Звезды
<<  Изображение природы в разных состояниях Свет звезды  >>
Черные дыры: наблюдения Лекция 4: Слияния черных дыр
Черные дыры: наблюдения Лекция 4: Слияния черных дыр
План лекции
План лекции
Рост структуры во Вселенной
Рост структуры во Вселенной
Крупномасштабная структура
Крупномасштабная структура
Крупномасштабная структура
Крупномасштабная структура
Образование скоплений галактик
Образование скоплений галактик
Рост скопления галактик
Рост скопления галактик
Минигало и первые звезды
Минигало и первые звезды
Первые звезды и минигало
Первые звезды и минигало
Первые звезды
Первые звезды
Проблема существования очень массивных черных дыр на больших красных
Проблема существования очень массивных черных дыр на больших красных
Рост масс черных дыр
Рост масс черных дыр
Рост массы
Рост массы
Рост массы, спин и активность
Рост массы, спин и активность
Эволюция числа квазаров
Эволюция числа квазаров
Каннибализм галактик
Каннибализм галактик
Взаимодействующие галактики
Взаимодействующие галактики
Млечный Путь и темные спутники
Млечный Путь и темные спутники
Гравитационно-волновая ракета
Гравитационно-волновая ракета
Favata et al
Favata et al
Максимальная отдача
Максимальная отдача
Эволюция активности SMBH
Эволюция активности SMBH
Эволюция массы и светимости
Эволюция массы и светимости
Эволюция профиля в случае двух черных дыр
Эволюция профиля в случае двух черных дыр
Массивная двойная черная дыра
Массивная двойная черная дыра
Примеры двойных черных дыр
Примеры двойных черных дыр
Слияние нейтр
Слияние нейтр
Слияния ЧД в тесных двойных
Слияния ЧД в тесных двойных
Последние витки вращающихся двойных черных дыр
Последние витки вращающихся двойных черных дыр
Выпадение вещества на черную дыру и излучение гравволн
Выпадение вещества на черную дыру и излучение гравволн
Регистрация гравволн
Регистрация гравволн
LISA
LISA
Основные выводы
Основные выводы

Презентация: «Эволюция звезд разной массы». Автор: PK Sternberg. Файл: «Эволюция звезд разной массы.ppt». Размер zip-архива: 2247 КБ.

Эволюция звезд разной массы

содержание презентации «Эволюция звезд разной массы.ppt»
СлайдТекст
1 Черные дыры: наблюдения Лекция 4: Слияния черных дыр

Черные дыры: наблюдения Лекция 4: Слияния черных дыр

Сергей ПОПОВ (ГАИШ МГУ) Школа современной астрофизики-2007 Пущино

2 План лекции

План лекции

Иерархическая модель формирования галактик Гравитационно-волновая ракета Черные дыры на больших красных смещениях Слияния 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

2

3 Рост структуры во Вселенной

Рост структуры во Вселенной

Общепринятой является иерархическая модель формирования структур. Численные расчеты эволюции крупномасштабной структуры и отдельных «строительных блоков» достигли высокого уровня согласованности (arxiv:0706.1270).

3

4 Крупномасштабная структура

Крупномасштабная структура

(Кравцов и др.)

4

5 Крупномасштабная структура

Крупномасштабная структура

5

6 Образование скоплений галактик

Образование скоплений галактик

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.

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

(Kauffmann, Colberg, Diaferio, and White)

6

7 Рост скопления галактик

Рост скопления галактик

7

8 Минигало и первые звезды

Минигало и первые звезды

Минигало показаны точками. Светлые точки – 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.

(Volker Bromm astro-ph/0311292)

8

9 Первые звезды и минигало

Первые звезды и минигало

В стандартной ?CDM модели первые MBH образуются на 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.

9

10 Первые звезды

Первые звезды

Расчеты проводились для ?CDM модели. Картинка соответствует z=17. Размер 50 кпк. Звезды образуются на пересечении волокон (яркие точки).

(Yoshida et al. astro-ph/0301645 )

10

11 Проблема существования очень массивных черных дыр на больших красных

Проблема существования очень массивных черных дыр на больших красных

смещениях

На красных 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).

11

12 Рост масс черных дыр

Рост масс черных дыр

Рост масс черных дыр при разной эффективности аккреции.

Функция 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).

