Astrofizyka czarnych dziur

Czarne dziury na niebie
Bożena Czerny
Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika
Ojcowie teorii czarnych dziur
John
Michell
(17241793) Albert Einstein Karl
(1879-1955)
Schwarzschild
(1873-1916)
Roy
Kerr
(1934-)
Co to są czarne dziury?
Michell (1784):
Prędkość ucieczki z gwiazdy o masie M i promieniu R
E = 0 = ½ v2 – GM/R
v2 = 2GM/R
A jeśli rozważyć cząstkę światła? Światło ma skończoną
prędkość c = 300 000 km/s.
Jeśli v=c
to
R=2GM/c2
Jeśli gwiazda o masie M ma promień mniejszy niż R to światło z
tej gwiazdy nie ucieknie. Gwiazda będzie czarną dziurą!
Dla gwiazdy o masie Słońca:
R = 3 km
A w Ogólnej Teorii Względności
Nierotująca czarna dziura
(rozwiązanie Schwarzchilda)
R=2GM/c2
Dokładnie ten sam wzór co
otrzymany przez Mitchella!
Są jednak pewne głębsze
różnice w interpretacji:
Sukcesy ogólnej teorii
względności
1 Ewolucja układów podwójnych w wyniku
emisji fal grawitacyjnych
(a) układy z białym karłem
(b) układy z gwiazdami neutronowymi
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
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)
Gdzie na niebie znajdujemy
czarne dziury?
Tam, gdzie czarno – zjawisko
soczewkowania grawitacyjnego
 Tam, gdzie jasno!

Znaczna część kosmicznych źródeł
promieniowania rentgenowskiego
zawiera czarne dziury.
Rodzaje obiektów
zawierających czarne dziury
1 Niektóre rentgenowskie układy podwójne, błyski gamma:
M ~10 Ms
Rodzaje obiektów
zawierających czarne dziury
1 Niektóre rentgenowskie układy podwójne, błyski gamma:
M ~10 Ms
2 Ultrajasne źródła rentgenowskie położone niecentralnie
w pobliskich galaktykach (w tym niektóre źródła w
gromadach kulistych): M ~ 1000 Ms ?
3 Większość (wszystkie ?) galaktyk nieaktywnych (w tym
nasza Galaktyka): M ~106 - 109 Ms
Centrum Mlecznej Drogi – ruch
gwiazd wokół czarnej dziury
Centrum Mlecznej Drogi –
świecenie okolic czarnej dziury
Belanger i in. 2005 (Chandra)
Rodzaje obiektów
zawierających czarne dziury
1 Niektóre rentgenowskie układy podwójne, błyski gamma:
M ~10 Ms
2 Ultrajasne źródła rentgenowskie położone niecentralnie
w pobliskich galaktykach (w tym niektóre źródła w
gromadach kulistych): M ~ 1000 Ms ?
3 Większość (wszystkie ?) galaktyk nieaktywnych (w tym
nasza Galaktyka): M ~106 - 109 Ms
4 Galaktyki aktywne (w tym kwazary): M ~106-1010 Ms
Galaktyki aktywne – np.
kwazary
Radio
Optyka
X
Przestrzenna zdolność
rozdzielcza obserwacji
Typowe osiągane optyczne zdolności rozdzielcze:
Typ
Masa[Ms]
Odległość
1”[RSchw]
Obiekty galakt.
10
30 tys. lat
3x1011
Droga Mleczna
3 x106
30 tys. lat
106
109
Galaktyki Seyferta
107
100 mln. lat
Kwazary
109
3 mld. lat
2x109
Specjalne techniki (VLBI, optyka adaptatywna) 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.
Źródła trudności:
Badanie świecenia materii
opadającej na czarne dziury jest
trudniejsze niż badanie świecenia
gwiazd, ponieważ:
• Gwiazda ma prosty kształt kuli,
dysk wokół czarnej dziury jest
widziany inaczej w zależności od
kąta widzenia
• Gwiazda ma jedną konkretną
temperaturę, dysk ma wiele,
przypomina najbardziej
„przekrojoną” gwiazdę – inne
warunki są blisko czarnej dziury,
inne z dala od niej
Źródła trudności:
Obserwacje
trzeba
prowadzić w
szerokim
zakresie
widmowym!
