Černé díry nevyzařují světlo, což ztěžuje jejich studium. Naštěstí mnoho černých děr hlasitě požírá. Když spotřebovávají okolní hmotu, okolní materiál se přehřívá. V důsledku toho může materiál intenzivně zářit nebo být odhozen z černé díry jako relativistické výtrysky. Studiem světla z tohoto materiálu můžeme studovat černé díry. A jak ukazuje nedávná studie, dokážeme určit i jejich velikost.
Aktivní supermasivní černé díry, známé také jako aktivní galaktická jádra (AGN). Nezáříte pouze konstantním jasem. Jejich svítivost se může v průběhu času mírně měnit. Časový rozsah tohoto blikání může být od hodin do let. Dřívější studie tvrdily, že by to mohlo souviset s velikostí černé díry, ale vztah není vždy jasný.
Umělecký dojem z toru prachu obklopujícího černou díru. Kredit: ESA, V. Beckmann (GSFC)
Základní myšlenkou je, že blikání je způsobeno akrečním diskem kolem černé díry. Disk může mít průměr světelných hodin nebo světelných dnů. Vzhledem k tomu, že rychlost světla je maximální kosmický rychlostní limit, znamená to, že celkové změny na disku budou trvat nejméně hodiny nebo dny. To funguje docela dobře, abyste zjistili maximální velikost černé díry. Například rychlé blikání kvasarů nám říká, že ano musí být poháněny spíše černými dírami než nějakým efektem, který se rozprostírá po celé galaxii. To však neznamená, že AGN blikající v časovém měřítku deseti let mají průměr deset světelných let. Rychlost světla je pouze horní limit a většina efektů se šíří mnohem pomaleji.
V této nové studii se tým nedíval na jednoduchou míru blikání, ale na distribuci rychlostí blikání známou jako hustota energetického spektra (PSD). Zjistili, že rozsah, ve kterém se PSD vyrovnává, koreluje s velikostí černé díry. Konkrétní černá díra může mít rychlejší nebo pomalejší rychlost blikání, ale celkové rozložení blikání závisí na hmotnosti černé díry. Toto je mnohem spolehlivější měřítko velikosti.
Zajímavé je, že tým aplikoval svou metodu také na bílé trpaslíky. Tyto hvězdy o velikosti planety může mít také akreční disky, a tým zjistil, že jejich model platí pro tyto akreční disky stejně dobře. To naznačuje, že model popisuje něco zásadního o akrečních discích, nejen o černých dírách. Z tohoto důvodu by metoda mohla být použita ke studiu nepolapitelných černých děr se střední hmotností (IMBH).
Středně hmotné černé díry jsou nejméně pochopeným typem černých děr. Mají hmotnosti kolem 1 000 až 100 000 Sluncí a obvykle se nacházejí v hustých kulových hvězdokupách. Když se observatoř Vera Rubin objeví online, její průzkum oblohy by nám mohl umožnit studovat záblesky středně hmotných černých děr a tato metoda by nám mohla sdělit hmotnostní rozložení IMBH.
Stále existují aspekty vztahu, kterým tým plně nerozumí. Další studie se zaměří na to, jak může rotace černé díry nebo magnetické pole akrečního disku ovlivnit vztah. Ale nástroj již může poskytnout dobrý odhad velikosti černé díry. Alespoň když jsou náhodou velcí jedlíci.
Odkaz:Burke, Colin J. a kol. “ Charakteristické časové měřítko optické variability v astrofyzikálních akrečních discích .'Věda373,6556 (2021): 789-792.