Akrecja na masywne czarne dziury

Akrecja na masywne

czarne dziury

Bożena Czerny

Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika

Krótka historia narodzin tego zagadnienia

• 1917 Slipher – szerokie linie emisyjne z NGC 1068

NGC 1068

Krótka historia narodzin tego zagadnienia

• 1917 Slipher – szerokie linie emisyjne z NGC 1068

• 1943 Seyfert – galaktyki Seyferta

NGC 4151

Seyfert zbadał sześć galaktyk spiralnych: NGC 1068, NGC 1275, NGC 3516, NGC 4051, NGC 4151, NGC 7469

NGC 4151

Krótka historia narodzin tego zagadnienia

• 1917 Slipher – szerokie linie emisyjne z NGC 1068

• 1943 Seyfert – galaktyki Seyferta

• 1946 Hey, Parsons and Phillips – radioźródło Cyg A 1951 Baade – identyfikacja Cyg A z galaktyką

Cygnus

Cygnus A

Krótka historia narodzin tego zagadnienia

• 1917 Slipher – szerokie linie emisyjne z NGC 1068

• 1943 Seyfert – galaktyki Seyferta

• 1946 Hey, Parsons and Phillips – radioźródło Cyg A 1951 Baade – identyfikacja Cyg A z galaktyką

• 1960 Sandage - identyfikacja 3C 48 z punktowym zmiennym

źródłem optycznym o bardzo szerokich liniach emisyjnych (kwazar) 1963 Schmidt – pomiar przesunięcia ku czerwieni dla 3C 273

(z=0.158) i oszacowania rozmiaru i jasności składnika punktowego Jasność obiektu (źródła punktowego) przewyższała znacznie

jasności typowych galaktyk, a rozmiar (oceniony ze zmienności) był rzędu rozmiaru Układu Słonecznego; emisja niegwiazdowa

3C 273 - dżet

Radio Optyka Rentgeny

3C 273 – galaktyka macierzysta

Krótka historia narodzin tego zagadnienia

• 1917 Slipher – szerokie linie emisyjne z NGC 1068

• 1943 Seyfert – galaktyki Seyferta

• 1946 Hey, Parsons and Phillips – radioźródło Cyg A 1951 Baade – identyfikacja Cyg A z galaktyką

• 1960 Sandage - identyfikacja 3C 48 z punktowym zmiennym

źródłem optycznym o bardzo szerokich liniach emisyjnych (kwazar) 1963 Schmidt – pomiar przesunięcia ku czerwieni dla 3C 273

(z=0.158) i oszacowania rozmiaru i jasności obiektu

• 1964 Salpeter oraz Zeldovich – akrecja na masywną czarną dziurę

Występowanie

masywnych czarnych dziur

• centrum naszej Galaktyki – Sgr A*

Sgr A*

Występowanie

masywnych czarnych dziur

• centrum naszej Galaktyki – Sgr A*

M_BH ~ 3 ×10⁶ Ms

• bliskie galaktyki słabo aktywne M_BH ~ 10^{6 -} 3 ×10⁸ Ms

M31

Mapa obszarów centralnych M31 (Bender i in. 2005), rozmiar 2.5”.

Centralne jądro P3 zawiera czarną dziurę o masie 1.4 ×10⁸ Ms.

Występowanie

masywnych czarnych dziur

• centrum naszej Galaktyki – Sgr A*

M_BH ~ 3 ×10⁶ Ms

• bliskie galaktyki słabo aktywne M_BH ~ 10^{6 -} 3 ×10⁹ Ms

• bliskie galaktyki aktywne M_BH ~ 10^{6 -} 3 ×10⁹ Ms

NGC 4258

Maser wodny

M_BH ~ 3.9

×10⁷ Ms (Greenhill et al.. 1995)

Występowanie

masywnych czarnych dziur

• centrum naszej Galaktyki – Sgr A*

M_BH ~ 3 ×10⁶ Ms

• bliskie galaktyki słabo aktywne M_BH ~ 10^{6 -} 3 ×10⁸ Ms

• bliskie galaktyki aktywne M_BH ~ 10^{6 -} 3 ×10⁸ Ms

• odległe kwazary M_BH ~ 10⁸ - 10¹⁰ Ms

• dyskutowane istnienie pośrednich mas 10⁴ – 10⁶ Ms

Wydaje się, że wszystkie galaktyki (regularne? O dużej jasności powierzchniowej ?) zawierają czarne dziury.

