Спостереження подвійної системи GX 339-4, яка містить чорну діру масою понад шість сонячних, виконані інфрачервоним космічним телескопом WISE, показали, що густина зареєстрованого потоку випромінювання може помітно змінюватися на часових інтервалах тривалістю в десятки секунд
Космічний телескоп виявив надзвичайно високу мінливість джета невеликої чорної діри, розташованої поблизу центру Галактики.
Метою нових спостережень стала подвійна система GX 339-4, віддалена від нас більш ніж на 20 000 світлових років. До її складу входять чорна діра з масою понад шість сонячних і зоря на широкій 1,7-денній орбіті. Як це зазвичай буває, речовина світила поступово переходить до чорної діри, у якої утворюються акреційний диск і пара джетів, орієнтованих перпендикулярно до нього.
| Подвійна система GX 339-4 з акреційним диском і джетами (ілюстрація НАСА). |
«Інфрачервоне бачення WISE дає змогу докладно розглянути найцікавіші внутрішні ділянки GX 339-4, прилеглі до «основи» джета», — зауважує співробітник Пошак Ганді (Poshak Gandhi), який очолив наукову групу, що опрацьовувала дані телескопа. Спостереження, виконані у 2010-му, застали GX 339-4 в активному, «яскравому» стані.
WISE робить знімки в чотирьох діапазонах (на рисунку нижче вони позначені як W1–W4) із центрами на 3,4, 4,6, 12 і 22 мкм, причому мінімально можливий часови́й інтервал між фотографіями того самого об’єкта становить 11 с. У випадку GX 339-4 астрономам одного разу вдалося зняти дані з таким інтервалом, і результат виявився цілком несподіваним: лише за 11 секунд густина потоку випромінювання, зареєстрована в різних діапазонах, встигла помітно знизитися. Ця нестабільність свідчить на користь того, що розмір «основи» джета може змінюватися приблизно на порядок за досить короткий час.
Дані WISE також допомогли оцінити індукцію магнітного поля, яке діє на речовину в джеті. Розрахована величина — (1,5 ± 0,8)•104 Гс — у кілька десятків тисяч разів перевищує індукцію поля Землі на її поверхні.
| Зміни густини потоку випромінювання, який реєструє WISE у чотирьох різних діапазонах. Інтервалу 11 с відповідає перехід «3 — 4» (див. нижній графік). Тривалість інших інтервалів або дорівнює 95 хвилинам (орбітальному періоду WISE), або кратна цьому значенню. Густина потоку випромінювання вимірюється в позасистемних одиницях, міліянських; 1 мЯн = 10–29 Вт/(м2•Гц). MJD — модифікована . (Ілюстрація з Astrophysical Journal Letters.) |
Повну версію звіту опубліковано у виданні ; статті можна завантажити із сайту .
Підготовлено за матеріалами .
Лише зареєстровані користувачі можуть залишати коментарі. Увійдіть або зареєструйтеся.
Коментарі (49):
Wide-Field Infrared Survey Explorer, или WISE (Широкоугольный исследователь в инфракрасных лучах; буквальное значение англ. wise — мудрый) — инфракрасный космический телескоп НАСА, запущенный на околоземную орбиту 14 декабря 2009 года с целью получения обзора всего неба в инфракрасном диапазоне.
Главной задачей WISE является полный обзор неба в четырех ИК-диапазонах в поисках таких объектов как: ультраяркие инфракрасные галактики, коричневые карлики, астероиды и кометы, сближающиеся с Землёй.
Основную часть телескопа занимает цистерна, заполненная жидким водородом. Глубокое охлаждение (до 7 кельвинов) защищает инструменты от «теплового шума».
Чувствительность WISE примерно в 500 раз лучше, чем мог обеспечить инфракрасный космический телескоп IRAS, при этом диаметр телескопа у WISE даже несколько меньше чем у IRAS: 0.40 м против 0.57 м.
Размеры космического телескопа: 2,85×2,00×1,73 метра, стартовая масса 662 кг. Объем бортовой флеш-памяти 96 Гбайт. Стоимость проекта составляет около 320 млн долларов США. Код обсерватории космического телескопа WISE — C51.
