имеют изотропную структуру. Другими словами, характерные размеры неоднородностей плотности одинаковы вдоль луча зрения и в направлении, перпендикулярном ему. Анализ существующих данных для наиболее яркого облака показал, что эта скорость составляет 70% от скорости света. Данное значение сразу показывает, что, с учетом положения облака на небе относительно источника Sgr А*, время, прошедшее с момента вспышки, составляет 110 лет.
Полный поток энергии, излученный сверхмассивной черной дырой в результате такой вспышки может быт оценен, если предположить, что плотность рассеивающего газа известна из наблюдений молекулярных линий. Подобные рассуждения приводят к сравнительно небольшим (для сверхмассивной черной дыры) значениям энергии — порядка 1047–1048 эрг. Подобную энергию сверхмассивная черная дыра, излучающая на эддингтоновском пределе, могла бы излучить за несколько часов. Полная масса вещества, «проглоченная» черной дырой во время вспышки, сравнима с массой планеты, если аккреционный поток излучает порядка 5-10% от гравитационной энергии падающего вещества.
Уточнив таким образом параметры вспышки и измерив расстояние от Sgr A* до молекулярного облака становится возможным использовать эту информацию для диагностики структуры молекулярных облаков. Например, можно восстановить трехмерное распределение молекулярного газа на больших масштабах (см. Рис.1) или измерить статистические свойства флуктуаций плотности газа вплоть до масштабов около 0.1 пк (см. Рис.2). Кроме этого, задавшись конкретной моделью крупномасштабного распределения молекулярного газа вблизи центра Галактики, оказывается возможным получить предсказания распространения «эха» этой вспышки в ближайшие несколько сотен лет (см. Рис. 3), сравнение которой с реальными наблюдениями, в том числе поляриметрическими, позволит в будущем восстановить реальную крупномасштабную карту центральной молекулярной зоны. Наблюдения же будущими поколениями рентгеновских обсерваторий, оснащенных болометрами, позволят исследовать не только плотности, но и скорости молекулярного газа, что значительно дополнит картину как сверхзвуковых турбулентных движений внутри отдельных облаков, так и их орбитального движения в гравитационном потенциале центра Галактики.
Churazov E., Khabibullin I., Sunyaev R., Ponti G. «Not that long time ago in the nearest galaxy: 3D slice of molecular gas revealed by a 110 yr old flare of Sgr A*», 2017, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 465, 45. http://adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.465…45C
Churazov E., Khabibullin I., Ponti G., Sunyaev R. «Polarization and long-term variability of Sgr A* X-ray echo», 2017, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 468, 165. http://adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.468..165C
Churazov E., Khabibullin I., Sunyaev R., Ponti G. «Can Sgr A* flares reveal the molecular gas density PDF?», 2017, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 471, 3293, http://adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.471.3293C
Рис.1 Трехмерное распределение плотности молекулярного газа, полученное на основе рентгеновских наблюдений.
Рис.2 Доля объема, занятая газом с данной плотностью (на масштабах порядка 0.2 пк). Существующие данные пока не позволяют надежно измерить форму этого распределения, но есть надежда провести необходимые наблюдения в ближайшем будущем.
Рис.3 Моделирование распространения вспышки по молекулярному газу. По мере распространения «фронта облучения» одни облака «гаснут», тогда как другие становятся яркими. В рамках этой модели рентгеновское излучение остается видимым в течение 500 лет после вспышки.