(Madau astro-ph/0701394)

12

13 Рост массы

Рост массы

Lg М

Первоначально масса возрастает быстро, в соответствии с формулой Бонди. Затем, когда 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.

13

14 Рост массы, спин и активность

Рост массы, спин и активность

Давно было замечено, что радиоизлучение сильнее у эллиптических 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.

Эллиптические

Дисковые

(arXiv: 0706.3900)

14

15 Эволюция числа квазаров

Эволюция числа квазаров

Яркие квазары образуются очень рано, а потом их число падает. Для 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.

(Combes astro-ph/0505463)

15

16 Каннибализм галактик

Каннибализм галактик

Результаты двух модельных расчетов эволюции галактик 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.

(C.Nipoti et al. astro-ph/0306082)

16

17 Взаимодействующие галактики

Взаимодействующие галактики

(Hibbard, Barnes)

17

18 Млечный Путь и темные спутники

Млечный Путь и темные спутники

Проблема недостатка спутников: в расчетах их слишком много. Показана область 800 на 600 кпк (и 600 кпк вглубь). В «кубе» около 110 миллионов частиц. Другие расчеты дают меньшее число спутников, но проблема есть.

(Madau astro-ph/0701394)

18

19 Гравитационно-волновая ракета

Гравитационно-волновая ракета

Наряду с энергией и угловым 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:

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

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.

astro-ph/0402056 “Как черные дыры получают тычки”

19

20 Favata et al

Favata et al

(2004)

A/M=0.8, q=0.127 (вращением меньшего тела пренебрегают)

Достигаемой скорости достаточно, чтобы выбраться из неглубокого потенциала или существенно «раскачать» центральную SMBH.

20

21 Максимальная отдача

Максимальная отдача

Скорость отдачи сильно зависит от ориентации спинов черных дыр до слияния.

(Campanelli et al. gr-qc/0702133)

21

22 Эволюция активности SMBH

Эволюция активности SMBH

На рисунке показано распределение активных ядер галактик, 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.

(Comastri astro-ph/0307426)

22

23 Эволюция массы и светимости

Эволюция массы и светимости

Показаны результаты моделирования (Merloni 2004). Время жизни растет с уменьшением z.

(См. Combes astro-ph/0505463)

23

24 Эволюция профиля в случае двух черных дыр

Эволюция профиля в случае двух черных дыр

Плоские профили звездной плотности могут объясняться наличием второй черной дыры.

(Combes astro-ph/0505463)

24

25 Массивная двойная черная дыра

Массивная двойная черная дыра

Галактика 0402+379 Суммарная масса: 1.5 108 масс Солнца Расстояние между дырами 7.3 пк.

(Rodriguez et al. astro-ph/0604042)

25

26 Примеры двойных черных дыр

Примеры двойных черных дыр

3с75

Abell 400

26

27 Слияние нейтр

Слияние нейтр

звезд

(Stephan Rosswog, visualisation: R. West)

27

28 Слияния ЧД в тесных двойных

Слияния ЧД в тесных двойных

Сейчас не известно ни одной системы из 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/)

28

29 Последние витки вращающихся двойных черных дыр

Последние витки вращающихся двойных черных дыр

astro-ph/0305287

29

30 Выпадение вещества на черную дыру и излучение гравволн

Выпадение вещества на черную дыру и излучение гравволн

см. также gr-qc/0306082 Эффективный метод поиска звона черных дыр Авторами данной статьи построено семейство шаблонов – теоретических профилей сигналов – для эффективного поиска "звона" черных дыр.

30

31 Регистрация гравволн

Регистрация гравволн

Детекторы LIGO и VIRGO построены и отработали какое-то время на уровне чувствительности своих первых очередей.

LIGO

31

32 LISA

LISA

Миссия одобрена и планируется к запуску в >2017 году. В отличие от LIGO, VIRGO, которые должны видеть слияния компактных объектов звездных масс, LISA будет «видеть» сверхмассивные черные дыры.

32

33 Основные выводы

Основные выводы

Первые массивные черные дыры образуются из первых массивных звезд 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).

33

«Эволюция звезд разной массы»
http://900igr.net/prezentacija/astronomija/evoljutsija-zvezd-raznoj-massy-184052.html
cсылка на страницу
Урок

Астрономия

26 тем
Слайды
900igr.net > Презентации по астрономии > Звезды > Эволюция звезд разной массы