Черная дыра галактики M87: новые штрихи к портрету

Рис. 1. «Фотография» аккреционного диска вокруг черной дыры в центре галактики M87 в поляризованном свете. Это изображение — результат компьютерного моделирования данных, полученных на радиотелескопах, входящих в состав Телескопа горизонта событий. Все вместе они образуют интерферометр, эффективный размер которого сравним с диаметром Земли. Отдельные «черточки» показывают направление силовых линий магнитного поля в аккреционном диске. Изображение с сайта eso.org

В апреле 2019 года коллаборация Телескопа горизонта событий (Event Horizon Telescope, EHT) опубликовала первое «фото» ближайших окрестностей сверхмассивной черной дыры, находящейся в центре гигантской эллиптической галактики M87. Галактика удалена от нас примерно на 53 млн световых лет, а размер запечатленной области составляет несколько световых дней. Такой феноменальной разрешающей способности удалось добиться благодаря тому, что EHT — это не один телескоп, а система из нескольких крупных радиотелескопов, расположенных на разных континентах, но работающих как единое целое. Коллаборация продолжала работать, и сейчас, спустя два года ученые представили новую порцию данных. Им удалось запечатлеть поляризованное излучение от аккреционного диска вокруг этой черной дыры, тщательный анализ которого позволил многое понять про структуру магнитного поля в ее окрестностях. В некотором смысле этот результат даже важнее, чем «портрет» черной дыры, полученный два года назад, так как он позволил достаточно надежно определить режим, в котором аккрецирует эта дыра. По удачному совпадению недавно же была опубликована и статья нескольких научных групп, работающих на самых разных телескопах (как наземных, так и космических), которые провели наблюдения бьющего из этой черной дыры джета в широкой области электромагнитного диапазона. Из нее следует, что до полного понимания всех процессов, которые порождают джеты и и происходят внутри них, довольно далеко, но зато сейчас теоретики получили новые ограничения на параметры своих теорий.

Предыстория

Черные дыры — объекты с самой высокой плотностью энергии в нашей Вселенной: в достаточно малом по астрофизическим меркам объеме сконцентрирована гравитационная и вращательная энергия огромного количества вещества, которое когда-то сформировало эту дыру. Сейчас известно, что существуют черные дыры как минимум двух классов: дыры звездных масс (их массы обычно обычно попадают в промежуток от нескольких до нескольких десятков масс Солнца) и сверхмассивные черные дыры (СМЧД), обитающие в центрах галактик (их массы измеряются миллионами или даже миллиардами масс Солнца). Вопрос о существовании черных дыр промежуточной массы (порядка 10⁴–10⁵ масс Солнца) пока открыт.

Радиус горизонта событий черной дыры пропорционален ее массе (\(r_g=2GM/c^2\), подробнее об этом см., например, в задаче Испарение черных дыр). Размер «звездных» черных дыр лежит в диапазоне от нескольких до пары десятков километров. А вот радиус горизонта СМЧД — это уже поистине астрономическая величина: от нескольких радиусов Юпитера (сотни тысяч км, это порядка одной световой секунды) до нескольких десятков астрономических единиц (1 а. е. ≈ 1,5·10¹¹ м, то есть речь идет о миллиардах километров — или световых часах).

Распространено представление о черных дырах как о чрезвычайно «прожорливых» объектах, которые поглощают оказавшееся поблизости вещество и благодаря этому только увеличивают свою массу. Если не вдаваться в детали, то дело примерно так и обстоит. Тем удивительнее, что природа умеет «извлекать» энергию из этих объектов в процессе аккреции. Вокруг СМЧД в центрах галактик вещество из межзвездного пространства постепенно теряет момент импульса и формирует аккреционный поток, который медленно, но верно падает на черную дыру.

