Das Zentrum der Milchstraße
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Das Zentrum der Milchstraße A HKL colour composite of the Galactic Centre region. The central black hole is located in the centre of the box which marks the area shown in the images above and below. Harald Höller & Birgit Schörkhuber Inhalt • EINLEITUNG: Geschichtliches Aufbau der Zentralregion • ZENTRALER STERNHAUFEN : Bestimmung der Masse des zentralen SL durch Messung der Umlaufbahn von S2 • NIR- FLARES: Beobachtungsergebnisse im NIR, Interpretation • HOCHENERGETISCHE GAMMASTRAHLUNG: erste Beobachtungen mit H.E.S.S Harald Höller & Birgit Schörkhuber Einleitung Geschichtliches • Jansky 1931: Radiostörquelle außerhalb des Sonnensystems Besonders intensiv in Richtung Sgr • G.Reber 1944: erste richtige Radiokarte des Himmels – bestätigte Janskys Entdeckung • Anfang der 1970er Jahre: nichtthermische Radioquelle Sgr A* in Zentralgebiet der Milchstrasse entdeckt Eingebettet in massereichen Sternhaufen • ROSAT 1990: Sgr A* event. Röntgenstrahler • seit 1999 CHANDRA: Sgr A* eindeutig Röntgenquelle Harald Höller & Birgit Schörkhuber Einleitung Sgr A* als Nullpunkt der galaktischen Koordinaten und als Zentrum der Milchstrasse definiert RA 17h 45m 40s DEC -29º 00' 28" Entfernung: 26100 ly Harald Höller & Birgit Schörkhuber Einleitung AUFBAU: • Radioemission •Bei λ = 6 cm sieht man: thermische und nichtthermische Quellen tragen in vergleichbarem Umfang zu Radioemission bei •thermische zum gal. Äquator konzentriert • nicht symmetrisch um gal. •Emission Gas & Staub Ebene Bogen (Arc), Brücke •Molekulares Gas überwiegt (CO, OH, HCN..) bildet dünne Schicht mit ca. 107 M •Hälfte der Masse in Riesenmolekülwolken • Sterne •Sternpop. Des äußeren Bulge setzt sich fort •Zunehmender Anteil an jungen Sternen (107 – 108a) mit mittlerer bis hoher Masse •Insgesamt Zentralgebiet des Bulge: ca. 4.109 M Harald Höller & Birgit Schörkhuber Einleitung Sgr A – Komplex R<60pc VLA 20 cm continuum image, central 60 pc of GC Harald Höller & Birgit Schörkhuber Einleitung SGR A – Komplex: R < 25pc • Sgr A Ost • nichtthermische Radioemission, schalenförmig • Ca. 10000a alter SNR innerhalb einer dichten Molekülwolke • Sgr A West • HII-Region, beiinhaltet: • Sgr A* • ultrakompakte Radioquelle CHANDRA, scale 8,4 arcmin per side Harald Höller & Birgit Schörkhuber Einleitung 1,7 < R < 7 pc • Zirkumnukleare Scheibe • ringförmige Scheibe aus mol. Gas 6 Staub • Materie in stark geklumpt • rotiert gleichsinnig mit galaktischer •Scheibe mit ca.100 km/s • Materie strömt einwärts • Am inneren Rand fällt Dichte zu Sgr A West steil ab • Minispirale • spiralförmige Struktur • äußere Bögen fallen mit dem Rand der zirumnuk. Scheibe zusammen • Sgr A* im Zentrum dieser Struktur Radio continuum emission (3,6cm) of the inner few pc by NRAO Harald Höller & Birgit Schörkhuber Einleitung Sgr A* - Schwarzes Loch? • Entdeckung von Quasaren und AGN • SL liefern einzige physikalisch befriedigende Antwort für gewaltige Energiemengen • Massereiche SL im frühen Universum – müssten auch heute in Galaxien zu finden sein (siehe Seyfert – Galaxien) • heute: galaktische Kerne meist inaktiv Indirekte Beobachtungen durch Auswirkungen der Gravitation (Kepler) • durch Messung von Dopplerverschiebungen in den letzten Jahrzehnten zahlreiche Kandidaten für SMBH in Zentren von Galaxien entdeckt • Untersuchungen durch räumliche Auflösung begrenzt – kann alternative Massenkonzentrationen nicht ausschließen Harald Höller & Birgit Schörkhuber Einleitung • Zentrum unserer Galaxie nur ca. 26000ly entfernt (nächste AGN 100 mal weiter) • Vermutung, dass es sich bei Sgr A* um SL handelt in letzten 15 Jahren immer konkreter • seit Beginn der 1990iger – große, empfindliche Detektorarrays im IR • Im Folgenden: Wichtige Ergebnisse der letzten Jahre auf Grund der Arbeiten von Genzel et al. vom MPE Chandra Close-Up of Sgr A* & X-ray Jet (1,23 arcmin per side) Harald Höller & Birgit Schörkhuber Zentraler Sternhaufen Erste Beobachtungen im Infraroten • Beobachtung der Zentralregion im nahen Infrarot (<1pc) Extinktion bei 2µm etwa drei Größenklassen (K-Band) im Sichtbaren Faktor 1011 • dichter, massereicher Sternhaufen im Zentrum der MS kompaktester Sternhaufen in MS massereicher O- und B- Sterne Alter des Haufens 1…2 106 Jahre ‚lokaler‘ Starburst • Eigenbewegungen durch Beobachtungen über Jahre statistische Analysen • spektroskopische Bestimmung der Radialgeschwindigkeiten • 2.6 – 3.3 106 M innerhalb von 10 Lichttagen um Sgr A* 90er Jahre: Eckart, Genzel et al.; Ghez, Klein et al. Harald Höller & Birgit Schörkhuber Zentraler Sternhaufen Beobachtungen am Very Large Telescope • VLT Beobachtungen der zentralen 40‘‘ im Mai 2002 • Exakte Positionsbestimmung von Sgr A* nötig Im Infraroten bisher kein Nachweis von Sgr A* Relative Ungenauigkeit 0.3‘‘ – mehrere Quellen Rote Riesen und Mira-Veränderliche sind Quellen von SiO – Maseremission (7mm) Genauigkeit von 10mas erreicht (VLBA) • S2 nähert sich Sgr A* auf 10-20mas • projizierte Geschwindigkeit im Perizentrum 5000kms-1 • 2/3 der Umlaufbahn von S2 bekannt Keplerbahn um Sgr A* (Geschwindigkeit ~ r-1/2) 2002: R. Schödel, T. Ott, R. Genzel Harald Höller & Birgit Schörkhuber Zentraler Sternhaufen Beobachtungen am VLT • Bilder im Ks-Band bei 2.18µm • eingekreiste Objekte sind Si0 Maser Quellen mit VLA und VLBA • exakte Radiomessungen erlauben Ausrichtung der IR Bilder Harald Höller & Birgit Schörkhuber Zentraler Sternhaufen S2 • Periode 15.2 ± 0.8 yr • große Halbachse 5.5 Lichttage • Exzentrizität 0.87 ± 0.3 • Masse ~ 15 M • Radius ~ 7 R • eingeschl. Masse 3.7 ± 1.1 106 M • Messungen für S14 zeigen stark exzentrische Bahn mit Annäherung bis auf 11 Lichtstunden an Sgr A* Masse von mehreren Mio M innerhalb des zweifachen Durchmessers unseres Sonnensystems Harald Höller & Birgit Schörkhuber Zentraler Sternhaufen • Eigenbewegungen K-Band (2 – 2.4 µm)der Objekte Aufnahmen des zentralen des Sternhaufens Keck Telekops über mehrere Jahre Darübergelegt Sternpositionen • des gelbes zentralen KreuzSternhaufens entspricht der von 1995-1999 Position von Sgr A* H. Falcke, F. Melia 2001 Harald Höller & Birgit Schörkhuber Zentraler Sternhaufen Auswertung der Daten • Messungen von Bewegungen von Gaswolken, Radialgeschwindigkeiten von Sternen und Eigenbewegungen von Sternen • graue, lang-kurz gestrichelte Linie zeigt Massenverteilung des sichtbaren (isothermen) Sternhaufens mit vernachlässigbar kleinem Kernradius Dichte ρ fällt mit einer Skala von 1pc mit r-1.8 ab • durchgezogene Linie entspricht einer Kombination aus dem sichtbaren Sternhaufen und einer Punktmasse von 2.6 ± 0.2 106 M • dicke, gestrichelte Linie entspricht einer ‘Plummer’ Verteilung anstelle der Punktmasse im