Pomiar tempa rotacji supermasywnej czarnej dziury!

Ilustracja przedstawia podwójny układ czarnych dziur OJ287. Źródło: Gary Poyner, Wielka Brytania

Niedawno przeprowadzona kampania obserwacyjna obejmująca ponad dwadzieścia teleskopów optycznych oraz kosmiczne obserwatorium rentgenowskie SWIFT umożliwiła zespołowi astronomów bardzo dokładne zmierzenie tempa rotacji jednej z najmasywniejszych czarnych dziur we Wszechświecie. Tempo rotacji tej czarnej dziury równe jest jednej trzeciej maksymalnego tempa rotacji dozwolonego przez Ogólną Teorię Względności. Owa masywna czarna dziura o masie ponad 18 miliardów mas Słońca napędza kwazar znany pod oznaczeniem OJ287, który znajduje się około 3.5 miliarda lat świetlnych od Ziemi. Kwazi-gwiezdne źródła radiowe, w skrócie kwazary, to bardzo jasne centra odległych galaktyk emitujące olbrzymie ilości promieniowania elektromagnetycznego  wskutek opadania materii na supermasywną czarną dziurę.

Ten konkretny kwazar leży bardzo blisko ścieżki pozornego ruchu Słońca na nieboskłonie, gdzie najczęściej skupiają się poszukiwania planetoid i komet. Tym samym optyczne, fotometryczne pomiary tego obiektu prowadzone są od ponad 100 lat. Dokładna analiza tych obserwacji wskazuje, że w OJ 287 dochodziło do kwazi-okresowych rozbłysków optycznych w odstępach ok. 12 lat począwszy od 1891 roku. Co więcej, dokładna inspekcja nowszych danych pozwala dostrzec obecność podwójnych maksimów jasności podczas tych rozbłysków.

Powyższe informacje zachęciły prof. Mauri Valtonena z University of Turku w Finlandii oraz jego współpracowników do opracowania modelu, w którym wewnątrz kwazaru OJ287 znajdują się dwie czarne dziury o różnych masach. Ich model zakłada istnienie masywnej czarnej dziury z dyskiem akrecyjnym (dyskiem materii międzygwiezdnej utworzonym przez materię opadającą na obiekty takie jak czarne dziury) oraz mniej masywnej czarnej dziury krążącej wokół niej. Kwazar OJ287 jest widoczny dzięki powolnej akrecji materii tworzącej dysk akrecyjny na największą czarną dziurę. Dodatkowo, mała czarna dziura przechodzi przez dysk akrecyjny podążając po swojej orbicie, powodując podgrzanie materii dysku do bardzo wysokich temperatur. Tak podgrzana materia wypływa z obu stron dysku akrecyjnego i jasno promieniuje przez kolejne kilka tygodni. To właśnie odpowiada za maksima jasności, a podwójne szczyty spowodowane są eliptycznością orbity – tak jak przedstawiono na rysunku powyżej.

Model podwójnej czarnej dziury w kwazarze OJ287 zakłada, że orbita mniejszej czarnej dziury powinna się obracać, stąd zmiany miejsca, w którym mniejsza czarna dziura uderza w dysk akrecyjny. Ten efekt wynika z Ogólnej Teorii Względności Einsteina, a tempo precesji zależy głównie od mas obu czarnych dziur i tempa rotacji masywniejszej z nich. W 2010 roku Valtonen wraz ze współpracownikami wykorzystał osiem dobrze zmierzonych jasnych rozbłysków OJ287 do dokładnego zmierzenia tempa precesji orbity mniejszej czarnej dziury. Owa analiza umożliwiła po raz pierwszy zmierzenie tempa rotacji masywnej czarnej dziury oraz oszacowanie mas obu czarnych dziur. Było to możliwe z uwagi na fakt, że orbita mniejszej czarnej dziury ulega precesji o niesamowite 39 stopni w trakcie jednego obiegu. Model OJ287 także przewidział, że do następnego rozbłysku powinno dojść w okolicach 100-letniej rocznicy ogłoszenia Ogólnej Teorii Względności 25 listopada 2015 roku.

W związku z powyższym w celu zaobserwowania tego rozbłysku zorganizowano kampanię obserwacyjną. Przewidziany rozbłysk optyczny rozpoczął się 18 listopada 2015 roku i osiągnął maksymalną jasność 4 grudnia tego roku. To właśnie czas tego jasnego rozbłysku pozwolił Valtonenowi i jego współpracownikom na bezpośredni pomiar tempa obrotu masywniejszej czarnej dziury i określenie, że wynosi ono 1/3 maksymalnego tempa obrotu dozwolonego przez Ogólną Teorię Względności. Innymi słowy, jej  parametr Kerra wynosi 0.31. Maksymalna jego wartość zgodna z Ogólną Teorią Względności wynosi 1. Warto zauważyć, że parametr Kerra czarnej dziury związanej z pierwszym bezpośrednim odkryciem fal grawitacyjnych szacowany jest na zaledwie 0.7.

Obserwacje prowadzące do dokładnego zmierzenia spinu zostały wykonane w ramach współpracy licznych teleskopów optycznych w Japonii, Korei Południowej, Indiach, Turcji, Grecji, Finladii, Polski, Niemiec, Wielkiej Brytanii, Hiszpanii, USA i Meksuku. Wysiłki, którymi kierował Staszek Zola z Polski obejmowały prawie 100 astronomów w powyższych krajach. Co ciekawe, znaczną część kluczowych uczestników projektu stanowili amatorzy astronomii wykorzystujący własne teleskopy. Zespół Valtonena, który opracował model obracającego się układu podwójnego czarnych dziur składał się z astrofizyka teoretycznego A. Gopakumara z TIFT w Indiach oraz włoskiego astronoma rentgenowskiego Stefano Ciprini, który uzyskał i przeanalizował dane rentgenowskie.

Więcej informacji:

• artykuł naukowy: http://dx.doi.org/10.3847/2041-8205/819/2/L37

Źródło: ApJ / Tata Institute of Fundamental Research