Массивные черные дыры окружены плотным пылевым тором
Международная группа ученых нашла новые свидетельства того, что массивные черные дыры
окружены газовыми облаками, имеющими форму пончика (тора), которые в зависимости от своего
расположения на линии визирования к Земле могут блокировать от нас "вид" черной дыры, находя-
щейся в центре. Используя две орбитальные обсерватории Европейского космического агентства ( European Space Agency - ESA) - "Интергал" ( INTEGRAL, запущен 17 октября 2002 года с Байконура на российском ра- кетоносителе "Протон") и "Ньютон" (XMM-Newton, запущен 10 декабря 1999 года с помощью Ariane-5 с космодрома Куру во Французской Гвиане), ученые смогли рассмотреть такой "пончик"-тор "с ребра" и зафиксировать некоторые новые, невиданные никогда прежде детали. Стало возможным реконс- труировать определенные особенности структуры этого "пончика" путем изучения отраженного или поглощенного излучения.
Черные дыры - это квазизвездные объекты, обладающие столь мощной гравитацией, что даже свет не в силах покинуть пространство "внутри" черной дыры, лежащее в пределах так называемого "гори- зонта событий". Ученые теперь считают, что сверхмассивные черные дыры массой в миллионы и миллиарды солнечных масс расположены в ядрах большинства галактик, включая и нашу галактику Млечный путь, при этом вся их масса сосредоточена в области, не превышающей по размерам нашу Солнечную систему.
Сверхмассивные черные дыры окружены раскаленным тонким ( так называемым аккреционным ) диском из поглощаемого газа, и все это заключено еще в толстое газовое облако в форме тора. Окрес- тности черной дыры астрономы чаще наблюдают "с плоскости" или под небольшим углом к Земле, таким образом избегая этого темного, окутывающего и заслоняющего черную дыру и аккреционный диск тора.
Теперь же удалось пронаблюдать черную дыру с этим гипотетическим тором непосредственно " с ребра". Рентгеновские лучи и гамма-излучение, как установлено "Ньютоном" и "Интегралом" соответ- ственно, частично проникают через этот тор, позволяя как бы "просветить" его.
Наблюдения относятся к черной дыре в спиральной галактике NGC 4388, которая расположена от нас на расстоянии 65 миллионов световых лет в созвездии Дева. Эту галактику относят к так называ- емому сейфертовскому классу галактик второго типа (Seyfert 2) - с яркими звездообразными ядрами и сильными широкими линиями излучения в их спектрах ( изучены американским астрономом К.Сей- фертом в 1943 г.). Считается, что в ядрах сейфертовских галактик находится "мини-квазар".
Газ в аккреционном диске вблизи черной дыры достигает высочайших скоростей и температур (свы- ше 100 миллионов градусов, что гораздо горячей, чем на Солнце ). Различные процессы, протекаю- щие в окрестностях черной дыры, генерируют фотоны самых разных длин волн. Например, часть гам- ма-излучения в непосредственной близости от монстра поглощается атомами железа в торе и пере- испускается в более низкоэнергетическом диапазоне. Теперь доказано, что это излучение генериру- ется именно в "пончике", а не в газовых облаках, расположенных "выше" или "ниже" аккреционного диска. Более низкоэнергетические рентгеновские лучи ( менее 2,5 килоэлектронвольта ) происходят от диффузного излучения далеко за пределами черной дыры, а более высокоэнергетическая рентге- новская компонента (свыше 2,5 кэВ) связана непосредственно с воздействием черной дыры. Сам же тор, по всей видимости, расположен в нескольких сотнях световых лет от сердцевины "мини-кваза- ра", хотя проведенные наблюдения пока не позволили точно установить его диаметр и толщину. В мае 2004 года европейский проект Astrophysical Virtual Observatory обнаружил 30 новых супермас- сивных черных дыр, которые прежде были скрыты плотными газопылевыми облаками. источник: universetoday.com/am/publish/doughnut_found_around_black_hole.html esa.int/esaSC/SEM962V4QWD_index_0.html grani.ru/Society/Science/p.74349.html
Японцы обнаружили цунами в галактических скоплениях
Согласно Эйбеллу, скопления галактик по их структуре можно разделить на регулярные и ир-
регулярные. Первые симметричны и характеризуются сильной концентрацией галактик к центру
скопления. Типичным представителем этого типа является скопление в созвездии Волосы Верони-
ки ( Coma ), находящееся на расстоянии ок. 100 Мпк и содержащее более 30 000 галактик с видимой
звездной величиной яркости около 16m. Большинство галактик в плотных центральных частях ре-
гулярных скопления составляют эллиптические галактики. Иррегулярным скоплением галактик явля-
ется ближайшее к нам крупное скопление в созвездии Девы ( около 30 000 галактик ).