По мере приближения к горизонту событий вещество теряет гравитационную энергию и из-за этого нагревается. Изначально холодный неионизированный газ нагревается до миллиардов кельвинов. При этом средняя энергия электронов и протонов становится во много раз больше энергии связи в атомах — вещество полностью ионизируется. В результате медленное и размеренное течение межзвездного водорода в нескольких световых годах от горизонта событий на расстоянии нескольких световых дней от него становится очень горячим электрон-протонным супом, движущимся со скоростью, близкой к скорости света. Что важно, нагретая плазма имеет свойство излучать, и это излучение можно попытаться увидеть! А что еще важнее, если в аккреционном диске присутствуют магнитные поля, то это излучение еще и поляризовано и, измерив поляризацию, можно узнать структуру магнитного поля. Но об этом ниже.

Почему вообще в аккреционном диске должны существовать магнитные поля? Причин может быть несколько (к примеру, генерация магнитных полей в результате так называемого «динамо» в аккреционных дисках, см. работы M. Liska et al., 2020. Large-scale poloidal magnetic field dynamo leads to powerful jets in GRMHD simulations of black hole accretion with toroidal field и A. Brandenburg et al., 1995. Dynamo-generated Turbulence and Large-Scale Magnetic Fields in a Keplerian Shear Flow), но самой важной является эффект сохранения магнитного потока. Идею можно проиллюстрировать на следующем примере. Рассмотрим большой объем обычного водорода и начнем его сжимать (рис. 2). Если в этом объеме присутствует магнитное поле, то поначалу оно никак не будет чувствовать электрически нейтральный водород, так как магнитное поле взаимодействует только с зарядами. В результате силовые линии никак не будут чувствовать сжатия, оставаясь неизменными. Однако в какой-то момент из-за сжатия вещество нагреется и начнет ионизироваться.

Рис. 2. Увеличение магнитного поля в процессе аккреции вещества на черную дыру. Так как у вещества есть выделенное направление (момент импульса), при аккреции оно формирует дискообразную структуру (см. также задачу Плоская Вселенная)

В среднем, ионизированный газ (плазма), также электронейтрален, но электроны и протоны в нем не связаны и могут перемещаться независимо друг от друга. Точнее, почти независимо: у движения частиц в плазме есть два важных свойства. Во-первых, если в какой-то области окажется больше электронов, чем протонов, то возникнет электрическое поле, которое притянет протоны, и баланс восстановится. Во-вторых, если в системе есть магнитное поле, то частицы не могут свободно перемещаться поперек его силовых линий (подробно этот эффект обсуждался в задаче Северное сияние). А магнитные силовые линии, в свою очередь, не могут свободно «скользить» в плазме. В результате магнитное поле и частицы в плазме оказываются связанными друг с другом. Этот эффект называется «вмороженностью» магнитного поля в плазму. В итоге частицы плазмы в магнитном поле ведут себя подобно бисеру на нитке: они свободно перемещаются вдоль силовых линий, но не могут перемещаться поперек них.

«Вмороженность» магнитных линий в плазму означает, что, если плазма, приближаясь к горизонту событий, уплотняется, то силовые линии будут завлекаться за веществом, а сила поля будет увеличиваться (как показано на рис. 2). Первые идеи о том, что магнитные поля могут быть принципиально важны в таких аккрецирующих системах появились еще в 1970 годах (см., например, статью G. Bisnovatyi-Kogan, A. Ruzmaikin, 1974. The accretion of matter by a collapsing star in the presence of a magnetic field).

Однако вопрос о роли магнитного поля в процессе аккреции оставался открытым.

К 90-м годам стало понятно: магнитные поля необходимы, чтобы объяснить, почему аккреция происходит в принципе (S. Balbus, J. Hawley, 1991. A Powerful Local Shear Instability in Weakly Magnetized Disks. I. Linear Analysis; см. также задачу Аккреция вопреки). Дело в том, что для того, чтобы вещество аккрецировало на черную дыру (а не просто вращалось по кеплеровским орбитам, как планеты вокруг звезд), необходимо трение между слоями. Однако было совершенно непонятно, что может вызывать это трение — обычной силы вязкости недостаточно, чтобы объяснить тот темп аккреции, который наблюдался напрямую. Решением стала так называемая магниторотационная неустойчивость. В этом механизме магнитное поле играет роль инициатора турбулентности, которая и вызывает аномально сильное трение, достаточное, чтобы объяснить высокий темп аккреции.

