Dysk akrecyjny jest kluczowym narzędziem w badaniach nad czarnymi dziurami. Prawie wszystko, czego nauczyliśmy się o czarnych dziurach, dowiedzieliśmy się dzięki dyskom akrecyjnym. Dlaczego? Jedną z rzeczy, która zmieniła astronomię od podstaw, było uświadomienie sobie, że we wszechświecie jest więcej do zobaczenia, niż pozwalały na to teleskopy optyczne. Odkryli, że światło widzialne to tylko niewielki ułamek całego widma elektromagnetycznego i że informacja podróżuje przez wszechświat na wielu długościach fal od radiowych, przez mikrofalowe, podczerwone, optyczne, ultrafioletowe, rentgenowskie, aż do promieni gamma. Od tego czasu wszystko, co wiemy o wszechświecie, dowiedzieliśmy się z promieniowania elektromagnetycznego. Czarne dziury nie wytwarzają jednak żadnego promieniowania, a to uniemożliwiłoby ich badanie, gdyby nie otaczające je dyski akrecyjne. Dyski te są tym, co faktycznie obserwujemy i z czego wnioskujemy o własnościach ich centralnych, grawitujących obiektów.

Akrecja i dyski akrecyjne

Akrecja jest procesem wzrostu masywnego obiektu poprzez grawitacyjne przyciąganie i gromadzenie dodatkowej materii. Zazwyczaj dzieje się to poprzez dysko-podobną strukturę rozproszonej materii lub gazu, która jest w ruchu orbitalnym wokół centralnego obiektu akrecyjnego. Dyski akrecyjne są wszechobecne we wszechświecie i można je znaleźć wokół mniejszych gwiazd lub pozostałości gwiezdnych, w bliskich gwiazdach podwójnych, w centrach galaktyk spiralnych, w kwazarach, tworzą się również w wybuchach promieniowania gamma.

Akrecja może mieć wiele form. Może być sferyczna, lub planarna. Może być trwała lub epizodyczna. Zwykły scenariusz dla akrecji jest taki, że materiał przepływa z jednego obiektu niebieskiego do drugiego. Istnieje wtedy preferowany kierunek nadany przez płaszczyznę orbitalną dwóch ciał. Przepływ również utrzymuje tę płaszczyznę, ale nie rozciąga się prosto od jednego obiektu do drugiego, ponieważ posiada pewien moment pędu wynikający z ruchu orbitalnego tych dwóch ciał. Jest on odepchnięty nieco na bok przez siłę Corriolisa i tworzy dysk wokół obiektu docelowego.

W ten sposób materiał spiętrza się w gęsty wirujący dysk akrecyjny orbitujący wokół czarnej dziury, gwiazdy lub innego obiektu grawitacyjnego. Tarcie pomiędzy sąsiednimi warstwami powoduje, że gaz w dysku nagrzewa się, ponieważ jego energia potencjalna jest powoli rozpraszana na ciepło. Gaz traci również moment pędu, co pozwala mu na zbliżenie się do centralnego obiektu i szybszą orbitę. Szybszy ruch powoduje większe tarcie, a ponieważ gaz staje się bardzo gorący, wypromieniowuje energię. Od masy obiektu centralnego zależy jaką temperaturę może osiągnąć dysk, im jest on masywniejszy tym niższą temperaturę ma dysk. Dyski wokół czarnych dziur o masie gwiazdowej mają temperaturę około milionów Kelwinów i promieniują w promieniach X, dyski wokół supermasywnych czarnych dziur mają temperaturę około tysięcy Kelwinów i promieniują w świetle optycznym lub ultrafioletowym.

Jak sobie wyobrazić dysk akrecyjny

Możemy sobie wyobrazić dysk akrecyjny jak starą dobrą płytę gramofonową. Niespodziewanie ma ona wiele cech dysku akrecyjnego. Kiedy zaczynamy odtwarzać płytę, ustawiamy igłę na zewnętrznej krawędzi dysku. Tam też materia wnika do dysku akrecyjnego – na jego obrzeżach. Igła podąża następnie bardzo ciasnym spiralnym rowkiem, gdy płyta winylowa przesuwa się pod nią i odtwarzana jest muzyka. Można zaobserwować, że igła dryfuje bardzo powoli w kierunku środka płyty, okrążając ją wiele razy. Tak samo jest z dyskiem akrecyjnym. Cząstka materii, która dostała się do dysku musi stracić swój moment pędu. Chociaż czyni to, wymieniając go z innymi cząstkami wokół, to jednak biegnie wokół wiele razy po orbicie keplerowskiej, jak planeta wokół Słońca.

Płyta gramofonowa może grać przez 45 minut, potrzeba tygodni lub lat (w zależności od wielkości dysku), aby materia zdryfowała z zewnątrz do jego wewnętrznej krawędzi. Po zakończeniu nagrywania i dotarciu igły do końca ścieżki, spiralny rowek szybko się rozwija, co ustawia ramię gramofonu w pozycji umożliwiającej zatrzymanie się. W dyskach akrecyjnych czarnych dziur dzieje się podobnie. Podkreślamy, że muszą to być dyski akrecyjne wokół czarnych dziur, ponieważ efekt ten jest relatywistyczny i objawia się tylko w wystarczająco silnym polu grawitacyjnym wokół zwartych obiektów, takich jak czarne dziury lub gwiazdy neutronowe. Dzieje się tak, że przy pewnym promieniu, już dość blisko centralnej czarnej dziury, cząstki materii nie mogą już orbitować po kołowych trajektoriach keplerowskich. Takie trajektorie przestają być stabilne ze względu na efekty ogólnej teorii względności i od tego momentu cząstka znajduje się na otwartej spirali swobodnego spadku, która przeprowadzi ją przez resztę drogi aż do horyzontu zdarzeń w ciągu kilku orbit z prędkością bliską prędkości światła, gdzie zakończy swoją długą drogę.

Istnienie tej szczególnej cechy w dysku, gdzie stabilne trajektorie keplerowskie nie istnieją, okazuje się mieć bardzo duże znaczenie. Ponieważ materia może spokojnie orbitować w dysku wszędzie poza tym szczególnym miejscem, ale nie wewnątrz, oznacza to, że dysk okazuje się mieć “dziurę” w sobie. Wielkość tej dziury zależy tylko od własności centralnej czarnej dziury (jej masy i rotacji). Zatem, gdyby udało nam się zmierzyć rozmiar dziury, moglibyśmy wnioskować o własnościach samej czarnej dziury. Jakie to ekscytujące! I rzeczywiście, astronomowie wpadli na kilka pomysłów, jak to zrobić.