- Главная
- Разное
- Дизайн
- Бизнес и предпринимательство
- Аналитика
- Образование
- Развлечения
- Красота и здоровье
- Финансы
- Государство
- Путешествия
- Спорт
- Недвижимость
- Армия
- Графика
- Культурология
- Еда и кулинария
- Лингвистика
- Английский язык
- Астрономия
- Алгебра
- Биология
- География
- Детские презентации
- Информатика
- История
- Литература
- Маркетинг
- Математика
- Медицина
- Менеджмент
- Музыка
- МХК
- Немецкий язык
- ОБЖ
- Обществознание
- Окружающий мир
- Педагогика
- Русский язык
- Технология
- Физика
- Философия
- Химия
- Шаблоны, картинки для презентаций
- Экология
- Экономика
- Юриспруденция
Сверхмассивные черные дыры презентация
Содержание
- 1. Сверхмассивные черные дыры
- 2. Черные дыры разных масс и их
- 3. Немного истории ... История начинается в 60-е
- 4. Самая достоверная ЧД – Sgr A* Звездные орбиты с 1992 по 2007
- 5. ... И она становится все более достоверной
- 6. Sgr A* Случай Sgr A* уникален. Благодаря
- 7. Звездная динамика вокруг Sgr A* (APOD A.
- 8. Область вокруг Sgr A* Результат суммирования
- 9. Наблюдения на спутнике Integral (Ревнивцев и др.)
- 10. Sgr A* и H.E.S.S. Пока, к сожалению,
- 11. Рентгеновские вспышки Sgr A* Sgr A* демонстрирует
- 12. Инфракрасная вспышка Sgr A* Наблюдения на
- 13. Ограничения на размер Sgr A* Используя VLBI,
- 14. Определение масс сверхмассивных черных дыр Соотношение
- 15. Соотношение между массой черной дыры и балджа
- 16. Исключение: М33 Верхний предел на массу черной
- 17. Мазеры NGC 4258. Miyoshi et al. (1995)
- 18. Кинематика газа Для М87 скорости газа измерены
- 19. Реверберационное картирование Метод основан на измерении отклика
- 20. Размер диска – масса дыры Размер диска определяется по микро- линзированию.
- 21. Рост структуры во вселенной Сегодня стандартной моделью
- 22. Крупномасштабная структура (Kravtsov et al.)
- 23. Крупномасштабная структура
- 24. Образование скоплений галактик
- 25. Рост скопления галактик
- 26. Минигало и первые звезды Светлые символы –
- 27. Первые звезды Картинка для z=17.
- 28. Взаимодействие гал-к
- 29. Взаимодействующие галактики (Hibbard, Barnes)
- 30. Гравитационно-волновая ракета Скорость достаточно велика, чтобы «убежать»
- 31. Двойные сверхмассивные черные дыры Галактика 0402+379
- 32. Примеры двойных дыр 3С75 Abell 400
- 33. Слияние нейтронных звезд (Stephan Rosswog, visualisation: R. West)
- 34. Слияние галактик с черными дырами
- 35. Последние орбиты черных дыр Важно уметь
- 36. Регистрация гравволн LIGO Детекторы LIGO и VIRGO
- 37. LISA Проект почти окончательно одобрен, хотя ….
- 38. Активные ядра галактик и квазары Квазары
- 39. Единая модель В рамках единой модели свойства
- 40. Блазары Если джет направлен прямо на нас, то мы видим блазар.
- 41. Далекие и близкие джеты 3C273 GB1508+5714 z=4.30
- 42. Приливное разрушение звезд сверхмассивными черными дырами
- 43. Вспышка в NGC 5905 По всей видимости,
- 44. Squeezars Даже, если звезда не разрушается приливными
- 45. Структура диска из наблюдений микролинзирования Используя данные
- 46. Наблюдения дисков на VLTI На телескопе VLTI
- 47. Диски вокруг черных дыр: взгляд со стороны
- 48. Мечты о прямых изображениях Проект MAXIM http://beyondeinstein.nasa.gov/press/images/maxim/
- 50. Флуоресцентные линии Линия железа Кα по
- 51. Линии и вращение ЧД Данные XMM-Newton То,
- 52. Ультрамощные источники Ультрамощными (УМИ) называют рентгеновские источники,
- 53. УМИ в NGC 4490 и 4485 Шесть отмеченных источников являются ультрамощными.
