Astrophysik galaktischer Schwarzer Löcher

AIT
Astrophysik galaktischer
Schwarzer Löcher
Jörn Wilms
Institut für Astronomie und Astrophysik
Abteilung Astronomie
in Zusammenarbeit mit
M.C. Begelman (JILA), S. Benlloch (IAAT),
C. Brocksopp (JMU), S. Corbel (Paris),
J.B. Dove (MSC Denver), R.P. Fender (Amsterdam),
T. Gleißner (IAAT), W.A. Heindl (UCSD),
D.E. Lehr (Wellesley), T. di Matteo (MPA),
M.A. Nowak (JILA/Yale), G.G. Pooley (Cambridge),
K. Pottschmidt (IAAT), C.S. Reynolds (JILA),
R.E. Rothschild (UCSD), R. Staubert (IAAT),
R. Wagoner (Stanford).
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IAAT
AIT
Inhalt, I
1. Was sind kompakte Objekte?
Weiße Zwerge, Neutronensterne, Schwarze Löcher
2. Energieerzeugung durch Akkretion
Energiebilanz, Akkretionsscheiben,
Eddington-Leuchtkraft, Roche Lobe Overflow
3. Beobachtungen Schwarzer Löcher
Spektrale Zustände, Comptonisierung,
Langzeitvariabilität, Zustandsänderungen,
Kurzzeitvariabilität
4. Zusammenfassung
5. Ausblick
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Inhalt
1
AIT
Endstadien, I
Sterne beenden ihr Leben als eines von drei
verschiedenen kompakten Objekten:
Weißer Zwerg: ρ ∼ 105...6 g cm−3, R ∼ RErde ,
Gleichgewicht zwischen Gravitation und Gas
durch Druck ([relativistisch] entarteter)
Elektronen, M < 1.44 M
(Chandrasekhar-Grenze).
Neutronenstern: ρ ∼ 1013 . . . 1016 g cm−3,
R ∼ 10 km, bei dieser Dichte inv. β -Zerfall
(p + e− → n), d.h. Stern hat hohen
Neutronenanteil. 1.44 M < M . 3 . . . 4 M
(Oppenheimer-Volkoff Grenze).
Schwarzes Loch: Oberhalb OV-Grenze kein
stabiler Zustand bekannt =⇒ Stern fällt
vollständig in sich zusammen =⇒ Schwarzes
Loch. Ereignishorizont bei
RS = 2GM/c2 = 3(M/M) km
(Schwarzschild-Radius), M & 4 M.
IAAT
Einführung
1
AIT
Massenbestimmung, I
1.2
17/8/98
1.0
0.8
1.2
18/8/98
1.0
0.8
Normalized Flux
1.2
19/8/98
1.0
0.8
1.2
20/8/98
1.0
0.8
1.2
21/8/98
1.0
0.8
1.2
22/8/98
1.0
0.8
4840.0
4850.0
4860.0
4870.0
4880.0
Wavelength [A]
Dopplerbewegung der Hβ Linie in HDE 226868 (Cyg X-1)
(Pottschmidt, Wilms, et al., in prep.)
In Doppelsternsystem: Masse des kompakten Objekts aus
3. Keplerschen Gesetz
G(M1 + M2 )
a3
=
(1)
2
2
T
4π
bestimmbar (a: große Halbachse, T : Umlaufzeit, M1,2 :
Massen).
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Einführung
2
AIT
Massenbestimmung, II
Da Inklination i meist unbekannt, nur
Bestimmung der Massenfunktion
M23 sin3 i
a31 sin3 i
MF =
=
2
(M1 + M2)
U2
möglich. MF ist untere Grenze für M2.
(2)
Die meisten Schwarzen Löcher haben
MF & 2 M, es gibt aber einige wenige mit
MF > 5 M.
Da häufig MF unbestimmbar: Klassifikation als
Schwarzlochkandidat (Black Hole Candidate,
BHC).
Erster BHC in 1965 entdeckt, identifiziert in 1972
(Cygnus X-1). Ende der 1970er: LMC X-3 und
LMC X-1.
Heute >20 BHC bekannt, davon sind 3 sichere
BH.