От теории к симуляциям

Чтобы аккреция шла, достаточно даже очень слабого магнитного поля, поскольку оно усиливается из-за магниторотационной неустойчивости (J. Stone et al., 1996. Three-dimensional Magnetohydrodynamical Simulations of Vertically Stratified Accretion Disks). Поэтому важный вопрос о том, насколько сильно на самом деле поле в аккреционных дисках и насколько оно влияет на крупномасштабную динамику процесса аккреции, оставался без ответа.

К концу XX века астрофизики поняли, что модель тонкого диска (диск Шакуры — Сюняева, см. N. Shakura, R. Sunyaev, 1973. Black holes in binary systems. Observational appearance, а также задачу Дисковая аккреция), предложенная еще в 1970 годах, в которой все происходит в тонкой дискообразной области, применима далеко не ко всем аккрецирующим системам. Ключевым предположением в модели тонкого диска являлась радиационная эффективность: вся энергия нагрева плазмы эффективно излучается из диска в виде фотонов, что позволяет веществу сплюснуться в тонкий диск. Но в аккреционных системах типа черной дыры M87* в центре галактики M87 или черной дыры в центре нашей Галактики это предположение неверно: вещества слишком мало, и нагрев происходит слишком быстро, из-за чего вещество не успевает «остыть» и сплюснуться в диск. В результате возникла модель толстого диска. Несмотря на аналитическую сложность, она неплохо годится для численных симуляций, поскольку для моделирования толстого диска не требуется огромное разрешение, которое нужно в случае с тонкими дисками.

Рис. 3. Галактика M87 и джет, происходящий из самого ее центра и тянущийся примерно на 5000 световых лет. Фотографии телескопа «Хаббл» в оптическом диапазоне (лучше всего разглядывать увеличенное изображение). Для сравнения: радиус горизонта событий порождающей джет черной дыры M87* в центре этой галактики не превосходит нескольких световых дней! Сама галактика M87 удалена от нас примерно на 53 млн световых лет. Она находится вблизи центра Скопления Девы и является самой крупной и массивной в нем. По современным оценкам M87 содержит несколько триллионов звезд. Изображение с сайта nasa.gov

В XXI веке из численных симуляций стало ясно, что есть два режима аккреции толстого диска (рис. 4, также см. статьи R. Narayan et al., 2012. GRMHD simulations of magnetized advection-dominated accretion on a non-spinning black hole: role of outflows, F. Foucart et al., 2017. How important is non-ideal physics in simulations of sub-Eddington accretion on to spinning black holes? и B. Ripperda et al., 2020. Magnetic Reconnection and Hot Spot Formation in Black Hole Accretion Disks): режим стандартной и нормальной эволюции (англ. — Standard And Normal Evolution, SANE; в переводе с английского sane буквально означает «здравый») и режим магнитодоминирующего диска (англ. — Magnetically Arrested Disk, MAD; в переводе mad означает «сумасшедший»). В режиме SANE магнитное поле очень слабое и играет лишь промежуточную роль: оно запускает процесс турбулентности, но в остальном динамика диска полностью определяется движением вещества. Из-за этого в SANE-моделях магнитные поля турбулентны и менее структурированы, а джеты в таких симуляциях достаточно слабые. В режиме MAD, который характеризуется тем, что сила магнитного поля достаточно большая и давление магнитного поля сопоставимо с давлением вещества, силовые линии структурированы и играют не просто важную роль в формировании джета и аккреции, но способны на время затормозить аккрецию и даже запустить ее в обратном направлении, делая ее прерывистой и непостоянной.

