Úvodní strana  >  Články  >  Vzdálený vesmír  >  Výzkumy v ASU AV ČR (257): Modely akrece dvou rentgenových dvojhvězd

Výzkumy v ASU AV ČR (257): Modely akrece dvou rentgenových dvojhvězd

Představa systému GRO J1655-40 v ilustraci malíře. Hvězda (modře) dodává hmotu do akrečního disku obklopujícího černou díru. Akreční disk je zdrojem elektromagnetického záření.
Autor: © NASA/M. Weiss.

Rentgenové dvojhvězdy jsou laboratořemi akrečních procesů probíhajících v okolí černých děr hvězdných hmotností. Studie publikovaná Anastasiyí Yilmaz pod vedením Jiřího Svobody z ASU ukazuje, že vlastnosti systémů určené z pozorování silně závisí na použitém interpretačním modelu. 

Rentgenové dvojhvězdy jsou systémy, v nichž je hvězdná černá díra doprovázena stále aktivní hvězdou. Hvězdná složka ovšem vyplňuje svůj Rocheův lalok, a v systému tak dochází k přetoku látky na černou díru. Tu nakonec obklopuje akreční disk látky, který se stává zdrojem elektromagnetického záření v různých oblastech spektra. 

Míra akrece nezůstává v těchto systémech stále stejná, akreční disk mění svůj rozsah. Tyto změny probíhají u rentgenových dvojhvězd nejčastěji v cyklu, v němž se mění svítivost systému a také „tvrdost“ vysílaného záření, tedy míra charakterizující, jaká část záření je vysílána na vyšších energiích. Na grafu, který vynáší tyto dvě veličiny jako dvě souřadnice, pak jeden cyklus aktivity rentgenové dvojhvězdy připomíná písmeno q. Cyklus obvykle začíná ve stavu s nižší svítivostí a tvrdším zářením pocházejícím především z tzv. koróny. Zajímavou souvislost představuje vznik a zánik polárního výtrysku, který je přítomen pouze v „tvrdém stavu“. Když převládá tepelné záření z akrečního disku, tento jet mizí. Jen občas se znovu objevují epizodické, ale o to intenzivnější výrony hmoty, když zdroj krátce přejde do tvrdšího stavu. Ve stavu charakterizovaném vysokou svítivostí a měkkostí spektra dokonce jet vždy zaniká. Zdroj akrece se vyčerpá, její rychlost poklesne a svítivost systému klesne. Systém se vrací do původního stavu před zjasněním.  

Informace o parametrech dvojhvězdného systému přirozeně získáváme pouze nepřímo z pozorování. Obvykle jde o hledání souladu mezi předpovědí elektromagnetického záření vypočteného na základě numerického modelu se skutečným pozorováním. Minimalizací rozdílu mezi těmito dvěma veličinami se v několika krocích dochází k hledání optimálního řešení. Naneštěstí je předpověď elektromagnetického záření modelu závislá na okolnostech, které byly ve fyzikálním modelu zahrnuty. Zcela obecný model zahrnující všechny známé fyzikální jevy by byl příliš složitý, takže fyzikové často používají různá zjednodušení. V případě rentgenových dvojhvězd některé z běžně užívaných modelů ignorují i jevy obecné relativity, které jsou v okolí černých děr ale přítomny vždy. 

Anastasiya Yilmaz z Oddělení galaxií a planetárních systémů ASU je studentkou doktorského studia, která pod vedením Jiřího Svobody testovala hned trojici používaných modelů. K testování si vybrala dva zdroje, pro něž existuje velmi bohatý pozorovací materiál. Jednak šlo o rentgenovou dvojhvězdu GRO J1655-40, která v sobě hostí jednu z nejstudovanějších černých děr v Galaxii. Zdroj nacházející se asi 3,2 kpc od Země je tvořen černou dírou s hmotností asi 6 hmotností Slunce, která je doprovázena hvězdou s hmotností asi 2,4 Sluncí. Různé analýzy v minulosti vedly ke kontroverzním výsledkům, zejména pokud jde o stanovení rychlosti rotace černé díry. Druhým exemplářem je pak objekt LMC X-3 nacházející se ve Velkém Magellanově mračnu, tedy ve vzdálenosti asi 50 kpc od Země. Zde má černá díra hmotnost necelých 7 sluncí a doprovodná hvězda asi 3,5 slunečních hmot. Ukazuje se, že tato dvojhvězda se dominantně vyskytuje ve vysokém/měkkém stavu a jen výjimečně prochází ostatními stádii v rámci běžného „q“ cyklu. 

