银心超大质量黑洞及其多波段观测
This presentation is the property of its rightful owner.
Sponsored Links
1 / 38

银心超大质量黑洞及其多波段观测 PowerPoint PPT Presentation


  • 110 Views
  • Uploaded on
  • Presentation posted in: General

银心超大质量黑洞及其多波段观测. 李璠、吴茂春、于雨. 爱因斯坦广义 相对论( 1915 ). mass - energy. space time geometry. 物质和能量告诉时空如何弯曲,而时空告诉物质如何运动。. 史瓦西 ( Schwarzschild ) 黑洞. Schwarzschild (1873-1916), a German astrophysicist, gave the first rigorous solution (1916) to Einstein's field equations. Event horizon. Singularity.

Download Presentation

银心超大质量黑洞及其多波段观测

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -

Presentation Transcript


3409210

银心超大质量黑洞及其多波段观测

李璠、吴茂春、于雨


3409210

爱因斯坦广义相对论(1915)

mass-energy

space time geometry

  • 物质和能量告诉时空如何弯曲,而时空告诉物质如何运动。


Schwarzschild

史瓦西(Schwarzschild)黑洞

  • Schwarzschild (1873-1916), a German astrophysicist, gave the first rigorous solution (1916) to Einstein's field equations.

Event horizon

Singularity

Photon sphere

Schwarzschild radius rS= 2 G M / c2


3409210

1967 : 黑洞概念的诞生J.A. Wheeler: black holes predicted to result from “continued gravitational collapse of over-compact masses”


R g gm c 2 1 5 km m m r s

黑洞的特征尺度是引力半径(Rg=GM/c2=1.5 km · M/M )是通常提及的黑洞视界半径(Rs)的一半

  • 太阳要缩到6公里直径才能成为一个黑洞

  • 地球若缩到2厘米直径才可能成为一个黑洞

  • 光线的弯曲产生透镜效应

  • 在极靠近黑洞的周围的光线几乎完全被黑洞吞噬


3409210

一般星系中是否都有一个黑洞?


Black holes in galaxy centers

Many galaxies are assumed to have the black holes in their centers.

The black hole masses vary from million to dozens of billion Solar mass.

Because of the small size we cannot observe the black hole itself, but can register the emission of the accretion disk, rotating around the black hole.

Black holes in galaxy centers


3409210

galactic plane

galactic plane

galactic plane

SgrA East

Circumnuclear disk

and Mini-Spiral

SgrA West

人马座 A*

银心

银河系中心之旅


3409210

银心基本结构

多年的观测表明,银心区主要包含6种基本成分:中央暗天体、年轻星团、分子气体尘埃环----CND、电离气体流柱、弥漫热气体以及超新星遗迹。

中央分子带CMZ(Central Molecular Zone)内部除低速成分外还有大量的超新星遗迹(SNR)、射电弧(Arc)、线状体(Threads)、非热丝状体(filaments,NTF)、大质量恒星形成的HII区和分子云复合体


3409210

更小尺度上的银心结构

复合体SgrA :

  SgrAEast

  SgrAWest

核周盘CND

 内有微腔体(Mini-Cavity)和3条微旋臂(Mini-Spiral)

SgrA* 靠近微腔体


3409210

SgrA*的位置的观测

  • 现有两种方法可以确定中央黑洞的准确位置。

  • 一是通过测量很靠近SgrA*的3颗恒星的加速度来确定.这3颗恒星的加速度中心位于离SgrA*0.05″的一个大小为0.03″×0.06″的区域内,它不与任何红外源重合。肖德勒领导的小组用了十年追踪银河系中心名为S2的天体绕Sgr A*运行的轨迹,成功地描绘出S2椭圆形轨迹的2/3。而S2绕轨道运行一周的时间约15年,S2的体积是太阳的7倍,其运行速度必定相当快,才能逃脱被中央黑洞吞噬的命运。

  • 另一种方法是利用超大质量黑洞对背景星的引力透镜效应是确定黑洞位置,这种方法与黑洞质量、R0及恒星分布无关。黑洞位于背景星的两个引力透镜像的连线上,多颗背景星的引力透镜事件就可以确定黑洞的位置。


3409210

50mas

2 light days

Enclosed mass of 4.0x106M⊙

within 40 au (Ghez et al. 2005)


S2 15 56

一颗年轻的大质量恒星(S2)绕转银心需 花时15.56年

S2: young massive star

15x Sun's mass and 7x its

diameter

Orbital parameters for S2

Period: 15.2 yr

Inclination: 46 deg

Eccentricity: 0.87

Semi-major: 0.119 arcsec

(5.5 l-d)