(Czerny & Elvis 1987)
opt
UV
IR
X
Obserwacje
astronomiczne
Obserwatoria astronomiczne
Radioteleskop/Toruń
Suzaku
ISO
Chandra
SALT/RPA
Rossi-XTE
XMM-Newton
Geometria przepływu
akrecyjnego
wypływ
Rozbłyski
magnetyczne –
nietermiczna plazma
Gorąca
plazma
Chłodny dysk akrecyjny
termiczna
Duże tempa akrecji–
dysk przybliża się do
czarnej dziury, widma
promieniowania
zdominowane przez
emisję dyskową
Małe tempa akrecji –
dysk odsuwa się
(odparowuje), widma
zdominowane przez
emisję optycznie
cienkiej plazmy
Czego nie wiemy?
• Nie znamy dokładnej geometrii gorącej materii
• Nie rozumiemy dobrze mechanizmów wypływu
materii z okolic czarnej dziury (dżety, wiatry)
• Nie znamy mechanizmów formowania
masywnych czarnych dziur
• Czy OTW jest na pewno dobrą teorią?
Metodologia
1. Planowanie i opracowywanie obserwacji
2. Przygotowywanie modeli
Oboma aspektami zajmujemy się w CAMK
Przykład:
Zagadnienie: modelowanie amplitudy zmienności
galaktyki MCG -6-30-15 w zależności od energii
Zespół: B. Czerny, A. Różańska (CAMK),
S. Collin, A.-M. Dumont (Paryż),
V. Karas, M. Dovciak, R. Goosmann (Praga),
G. Ponti (Bologna)
1.Procesy atomowe w
częściowo
zjonizowanej plazmie
•Tdysk ~ 105 K (AGN)
~ 107 K (GBH)
•Przejścia atomowe w wewnętrznych powłokach atomów
•są widoczne w zakresie rentgenowskim
Absorpcja
emisja linii
2.Co się dzieje z linią żelaza K?
Spodziewany profil linii
żelaza w obserwacjach
rentgenowskich
Energia [keV]
3. Zmienność akrecji na
czarne dziury…
Krzywa blasku MCG -6-15-30 (Ponti i in. 2004)
3 …którą modelujemy na
podobieństwo korony
słonecznej
Obraz Słońca w
promieniach X
widziany przez
satelitę SOHO
Stochastycznie generujemy
liczne rozbłyski ponad
dyskiem, które oświetlają
powierzchnię dysku. Dysk
(keplerowski) rotuje.
Z naszego modelu wynika …
(a) Średnie widmo w okolicy linii
żelaza K
Poszerzona relatywistycznie linia Kα żelaza w
galaktyce Seyferta typu 1, MCG-6-30-15
(XMM, Fabian i in. 2002)
(b) Nasze wyniki obserwacyjne i
modelowe dla zmienności
Wynik dla skali czasowej Tobs=6148 s.
Podobnych projektów wykonuje
się wiele…
• wybierając inne dane obserwacyjne
• wybierając inne aktywne galaktyki
• wybierając inne informacje zawarte w danych
obserwacyjnych
• prowadząc badania statystyczne
Nadzieje i problemy:
O istnieniu i naturze
czarnych dziur
najpewniej
wnioskujemy na
podstawie badania
dynamiki materii w
odległości rzędu kilku
RSchw od centrum
grawitacyjnego.
Trochę problemów z
1. modelowaniem linii
żelaza, ale wina może
być raczej po stronie
niedostatecznej precyzji
opisu
2. z modelowaniem dżetów,
ale modele dość słabo
zaawansowane
Czy zatem to, co widzimy,
to czarne dziury otoczone
akreującą materią?
Czy oprócz OTW
potrzeba nam nowej
fizyki?
William of Ockham
(1285-1349)
WĄTPLIWOŚCI ROZSTRZYGAMY NA
KORZYŚĆ OTW (jak na razie…)