Schwarze Löcher Teil 3 in der Praxis von Sebastian Kern, Carsten Strübig und Thai Tran am 24. Januar 2006, Universität Würzburg
Gliederung Schwarze Löcher in der Praxis Arten und Vorkommen von schwarzen Löchern Beobachtung schwarzer Löcher Beispiele in freier Wildbahn
1. Arten und Vorkommen Stellare schwarze Löcher: 1-100 - Einzelsterne, Binärsysteme M Massive schwarze Löcher (MBH): - - Zwerggalaxien, Kugelsternhaufen 10 2 6 10 M Supermassive schwarze Löcher (SMBH): - - Galaxienzentren 10 6 10 10 M
Kandidaten für stellare BH s
Kandidaten für massive BH s
2. Beobachtung schwarzer Löcher Wie soll man ein Objekt beobachten, wenn es schwarz ist? Eine direkte Beobachtung ist (noch) nicht möglich! Es gibt allerdings einige indirekte Nachweismethoden: - Kinematisch - Eruptiv - Spektrorelativistisch - Akkretiv - Aberrativ
Was wollen wir beobachten? Ein schwarzes Loch wird vollständig charakterisiert durch: Masse M Drehimpuls Ladung Q S r T neut 5µ sec( M / Mo) Q spielt bei Beobachtungen ( ) keine Rolle Beobachtungsgrößen: M,, i, T >> B T neut S r M acc
Ist die direkte Beobachtung möglich? Es sollte möglich sein, den Schatten des Lochs direkt zu beobachten, falls leuchtender Hintergrund vorhanden ABER: SL sind extrem kompakt! bis jetzt nicht auflösbar GM Durchmesser eines Schwarzschild Lochs: ca. 4 = 2 4 c g r Allgemein relativ. Effekte lassen das Loch größer erscheinen! Bsp: Sgr A* g r d = 10 enspricht ca. 30 Mikrobogensekunden
Relativistisches Ray-Tracing Extremes Kerr BH mit a=1 Rotation gegen den Uhrzeigersinn verschiedene Inklinationswinkel i deutliche Asymmetrie für große i
Simulation: BH mit Akkretionsscheibe Effekte aus ART: - Lensing - Beaming - gravitational redshift
Fazit Direkte Beobachtung in naher Zukunft evtl. möglich! Stichwort: VLBI (Very Long Baseline Interferometry) Falls Detektion des GBS gelingt, kann man M, a, i über Fitting bestimmen
Kinematischer Nachweis Kepler Orbit: T = 2π 3 a G( M + m) In unmittelbarer Umgebung zum BH wird T aufgespalten in r,θ 3 unterschiedliche Perioden für und Φ In Zukunft evtl. Messung dieser 3 Perioden durch Gravitationswellendetektoren Rückschlüsse auf Raumzeitkrümmung möglich
Allgemein relativ. Orbits
Keplerbewegung bei Binärsystemen Massenfunktion: Pv ( M sin i) ) 3 C = 2πG ( M + M C - Periode P über Dopplerkurve des Primärsterns - Abschätzung von M über Spektraltyp - Abschätzung von i über X-ray eclipses (X-ray binaries) 3 2 M C M Falls > 3 BH sehr wahrscheinlich! C M
X-ray bursts X-ray binary system: - Massentransport von Begleitstern auf Neutronenstern 7 Erhöhung der Temperatur auf ca. 10 K Entstehung von Röntgenstrahlung - Thermonukleare H-Explosionen auf der Oberfläche führen zu Röntgenblitzen ( ) L x 10 38 erg / s
X-ray bursts Nur Strahlungsausbrüche, wenn akkretiertes Material sich auf der Oberfläche ansammelt Ein schwarzes Loch hat keine Oberfläche, sondern Ereignis Horizont M Bursts dürfen nicht auftreten Tatsächlich: Es werden keine X-ray bursts bei Quellen beobachtet für M>3 M
M - σ Relation σ : Geschwindigkeitsdispersion im Bulge M: Masse des SMBH in Galaxienkern Geschw.dispersion: Streuung der Sterngeschwindigkeiten entlang der Sichtlinie
M - σ Relation Überlagerung von vielen einzelnen Absorptionslinien sehr vieler Einzelsterne mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten ergibt ein verbreitertes Linienprofil Bsp: isotrope v-verteilung Gaußprofil Bestimmung von σ über die Breite der Kurve durch geeignetes Fitting
M - σ Relation Doppeltlogarithmische Auftragung log( M / M ) = α + β log( σ / σ 0) ergibt ein Potenzgesetz β β M σ mit =(4.0 +-0.3)
Eruptiver Nachweis Tidal Disruption Event: Stern kommt schwarzem Loch zu nahe und wird durch die enormen Gezeitenkräfte zerrissen. Materie stürzt in das Loch unter Abstrahlung von X-Rays.
