2010.01.07. - Éhezik a szupernehéz fekete lyuk a Tejútrendszer központjában

A Chandra röntgenműhold közel tíz évet átfogó észleléssorozatán alapuló új modell választ adhat arra a kérdésre, hogy miért olyan kicsi a Tejútrendszer centrumában helyet foglaló szupernehéz fekete lyuk aktivitása.

Már régóta ismert, hogy a Galaxis középpontjában helyet foglaló szupernehéz fekete lyuk (Sagittarius A^∗, röviden Sgr A^∗) különösen "keveset fogyaszt", s emiatt aktivitása is csekély más, hasonló objektumokkal összevetve. A fekete lyuk "normál működéséhez" szükséges üzemanyag a közelben található sok tucatnyi fiatal, nagytömegű csillag által kifújt csillagszélből származik. Ezek a csillagok viszonylagos közelségük ellenére azonban mégis elég messze vannak ahhoz, hogy távolságukban a fekete lyuk gyengébb gravitációja már ne tudja kellő hatékonysággal befogni és elnyelni nagysebességű csillagszelük anyagát. Korábban azt gondolták, hogy az Sgr A^∗ ennek az anyagnak mindössze 1 százalékát képes csak elcsípni.

Egy új, a Chandra röntgenműhold közel tíz évet átfogó észleléssorozatán alapuló modell szerint azonban még ez a csekély mérték is erősen túlzó, valójában a korábban becsült 1 százaléknak is csak az 1 százalékáról van szó, azaz a központi fekete lyuk a körülötte található csillagok által kibocsátott anyagnak mindössze tízezred részét tudja csak befogni és elnyelni. A modellben két tartományt különítenek el a fekete lyuk körül: a belső közel van az ún. eseményhorizonthoz, amelyen belülről már a fény sem tud kiszökni, a külső pedig ennél milliószor nagyobb méretű, s magában foglalja az üzemanyagellátásról gondoskodó fiatal csillagokat. Az elgondolás szerint a belső, forró terület részecskéi közötti ütközések következtében egy kifele irányuló energiaáramlás lép fel, ami fűti a külső, hidegebb régió részecskéit. A hőáramlás miatti, szintén kifele mutató plusz nyomásgradiens pedig a külső tartományban található szinte összes gázt elfújja a fekete lyuk közeléből, azaz megfosztja azt anyagutánpótlásának túlnyomó részétől. A modell jól magyarázza a röntgenképeken az Sgr A^∗ körül megfigyelhető forró gáz eloszlását, alakját, illetve a más hullámhosszakon azonosítható egyéb alakzatokat, jelenségeket is.

A Sgr A^∗ környezetét a röntgentartományban mutató kép 43, 1999 és 2009 közötti Chandra-észlelés alapján készült, melyek össz expozíciós ideje meghaladja a 11 napot. A képen jól látszik a centrumból kiinduló, s tucatnyi fényévre elnyúló két gázlebeny, melyek az elmúlt tízezer évben bekövetkezett nagyenergiájú kitörésekre utalnak. A képen megfigyelhető néhány röntgenfilament is. Ezek valószínűleg gyorsan forgó neutroncsillagok által kibocsátott nagyenergiájú elektronok áramával kölcsönható nagyléptékű mágneses struktúrák, más néven pulzárszél ködök, vagy frontok. A látómező 15 ívperc átmérőjű.
[NASA/CXC/MIT/F.K. Baganoff és tsai]

Az Sgr A^∗ új modelljét Roman Shcherbakov és Robert Penna (Harvard University), valamint Frederick K. Baganoff (Massachusetts Institute of Technology) ismertették az American Astronomical Society 215., Washingtonban zajló ülésén.

Forrás:

• Chandra NR 2010.01.05.