درک کنونی ما از خمیدگی فضا و زمان حول ابرسیاهچاله‌های پرجرم محدود می‌شود به سیاهچاله‌های فعالی که به طور مداوم در حال بلعیدن ماده‌ی اطراف خود هستند. این سیاهچاله‌ها تنها حدود ۱۰ درصد از کل جمعیت ابرسیاهچاله‌هایی است که در کیهان تخمین زده می‌شود. مشاهدات پرتوهای ایکس از این جمعیت محدود حاکی از وجود انتقال‌به‌سرخ گرانشی قوی است که بیانگر این مطلب است که بیشتر این سیاهچاله‌ها با سرعت بسیار بالایی به دور خود می چرخند. از این مشاهدات، به دلیل محدودبودن، نمی‌توان به نتیجه‌گیری کلی در مورد خواص همه‌ی ابرسیاهچاله‌ها رسید. ازهم‌پاشیدگی کشندی(۱) ستاره‌هایی که به صورت تصادفی از نزدیکی این ابرسیاهچاله‌ها عبور می کنند و بلعیده می‌شوند ابزار رصدی بسیار مناسبی است تا بتوان به خواص کلی ۹۰ درصد جمعیت باقی‌مانده پی برد. مشاهداتی که تاکنون از این از‌هم‌پاشیدگی‌های کشندی انجام شده است بیانگر جزییاتی از خواص این رویداد، نظیر خواص قرص برافزایشی تشکیل‌شده و هم‌چنین تشکیل جت‌های نسبیتی است. ولی تاکنون اطلاعاتی در مورد خواص مواد سیال داخلی‌تر که جذب سیاهچاله می‌شوند و بر مبنای آن می‌توان اسپین و جرم سیاهچاله را تخمین زد، از این مشاهدات استخراج نشده است. نویسندگان این مقاله بر مبنای مشاهده‌ی بازتاب ناشی از انتقال‌به‌سرخ گرانشی فوتون‌های خطوط جذبی K-alpha عنصر آهن بر روی مواد سیال داخلی‌تر موفق به اندازه‌گیری خواص جدیدی از این ابرسیاهچاله‌ها شده‌اند. به گزارش این دانشمندان بر اساس زمان طنین این بازتاب (برمبنای مشاهداتی که بر روی آشکارسازی رویداد کشندی Swift J1644+57 انجام شده)، جرم ابرسیاهچاله‌ی مذکور در حد چندین میلیون برابر جرم خورشید و آهنگ جریان برافزایشی آن تقریبا ۱۰۰ برابر حد ادینگتون تخمین زده می‌شود.
شکل ۱. گستره‌ی تاخیر زمانی (a) فرکانس و (b) دامنهی خطوط K عنصر آهن بر حسب جرم سیاهچاله‌ی کهکشان‌های seyfert (شش ضلعی‌ها) و رویداد کشندی Swift J1644+57 (مربع آبی). ناحیه‌ای که با رنگ بنفش سایه خورده است پیش‌بینی جرم سیاهچاله‌ی مرکزی رویداد کشندی مورد بحث است. خط قرمز نشان‌دهنده‌ی بهترین برازش خطی این داده‌ها است.
رویداد Swift J1644+57 توسط تلسکوپ Swift Burst Alert در تاریخ ۲۸ مارچ ۲۰۱۱ با توان تابشی بیش از ۱۰۴۵ ارگ بر ثانیه آشکارسازی شد. مشاهدات رادیویی، نور مرئی و فروسرخ بعدی مکان رویداد مورد نظر را در مرکز یک کهکشان فشرده با ستاره‌زایی بالا یافت (انتقال‌به‌سرخ = ۰٫۳۵۳۴). با توجه به واقع‌شدن این رویداد در یک کهکشان عادی و اضمحلال توان تابشی L=t-۵/۳ می‌توان نتیجه گرفت که این رویداد یک ازهم‌پاشیدگی کشندی است. قله‌ی این درخشندگی حدود ده‌هزار برابر حد ادینگتون گزارش شده است که بر این اساس حدس زده می‌شود که منشأ این درخشندگی جت‌های نسبیتی متمرکزی است که آشکارسازهای ما در امتداد آن‌ها قرار گرفته‌اند.