Zentrum Harald Höller & Birgit Schörkhuber Zentraler Sternhaufen Plummer - Massenverteilung • ‚Plummer‘ Verteilung mit Dichteverteilung ρ ~ r-5 dunkle Masse besteht aus Sternhaufen von Sternen niedriger Masse, Neutronensternen, oder stellaren Schwarzen Löchern • zentrale Dichte müsste 1017 M pc-3 überschreiten • Simulationen ergeben maximale Lebensdauer eines solchen Haufens von weniger als 105 yr Kollaps zu SL oder ‚Verdampfen‘ theoretische Simulationen extrem dichter Haufen zeigen ρ ~ r-2 Abhängigkeit Harald Höller & Birgit Schörkhuber Zentraler Sternhaufen Supermassives Schwarzes Loch • bekannte Daten sprechen für ein supermassives Schwarzes Loch im Zentrum der Milchstraße • relativ inaktiv aber ‚Flackern‘ im Röntgen und IR Bereich • im Folgenden: IR – Flares hochenergetische Gamma Emission aus Richtung Sgr A* Harald Höller & Birgit Schörkhuber NIR – Flares • Hochauflösende Beobachtungen im NIR ( 1- 10 mycron) seit Beginn der 90er möglich • Anfang 2003 am VLT mit NAOS/CONICA: Genzel und Kollegen beobachten hochenergetische Infrarot Flares aus Richtung des SL • Flare stammt aus Region innerhalb weniger Millibogensek. um SL NAOS (lightblue)-CONICA(red) attached to the Nasmyth B adapter of Yepun/UT4 Harald Höller & Birgit Schörkhuber NIR – Flares Genzel et. al Harald Höller & Birgit Schörkhuber NIR – Flares • Erste Beobachtung: 9.Mai 2003 H-Band (1,65 μm) in Sgr A Energiereiches Flaring um Faktor 5 Dauer des Flares 30 min • Weitere Beobachtung im Juni 2003 im Ks – band (2,16 μm) Anwachsen auf Faktor 3 gegenüber Ruhelevel, Dauer: 85 min Genzel et al. Oct 2003 Harald Höller & Birgit Schörkhuber NIR – Flares Genzel et al. Oct 2003 • 2 aufeinander folgende Beobachtungen im KS-Band (2,16 μm) am Juni ´03 • Beide Flares zeigen ähnliche und signifikante zeitliche Substruktur, obwohl 24h auseinander • Powerspectrum: Peaks mit Periode 16,8 ± 2 min • Vergleichsstern S1 zeigt keine solche Periodizität Harald Höller & Birgit Schörkhuber NIR – Flares Außerdem: •aus älteren Daten – Flare im L‘ – Band (3,8 μm) •Bestätigt von Ghez et al. (LA University of California) •hour-to-week scale Variabilität • stille Emission im KS-Band einer Quelle in dieser Umgebung, räumlich noch nicht aufgelöst, kleine Amplitudenvariabilität Bedeutend stärker polarisiert als die Sterne in der unmittelbaren Nachbarschaft Genzel et al. Oct 2003 Harald Höller & Birgit Schörkhuber NIR – Flares SED von Sgr A* • schwarze Dreicke: „stilles“ Radiospektrum • graue Kreise: obere Grenze für IREmission (Literatur) • kurze Linien: CHANDRA X-ray Daten schwarz: stille Emission rot: Flare im Herbst 2002 blau: XMM – Flare Herbst 2002 • rote Quadrate: Peak-Emission aus den 4 gemessenen NIR-Flares • blaue Kreise: stille KS- , H- , L´-band Emissionen Genzel et al. Oct 2003 Harald Höller & Birgit Schörkhuber NIR – Flares •Sucht nun Mechanismen um diese Emission zu erklären • „stille“ Emissionen: Ursprung am hochenergetischen Ende des Synchrotronspectrums • befriedigende Antwort für Flares steht jedoch noch aus • Modelle mit Anteil an nicht-thermischen e- (power law component) - gute Ergebnisse aber immer noch zu niedrige Vorraussagen • IR-Flares: Therm. Bremsstrahlung oder Schwarzkörperstrahlung eines „mittelheißen“ Gas (103 K) verbunden mit einzelnen Akkretionsergeignissen von sehr dichtem Gas Genzel et al. Oct 2003 Harald Höller & Birgit Schörkhuber