Plasma dynamics in rotating black hole environment

Abstract

Black holes are celestial objects commonly found in the universe, spanning a wide range of masses and rotations. They are among the most fascinating objects in astrophysics, known for their unique properties that lead to special astrophysical phenomena and observations. An important feature of black holes is their simplicity—they can be fully described by three quantities: their mass (M), angular momentum (a), and charge(Q). In most realistic astrophysical conditions, the black hole’s charge is effectively neutralized almost instantaneously, as it attracts the necessary charged plasma to become neutral. In practice, we only need two quantities to describe a black hole. Despite their relative simplicity, black holes appear in various environments. The smallest black holes observed are of stellar mass, often born in spectacularand observable events like supernovae explosions and neutron star mergers. On the other end of the spectrum, the most massive black holes have mass equal to billions of times that of our sun. These supermassive black holes reside at the centers of galaxies and are the ones recently observed by the Event Horizon Telescope; the famous images of the black holes at the centers of M87 and our own Galaxy. Regardless of their mass, black holes are often accompanied by jets of plasma that can be observed at different frequencies across the electromagnetic spectrum, depending on their environment. In this work, we study jets from both stellar massblack holes—formed during the merger of two compact objects and associated with short gamma-ray bursts (sGRBs)—and from active galactic nuclei (AGN). In AGNs, the observed jet is typically associated with an accretion disk that feeds magnetized material into the black hole. This process creates a semi-stationary magnetic topology, with a highly magnetized region close to the black hole’s spinaxis. Depending on the polarity of the incoming magnetized material, reconnection events take place in a region near the equatorial plane. These produce non-thermal electron showers, which emit radiation observable across the electromagnetic spectrum. Through General Relativistic Magnetohydrodynamic (GRMHD) simulations, we explored how varying the initial conditions of the accretion diskcan lead to magnetic topologies that support reconnection, even those that didn’t lead to continuous accumulation of magnetic flux within the black hole’s horizon.This is particularly relevant for sources like the Milky Way. It is known that GRMHD simulations become numerically unstable in regions of very high magnetization, leading to limitations on the maximum magnetization that can be simulated. If this threshold is exceeded, a floor routine is triggered that artificially supplies mass to stabilize the simulation. We studied how this routine behaves in the presence of magnetized jets. During the flare state, we observedan almost radial stagnation surface -defined as a surface on which the velocity iszero-, where the floor routine was frequently activated, in contrast to the semi-stationary evolution where the inflow-outflow equilibrium surface did not ignitethe floor routine. We also implemented a more realistic method to supply plasma to the system, based on photon interactions from the accretion disk plasma, which can lead to pair production under the right conditions. This process was examined under the conditions of radiatively inefficient accretion flows. Using a fitting profile from related work, we modified the code to add mass at the appropriate rate before calling the magnetization control routine. Since this process aims to achieve Goldreich-Juliandensity—a value too low for current GRMHD codes—we adjusted the efficiency to study its qualitative effects on system dynamics. At small scales, during the quasi-steady state evolution, this process seems to have minimal impact on the floor routine. However, during flares, we observed that the pair production mechanism significantly affects the region near the axis, particularly in the equatorial plane. At larger scales, we noticed differences in magnetization, especially at the jet-wind boundary, though the jet’s overall morphology remains unchanged. Next, we studied black hole systems at stellar scales, particularly those resulting from the collision of two neutron stars in a binary system (BNS). Depending on the mass of the system, such collisions can result in a black hole as the central compact object, surrounded by an accretion disk and ejected winds. Similar to galactic black holes, the accretion disk can result in a jet, though only for a short time due to the disk’s smaller mass. If this short-lived jet escapes the massive and mildly relativistic wind can be related to sGRB. The system’s asymmetry results in inhomogeneities on the wind. These can affect the jet’s morphology and the observable emission if the jet escapes. Using GRMHD simulations, we studied the changes in the jet’s opening angle and energy distribution as it emerges from the winds, finding that these effects intensify with an increasing ratio of wind’s energy to jet’s energy. We also developed a code to calculate the radiation emitted by the jet during the propagation in the interstellar medium. We concluded that at large viewing angles, in homogeneities in wind density can cause significant changes in observed radiation, especially during the phase when the jet’s core does not con-tribute due to its high Lorentz factor. We then used simple dynamical equations to explore whether BNS mergers could account for observed sGRBs, using dynamical constraints from GRB170817. The analysis suggests that some observeds GRBs must have greatly different dynamical characteristics, particularly in terms of energy conversion efficiency, from GRB170817. This remains to be confirmedby future observations. In the final part, we applied artificial intelligence methods to both observational data and the solution of theoretical equations. We used Gaussian Process Regression (GPR) on observational data from different frequencies of the 3C 84 to locate the jet apex and confirm the energy distribution. Lastly, we solved the two-dimensional pulsar magnetosphere equation using Physics-Informed Neural Net-works (PINNs). An innovative approach was employed, constructing three neuralnetworks: one for isorotating field lines, a second one for the other lines, and a third one for the boundary’s location between them. This method offers significant advantages over classical numerical methods, particularly due to the absence of agrid, allowing for high precision in areas of interest.

