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