Сверхмассивные черные дыры Сергей Попов (ГАИШ МГУ)

Черные дыры разных масс и их джеты АЯГ: M BH = M 0 L

Немного истории... История начинается в 60-е гг., когда были идентифицированы квазары (Шмидт 1963). Немедленно была высказана гипотеза об аккреции вещества сверхмассивными черными дырами. (Солпитер, Зельдович, Новиков, Линден-Белл)

Самая достоверная ЧД – Sgr A* Звездные орбиты с 1992 по 2007

... И она становится все более достоверной Наблюдения продолжаются, и растет число звезд с известными орбитами.

Sgr A* Случай Sgr A* уникален. Благодаря прямым измерениям нескольких звездных орбит стало возможным точно определить массу центрального объекта. Кроме того, есть жесткий предел на размер центрального объекта, что важно для обсуждения альтернатив. Звезда SO-2 имеет орбитальный период 15.2 лет и большую полуось примерно пк.

Звездная динамика вокруг Sgr A* (APOD A. Eckart & R. Genzel )A. EckartR. Genzel С высокой точностью мы знаем динамику внутри центральной угловой секунды. Оценка массы ЧД (2-4) 10 6 М 0 Было бы здорово открыть радиопульсар около Sgr A*

Область вокруг Sgr A* Результат суммирования 11 экспозиций Чандры (590 ксек). Красный кэВ, Зеленый кэВ, Синий 6-8 кэВ. Поле 17 на 17 угловых минут (примерно 40 на 40 пк).

Наблюдения на спутнике Integral (Ревнивцев и др.) Область галактического центра регулярно наблюдается на спутнике Integral. Считается, что примерно 350 лет назад Sgr A* находился в «высоком» состоянии. Сейчас жесткое излучение от Sgr A* добралось до Sgr B2, который виден за счет флуоресценции молекулярного водорода. Сейчас «наша» черная дыра «молчит», но раньше это было не так.

Sgr A* и H.E.S.S. Пока, к сожалению, разрешение еще недостаточно велико (6``), чтобы исключить вклад каких-либо близких к Sgr A* источников.

Рентгеновские вспышки Sgr A* Sgr A* демонстрирует рентгеновские вспышки. Вспышки происходят примерно раз в день. При этом поток возрастает в несколько раз, а иногда и сильнее. Очень яркая вспышка наблюдалась 3 октября 2002 г. Она длилась 2700 секунд. Поток возрос в 160 раз. Светимость составила эрг/с. Во вспышке 31 августа 2004 был обнаружен квазипериод 22.2 мин. В рамках простой модели это позволяет оценить скорость вращения черной дыры

Инфракрасная вспышка Sgr A* Наблюдения на Keck, VLT. Переменность на масштабе 30 минут (похоже на рентген). Поток меняется в 2-5 раз.

Ограничения на размер Sgr A* Используя VLBI, удалось получит очень жесткое ограничение на размер источника Sgr A*: 1 а.е.

Определение масс сверхмассивных черных дыр Соотношение между массой черной дыры и массой балджа Измерение орбит звезд и мазерных источников Кинематика газа Профиль звездной плотности Реверберационное картирование Конечно, всегда можно дать верхний предел на массу, исходя из того, что светимость не превосходит критическую (эддингтоновскую).

Соотношение между массой черной дыры и балджа Согласно стандартной картине любая галактика с заметным балджем имеет в центре сверхмассивную черную дыру. M BH ~ M bulge 1.12+/-0.06 Масса черной дыры составляет от 0.1% до нескольких десятых процента массы балджа.

Исключение: М33 Верхний предел на массу черной дыры в М33 на порядок ниже, чем ожидаемая масса

Мазеры NGC Miyoshi et al. (1995) Наблюдая движение мазерных источников в галактике NGC 4258, стало возможным измерить массу внутри 0.2 пк. Получено значение миллионов масс Солнца. Это наиболее точный метод.

Кинематика газа Для М87 скорости газа измерены внутри одной миллисекунды дуги (5pc). Масса M 0. Одна из самых тяжелых черных дыр

Реверберационное картирование Метод основан на измерении отклика облучаемого газа на изменение светимости центрального источника. В начале метод предложили для новых и сверхновых типа Ia. Измеряется задержка между изменение блеска в континууме и в спектральных линиях. Метод не очень хорош для слишком ярких или слишком слабых АЯГ.

Размер диска – масса дыры Размер диска определяется по микро- линзированию.

Рост структуры во вселенной Сегодня стандартной моделью является т.н. иерархическая. Численное моделирование эволюции крупномасштабной структуры и отдельных «строительных блоков» достигло высокого уровня.

Крупномасштабная структура (Kravtsov et al.)

Крупномасштабная структура

Образование скоплений галактик tCDM LCDM 21x21 (Мпк/h) 3 35x35 (Мпк/h) 3 В процессе роста структуры происходят многочисленные слияния «строительных блоков». Каждый из блоков может иметь внутри черную дыру. После слияния черная дыра медленно двигается к центру новой структуры. Формирование крупных галактик заканчивается на as z~2, после этого происходит только поглощение небольших спутников.

Рост скопления галактик

Минигало и первые звезды Светлые символы – охлаждение недостаточно эффективно. Критическая линия соответствует равенству времени охлаждения и времени динамической эволюции. Эта линия разделяет темные гало и гало, в которых рождаются звезды. В каждом гало образуется небольшое число звезд (одна?).

