Czarne dziury na niebie

1. Czarne dziury na niebie Bożena Czerny Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika

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

3. Co to są 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 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 względności 1 Ewolucja układów podwójnych w wyniku emisji fal grawitacyjnych (a) układy z białym karłem (b) układy z gwiazdami neutronowymi

6. 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

7. 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)

8. Gdzie na niebie znajdujemyczarne dziury? • Tam, gdzie czarno – zjawisko soczewkowania grawitacyjnego • Tam, gdzie jasno! Znaczna część kosmicznych źródeł promieniowania rentgenowskiego zawiera czarne dziury.

9. Rodzaje obiektów zawierających czarne dziury 1 Niektóre rentgenowskie układy podwójne, błyski gamma: M ~10 Ms

10. Rodzaje obiektów zawierających czarne dziury 1 Niektóre rentgenowskie układy podwójne, błyski gamma: 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 - 109 Ms

11. Centrum Mlecznej Drogi – ruch gwiazd wokół czarnej dziury

12. Centrum Mlecznej Drogi – świecenie okolic czarnej dziury Belanger i in. 2005 (Chandra)

13. Rodzaje obiektów zawierających czarne dziury 1 Niektóre rentgenowskie układy podwójne, błyski gamma: 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 - 109 Ms 4 Galaktyki aktywne (w tym kwazary): M ~106-1010 Ms

14. Galaktyki aktywne – np. kwazary Radio Optyka X

15. Przestrzenna zdolność rozdzielcza obserwacji Typowe osiągane optyczne zdolności rozdzielcze: Typ Masa[Ms] Odległość 1”[RSchw] Obiekty galakt. 10 30 tys. lat3x1011 Droga Mleczna3 x106 30 tys. lat106 Galaktyki Seyferta 107100mln. lat 109 Kwazary 1093mld. 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: Obserwacje trzeba prowadzić w szerokim zakresie widmowym! UV opt IR X (Czerny & Elvis 1987)

18. Obserwacje astronomiczne

19. Obserwatoria astronomiczne Radioteleskop/Toruń ISO SALT/RPA Rossi-XTE Suzaku Chandra XMM-Newton

20. Geometria przepływu 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 wypływ Rozbłyski magnetyczne – nietermiczna plazma Gorąca plazma termiczna Chłodny dysk akrecyjny

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 • Planowanie i opracowywanie obserwacji • 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.Procesy atomowe w częściowo zjonizowanej plazmie • Tdysk~ 105 K (AGN) ~ 107 K (GBH) • Przejścia atomowe w wewnętrznych powłokach atomów • są widoczne w zakresie rentgenowskim Absorpcja emisja linii

25. 2.Co się dzieje z linią żelaza K? Spodziewany profil linii żelaza w obserwacjach rentgenowskich Energia [keV]

26. 3. Zmienność akrecji na czarne dziury… Krzywa blasku MCG -6-15-30 (Ponti i in. 2004)

27. 3 …którą modelujemy na podobieństwo korony 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 żelaza 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 modelowe dla zmienności Wynik dla skali czasowej Tobs=6148 s.

31. 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: O istnieniu i naturze czarnych dziur najpewniej wnioskujemy na podstawie badania dynamiki materii w odległości rzędu kilku RSchw od centrum grawitacyjnego. • Trochę problemów z • modelowaniem linii żelaza, ale wina może być raczej po stronie niedostatecznej precyzji opisu • z modelowaniem dżetów, ale modele dość słabo zaawansowane

33. Czy zatem to, co widzimy, to czarne dziury otoczone akreującą materią? Czy oprócz OTW potrzeba nam nowej fizyki? William of Ockham (1285-1349) WĄTPLIWOŚCI ROZSTRZYGAMY NA KORZYŚĆ OTW (jak na razie…)