Рис. 4. Структура магнитного поля в аккреционных дисках, смоделированных в режимах SANE и MAD. Область симуляции составляет примерно несколько десятков радиусов черной дыры. Белые линии представляют траектории частиц, изначально располагавшихся в экваториальной плоскости ЧД, розовые линии — траектории частиц, располагавшихся вне этой плоскости. Рисунок из статьи F. Foucart et al., 2017. How important is non-ideal physics in simulations of sub-Eddington accretion on to spinning black holes?

Однако эти модели до поры до времени не подтверждались наблюдениями и «существовали» лишь в виде симуляций, результат которых зависит от начальных условий (пример симуляции можно посмотреть на этом видео). Какой именно режим реализуется в природе, до сих пор было неясно, как неясно было и то, в каких случаях формируется джет, насколько он энергичный и от чего это зависит. Проблема в том, что симуляции ограничены в размере: мы можем симулировать аккрецию лишь до нескольких сотен радиусов черный дыры, тогда как наблюдения реальных черных дыр могут позволить увидеть картину и вблизи горизонта событий и на масштабах, которые на много-много порядков больше его радиуса.

От симуляций к наблюдениям и обратно

У наблюдений горизонта событий черной дыры (точнее, вещества вблизи него) есть одна большая проблема — он очень маленький. Ближайшая к нам сверхмассивная черная дыра Стрелец A* (Sgr A*) расположена в центре нашей Галактики на расстоянии примерно 30 000 световых лет от нас. Ее масса оценивается в несколько миллионов солнечных, а это означает, что ее радиус всего лишь в 30 раз больше солнечного (напомню формулу для радиуса горизонта событий черной дыры: \(r_g=2GM/c^2\)). Легко посчитать, что угловой размер горизонта событий — 10⁻⁵ угловых секунд (то есть примерно 10 микросекунд дуги). Чтобы понять, насколько эта величина мала, достаточно представить, что вы пытаетесь увидеть десятирублевую монету на поверхности Луны, находясь на Земле.

В оптике есть достаточно простой способ оценить, какого размера телескоп понадобится, чтобы оптически разрешить объект данного углового размера: на длине волны \(\lambda\) минимальный угловой размер (в радианах) детали, который вы можете разглядеть с помощью телескопа с диаметром зеркала (апертурой) \(D\), равен \(\lambda /D\). Ярче всего вещество вокруг черной дыры светит в радиодиапазоне, на частоте примерно несколько сотен ГГц, поэтому легче всего наблюдать именно на соответствующей длине волны (примерно 1 мм). Чтобы разрешить горизонт событий на этой длине волны, необходим телескоп, диаметр которого сравним с размерами Земли!

Ясно, что телескоп такого размера построить невозможно (по крайней мере, в обозримом будущем). Однако люди нашли изящный способ «обойти» эту проблему. Этот способ — радиоинтерферометрия (см. задачу Как ловить тень черной дыры). Если синхронизировать работу радиотелескопов в разных точках Земли с высокой точностью (ошибка синхронизации должна быть меньше, чем период радиоволны), то эти телескопы могут работать вместе — так, как если бы это был один телескоп, размеры которого сопоставимы с расстоянием между телескопами.

Подходящих кандидатов для наблюдений оказалось всего два: уже упоминавшиеся Sgr A* в центре нашей Галактики и M87* в центре галактики M87. Вторая дыра в ~2000 раз дальше от нас, но она и примерно во столько же раз массивнее, что делает наблюдаемый угловой размер ее горизонта событий сравнимым с Sgr A*. Казалось бы, нет разницы, какую из черных дыр наблюдать. Но нет: легкие — а значит и маленькие — черные дыры обладают существенным недостатком: происходящее в их непосредственной окрестности слишком быстро меняется. Период обращения вещества вблизи горизонта событий СМЧД Sgr A* составляет около часа, а для M87* это время ближе к одному месяцу. Это означает, что изображение M87* более стационарно и при помощи радиоинтерферометрии его гораздо легче запечатлеть.

