Czarne dziury na niebie Czarne dziury na niebie

(1)

Czarne dziury na niebie Czarne dziury na niebie

Bożena Czerny Bożena Czerny

Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika

(2)

Ojcowie teorii czarnych dziur Ojcowie teorii czarnych dziur

John

Michell (1724-

1793) Albert Einstein

(1879-1955) Karl

Schwarzschild (1873-1916)

Roy Kerr

(1934-)

(3)

Co to są

Co to są czarne dziury? czarne dziury?

Michell (1784):

Prędkość ucieczki z gwiazdy o masie M i promieniu R E = 0 = ½ v² – GM/R v² = 2GM/R

A jeśli rozważyć cząstkę światła? Światło ma skończoną prędkość c = 300 000 km/s.

Jeśli v=c to R=2GM/c²

Jeśli gwiazda o masie M ma promień mniejszy niż R to światło z tej gwiazdy nie ucieknie. Gwiazda będzie czarną dziurą!

Dla gwiazdy o masie Słońca: R = 3 km

(4)

A w Ogólnej Teorii Względności A w Ogólnej Teorii Względności

Nierotująca czarna dziura (rozwiązanie Schwarzchilda) R=2GM/c²

Dokładnie ten sam wzór co otrzymany przez Mitchella!

Są jednak pewne głębsze różnice w interpretacji:

(5)

Sukcesy ogólnej teorii Sukcesy ogólnej teorii

względności względności

1 Ewolucja układów podwójnych w wyniku emisji fal grawitacyjnych

(a) układy z białym karłem

(b) układy z gwiazdami neutronowymi

(6)

Sukcesy ogólnej teorii Sukcesy ogólnej teorii

względności względności

(b) układy z gwiazdami neutronowymi 2. Soczewkowanie grawitacyjne

(7)

Sukcesy ogólnej teorii Sukcesy ogólnej teorii

względności względności

(b) układy z gwiazdami neutronowymi 2. Soczewkowanie grawitacyjne

3. Dedykowane eksperymenty fizyczne (Gravity Probe B)

4. Codzienne doświadczenie – działanie GPS (Global Positioning System)

(8)

Gdzie na niebie znajdujemy Gdzie na niebie znajdujemy

czarne dziury?



Tam, gdzie czarno – zjawisko Tam, gdzie czarno – zjawisko soczewkowania grawitacyjnego soczewkowania grawitacyjnego



Tam, gdzie jasno! Tam, gdzie jasno!

Znaczna część kosmicznych źródeł Znaczna część kosmicznych źródeł promieniowania rentgenowskiego promieniowania rentgenowskiego

zawiera czarne dziury

zawiera czarne dziury . .

(9)

Rodzaje obiektów Rodzaje obiektów

zawierających czarne dziury zawierających czarne dziury

1 Niektóre rentgenowskie układy podwójne, błyski gamma:

M

~

^{10 Ms}

(10)

Rodzaje obiektów Rodzaje obiektów

zawierających czarne dziury zawierających czarne dziury

M

~

^{10 Ms}

2 Ultrajasne źródła rentgenowskie położone niecentralnie w pobliskich galaktykach (w tym niektóre źródła w

gromadach kulistych): M

~

^{1000 Ms ?}

3 Większość (wszystkie ?) galaktyk nieaktywnych (w tym nasza Galaktyka): M

~

¹⁰⁶^{- 10}⁹^Ms

(11)

Centrum Mlecznej Drogi – Centrum Mlecznej Drogi – ruch gwiazd wokół czarnej ruch gwiazd wokół czarnej

dziury

(12)

Centrum Mlecznej Drogi – Centrum Mlecznej Drogi –

świecenie okolic czarnej dziury świecenie okolic czarnej dziury

Belanger i in. 2005 (Chandra)

(13)

Rodzaje obiektów Rodzaje obiektów

zawierających czarne dziury zawierających czarne dziury

M

~

^{10 Ms}

2 Ultrajasne źródła rentgenowskie położone niecentralnie w pobliskich galaktykach (w tym niektóre źródła w

gromadach kulistych): M

~

^{1000 Ms ?}

3 Większość (wszystkie ?) galaktyk nieaktywnych (w tym nasza Galaktyka): M

~

¹⁰⁶^{- 10}⁹^Ms

4 Galaktyki aktywne (w tym kwazary): M

~

¹⁰⁶^-10¹⁰^Ms

(14)

Galaktyki aktywne – np.

kwazary

(15)

Przestrzenna zdolność Przestrzenna zdolność rozdzielcza obserwacji rozdzielcza obserwacji

Typowe osiągane optyczne zdolności rozdzielcze:

Typ Masa[Ms] Odległość 1”[R_Schw] Obiekty galakt. 10 30 tys. lat 3x10¹¹ Droga Mleczna 3 x10⁶ 30 tys. lat 10⁶ Galaktyki Seyferta 10⁷ 100 mln. lat 10⁹ Kwazary 10⁹ 3 mld. lat 2x10⁹

Specjalne techniki (VLBI, optyka adaptatywna) 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.