Relacja: masa czarnej dziury – masa zgrubienia centralnego

Relacja dla pobliskich galaktyk wg.

ostatnich pomiarów

Hoering i Rix (2004).

QSO z SDSS?

Aktywne galaktyki o pośrednich

masach 10⁴ – 10⁶ Ms?

Występowanie

masywnych czarnych dziur

• centrum naszej Galaktyki – Sgr A*

M_BH ~ 3 ×10⁶ Ms

• bliskie galaktyki słabo aktywne M_BH ~ 10^{6 -} 3 ×10⁸ Ms

• bliskie galaktyki aktywne M_BH ~ 10^{6 -} 3 ×10⁸ Ms

• odległe kwazary M_BH ~ 10⁸ - 10¹⁰ Ms

Wydaje się, że wszystkie galaktyki (regularne? O dużej jasności powierzchniowej ?) zawierają czarne dziury.

Powstawanie centralnej czarnej dziury jest ważnym elementem ewolucji galaktyki jako całości. Co było pierwsze?

Co świeci? Tego bezpośrednio nie

widać…

Typowe osiągane zdolności rozdzielcze:

Typ Masa Odległość 1”[cm] 1”[RSchw]

GBH 10 10 kpc 10¹⁷ 3x10¹¹ Milky Way 2.6x10⁶ 10 kpc 10¹⁷ 10⁶

MBH 10⁷ 50 Mpc 5x10²⁰ 10⁹ MBH 10⁹ 1 Gpc 10²² 2x10⁹

Specjalne techniki (VLBI, fotometria plamkowa) pozwalają osiągnąć wyniki lepsze o parę rzędów wielkości, ale to wciąż za mało. Obszar w bezpośredniej bliskości czarnej dziury można jednak badać pośrednio poprzez analizę widma promieniowania, także w zależności od czasu.

Obserwacje widm promieniowania

CHANDRA

SDSS SUZAKU

Paradoks problemu akrecji

Skąd pochodzi energia świecenia?

Z akrecji !

Co widać?

Wypływ…

Paradoks problemu akrecji

Wykrycie wpływania?

Analiza falkowa Cyg X-1, Lachowicz i Czerny 2005

Mody akrecji

Parametry:

Tempo akrecji Moment pędu Kąt obserwacji

Istotne procesy:

Chłodzenie radiacyjne, adwekcja Transport momentu pędu (lepkość)

Prosty wniosek z analizy ruchu cząstek

próbnych…

AKRECJA SFERYCZNA AKRECJA DYSKOWA

η η ≈ ≈ 0 0 η η ≈ 0.057 ≈ 0.057 – 0.42 – 0.42

Akrecja z dużym momentem pędu

 1969 Lynden-Bell postuluje akrecję dyskową w kwazarach

 1973 Shakura i Sunyaev wprowadzają lepkość α i podają równania struktury dysku keplerowskiego

 1974 Novikov i Thorne – efekty OTW

Strumień promieniowania z chłodnego dysku jest nizależny od mechanizmu lepkości

 Temperatura efektywna dysku jest z kolei dana jako

F(r) = 3GMM

(1-z(r)) r³

F(r) =σT_eff⁴

·

Zastosowanie modelu do jasnych kwazarów

Francis et al. (1991) spectrum fitted by Koratkar & Blaes (1999)

-Doskonałe

dopasowanie widma ze standardowego modelu dysku dla λ >1000 A

- efekt krystalicznych pyłków grafitowych dla λ < 1000 A

- Podobny wynik dla niebieskich QSO z SDSS (Czerny i in.

2004)

Model widma kwazara PG1211+143

Pierwszy fizyczny model widma

promieniowania kwazara

odtwarzający

szerokopasmowe obserwacje

(Czerny & Elvis 1987) Mechanizmy emisji:

ciało czarne (dysk), komptonizacja

(korona). IR: pył, synchrotronow ?

Prawdopodobna

geometria przepływu akrecyjnego

Duże L/L_Edd – dysk przybliża się do czarnej dziury,

widma zdominowane przez emisję

dyskową

Małe L/L_Edd – dysk odsuwa się

(odparowuje), widma zdominowane przez emisję optycznie

cienkiej plazmy Dokładne rozmieszczenie gorącej

plazmy nie jest znane

Co się dzieje z linią żelaza Kα?

