Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Co to są czarne dziury? B. Czerny Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika w Warszawie.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Co to są czarne dziury? B. Czerny Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika w Warszawie."— Zapis prezentacji:

1 Co to są czarne dziury? B. Czerny Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika w Warszawie

2 Ojcowie idei czarnych dziur John Michell ( ) Albert Einstein ( ) Karl Schwarzschild ( ) Roy Kerr (1934-)

3 Podstawy pomysłu, wg Mitchella Michell (1784): Prędkość ucieczki z gwiazdy o masie M i promieniu R E = 0 = ½ v 2 – GM/R v 2 = 2GM/R Teraz rozważamy foton, czyli cząstkę światła. Prędkość światła jest ograniczona i równa c = km/s. Jeżeli v=c to R=2GM/c 2 Czyli jeżeli gwiazda o masie M ma promień mniejszy niż R to światło nie może uciec z takiej gwiazdy. Gwiazda będzie czarna! Dla obiektu o masie Słońca (2 × kg): R = 3 km

4 Podobieństwa i różnice między prostą koncepcją Mitchella i OTW Nierotująca czarna dziura (rozwiązanie Schwarzchilda) R=2GM/c 2 Dokładnie taki sam wynik otrzymał Mitchell! Jednak są też istotne różnice między tymi dwoma obrazami:.

5 Co dokładniej proponuje OTW? Rozważamy punktową masę – źródło pola grawitacyjnego. Masa zakrzywia przestrzeń i modyfikuje upływ czasu. Jesteśmy w zakrzywionej czasoprzestrzeni. ds 2 = (1 – r/R Schw )c 2 dt 2 - 1/(1 – r/R Schw )dr 2 – r 2 (dθ 2 +sin 2 θ dφ 2 ) To jest własnie słynna metryka Schwarzschilda.

6 Radialny ruch fotonu w metryce Schwarzschilda ds = 0 zawsze dla fotonu 0 = (1 – r/R Schw )c 2 dt 2 - 1/(1 – r/R Schw )dr 2 Daleko: cdt = dr czyli dr/dt = c prędkość światła Bliżej czas płynie wolniej a przestrzeń się wyciąga. Tak to wygląda, gdy odnosimy nasz pomiar do spoczywającego obserwatora.

7 Radialny ruch fotonu w metryce Schwarzschilda Odkształcenie przestrzeni;

8 Stożek świetlny w SzTW

9 Radialny ruch fotonu w metryce Schwarzschilda Im blizej horyzontu, tym bardziej pochylony stozek świetlny.

10 Radialny ruch fotonu w metryce Schwarzschilda Pod horyzontem następuje zamiana ról czasu i przestrzeni

11 Czym jest horyzont zdarzeń? -Powierzchnią ograniczającą obszar, skąd zewnętrzny obserwator nie otrzymuje informacji -Nie ma tam nieskończonych przyspieszeń itp., horyzont nie jest dramatycznie odczuwalny dla cząstki przekraczającej -Właściwie nie jest łatwy do określenia w bardziej skomplikowanych warunkach, bo trzeba liczyć tor fotonu nieskończenie długo…

12 Wewnętrzna osobliwość Klasyczna OTW nie opisuje poprawnie samego centrum r = 0 ponieważ tam panuje nieskończenie silne pole grawitacyjne.

13 Rotujące czarne dziury Gdy centralna masa punktowa ma moment pędu, to pojawia się dodatkowo efekt wleczenia przestrzeni w kieunku rotacji. Taka czarna dziura ma: - horyzont zdarzeń - ergosferę

14 Rotujące czarne dziury Z ergosfery można uciec na zewnątrz, ale trzeba się kręcić w kierunku obrotu czarnej dziury

15 Parametry czarnych dziur - Masa M (dowolna, większa od masy Plancka) - Moment pędu w jednostkach bezwymiarowych a (od 0 do 1) - Ładunek elektryczny Rozwiązania z a > 1 formalnie istnieją (nagie osobliwości), ale chyba nie występuja w przyrodzie (cenzura kosmiczna). Rozwiązania z ładunkiem też nie są spodziewane.

16 Efekty kwantowe Ważne kroki: Beckenstein – termodynamika czarnych dziur Hawking – czarne dziury promieniują i parują! Zatem czarna dziura po pewnym czasie znika.

17 Efekty kwantowe Mechanizm parowania: Następuje rozdzielenie wirtualnej pary cząstek; jedna z nich staje się rzeczywistą na koszt energii/masy czarnej dziury

18 Efekty kwantowe Istnienie wyższych wymiarów modyfikuje te przewidywania. Testy w LHC? Ale temperatura czarnej dziury o masie Słońca zawsze będzie bardzo mała, a efekt parowania nieistotny. Opis ilościowy: czarna dziura świeci jako ciało czarne o masie

19 Czy czarne dziury istnieją? Odpowiedź astronoma: oczywiście, że tak! Odpowiedź fizyka teoretyka: nie wiadomo, bo nie widzimy samego horyzontu jako takiego, a horyzont na dodatek nie jest dobrze określony ze względu na parowanie!

20 Gdzie i jak szukać czarnych dziur ? Tam, gdzie nic nie widać – poprzez soczewkowanie grawitacyjne. Ogromna część obserwowanych źródeł rentgenowskich i gamma zawiera czarne dziury! Tam, gdzie jasno! Swiecą w tym wypadku oczywiście nie czarne dziury, a otaczajaca je materia!