С помощью эффектов межзвездной турбулентности можно объяснить недавние наблюдения таинс-
твенного разогрева ядер галактических кластеров. Согласно новым исследованиям, сложные турбу-
лентные движения газа, в чем-то подобные цунами, постоянно взбалтывают и нагревают скопления
галактик. Галактические скопления - то есть совокупности десятков, сотен или даже тысяч галактик - предс- тавляют собой массивные резервуары для межзвездного газа. Еще в 70-х годах прошлого века первые рентгеновские спутники показали, что центры таких скоплений-кластеров ярко светятся в рентгенов- ском диапазоне, давая тем самым знать, что они содержат очень горячие "сердцевины" ( ядра скопле- ний обычно характеризуются большей концентрацией галактик - особенно это касается так называе- мых регулярных скоплений галактик, типичным представителем которых является Кома - свыше 30 тысяч галактик в созвездии Волосы Вероники ).
Первоначально астрономы считали, что эти ядра должны сравнительно быстро охлаждаться без притока новой энергии, и в конце концов из охлажденного газа сформируются звезды или газопыле- вые облака. Но та теория была опровергнута наблюдениями. Заметного количества формирующихся звезд в таких областях в ядрах найти так и не удалось. А исследования, проведенные в 2001 году ор- битальными рентгеновскими обсерваториями "Чандра" (Chandra), и "Ньютон" (XMM Newton), показа- ли, что охлажденного в достаточной степени газа в этих регионах также не наблюдается.
"Это была ошеломляющая новость, - говорит Рамеш Нараян (Ramesh Narayan), астроном из Гарвард-
-Смитсонианского астрофизического центра (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) в Кембридже
(штат Массачусетс, США ). - Что-то неведомое нагревало газ так, что от него затем исходило мощное
излучение". Некоторые астрономы считали, что виновниками нагрева могли быть газовые релятивис-
тские "джеты" (струи), порождаемые черными дырами в активных галактических ядрах. Однако, кон-
кретные детали механизма транспортировки и "размешивания" такого разогретого газа все равно ос-
тавались загадкой. К другим возможным механизмам разогрева относили диссипацию энергии зву-
ковых и ударных волн, возникающих при движении галактик и при взрывах сверхновых, потери
энергии субкосмических лучей, плазменных волн и т.д. Теперь группа исследователей из Японии во главе с Ютакой Фуджитой (Yutaka Fujita) из Националь- ной астрономической обсерватории в Токио занялась крупномасштабным компьютерным моделиро- ванием. Рассматривался кластер, "всасывающий" межзвездный газ из окружающего пространства на протяжении свыше пяти миллиардов лет. Эти "вливания" газа выглядели как волны длиной 330 ты- сяч световых лет, которые несли горячий газ "снаружи" ядра и сталкивали его с более холодным и более плотным газом в его центре.
Процесс получился очень похожим на развитие цунами, то есть волны резко увеличиваются в разме- рах, когда они перемещаются из глубоководных областей океана к берегу. Самая незначительная тур- булентность во внешних межзвездных областях может также резко усиливаться за счет сходных про- цессов, она-то и служит причиной интенсивного разогрева.
Некоторые характерные признаки турбулентности - вроде циклических сдвигов в рентгеновских спектрах, - уже были зарегистрированы в случае некоторых таких кластеров, однако пока это каса- лось областей за пределами собственно ядра. Считается, что американо-японский рентгеновский спутник Astro-E2, запуск которого намечен на начало 2005 года, поможет внести окончательную яс- ность в этот вопрос. источник: newscientist.com/news/news.jsp?id=ns99996190 http://grani.ru/Society/Science/p.74420.html