Spodziewany profil linii żelaza w obserwacjach rentgenowskich

Powstawanie linii żelaza w wyniku oświetlania dysku przez promieniowanie X

Przykładowy profil linii K

Poszerzona relatywistycznie linia Kα żelaza w galaktyce Seyferta typu 1, MCG-6-30-15

(XMM, Fabian i in. 2002)

Linie emisyjne w miękkich X

Pierwsze, godne zaufania odkrycie szerokich linii emisyjnych innych niż Ka (galaktyka Ton S180, Różańska i in. 2004)

Ton 180

Różańska et al.

Rin = 6 Rschw (fixed) Rout = 1000 Rschw (fixed) q = 3 (fixed)

i = 30 deg (fixed) Si XI 14+/-3 eV O VII 10+/- 5 eV Fe XVII 23+/-7 eV

Reprocesowanie

promieniowania optycznie cienkiej plazmy przez dysk

Zaawansowane modele tego reprocesowania uwzględniają

strukturę dysku w równowadze

hydrostatycznej, komptonizację, grzanie/chodzenie ,procesy atomowe

Różańska et al.. (2002). Lokalne widmo dysku otrzymane z użyciem kodu Titan/Noar autorstwa Dumont, Abrassart & Collin (2000).

Zmienność rentgenowska

Krzywa blasku MCG -6-15-30 (Ponti i in. 2004)

Liczne rozbłyski:

metoda

Obraz Słońca w promieniach X widziany przez

satelitę SOHO

Stochastycznie generujemy liczne rozbłyski ponad dyskiem, które

oświatlają powierzchnię dysku. Dysk (keplerowski) rotuje.

Liczne rozbłyski: średnie widmo

B. Czerny, R. Goosman, M.

Mouchet, A.-M. Dumont, M.

Dovciak, V. Karas, A.

Rozanska, G. Ponti (2005)

Średnie widmo MCG -6-30-15 w zakresie rentgenowskim z modelu

Liczne rozbłyski: rms

Przykladowe wyniki dla skal Tobs=1000 s, pp (po lewej) i Tobs=6148 s, zwykla zmienność, dla różnych rozkladów flar.

L/LEdd < 0.1

Mechanizm rozerwania dysku: parowanie

(Meyer i Meyer-Hoffmeister 1994 dla CV, Różańska i Czerny (2000) dla AGN

Argumenty za rozerwaniem dysku:

• wąskie linie Kα w licznych galaktykach Seyferta

• podwójne profile linii Hß w niektórych radiogalaktykach i kwazarach z SDSS, podwójne profile części zmiennej w

niektórych galaktykach Seyferta

• korelacja pomiędzy α_o-x a jasnością i szacowanym L/L_Edd

L/LEdd < 10

Zastosowanie: Sgr A*, galaktyki eliptyczne, LINERS i inne słabo aktywne galaktyki

Brak optycznie grubego dysku

Oceny tempa akrecji – emisja rentgenowska, rotacja Faradaya Oceny momentu pędu

Mechanizmy świecenia – emisja synchrotronowa,

promieniowanie hamowania, efekt Comptona; akrecja mało efektywna (poprzez jakąś formę RIAF)

Przykład modelowania – akrecja sferyczna

Mościbrodzka (2005); wpływ pola magnetycznego

Przykład modelowania – akrecja sferyczna

Mościbrodzka (2005); wpływ bezpośredniego grzania elektronów.

Efektywność akrecji rzędu 10^-5 lub mniej (dla małego δ)

W precyzyjnym opisie przeszkadza dodatkowo

kilka efektów:

Aby dokładnie opisać widmo promieniowania z bezpośrednich okolic czarnej dziury trzeba uwzględniać efekty związane z

obecnością dodatkowej materii na linii widzenia:

• Ekstynkcja w naszej Galaktyce (głównie pył w ośrodku

międzygwiazdowym)

• Standardowa ekstynkcja w galaktyce macierzystej

• Ekstynkcja w materii okalającej czarną dziurę

• Nakładanie się światła gwiazd

Zmienność emisji nieco pomaga