Oblak plina G2 na poti proti supermasivni

črni luknji v centru Galaksije

Seminar

Avtor: Maja Uljan

Mentorica: izred. prof. dr. Andreja Gomboc

Somentor: asist. dr. Uroš Kostić

Ljubljana, December 2014

Povzetek

Center naše Galaksije predstavlja edinstveno priložnost za preučevanje črne luknje in

dogajanja okrog nje. Center Galaksije ni viden v vidni svetlobi, ga pa vseeno lahko

opazujemo v infrardečem in radijskem delu spektra. Spoznanje, da lahko opazujemo

posamezne zvezde v centru Galaksije, je privedlo do povečanega zanimanja za raziskovanje

in preučevanje le-teh. Na podlagi meritev posameznih zvezdnih orbit, ki so se iz leta v leto

izboljševale, so postavili trden dokaz o obstoju črne luknje in jo povezali z radijskim izvorom

Sgr A*. V centralni kopici so med opazovanjem zvezd opazili tudi objekt, ki je izgledal kot

skupek plina in prahu. Objekt je pritegnil pozornost, ker se je z veliko hitrostjo približeval

črni luknji.

2

Kazalo

1 Uvod ...................................................................................................................................... 2

2 Center Galaksije .................................................................................................................... 3

3 Keplerske orbite .................................................................................................................... 4

4 Opazovanje plinskega oblaka G2 v centru Galaksije ............................................................ 6

4.1 Plinski oblak G2 ............................................................................................................. 7

4.2 Prehod pericentra .............................................................................................................. 9

5 Zaključek ............................................................................................................................ 10

1 Uvod

Blizu središča naše Galaksije sta Balick in Brown [1] že leta 1974 odkrila močan izvor

elektromagnetnega valovanja v radijskem frekvenčnem območju, kasneje poimenovan Sgr

A*. Leta 1975 so odkritje potrdili z uporabo VLBI (Very Long Baseline Interferometry)

metode[2].

Na podlagi meritev porazdelitve snovi v odvisnosti od razdalje od Sgr [3] in diagrama

hitrosti gibanja zvezd v okolici Sgr A* [4] lahko sklepamo, da gre za keplersko gibanje okoli

močno zgoščene centralne mase. Položaj Sgr A* se ujema s središčem zvezdne gruče, ki ga

obdaja, do nekaj delčkov ločne sekunde natančno. Na podlagi opazovanja lastnega gibanja

Sgr A* znotraj Galaksije, pri čemer je torej odšteto kroženje Galaksije, so ocenili zgornjo

mejo za krožilno hitrost Sgr A* okoli središča, tj. 15 km/s [5]. To je dovolj majhna

vrednost, da lahko sklepamo, da je Sgr A* točno v središču Galaksije. Z istimi opazovanji so

ocenili tudi krožilne hitrosti zvezd v bližini središča, ki so reda velikosti 1000 km/s in več. Iz

tega so ocenili spodnjo mejo za maso Sgr A*, MSgr A* 1000 M

, ki močno presega maso

morebitne nevtronske zvezde ali pulzarja. Zato sklepamo, da je Sgr A* črna luknja.

Na observatoriju, ki stoji v državi Čile v Južni Ameriki (Very Large Telescope, VLT,

vsebuje štiri 8,4-metrske teleskope), so leta 2011 odkrili oblak plina G2 z večkratno maso

Zemlje [6], ki hitro pospešuje v smeri črne luknje v središču naše Galaksije. Ta mali objekt je

ustvaril pravi vihar. To je prvič doslej, da je bilo mogoče opazovati potovanje oblaka plina, ki

se približuje supermasivni črni luknji. Po ocenah naj bi se G2 približal črni luknji na le okoli

3000-krat večjo razdaljo od tiste, ki predstavlja dogodkovni horizont [7], od koder nič več ne

uide. Sklepali so, da se bo zaradi gravitacijskega polja črne luknje oblak plina močno

deformiral. Od odkritja dalje so spremljali potovanje G2 po delu zelo sploščene tirnice okoli

Sgr A*. Spomladi leta 2014 je G2 prešel najbližjo točko s črno luknjo, vendar je ostal dokaj

kompakten. Iz tega so sklepali, da je v središču oblaka zvezda, ki s svojim gravitacijskim

poljem nasprotuje vplivu črne luknje.