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Einführung
3
AIT
Energiequellen, I
Energiequellen der Astrophysik:
1. Kernfusion
Typische Reaktionen der Art
p + p −→ d + ∆Enuc
(3)
wo ∆Enuc = 0.007mpc2.
Kernfusion liefert ∼6 × 1018 erg/g.
2. Gravitation
Energiegewinn aus Masse m akkretiert aus ∞
bis R:
GM m
∆Eacc =
(4)
R
Für NS oder BH: M = 1 M und R = 10 km:
Akkretion liefert 1020 erg/g.
=⇒ Akkretion ist die effizienteste
astrophysikalische Energiequelle.
IAAT
Akkretion
1
AIT
Energiequellen, II
Maximale Leuchtkraft bestimmt durch
Gleichgewicht Strahlungsdruck vs.
Gravitationskraft.
Im sphärisch symmetrischen Fall:
Gravitation = Strahlungsdruck
(5)
GM mp σTS σT
=
=
2
r
c
c
(6)
(Kopplung e− und p durch Coulomb)
Gleichgewicht bei
LEdd =
4πGM mp c
σT
M
38
= 1.3 × 10 erg/s ·
M
(Eddington-Leuchtkraft).
Sonne: L = 4 × 1033 erg s−1 = 4 × 1026 W ∼ 10−4 LEdd, .
IAAT
Akkretion
2
AIT
Akkretionsscheiben, I
L5
L3
M1
CM L1
L2
M2
L4
10 R sun
Normalfall: Akkretion im Doppelsternsystem
In rotierendem Koordinatensystem: Bewegung dominiert
durch Gravitation und Zentrifugalkraft =⇒ Roche Potential.
Material fließt von normalem Stern über inneren
Lagrangepunkt, L1 , auf kompaktes Objekt
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Akkretion
3
AIT
Akkretionsscheiben, II
Akkretiertes Material hat Drehimpuls =⇒ Ausbildung einer
Akkretionsscheibe (Shakura & Sunyaev 1973).
Drehimpulstransport in Scheibe durch Viskosität, genaue Physik
ist eines der großen ungelösten Probleme der modernen
Astrophysik.
Typische Temperaturen aus
Lacc ≈ 4πR2σSBT 4
(7)
mit Lacc = 1038 erg/s: T = 107 K, d.h. kT = 1 keV =⇒
weiche Röntgenstrahlung.
Genauere Rechnung: T (r) ∝ r −3/4.
IAAT
Akkretion
4
AIT
Akkretionsscheiben, III
Orosz, 2001,
priv. comm.
IAAT
Akkretion
5
AIT
Zusammenfassung, I
Astrophysik galaktischer Schwarzer Löcher
ist hauptsächlich die Untersuchung von
Akkretionsprozessen.
Einfacher als bei NS/WD: keine Oberfläche,
keine Magnetfelder.
Schwieriger als bei NS/WD: hohe
Akkretionsraten, Windakkretion, Modifikation des
Spektrums durch heißes Gas, . . .
=⇒ Heute gute Beobachtungsdaten, grobes
physikalisches Verständnis, noch viele
Fragen offen.
Da T im keV-Bereich =⇒ Beobachtung im
Röntgenbereich.
Relativistische Effekte spielen nur bei Aktiven Galaxien eine Rolle
(z.B. Eisenlinie in MCG−6-30-15, Tanaka et al., 1995, Wilms et
al., in prep.)
IAAT
Akkretion
6
AIT
Beobachtungen, I
Typical BHC Spectra
102
E N(E) [keV cm-2 s-1 keV-1]
GS 2000+25, x10
100
Cyg X-1
10-2
GRO J0422+32, x0.1
10-4
TTM
10-6
0.1
BBXRT
1.0
OSSE
HEXE
10.0
E [keV]
100.0
1000.0
1970–1995: Einzelne pointierte Beobachtungen:
• Einige Quellen haben thermisches Röntgenspektrum
=⇒ Akkretionsscheibe!
• Viele Quellen zeigen Potenzgesetzspektrum
• Anwesenheit von Fe Kα Linienemission bei 6.4 keV =⇒
“kaltes Material” (Scheibe?)
