1 / 70

Hodně hustý RENTGEN ( extr émní hvězdy )

Hodně hustý RENTGEN ( extr émní hvězdy ). Gabriel Török UF FPF SU Opava, www. physics.cz. 1. Otázka a odpověď ( i lustrace vědecké metody ). O TÁZKA: Kolik andělů se vejde na špičku jehly ?. 1. Otázka a odpověď ( i lustrace vědecké metody ).

eve-moses
Download Presentation

Hodně hustý RENTGEN ( extr émní hvězdy )

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript


  1. Hodně hustý RENTGEN (extrémní hvězdy) Gabriel Török UF FPF SU Opava, www.physics.cz

  2. 1. Otázka a odpověď (ilustrace vědecké metody) OTÁZKA: Kolik andělů se vejde na špičku jehly ?

  3. 1. Otázka a odpověď (ilustrace vědecké metody) OTÁZKA: Kolik andělů se vejde na špičku jehly ? Záleží na velikosti andělů a na velikosti jehly…. Při zanedbání efektů kvantové mechaniky a dobré znalosti morfologie andělů se jedná o triviální výpočet.

  4. Vesmírný Rentgen G. Török UF FPF SU Opava www.physics.cz

  5. 1. Otázka OTÁZKA: Kolik slonů se vejde do špendlíkové hlavičky ?

  6. 1. Otázka OTÁZKA: Kolik slonů se vejde do špendlíkové hlavičky ? V =4/3 p (0.003m)3 = 10-7 m3 ~ 0.006m ~ 3m tzv. kanonický špendlík ~ 0.06m ~ 4m M~ 5000 kg

  7. 1. Otázka Kolik slonů se vejde do špendlíkové hlavičky => Jiná OTÁZKA: Jak moc lze stlačit slona V =10-7 m3 ~ 0.006m ? M~ 8000 kg tzv. kanonický špendlík ~ 0.06m

  8. 2. „Mrtvé“ hvězdy (Jak moc lze stlačit slona ) V závěrečné fázi vývoje „pravé“hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva.

  9. 2. „Mrtvé“ hvězdy (Jak moc lze stlačit slona ) V závěrečné fázi vývoje „pravé“ hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps a případnáexploze supernovy. Movie:nasa.gov

  10. 2. „Mrtvé“ hvězdy (Jak moc lze stlačit slona ) Supernova z r. 1987 NASA Předa po…

  11. 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. V závislosti na počáteční konfiguraci vznikne bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH): 106- WD vzniká relativně klidnou degenerací. Geneze NS, QS a BH probíhá jako výbuch supernovy.

  12. 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. V závislosti na počáteční konfiguraci vznikne bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH): 106- WD vzniká relativně klidnou degenerací.

  13. 2. „Mrtvé“ hvězdy – Vlastnosti a struktura bílého trpaslíka Vlastnosti a struktura bílého trpaslíka • Rokolo 103 - 104 km (srovnatelné se Zemí, cca 1/100 oprotiSlunci) • hmotnostsrovnatelná se Sluncem (které má zhruba hustotu vody, tj. 1000kgm-3) • > hustota cca(100x100x100)x1000 = 109kgm-3 (106gcm-3), centrální hustota až 1011kgm-3 V*886 Cen „Like other white dwarfs, Lucy is composed mostly of carbon and oxygen created by the past thermonuclear fusion of helium nuclei.“ Fig:nasa.gov, spacetoday.org

  14. 2. „Mrtvé“ hvězdy – Vlastnosti a struktura bílého trpaslíka • R okolo 103 - 104 km (srovnatelné se Zemí, cca 1/100 oprotiSlunci) • hmotnostsrovnatelná se Sluncem (které má zhruba hustotu vody, tj. 1000kgm-3) • > hustota cca(100x100x100)x1000 = 109kgm-3 (106gcm-3), centrální hustota až 1011kgm-3 V*886 Cen hmotnost slona / objem špendlíkové hlavičky = cca 5x103kg / cca 10-7m-3 = 5x1010 kgm-3 1 Bílý trpaslík je tedy „obrovský diamant“ o hustotě asi

  15. 2. „Mrtvé“ hvězdy – Vlastnosti a struktura bílého trpaslíka • R okolo 103 - 104 km (srovnatelné se Zemí, cca 1/100 oprotiSlunci) • hmotnostsrovnatelná se Sluncem (které má zhruba hustotu vody, tj. 1000kgm-3) • > hustota cca(100x100x100)x1000 = 109kgm-3 (106gcm-3), centrální hustota až 1011kgm-3 V*886 Cen hmotnost slona / objem špendlíkové hlavičky = cca 5x103kg / cca 10-7m-3 = 5x1010 kgm-3 1EpPH Bílý trpaslík je tedy „obrovský diamant“ o hustotě asi