Вся эта «теория», граничащая местами с научной фантастикой, воплотилась в реальность благодаря усилиям коллаборации Телескопа горизонта событий (Event Horizon Telescope, EHT). Это глобальная сеть радиотелескопов, расположенных на разных континентах и работающих по принципу радиоинтерферометрии как один большой телескоп размером с земной шар. Ученым потребовалось более десяти лет работы, чтобы получить «фото» горизонта событий сверхмассивной черной дыры в центре галактики M87 в радиодиапазоне (рис. 5, подробности — в новости Черная дыра галактики M87: портрет в интерьере, «Элементы», 14.04.2019). Саму дыру мы, конечно, не видим: это изображение формируется светом, излученным горячей плазмой в аккреционном диске и/или джете вокруг черной дыры, значительно искаженным из-за сильно искривленного пространства-времени вокруг горизонта событий.

Рис. 5. Изображение черной дыры M87* на частоте 230 ГГц, опубликованное коллаборацией EHT в 2019 году (публика сразу же прозвала его «бубликом»). Это первое в истории человечества изображение черной дыры, горизонт событий которой оптически (точнее, радио-) разрешен. Изображение из статьи The Event Horizon Telescope Collaboration, 2019. First M87 Event Horizon Telescope Results. IV. Imaging the Central Supermassive Black Hole

То, что раньше можно было изучать лишь теоретически, стало возможным наблюдать непосредственно и сравнивать с теоретическими предсказаниями! И здесь довольно быстро после громкого триумфа наблюдателей пришел отрезвляющий ответ от теоретиков. Теперь, когда имелись наблюдения, они получили возможность сделать большое количество симуляций с разными параметрами (разным вращением черной дыры, режимом аккреции, направлением оси вращения и т. д.) и сравнить их с наблюдениями!

На самом деле, сами по себе такие симуляции — это уже непростая задача. Проблем здесь несколько. Во-первых, магнитогидродинамические симуляции, которые еще и учитывают искривленное пространство-время вокруг черных дыр (так называемые GRMHD-алгоритмы), очень сложны в реализации и необыкновенно дороги с вычислительной точки зрения. Была проделана отдельная большая работа по сравнению основных результатов GRMHD-программ разных научных групп между собой, чтобы понять, насколько эти алгоритмы близки друг к другу (O. Porth et al., 2019. The Event Horizon General Relativistic Magnetohydrodynamic Code Comparison Project). Во-вторых, магнитная гидродинамика, методы которой используются для симуляций и построения изображений, лишь аппроксимирует плазму — как некую замагниченную жидкость определенной температуры. В реальности это не совсем так: плазма вокруг сверхмассивных черных дыр бесстолкновительная (то есть она не является жидкостью в строгом смысле этого слова), а электроны и протоны могут вообще иметь разные температуры! Поэтому для построения изображения делается огромное количество допущений и приближений, которые в свою очередь добавляют свободные параметры.

Оказалось, что численные модели предсказывают примерно одинаковую картину (The Event Horizon Telescope Collaboration, 2019. First M87 Event Horizon Telescope Results. V. Physical Origin of the Asymmetric Ring): «бублик» с асимметричными краями, возникающими из-за релятивистского усиления излучения в одном из направлений и ослабления в другом. Железно удалось подтвердить только то, что черная дыра вращается (но это мы и так знали благодаря наличию у нее джета; об этом еще будет сказано ниже). Из сравнений с симуляциями с множествами открытых параметров и настроек понять, какое у черной дыры магнитное поле, в каком режиме протекает аккреция (MAD или SANE), как направлен аккреционный диск относительно джета и многое другое, так и не удалось.

Поляризованный свет в конце тоннеля

Чтобы еще больше ограничить множество возможных параметров, нужны были какие-нибудь более детальные наблюдения этой черной дыры. И тут самое время вспомнить о том, что помимо интенсивности и частоты (наблюдения на другой длине волны также проводились и будут вскоре опубликованы) у света есть поляризация. Именно ее и удалось измерить для M87*. Две статьи с этими результатами были опубликованы некоторое время назад в журнале The Astrophysical Journal Letters.