Oba objekty byly po téměř 15 let sledovány družicí RXTE (Rossi X-Ray Timing Explorer) i dalšími přístroji. A. Yilmaz tato pozorování analyzovala s pomocí tří různých modelů, které jsou pro tyto účely v komunitě vyvinuty, a jsou pro tento úkol velmi vhodnými. Jednak model s názvem DISKBB, který je nerelativistický a připodobňuje záření disku charakteristickou záření černého tělesa s radiálním teplotním profilem. Proti němu postavila dva modely, americký model KERRBB a kód KYNBB z produkce Astronomického ústavu AV ČR, které zahrnují obecně i speciálně relativistické efekty, jakými jsou gravitační ohyb světla, změna frekvence (času) a intenzity v důsledku přítomnosti silného gravitačního pole a vysokých oběžných rychlostí. Oba modely v základním nastavení předpokládají, že vnitřní okraj akrečního disku se nachází na poslední stabilní orbitě, která je daná mírou rotace černé díry. U KYNBB modelu však můžeme tento okraj nastavit v libovolné vzdálenosti a testovat tak případ tzv. oříznutého disku s vnitřním okrajem dál od černé díry.

Hlavním cílem analýzy bylo prozkoumat a přesněji určit fyzikální parametry studovaných systémů, se zvláštním důrazem na spin (což je míra rotace) černé díry a vlastnosti disku. Největší rozdíly v odhadu vnitřního okraje akrečního disku byly mezi nerelativistickým modelem DISKBB a relativistickými kódy. Při použití DISKBB se vnitřní okraj disku odhaduje z normalizace modelu, charakterizující míru přicházejícího záření při znalosti vzdálenosti zdroje. Tyto odvozené hodnoty často vycházely i pod poslední stabilní orbitou pro maximální spin. Naproti tomu relativistické modely měří tento vnitřní okraj z relativistických korekcí, které se projevují na vysoko-energetickém konci spektrální složky tepelného záření, a poskytly mnohem realističtější odhady. Nicméně při studiu vysoce proměnlivého systému GRO J1655-40 se ukázalo, že nejlepší fit preferuje změny vnitřního okraje akrečního disku. Zatímco spin se na tak krátkých časových škálách nemůže měnit, nejschůdnějším vysvětlením se ukazuje oříznutý akreční disk, který se neroztahuje až k poslední stabilní dráze. Proto nejlepšího spektrálního fitu bylo dosaženo pomocí modelu KYNBB, ve kterém je možné tuto proměnlivost nastavit. Autoři také ukázali výsledky samostatných fitů jednotlivých pozorování s cílem ukázat na systematické nejistoty při měření spinu černé díry a realisticky odhadnout nepřesnost těchto měření. Z výsledků je patrné, že GRO J1655-40 rotuje poměrně vysokou rychlostí (asi 3/4 maximální možné rychlosti), zatímco systém LMC X-1 má poměrně nízkou rotační rychlost (přibližně 1/10 maximální možné rychlosti), svědčící o odlišném charakteru obou dvojhvězdných systémů.

REFERENCE

A. Yilmaz, J. Svoboda a kol., Accretion disc evolution in GRO J1655-40 and LMC X-3 with relativistic and non-relativistic disc models, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 525 (2023) 1288-1310, preprint arXiv:2308.00396

KONTAKTY

Anastasiya Yilmaz, M.Sc.
anastasiyayilmaz@gmail.com
RNDr. Jiří Svoboda, Ph.D.
jiri.svoboda@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.