مشاهدات پرتو ایکس که بعد از کشف بر روی این منبع درخشندگی انجام شد نشان می‌دهد که دامنهی تغییرات این منبع بسیار سریع (به شکل سیگنال‌های شبه متناوب) است و این باز مؤید این مطلب است که منشأ این تابش، اجرام چگالی نظیر سیاهچاله‌ها هستند. گرچه طبیعت این سیگنال‌های شبه منتاوب هنوز مجهول مانده است، ولی بر مبنای مدل‌های جاری، قرص برافزایشی باقی‌مانده حدود ۱۰ روز بعد از این برخورد کشندی ایجاد شده است. مدل‌های پیشنهادی منشأ این رفتار شبه تناوبی را در رزونانس مواد موجود در مدارهای داخلی‌تر قرص برافزایشی با جت نسبیتی و یا ناشی از متغیربودن مواد سقوط‌کننده به داخل سیاهچاله معرفی کرده‌اند. نویسندگان این مقاله با تلفیق تکینک‌های زمان‌سنجی و طیف‌سنجی موفق به بررسی طبیعت فیزیکی این تابش‌های پرتو ایکس متغیر سریع شده‌اند.
در این روش که منبع تابش‌های پرتو ایکس به مدت ۲۰۰ روز مورد مطالعه قرار گرفت، بر مبنای مطالعه‌ی تاخیر زمانی که در خطوط تابشی وجود دارد نه تنها به مواد تشکیل‌دهنده بلکه می‌توان به هندسه و شکل قرص برافزایشی تشکیل‌شده نیز پی برد. هم‌چنین بر اساس انتقال‌به‌سرخ و انتقال‌به‌آبی این خطوط اطلاعات بیشتری نه تنها از هندسه‌ی سیاهچاله و خمیدگی فضا و زمان اطراف آن، بلکه از ستاره‌ی بلعیده‌شده نیز به دست آورد. ایده‌ی ابتدایی این روش بر مبنای مشاهده و تفکیک تابش‌های اولیه‌ی پرتو ایکس (که مستقیما از مواد تابیده و به ما می‌رسد) از تابش‌های ثانویه (ناشی از بازتاب تابش اولیه از دیواره‌های داخلی قرص برافزایشی) است. در این روش خطوط جذبی آهن (K-alpha) شاخص اصلی در اندازه‌گیری‌ها هستند. فاصله‌ی زمانی کوتاهی که در این تاخیرهای بین تابش‌های اولیه و ثانویه وجود دارد، نشان‌دهنده‌ی این است که ناحیه‌ی تابش‌کننده، بسیار کوچک و در حد چند ده شعاع شوارتسشیلد(۲) سیاهچاله‌ی مرکزی است.
از جمله مزایای تکنیک بحث‌شده در این مقاله، تخمین‌زدن جرم سیاهچاله‌ی مرکزی است. در این روش از بازتابی که در طیف خطوط جذبی آهن در کهکشان‌های سیفرت(۳) وجود دارد استفاده می‌شود. در شکل ۱، (a) و (b) به ترتیب فرکانس و دامنهی خطوط جذبی آهن برحسب جرم سیاهچاله‌ی مرکزی را نشان می‌دهند که در مرکز کهکشان‌های سیفرت قرار دارد. با انطباق داده‌های رصدی از رویداد کشندی Swift J1644+57 بر روی این نمودارها، جرم سیاهچاله‌ی مرکزی این رویداد در حدود چند میلیون برابر جرم خورشید تخمین زده می‌شود (ناحیه‌ای که با رنگ بنفش سایه خورده است).
