1 / 28

Czarne dziury w astronomii

Czarne dziury w astronomii. B. Czerny Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika, Warszawa. Ojcowie teorii czarnych dziur. John Michell (1724-1793). Roy Kerr (1934-). Karl Schwarzschild (1873-1916). Albert Einstein (1879-1955). Sukcesy ogólnej teorii względności.

henrik
Download Presentation

Czarne dziury w astronomii

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. Czarne dziury w astronomii B. Czerny Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika, Warszawa

  2. Ojcowie teorii czarnych dziur John Michell (1724-1793) Roy Kerr (1934-) Karl Schwarzschild (1873-1916) Albert Einstein (1879-1955)

  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... Ze strony www Petera Kinga William of Ockham (1285-1349)

  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 - 109 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: RSchw = 2GM/c2 (rozw. Schwarzschilda) O istnieniu czarnych dziur najpewniej wnioskujemy na podstawie badania dynamiki materii w odległości rzędu kilku RSchw od centrum grawitacyjnego. B. Paczyński w Princeton

  7. Przestrzenna zdolność rozdzielcza obserwacji 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.

  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 · 3GMM F(r) = (1-z(r)) r3 • Temperatura efektywna dysku jest z kolei dana jako F(r) =σTeff4

  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/LEdd – dysk przybliża się do czarnej dziury, widma zdominowane przez emisję dyskową Małe L/LEdd – 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 • Tdysk~ 105 K (AGN) ~ 107 K (GBH) • Przejścia atomowe w wewnętrznych powłokach atomów • Widoczne w zakresie rentgenowskim Absorpcja emisja linii

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

  21. Reprocesowaniepromieniowaniaoptycznie 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) Parametry pokazanego modelu: a = 0.95 , i =30 deg, M = 107 Ms Tfl = 2e5 (r/18)3/2 [s] Ffl~ r-3 [s] Rozklad jednorodny Przykladowe wyniki dla skal Tobs=1000 s, pp (po lewej) i Tobs=6148 s, zwykla zmienność, dla tych samych rozkladów flar.

  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…)

More Related