NIR – Flares Drehimpuls des SL •• ImBeste K-BandErklärung : Quasiperiodizität 17 Periode: min u. kurze rise&decay-Zeiten deuten darauf hin, für 17von min dass Flares aus einer Akkretionsregion auf der Skala von weniger als 10 Schwarzschildradien stammt durch Dopplerboost von heißem Gas in der Oszillationen werden des LSO eines rotierenden • Nähe von allen möglichen periodischen ProzessenSL isterzeugt Periode von Materie die in der Nähe des LSO um das SL kreist die kürzeste Der Drehimpuls des SL lässt einen prograden LSO näher am • Für Nicht Rotierende Lösung eines 3,6 . 106 M SL: LSO Frequenz beträgt 27 min Ereignishorizont zu – kürzere Umlaufperiode Mit Spinparameter: J/ (GMBH/c) = 0,52 (± 0.1 , ± 0.08, ±0.08) halber max. Spinparameter für Kerrlösung, lassen sich die 17 min erklären Harald Höller & Birgit Schörkhuber NIR – Flares Ausblick Die hier präsentierten Beobachtungsergebnisse stellen eine Herausforderung für zukünftige theoretische Akkretionsmodelle da, um eine Erklärung für die beobachteten Emissionen zu finden. Wichtige neue Daten mit Hilfe des neuen Instruments SINFONI: Spektrograph SPIFFI & adaptive Optik MACAO am VLT In Betrieb genommen im Juli 2004 Kann von jedem seiner 2048 Bildpunkte ein Spektrum mit 2048 Datenpunkten im Wellenlängenbereich von 1 – 2.5 μm gewinnen Harald Höller & Birgit Schörkhuber NIR – Flares Harald Höller & Birgit Schörkhuber Gammastrahlung aus Richtung Sgr A* Beobachtung mit H.E.S.S. • System von bisher 4 Cherenkov Teleskopen in Namibia • sammelt Cherenkov Licht von Teilchenschauern in Atmosphäre Sekundärteilchen hochenergetischer Gammas bewegen sich mit v > cLuft optische Stoßwelle • Energiebereich 100GeV – 50TeV • Kegel des Schauers am Boden etwa 250m breit Erfassung von bis zu vier Teleskopen Rekonstruktion von Flugrichtung ± 0.1°, Energie ~ 15-20%, Art des Quants • nicht thermisches Universum Harald Höller & Birgit Schörkhuber Gammastrahlung aus Richtung Sgr A* Beobachtung mit H.E.S.S. • Kalibration der Instrumente über den Krebsnebel – Standardkerze in der Gamma-Astronomie • Beobachtungen Juni - August 2004: Entdeckung einer Punktquelle hochenergetischer Gammastrahlung innerhalb von 1‘ von Sgr A* • Mechanismen, die Quanten auf so hohe Energien bringen noch relativ unklar August 2004: F. Aharonian et al. Harald Höller & Birgit Schörkhuber Gammastrahlung aus Richtung Sgr A* Aktivität im Zentrum • Feld von 3° um Sgr A* • deutlicher Anstieg in Zentralregion • enger Energiebereich um diffusen Hintergrund zu minimieren • geschätzter Fehler in RA und Dec von etwa 20‘‘ aus bekannten Gamma Quellen wie dem Krebsnebel • keine Energieabhängigkeit von der Position der Gamma Quelle Harald Höller & Birgit Schörkhuber Gammastrahlung aus Richtung Sgr A* • obere Aufnahme: TeV Bereich • untere Aufnahme: Komposit aus Radio (rot), IR (grün) und Röntgenbereich (blau) Harald Höller & Birgit Schörkhuber Gammastrahlung aus Richtung Sgr A* Aktivität im Zentrum • Winkelverteilung der Messdaten hochenergetischer Gammaquanten um Sgr A* • θ Winkel zwischen γ-Strahlung und Sgr A* • durchgezogene Linie zeigt Verteilung einer Punktquelle von γ-Strahlung aus Richtung Sgr A* • konsistent mit PunktquellenSimulationen • keine Anzeichen von zeitlicher Variabilität des Signals aus dem galaktischen Zentrum Harald Höller & Birgit Schörkhuber Gammastrahlung aus Richtung Sgr A* Das Zentrum im