- 54. УМИ в галактиках рахных типов NGC
- 55. УМИ в галактиках разных типов NGC 2681
- 56. Источник X-1 в М82 Источник M82 X-1
- 57. М82, скопления и УМИ ЧД промежуточных масс
- 58. Подведем итоги Считается, что сверхмассивные черные
Черные дыры разных масс
и их джеты АЯГ: MBH=108-109 M0 L
Слайд 2Черные дыры разных масс
и их джеты
АЯГ: MBH=108-109 M0
L<~LEdd~1042-1047 эрг/с
< несколько Мпк
ТДС: MBH~10 M0
L<~LEdd~1037-1040 эрг/с
~ пк
< несколько Мпк
ТДС: MBH~10 M0
L<~LEdd~1037-1040 эрг/с
~ пк
Слайд 3Немного истории ...
История начинается в 60-е гг.,
когда были идентифицированы квазары
(Шмидт 1963).
Немедленно была высказана гипотеза
об аккреции вещества сверхмассивными черными дырами.
(Солпитер, Зельдович, Новиков, Линден-Белл)
Немедленно была высказана гипотеза
об аккреции вещества сверхмассивными черными дырами.
(Солпитер, Зельдович, Новиков, Линден-Белл)
Слайд 5... И она становится все более достоверной
Наблюдения продолжаются,
и растет число
звезд
с известными орбитами.
Слайд 6Sgr A*
Случай Sgr A* уникален.
Благодаря прямым измерениям
нескольких звездных орбит
стало возможным точно
определить
массу центрального объекта.
Кроме того, есть жесткий предел на размер центрального объекта, что важно для обсуждения альтернатив.
Звезда SO-2 имеет орбитальный период 15.2 лет и большую полуось примерно 0.005 пк.
Кроме того, есть жесткий предел на размер центрального объекта, что важно для обсуждения альтернатив.
Звезда SO-2 имеет орбитальный период 15.2 лет и большую полуось примерно 0.005 пк.
Слайд 7Звездная динамика вокруг Sgr A*
(APOD A. Eckart(APOD A. Eckart & R.
Genzel )
С высокой точностью
мы знаем динамику внутри
центральной угловой секунды.
Оценка массы ЧД (2-4) 106 М0
Было бы здорово открыть
радиопульсар около Sgr A*
Слайд 8Область вокруг Sgr A*
Результат суммирования
11 экспозиций Чандры (590 ксек).
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 пк).
Зеленый 4.5-6 кэВ,
Синий 6-8 кэВ.
Поле 17 на 17 угловых минут
(примерно 40 на 40 пк).
Слайд 9Наблюдения на спутнике Integral
(Ревнивцев и др.)
Область галактического центра
регулярно наблюдается на
спутнике Integral.
Считается,
что примерно 350 лет назад
Sgr A* находился в «высоком» состоянии.
Сейчас жесткое излучение от Sgr A* добралось до Sgr B2, который виден за счет флуоресценции молекулярного водорода.
Сейчас жесткое излучение от Sgr A* добралось до Sgr B2, который виден за счет флуоресценции молекулярного водорода.
Сейчас «наша» черная дыра «молчит»,
но раньше это было не так.
Слайд 10Sgr A* и H.E.S.S.
Пока, к сожалению, разрешение
еще недостаточно велико (6``), чтобы
исключить
вклад каких-либо
близких к Sgr A* источников.
Слайд 11Рентгеновские вспышки Sgr A*
Sgr A* демонстрирует рентгеновские вспышки.
