Черные дыры: наблюдения Лекция 3: Сверхмассивные черные дыры Сергей ПОПОВ (ГАИШ МГУ) Школа современной астрофизики-2007 Пущино. - презентация

1 Черные дыры: наблюдения Лекция 3: Сверхмассивные черные дыры Сергей ПОПОВ (ГАИШ МГУ) Школа современной астрофизики-2007 Пущино

2 2 План лекции 1. Общие данные по сверхмассивным черным дырам. 2. «Наша достоверная» дыры: Sgr A*. 3. Сверхмассивные черные дыры: от радио до гамма. АЯГ. 4. Определение масс. Обзорные статьи arxiv: Сверхмассивные черные дыры astro-ph/ Ограничения на альтернативы сверхмасс. черным дырам astro-ph/ Сверхмассивные черные дыры в ядрах галактик: прошлые, настоящие и будущие исследования См. также

3 3 Немного истории История начинается в 1960-е гг., когда были отождествлены первые квазары (Шмидт 1963) и высказана гипотеза об аккреции на сверхмассивные черные дыры (Салпитер, Зельдович, Новиков, Линден-Белл).

4 4 Общие сведения Все галактики с заметным балджем должны иметь в центре SMBH. SMBH появляются уже на z порядка 6 и больше Несколько процентов галактик имеют активные ядра Сейчас известны десятки тысяч квазаров и галактик с активными ядрами, можно считать, что все это кандидаты в SMBH. Измеренные массы черных дыр лежат в интервале от 10 6 до масс Солнца. Измерены массы более 30 объектов. Самая достоверная черная дыра – Sgr A*.

5 5 Sgr A* Случай Sgr A* уникален. Благодаря прямым измерениям орбит множества звезд удается получить очень точное значение массы черной дыры. Кроме того, существуют очень жесткие ограничения на размер компактного объекта (что важно с учетом наличия альтернатив). Звезда SO-2 имеет период обращения 15.2 года с полуосью около пк. О тонкостях см. astro-ph/

6 6 Область вокруг Sgr A* (Park et al.; Chandra data) astro-ph/ Результат сложения 11-ти наблюдений на Чандре (590 ksec). Красный кэВ, Зеленый кэВ, Синий 6-8 кэВ. Поле 17 на 17 угловых минут (примерно 40 на 40 парсек).

7 7 Динамика звезд в окрестности Sgr A* (Астрономическая картинка дня A. Eckart & R. Genzel )A. EckartR. Genzel Детально исследована звездная динамика в центральной угловой секунде (astro-ph/ ) Получена оценка массы черной дыры (2-4) 10 6 М 0 Было бы здорово найти радиопульсары вблизи Sgr A* (astro-ph/ ).

8 8 Наблюдения на Integral (Revnivtsev et al.) Проводится регулярный мониторинг области центра Галактики на спутнике Integral. Предполагается, что 350 лет назад Sgr A* был в высоком состоянии. Сейчас до Sgr B2 дошел поток жесткого излучения, испущенный в ту эпоху Sgr A*. Sgr B2 виден сейчас за счет флуоресценции молекулярного водорода. В настоящее время «наша» черная дыра является чрезвычайно неактивным объектом. В прошлом это могло быть не так О наблюдениях центра Галактики на высоких энергиях см. обзор astro-ph/

9 9 Sgr A* и H.E.S.S. (Aharonian et al. 2005)

10 10 Рентгеновские вспышки Sgr A* Вспышки происходят несколько раз в день. Поток возрастает в несколько раз (иногда сильнее). Яркая вспышка 3 октября 2002 году (D. Porquet и др. astro-ph/ ).D. Porquet Длительность 2.7 ксек. Поток возрос в 160 раз эрг/с. Во вспышке 31 августа 2004 года были обнаружены QPO с периодом 22.2 минуты (astro-ph/ ). В рамках простейшей гипотезы это говорит о том, что a=0.22.

11 11 ИК вспышка Sgr A* (Feng Yuan, Eliot Quataert, Ramesh Narayan astro-ph/ )Feng YuanEliot QuataertRamesh Narayan Наблюдения на Keck, VLT. Масштаб переменности – порядка 30 минут. Совпадает с масштабом, наблюдаемым в рентгене. Поток изменяется в разы (2-5). Нетепловой синхротрон?

12 12 Ограничение на размер Sgr A* (astro-ph/ ) По данным VLBI наблюдений удалось поставить очень жесткий верхний предел на размер источника Sgr A*: 1 а.е.

13 13 M31 Возможно, что по данным Chandra и HST удалось обнаружить черную дыру и в центре М31 (astro-ph/ ). Lx = эрг/с

14 14 Активные ядра галактик и квазары Квазары а) радиотихие(выделяют типы 1 и 2 б) радиогромкие в) OVV (Optically Violently Variable)Optically Violently Variable Активные галактики а) сейфертовские галактики (тип 1 и 2) б) радиогалактики в) LINERs г) Лацертиды Радиотихие а) радиотихие квазары, QSO (типы 1 и 2) б) сейферты в) LINERs Радиогромкие а) квазары (quasars) б) радиогалактики в) блазары (лацертиды и OVV) Классификация достаточно путанная

15 15 Спектры квазаров 3C 273

16 16 Спектры лацертид Ghisellini (1998) В рамках единой модели лацертиды (и блазары вцелом) объясняются как объекты, чей джет направлен прямо на нас.