(16)

Źródła trudności:

Badanie świecenia materii

opadającej na czarne dziury jest trudniejsze niż badanie świecenia gwiazd, ponieważ:

• Gwiazda ma prosty kształt kuli, dysk wokół czarnej dziury jest widziany inaczej w zależności od kąta widzenia

• Gwiazda ma jedną konkretną temperaturę, dysk ma wiele, przypomina najbardziej

„przekrojoną” gwiazdę – inne

warunki są blisko czarnej dziury, inne z dala od niej

(17)

Źródła trudności:

(Czerny & Elvis 1987)

X UV

IR

opt

Obserwacje trzeba

prowadzić w szerokim

zakresie

widmowym!

(18)

Obserwacje

astronomiczne

(19)

Obserwatoria astronomiczne Obserwatoria astronomiczne

Radioteleskop/Toruń ISO SALT/RPA Rossi-XTE

Suzaku Chandra XMM-Newton

(20)

Geometria przepływu Geometria przepływu

akrecyjnego akrecyjnego

Duże tempa akrecji–

dysk przybliża się do czarnej dziury,

widma

promieniowania

zdominowane przez emisję dyskową

Małe tempa akrecji – dysk odsuwa się

(odparowuje), widma zdominowane przez emisję optycznie

cienkiej plazmy Chłodny dysk akrecyjny

Gorąca plazma

termiczna

Rozbłyski

magnetyczne –

nietermiczna plazma

wypływ

(21)

Czego nie wiemy?

• Nie znamy dokładnej geometrii gorącej materii

• Nie rozumiemy dobrze mechanizmów wypływu materii z okolic czarnej dziury (dżety, wiatry)

• Nie znamy mechanizmów formowania masywnych czarnych dziur

• Czy OTW jest na pewno dobrą teorią?

(22)

Metodologia Metodologia

1. Planowanie i opracowywanie obserwacji 2. Przygotowywanie modeli

Oboma aspektami zajmujemy się w CAMK

(23)

Przykład:

Zagadnienie: modelowanie amplitudy zmienności galaktyki MCG -6-30-15 w zależności od energii

Zespół: B. Czerny, A. Różańska (CAMK), S. Collin, A.-M. Dumont (Paryż),

V. Karas, M. Dovciak, R. Goosmann (Praga),

G. Ponti (Bologna)

(24)

1.P 1.P rocesy atomowe w rocesy atomowe w częściowo

częściowo

zjonizowanej plazmie zjonizowanej plazmie

•Przejścia atomowe w wewnętrznych powłokach atomów

•są widoczne w zakresie rentgenowskim

Absorpcja emisja linii

•T_dysk ~ 10⁵ K (AGN) ~ 10⁷ K (GBH)

(25)

2. 2. Co się dzieje z linią żelaza K Co się dzieje z linią żelaza K   ? _?

Spodziewany profil linii żelaza w obserwacjach rentgenowskich

Energia [keV]

(26)

3. Zmienność akrecji na 3. Zmienność akrecji na

czarne dziury…

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

(27)

3 …którą modelujemy na 3 …którą modelujemy na

podobieństwo korony podobieństwo korony

słonecznej słonecznej

Obraz Słońca w promieniach X widziany przez

satelitę SOHO

Stochastycznie generujemy liczne rozbłyski ponad

dyskiem, które oświetlają powierzchnię dysku. Dysk (keplerowski) rotuje.

(28)

Z naszego modelu wynika …

(29)

(a) Średnie widmo w okolicy linii (a) Średnie widmo w okolicy linii

żelaza

żelaza K K  

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

(XMM, Fabian i in. 2002)

(30)

(b) Nasze wyniki obserwacyjne i (b) Nasze wyniki obserwacyjne i

modelowe dla zmienności modelowe dla zmienności

Wynik dla skali czasowej Tobs=6148 s.

(31)

Podobnych projektów wykonuje Podobnych projektów wykonuje

się wiele…

• wybierając inne dane obserwacyjne

• wybierając inne aktywne galaktyki

• wybierając inne informacje zawarte w danych obserwacyjnych

• prowadząc badania statystyczne

(32)

Nadzieje i problemy:

Trochę problemów z 1. modelowaniem linii

żelaza, ale wina może być raczej po stronie

niedostatecznej precyzji opisu

2. z modelowaniem dżetów, ale modele dość słabo zaawansowane

O istnieniu i naturze czarnych dziur

najpewniej

wnioskujemy na podstawie badania dynamiki materii w

odległości rzędu kilku RSchw od centrum grawitacyjnego.

(33)

Czy zatem to, co widzimy, Czy zatem to, co widzimy,

to czarne dziury otoczone to czarne dziury otoczone

akreującą materią?

WĄTPLIWOŚCI ROZSTRZYGAMY NA KORZYŚĆ OTW (jak na razie…)

William of Ockham (1285-1349)

Czy oprócz OTW Czy oprócz OTW

potrzeba nam nowej potrzeba nam nowej fizyki?

fizyki?