3

2 Center Galaksije

V centru Galaksije se nahaja centralna zvezdna kopica, znotraj katere se nahaja kompakten

radijski izvor SgrA*. Hitrosti zvezd v njegovi bližini presegajo 2510-3΄΄

/leto oziroma

približno 1000 km/s [5]. Te zvezde so pritegnile pozornost [3], saj so dovolj vsaksebi, da jih

lahko opazujemo posamezno in tako preučujemo njihova lastna gibanja (slika 1). Z

raziskovanjem lastnega gibanja posameznih zvezd centralne kopice v centru Galaksije sta

pričela Eckart in Genzel na Max Planck inštitutu leta 1992, nekaj let kasneje pa je z enakim

namenom začela delovati še ena skupina astrofizikov pod okriljem univerze v Kaliforniji [4].

Slika 1: Kopica zvezd v centru Galaksije. Slika temelji na podatkih pridobljenih na VLT 20.

junija 2007 v H območju. Z modrim so označene mlajše zvezde, z rdečim pa so označene

starejše zvezde. Zvezde, katerim niso mogli določiti starosti, so označene z črno. Povzeto po

[8].

Opazovanih je bilo več kot sto zvezd, za katere so določili vse tri komponente hitrosti,

ter več kot tisoč zvezd, za katere sta znani le dve komponenti hitrosti. Z dobljenimi podatki o

lastnem gibanju posameznih zvezd so določili elemente orbite (naklon, dolžina dvižnega

vozla, argument periapside, velika polos elipse, sploščenost in srednja anomalija), ki jih bomo

opisali v naslednjem poglavju. Na podlagi podatkov o zvezdnih orbitah določamo centralno

porazdelitev mase ter velikost in maso črne luknje v centru Galaksije [3]. Maso telesa, okoli

katerega krožijo zvezde, lahko določimo na podlagi lastnosti zvezdnih orbit. Z določitvijo

posameznih lastnosti orbite lahko iz podatkov in Keplerjevega zakona izračunamo maso črne

luknje Mčl.

4

3 Keplerske orbite

Zvezdne tirnice okrog SgrA* lahko dovolj dobro opišemo s Keplerskimi orbitami [3].

Relativistični efekti so majhni [8], nekatere pa bomo lahko opazili šele v naslednjih nekaj

letih [8].

V našem primeru so mase zvezd v bližini črne luknje precej manjše od njene mase,

zato lahko zanemarimo njihov vpliv na črno luknjo. Pri problemu dveh teles izhajamo iz

drugega Newtonovega zakona:

(1)

in iz splošnega gravitacijskega zakona,

Središči teles opišemo s krajevnima vektorjema in , vektor pa naj kaže od drugega

telesa k prvemu, . Potem iz enačb 1 in 2 sledita gibalni enačbi za središči obeh

teles:

(3)

kjer je enotski vektor v smeri . Če enačbi 3 delimo z m1m2 in ju odštejemo med sabo,

dobimo gibalno enačbo za gibanje drugega telesa glede na prvo telo:

kjer je standardni težnostni parameter in je enak . Masa ustreza zvezdi

v bližini črne luknje z maso . Ker , lahko standardi težnostni parameter

zapišemo kot . Omenjeni približek poenostavi reševanje enačbe 4.

To najprej zapišemo v polarnem koordinatnem sistemu. Tako dobimo enačbo[9]

Nadalje definiramo vrtilno količino . Pokažemo lahko, da [9] , kar nam

omogoči, da z malo truda iz enačbe 5 odpravimo časovne odvode spremenljivke . Končna

rešitev enačbe 4 je Keplerska orbita [9],

5

kjer | | , e pa je konstanta, odvisna od začetnih pogojev in ustreza ekscentričnosti

elipse. Enačbo 6 lahko zapišemo tudi s parametroma a in b, ki označujeta veliko in malo polos

elipse, tako da √ :

Kot označuje pravo anomalijo. Ta za eliptične tirnice predstavlja kot med smerjo proti

periapsidi in smerjo proti trenutni legi nebesnega telesa, merjeno od gorišča elipse (slika 2).

Elementi tira ali elementi tirnice so v astronomiji parametri, s katerimi enolično določimo

gibanje nebesnega telesa. Najbolj znan je nabor šestih Keplerjevih elementov tira, ki opišejo

tirnico opazovanega nebesnega telesa (slika 2). Prvi trije elementi (naklon, tira, dolžina

dvižnega vozla in argument periapside) so Eulerjevi koti, ki določajo usmerjenost tirnice, kot

da je ta sestavljena iz treh zaporednih vrtenj. Naslednja dva elementa določata obliko tirnice,

zadnji element (srednja anomalija) pa določa lego telesa v določenem trenutku.