Вспышки происходят примерно
раз
в день. При этом поток
возрастает в несколько раз,
а иногда и сильнее.
Очень яркая вспышка наблюдалась 3 октября 2002 г.
Она длилась 2700 секунд.
Поток возрос в 160 раз.
Светимость составила 3.6 1035 эрг/с.
а иногда и сильнее.
Очень яркая вспышка наблюдалась 3 октября 2002 г.
Она длилась 2700 секунд.
Поток возрос в 160 раз.
Светимость составила 3.6 1035 эрг/с.
Во вспышке 31 августа 2004
был обнаружен квазипериод 22.2 мин.
В рамках простой модели это позволяет
оценить скорость вращения черной дыры
Слайд 12Инфракрасная вспышка Sgr A*
Наблюдения на Keck, VLT.
Переменность на масштабе
30 минут
(похоже на рентген).
Поток меняется в 2-5 раз.
Поток меняется в 2-5 раз.
Слайд 13Ограничения на размер Sgr A*
Используя VLBI, удалось получит очень жесткое ограничение
на размер источника Sgr A*: 1 а.е.
Слайд 14Определение масс сверхмассивных черных дыр
Соотношение между массой черной дыры и
массой балджа
Измерение орбит звезд и мазерных источников
Кинематика газа
Профиль звездной плотности
Реверберационное картирование
Измерение орбит звезд и мазерных источников
Кинематика газа
Профиль звездной плотности
Реверберационное картирование
Конечно, всегда можно дать верхний
предел на массу, исходя из того, что
светимость не превосходит
критическую (эддингтоновскую).
Слайд 15Соотношение между массой черной дыры и балджа
Согласно стандартной картине любая галактика
с заметным балджем
имеет в центре сверхмассивную черную дыру.
MBH ~ Mbulge 1.12+/-0.06
Масса черной дыры составляет
от 0.1% до нескольких десятых процента
массы балджа.
Слайд 16Исключение: М33
Верхний предел на массу
черной дыры в М33
на порядок ниже, чем
ожидаемая
масса
Слайд 17Мазеры
NGC 4258. Miyoshi et al. (1995)
Наблюдая движение мазерных источников
в галактике
NGC 4258, стало возможным
измерить массу внутри 0.2 пк.
Получено значение
35-40 миллионов масс Солнца.
Это наиболее точный метод.
измерить массу внутри 0.2 пк.
Получено значение
35-40 миллионов масс Солнца.
Это наиболее точный метод.
Слайд 18Кинематика газа
Для М87 скорости газа измерены
внутри одной миллисекунды дуги
(5pc).
Масса
3 109 M0.
Одна из самых тяжелых черных дыр
Одна из самых тяжелых черных дыр
Слайд 19Реверберационное картирование
Метод основан на измерении отклика облучаемого газа на изменение
светимости центрального
источника.
В начале метод предложили для новых и сверхновых типа Ia.
Измеряется задержка между изменение блеска в континууме и в спектральных линиях.
В начале метод предложили для новых и сверхновых типа Ia.
Измеряется задержка между изменение блеска в континууме и в спектральных линиях.
Метод не очень хорош для слишком ярких или слишком слабых АЯГ.
Слайд 21Рост структуры во вселенной
Сегодня стандартной моделью
является т.н. иерархическая.
Численное моделирование
эволюции крупномасштабной
структуры и
отдельных
«строительных блоков»
достигло высокого уровня.
Слайд 24Образование скоплений галактик
tCDM
LCDM
21x21 (Мпк/h)3 35x35 (Мпк/h)3
21x21 (Мпк/h)3 35x35 (Мпк/h)3
В процессе роста структуры происходят
многочисленные слияния «строительных блоков».
Каждый из блоков может иметь внутри
черную дыру.
После слияния черная дыра медленно двигается
к центру новой структуры.
Формирование крупных галактик заканчивается
на as z~2, после этого происходит только
поглощение небольших спутников.
