Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

PAU marzec 2005 1 Czarne dziury w astronomii B. Czerny Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika, Warszawa.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "PAU marzec 2005 1 Czarne dziury w astronomii B. Czerny Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika, Warszawa."— Zapis prezentacji:

1 PAU marzec 2005 1 Czarne dziury w astronomii B. Czerny Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika, Warszawa

2 PAU marzec 2005 2 Ojcowie teorii czarnych dziur Albert Einstein (1879-1955) Karl Schwarzschild (1873-1916) Roy Kerr (1934-) John Michell (1724-1793)

3 PAU marzec 2005 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 PAU marzec 2005 4 Podejście: jeśli coś wygląda jak czarna dziura... William of Ockham (1285-1349) Ze strony www Petera Kinga

5 PAU marzec 2005 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 ~ 10 6 - 10 9 Ms 4 Galaktyki aktywne (w tym kwazary): MBH ~ 10 6 -10 10 Ms

6 PAU marzec 2005 6 Skąd wiadomo, że są tam czarne dziury? E = 0 = ½ v 2 – GM/R; jeśli v=c to R=2GM/c 2 (Michell 1784) W OTW: R Schw = 2GM/c 2 (rozw. Schwarzschilda) O istnieniu czarnych dziur najpewniej wnioskujemy na podstawie badania dynamiki materii w odległości rzędu kilku R Schw od centrum grawitacyjnego. B. Paczyński w Princeton

7 PAU marzec 2005 7 Przestrzenna zdolność rozdzielcza obserwacji Typowe osiągane zdolności rozdzielcze: Typ Masa Odległość 1[cm] 1[R Schw ] GBH 10 10 kpc 10 17 3x10 11 Milky Way 2.6x10 6 10 kpc 10 17 10 6 MBH 10 7 50 Mpc 5x10 20 10 9 MBH 10 9 1 Gpc 10 22 2x10 9 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 PAU marzec 2005 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 PAU marzec 2005 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 Temperatura efektywna dysku jest z kolei dana jako F(r) = 3GMM (1-z(r)) r3r3 F(r) =σT eff 4 ·

10 PAU marzec 2005 10 Model widma kwazara PG1211+143 Pierwszy fizyczny model widma promieniowania kwazara odtwarzający szerokopasmowe obserwacje (Czerny & Elvis 1987, 225 cytowań)

11 PAU marzec 2005 11 Geometria przepływu akrecyjnego Duże L/L Edd – dysk przybliża się do czarnej dziury, widma zdominowane przez emisję dyskową Małe L/L Edd – dysk odsuwa się (odparowuje), widma zdominowane przez emisję optycznie cienkiej plazmy

12 PAU marzec 2005 12 Emisja optycznie cienkiej, całkowicie zjonizowanej plazmy Odwrotny efekt Comptona promieniowanie hamowania promieniowanie synchrotronowe

13 PAU marzec 2005 13 Dodatkowe procesy atomowe w częściowo zjonizowanej plazmie Przejścia atomowe w wewnętrznych powłokach atomów Widoczne w zakresie rentgenowskim Absorpcja emisja linii T dysk ~ 10 5 K (AGN) ~ 10 7 K (GBH)

14 PAU marzec 2005 14 Obserwacje astronomiczne

15 PAU marzec 2005 15 Najnowsze satelity rentgenowskie ASCA Compton-GRO Rossi-XTE Constellation-X Chandra XMM-Newton

16 PAU marzec 2005 16 Co się dzieje z linią żelaza K ?

17 PAU marzec 2005 17 Co się dzieje z linią żelaza K ? Spodziewany profil linii żelaza w obserwacjach rentgenowskich

18 PAU marzec 2005 18 Pierwsza detekcja K Poszerzona relatywistycznie linia K α żelaza w galaktyce Seyferta typu 1, MCG-6-30-15 (ASCA, Tanaka i in. 1995)

19 PAU marzec 2005 19 Nowsze obserwacje K Poszerzona relatywistycznie linia K α żelaza w galaktyce Seyferta typu 1, MCG-6-30-15 (XMM, Fabian i in. 2002)

20 PAU marzec 2005 20 Linie emisyjne w miękkich X Pierwsze, godne zaufania odkrycie szerokich linii emisyjnych innych niż Ka (galaktyka Ton S180, Różańska i in. 2004) 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

21 PAU marzec 2005 21 Reprocesowanie promieniowania optycznie 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 PAU marzec 2005 22 Zmienność akrecji na czarne dziury Krzywa blasku MCG -6-15-30 (Ponti i in. 2004)

23 PAU marzec 2005 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 PAU marzec 2005 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 PAU marzec 2005 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 PAU marzec 2005 26 Liczne rozbłyski: wyniki (rms) Przykladowe wyniki dla skal Tobs=1000 s, pp (po lewej) i Tobs=6148 s, zwykla zmienność, dla tych samych rozkladów flar. Parametry pokazanego modelu: a = 0.95, i =30 deg, M = 10 7 Ms T fl = 2e5 (r/18) 3/2 [s] F fl ~ r -3 [s] Rozklad jednorodny

27 PAU marzec 2005 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 PAU marzec 2005 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…)


Pobierz ppt "PAU marzec 2005 1 Czarne dziury w astronomii B. Czerny Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika, Warszawa."

Podobne prezentacje


Reklamy Google