Черные дыры: наблюденияЛекция 4: Слияния черных дыр презентация

Пущино

сверхмассивных черных дыр
Слияния черных дыр в тесных двойных

Обзоры
astro-ph/0701394 Образование и ранняя эволюция массивных черных дыр
astro-ph/0403225 Образование и эволюция первых массивных черных дыр
astro-ph/0609741 Слияния сверхмассивных черных дыр и образование космологической структуры

отдельных «строительных блоков» достигли высокого уровня согласованности (arxiv:0706.1270).

LCDM
21x21 (Mpc/h)3 35x35 (Mpc/h)3

В процессе роста структуры происходят многократные слияния отдельных «блоков», в каждом из которых может быть черная дыра.

Образовавшаяся дыра постепенно за счет динамического трения оседает к центру
структуры.

Формирование крупных галактик завершается примерно на z=2, после чего не происходит их слияний со сравнимыми по размеру образованиями, только поглощение мелких спутников.

–
охлаждение не эффективно.

Критическая линия соответствует
равенству времени охлаждения и
времени динамической эволюции
минигало
(время свободного падения).

Именно эта линия и разделяет
те гало,
которые останутся темными, и те,
в которых загорятся звезды.

В каждом гало формируется очень
небольшое число звезд.

z>15 в минигало с M> 5 105 MO.

Эти дыры дают первые миниквазары, вносящие вклад в ионизацию на z порядка 10-12 .

Такая низкая масса минигало объясняется влиянием молекулярного водорода
(Tegmark et al. 1997).

Первые звезды с массами от 40 до 140 солнечных и >260 солнечных порождают черные дыры. Масса черной дыры >0.5 массы звезды.

соответствует z=17.

Размер 50 кпк.

Звезды образуются
на пересечении волокон
(яркие точки).

смещениях порядка 7 уже есть черные дыры с массой более
109 солнечных масс. Это соответствует времени менее 109 лет.

Необходимо обеспечить наличие зародышевых черных дыр на z>15 и возможность их быстрого роста (темп аккреции может ограничиваться эддингтоновским пределом).

масс гало на разных z, которые слившись к z0=0.8 дадут галактику типа нашей 1012 масс Солнца
(сплошные кривые) или 2 1011 на z0=3.5 (штриховые).

достигается Эддингтоновская светимость, рост замедляется.

Время Салпитера –
время удвоения массы

Для роста массы важны
и аккреция, и слияния

Сейчас SMBH в гигантских эллиптических галактиках аккрецируют только за счет слияний со спутниками.

галактик, чем у дисковых. Было высказано предположение, что это может быть связано с более быстрым вращением черных дыр в эллиптических галактиках.

Недавние расчеты (см. рис.) показали, что это так, что связано с тем, что рост масс черных дыр в эллиптических галактиках связан с более мощными эпизодами аккреции.

АЯГ с малой светимостью эволюция числа менее выражена, но все равно заметна.

Для светимостей 1042-1043 максимум лежит на z~0.5-0.7,
для 1045-1046 – на z~2.

в центре скопления C0337-2522.

Слева - наблюдаемое сегодня
начальное состояние системы
(одинаковое для обеих моделей).

Справа - конечные состояния
системы к настоящему
моменту времени.

Верхний и нижний варианты расчета отличаются описанием частиц DM.
Верхний – более реалистичный.
Важно динамическое трение.

на 600 кпк (и 600 кпк вглубь).

В «кубе» около
110 миллионов частиц.

Другие расчеты дают меньшее число спутников,
но проблема есть.

моментом гравволны уносят и линейный момент.
Соответственно, объект, сформировавшийся в результате слияния, получает импульс.
Первую оценку для случая сливающихся двойных получил в 1983 г. Фитчетт:

В последнее время к данному вопросу проснулся интерес в связи с расчетами эволюции черных дыр в рамках иерархической модели.
Постоянно появляются работы, в которых авторы уточняют данную формулу.

Одной из первых работ в «новой волне» стала статья Favata et al.

f(q)=q2(1-q)/(1+q)5, fmax=0.38

из неглубокого потенциала или существенно «раскачать» центральную SMBH.

черных дыр до слияния.

зарегистрированных Чандрой и XMM,
по красному смещению.

Верняя гистограмма - все источники из
общей выборки Чандры и ХММ-Ньютон.
Красная заштрихованная область –
оптически отождествленные источники.
Сплошная кривая –
результаты моделирования.

"Завал" на больших смещениях реален.

растет с уменьшением z.

могут объясняться наличием второй черной дыры.

Солнца

Расстояние между дырами 7.3 пк.

двух компактных объектов, хотя бы один из которых является черной дырой.
Обнаружить систему из двух черных дыр крайне сложно, но расчеты эволюции двойных показывают, что это достаточно естественный результат эволюции массивных двойных звезд.

Могут существовать системы черная дыры + нейтронная звезда.

Расчеты показывают, что одна система черная дыра + радиопульсар должна встречаться раз на несколько тысяч пульсаров.

С одной стороны, системы с черными дырами сливаются реже, чем системы из двух нейтронных звезд. Но за счет больше массы сливающиеся системы с черными дырами можно наблюдать с большего расстояния. Т.о., первыми источниками гравволн могут стать именно системы с черными дырами.
(см., например, Lipunov et al. 1996 http://xray.sai.msu.ru/~mystery/articles/review/)

Эффективный метод поиска звона черных дыр

Авторами данной статьи построено семейство шаблонов –
теоретических профилей сигналов –
для эффективного поиска "звона" черных дыр.

чувствительности своих первых очередей.

VIRGO, которые должны видеть слияния компактных объектов звездных масс, LISA будет «видеть» сверхмассивные черные дыры.

на красных смещения z>15 в минигало темной материи массой около 106 МО.
Гало (и черные дыры в них) сливаются друг с другом в процессе иерархического скучивания.
Рост масс черных дыр обеспечивается аккрецией и слияниями
Уже на z>6 существуют дыры с массой 109 МО.
При слияниях существенен эффект гравитационно-волновой ракеты. Он особенно важен при первых слияниях, когда дыры сидят в неглубоком потенциале
Наблюдения гравитационно-волнового сигнала от слияний черных дыр возможны как для звездных масс (LIGO, VIRGO), так и для SMBH (LISA).