Czarne dziury w astronomii

(1)

PAU marzec 2005 1

Czarne dziury w astronomii

B. Czerny

Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika, Warszawa

(2)

PAU marzec 2005 2

Ojcowie teorii czarnych dziur

Albert Einstein (1879-1955)

Karl

Schwarzschild (1873-1916)

Roy Kerr (1934-)

John Michell (1724-1793)

(3)

Sukcesy ogólnej teorii względności

1 Ewolucja układów podwójnych w wyniku emisji fal grawitacyjnych

(a) układy z białym karłem

(b) układy z gwiazdami neutronowymi 2. Soczewkowanie grawitacyjne

3. Dedykowane eksperymenty fizyczne (Gravity Probe B)

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

(4)

Podejście: jeśli coś wygląda jak czarna dziura...

William of Ockham

(1285-1349)

Ze strony www Petera Kinga

(5)

Rodzaje obiektów zawierających czarne dziury

1 Niektóre rentgenowskie układy podwójne, blyski gamma:

MBH ~^{10 Ms}

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

gromadach kulistych): MBH ~ ^{1000 Ms}

3 Większość (wszystkie ?) galaktyk nieaktywnych (w tym nasza Galaktyka): MBH ~¹⁰⁶^{- 10}⁹^Ms

4 Galaktyki aktywne (w tym kwazary): MBH ~¹⁰⁶^-10¹⁰^Ms

(6)

Skąd wiadomo, że są tam czarne dziury?

E = 0 = ½ v² – GM/R; jeśli v=c to R=2GM/c² (Michell 1784) W OTW: R_Schw = 2GM/c² (rozw. Schwarzschilda)

O istnieniu czarnych dziur najpewniej wnioskujemy na podstawie badania dynamiki materii w odległości rzędu kilku R_Schw od centrum

grawitacyjnego.

B. Paczyński w Princeton

(7)

Przestrzenna zdolność rozdzielcza obserwacji

Typowe osiągane zdolności rozdzielcze:

Typ Masa Odległość 1”[cm] 1”[R_Schw] 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.

(8)

Co nam podpowiada OTW?

Akreująca materia o znacznym

momencie pędu tworzy dysk akrecyjny

 Chłodny dysk akrecyjny jest

geometrycznie cienki, a ruch gazu jest dobrze opisany przez ruch keplerowski

 Gdy obiektem centralnym jest czarna dziura, dysk taki rozciąga się do orbity marginalnie stabilnej, na której

moment pędu orbit kołowych ma

minimum  Poniżej orbity marginalnie stabilnej mamy spadek swobodny materii w stronę horyzontu

 Położenie orbity marginalnie stabilnej zależy od momentu pędu czarnej dziury

(9)

Co nam podpowiada OTW?

 Utracie momentu pędu opadającej materii musi towarzyszyć dyssypacja

 Ilość energii tracona przez każdą cząstkę w chłodnym dysku jest określona tylko przez kształt potencjału grawitacyjnego i nie zależy od

mechanizmu lepkości

Strumień promieniowania z chłodnego dysku jest zatem określony prostym wzorem

 Temperatura efektywna dysku jest z kolei dana jako

F(r) = 3GMM

(1-z(r)) r³

F(r) =σT_eff⁴

·

(10)

Model widma kwazara PG1211+143

Pierwszy fizyczny model widma

promieniowania kwazara

odtwarzający

szerokopasmowe obserwacje

(Czerny & Elvis 1987, 225 cytowań)

(11)

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

(12)

Emisja optycznie cienkiej, całkowicie zjonizowanej plazmy

•

Odwrotny efekt Comptona

•

promieniowanie hamowania

•

promieniowanie synchrotronowe

(13)

Dodatkowe procesy atomowe w częściowo zjonizowanej plazmie

•Przejścia atomowe w wewnętrznych powłokach atomów

•Widoczne w zakresie rentgenowskim

Absorpcja emisja linii

•T_dysk ~ 10⁵ K (AGN) ~ 10⁷ K (GBH)

(14)

Obserwacje astronomiczne

(15)

Najnowsze satelity rentgenowskie

ASCA Compton-GRO Rossi-XTE

Constellation-X Chandra XMM-Newton

(16)

Co się dzieje z linią żelaza K?

(17)

Co się dzieje z linią żelaza K?

Spodziewany profil linii żelaza w obserwacjach rentgenowskich

(18)

Pierwsza detekcja K

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

(ASCA, Tanaka i in. 1995)

(19)

Nowsze obserwacje K

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

(XMM, Fabian i in. 2002)

(20)

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. in prep.

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

(21)

PAU marzec 2005 21 Reprocesowanie promieniowania

optycznie cienkiej plazmy przez dysk w AGN

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).

(22)

Zmienność akrecji na czarne dziury

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

(23)

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.

(24)

Liczne rozbłyski: wstępne wyniki

B. Czerny, R. Goosman, M.

Mouchet, A.-M. Dumont, M.

Dovciak, V. Karas, A.

Rozanska, G. Ponti

praca w przygotowaniu

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

(25)

Liczne rozbłyski: wyniki (rms)

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

(26)

Liczne rozbłyski: wyniki (rms)

Przykladowe wyniki dla skal Tobs=1000 s, pp (po lewej) i

Tobs=6148 s, zwykla zmienność, dla tych samych rozkladów flar.

Parametry pokazanego modelu:

a = 0.95 , i =30 deg, M = 10⁷ Ms

T_fl = 2e5 (r/18)^3/2 [s]

F_fl ~ r^-3 [s]

Rozklad jednorodny

(27)

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

(28)

Czy zatem to, co widzimy, to czarne dziury otoczone akreującą materią?

 Trochę problemów z modelowaniem linii żelaza, ale wina może być raczej po stronie

niedostatecznej precyzji opisu

 Trochę problemów z modelowaniem dżetów, ale modele dość slabo zaawansowane

WIĘC WĄTPLIWOŚCI ROZSTZYGAMY NA KORZYŚĆ OTW (jak na razie…)