Черные дыры: наблюдения Лекция 4: Слияния черных дыр Сергей ПОПОВ (ГАИШ МГУ) Школа современной астрофизики-2007 Пущино

2 План лекции 1.Иерархическая модель формирования галактик 2.Гравитационно-волновая ракета 3.Черные дыры на больших красных смещениях 4.Слияния сверхмассивных черных дыр 5.Слияния черных дыр в тесных двойных Обзоры astro-ph/ Образование и ранняя эволюция массивных черных дыр astro-ph/ Образование и эволюция первых массивных черных дыр astro-ph/ Слияния сверхмассивных черных дыр и образование космологической структуры

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

4 Крупномасштабная структура (Кравцов и др.)

5 Крупномасштабная структура

6 Образование скоплений галактик (Kauffmann, Colberg, Diaferio, and White) tCDM LCDM 21x21 (Mpc/h) 3 35x35 (Mpc/h) 3 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.

7 Рост скопления галактик

8 Минигало и первые звезды (Volker Bromm astro-ph/ )astro-ph/ 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.

9 Первые звезды и минигало В стандартной λCDM модели первые MBH образуются на z>15 в минигало с M> M O. Эти дыры дают первые миниквазары, вносящие вклад в ионизацию на z порядка 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.

10 Первые звезды (Yoshida et al. astro-ph/ )astro-ph/ Расчеты проводились для ΛCDM модели. Картинка соответствует z=17. Размер 50 кпк. Звезды образуются на пересечении волокон (яркие точки).

11 Проблема существования очень массивных черных дыр на больших красных смещениях На красных смещениях порядка 7 уже есть черные дыры с массой более 10 9 солнечных масс. Это соответствует времени менее 10 9 лет. Необходимо обеспечить наличие зародышевых черных дыр на z>15 и возможность их быстрого роста (темп аккреции может ограничиваться эддингтоновским пределом).

12 Рост масс черных дыр (Madau astro-ph/ ) Рост масс черных дыр при разной эффективности аккреции. Функция масс гало на разных z, которые слившись к z 0 =0.8 дадут галактику типа нашей масс Солнца (сплошные кривые) или на z 0 =3.5 (штриховые).

13 Рост массы lg М ~M 2 (Бонди) ~M (Эддингтон) lg t 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.

14 Рост массы, спин и активность Эллиптические Дисковые (arXiv: ) 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.

15 Эволюция числа квазаров (Combes astro-ph/ ) 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 максимум лежит на z~ , для – на z~2.

16 Каннибализм галактик (C.Nipoti et al. astro-ph/ )astro-ph/ Результаты двух модельных расчетов эволюции галактик в центре скопления C 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.

17 Взаимодействующие галактики (Hibbard, Barnes)

18 Млечный Путь и темные спутники (Madau astro-ph/ ) 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.

19 Гравитационно-волновая ракета astro-ph/ Как черные дыры получают тычки 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: 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. f(q)=q 2 (1-q)/(1+q) 5, f max =0.38

20 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.

21 Максимальная отдача (Campanelli et al. gr-qc/ ) Скорость отдачи сильно зависит от ориентации спинов черных дыр до слияния.

22 Эволюция активности SMBH (Comastri astro-ph/ )astro-ph/ 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.

23 Эволюция массы и светимости (см. Combes astro-ph/ ) Показаны результаты моделирования (Merloni 2004). Время жизни растет с уменьшением z.

24 Эволюция профиля в случае двух черных дыр (Combes astro-ph/ ) Плоские профили звездной плотности могут объясняться наличием второй черной дыры.

25 Массивная двойная черная дыра (Rodriguez et al. astro-ph/ ) Галактика Суммарная масса: масс Солнца Расстояние между дырами 7.3 пк.

26 Примеры двойных черных дыр 3С75 Abell 400

27 Слияние нейтр. звезд (Stephan Rosswog, visualisation: R. West)

28 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

29 Последние витки вращающихся двойных черных дыр astro-ph/

30 Выпадение вещества на черную дыру и излучение гравволн см. также gr-qc/ Эффективный метод поиска звона черных дырgr-qc/ Авторами данной статьи построено семейство шаблонов – теоретических профилей сигналов – для эффективного поиска "звона" черных дыр.

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

32 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.

33 Основные выводы Первые массивные черные дыры образуются из первых массивных звезд на красных смещения z>15 в минигало темной материи массой около 10 6 М О. 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 10 9 М О. 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).