Первые звезды Картинка для z=17. Размер 50 кпк (на том z). Звезды образуются на пересечении волокон в холодных облаках (яркие точки, на рисунке их 31 штука).

Взаимодействие гал-к

Взаимодействующие галактики (Hibbard, Barnes)

Гравитационно-волновая ракета Скорость достаточно велика, чтобы «убежать» из не слишком массивного гало, или «встряхнуть» центральную сверхмассивную черную дыру. При слиянии двух черных дыр конечная дыра получает импульс. Это происходит из-за асимметрии излучения гравитационных волн при «вспираливании», особенно на последнем этапе.

Двойные сверхмассивные черные дыры Галактика Полная масса: M 0 Расстояние между черными дырами примерно 7.3 пк.

Примеры двойных дыр 3С75 Abell 400

Слияние нейтронных звезд (Stephan Rosswog, visualisation: R. West)

Слияние галактик с черными дырами

Последние орбиты черных дыр Важно уметь рассчитывать форму сигнала. Иначе очень трудно выделить слияния на фоне шумов. Слияния двух черных дыр дают сигнал, не похожий на слияние двух нейтронных звезд.

Регистрация гравволн LIGO Детекторы LIGO и VIRGO готовы и работают. Однако пока чувствительности не хватает. В ближайшее время пройдет модернизация обоих детекторов.

LISA Проект почти окончательно одобрен, хотя …. Запуск не ранее Прототипы. В отличие от LIGO и VIRGO, который ищут сигналы от слияний компактных объектов звездных масс, LISA будет искать слияния сверхмассивных черных дыр.

Активные ядра галактик и квазары Квазары a) радиотихие b) радиогромкие c) OVV (Optically Violently Variable)Optically Violently Variable Активные галактики a) Сейфертовские галактики b) радиогалактики c) LINERs d) объекты типа BL Lac Радиотихие a) радиотихие квазары, т.е. QSO b) сейфертовские галактики c) LINERs Радиогромкие a) квазары b) радиогалактики c) блазары (BL Lac и OVV) (запутанная классификация)

Единая модель В рамках единой модели свойства различных активных галактик объясняются свойствами тора вокруг черной дыры и его ориентацией.

Блазары Если джет направлен прямо на нас, то мы видим блазар.

Далекие и близкие джеты 3C273GB z=4.30

Приливное разрушение звезд сверхмассивными черными дырами

Вспышка в NGC 5905 По всей видимости, звезда была разорвана приливными силами. Есть еще два хороших кандидата. Они были открыты спутником ROSAT, а потом наблюдались на HST и Chandra: RX J RX J A

Squeezars Даже, если звезда не разрушается приливными силами, их влияние можно заметить по разогреву звезды.

Структура диска из наблюдений микролинзирования Используя данные по микролинзированию на длинах волн микрона, стало возможным определить размер диска в квазаре HE

Наблюдения дисков на VLTI На телескопе VLTI в ИК-диапазоне изучалась структура диска Cen A на масштабах

Диски вокруг черных дыр: взгляд со стороны Диски «из бесконечности». Слева: невращающаяся ЧД, Справа: вращающаяся. Температура диска

Мечты о прямых изображениях Проект MAXIM Прототип: 100 микросекунд дуги MAXIM: 100 наносекунд дуги 33 спутника с рентгеновской оптикой и детектор на расстоянии 500 км.

Флуоресцентные линии Линия железа Кα по данным ASCA (1994 г.). Сейфертовская галактика MCG Пунктир: модель для невращающейся ЧД с наклоном диска 30 градусов к лучу зрения.

Линии и вращение ЧД Данные XMM-Newton То, что линия тянется вплоть до энергии менее 4 кэВ, говорит о том, что дыра быстро вращается (тогда диск может подходить ближе к горизонту).

Ультрамощные источники Ультрамощными (УМИ) называют рентгеновские источники, чья светимость превосходит предельную (для случая изотропного излучения) для черных дыр звездных масс. Сейчас известно много УМИ. Их природа до конца не ясна. То ли там сидят массивные черные дыры, то ли просто излучение анизотропно.

УМИ в NGC 4490 и 4485 Шесть отмеченных источников являются ультрамощными.

УМИ в галактиках рахных типов УМИ в галактиках рахных типов NGC 1132 IZW 18NGC 253 NGC 1291 IC 2574 NGC 1399

УМИ в галактиках разных типов NGC 2681 NGC 4697 NGC 4631 NGC 3184 NGC 4636

Источник X-1 в М82 Источник M82 X-1 является одним из самых мощных, т.е., это лучший кандидат в черные дыры промежуточных масс. Наблюдаемые квазипериодические изменения блеска поддерживают гипотезу о черной дыре промежуточной массы. (

М82, скопления и УМИ ЧД промежуточных масс могут формироваться в плотных звездных скоплениях. (однако тут еще много неясного)

Подведем итоги Считается, что сверхмассивные черные дыры есть в каждой галактике, у которой есть заметный балдж Можно с уверенностью говорить, что в каждом квазаре, блазаре и тп. Есть сверхмассивная черная дыра Для десятков объектов разными методами получены оценки массы Самая достоверная черная дыра – Sgr A* «Зародыши» сверхмассивных черных дыр образуются из самых первых массивных звезд, возникающих еще до образования галактик Рост массы черных дыр идет за счет аккреции и слияний в ходе иерархического формирования галактик Возможно, что кроме черных дыр звездных масс и сверхмассивных черных дыр существуют и черные дыры промежуточных масс (УМИ), но тут еще много вопросов