Röntgenlicht • Chandra – Röntgenaufnahme des galaktischen Zentrums • zwei durchgezogene Linien entsprechen 68% bzw. 95% Übereinstimmung mit Position der Gamma Quelle • Beobachtungen mit Chandra zeigen schwache, konstante Röntgenemission in ausgedehntem Bereich um zentrales SL Akkretion von Gas • Röntgen-Flares mit Perioden von etwa einem Tag mit Anstieg des Signals um Faktor 100 für mehrere 10 Minuten Anstieg und Abfall des Signals in kurzer Zeit Strahlung kommt von Region innerhalb von 10 Schwarzschild Radien Harald Höller & Birgit Schörkhuber Gammastrahlung aus Richtung Sgr A* Aktivität im Zentrum • Energiespektrum von γ-Strahlen aus dem GC • durchgezogene Linie entspricht einem Fit mit Potenzgesetz F(E) = FoETev-α mit α = 2.21 ± 0.09 F0 = 2.67 10-8m-2s-1 Δα = 0.15; ΔF/F = 25% für Juli/August Beobachtungen • Beobachtungen von ‘HESS’ und ‘CANGAROO-II’ offenbar nicht konsistent • abgeleitetes α = 4.6 ± 0.5 signifikante Änderung der Quelle innerhalb eines Jahres unwahrscheinlich Harald Höller & Birgit Schörkhuber Gammastrahlung aus Richtung Sgr A* Theoretische Modelle • advektionsdominierte Akkretionsströmungen möglicherweise mit Jet Stoßwellen in Akkretionsströmung könnten Teilchen auf so hohe Energien beschleunigen γ-Strahlung erzeugt durch WW von p mit Materie vorhergesagte Spektren fallen im TeV jedoch rapid ab • ‚Cold Dark Matter‘ Modell – Neutralino Masse zwischen 50GeV und einigen TeV mit irdischen Beschleunigern nicht erreichbar – LHC (2007) Möglichkeit der Annihilation mit anderen Neutralinos und dabei neben anderen Teilchen auch hochenergetische Gammastrahlung Aug 2004 D. Horns; Dez 2004 Dan Hooper et al.: schwerere Teilchen nötig um Spektrum zu erklären (20-30TeV) - Higgs Harald Höller & Birgit Schörkhuber Gammastrahlung aus Richtung Sgr A* Theoretische Modelle • Sag A East SNR diffuse Emission im Zentralbereich γ-Strahlung resultiert aus WW von beschleunigten Protonen und Kernen mit dem Medium in der Umgebung mit Dichte n = 103cm-3 gemessener Spektralindex (α = 2.2) nahe am Spektrum durch Stöße beschleunigter Teilchen hartes Spektrum und die geringe Ausdehnung der Quelle implizieren, dass die Diffusion wesentlich langsamer als in der galaktischen Scheibe vor sich geht • ultrarelativistische Protonen 2000 Levinson et al.: Strahlung ultrarelativistischer Teilchen auf enger Kreisbahn um SL hängt in hohem Maße vom Magnetfeld um SL ab Harald Höller & Birgit Schörkhuber Danke für die Aufmerksamkeit Quellenangabe arXiv:astro-ph/0408145 v1 9 Aug 2004 - Very high energy gamma rays from the direction of Sagittarius A Nature 419, 694 - 696 (17 October 2002); doi:10.1038/nature01121 - A star in a 15.2year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way Nature. 2003 Oct 30;425(6961):934-7. - Near-infrared flares from accreting gas around the supermassive black hole at the Galactic Centre arXiv:astro-ph/0106162 v1 8 Jun 2001 - The Supermassive Black Hole at the Galactic Center The Astrophysical Journal, volume 598, part 1 (2003), page 301 - Nonthermal Electrons in Radiatively Inefficient Accretion Flow Models of Sagittarius A* arXiv:astro-ph/0408192 - TeV $\gamma$-radiation from Dark Matter annihilation in the Galactic center arXiv:hep-ph/9504224 - Curvature Radiation by Ultrarelativistic Protons chandra.harvard.edu http://www.mpe.mpg.de/ir/GC/index.php Harald Höller & Birgit Schörkhuber
