Ученые из МФТИ и Физического института имени П. Н. Лебедева РАН вместе с коллегами предложили способ по отдельности определять напряженность магнитного поля и плотность излучающей плазмы в релятивистских струях активных ядер галактик — по одним только радионаблюдениям.
Активные ядра галактик — это центральные области далеких галактик, в которых сверхмассивная черная дыра массой в миллионы и миллиарды солнц втягивает окружающее вещество. Часть его не падает внутрь, а выбрасывается наружу двумя узкими струями — джетами, разогнанными почти до скорости света.
Чтобы понять механизм запуска джета, нужно знать две вещи вдоль струи: насколько сильно магнитное поле внутри и насколько плотна светящаяся плазма, а также как соотносятся их энергии.
Радиосвечение струи — это синхротронное излучение: его испускают быстрые электроны, закрученные магнитным полем. Компактную яркую область у основания струи, которую видят радиотелескопы, называют «ядром».
Загвоздка в том, что светится лишь часть плазмы — самые быстрые частицы. А чтобы извлечь поле и плотность из наблюдений, астрономам приходилось заранее считать энергии поля и частиц равными; это условие называют равнораспределением. Проверить его было нечем, а скорость убывания поля и плотности вдоль струи просто брали из теории.
Исследователи из МФТИ, ФИАН, Института радиоастрономии Общества Макса Планка и Института ядерных исследований РАН разработали метод, который обходит это ограничение. Их цель — определить магнитное поле и плотность плазмы как функции ширины струи, опираясь только на наблюдения.
В основе метода — радиоинтерферометрия со сверхдлинной базой: сигналы радиотелескопов, разнесенных по всей Земле, объединяют так, будто это единый инструмент размером с планету. У «ядра» измеряют видимый угловой размер и яркостную температуру на разных частотах — от 2 до 230 ГГц. Чем выше частота, тем ближе к черной дыре удается заглянуть.
Астрофизики в своей модели учли изменение доплер-фактора вдоль струи. Эта величина показывает, как движение плазмы почти со скоростью света искажает наблюдаемое излучение. В новой модели плазма продолжает разгоняться, а все ее поведение описывается единственным параметром со значением от 0 до 1. В итоге поле и плотность выражаются через два измеряемых наклона: как быстро уменьшается размер ядра с ростом частоты и как при этом меняется его яркостная температура.
Метод проверили на свежих данных коллаборации «Телескоп горизонта событий» (Event Horizon Telescope) — той самой, что получила первые изображения теней черных дыр. В сводке J. Röder и коллег (2025) собраны размеры и яркостные температуры ядер компактных струй в диапазоне от 2 до 230 ГГц. Модель воспроизводит главные особенности этих данных: размер ядра испытывает излом, а яркостная температура на низких частотах остается почти постоянной.
Оказалось, что магнитное поле убывает с ростом ширины струи заметно быстрее, чем допускает сохранение магнитного потока.
Поле спадает по степенному закону с показателем около 3,5, тогда как для аккуратно устроенного, сохраняющегося поля показатель не может превышать двух.
Магнитный поток теряется. Значит, либо он физически рассеивается, например из-за развивающихся неустойчивостей и пересоединения силовых линий, либо самая яркая часть струи смещается в области со все более слабым полем.
Плотность излучающей плазмы, наоборот, падает необычно медленно. Это указывает на непрерывную подпитку: холодные частицы вдоль струи разогреваются и разгоняются до ультрарелятивистских энергий, пополняя число светящихся.
Елена Нохрина, заведующая лабораторией фундаментальных и прикладных исследований релятивистских объектов Вселенной МФТИ, прокомментировала: «Прежде, чтобы по радионаблюдениям оценить магнитное поле и плотность плазмы, приходилось заранее предполагать, что их энергии равны. Мы показали, что без этого можно обойтись: размер ядра и его яркостная температура на разных частотах уже несут достаточно информации, чтобы найти поле и плазму по отдельности — и проверить само равнораспределение. Для нашей выборки оно, судя по всему, соблюдается не везде».
Главное отличие нового подхода в том, что он не закладывает заранее никакой связи между магнитным полем и плотностью плазмы. Равнораспределение из скрытого допущения превращается в экспериментально проверяемое предсказание модели.
Для черной дыры массой 5 млрд солнечных масс параболическая струя дает у гравитационного радиуса поле от 106,5 до 109,5 Гс. Нижний край этого диапазона согласуется с картиной намагниченного аккреционного диска вокруг черной дыры.
Валерия Фролова, младший научный сотрудник лаборатории фундаментальных и прикладных исследований релятивистских объектов Вселенной МФТИ добавила: Мы предлагаем измерять у ядра сразу три величины: размер, яркостную температуру и положение на разных частотах. Такой полный набор данных позволяет восстановить, как вдоль струи меняются поле, плотность плазмы и ее форма, и дотянуться оценками почти до горизонта черной дыры. Следующий шаг — провести подобные измерения не для смешанной выборки, а для отдельных источников: это уберет искажения, связанные с усреднением разных объектов.
Исследование опубликовано в Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
Источник: Минобрнауки России
