Kilka dni temu w serwisie artykułów, które czekają ne recenzję i wydrukowanie w Astronomy & Astrophysics, ukazała się praca T. Pechacka, V. Karasa (Czeska Akademia Nauk) i B. Czerny (Polska Akademia Nauk). Praca ta proponuje wyjaśnienie powstawania zmiennego strumienia rentgenowskiego, wyświecanego znad dysku akrecyjnego poprzez model “hot-spot”, czyli gorących plam.

Zmienna ilość fotonów (a tym samym i obserwowany strumień) emitowanych przez dysk akrecyjny oraz przez obszar aktywny (nad i pod dyskiem) była obserwowana od wielu już lat. Na dobrą sprawę, zmienność tę widzimy w całym zakresie promieniowania elektromagnetycznego. W dziedzinie optycznej galaktyki Seyferta potrafią zmienić moc promieniowania w skali tygodni, kilku miesięcy. Globalnie, jakościowo (tak aby zmienić swój typ i przeskoczyć w klasyfikacji z numerku na numerek) potrafią się zmienić w skali kilku-kilkunastu lat. Przykładem może tu być galaktyka NGC 4151. W latach 60' i 70' ubiegłego wieku była zaklasyfikowana jako Sy1.5, by w roku 1984 obserwator mógł stracić z widoku szeroki składnik linii H beta, produkowany w obszarze BLR, i NGC 4151 została przeklasyfikowana do Sy1.8. W latach 90tych strumień w optyce nagle wzrósł około 3 razy (z 40 na 120-130 mJy) by szybko opaść do normalnego poziomu 60 mJy. NGC 4151 powróciła do bycia Sy1.5. Całość przypominała fajny wybuch, który trwał 10 lat 🙂 Podobny wybuch miał miejsce w latach trzydziestych, ale tam jego przebieg czasowy ograniczył się zaledwie do 4 lat (Czerny i inni 2003). Podejrzewa się, że zmiany w AGNach mogą być generalnie nawet znacznie dłuższe. W kwazarach mogą być one kilkusetletnie, kilkusettysięczne, a może i dłuższe.

Moc promieniowania obserwowana w zakresie rentgenowskim, jest jeszcze bardziej zmienna. Tu galaktyki aktywne takie jak NGC 4151, NGC 5548, Akn 120 itp zmieniają się w skali kilkunastu minut. To każe przypuszczać, że to promieniowanie powstaje blisko studni potencjału (w przypadku galaktyk są nimi supermasywne czarne dziury). Prawdziwe pochodzenie tychże szybkich zmienności rentgenowskich jest do dziś nie znane. Wiemy tylko, iż to promieniowanie ma naturę … losowych fluktuacji o różnych amplitudach zmian i to wszystko tak naprawdę 🙂

Do dziś powstało kilka modeli próbujących wyjaśnić pochodzenie tychże zmian strumienia. Jednakże żaden z nich nie jest doskonały. Henri & Pelletier w 1991 r. zaproponowali model punktowej lampy rentgenowskiej, która znajdowałaby się nad dyskiem akrecyjnym na jakiejś wysokości na normalnej do dysku. Miniutti & Fabian (2004) zaproponowali aby lampa ta była pierścieniem lamp święcących na różnych, zmiennych w czasie wysokościach. Lampą taką mogłaby być jakaś fala uderzeniowa, formowanie się dżetu. Inna klasa modeli bazuje na bąblach materii wypychanych z dysku i podróżujących przez koronę dysku. Korona taka byłaby czymś podobnym do korony słonecznej nad fotosferą Słońca, ale o troche innych właściwościach. W wyniku oddziaływania pola magnetycznego następowałyby jakieś flary/błyski, protuberancje w koronie (Terrel 1972, Beloborodov 1999, Poutanien & Fabian 1999). Jeszcze inna klasa modeli przenosi nas ciut wyżej i rozważa powstawanie owych zmienności w wyniku zmian gęstości ośrodka tuż nad dyskiem i koroną (patrz np. prace Chris Done). Skąd te zmiany. Pewnie nanosiłby je wiatr wiejący znad dysku. Jego obecność w AGNach jest prawie pewna. Jest on na przykład widoczny w dublecie C IV (ok. 155 nm) i jego asymetrii (wynik efektu Dopplera). Asymetria taka występuje w niektórych galaktykach (zwykle w NLS1). Kolejna klasa zmienności mogłaby być produkowana przez gorące plamy tzw hot-spots (np Goosmann i inni 2007).