Allgemein daher: “Zustände Schwarzer Löcher”:
high/soft state: Akkretionsscheibe dominiert.
low/hard state: Potenzgesetz dominiert.
IAAT
Beobachtungen
1
AIT
Comptonisierung, I
’
p
E’,
θ
E, p
T
Sunyaev & Trümper (1979):
Potenzgesetzspektrum verursacht durch
Comptonisierung.
Ruhesystem des Elektrons: Energieänderung
des Photons bei Compton-Streuung:
E
E =
1 + mEc2 (1 − cos θ)
e
h
0
λ −λ =
(1 − cos θ)
me c
wo h/mec = 2.426 × 10−10 cm
0
(8)
(9)
(Compton-Wellenlänge).
Für E mec2:
∆E
E
≈−
E
me c2
IAAT
Hard State
(10)
1
AIT
Comptonisierung, II
Im allgemeinen: Elektronen nicht ruhend =⇒
Energieübertrag an Photon möglich:
E 0 ∼ γ 2E
(11)
für Elektron mit Energie γmec2: inverse
Comptonisierung.
Für thermische Elektronenverteilung:
∆E 4kTe − E
=
E
me c2
(12)
(nichtrelativistisch)
=⇒ Niederenergetische Photonen können in
heißem Elektronengas sehr viel Energie
gewinnen.
Typische Parameter für BHC: τe ∼ 1, kTe ∼ 150 keV.
IAAT
Hard State
2
AIT
Comptonisierung, III
106
E N(E) [keV cm-2 s-1 keV-1 ]
105
104
5
4
103
3
2
1
102
101
100
0.01
0.10
1.00
10.00
100.00
1000.00
E [keV]
Gesamtspektrum und Spektren verschiedener Streuordnungen für
Kugelgeometrie mit optischer Tiefe τ = 5 und kTe = 0.4 me c2
(∼ 200 keV).
Berechnung des Spektrums: Lösung der
Kompaneets-Gleichung (quantenmechanisch
modifizierte Form der Fokker-Planck Gleichung)
oder direkt durch Monte Carlo Simulation liefert
Potenzgesetzspektren.
IAAT
Hard State
3
AIT
Comptonisierung, IV
100
χ
normalized counts/sec/keV
GX 339-4
Observation 07
10
3
2
1
0
-1
-2
-3
3
2
1
0
-1
-2
-3
3
2
1
0
-1
-2
-3
Power-law plus Gaussian line
Simlple Comptonization
Self-Consistent Comptonization with Fe-Line
3
10
Channel Energy [keV]
30
Anwendung von Comptonisierungsmodellen auf GX 339−4
(Wilms et al., 2000)
=⇒ Gute Übereinstimmung zwischen Theorie und Beobachtung
IAAT
Hard State
4
AIT
Akkretionsgeometrie, I
Wo die Akkretionsscheibenkorona sitzt ist unklar:
Sandwich geometry
(Haardt & Maraschi,
1993)
Advection dominated
accretion flow (ADAF)
Narayan (1996),
Esin et al. (1997, 2000)
“Sphere+Disk geometry”
Dove, Wilms, et al. (1997),
Zdziarski et al. (1998)
IAAT
Hard State
5
AIT
Akkretionsgeometrie, II
ADAF fit an GX 339−4, beobachteter Radiofluß ist 7 mJy bei
843 MHz (Wilms et al., 2000)
• Sandwich-Geometrie nicht selbstkonsistent, da Korona
zu effektiv gekühlt (Dove, Wilms et al., 1997).
• ADAF in vielen Objekten nicht möglich, da zu starker
Synchrotronpeak (z.B. Wilms et al., 2000, siehe Abb.).
• Sphere+Disk erklärt Spektrum, aber nicht
Kurzzeitverhalten (z.B. Nowak, Wilms, et al., 1999) . . .
=⇒ Akkretionsgeometrie noch nicht vollständig gelöstes
Problem!
IAAT
Hard State
6
AIT
Balbus-Hawley, I
Querschnitt durch “Sandwich Korona”. Links: Dichte, Rechts:
B-Feld (Stone, priv. comm.)