Слайд 26Минигало и первые звезды
Светлые символы – охлаждение
недостаточно эффективно.
Критическая линия соответствует
равенству времени
охлаждения и
времени динамической эволюции.
Эта линия разделяет темные гало и гало, в которых рождаются звезды.
В каждом гало образуется небольшое число звезд (одна?).
Эта линия разделяет темные гало и гало, в которых рождаются звезды.
В каждом гало образуется небольшое число звезд (одна?).
Слайд 27Первые звезды
Картинка для z=17.
Размер 50 кпк (на том z).
Звезды
образуются
на пересечении волокон в холодных облаках (яркие точки,
на рисунке их 31 штука).
на пересечении волокон в холодных облаках (яркие точки,
на рисунке их 31 штука).
Слайд 30Гравитационно-волновая ракета
Скорость достаточно велика,
чтобы «убежать» из
не слишком массивного гало,
или «встряхнуть» центральную
сверхмассивную
черную дыру.
При слиянии двух черных дыр конечная дыра получает импульс.
Это происходит из-за асимметрии излучения гравитационных волн
при «вспираливании», особенно на последнем этапе.
Слайд 31Двойные сверхмассивные черные дыры
Галактика 0402+379
Полная масса:
1.5 108 M0
Расстояние между черными дырами
примерно 7.3 пк.
Расстояние между черными дырами
примерно 7.3 пк.
Слайд 35Последние орбиты черных дыр
Важно уметь
рассчитывать
форму сигнала.
Иначе очень трудно
выделить
слияния на
фоне шумов.
Слияния двух черных дыр дают сигнал, не похожий на слияние двух нейтронных звезд.
Слияния двух черных дыр дают сигнал, не похожий на слияние двух нейтронных звезд.
Слайд 36Регистрация гравволн
LIGO
Детекторы LIGO и VIRGO готовы и работают.
Однако пока чувствительности не
хватает.
В ближайшее время пройдет модернизация обоих детекторов.
В ближайшее время пройдет модернизация обоих детекторов.
Слайд 37LISA
Проект почти окончательно
одобрен, хотя ….
Запуск не ранее 2017.
Прототипы.
В отличие от LIGO
и VIRGO,
который ищут сигналы от слияний компактных объектов звездных масс, LISA будет искать слияния сверхмассивных черных дыр.
который ищут сигналы от слияний компактных объектов звездных масс, LISA будет искать слияния сверхмассивных черных дыр.
Слайд 38Активные ядра галактик и квазары
Квазары
a) радиотихие
b) радиогромкие
c) OVV (Optically Violently Variable)
Активные галактики a) Сейфертовские галактики b) радиогалактики
c) LINERs d) объекты типа BL Lac
Активные галактики a) Сейфертовские галактики b) радиогалактики
c) LINERs d) объекты типа BL Lac
Радиотихие
a) радиотихие квазары, т.е. QSO
b) сейфертовские галактики
c) LINERs
Радиогромкие
a) квазары
b) радиогалактики
c) блазары (BL Lac и OVV)
(запутанная классификация)
Слайд 39Единая модель
В рамках единой модели
свойства различных активных галактик
объясняются свойствами тора
вокруг черной
дыры и его ориентацией.
Слайд 43Вспышка в NGC 5905
По всей видимости,
звезда была разорвана
приливными силами.
Есть еще
два
хороших кандидата.
Они были открыты
спутником ROSAT, а потом наблюдались на
HST и Chandra:
RX J1624.9+7554
RX J1242.6-1119A
Они были открыты
спутником ROSAT, а потом наблюдались на
HST и Chandra:
RX J1624.9+7554
RX J1242.6-1119A
Слайд 44Squeezars
Даже, если звезда
не разрушается
приливными силами,
их влияние можно
заметить по
разогреву звезды.