Slika 2: Nekateri elementi tirnice nebesnega

telesa glede na ekliptiko.

Slika 3: Ilustracija do zdaj znanih orbit

zvezd v središču Galaksije. Povzeto po [8].

6

4 Opazovanje plinskega oblaka G2 v centru Galaksije

V opazovalnih programih na VLT, kjer preučujejo zvezdne orbite okrog supermasivne črne

luknje v centru naše Galaksije, odkrili zanimiv objekt, ki se giblje s hitrostjo 1700 km/s proti

SgrA*. Objekt ima izjemno majhno temperaturo ( 550 K), njegov izsev znaša okrog pet

Sončevih izsevov in ni primerljiv z nobenim izsevom zvezd, ki jih do sedaj poznamo v bližini

SgrA*. Spektroskopske meritve pokažejo rdeči premik emisijskih komponent Br in Br v

vodikovih črtah ter 2,058 m HeI črto, na podlagi katerega ugotovijo, da se je hitrost

opazovanega telesa med letoma 2004 in 2011 močno povečala. Br emisija je vodila

raziskovalce v interpretacijo opazovanega objekta kot prašnega plinskega oblaka, z maso,

enako trem masam Zemlje [6].

7

4.1 Plinski oblak G2

Orbita plinskega oblaka G2 je znana za obdobje zadnjih desetih let in jo je zato mogoče dokaj

podrobno analizirati. Rezultati so pokazali, da se G2 giblje po zelo ekscentrični Keplerski

orbiti. Podali so oceno razdalje, na katero bi se lahko oblak G2 približal črni luknji v centru

Galaksije. Razdalja je bila ocenjena na svetlobnih ur od črne luknje. Z

smo označili Schwarzschildov polmer, pri čemer je c hitrost svetlobe v

vakuumu. Dobljena razdalja je primerljiva z razdaljo do pericentra znane zvezde S2, ki kroži

na orbiti okoli SgrA* z obhodnim časom 16 let in znaša [13].

Slika 4 prikazuje približevanje G2 pericentru od leta 2008 do leta 2013. Na diagramih je

opazen tudi plinski rep, ki sledi oblaku G2 po isti orbiti. Plinski rep je posledica delovanja

plimskih sil SgrA* [13]. Tretji stolpec so diagrami lege in hitrosti objekta, ki na abscisi

prikazujejo radialno hitrost objekta v km/s, na ordinati pa oddaljenost objekta od pericentra v

mililočnih sekundah (mas). Iz tega bi lahko sklepali, da je G2 lokalno gostejše območje

večjega plinskega pasu [14].

Celotno strukturo na diagramih na sliki 4 lahko opišemo kot podaljšan plinski objekt, kjer G2

predstavlja glavo celotne strukture. Pričakovati je, da bo plin G2 vzpostavil interakcijo z

vročim plinom akrecijskega toka okrog SgrA*. To je dejansko eden od najbolj vznemirljivih

vidikov G2-SgrA* srečanja. Napovedi, kaj naj bi se zgodilo, so odvisne od modela plinskega

oblaka G2 in od modela okolice SgrA*[13].

S pomočjo hidrodinamičnih simulacij [13] so poskušali konstruirati nadaljnji razvoj

strukture G2 med njegovim prehodom pericentra. V simulacijah so predvideli, da bo G2 v

obdobju približevanja k pericentru predvsem izpostavljen plimskim silam, po prehodu

8

pericentra pa naj bi v G2 začeli prevladovati hidrodinamični efekti. Podrobnosti dogajanja v

plinskem oblaku G2 med približevanjem pericentru in prehodu le-tega so močno odvisne od

strukture G2 in okoliškega plina. Z opazovanjem dogajanja bi tako morda lahko izvedeli kaj

več o akrecijskem toku okoli SgrA*[13].

Leta 2013 so prvič predstavili rezultate opazovanj, kjer so opazovani objekt imenovali

»plinski oblak«. V kasnejših objavah so navedli, da se v opazovanem objektu najverjetneje

nahaja (šibka in nezaznavna) zvezda, ki naj bi bila izvor G2. Številne raziskave in diskusije o

G2 so predlagale različne modele za samo strukturo G2, prav tako za njegov nastanek. Modeli

se razlikujejo po tem, da nekateri v središče opazovanega objekta postavljajo kompakten

izvor, ki proizvaja in objektu dovaja konstanten vir plina na poti po njegovi orbiti, nekateri pa

ne.