Οι μαύρες τρύπες αποτελούν ουράνια αντικείμενα που εντοπίζονται συχνά στοσύμπαν, σε μεγάλο εύρος μάζας και περιστροφής. Είναι από τα πιο ενδιαφέροντα αντικείμενα με ιδιαίτερες ιδιότητες που προκαλούν ξεχωριστά αστροφυσικά φαινόμενα και αστρονομικές παρατηρήσεις. Είναι αξιοσημείωτο χαρακτηριστικό των μαύρων τρυπών είναι η απλότητά τους, καθώς απαιτούνται μόλις τρία μεγέθη για να περιγραφούν πλήρως: Την μάζα (M ), τη στροφορμή (a) και το φορτίο (Q). Σε ρεαλιστικές αστροφυσικές συνθήκες, το φορτίο της μαύρης τρύπας μηδενίζεται, καθώς σχεδόν ακαριαία, αυτή έλκει το απαραίτητο φορτισμένο πλάσμα ωστε να γίνει ουδέτερη. Οπότε πρακτικά χρειάζονται μόλις δύο ιδιότητες για να περιγραφεί μία μελανή οπή. Παρόλη την σχετική απλότητά της, οι μαύρες τρύπες εμφανίζονται σε πολλά διαφορετικά περιβάλλοντα και κυρίως με μεγάλο εύρος μάζας. Οι μικρότερες μαύρες τρύπες που έχουν παρατηρηθεί, έχουν μάζα αστρική, και η γέννηση τους συνοδεύεται από αξιοθαύμαστα και συνήθως παρατηρήσιμα γεγονότα. Ορισμένα από αυτά είναι οι υπερκαινοφανείς εκρήξεις (supernovae) και η συγχώνευση αστέρων νετρονίων. Αντίθετα, οι μεγαλύτερες και μαζικότερες μαύρες τρύπες, έχουν μάζα δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερη από αυτή τη ηλίου μας. Εντοπίζονται στο κέντρο γαλαξιών και είναι η οικογένεια αυτών που παρατηρήθηκαν σχετικά πρόσφατα από το Event Horizon Telescope. Πρώτα αυτή στο κέντροτου M87 και δεύτερη και τελευταία, αυτή στο κέντρου του Γαλαξία μας Οι μαύρες τρύπες, ανεξαρτήτως μάζας, συχνά συνοδεύονται από πίδακες πλάσματος που είναι παρατηρήσιμοι σε διαφορετικές συχνότητες του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Στη παρούσα εργασία, θα μελετηθούν τόσο οι πιδακες που δημιουργούνται από τις μικρότερες, δηλαδή αστρικές, μαύρες τρύπες, κατά την συγχώνευση δύο συμπαγών αντικειμένων, μαζί με τη σύνοδη έκλαμψη ακτίνων-γ, καθώς και τους πίδακες στα συστήματα ενεργών γαλαξιακών πυρήνων Active Galactic Nuclei (AGN). Στους AGN ο πίδακας που παρατηρείται συνδέεται με έναν δίσκο προσαύξησης, που τροφοδοτεί με μαγνητισμένο υλικό τη μαύρη τρύπα. κατά τηνπ ρόσπτωση του υλικού, δημιουργείται μία ημι-στάσιμη μαγνητική τοπολογία, με μία άκρως μαγνητισμένη περιοχή κοντά στον άξονα περιστροφής της μαύρης τρύπας. Ανάλογα με τη μαγνητική πολικότητα του υλικού πρόσπτωσης, δημιουργείται συχνά στο ισημερινό επίπεδο μία περιοχή επανασύνδεσης. Η επανασύνδεση δημιουργεί μη θερμικό πληθυσμό ηλεκτρονίων που παράγει ακτινοβολία παρατηρήσιμη στο ηλεκτρομαγνητικό φάσμα. Εξετάσαμε με προσομοιώσεις σχετικιστικών μαγνητουδροδυναμικών ρευτών (General Relativistic Magnetohydrodynamic (GRMHD)), πώς ανάλογα με τις αρχικές συνθήκες του δίσκου προσαύξησης, μπορούμε να οδηγηθούμε σε μαγνητική τοπολογία που υποστηρίζει την μαγνητική επανασύνδεση. Πράγματι, ακόμη και με τοπολογίες που δεν οδηγούν σε συνήθη ισχυρή