Výzkumy v ASU AV ČR (187): Mohou zbytky supernov krmit supermasivní černé díry v centrech galaxií?

Hmotnosti SMBH a NSC jsou korelovány s hmotnostmi jejich mateřských galaxií a také s hmotností galaktických výdutí, tj. se sféricky symetrickými koncentracemi hmoty ve středech galaxií (jedná se o galactic bulge).  Zdá se, že vznik a růst SMBH a NSC souvisí s vývojem celé galaxie. Výzkum procesů růstu SMBH a NSC  je však komplikován skutečností, že centrální části galaxií jsou zahaleny hustou mezihvězdnou hmotou a oblaky prachu, která ztěžují pozorování, nejvíce na optických vlnových délkách.

Astronomové z ASU se zabývali otázkou, zda by supernovy, jejichž výbuchy ukončují vývoj hmotných hvězd, mohly ovlivňovat vývoj SMBH.  Výbuch supernovy uvolňuje do okolního prostředí značnou energii (zhruba 10⁴⁴ J), která odnáší vyvrženou hmotu, tzv. zbytek supernov expandující do okolního mezihvězdného  prostředí vysoce nadzvukovou rychlostí. Otázka zní zda by zbytky supernov vybuchujících poblíž  galaktického středu, mohly dopravovat hmotu do bezprostřední blízkosti SMBH a tak přispívat k jejímu růstu.

Při popisu vývoje zbytků supernov si musíme uvědomit, že se jedná o expanzi nadzvukovou rychlostí, kdy rázová vlna silně interaguje s okolním prostředím. Dochází k akumulaci okolní mezihvězdné hmoty, která je rázovou vlnou shrnována do  expandující vrstvy.  Vývoj zbytků supernov je možno rozdělit do několika fází: na jejím počátku, těsně po výbuchu supernovy, kdy je expanzní rychlost několik tisíc km/s, se jedné o tzv. volnou expanzi. V této fázi vývoje zbytku supernovy dominuje hmotnost vyvržená z mateřské hvězdy. Během následující fáze vývoje však hmotnost akumulovaná  z mezihvězdného prostředí převýší hmotnost vyvrženou z mateřské hvězdy. To však po jistou dobu příliš nezvýší ochlazování zářením a tudíž se jedná o adiabatickou fázi vývoje supernovy, kdy hmota akumulovaná v rázové vlně je rozvrstvena do tlusté vrstvy. Později, když  se hustota hmoty v rázové vlně dále zvýší, začne být její  ochlazování  významné, což způsobí kolaps rázové vlny do tenké vrstvy. Během této další fáze vývoje zbytku supernovy je stále významný tlak vnitřního horkého prostředí, který tenkou expandující vrstvu urychluje. Čtvrtá fáze vývoje zbytku supernovy nastává, když tlak vnitřního prostředí klesne a je pro dynamiku expanze nevýznamný. Tenká vrstva expanduje dále nadzvukovou rychlostí a nabaluje okolní prostředí. Jedná se o fázi tzv. „sněžného pluhu“. Závěrečná fáze  vývoje zbytku supernovy nastává, když expanzní rychlost klesne pod rychlost zvuku v mezihvězdném prostředí. Tato zvuková vlna nese pouze otisk společného počátku a postupně se mísí s neporušeným mezihvězdným prostředím.

Autoři představované práce vyšetřují, jak se zbytky supernov šíří v mezihvězdné hmotě s cílem zjistit, jak velké množství hmoty tyto zbytky mohou dopravit až do akrečního disku kolem supermasivní černé díry a jak by tato hmota mohla ovlivňovat její růst a její aktivitu. Například v případě aktivních galaktických jader (AGN – Active Galactic Nuclei) je tvorba hvězd mnohem vyšší než u naší Galaxie. U AGN se jedná o stovky hmotností Slunce za rok, zatímco u Mléčné dráhy jsou to jednotky hmotností Slunce za rok.  Tým složený převážně z pracovníků Oddělení galaxií a planetárních soustav ASU se snaží na výše zmiňované otázky odpovědět za pomoci numerických simulací. Jedná se o kombinaci dvou různých numerických kódů, které zahrnují různé fyzikální procesy a používají různá přiblížení pro hydrodynamický popis vývoje expandujících zbytků supernov. Jedním je v komunitě značně rozšířený soubor hydrodynamických kódů FLASH, který používají pro jednorozměrný popis sféricky symetrické expanze v homogenním prostředí různé hustoty. Na řešení pomocí kódu FLASH navazují simulace kódem RING, který popisuje expanzi tenké vrstvy v homogenním prostředí, které rotuje v gravitačním poli SMBH a NSC. Toto řešení je ve všech třech dimenzích, neboť  vlivem rotace a gravitační sily již expanze tenké obálky, a tudíž i její tvar, není sféricky symetrická.  Výpočet 3D kódem RING vychází z počátečních podmínek daných 1D kódem FLASH v okamžiku, kdy během expanze vzniká tenká vrstva. Vývoj tvaru a expanzních rychlostí této tenké vrstvy je zkoumán pro případy různých poloh supernovy vzhledem k SMBH a pro různé hustoty mezihvězdného prostředí.

Výsledky ukazují, že expandující obálka je schopna do bezprostřední blízkosti SMBH dopravit značné množství mezihvězdné hmoty. Kolísající aktivita AGN tak může souviset s epizodami výbuchy supernov v NSC. Zvláště účinné jsou především supernovy v blízkosti rotační osy galaxie. Mezihvězdná hmota se odtud dostává do akrečního disku, odkud je částečně zpět vyvržena v podobě výtrysků hmoty podél osy rotace a částečně zásobuje SMBH novou hmotou. Jak tedy vysvětlit souvislost hmotností SMBH a NSC a hmotností galaktických výdutí a celých galaxií? Spojnicí je zřejmě mezihvězdná hmota a tvorba hvězd, která je dána přítokem okolní hmoty do galaxií, velikostí CMZ a rychlostí tvory hvězd v okolí galaktických center. Ostatně rychlost tvorby hvězd v AGN je o několik řádů vyšší než v Mléčné dráze, což vysvětluje i vysoký počet supernov a tudíž i rychlý  růst centrálních černých děr v tvořících se galaxiích.

REFERENCE

J. Palouš, S. Ehlerová, R. Wünsch, M. R. Morris, Can supernova shells feed supermasive black holes in galactic nuclei?, Astronomy & Astrophysics 644 (2020) A72, preprint arXiv:2010.15412. 

KONTAKT

prof. RNDr. Jan Palouš, DrSc.
jan.palous@asu.cas.cz, palous@ig.cas.cz
Oddělení galaxií a planetárních systémů Astronomického ústavu AV ČR

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Oddělení galaxií a planetárních systémů ASU

Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v. v. i.