astro-ph/0512194

Черные дыры: наблюдения
Лекция 3:
Сверхмассивные черные дыры
Сергей ПОПОВ
(ГАИШ МГУ)
Школа современной астрофизики-2007
Пущино
План лекции
1.
2.
3.
4.
Общие данные по сверхмассивным черным дырам.
«Наша достоверная» дыры: Sgr A*.
Сверхмассивные черные дыры: от радио до гамма. АЯГ.
Определение масс.
Обзорные статьи
• arxiv:0705.1537 Сверхмассивные черные дыры
• astro-ph/0512194 Ограничения на альтернативы сверхмасс. черным дырам
• astro-ph/0411247 Сверхмассивные черные дыры в ядрах галактик:
прошлые, настоящие и будущие исследования
См. также http://qso.lanl.gov/meetings/meet2006/participate.html
2
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).
3
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 106 до 1010 масс Солнца.
• Измерены массы более 30 объектов.
• Самая достоверная черная дыра – Sgr A*.
4
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 0.005 пк.
О тонкостях см. astro-ph/0309716
5
Область вокруг Sgr A*
Результат сложения 11-ти наблюдений
на Чандре (590 ksec).
Красный 1.5-4.5 кэВ,
Зеленый 4.5-6 кэВ,
Синий 6-8 кэВ.
Поле 17 на 17 угловых минут
(примерно 40 на 40 парсек).
(Park et al.; Chandra data)
astro-ph/0311460
6
Динамика звезд в окрестности Sgr A*
Детально исследована
звездная динамика в
центральной угловой секунде
(astro-ph/0306214)
Получена оценка массы
черной дыры (2-4) 106 М0
Было бы здорово найти
радиопульсары вблизи
Sgr A* (astro-ph/0309744).
(Астрономическая картинка дня A. Eckart & R. Genzel )
7
Наблюдения на Integral
В настоящее время «наша» черная дыра
является чрезвычайно неактивным объектом.
В прошлом это могло быть не так
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.
(Revnivtsev et al.)
Проводится регулярный
мониторинг области
центра Галактики на
спутнике Integral.
О наблюдениях центра Галактики на
высоких энергиях см. обзор astro-ph/0511221.
8
Sgr A* и H.E.S.S.
(Aharonian et al. 2005)
9
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/0307110).
Длительность 2.7 ксек.
Поток возрос в 160 раз. 3.6 1035 эрг/с.
Во вспышке 31 августа 2004 года
были обнаружены QPO с периодом
22.2 минуты (astro-ph/0604337).
В рамках простейшей гипотезы это
говорит о том, что a=0.22.
10
ИК вспышка Sgr A*
Наблюдения на Keck, VLT.
Масштаб переменности –
порядка 30 минут.
Совпадает с масштабом,
наблюдаемым в рентгене.
Поток изменяется в разы (2-5).
Нетепловой синхротрон?
(Feng Yuan, Eliot Quataert, Ramesh Narayan astro-ph/0401429)
11
Ограничение на размер Sgr A*
По данным VLBI наблюдений удалось поставить очень жесткий
верхний предел на размер источника Sgr A*: 1 а.е.
(astro-ph/0512515)
12
M31
Возможно, что по данным
Chandra и HST
удалось обнаружить
черную дыру
и в центре М31
(astro-ph/0412350).
Lx = 3 1035 эрг/с
13
Активные ядра галактик и квазары
Классификация достаточно путанная
• Квазары
а) радиотихие(выделяют типы 1 и 2
б) радиогромкие
в) OVV (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)
14
Спектры квазаров
3C 273
15
Спектры лацертид
Ghisellini (1998)
В рамках единой модели
лацертиды (и блазары вцелом)
объясняются как объекты,
чей джет направлен прямо на нас.
16
Активные ядра галактик (блазары)
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).
МэВные блазары
Излом в спектре на 1-30 МэВ
(Sikora et al. astro-ph/0205527)
17
Вспышки блазаров
Поток на 1-30 МэВ
10-10 эрг/см2/c.
Переменность на масштабе
нескольких дней.
(Giommi et al. astro-ph/0606319)
18
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
19
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/0308140
Franceschini et al. astro-ph/0205529
Ballantyne et al. astro-ph/0609002
Что должно учитываться в модели
• Относительная доля ядер, закрытых торами
• Функция светимости ядер
• Спектральное распределение энергии
• Эволюция всех этих параметров
20
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.
Кроме того, можно сделать оценку верхнего предела, учитывая,
что полная светимость ограничена Эддингтоновским пределом.
См. обзор в astro-ph/0401436 Vestergaard
«Black-Hole Mass Measurements»
21
Масса дыры – масса балджа
Согласно стандартным представлениям в каждой галактике с достаточно
мощным балджем должна находиться сверхмассивная черная дыра.
MBH ~ Mbulge 1.12+/-0.06
(Haering, Rix astro-ph/0402376)
Масса черной дыры составляет
примерно от 0.1% до нескольких
десятых процента массы балджа.
(www.mpia.de)
22
Исключения: М33
Верхний предел на массу
центральной черной дыры в М33
на порядок меньше величины,
«полагающейся» этой галактике.
(Combes astro-ph/0505463)
23
Могут быть иные корреляции
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.
(Wu, Han A&A 380, 31-39, 2001)
24
Fundamental plane
Корреляция между эффективным размером, поверхностной яркостью и
дисперсией скоростей крупных эллиптических галактик.
Подставим в
верхнее выражение
получим
(соотношение Фабер-Джексона)
25
Мазеры
По движению мазерных источников
удалось определить массу,
сконцентрированную в области размером
около 0.2 пк.
Она оказалась равной примерно
35-40 миллионов солнечных масс.
Это самый точный метод определения массы.
NGC 4258. Miyoshi et al. (1995)
26
Кинематика газа
Для М87 были измерены
скорости газа
в одной угловой секунде (5 пк).
Получена оценка массы 3 109 M0.
Это одна из самых больших
оценок массы для черных дыр.
(Macchetto et al. astro-ph/9706252)
27
Массы по кинематике газа
Массы опред. По
динамике газа,
хорошо совпадают
с массами, опред.
по реверб. картир.
ArXiv: 0707.0611
28
Профиль звездной плотности
(Combes astro-pg/0505463)
29
Реверберационное картирование
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 1982.
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.
( Подробнее см. arxiv:0705.1722)
30
Корреляция размер-светимость
(Kaspi arxiv:0705.1722)
31
Размер диска – масс черной дыры
arXiv:0707.0305 Christopher W. Morgan et al.
«The Quasar Accretion Disk Size - Black Hole Mass Relation»
32
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/0512194).
(Об экзотических альтернативах см. также последнюю лекцию)
33