Астрономи Інституту астрономії імені Макса Планка вперше успішно протестували новий метод визначення мас екстремальних чорних дір. Цей метод називається спектроастрометрією і заснований на вимірюванні випромінювання, що випускається газом поблизу надмасивних чорних дір. Цей вимір одночасно визначає швидкість обертання випромінюючого газу і його відстань від центру акреційного диска, з якого матеріал потрапляє в чорну діру.
У порівнянні з іншими методами спектроастрометрія відносно проста і ефективна, якщо її проводити за допомогою сучасних великих телескопів. Висока чутливість цього методу дозволяє досліджувати околиці квазарів і надмасивних чорних дір у ранньому Всесвіті.
У космології визначення маси надмасивних чорних дір у молодому Всесвіті є важливим виміром для відстеження тимчасової еволюції космосу. Тепер астрономам вперше вдалося продемонструвати можливість прямого визначення маси квазара за допомогою спектроастрометрії.
Цей метод дозволяє визначати масу далеких чорних дір безпосередньо за оптичними спектрами без необхідності робити великі припущення про просторовий розподіл газу. Вражаючі програми спектроастрометричних вимірювань мас квазарів систематично досліджувалися в MPIA кілька років тому.
Квазари: маяки Всесвіту
Квазари - це активні ядра галактик, які містять надмасивні чорні діри і є одними з найяскравіших космічних об'єктів. Тому їх можна виявити на великих відстанях, що дозволяє досліджувати ранній Всесвіт.
Якщо поруч з чорною дірою є газ, він не може потрапити в неї безпосередньо. Замість цього формується акреційний диск, вихор, який допомагає матерії «стікати» в чорну діру.
Високі сили тертя в цьому потоці газу, який зрештою живить чорну діру, зазвичай нагрівають акреційний диск до п'ятдесяти тисяч градусів. Інтенсивність випромінювання, що випускається при цьому, змушує квазари здаватися настільки яскравими, що вони затьмарюють всі зірки в галактиці.
Інші компоненти всередині квазарів відомі вже кілька десятиліть, наприклад, так звана «область широких емісійних ліній» (BLR), зона, в якій хмари іонізованого газу обертаються навколо центральної чорної діри зі швидкістю кілька тисяч кілометрів на секунду.
Інтенсивне та енергійне випромінювання аккреційного диска стимулює випромінювання газу в BLR, яке видно в спектрах у вигляді спектральних ліній. Однак через ефект Доплера вони сильно розширюються через високі орбітальні швидкості, що і дало назву BLR.
Новий метод вимірювання мас чорних дір
Тепер вчені виміряли оптично найяскравішу спектральну лінію водню (Ha) в BLR квазара J2123-0050 в сузір'ї Водолія.
Його світло походить з того часу, коли Всесвіту було всього 2,9 мільярда років. Методом спектроастрометрії вони визначили передбачувану відстань джерела випромінювання в BLR до центру акреційного диска, місцезнаходження потенційної надмасивної чорної діри.
Водночас лінія Ha дає радіальну швидкість газоподібного водню, тобто ту складову швидкості, яка спрямована в бік Землі. Точно так само, як маса Сонця визначає орбітальні швидкості планет в Сонячній системі, маса чорної діри в центрі квазара може бути точно виведена з цих даних, якщо можна просторово дозволити розподіл газу.
Однак навіть для сучасних великих телескопів розмір BLR занадто малий. «Однак, поділяючи спектральну і просторову інформацію в зібраному світлі, а також шляхом статистичного моделювання вимірених даних, ми можемо отримати відстані набагато менше одного пікселя зображення від центру акреційного диска», - пояснюють астрономи. Тривалість спостережень визначає точність вимірювання.
Для J2123-0050 астрономи розрахували масу чорної діри не більше 1,8 мільярда мас Сонця. «Точне визначення маси ще не було головною метою цих перших спостережень», - говорить Йорг-Уве Потт, співавтор і голова робочої групи «Чорні діри і механізми аккреції» в MPIA.