Pericenter: 124 au (17 l-h)

Central mass: 3.7x106M⊙

NTT

Schödel, R. et al. 2002, Nature


3409210

SgrA*: 最佳且最近的超大质量黑洞候选者

  • 质量估计

    Eckart,Genzel对距SgrA*0.03~0.3pc的39颗恒星的自行进行分析,得出0.015pc内的质量至少为2.45×106M⊙,中央暗天体的质量密度必须超过1012 M⊙·pc-3

    Genzel等人分析了银心中央100多颗恒星自行的动力学行为,得出中央喑天体的质量在(2.6~3.3)×106M⊙之间,致密的中央天体的质量密度为4×1012M⊙·pc-3

        Pessah和Melia根据Chandra卫星对SgrA*弥漫X辐射的观测建立了一个模型:超大质量黑洞周围有一个由中子星构成的晕,这个暗晕星团的核半径为0.06pc,它吸积下落的气体产生弥漫的X辐射。据此,得出中央超大质量黑洞的质量上限为2.2×106M⊙。Schodel等人对离黑洞最近的一颗恒星S2进行了为期10年的观测,共观测了约2、3圈轨道,解出它的转动周期为15.2yr,在近心距124AU内的质量为(3.7±1.5)×106M⊙。

        总之,目前银心10pc内的质量分布可以用一个2.6×106M⊙的点质量,加上一个半径为0.34pc、质量密度为3.9×106M⊙·pc-3、密度分布指数为1.8的可见星团很好地拟合。


3409210

银心暗天体的各种模型

  • (1)  致密的尺度(<1AU);

  • (2)  巨大的质量(2.6×106M⊙);

  • (3) 低光度(<2.2×1030J·s-1),高质光比(>400);

  • (4)   SgrA*的微小自行;

  • (5)  SgrA*的非热辐射源的起源;

  • (6)   SgrA*附近恒星的高速运动;

    (7) SgrA*的短时X耀变和射电耀变。


3409210

超大质量暗天体 的几种模型

 (1)单个特大质量黑洞(首选方案 );

 (2)不发光或低光度天体(如超新星遗迹、褐矮星、白矮星、中子星、恒星级黑洞等)组成的星团;

 (3)基本粒子团(非重子物质组成,如重中微子球、玻色子球、费米子球)。


Smbh 3

支持SMBH模型的3方面研究工作和进展

  • 第一项是用VLBI对黑洞阴影成像的方法直接测量黑洞视界的大小

  • 第二项进展是测量中央黑洞的自转,即通过单天线对SgrA*毫米、亚毫米辐射的时变测量来研究黑洞的自转。

  • 第三项进展是研究SgrA*与中央星团的相互作用(微透镜事件和潮汐扰动)。


3409210

SgrA*是否是特大质量的黑洞的疑问

  • Melia和Falcke等人均指出,SgrA*质量下限为1000M⊙,表明它不是个类点源。因此,可以排除SgrA*的中子星模型或双星型。不过,Reid等人还指出,因为SgrA*的质量下限仅仅是从恒星运动获得的引力质量的千分之一,所以还不能得出结论,说银心暗物质的质量都在SgrA*里。如果SgrA*与中央暗天体不是同一个天体,那么它将受到后者的引力势作用。如果它们是同一天体,就必须避免看到SgrA*的运动。这样,要么SgrA*绕中央暗天体运动的轨道极小,要么它的质量分布在极小的范围内极陡地上升,即所谓的α=5的Plummer模型。所以,Reid等人指出,未来的VLBI观测须将SgrA*的运动测量精度达到0.2km·s-1,才能比较肯定地回答SgrA*是否是特大质量的黑洞。


Sgr a 8

银道面

Best Fit

Sgr A*自身在空间运动不到8公里每秒

position residuals of Sgr A* wrt J1745-283

—银道面

---最佳拟合的视运动

intrinsic proper motion (galactic plane)

20 km s-1 (1995 - 97)

 MSgrA*> 103 M⊙

8 km s-1 (1995 - 2000)

 MSgrA*> 4 x 105 M⊙

2 km s-1 ( - 2007)

 MSgrA*> 106 M⊙

MSgrA* > 4 x 105 M⊙(Reid & Brunthaler 2004)


3409210

Thank you !