Tidal Disruption Event
Tidal Radius R T : Radius, ab dem die Gezeitenkräfte der Eigengravitation des Sterns überwiegen R = R T M / m Stern ( Stern 1/3 )
Spectro-relativistische Methode Definition: Analyse von Spektren, die durch relativist. Effekte beeinflusst werden Kα Bsp: X-ray Fe Linie um 6.4keV beobachtet in AGN s sowie auch x-ray binaries Charakt. Eigenschaften des Spektrums: - Doppler Effekt 2 Peaks (red wing, blue wing) - relat. Beaming/Backbeaming - gravitativer redshift Sehr breites, asymmetrisches Linienprofil Kann sehr unterschiedlich Aussehen!
Spectro-relativistische Methode
Spectro-relativistische Methode Problem: Analyse der Spektren schwierig Es scheint so, dass der Inklinationswinkel i einen großen Einfluss auf das Spektrum hat. Kerr Parameter a hingegen relativ geringer Einfluss
Akkretive Methode Definition: Beobachtung von Erscheinungen, die nur durch Akkretion von Materie in ein BH erklärt werden können - AGN s (Active Galactic Nuclei) - relativistische Jets - QPO s (Quasi Periodic Oscillations)
AGN s AGN Paradigma: Jede aktive Galaxie besitzt ein akkretierendes supermassives BH Enorme Leuchtkraft ( ca. 10 Eddington Leuchtkraft ) nur durch SMBH erklärt 46 erg M L Edd 1.3 10 ( ) 8 s 10 M Maximal durch Akkretion erreichbare Leuchtkraft P ( ) Rad P Grav 12 L Abschätzung der unteren Grenze von M über Leuchtkraft
AGN s Abschätzung der maximalen Akkretionsrate Eddington-Akkretionsrate L Edd = M Edd c 2 ε 0.1 ε 0. 42 ( ) M Edd 2 10 9 ( M Jahr ) / ε
Jets
Jets Die relativistischen, kollimierten Jets nicht erklärbar durch Hydrodynamik Durch Frame-Dragging werden Magnetfeldlinien in der Ergosphäre aufgewickelt (MHD) hoher magn. Druck, der das Material antreibt Bewegung mit nahezu Lichtgeschwindigkeit Ausdehnung im Mpc - Bereich
Jets
QPO s X-ray Lichtkurve von einigen Microquasaren zeigt nahezu periodisches Verhalten im Hz khz Bereich Mögliche Erklärung - Lense Thirring Präzession: Kopplung von Drehimpuls der Akkretionsscheibe und Drehimpuls des BH bewirkt eine Präzessionsbewegung der Scheibe (Gravitomagnetismus)
Beispiele in der Natur Sgr A* RX J1242-11 M87 SS433 XTE J1118+480 (nächster Kandidat 1.8 kpc)
Sgr A* 6 M SMBH 3.7 10 M 6 M SMBH 3.7 10 M
Tidal Disruption in RX J1242-11 700 Mio. ly entfernte Galaxie Beobachtung 1992 mit ROSAT 43 L X 9 10 erg / s Beobachtung 2001 mit XMM L um Faktor 200 schwächer Nachglühen sichtbar 8 M SMBH 10 M
M87 Entfernung: 50 Mio. ly 9 M SMBH 10 M
M87
SS433 Kosmischer Rasensprenger Mikroquasar 18.000ly entfernt OB Stern mit 20 umkreist kompaktes Objekt in 13.1 Tagen BH vermutet Präzedierender Jet mit sehr hoher Leuchtkraft oder bullets M