Obstajata dva modela, ki ne predvidevata kompaktnega jedra [14]:

Oblak G2 bi lahko bil kepa, formirana kot posledica zvezdnega vetra masivnih zvezd

iz diska zvezd. Veter bi lahko pripadal zvezdama S91 in IRS16SW, saj imata ustrezno

orbito. Ta model poskuša razložiti, zakaj je orbita G2 v isti ravnini z diskom.

G2 bi lahko bili ostanek zvezde, ki je doživela plimsko motnjo. Morda je orjakinja

doživela trk s SgrA*, kar je vodilo do kepastega plinskega toka, ki se nahaja na orbiti s

krajšim obhodnim časom v primerjavi s prvotno zvezdo.

Predlagana sta bila tudi dva modela, ki vključujeta kompaktno jedro[14]:

G2 bi lahko bil izhlapevajoč protoplanetarni disk okoli mlade zvezde. Povečanje

plimskega raztega med približevanjem SgrA* bi pospešilo izhlapevanje, kar bi vodilo

v znatno povečanje izseva v frekvenčnem območju Br

G2 bi lahko bil produkt zvezdnega vetra, ki pripada zvezdi tipa T-Tauri (zvezde tipa

T-Tauri so mlade zvezde spremenljivke, kar pomeni, da se jim svetlost spreminja s

časom). Relativno počasen veter zvezde T-Tauri naj bi ustvaril fronto udarnega vala,

njeno emisijo pa opazimo kot G2. V takšnih modelih bi med približevanjem SgrA*

svetilnost G2 narasla, kar pa se ne sklada z opazovanji.

Deformacija G2 zaradi delovanja plimskih sil (slika 4) ni močno odvisna od tega, ali v

notranjost oblaka postavimo zvezdo ali ne, ker na takšni razdalji od Sgr A*, kot je G2,

plimska sila masivne črne luknje prevladuje nad gravitacijsko silo centralne zvezde.

Modeli se med sabo ne razlikujejo samo po tem, kako je opazovani objekt G2 nastal in

kako je zgrajen, ampak tudi po tem, kakšen naj bi bil njegov nadaljnji razvoj po prehodu

pericentra. Modeli, kjer je G2 opisan kot oblak plina, napovedujejo prevladovanje

hidrodinamičnih efektov in razdor strukture plinskega oblaka s prehodom pericentra ter

padanje njegove snovi proti črni luknji. Modeli, ki vključujejo centralno zvezdo, pa

predvidevajo hidrodinamične efekte zgolj v zunanjih plasteh in centralna zvezda bi

nadaljevala pot po zelo ekscentrični orbiti [15].

9

4.2 Prehod pericentra

Oktobra 2014 je skupina raziskovalcev iz observatorija Keck objavila poročilo o novem

opazovanju objekta G2. Med opazovanjem je G2 prešel najbližjo točko s črno luknjo v centru

Galaksije, kjer so pričakovali izjemno delovanje plimskih sil, ki bi drastično vplivale na

strukturo G2. Pri analizi zbranih podatkov so prišli do naslednjih ugotovitev:

G2 je prešel najbližjo točko z črno luknjo v centru Galaksije in pri tem ostal kompakten

izvor v L območju (slika 5).

Zadnje meritve G2 v L območju so skladne s tistimi izmerjenimi v zadnjih desetih letih.

Gibanje G2 se nadaljuje po tirnici, ki je skladna z modelom Keplerske orbite, kateri

predvideva periodo krajšo od 500 let in amin= 21530a.e.

Merjenja v frekvenčnem območju L' so ovrgla teorijo o tem, da je opazovani objekt G2

sestavljen zgolj iz plina in prahu. Če bi bil G2 res le plinski oblak, bi se ob prehodu pericentra

znatno spremenila njegov obseg in svetlost, kar pa se ni zgodilo.