Заряженные частицы в плазме находятся в постоянном движении. Электроны рассеиваются на протонах и друг на друге из-за кулоновского взаимодействия, а любое ускорение или торможение заряженной частицы влечет за собой излучение электромагнитных волн — света. Такое излучение называют тормозным (нем. bremsstrahlung, см. задачу Тормозное излучение). В среднем тормозное излучение не поляризовано, так как рассеяние в плазме происходит во всех направлениях и поляризации отдельно взятых волн налагаются друг на друга, производя в сумме неполяризованный свет.

Но если в плазме есть магнитные поля, то все гораздо интереснее. В магнитном поле релятивистские электроны могут излучать так называемое синхротронное излучение (см. задачу Синхротронное излучение в Крабовидной туманности). Его поляризация — если она есть — определяется направлением внешнего магнитного поля. А поляризовано это излучение может быть, потому что масштабы магнитного поля значительно превосходят масштабы плазмы (то есть для огромного количества частиц направление магнитного поля, а следовательно, и плоскость поляризации, будет одинаковым). В реальности, конечно, наблюдаемый свет лишь частично поляризован. Процент поляризованного света называют долей поляризации (англ. fractional polarization).

Наблюдаемый от черной дыры M87* свет был поляризован местами на 30%, что означает достаточно сильное и структурированное магнитное поле (рис. 6).

Рис. 6. Поляризация излучения вещества вокруг черной дыры M87*. Сверху: короткими штрихами показано направление поляризации, цвет соответствует доле поляризации . Снизу: поляризация, наложенная на изображение. Рисунок из обсуждаемой статьи в The Astrophysical Journal Letters

Из этих данных о магнитном поле можно сделать несколько выводов. Во-первых, большая доля поляризации говорит о том, что магнитное поле в аккреционном диске не хаотично и турбулентно, как предсказывали многие SANE-модели, а структурировано. Во-вторых, спиральная структура поляризации означает, что магнитное поле преимущественно сонаправлено с осью вращения (рис. 7), что полностью вписывается в предсказания многих MAD-моделей.

Рис. 7. Разные варианты того, как может выглядеть картина поляризации при различных направлениях магнитного поля в диске (относительно оси вращения, которая примерно совпадает с лучом зрения). Для «вертикального» поля (сонаправленного с осью вращения) в игру вступают релятивистские поправки из-за быстрого орбитального вращения вещества, которые и делают картину спиральной и несимметричной. Рисунок из обсуждаемой статьи в The Astrophysical Journal Letters

Все это означает, что новые данные позволяют уверенно «закрыть» длящуюся десятилетия дихотомию: они однозначно указывают, что аккреционный диск M87* находится в MAD-режиме с сильным структурированным магнитным полем, направленным вдоль оси вращения (рис. 8).

Рис. 8. Иллюстрация аккреции в MAD-режиме из одной из самых ранних работ советских ученых на эту тему (правда, тогда этот термин не использовался, а диск считался тонким). Магнитные силовые линии, вертикально вытянутые далеко от черной дыры, будучи завлеченными аккрецией вещества, сжимаются вблизи горизонта, увеличивая величину магнитного поля. Стрелки показывают направление движения вещества вдоль магнитных силовых линий. Рисунок из статьи G. Bisnovatyi-Kogan, A. Ruzmaikin, 1974. The accretion of matter by a collapsing star in the presence of a magnetic field

Помимо всего этого плоскость поляризации может вращаться по мере распространения волны сквозь замагниченную плазму из-за фарадеевского вращения. Это позволяет определить не только направление магнитного поля, но и его величину, а также плотность и температуру плазмы. Эти результаты как раз-таки оказались очень ожидаемыми: величина магнитного поля варьируется от нескольких до нескольких десятков Гаусс, плотность — от 10⁴ до 10⁷ частиц на кубический сантиметр, а температура в наблюдаемой области лежит в диапазоне 10¹⁰–10¹¹ К.