17 17 Активные ядра галактик (блазары) (Sikora et al. astro-ph/ ) МэВные блазары Излом в спектре на 1-30 МэВ EGRET увидел 66 блазаров: 4 6 – FSRGs 1 7 – BL Lacs Многие блазары наблюдались в гамма только во время вспышек. Важен гамма-мониторинг вспышек от блазаров, которые будут открыты на GLAST (>1000).

18 18 Вспышки блазаров (Giommi et al. astro-ph/ ) Поток на 1-30 МэВ эрг/см 2 /c. Переменность на масштабе нескольких дней.

19 19 Единая модель В рамках единой модели свойства различных типов АЯГ объясняются свойствами тора вокруг черной дыры и его ориентацией относительно луча зрения. Antonucci 1993 ARAA 31, 473

20 20 ЕМ и популяционный синтез Рентгеновский фон в основном связан с излучением АЯГ. Вопросы, связанные со свойствами фона привели к появлению расчетов методом популяционного синтеза. Ueda et al. astro-ph/ Franceschini et al. astro-ph/ Ballantyne et al. astro-ph/ Относительная доля ядер, закрытых торами Функция светимости ядер Спектральное распределение энергии Эволюция всех этих параметров Что должно учитываться в модели

21 21 Определение массы черных дыр Соотношение между массой черной дыры и массой балджа (дисперсией скоростей). Движение звезд и мазеров вокруг черной дыры. Кинематика газа Профиль звездной плотности. Реверберационное картирование. См. обзор в astro-ph/ VestergaardVestergaard «Black-Hole Mass Measurements» Кроме того, можно сделать оценку верхнего предела, учитывая, что полная светимость ограничена Эддингтоновским пределом.

22 22 Масса дыры – масса балджа Согласно стандартным представлениям в каждой галактике с достаточно мощным балджем должна находиться сверхмассивная черная дыра. ( M BH ~ M bulge 1.12+/-0.06 (Haering, Rix astro-ph/ )HaeringRix Масса черной дыры составляет примерно от 0.1% до нескольких десятых процента массы балджа.

23 23 Исключения: М33 (Combes astro-ph/ ) Верхний предел на массу центральной черной дыры в М33 на порядок меньше величины, «полагающейся» этой галактике.

24 24 Могут быть иные корреляции (Wu, Han A&A 380, 31-39, 2001) На рисунке показана корреляция абсолютной звездной величины балджа в фильтре V и массы черной дыры, полученной по результатам реверберационного картирования (reverberation mapping). В литературе активно обсуждаются и другие аналогичные корреляции.

25 25 Fundamental plane Корреляция между эффективным размером, поверхностной яркостью и дисперсией скоростей крупных эллиптических галактик. (соотношение Фабер-Джексона) Подставим в верхнее выражение получим

26 26 Мазеры NGC Miyoshi et al. (1995) По движению мазерных источников удалось определить массу, сконцентрированную в области размером около 0.2 пк. Она оказалась равной примерно миллионов солнечных масс. Это самый точный метод определения массы.

27 27 Кинематика газа (Macchetto et al. astro-ph/ ) Для М87 были измерены скорости газа в одной угловой секунде (5 пк). Получена оценка массы M 0. Это одна из самых больших оценок массы для черных дыр.

28 28 Массы по кинематике газа ArXiv: Массы опред. По динамике газа, хорошо совпадают с массами, опред. по реверб. картир.

29 29 Профиль звездной плотности (Combes astro-pg/ )

30 30 Реверберационное картирование ( Подробнее см. arxiv: ) Метод основан на отклике газа на изменение светимости центрального источника, излучающего в континууме. Изначально применялся к новым и сверхновым первого типа. К АЯГ впервые был применен в 1972 г. (Bahcall et al.) Ключевая ранняя работа Blandford, Mckee Определяется задержка между изменениями в кривой блеска в континууме и в линиях. По задержке определяется размер BLR. Требуется мониторинг. безразмерный фактор, зависящий от геометрии BLR и кинематики в BLR скорости облаков в BLR Метод плохо подходит для очень ярких и очень слабых АЯГ.

31 31 Корреляция размер-светимость (Kaspi arxiv: )

32 32 Размер диска – масс черной дыры arXiv: Christopher W. Morgan et al. «The Quasar Accretion Disk Size - Black Hole Mass Relation»

33 33 Альтернативы черным дырам «При всем богатстве выбора другой альтернативы нет» (С) Сверхмассивные черные дыры – это самая консервативная гипотеза. Рассмотрение не экзотических альтернатив (скопление маломассивных звезд, звездных остатков и тп.), а также умеренно экзотических сценариев (экзотические объекты или скопление слабовзаимодействующих частиц при наличии обычных звездных черных дыр) приводит к выводу о том, что для многих хорошо изученных галактик (например, М31, М32) образование черной дыры неизбежно (astro-ph/ ). (Об экзотических альтернативах см. также последнюю лекцию)