μαγνητική συσσώρευση, οδηγηθήκαμε σε περιβάλλον με μαγνητική επανασύνδεση. Σε πηγές όπως ο Γαλαξίας μας μια τέτοια εναλλακτική τοπολογία είναι αρκετά σημαντική. Είναι γνωστό πως σε περιοχές πολύ υψηλής μαγνήτισης, οι GRMHD προσομοιώσεις γίνονται ασταθείς στην αριθμητική επίλυση των εξισώσεων, με αποτέλεσμα να επιτρέπουν οι κώδικες αυτής της φύσεως μόνο μεχρι μία μέγιστη τιμή μαγνήτισης. Σε περίπτωση που περιοχές τείνουν να υπερβούν αυτή τη τιμή, μια ρουτίνα καλείται και τροφοδοτεί με μάζα την αντίστοιχη περιοχή. Μελετήσαμε τη συμπεριφορά αυτής της ρουτίνας κατά την παρουσία μαγνητισμένων πιδάκων. κατά το στάδιο της έκλαμψης (flare state), παρατηρείται μία επιφάνεια ”έλλειψης” (stagnation surfcace), που ορίζεται ως η επιφάνεια στην οποία ηταχύτητα μηδενίζεται. Εκεί παρουσιάστηκε συνεχή και έντονη ενεργοποιήσητης ρουτίνας. Αντίθετα, η επιφάνεια ισορροπίας εκροής-εισροής κατά την ημι-στάσιμη εξέλιξη του συστήματος δεν συνδέεται με τη συχνή ενεργοποίηση της ρουτίνας. Χρησιμοποιήσαμε επίσης μία ρεαλιστική μεθοδολογία για τη τροφοδοσία πλάσματος στο σύστημα. Αυτή βασίζεται στην αλληλεπίδραση φωτονίων, που προέρχονται από το πλάσμα του δίσκου προσαύξησης, και κατά τη κρούση τους υπάρχει, υπό τις κατάλληλες συνθήκες, δίδυμη γέννηση. Η διαδικασία αυτή, έχει εξετασθεί υπο συνθήκες ενός δίσκους προσαύξησης μη-αποδοτικής εκπομπής. Χρησιμοποιώντας το προφίλ κατάλληλα προσαρμοσμένο από αντίστοιχη εργασία, τροποποιήσαμε το κώδικα Black Hole Accretion Code (BHAC) ώστεσε κάθε βήμα να προσθέτει μάζα με τον αντίστοιχο ρυθμό, πριν το κάλεσμα της ρουτίνας ελέγχου της μαγνήτισης. Εφόσον η διαδικασία αυτή έχει γενικά σκοπό την επίτευξη Goldreich-Julian πυκνότητας, τιμή υπερβολικά μικρή για τους τωρινούς κώδικας GRMHD, πολλαπλασιάσαμε την αποδοτικότητα της, ωστενα δούμε ποια είναι ποιοτικά η επίδραση αυτής της διαδικασίας στη δυναμικήτου συστήματος. Σε μίκρες κλίμακες, κατά την ομαλή εξέλιξη του συστήματος, η διαδικασία εμφανίζεται γενικά να έχει μικρή επίδραση στη ρουτίνα που προσθέτει μάζα, τουλάχιστον στο εύρος το οποίο εξετάσθηκε. Στη διάρκεια των εκλάμψεων, παρατηρούμε πως ο μηχανισμός δίδυμης γέννησης μπορεσε να επηρεάσει αισθητά τη περιοχή κοντά στον άξονα, αλλά και στο ισημερινό επίπεδο. Σε μεγάλες κλίμακες, παρατηρούμε επίσης διαφορές στη διακύμανση της μαγνήτισης, ιδιαίτερα στη περιοχή του συνόρου πίδακα-ανέμου. Η μοροφολογία του πίδακα παραμένει ίδια. Στη συνέχεια, μελετήσαμε συστήματα μελανών οπών αστρικών κλιμάκων. Συγκεκριμένα, αυτές που προκύπτουν από σύγκρουση δύο αστέρων νετρονίων που βρίσκονται σε διπλό σύστημα. Κατά την σύγκρουση δύο τόσο συμπαγων αστέρων, και ανάλογα ποσό μαζικό είναι το σύστημα, δύναται να προκύψει ένα τελικό σύστημα που το κεντρικό συμπαγές αντικείμενο να ειναι μια μαύρη τρύπα. Εκτός από τη δημιουργία αυτής, δύο επιπλέον σημαντικές συνιστώσες χαρακτηριζουν