  16. 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. V závislosti na počáteční konfiguraci vznikne bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH): 106-

  17. 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. V závislosti na počáteční konfiguraci vznikne bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH): Geneze NS a QSprobíhá jako výbuch supernovy. Exploze původního objektu vel- kého řádově stovky tisíc km zanechá cca 10km těleso. 106- Fig:nasa.gov

  18. 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru Vlastnosti a struktura neutronové hvězdy Hustotacca 0.01 až 106

  19. 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. V závislosti na počáteční konfiguraci vznikne bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH): Geneze NS aQS probíhá jako výbuch supernovy. Exploze původního objektu vel- kého řádově stovky tisíc km zanechá cca 10km těleso. 106- Fig:nasa.gov

  20. 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. V závislosti na počáteční konfiguraci vznikne bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH): Geneze NSa QS probíhá jako výbuch supernovy. Exploze původního objektu vel- kého řádově stovky tisíc km zanechá cca 10km těleso. 106- Fig:nasa.gov

  21. 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru Vlastnosti a struktura podivné (kvarkové) hvězdy Hustota až 108

  22. 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. V závislosti na počáteční konfiguraci vznikne bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH): Geneze NS aQS probíhá jako výbuch supernovy. Exploze původního objektu vel- kého řádově stovky tisíc km zanechá cca 10km těleso. 106- Fig:nasa.gov

  23. 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. Po výbuchu zůstane v závislosti na počáteční konfiguraci bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH): 106- • Stelární BH (např. GRS 1915+105, cca 10Msun) • Středněhmotné BH • Supermasivní BH (např. BH v Andromedě, cca 10^8Msun) • (BH v centruGalaxie, Sgr A*, cca 5x10^6 Msun) • Primordiální BH Fig:nasa.gov

  24. 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru 106- Struktura černé díry Blackhole

  25. 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru 106- Struktura černé díry Blackhole Singularita Horizont (nerotující BH)

  26. 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru 106- Struktura černé díry Blackhole Vs~ 4/3 p (2.95km)3 x ( )3 Hustota Horizont

  27. 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru Blackhole Vs~ 4/3 p (2.95km)3 x ( )3 Horizont Černá díra může mít libovolnou „efektivní hustotu“…. (přičemž její „centrální hustota“ je nekonečná) „If one accumulates matter at a density of the density of water up to about 150 000 000 times the mass of the Sun, such an accumulation will fall inside its own Schwarzschild radius, forming thus a supermassive black hole. „

  28. 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru Kolik slonů se vejde do špendlíkové hlavičky ? ~ 0.006m M= rs(c2/ 2G) = 0.003x 1.5 x 1027 kg kanonický špendlík ! = 5 x 1024 kg 5000 kg = 1021

  29. 3. Mrtvé a žhavé vs. Einstein Limita slabého pole Einsteinovy teorie již byla ověřena pravděpodobně mnohem lépe něž jakákoliv jiná teorie. Nejzajímavější předpovědi Einsteinovy teorie nemají co do činění se slabým polem, nýbrž s režimem extrémně silného pole, jenž díky omezeným technický možnostem dosud nebyl příliš ověřován. Základní otázka: "Měl Einstein pravdu?" zůstává nezodpovězena. Observace binárních systémů kompaktních objektů nabízí nové možnosti…

  30. 3. Mrtvé a žhavé vs. Einstein Testování supersilné gravitace nelze provádět v pozemských laboratořích. Centrální oblasti černých děr a neutronových hvězd mají pro takové testy dostatečně silnou gravitaci, současné přístroje je ovšem nemohou prostorově rozlišit. Akreční disky vznikající za vhodných podmínek v jejich okolí nicméně přeci jen poskytují energii pro záření pozorovatelné prostřednictvím pozemských, především však pak satelitních detektorů. Movie:nasa.gov

  31. 3. Mrtvé a žhavé (Binární systémy kompaktních objektů) • Artists view of LMXBs • “as seen from a hypothetical planet” • Compact object: • -black hole or neutron star • Accretion disc: • Keplerianang. momentum distribution (or >) • highest velocities in percents of light speed • disipation and angular momentum transfer • release of gravitational energy (up ~0.5M!) • temperature of the disc inner part • reaches milions of Kelvins • >90% of radiation in X-ray • large flux (accretion), even super-Eddington • (units—tens of keV) • Companion: • density comparable to the Sun • mass in units of solar masses • temperature ~ roughly as the T Sun • moreless optical wavelengths

