Výzkumy v ASU AV ČR (192): Těsné průlety hvězd kolem černé veledíry a jejich vliv na akreci

Aktivní galaktická jádra jsou celé komplexy objektů obklopujících černé veledíry v centrech velkých galaxií. Důležitým útvarem je zde rotující diskovitá struktura zvaná akreční disk, z níž obvykle hmota padá na černou veledíru ve svém středu. Při akreci se potenciální energie látky v gravitačním poli veledíry přeměňuje na jiné formy energie. Látka se při akreci také významně zahřívá, stává se zdrojem záření a z pozorovatelského hlediska pak mluvíme v tomto kontextu o aktivitě galaktického jádra. Svou důležitou roli hrají i elektromagnetické síly, neboť galaktická centra bývají protkána organizovanými magnetickými poli. V této souvislosti se jako důsledek součinnosti akrece a elektromagnetických sil objevují např. polární výtrysky. 

V bezprostředním okolí černé veledíry nalezneme i hvězdy, které jsou zde také gravitačně vázány. Často mluvíme o tzv. jaderných hvězdokupách, které představují velmi zvláštní a hustou populaci masivních hvězd ve vzdálenostech jen pár parseků od středu galaxie. Každopádně pozorovací důkazy pro přítomnost hvězd v samotném jádře galaxií máme a lze tak přirozeně očekávat, že některé z těchto hvězd se mohou nacházet na drahách, které je přinášejí do bezprostřední interakce s akrečním diskem. V centru naší Galaxie, kde máme tuto populaci hvězd nejlépe zmapovanou, sice přímé důkazy pro takového vzájemné ovlivňování nejsou, ale těch nepřímých je hned několik, z nichž mnohé vycházejí např. z podivného tvaru některých hvězd obalených plynem. V některých případech jsou k dispozici indicie o cyklické modulaci aktivity některých galaktických jader, přičemž opakované průchody hvězd centrální oblastí by mohly být zcela přirozeným vysvětlením takovýchto nebo podobných oscilací jaderné aktivity galaxií. 

Petra Suková stála v čele týmu současných i minulých pracovníků Oddělení galaxií a planetárních systémů z ASU, který si kladl za cíl tuto situaci prozkoumat prostřednictvím realistické numerické simulace. Autoři studovali hned několik scénářů průletových trajektorií s různým sklonem vůči rovině akrečního disku a také s různě „velkými“ hvězdami. Nebyly to ale jen hvězdy (od nichž vane jejich vlastní hvězdný vítr), které byly cílem studie, kromě již zmíněné třídy objektů se autoři zaměřili i na modifikaci, kterou by vyvolal průlet neutronové hvězdy a pak průlet velmi málo zářícího objektu, který na sebe určitou část látky sám akreuje, tedy průlet sekundární černé díry hvězdné velikosti. Tyto objekty se odlišují především tím, že rozměr efektivní sféry jejich vlivu na okolí je funkcí typu objektu. Autoři se zajímali o efekt opakovaných průletů. 

Celý problém byl studován s pomocí numerické simulace, která se zvoleným numerickým rozlišením řešila magnetohydrodynamické rovnice pro ideálně vodivou tekutinu formulované pro přítomnost silných gravitačních polí, tedy v kontextu obecné relativity. Simulace byla prováděna pomocí volně dostupného kódu HARMPI, který autoři upravili pro daný účel. Kód v principu umožňuje řešit situaci plně ve třech dimenzích, ale takové úlohy jsou výpočetně velmi náročné a nelze očekávat, že by bylo možné studovat v takovém detailu všechny myslitelné scénáře. Ve velké části dílčích úloh si tedy autoři vystačili s dvojrozměrným přiblížením předpokládajícím válcovou symetrii a teprve vybrané scénáře ověřovali trojrozměrným výpočtem. Jen tak bylo možné parametricky studovat efekty objektů přilétajících na různých drahách, od těch velmi skloněných k rovině akrečního disku až po ty, které jsou fakticky uvnitř plynného toru. V práci jsou jednotlivé programové běhy pro různé počáteční podmínky popsány velmi podrobně, zde se omezme jen na obecná tvrzení. 

