Aktív galaxismagok, szupermasszív fekete lyukak Dobos László Komplex Rendszerek Fizikája Tanszék dobos@complex.elte.hu É 5.60 2017. március 10.
Aktív magvú galaxisok egyesített modellje 2 Úgy gondoljuk, hogy minden galaxis középpontjában van egy szupermasszív fekete lyuk 1, ami folyamatosan, vagy időszakonként anyagot nyel el. Az SMBH gravitációja a környező anyagból akkréciós korongot alakít ki a fekete lyuk fokozatosan anyagot nyel el az elnyelt anyag gravitációs energiájának nagy része szétsugárzódik Kozmikus részcskegyorsító a lyuk körüli óriási mágneses tér elektronokat gyorsít ezek a pólusok irányába kisugároznak: jetek a mágneses erővonalak körül spirálózó elektronok sugároznak 1 supermassive black hole (SMBH) 2 Active Galactic Nuclei (AGN)
AGN-ek optikai spektruma Forrás: Bill Keel (2002)
relativisztikus jet keskeny vonalas régió széles vonalas régió akkréciós korong sűrű portórusz fekete lyuk
Az egyes régiók sugárzása Széles vonalak eredete: fekete lyukhoz nagyon közel keringő gázfelhők oldalról nézve a portórusz eltakarja Keskeny vonalak eredete: a magtól távolabb keringő gázfelhők a portórusz nem elég vastag, hogy kitakarja UV sugárzás közvetlenül az akkréciós korongból maghoz nagyon közel IR sugárzás a port az elsődleges sugárzás gerjeszti infrában sugározza vissza Gyorsan változó, lapos spektrumú sugárzás relativisztikus jetből
Az AGN-ek típusai Az AGN típusa a rálátás irányától és a mag aktivitásától függ: Seyfert I: gyenge AGN, közvetlen rálátás a magra Seyfert II: gyenge AGN, a por mögül csak a keskeny vonalas régiók látszanak ki Kvazár: erős AGN, közvetlen rálátás a magra Ultrafényes infravörös galaxis: erős AGN, a por eltakarja Blazár: közvetlenül a jetbe nézünk A rádiósugárzás léte/nem léte: erős AGN esetén a mag közelében mindig van a konkrét rádió morfológia valószínűleg a csillagközi/galaxisközi gáz eloszlásától függ
Központi fekete lyuk a Tejútban Sagittarius (nyilas) csillagképben jele: Sgr A* Kép: Chandra röntgen
Szupermasszív fekete lyukak Szupermasszív fekete lyukak tömege: M = 10 5 10 10 M M Tejút = 4,1 10 6 M Szupermasszív fekete lyuk a galaxis tömegének csak kis része nagyon kis térfogatba van koncentrálva mivel eseményhorizont sugara a tömeggel arányosan nő (és nem inverz köbösen) az SMBH-k sűrűsége (vagyis az eseményhorizonton belüli tömeg/térfogat) kb. mint a vízé
SMBH-k kialakulása Egyedül a csillagméretű fekete lyukak kialakulására van jó elmélet szupernóva robbanás után a csillag maradéka összeomlik Talán léteznek átmeneti fekete lyukak (1000M körül) ultra-fényes röntgenforrások Az SMBH-k létre jöhettek hierarchikus összeolvadással? galaxisok összeolvadása során (vannak dupla magvúak) viszont nagyon korán létre jöttek legtávolabbi ismert kvazárok z > 6 az Univerzum ekkor még 1 milliárd évnél fiatalabb volt lehet, hogy a kezdetektől fogva léteztek? (primordiális fekete lyukak) Az Univerzum szerkezetének kialakulását leíró modellnek valahogyan számot kell adnia az SMBH-k létéről, méreteloszlásáról.
Akkréció, az akkréciós korong Az aktív mag körüli anyagnak van impulzusmomentuma nem hullhat közvetlenül a magba valahogy el kell veszítenie az impulzusmomentumot plazmakorong alakul ki, ebben MHD effektusok az anyag súrlódik, felforrósodik, lassan befelé spirálozik eközben kisugározza a gravitációs energiáját a korong hőmérséklete T disk = 10 4 10 5 K Elnyelt anyag mennyisége és a felszabaduló energia egy Seyfert-galaxis luminozitásához elég M 2 3M yr 1 L disk = ηmc 2 SMBH esetén a folyamat hatásfoka kb. η 0,42
Az akkréciós korong szerkezete a maghoz közel Sugárzás hatására a belső régiók felpuffadnak nagyon forró: UV, de akár röntgen sugárzás is a vékony korong a belső régió sugárzását visszaveri polarizált sugárzás, aszimmetrikus vonalak
Forgó fekete lyukak Egy fekete lyuknak lehet impulzusmomentuma ezt a Schwarzschild helyett a Kerr-metrika írja le a fekete lyuk magával ragadja a körülötte levő teret, és megcsavarja a forgási sebességnek van elméleti maximuma Fekete lyuk spinjének eredete az akkréciós korongból befogott anyag maradék impulzusmomentuma fekete lyukak összeolvadása
Szupermasszív fekete lyukak spinjének mérése Röntgen-reflexiós spektroszkópia: az AGN röntgen vonalaiból becsülhető az akkréciós korong legbelső régióinak keringési sebessége röntgen-fluoreszcens vonalak a gyors keringés miatt aszimmetrikusak a spektrumot erősen befolyásolja a relativisztikus Doppler-eltolódás és a gravitációs vöröseltolódás Forrás: Reynolds (2013)