το σύστημα: ο δίσκος προσαύξησης γύρω από αυτή και η μάζα που έχει αποδεσμευθεί με μορφή ανέμων. Σε αναλογία με τις μαύρες τρύπες ενός γαλαξία, λόγω του δίσκου προσαύξησης θα δημιουργηθεί ένας πίδακας, για μικρό χρόνο λόγω της αντίστοιχα μικρής μάζας του δίσκου. Ο ισχυρός και σύντομης χρονικής διάρκειας πίδακας συνδέεται με σύντομες εκλάμψεις ακτίνων γ (sGRB), αν καταφέρει να δραπετεύσει τους πιο μαζικούς ελαφρώς σχετικιστικούς ανέμους. Λόγω της υψηλής μη αξισυμμετριας που χαρακτηρίζει το σύστημα, οι άνεμοι αυτοί έχουν μια ανομοιογένεια που επιδρά τόσο στη μορφολογία του πίδακα που προκύπτει όταν αυτός δραπετεύσει από τους ανέμους όσο και στη παρατηρήσιμη μετάλαμψη-afterglow-. Χρησιμοποιώντας GRMHD προσομοιώσεις, διαπιστώσαμε τόσο τις αλλαγές στη γωνία που έχει ο εξερχόμενος από τους ανέμους πίδακας, όσο και τη διαφορετική κατανομή ενέργειας. Αυτές γίνονται πιο έντονες, όσο πιο μεγάλος είναι ο λόγος της ενέργειας του ανέμου με την ενέργεια του πίδακα. ΄Εγινε η κατασκευή κώδικα για τον υπολογισμό της εκπεμπόμενης ακτινοβολίας από τον πίδακα κατά τη μετάλαμψη. Προέκυψε οτι σε μεγάλες γωνίες παρατήρησης, η ανομοιγένεια στη πυκνότητα των ανέμων μπορεί να προκαλέσει τάξη μεγέθους αλλαγές στην ακτινοβολία, κυρίως στο χρονικό διάστημα που ο πυρήνας του πίδακα δεν συνεισφέρει στην παρατηρούμενη ακτινοβολία λόγω υψηλού παράγοντα Λόρεντζ. Στη συνέχεια, εξετάσαμε με απλές δυναμικές εξισώσεις, τη πιθανότητα η σύγκρουση ενός διπλού συστήματος αστέρων νετρονίων να είναι υπεύθυνη για παρατηρούμενα sGRB. Χρησιμοποιήθηκαν δυναμικά μεγέθη με περιορισμούς από το GRB170817. Προέκυψε πως τουλάχιστον ένα μέρος από τα παρατηρούμενα sGRB, πρέπει να έχουν ορισμένα δυναμικά χαρακτηριστικά, όπως η αποδοτικότητα στη μετατροπή ενέργειας από αυτή του δίσκου σε αυτή του πίδακα, πολύ διαφορετικά από το GRB170817, κάτι που μένει να επιβεβαιωθεί από μελλοντικές παρατηρήσεις. Στο τελευταίο κομμάτι, έγινε η χρήση μεθόδων τεχνητής νοημοσύνης σε εφαρμογές τόσο παρατηρησιακών δεδομένων όσο και στην επίλυση διαφορικών εξισώσεων. Αρχικά, μέσω εφαρμογής της σύγχρονης μεθόδου Gaussian Process Regression σε παρατηρησιακά δεδομένα διαφορετικών συχνοτήτων του 3C 84,εντοπίστηκε το απόγειο του πίδακα καθώς και επιβεβαιώθηκε η ισοκατανομή της ενέργειας σε αυτόν. Τέλος, με χρήση νευρωνικών δικτύων, προσαρμοσμένα για την επίλυση διαφορικών εξισώσεων -Physics Informed Neural Network (PINN)-,επιλύθηκε η δισδιάστατη εξίσωση για την μαγνητόσφαιρα των Pulsar. ΄Εγινε ηχρήση μίας έξυπνης μεθόδου, οπου κατασκευάστηκαν τρία νευρωνικά δίκτυα.Το ένα αφορούσε της γραμμές με ισοπεριστροφή, το δεύτερο τις υπόλοιπες γραμμές, και το τρίτο το σύνορο αυτών. Η μέθοδος είναι αποδοτική με σημαντικά προτερήματα έναντι κλασικών αριθμητικών μεθόδων. Κυριότερο είναι η μη ύπαρξη πλέγματος, και άρα η μεγάλη ακρίβεια στις περιοχές ενδιαφέροντος.