Слайд 45Структура диска из
наблюдений микролинзирования
Используя данные по
микролинзированию на
длинах волн 0.4-8
микрона,
стало возможным определить
размер диска в квазаре
HE1104-1805.
Слайд 46Наблюдения дисков на VLTI
На телескопе VLTI в ИК-диапазоне
изучалась структура диска Cen
A
на масштабах <1 пк.
Слайд 47Диски вокруг черных дыр:
взгляд со стороны
http://web.pd.astro.it/calvani/
Диски «из бесконечности».
Слева: невращающаяся ЧД,
Справа: вращающаяся.
Температура
диска
Слайд 48Мечты о прямых изображениях
Проект MAXIM http://beyondeinstein.nasa.gov/press/images/maxim/
Прототип: 100 микросекунд дуги
MAXIM:
100 наносекунд дуги
33 спутника с рентгеновской оптикой и детектор на расстоянии 500 км.
33 спутника с рентгеновской оптикой и детектор на расстоянии 500 км.
Слайд 50Флуоресцентные линии
Линия железа Кα
по данным ASCA (1994 г.).
Сейфертовская галактика
MCG-6-30-15
Пунктир:
модель для
невращающейся ЧД
с наклоном диска 30 градусов
к лучу зрения.
Слайд 51Линии и вращение ЧД
Данные XMM-Newton
То, что линия тянется
вплоть до энергии
менее 4
кэВ, говорит
о том, что дыра
быстро вращается
(тогда диск может
подходить ближе к
горизонту).
Слайд 52Ультрамощные источники
Ультрамощными (УМИ) называют
рентгеновские источники, чья
светимость превосходит предельную
(для случая изотропного излучения)
для
черных дыр звездных масс.
Сейчас известно много УМИ.
Их природа до конца не ясна. То ли там сидят массивные черные дыры, то ли просто излучение анизотропно.
Сейчас известно много УМИ.
Их природа до конца не ясна. То ли там сидят массивные черные дыры, то ли просто излучение анизотропно.
Слайд 56Источник X-1 в М82
Источник M82 X-1 является одним из
самых мощных, т.е.,
это лучший
кандидат в черные дыры
промежуточных масс.
Наблюдаемые квазипериодические изменения блеска поддерживают гипотезу о черной дыре промежуточной массы.
Наблюдаемые квазипериодические изменения блеска поддерживают гипотезу о черной дыре промежуточной массы.
(http://www.pd.astro.it/oapd/2/2_1/2_1_5/2_1_5_1.html)
Слайд 57М82, скопления и УМИ
ЧД промежуточных масс
могут формироваться в
плотных звездных скоплениях.
(однако тут
еще много неясного)
Слайд 58Подведем итоги
Считается, что сверхмассивные черные дыры есть в каждой галактике,
у которой есть заметный балдж
Можно с уверенностью говорить, что в каждом квазаре, блазаре и тп. Есть сверхмассивная черная дыра
Для десятков объектов разными методами получены оценки массы
Самая достоверная черная дыра – Sgr A*
«Зародыши» сверхмассивных черных дыр образуются из самых первых массивных звезд, возникающих еще до образования галактик
Рост массы черных дыр идет за счет аккреции и слияний в ходе иерархического формирования галактик
Возможно, что кроме черных дыр звездных масс и сверхмассивных черных дыр существуют и черные дыры промежуточных масс (УМИ), но тут еще много вопросов
Можно с уверенностью говорить, что в каждом квазаре, блазаре и тп. Есть сверхмассивная черная дыра
Для десятков объектов разными методами получены оценки массы
Самая достоверная черная дыра – Sgr A*
«Зародыши» сверхмассивных черных дыр образуются из самых первых массивных звезд, возникающих еще до образования галактик
Рост массы черных дыр идет за счет аккреции и слияний в ходе иерархического формирования галактик
Возможно, что кроме черных дыр звездных масс и сверхмассивных черных дыр существуют и черные дыры промежуточных масс (УМИ), но тут еще много вопросов