Míra a okamžitá rychlost akrece jsou modulovány průletem hvězdy. V závislosti na orbitálních parametrech může po průletu akreční tok klesnou i tisíckrát. To je případ hvězdy nacházející se velmi blízko horizontu událostí černé veledíry (řádově jednotky jejích Schwarzschildových poloměrů), případně také hvězdy s velkým efektivním poloměrem, kdy již několik málo průletů může zcela rozbořit strukturu akrečního disku a fakticky akreci zastavit. Dlouhodobý vývoj takového systému pak bude záviset na vlastnostech a stavu vnější části akrečního disku, zda se tedy podaří postupně doplňovat látku do vnitřních oblastí a obnovit akreční proces na veledíru. V takovém případě se může nastolit i epizodická (tedy nestálá) akrece, která se projevuje opakovaným útlumem a nastartováním akrečního procesu.

Modulace akreční rychlosti opakovanými průlety hvězdy jsou cyklické a odvozené periody aktivity jádra mají zřejmou souvislost s těmito průlety. Důležité také je, že průlet hvězdy může vyvrhnout nemalé množství látky z disku do polárních oblastí a v součinnosti s magnetickým polem systému tak posílit činnost polárních výtrysků. Tyto kvaziperiodicky vylétávající hustší chuchvalce pak mohou být pozorovány ve struktuře polárních výtrysků i ve větších vzdálenostech od samotného jádra v rádiovém oboru. V simulacích byly často pozorovány režimy epizodické akrece. Tyto režimy jsou silně ovlivněny také tím, že hvězda při průletu magnetosférou aktivního jádra může vyvolávat změny konfigurace a síly tohoto magnetického pole, které pak částečně utlumuje akreční proces. Tyto zvláštní akreční stavy byly vyvolávány především hvězdami obíhajícími přímo v plazmovém toru.  

Numerické simulace jsou jedna věc. Autoři odhadli, že statisticky by se v nejlepším případě měla u alespoň jedné galaxie z padesáti nacházet hvězda o hmotnosti Slunce nebo větší na dráze odpovídající studovanému scénáři. Aktivních galaktických jader je přitom známo již řádově statisíce a dokonce i v případě neaktivních galaktických jader můžeme do jisté míry sledovat jejich vyzařování. Petra Suková a její kolegové tak poukazují na několik exemplářů, včetně jádra naší Galaxie, u nichž je známa proměnnost, kterou by bylo možné vysvětlit na základě studovaného scénáře.  

Doprovodná videa demonstrující výsledky práce
[1]   Animace dynamiky plynu v toru v okolí černé veledíry při opakovaných průletech hvězdy pohybující se po vysoce skloněné téměř kruhové dráze. Na panelu vlevo je v logaritmické škále znázorněna hustota plynu, na panelu uprostřed pak Lorentzův faktor (který v řeči teorie relativity vyjadřuje rychlost látky) a zcela vpravo pak rychlost odtoku látky. Jde o zobrazení z 2-D simulace, ve které autoři neuvažují orbitální pohyb hvězdy ve směru azimutální souřadnice ve válcových souřadnicích - tedy okolo osy symetrie. Z toho důvodu dochází ke zdánlivému "odrážení hvězdy od osy" v zobrazené rovině, i když ve skutečnosti ve 3-D prostoru hvězda obíhá centrální veledíru po Keplerovské dráze, která prochází blízko u osy. 
[2]   Podobná animace pro případ hvězdy na výstředné méně skloněné dráze ve větší vzdálenosti od černé veledíry.

REFERENCE

P. Suková a kol., Stellar transits across a magnetized accretion torus as a mechanism for plasmoid ejection, Astrophysical Journal v tisku, preprint arXiv:2102.08135

KONTAKT

RNDr. Petra Suková, Ph.D.
petra.sukova@asu.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.