Телескоп оснащен четырьмя камерами, каждая из которых работает в своем диапазоне: 3,3, 4,7, 12 и 23 мкм. Каждая камера состоит из матрицы размером 1024×1024 пикселя (1 Мпикс). В первых трех диапазонах (3,3, 4,7 и 12 мкм) масштаб изображения составляет 6 угловых секунд на пиксель, а в последнем четвёртом (23 мкм) составляет 12 угловых секунд на пиксель. Чувствительность детекторов составит соответственно 120, 160, 650, и 2600 микроянских (µJy) в 3,3, 4,7, 12, и 23 мкм. По чувствительности в диапазонах 12 и 23 мкм WISE в 1000 раз выше чувствительности спутника IRAS, и в 500 000 раз лучше чем обзор 1990-ых телескопа COBE в 3,3 и 4,7 мкм.
Аккреционная модель квазара это скорее всего вынужденная ошибка. Тоесть надо было что сказать - вот и сказали. Выше говорилось о казаре без галактики, так что диска как бы нет по определению. И еще.
Аккреционная модель это замствованная у Зельдовича идея преобразования массы в энергию. Он воображаемо "выстрелил", под небольшим углом расхождения, две частицы в направлении ЧД. Разогнанные частицы столкнулись с другой стороны и выделили искомую энергию.
Заимствователи утрировали эту идею и сделали из нее то, что хотелось.Математики попервах "рассчитали" что в аккреционном процессе должно выделиться 10% МС2. Но потом подняли эту цифру до 40%. В расчетах львиная доля энергии выделяется при ударе разогнанного вещества о поверхность сверхплотного тела. Ну, ладно бы НЗ там хоть поверхность открыта, может и выделяется та энергия, кто знает? Но в ЧД поверхность спрятана под горизонтом событий!!! Как то нехорошо получается. Но когда сильно хочется то получается все!
При прохождении сверхмассивной черной дыры-компаньона сквозь аккреционный диск в последнем возникают сильные ударные волны, которые распространяются по диску и могут достигать истоков джета, в результате чего в источнике наблюдаются вспышки. Ситуация последовательных вспышек неравной интенсивности и продолжительности может реализовываться в случае некруговой орбиты ДСЧД, когда в перицентре компаньон пересекает более плотные области аккреционного диска, а в апоцентре — периферийные, а также вследствие того, что при прецессии угол между плоскостью диска и плоскостью орбиты изменяется. При этом мелкомасштабные вариации изменения потока, по-видимому, отражают неоднородности аккреционного диска, поэтому детальный анализ кривых блеска вспышек позволяет исследовать его структуру.
Все модели аккреции на черные дыры основаны на преобразовании углового момента аккрецируемого вещества таким образом, чтобы оно начинало приближаться к черной дыре. В одной из групп моделей угловой момент теряется веществом непосредственно с помощью механизма магнитной центрифуги. Долгое время существовали предположения, что диффузия углового момента аккреционного потока связана с турбулентностью. Предло- женная Шакурой и Сюняевым в 1973 г. α-модель учитывала вязкие напряжения с помощью феноменологически введенного пара- метра α. При этом турбулентная вязкость между соседними слоями аккреционного диска при- водит к потере веществом углового момента и появлению радиальной составляющей скорости.
Впервые, попытки детектирования ТэВ излучения от Cyg X-3 были предприняты в середине семидесятых и продолжались до середины 80х. Два проекта были чрезвычайно важны: это результаты Kiel и, выполненные в это же время наблюдения Havera Park.
Результаты этих двух экспериментов показали очень большой поток при ультра высоких энергиях. Именно эти результаты стимулировали создание многих новых установок для исследований при сверхвысоких энергиях.
Переменность излучения, а также корреляция активности источника в широком диапазоне энергий, может нести существенную информацию, как о природе источника, так и о механизмах генерации частиц вплоть до сверхвысоких энергий.
То, что стадия вторичного обмена масс в режиме с общей оболочкой действительно реализуется в природе, доказывается недавним открытием звезды WR в очень короткопериодической рентгеновской двойной системе Cyg X-3. Очень короткий орбитальный период (4,8 часа) этой системы свидетельствует об интенсивной потере массы и углового момента, который мог реализоваться на стадии двойной системы с общей оболочкой.