«Замість цього ми хотіли показати, що метод спектроастрометрії в принципі може виявляти кінематичні сигнатури мас центрального квазара з використанням вже доступних сьогодні 8-метрових телескопів».
Таким чином, спектроастрометрія може стати цінним доповненням до інструментів, які дослідники використовують для визначення мас чорних дір. Астрономи додають: «Завдяки значній чутливості космічного телескопа Джеймса Вебба (JWST) і Надзвичайно великого телескопа (ELT з діаметром головного дзеркала 39 метрів), який в даний час будується, ми скоро зможемо визначати маси квазарів на найвищі червоні зміщення».
Спектроастрометрія цінне доповнення до класичних методів
Серед альтернатив для зйомки BLR в прилеглих квазарах широко використовується метод: «Картування реверберації» (RM). У ньому використовується час проходження світла, при якому будь-яке коливання яскравості в акреційному диску необхідно для збудження навколишнього газу з посиленням випромінювання.
Виходячи з цього, астрономи оцінюють середню протяжність BLR. Крім іноді значних невизначеностей у припущеннях, цей метод має вирішальні недоліки порівняно зі спектроастрометрією при дослідженні найбільш масивних і віддалених чорних дір.
Діаметр BLR корелює з масою центральної чорної діри. Отже, затримка сигналу між акреційним диском і BLR стає дуже великою для масивних чорних дір у ранньому Всесвіті. Необхідна серія вимірювань у кілька років стає недоцільно довгою.
Більш того, флуктуації яскравості і вимірюваність мають тенденцію до зменшення зі збільшенням маси чорної діри і світності квазара. Тому метод RM рідко застосовний до квазар, що світяться. У результаті він не підходить для вимірювання квазарів на великих космологічних відстанях.
Однак RM є основою для калібрування інших непрямих методів, спочатку встановлених для близьких квазарів, а потім поширених на більш далекі світяться квазари з масивними чорними дірами. Якість цих непрямих підходів залежить від точності методу RM.
Тут також спектроастрометрія може допомогти визначити масу масивних чорних дір на більш широкій основі. Наприклад, оцінка даних від J2123-0050 показує, що кореляція між розміром BLR і світністю квазара, спочатку встановлена за допомогою методу RM для досить близьких слабких квазарів, насправді, мабуть, зберігається і для далеких яскравих квазарів. Однак тут потрібні додаткові вимірювання.
BLR також можна виміряти інтерферометрично в сусідніх активних галактиках, наприклад, за допомогою інструменту GRAVITY Дуже великого телескопа (VLT). Однак велика перевага спектроастрометрії полягає в тому, що потрібно тільки одне високочутливе спостереження.
Крім того, вона не вимагає ні дуже складної в технічному відношенні зв'язку декількох телескопів, як того вимагає інтерферометрія, ні довгих серій вимірювань протягом місяців і років, як у випадку з РМ. Наприклад, однієї серії спостережень з експозицією чотири години на 8-метровому телескопі Gemini North на Гаваях, підтримуваної системою корекції, що складається з направляючого лазера і адаптивної оптики, було достатньо для дослідження.
Дослідники покладають великі надії на нові оптичні телескопи наступного покоління, такі як ELT ESO. Поєднання збільшеної світлособираючої поверхні з п'ятиразово збільшеною різкістю зображення зробило б представлене тут спостереження можливим всього за кілька хвилин на ELT.
«Ми будемо використовувати ELT для астрометричних вимірювань безлічі квазарів на різних відстанях за одну ніч, що дозволить нам безпосередньо спостерігати за космологічною еволюцією мас чорних дір» - кажуть астрономи. Завдяки успішному астрометричному техніко-економічному обґрунтуванню автори відкрили нові двері в дослідження раннього Всесвіту.