Model propagacji promieniowania z flary w ośrodku krorony

Model propagacji promieniowania rentgenowskiego wyswieconego z flary w koronie.Rusunek pochodzi z pracu Goosmann i inni 2007

I tu właśnie dochodzimy do pracy Pechacka i innych. Proponują oni właśnie model losowo położonych nad dyskiem gorących plam/lampek,świecących dłużej i krócej, o różnej mocy. Plamy te korotują wraz z dyskiem, czyli coś jak plamy słoneczne, rekoneksja pola magnetycznego w protuberancjach i rotująca fotosfera. Rozkład plam nad dyskiem byłby losowy o dystrybucji podyktowanej procesem (a) chińskim, (b) Hawkes'a (Hawkes 1971) lub (c) reakcji lawinowej (np. Poutanien & Fabian 1999). Do tak wygenerowanych krzywych blasku zaprzęgnięto transformatę Fouriera i policzono gęstość widma mocy tzw PSD (standardowa procedura w celu ilościowego policzenia zmian strumienia). Wyniki porównano z obserwacjami.

Proces chiński (panel a) i proces Hawkes’a (panel b). Otwarty pkt to pierwsza plama rodzicielska (inicjująca tę i kolejne flary-dzieci), zapełniony punkt to plama/plamy dzieci, które mogą zostać rodzicami. Strzałki symbolizaują relacje rodzic-dziecko (ang. parent-daughter; [a dlaczego nie parent-son -> jakaś forma seksizmu czy co? :)]. Rysunek pochodzi z pracy Pechacek i inni 2008.

Co zobaczono? Otóż model ten może odtworzyć kształt PSD złożonego z dwóch funkcji Lorenzta. Dopasowanie PSD takimi funkcjami widzimy bez problemów w układach gwiazdowych XRB (np. Cyg X-1). W AGNach z tym trudniej. Główny powód to obserwacje i dane obdarzone dużym błędem i rozrzutem (przypomnę, że w wielu przypadkach średni strumień to tylko 0.5-5 fotonów/sekundę). Po raz pierwszy zaobserwowano takie funkcje w rozkładzie PSD w obiekcie Akn 564 (McHardy i inni 2007). Dodatkowo, wcale to nie oznacza, że są wymagane dwa jakieś różne procesy (bo dwa lorenztiany, o takim wymogu wspominał McHardy i in.). Nie, wystarczy tylko jeden. Kolejny punkt podsumowania modelu to obecność charakterystycznych punktów/częstości załamania w PSD (tzw break frequencies). Z modelu wynika, że zwykle jest jeden, ale występowanie dwóch też jest możliwe. Jest to też zgodne z obserwacjami. Jeżeli teraz popatrzymy na model “hot-spotów”, poruszających się blisko czarnej dziury, która dodatkowo rotuje, to tym samym uwzględnimy efekty Ogólnej Teorii Względności. Efekty OTW głównie wpływają na szybkozmienne fluktuacje strumienia. Kształt PSD w tejże części wykresu się zmienia. Jest to zrozumiałe, jeżeli sobie uświadomimy istnienie zjawiska soczewkowania grawitacyjnego i grawitacyjnej dylatacji czasu zależnej od odległości źródła od czarnej dziury.

Model gorących plam generuje dwie funcje Lorenzta (niebieska i zielona krzywa). Ich złożenie daje wynikowe widmo (linia czerwona). Rysunek z pracy Pechacek i in. 2008

Ps. Wczoraj służbowo wybrałem się do Centrum Astronomicznego PAN w Warszawie i rozmawiałem z jednym z współautorów tejże pracy – prof. Bożeną Czerny. Model “gorących plam” odnosiłby się do galaktyk Seyferta o szerokich liniach np H beta. Byłby też OK w odniesieniu do układów XRB przebywających w stanie twardym/niskim (stany układów XRB charakteryzujemy na podstawie ich widm rentgenowskich). Model ten natomiast nie opisywałby dobrze zmienności w galaktykach NLS1, ani XRB w stanach miękkich/wysokich. Wg prof. Bożeny Czerny i mnie zmienności w tychże układach wymagają istnienia dodatkowego procesu.

Autor

Marek Nikołajuk