Entstehung von Akkretionsscheibenkoronen ist
unbekannt. Wahrscheinlich
magnetohydrodynamischer Ursprung.
Bislang einziger erfolgversprechender
Mechanismus: Magnetorotational Instability
(MRI, aka Balbus-Hawley Instabilität). Kann evtl.
auch Scheibenviskosität erklären.
IAAT
Hard State
7
AIT
Langzeitvariabilität, I
HEXTE
A
B
PCA
(1 of 5)
ASM
Mehr Einsicht durch systematische, auf mehrere Jahre
angelegte Beobachtungskampagnen anstelle von
“Snapshots”, möglich mit Rossi X-ray Timing Explorer
(RXTE, NASA, seit 1996).
Durchgeführte Kampagnen:
Cyg X-1: 1997–heute (RXTE, Radio, optisch; Pottschmidt,
Wilms, et al., 2000, Pottschmidt, Wilms, et al., in Vorb.)
LMC X-1: 1997/1998 (RXTE; Wilms et al., 2001)
LMC X-3: 1997–1999, 2001–heute (RXTE; Wilms et al.
2001), 1990–1995 (optisch [Amsterdam]; Brocksopp,
Groot, Wilms, im Druck).
GX 339−4: 1998 (RXTE; Wilms et al. 2001), 2000
(XMM-Newton, BeppoSAX)
IAAT
Langzeitvariabilität
1
AIT
V1408 Aql, I
JD-2450000
300
500
700
900
1100
1300
1500
1700
1900
600
600
400
400
200
200
100
100
5
2
4
Period [d]
Period [d]
100
6 8 10 12
Power
ASM Count Rate
4
3
2
1
0
-1
1996
1997
1998
1999
2000
2001
Langzeitlichtkurve von V1408 Aql (4U 1957+115; Nowak &
Wilms, 1999, Benlloch, Wilms, et al., 2001):
quasi-periodische Intensitätsschwankungen. Quelle hat
härteres Spektrum bei niedrigerer Intensität.
IAAT
Langzeitvariabilität
2
AIT
LMC X-3, I
JD-2450000
300
500
700
900
1100
1300
1500
1700
EW [eV]
APL
Γ
Adisk
kTin [keV]
ASM Count Rate [counts s-1]
5
4
3
2
1
0
1.5
1.0
0.5
35
30
25
20
5
4
3
2
1
1.0
0.8
0.6
0.4
0.2
0.0
60
40
20
0
1996
1997
1998
1999
2000
LMC X-3: Variation der Spektralparameter (Wilms et al., 2001)
IAAT
Langzeitvariabilität
3
AIT
LMC X-3, II
-1
10
Obs31
Obs30
E × ph cm-2 s-1 keV-1
Obs29
10-2
Obs28
10-3
10-4
3
5
10
20
Energy [keV]
Wilms et al., 2000, 2001
LMC X-3 zeigt quasi-periodische Übergänge
zwischen dem soft state und dem hard state für
L . 5%LEdd
=⇒ Akkretionsscheibenkorona baut sich quasi-periodisch
auf und ab.
Ähnliches auch von anderen BHC bekannt (z.B. Cyg X-1, XTE
J1550, . . . ) =⇒ MRI funktioniert nicht für große L, (∝ Ṁ ).
IAAT
Langzeitvariabilität
4
AIT
Cyg X-1, I
2500
1999-Feb-25
2-4 keV
2000 ∆ t=0.25 s
1500
RXTE PCA countrate
1000
500
0
150
2500
∆ t=31.25 ms
2000
200
250
300
1500
1000
500
0
250
252
254
256
Time [sec]
258
260
Weitere Hinweise auf Physik aus Zeitverhalten.