  32. 3. Mrtvé a žhavé (Binární systémy kompaktních objektů) • Artists view of LMXBs • “as seen from a hypothetical planet” X-ray satellites “the real eyes” Observations: The X-ray radiation is absorbed by the Earth atmosphere and must be studied using detectors on orbiting satellites representing a rather expensive research tool. On the other hand, it provides a unique chance to probe effects in the strong-gravity-field region (GM/r~c^2) and test extremal implications of General Relativity(or other theories).

  33. 3. Mrtvé a žhavé (Binární systémy kompaktních objektů) Observations: Our connection to the accreting compact objects is quite subtle. Typically, the whole information coming to vicinity of Earth is carried by countrates of thousandsphotons per second.It, however, providesonlyexistinglink to an orbital motion in thesuperstronggravitationalfield… • X-ray • Gamma ray “white dot” of GRS 1915+105 radio • Disc • Companion • Jet • Example of the Galactic microquasar GRS 1915+105: the concept and what is seen. Fig:nasa.gov., Hannikainen et al. 2003

  34. 4. Orbitální pohyb v silném gravitačním poli Koláž: materiály NASA, ESA

  35. 4. Orbitální pohyb - analogie Rovnováha sil: Kulička ve stabilní rovnovážné poloze kyvadlo a pružina

  36. 4. Orbitální pohyb - analogie PERTURBACE: Kulička ve stabilní rovnovážné poloze kyvadlo a pružina

  37. 4. Orbitální pohyb - analogie Oscilace: Kulička ve stabilní rovnovážné poloze kyvadlo a pružina

  38. 4. Orbitální pohyb - analogie rovnováha mezi gravitační a odstředivou silou

  39. 4. Orbitální pohyb

  40. 4. Orbitální pohyb

  41. 4. Orbitální pohyb: předpovědi OTR

  42. 4. Orbitální pohyb: předpovědi OTR • stáčení perihelia planet • Merkur: 43“ za 100 let

  43. 4. Orbitální pohyb: předpovědi OTR - Nastíněná situace kvalitativně odpovídá i neutronovým hvězdám

  44. 4. Orbitální pohyb: předpovědi OTR a=0 a~1 Radiální frekvence vymizí na kritickém r , pro menší r NEEXISTUJE stabilní kruhový pohyb. Mezi akrečním diskem a kompaktním objektem tedy vzniká oblast v níž materiál již nespiráluje, ale padá. Tato oblast by se v newtonovské fyzice vůbec neobjevila.

  45. 4. Orbitální pohyb: předpovědi OTR Potvrzení existence mezní stabilní orbitypředstavuje jednu z výzev současné rentgenové astronomie. Zářeníakreovaného plynu v její blízkosti nese značné množství informací o kompaktních objektech, fyzice prostoročasu i mikrofyzice. Fig:nasa.gov

  46. 5. Observace • Observations: Our connection to the accreting compact objects is quite subtle. Typically, the whole information coming to vicinity of Earth is carried by countrates of ~hundreds photons per second. • - Spectral &Timingresearch • (Here we focus just on the timing properties of X-ray detected from LMXBs.) • Observedsystemsshowsrathercomplicatedbehaviourin • Long-term variability (discussed in terms of lightcurves, from hours to days) • Short-termvariability (discussed in terms of PDS, mHz to kHz), corresponding to the “relativistic orbital” timescales.

  47. 5. Observace Data: světelná křivka I t Reprezentace dat: PDS Power Frequency Figs on this page:nasa.gov

  48. 5. Observace • Examples of particular PDS of LMXBs • We note that the appearance of PDS is dependent on the actual state of long term variability and connected also to actual spectral properties (which are characterized by so called spectral states). • PDS consist from • “flat” components (flat noise), typically having a zero or negative slopes • peaked components (peaked noise) possibly described by Lorentzians • rare sharp (nearly D function) features (only NS) Figs: from the collection of van der Klis, 2006

  49. 5. Observace LMXBs short-term X-ray variability: rare NS sharp features Understanding to these nearly periodic features exhibit with a strong X-ray flux is perhaps most straightforward. They are associated to hot spots on neutron star surface (e.g., works of Sthromayer et al.).

  50. 5. Observace f Fig:nasa.gov

More Related