O autorovi

Michal Švanda

Michal Švanda

Doc. Mgr. Michal Švanda, Ph. D., (*1980) pochází z městečka Ždírec nad Doubravou na Českomoravské vrchovině, avšak od studií přesídlil do Prahy a jejího okolí. Vystudoval astronomii a astrofyziku na MFF UK, kde poté dokončil též doktorské studium ve stejném oboru. Zabývá se sluneční fyzikou, zejména dynamickým děním ve sluneční atmosféře, podpovrchových vrstvách a helioseismologií a aktivitou jiných hvězd. Pracuje v Astronomickém ústavu Akademie věd ČR v Ondřejově a v Astronomickém ústavu Matematicko-fyzikální fakulty Univerzity Karlovy v Praze, kde se v roce 2016 habilitoval. V letech 2009-2011 působil v Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung v Katlenburg-Lindau v Německu. Astronomií, zprvu pozorovatelskou, posléze spíše „barovou“, za zabývá od svých deseti let. Slovem i písmem se pokouší o popularizaci oboru, je držitelem ceny Littera Astronomica. Před začátkem pracovní kariéry působil v organizačním týmu Letní astronomické expedice na hvězdárně v Úpici, z toho dva roky na pozici hlavního vedoucího. Kromě astronomie se zajímá o letadla, zejména ta s více než jedním motorem a řadou okýnek na každé straně. 

Štítky: LMC X-1, Gro j1655-40, Mikro-kvazar, Astronomický ústav AV ČR


35. vesmírný týden 2025

35. vesmírný týden 2025

Přehled událostí na obloze a v kosmonautice od 25. 8. do 31. 8. 2025. Měsíc po novu se koncem týdne objeví na večerní obloze. Ráno můžeme pozorovat všechny planety kromě Marsu. Aktivita Slunce se možná zvýší. SpaceX se chystá k 10. testu Super Heavy Starship. První stupeň Falconu 9 se chystá k 30. znovupoužití. Tato raketa má letos za sebou již více než 100 startů a v uplynulém týdnu vynesla i vojenský miniraketoplán X-37b a nákladní loď Dragon na misi CRS-33 k ISS. Před 50 lety zazářila v souhvězdí Labutě poměrně jasná nová hvězda, nova V1500 Cygni.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

Temná mlhovina Barnard 150

Titul Česká astrofotografie měsíce za červenec 2025 obdržel snímek „Temná mlhovina Barnard 150“, jehož autorem je astrofotograf Václav Kubeš       Dávno, opravdu dávno již tomu. Někdy v době, kdy do Evropy začali pronikat Slované a začala se formovat Velkomoravská říše, v době, kdy Frankové

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

IC 1396 Sloní chobot

IC 1396 je veľká emisná hmlovina v súhvezdí Cefea. Nachádza sa pod spojnicou hviezd alfa a zéta Cephei a je v nej aj premenná hviezda Erakis. Hmlovina zaberá oblasť s priemerom niekoľko stoviek svetelných rokov a jej svetlo k nám letí asi 3 000 rokov. Na nočnej oblohe je jej zdanlivý priemer desaťkrát väčší ako priemer Mesiaca v splne, čo je 170´ (5°). Má celkovú magnitúdu 3,0, ale je taká roztiahnutá, že voľným okom nemáme šancu ju vidieť. Hmotnosť hmloviny je odhadovaná na 12 000 hmotností Slnka. Hmlovinu vzbudzuje k žiareniu najmä veľmi hmotná a veľmi mladá hviezda HD 206267 v strede oblasti. Hviezdu obklopujú ionizované mraky vytvárajúce okolo nej vo vzdialenosti 80 až 130 svetelných rokov prstencový útvar. Sú to zvyšky molekulárneho mraku, z ktorého sa zrodila hviezda HD 206267 a ďalšie hviezdy v tejto oblasti, ktoré spolu tvoria hviezdokopu s označením Tr37. Ďalej od centrálnej hviezdy sú pásma tmavého a chladného materiálu. Známou časťou hmloviny je obrovský tmavý molekulárny mrak pomenovaný hmlovina Sloní chobot. Jej tvar vymodeloval hviezdny vietor z HD 206267. Vybavenie: SkyWatcher NEQ6Pro, GSO Newton astrograf 200/800 (200/600 F3), Starizona Nexus 0.75x komakorektor, Touptek ATR585M, AFW-M, Touptek LRGBSHO filtre, Gemini EAF focuser, guiding TS Off-axis + PlayerOne Ceres-C, SVBony 241 power hub, automatizovaná astrobúdka s mojím vlastným OCS (observatory control system). Software: NINA, Astro pixel processor, GraXpert, Pixinsight, Adobe photoshop Lights 65x120sec. R, 63x120sec. G, 52x120sec. B, 120x60sec. L, 186x600sec Halpha, 112x600sec.+18x900sec. O3, 144x600sec. S2, master bias, flats, master darks, master darkflats Gain 150, Offset 300. 9.6. až 23.8.2025 Belá nad Cirochou, severovýchod Slovenska, bortle 4

Další informace »