IAAT
Langzeitvariabilität
5
AIT
Cyg X-1, II
PSD [(rms/mean)2/Hz]
10-0
10-1
1998 Feb 20
Energy: 1.9-4.0 keV
Bintime: 16 ms
total Exp.: ~2 ks
χ2red=1.0
10-2
10-3
R1=0.32 Hz-1, ν1=0.04 Hz, Q1=0.5
R2=0.20 Hz-1, ν2=0.64 Hz, Q2=1.1
R3=0.19 Hz-1, ν3=1.98 Hz, Q3=0.6
Residuals
PSD×ν [(rms/mean)2]
10-1
10-2
10-3
10-4
2
0
-2
10-3
10-2
10-1
100
Frequency [Hz]
101
Zeitvariation der BHC kann als “Rotes Rauschen”
beschrieben werden, mit charakteristischen Frequenzen,
von denen vermutet wird, daß sie mit angeregten
Schwingungen in der Akkretionsscheibe in
Zusammenhang stehen (Diskoseismology).
IAAT
Langzeitvariabilität
6
AIT
Cyg X-1, III
(a)
-1
10
(b)
:1996 May 29
hard to soft
:1996 Jun 15
soft
:1998 Jul 15
"failed trans."
:1996 Dec 16
hard
Time Lag [sec]
:1996 Dec 16
hard
10-2
10-3
0.1
1.0
10.0 0.1
Frequency [Hz]
1.0
10.0
Frequency [Hz]
Pottschmidt, Wilms, et al., 2000
Der fourierfrequenzabhängige “Lag” ändert sich nur
während der Zustandsänderungen.
Im hard oder soft state sind die Lags identisch =⇒
Entstehung des Lags ist von Akkretionsscheibenkorona
unabhängig.
IAAT
Langzeitvariabilität
7
AIT
Cyg X-1, IV
JD-2450000
300
400
500
120
600
700
800
900
25
Mean Time Lag:
(<4.0 keV) vs (∼8-13 keV)
3.2-10.0 Hz
100
80
20
15
60
40
10
20
5
0
-20
0
Mean Time Lag [ms]
ASM Count Rate [cps]
200
M J J A S O N D J F M A M J J A S O N D J F M
1996
1997
1998
JD-2450000
900
1000
1100
1200
1300
1400
1500
25
120
20
100
80
15
60
40
10
20
5
0
-20
0
Mean Time Lag [ms]
ASM Count Rate [cps]
800
N D J FMAM J J A S O N D J FMAM J J A S O N D JF
1997
1998
1999
Pottschmidt, Wilms, et al., 2000
Zeitliche Entwicklung der Zeitverschiebung (“lag”) zwischen
zwei Energiebändern. Der Lag ist signifikant höher
während Zustandsänderungen =⇒ Hinweis auf
Geometrieänderung?
IAAT
Langzeitvariabilität
8
AIT
Zusammenfassung, I
Bisherige Ergebnisse:
1. Prinzipielle Physik der BHC gut verstanden:
Comptonisierung und Akkretionsscheibe.
2. Akkretionsgeometrie offen
3. Langzeitvariation ist vorhanden, evtl. bedingt
durch Änderungen der Massenakkretionsrate.
4. Zustandsänderungen im Spektrum wegen
Auf-/Abbau der Akkretionsscheibenkorona?
5. Stochastische Kurzzeitvariabilität
6. Lags sind nicht durch Korona bedingt.
IAAT
Zusammenfassung
1
AIT
Ausblick, I
Was bringt die Zukunft?
Kurzfristig muß Modellierung verbessert werden:
1. Bessere MHD Rechnungen?
2. Bessere Modelle für Zeitvariabilität =⇒
Vereinheitlichung Spektren und Zeitverhalten.
Langfristig ist neue Hardware erforderlich:
1. Breitbandspektren:
• INTEGRAL (ESA, 2002)
• CZT-Detektoren =⇒ Brasilianischer Kleinsatellit
(INPE, UCSD, IAAT, MIT)?
• Niederenergie-Monitor auf ISS [ROSITA] (MPE,
IAAT)?
• CZT Monitor auf Space Station (EXIST)?
2. Neuer dedizierter Satellit für Timing?
• EXTRA (CESR, IAAT, UVA, Birmingham)
3. Bessere Spektralauflösung
• XMM-Newton (2000–, ESA)
• Chandra (1999–, NASA)
• XEUS (2010–, ESA)
• Constellation-X (2008–, NASA)
“Goldene Zukunft” der Röntgen- und γ -Astronomie.
IAAT
Ausblick
1