شکل ۲. تصویر شماتیک از قرص برافزایشی رویداد کشندی Swift J1644+57 و تابش‌های مشاهده‌شده. بر اساس مدل پیشنهادشده در این مقاله، تاخیر زمانی که در خطوط K آهن مشاهده شده به دلیل بازتاب این امواج بر روی دیواره‌ی داخلی قرص برافزایشی ضخیمی است که در اثر برخورد کشندی ستاره با سیاهچاله به وجود آمده است. پیکان‌های قرمز نشان‌دهنده‌ی مسیر پرتوهای تابشی و پیکان‌های آبی نمایش‌دهنده‌ی دینامیک قرص برافزایشی است.
آشکارسازی بازتاب خطوط جذبی K-alpha آهن نه تنها تخمین جرم سیاهچاله‌ی مرکزی را ممکن می‌کند، بلکه هم‌چنین اطلاعات جالبی راجع به هندسه و مواد تشکیل‌دهنده‌ی قرص برافزایشی حاصل از این برخورد و مکانیسم تشکیل جت نسبیتی ارائه می‌دهد. این مشاهدات به طور مسلم نشان می‌دهد که این قرص برافزایشی که به لحاظ اپتیکی جسمی کدر محسوب می‌شود، توسط یک منبع متغیر پرتو ایکس درخشان می‌شود. برمبنای مدل‌های تئوری پیشنهادشده برای جریان‌های برافزایشی ابَر-ادینگتون، به نظر می‌رسد که تابش مشاهده‌شده از سمت قطب سیاهچاله و به موازات جت به ما رسیده است. بنابراین تصور می‌شود که انتقال‌به‌آبی که در قله‌ی خطوط آهن مشاهده می‌شود، ناشی از شتاب‌گرفتن مواد در جت باشد و نه ناشی از گردش قرص به دور خود (که لازمه‌ی آن مشاهده‌ی قرص از پهلو است). مدل فوق هم‌چنین منشأ این جت‌ها را فشار تابشی ناشی از قرص پیش‌بینی می‌کند. شکل ۲ به صورت شماتیک قرص برافزایشی و تابش‌های این پدیده را نشان می‌دهد.
اطلاعات دیگری که انتظار می‌رود توسط این تکنیک از تابش‌های پرتو ایکس به دست آید، مربوط به اسپین سیاهچاله است. متاسفانه مدل‌های رایج موجود که قادر به اندازه‌گیری اسپین سیاهچاله از روی تابش‌های K آهن هستند، با این فرض کار می‌کنند که قرص برافزایشی به لحاظ هندسی کم‌ضخامت و گستره‌ی آن تنها تا حد داخلی‌ترین مدار پایدار (ISCO) امتداد یافته باشد. این در حالی است که در مورد Swift J1644+57 گمان می‌رود قرص برافزایشی ضخیم است و تا مناطق داخلی‌تر ISCO امتداد یافته است. در آینده با ارائه‌ی مدل‌های بهتری برای این‌گونه جریان‌های برافزایشی انتظار آن می‌رود که این پدیده‌های ازهم‌پاشیدگی کشندی بتوانند دریچه‌ی جدیدی برای فهم خواص ابرسیاهچاله‌ها و خمیدگی فضا-زمان اطراف آن‌ها به رویمان بگشایند.
(۱) Tidal Disruption Event:
پدیده‌ای نجومی که هنگامی رخ می‌دهد که یک ستاره به علت عبور از نزدیکی یک سیاهچاله تحت تأثیر نیروهای کشندی قرار می‌گیرد و قبل از اینکه توسط سیاهچاله بلعیده بشود، کاملا تغییر شکل می‌دهد و از هم می‌پاشد.
(۲) Schwarzschild radius
(۳) Seyfert
عنوان اصلی مقاله: Relativistic reverberation in the accretion flow of a tidal disruption event
نویسندگان: Erin Kara, et al.
این مقاله در نشریه‌ی Nature چاپ شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1606.06736
گردآوری: فاطمه حسین‌نوری