Light curves of sgr a and star s0 3

light curves of Sgr A* and star S0-3

  • in the NICMOS

  • Sgr A* :flare activity

  • S0-3 : constant


Near ir light curves of sgr a

Near-IR light curves of Sgr A*

  • Flare activity

  • uncorrected for reddening

  • Measurement uncertainties

    0.002 mJy in the 1.60 μm band

    0.005 mJy in the 1.87 and 1.90 μm bands


Light curves of sgr a in three different observing time

Light curves of Sgr A* in three different observing time

  • near-IR flare activity

  • The blue, green, and red points represent the 1.60, 1.87, and 1.90 μm bands,

  • Different sample time similar S/N ratio


Simultaneous x ray submillimeter millimeter and radio emission i

simultaneous X-ray, submillimeter, millimeter and radio emission(I)

  • based on the first epoch of observations

  • using XMM, CSO, BIMA and VLA.


Simultaneous x ray near ir submillimeter and radio emission ii

simultaneous X-ray, near-IR, submillimeter, and radio emission(II)

  • based on the second epoch of observations

  • using XMM, HST, CSO, and VLA


Simultaneous near ir and x ray light curves

simultaneous near-IR and X-ray light curves

  • flares in the second epoch of the observation


Simultaneous near ir and 850 m light curves

simultaneous near-IR and 850μm light curves

  • flares detected in the second epoch of the observing campaign.


3409210

Part IV SgrA*的吸积模型

爱丁顿吸积率上限

引力吸积使物质下落,但下落物质的引力热能会转化为辐射能,辐射压反过来对下落的物质产生推力.因而就使吸积率不能无限制地增加而有一个上限.这就是爱丁顿光度上限,光度超过这一极限,被吸积的物质将不再下落。再设辐射的能量完全由吸积物质的引力热能转化而来,可知吸积率dM/dt也有一个上限,就是,大约10-8个太阳质量/年。


3409210

目前主要有四种黑洞吸积盘模型

SLE : (Shapiro-Lightman-Eardley)盘是不稳定的

Slim :薄盘

Shakura-Sunyaev盘(SSD)

ADAF: (advection-dominatedaccretionflow)平流主导吸积

.SSD和ADAF看来分别适用于吸积流中离黑洞较远和较近的区域,故二者的结合即ADAF+SSD模型有望对黑洞吸积流作出较为完整的描述,但是这个结合模型也还有不少未解决的问题.


3409210

Narayan等人提出了平流占主导的吸积流模型(ADAF模型),这种吸积模型的辐射效率很低,可以自然地解释SgrA*的低光度现象,SgrA*的大部分能量不是被辐射掉而是以粘滞耗散的形式储存在吸积流里。

射电辐射来自最内层盘区的同步辐射,而X辐射来自103~104Rs区域内的自由电子的轫致辐射。


3409210

Franceschinietal.(1998)发现黑洞质量与核心射电流量或总的射电流量之间有很强的相关性:P∝M2.5。根据平流主导的吸积流理论,在低吸积率情况下,若粘滞产生的热能无法通过库仑碰撞迅速从离子传递给电子,那么离子温度就很高,接近于维里温度,而电子温度很低。离子的绝大部分能量不会辐射出来,而是流入黑洞。


3409210

ADAF参与辐射的是电子,而电子的温度(Te<10-10K)远远小于热的质子.大部分吸积物质的引力热能被热质子在平流过程中耗散,导致其辐射能量低。在ADAF中,总压强由气压体(Pg)和磁压(Pm)组成,两者大致相等。在光学薄情况下,电子的同步加速辐射产生的光子是自吸收的瑞里-金斯黑体谱L∝ν2R2。再根据球对称的Bondi吸积模型,和由Faber-Jackson关系(cs∝M1/4)最后推出的射电流量与黑洞质量的关系是L∝ν2/5M2.2,和Franceschinietal的结果符合得很好


3409210

但是ADAF模型不能解释射电暴和X耀,它把射电辐射高估了1个量级,得到的X谱也太硬(1.4)。Falcke等人提出,SgrA*的射电辐射来自喷流,而不是来自于盘,亚毫米过剩是喷流的加速区----喷口处产生的,其余低频辐射来自喷流的其它部分,喷口的尺度约为10Rs。该模型极好地解释了SgrA*的射电谱,但是没有考虑它的X辐射


3409210

银河系中心的Sgr A*是非常暗弱的,低效的吸积体,而ADAF模型可以解释低光度活动星系核的观测特征。因此ADAF很好地解释了银河系超大质量黑洞的光度不足问题。


  • Login