Джет галактики M87 крупным планом

Джеты — это уникальные индикаторы сверхмассивных черных дыр во Вселенной. Их можно наблюдать (а значит — и изучать) во всех возможных диапазонах электромагнитного излучения — от радио- в ГГц (длина волны ~см) до высокоэнергичного гамма-излучения, кванты которого имеют энергию порядка ТэВ (длина волны ~10⁻¹⁸ см). Процессы, порождающие джеты и происходящие внутри них, чрезвычайно энергичные: ученые детектируют высокоэнергичные нейтрино и космические лучи, предположительно произведенные в недрах этих джетов. Самое удивительное, что несмотря на свою протяженность (многие джеты превосходят в размере галактику, в которой они родились), источник энергии джета немногим превосходит саму черную дыру. Так, в галактике M87 джет тянется на десятки тысяч световых лет, тогда как область, в которой он «ускоряется», имеет размер немногим больше светового дня! Как именно работает центральный источник, который запускает джет, размеры которого на несколько порядков превосходят размер самого источника? Что именно излучает в джете в таком необыкновенно широком диапазоне? Как при этом производятся нейтрино и космические лучи экстремальных энергий? Все эти вопросы во многом пока остаются загадкой.

Вблизи горизонта событий быстро вращающейся черной дыры пространство-время «завлекается» за ее вращением. Поэтому в этой области ничто не может находиться в состоянии покоя (без вращения). Эта область называется эргосферой черной дыры, и уже давно известны теоретические механизмы (например, процесс Пенроуза, см. Penrose process), при которых вещество с помощью особенностей этой области может забирать энергию вращения у черной дыры, постепенно ее останавливая. Похожий процесс может отвечать и за «запуск» джета с помощью закручивания магнитных силовых линий в эргосфере черной дыры (см. видео; R. Blandford, R. Znajek, 1977. Electromagnetic extraction of energy from Kerr black holes).

До сих пор при этом не до конца ясно, как именно такая структура остается стабильной на всем своем протяжении, как полость джета заполняется плазмой (сильное магнитное поле имеет свойство выталкивать плазму) и как именно эта плазма излучает. В недавней наблюдательной кампании десяток телескопов, работающих в диапазонах от радио- до высокоэнергичного гамма-излучения, было детально изучено излучение джета в галактике М87 (рис. 9). Статья с описанием этих результатов также была опубликована в одном из недавних номеров журнала The Astrophysical Journal Letters. Гамма-телескопы имеют очень плохую разрешающую способность, и поэтому понять, из какой области джета конкретно приходят высокоэнергичные фотоны, можно только по неявным признакам.

Рис. 9. Коллаж, на котором представлена вся совокупность наблюдений джета галактики M87. Внизу указаны диапазоны, в которых были получены соответствующие изображения. Рядом с каждым изображением подписан инструмент, на котором оно было получено. Из сравнительных масштабов в коллаже хорошо видно, насколько сильно отличается разрешающая способность телескопов, работающих в разных частях ЭМ-диапазона: радиотелескопы способны видеть все вплоть до горизонта событий, а для гамма-телескопов даже сам джет, который в миллионы раз больше горизонта, выглядит лишь ярким пятнышком. Коллаж с сайта chandra.si.edu

Простейшей моделью до сих пор являлась теория самосогласованного синхротронно-комптоновского излучения. Согласно ей, в некоторой компактной области вокруг черной дыры (размер этой области — несколько радиусов Шварцшильда) лептоны излучают низкоэнергичное синхротронное излучение (см. задачу Синхротронное излучение в Крабовидной туманности) на фоне магнитных полей джета и диска. Затем те же энергичные лептоны в джете сталкиваются с низкоэнергичными фотонами, «выкидывая» их на высокие энергии (этот процесс называется обратным комптоновским рассеянием). У этой модели есть серьезное ограничение: всё это может происходить лишь в довольно небольшой области вокруг основания джета, где плотность лептонов и их энергии достаточно велики.