21 Obiekty astronomiczne zawierające czarne dziury Istnienie pierwotnych czarnych dziur to interesujący koncept, ale nie potwierdzony obserwacyjnie. Takie czarne dziury mogły tworzyć się na wczesnym etapie Wielkiego Wybuchu. Mogłyby świecić w zakresie promieniowania gamma, ale na razie niczego takiego nie zaobserwowano. 1. Pierwotne czarne dziury

22 Obiekty astronomiczne zawierające czarne dziury 1. Pierwotne czarne dziury – jeszcze nie znalezione 2.Znaczna część rentgenowskich układów podwójnych, błyski gamma: M ~ 10 Ms

23 Rodzaje obiektów zawierających czarne dziury 1. Pierwotne czarne dziury – nie znalezione 2. Znaczna część układów rentgenowskich, błyski gamma: M ~10 Ms 3M ~ 1000 Ms ? Być może niektóre źródła ULX, być może centra gromad kulistych – przedmiot sporny 4Wszystkie nieaktywne i aktywne galaktyki, w tym nasza Mleczna Droga: M ~ Ms NGC 1068

24 Sgr A* - centrum naszej Galaktyki Gwiazdy poruszające się wokół Sgr A* - czarnej dziury tkwiącej w centrum dynamicznym Galaktyki

25 Sgr A* - centrum naszej Galaktyki

26 Badania procesów w bezpośrednim otoczeniu czarnej dziury Najnowsze techniki (VLBI) pozwalają naz zdolność rozdzielczą w najlepszym wypadku rzędu kilkudziesięciu promieni Szwarzschilda, ale to wciąż za mało, aby obrazować tę okolicę. W badaniach musimy nadal opierać się o analizę widma promieniowania, w szczególności badanie zmienności.

27 Przykład: obserwacja radiowa Sgr A* - obraz o rekordowej zdolności rozdzielczej VLBI, 3.5 mm, Shen et al rozmiar obrazu 1 AU odpowiada 12.5 RSchw! Zaleta obserwacji radiowych: doskonała zdolność rozdzielcza, naziemne Wada: emisja typu continuum, trudność pomiaru prędkości

28 Obserwacje astronomiczne

29 Radioteleskop/Toruń ISO SALT/RPA Rossi-XTE Suzaku Chandra XMM-Newton

30 W dodatku nie da się… Zrozumieć tych obserwacji bez jednoczesnego rozwoju teorii Jak może wyglądać akrecja na czarną dziurę ?

31 Proste pomysły czerpiemy z ruchu pojedynczych cząstek … AKRECJA SFERYCZNA AKRECJA DYSKOWA η 0 η 0 η – 0.42 η – 0.42

32 Akrecja dyskowa Promieniowanie optycznie grubego stacjonarnego dysku keplerowskiego wynika z prostych zasad zachowania energii i momentu pędu: Temperatura efektywna jest dana przez: F(r) = 3GMM (1-z(r)) r3r3 F(r) =σT eff 4 ·

33 Zastosowanie modelu do bardzo jasnych kwazarów Widmo kompozytu Francis et al. (1991) wymodelowane przez Koratkar & Blaes (1999) - Dobra zgodność z danymi dla λ >1000 A - nano-kryształy odpowiedzialne za λ < 1000 A ?

34 Mniej jasne kwazary– przykład obiektu PG Szerokopasmowe widmo promieniowania wymagało dodania dodatkowych elementów: dysk standardowy + termiczna korona + emisja nietermiczna (Czerny & Elvis 1987) Sprawy się komplikują … IR opt UV X-ray

35 Prawdopodobna geometria akrecji na czarną dziurę w przypadku umiarkowanej jasności Duże L/L Edd – chłodny dysk akrecyjny Małe L/L Edd – disk odsuwa się (odparowuje), rośnie rola emisji gorącej plazmy Dokładne umiejscowienie gorącej plazmy jest przedmiotem dyskusji

36 Jak blisko horyzontu czarnej dziury podchodzimy w obserwacjach? Kluczowe zagadnienie: Sygnatury procesów atomowych w chłodnym dysku akrecyjnym

37 Formowanie się fluorescencyjnej lini żelaza Kα Linia żelaza tworzy się w wyniku oświatlania chłodniejszego dysku przez promieniowanie rentgenowskie gorącej plazmy; efekt Dopplera

38 Przykład profilu linii K w danych rentgenowskich MCG (XMM, Fabian i in. 2002)

39 Ale emisja rentgenowska jest silnie zmienna Rentgenowska krzywa blasku MCG (Ponti i in. 2004)

40 Modelujemy to jako rozbłyski… Słońce w promieniach X, satelita SOHO

41 i nasz model odtwarza średnie widmo… B. Czerny, R. Goosman, M. Mouchet, A.-M. Dumont, M. Dovciak, V. Karas, A. Rozanska, G. Ponti (2005) Średnie widmo MCG w naszym modelu

42 oraz zmienność procentową w funkcji energii … Model jest zgodny z przyjętym punktem widzenia, że chłodny dysk w tym obiekcie dochodzi do orbity marginalnie stabilnej. MCG jest obiektem o wartości L/LEdd > 0.1.

43 Błyski gamma Błyski długie T90 > 2 s to efekt wybuchu hypernowej – koniec życia masywnej gwiazdy, formowanie się czarnej dziury o masie M ~ 10 Ms. Emisja, którą widzimy (nawet w zakresie gamma) pochodzi z obszarów bardzo odległych od horyzontu czarnej dziury; R emiss ~ cm, i.e RSchw! Zagadka: efekt ekstremalnej prędkości i kolimacji …

44 Podsumowanie Czarne dziury to ważny element astronomii Dokładniejsze badanie wymaga przyszłych instrumentów o jeszcze większej zdolności rozdzielczej Na razie opis OTW wystarcza, ale w przyszłości można będzie testować alternatywne (ogólniejsze) rozwiązania


Pobierz ppt "Co to są czarne dziury? B. Czerny Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika w Warszawie."

Podobne prezentacje


Reklamy Google