Szupermasszív fekete lyukak spinjének mérése Röntgenreflexiós spektrum: GR effektusok nélkül és azzal F(E) [arb. units] 0.01 0.1 1 10 F(E) [arb. units] 0.01 0.1 1 10 0.1 1 10 100 Energy (kev) 0.1 1 10 100 Energy (kev) Szupermasszív fekete lyukak spinje az impulzusmomentumuk nagyon közel van az elméleti maximumhoz ezzel is el kell számolnia a kialakulásukat leíró elméletnek
Lense Thirring-effektus Lense Thirring-precesszió Forgó tömeg körül keringő giroszkóp anomális precessziója Az ált. rel. keretein belül megmagyarázható A Jupiter körül poláris pályán keringő Juno űrszonda esetében kimutatható lehet Szupermasszív fekete lyukak körül a forgó fekete lyuk az inklinált pályájú csillagok pályáját elforgatja néhány éves időskálán mérhető lenne a jövőben közvetlenül mérhető lenne a lyuk impulzusmomentuma
Jetek kialakulása Nem tudjuk, hogy a jet milyen anyagból áll: ion-elektron plazma esetleg elektron-pozitron plazma (párkeltésből) Két elmélet is van, nem tudjuk, hogy melyik (ha egyáltalán valamelyik) jó: a jetet a korong mágneses tere hozza létre a jetet a fekete lyuk forgása hozza létre vagy a kettő együtt A kollimációt erős mágneses tér hozza létre a kollimáció nagyon erős és szimmetrikus a fekete lyuk közelében kell megtörténnie
A fekete lyuk forgási energiájának megcsapolása A Blandford Znajek-folyamat a fekete lyuk eseményhorizontja nagyon jó vezető R 30 Ω az egyenĺıtő és a pólusok között a forgó vezető erős mágneses térben elemként működik ez gyorsítja a jet anyagát a nyugalmi tömeg majdnem 10%-a kinyerhető közben a BH forgása lassul
Aktív galaxismagok időbeli varianciája Időben változik röntgen és UV kontinuum luminozitása a széles vonalak erőssége a változás időskáláját meghatározza a sugárzó tartomány mérete A kontinuum változását időben eltolva követi a széles vonalak változása a széles vonalakat a belső régió gerjeszti idő kell, míg a gerjesztés a magtól a széles vonalas régióig elér
A központi fekete lyuk tömege: reverberation mapping 3 A széles vonalas régiók a maghoz nagyon közel keringenek néhány hetes-hónapos időskálán változnak a változás késleltetve követi a központi régióból származó UV, X kontinuum változását keringési a sebességük mérhető (vonalak szélességéből) a távolságuk a késleltetésből becsülhető körpályát feltételezve becsülhető a központi tömeg Módosított változat: az aktív mag abszolút luminozitását is becsli a kontinuum felfénylését követő IR felfénylést keresik a por távolsága becsülhető a por egy adott sugáron belül elpárolog a por távolságából becsülhető az AGN abszolút fényessége standardizálható gyertya (Yoshii et al. 2014) 3 reverberation = visszaverődés
A központi fekete lyuk tömege: mézerek Mézer 4 : sugárzás felerősítődése a lézerhez hasonlóan a mikrohullámú tartományban monokromatikus általában molekulák gerjesztett elektronokkal beeső sugárzás hatására indukált emisszió A mézerek jól mérhetők rádió tartományban nagy felbontás magtól való távolság keringési sebesség (spektrumvonal kiszélesedése) 4 maser
A központi fekete lyuk tömege A maser és reverberation mapping technika csak kevés esetben működik kevesebb, mint 40 ismert rendszer más eljárást kell keresni Az M σ reláció összefüggés a fekete lyuk tömege és a galaxis magjának sebességdiszperziója között reverberation mapping alapján lehet kalibrálni M ( σ ) 5.1 10 8 1.9 M 200 km s 1 az összefüggés fizikája nem ismert visszatérünk rá az Univerzum hierarchikus fejlődésének tárgyalásakor
Forrás: Kormendy & Ho (2013)
Aktív galaxisok evolúciója Kvazárok aktivitási ciklusa feltételezzük, hogy nem egyfolytában aktívak nem ismert, hogy milyen időközönként kapcsolnak ki-be csak galaxisok összeolvadásakor? Hogyan változik a fényességük? régen sokkal fényesebbek közeli Univerzumban már inkább csak Seyfert-galaxisok kevesebb galaxisütközés elfogyott az elnyelhető gáz
A kvazárok gyakorisága
Kvazárok evolúciója Luminozitás z 2 körül jóval fényesebbek mára két nagyságrend csökkenés Számsűrűség z 2 körül csúcs azóta fogynak A kvazárok ki-be kapcsolnak.
Az aktív mag visszahatása 5 Hogyan hat kölcsön a galaxis és a benne levő fekete lyuk? a galaxisevolúció egyik fő kérdése miből jön az M σ reláció? a fekete lyuk dinamikai befolyási sugara viszonylag kicsi A fekete lyuk valamilyen módon meghatározza a galaxist alkotó csillagok létrejöttét aktív galaxisban nincsen csillagkeletkezés mitől áll le a csillagkeletkezés? az aktív mag kifújja a gázt a csillagkeletkezés hirtelen áll le 5 AGN feedback