Как показали результаты последних наблюдений, эта модель не согласуется с интенсивным гамма-излучением джета M87. Чтобы объяснить его высокую интенсивность в гамма-диапазоне (10⁴² эрг/с), требуется огромное количество энергичных гамма фотонов, сконцентрированных в очень маленькой области размером в несколько радиусов черной дыры. Однако при этом возникают теоретические проблемы: при такой большой плотности гамма-фотоны могут взаимодействовать с низкоэнергичными (например, оптическими) фотонами и рождать огромное количество электрон-позитронных пар, увеличивая при этом количество материи в джете, но уменьшая интенсивность излучения. Эта проблема в астрофизике высоких энергий известна как проблема компактности, и раннее в основном обсуждалась в контексте источников гамма-всплесков. Однако теперь, после детальных наблюдений и оценок светимости на различных диапазонах, эта проблема остро встала и применительно к джету галактики М87 — область, в которой обязано происходить ускорение лептонов и интенсивное излучение в гамма-диапазоне, должна быть в десятки раз больше, чем предполагалось раннее. Но это очень сложно обосновать теоретически, так как далеко от черной дыры и магнитные поля, и плотность материи сильно меньше, чем в ее непосредственной окрестности.

В общем, вопрос о природе излучения в джетах тоже пока остается открытым, но в этом вечном «пинг-понге» между наблюдателями и теоретиками мячик теперь на стороне теоретиков.

Третьей уже не будет

Данные, полученные коллаборацией EHT по итогам наблюдения за M87*, позволили ученым значительно сузить и во многом прояснить понимание деталей процесса аккреции на сверхмассивные черные дыры. Но многие вопросы пока еще остаются открытыми. С точки зрения крупномасштабной динамики до сих пор непонятно, какие черные дыры производят джеты, а какие — нет. От чего и как это зависит? Могут ли джеты периодически «включаться» и «выключаться» — даже при постоянной аккреции (см., например, S. Ressler et al., 2021. Magnetically modified spherical accretion in GRMHD: reconnection-driven convection and jet propagation)?

Нам, как наблюдателям, одновременно очень повезло и не повезло. Не повезло нам потому, что сверхмассивных черных дыр достаточно большого углового размера, подходящих для наблюдения с Земли, всего две — Sgr A* и M87* (данные по Sgr A* обрабатываются и будут опубликованы позже). Третьей такой черной дыры скорее всего не существует, а сделать радиоинтерферометрию на порядки точнее не удастся, скорее всего, еще очень долго.

Но в то же время нам крупно повезло, что в относительно близких окрестностях Млечного Пути вообще нашлась активная сверхмассивная черная дыра, и у M87* мы видим отчетливый энергичный джет, а у нашей собственной дыры Sgr A* джета нет. Означает ли это, что черная дыра в центре Галактики аккрецирует в другом режиме? Отличаются ли свойства аккрецирующего вещества и магнитного поля? Или это результат какого-то геометрического эффекта, из-за которого джет очень слабый и мы не можем его наблюдать? Дальнейшие наблюдения Телескопа горизонта событий наверняка помогут нам приблизиться к ответам на эти вопросы.

Источники:
1) The Event Horizon Telescope Collaboration. First M87 Event Horizon Telescope Results. VII. Polarization of the Ring // The Astrophysical Journal Letters. 2021. DOI: 10.3847/2041-8213/abe71d.
2) The Event Horizon Telescope Collaboration. First M87 Event Horizon Telescope Results. VIII. Magnetic Field Structure near The Event Horizon // The Astrophysical Journal Letters. 2021. DOI: 10.3847/2041-8213/abe4de.
3) The EHT MWL Science Working Group. Broadband Multi-wavelength Properties of M87 during the 2017 Event Horizon Telescope Campaign // The Astrophysical Journal Letters. 2021. DOI: 10.3847/2041-8213/abef71.

Айк Акопян