Slika 5: Prehod pericentra. Prikazano je

območje centra Galaksije v velikosti

. (a) V frekvenčnem območju L'

ne moremo ločiti G2 od Sgr A*. (b)

Merjenje v frekvenčnem območju K'

razkrije, da je Sgr A* v stanju s šibkim

izsevom. (c) Slika v frekvenčnem

območju L', potem ko odštejemo

točkaste vire svetlobe S0-2, S0-8 in Sgr

A*, tako da ostane le G2. (d) Ista slika

kot (c), potem ko odštejemo še G2 kot

točkast vir svetlobe. Ker nič ne

preostane, to priča o prostorski

kompaktnosti G2. Zeleni krogec

predstavlja položaj Sgr A*. Slike so

konstruirane na podlagi podatkov,

pridobljenih marca 2014. Povzeto po [7]

Emisija G2 v območju L' verjetno izvira iz optično debele prašne lupine, ki obdaja

centralno zvezdo. Do tega zaključka lahko pridemo po dveh poteh. Prvič, poleg tega, da je

izsev v območju L' konstanten kljub približevanju črni luknji, vemo še, da je barva G2 leta

2004 v območjih L'-M' ustrezala temperaturi črnega telesa 560 K. Izsev v frekvenčnem

območju K' ni bil zaznan in izsev v območju L' je mnogo kompaktnejši od tistega v območju

Br zato izvira iz drugega dela G2. Vse našteto lahko pojasnimo z optično debelo lupino s

konstantno temperaturo in obsegom, vir energije pa se skriva v njeni notranjosti. Če

10

modeliramo izsev prahu kot črno telo, dobimo izsev LG2 = 29 L

in obseg 2,6 AU. Glede na

izsev bi črno telo lahko bila zvezda z maso približno 2M

, vendar njegov obseg približno

100-krat presega fotosferno velikost zvezde z izsevom 30 L

. Najverjetneje je, da je G2

spojitev dveh zvezd s skupno maso 2M

, saj je njegov obseg podoben izračunanim obsegom

drugih domnevnih spojitev zvezd [7]. Drugi način, da pokažemo obstoj centralne zvezde in

tudi obstoj spojitve dveh zvezd s skupno maso 2M

je, da obravnavamo plimski radij.

Konstanten izsev v frekvenčnem območju L' in kompaktnost G2 nakazujeta na to, da plimski

radij vira večino časa ni manjši od same velikosti vira. Plimski radij rpl je odvisen od razdalje

G2 do črne luknje, R, in od mase MG2. Ocenjujejo [7], da je razdalja v pericentru enaka

in . Za plimski radij v bližini pericentra velja [7]:

(

)

Izpeljana velikost G2 v frekvenčnem območju L' ne kaže izrazite plimske interakcije s

črno luknjo, razen blizu prehoda pericentra. To se sklada z opazovanji, kjer ne opazimo

evolucije velikosti G2 v frekvenčnem območju L' in fotometrije med približevanjem črni

luknji. Plimske sile odnašajo plin in prah zunaj plimskega radija, kar ustvarja optično tanke

plimske repe. Ta podaljšani izsev je šibak v frekvenčnem območju L', v območju Br pa je

primerljiv s centralnim virom. Tako je emisija v območju Br posledica delovanja plimskih

sil, emisija v območju L' pa odraža značilnosti spojitve zvezd v centru G2.

5 Zaključek

Med opazovanjem centralne kopice zvezd v centru Galaksije so leta 2011 odkrili objekt G2,

ki se je približeval črni luknji. Sprva so menili, da je G2 oblak plina in prahu. Emisijske črte

Br so nakazovale na vroč plin (Tc 104K)\[6]. Jasno je bilo videti plimsko delovanje črne

luknje, ki je povzročilo spremembo strukture. Objekt se je razdelil na kompaktni del – glavo,

in na rep. Tako bi G2 ob prehodu najbližje točke s črno luknjo zaradi plimskega delovanja in

hidrodinamičnih motenj razpadel in pri tem ponudil edinstveno priložnost za opazovanje

procesa hranjenja supermasivne črne luknje v realnem času. S tem bi G2 lahko podal

nepričakovan vpogled v rast supermasivne črne luknje ali akrecijskega diska okrog nje. Na

podlagi vedno bolj natančnih meritev so znanstveniki predvideli še druge možne modele

strukture G2. Nobenega od modelov pa ni bilo moč ovreči ali potrditi, vse dokler opazovani

objekt G2 ni prešel pericentra. Spomladi 2014 je G2 prešel pericenter in obdržal kompaktno

strukturo, na podlagi katere so potrdili, da se v sredi oblaka nahaja zvezda in ovrgli možnost,

da je G2 oblak plina in prahu. Predvideli so model za G2, ki vključuje binarno spojitev zaradi

močnega gravitacijskega polja črne luknje. Temna snov na takšni razdalji od centra nima

vpliva na opazovani objekt. Kaj se bo zgodilo z objektom je odvisno od tega kako izgublja

vrtilno količino in energijo.

11

Literatura