Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Prezentace se nahrává, počkejte prosím

Hodně hustý RENTGEN (extrémní hvězdy) Gabriel Török UF FPF SU Opava, www.physics.cz Podpořeno v rámci OPVK CZ.1.07/2.3.00/20.0071 „SYNERGY“. Tento projekt.

Podobné prezentace


Prezentace na téma: "Hodně hustý RENTGEN (extrémní hvězdy) Gabriel Török UF FPF SU Opava, www.physics.cz Podpořeno v rámci OPVK CZ.1.07/2.3.00/20.0071 „SYNERGY“. Tento projekt."— Transkript prezentace:

1 Hodně hustý RENTGEN (extrémní hvězdy) Gabriel Török UF FPF SU Opava, Podpořeno v rámci OPVK CZ.1.07/2.3.00/ „SYNERGY“. Tento projekt je spolufinancován Evropským sociálním fondem a státním rozpočtem České republiky.

2 OTÁZKA: Kolik andělů se vejde na špičku jehly ? 1. Otázka a odpověď (ilustrace vědecké metody )

3 OTÁZKA: Kolik andělů se vejde na špičku jehly ? Záleží na velikosti andělů a na velikosti jehly…. Při zanedbání efektů kvantové mechaniky a dobré znalosti morfologie andělů se jedná o triviální výpočet. 1. Otázka a odpověď (ilustrace vědecké metody )

4 Vesmírný Rentgen G. Török UF FPF SU Opava

5 1. Otázka OTÁZKA: Kolik slonů se vejde do špendlíkové hlavičky ?

6 1. Otázka ~ 0.06m ~ 4m ~ 3m ~ 0.006m V = 4/3  (0.003m) 3 = m 3 M ~ 5000 kg tzv. kanonický špendlík

7 Kolik slonů se vejde do špendlíkové hlavičky => Jiná OTÁZKA: Jak moc lze stlačit slona 1. Otázka ~ 0.06m ~ 0.006m V = m 3 M ~ 8000 kg tzv. kanonický špendlík

8 V závěrečné fázi vývoje „pravé“ hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. 2. „Mrtvé“ hvězdy (Jak moc lze stlačit slona )

9 V závěrečné fázi vývoje „pravé“ hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps a případná exploze supernovy. Movie: nasa.gov 2. „Mrtvé“ hvězdy (Jak moc lze stlačit slona )

10 Před a po… Supernova z r NASA 2. „Mrtvé“ hvězdy (Jak moc lze stlačit slona )

11 V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. V závislosti na počáteční konfiguraci vznikne bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH): 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru WD vzniká relativně klidnou degenerací. Geneze NS, QS a BH probíhá jako výbuch supernovy.

12 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. V závislosti na počáteční konfiguraci vznikne bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH): WD vzniká relativně klidnou degenerací.

13 2. „Mrtvé“ hvězdy – Vlastnosti a struktura bílého trpaslíka Vlastnosti a struktura bílého trpaslíka Fig: nasa.gov, spacetoday.org „Like other white dwarfs, Lucy is composed mostly of carbon and oxygen created by the past thermonuclear fusion of helium nuclei.“ V*886 Cen - R okolo km (srovnatelné se Zemí, cca 1/100 oproti Slunci) - hmotnost srovnatelná se Sluncem (které má zhruba hustotu vody, tj kgm -3 ) - > hustota cca(100x100x100)x1000 = 10 9 kgm -3 (10 6 gcm -3 ), centrální hustota až kgm -3

14 hmotnost slona / objem špendlíkové hlavičky = cca 5x10 3 kg / cca m -3 = 5x10 10 kgm -3 V*886 Cen Bílý trpaslík je tedy „obrovský diamant“ o hustotě asi 1 2. „Mrtvé“ hvězdy – Vlastnosti a struktura bílého trpaslíka - R okolo km (srovnatelné se Zemí, cca 1/100 oproti Slunci) - hmotnost srovnatelná se Sluncem (které má zhruba hustotu vody, tj kgm -3 ) - > hustota cca(100x100x100)x1000 = 10 9 kgm -3 (10 6 gcm -3 ), centrální hustota až kgm -3

15 hmotnost slona / objem špendlíkové hlavičky = cca 5x10 3 kg / cca m -3 = 5x10 10 kgm -3 V*886 Cen Bílý trpaslík je tedy „obrovský diamant“ o hustotě asi 1 EpPH 2. „Mrtvé“ hvězdy – Vlastnosti a struktura bílého trpaslíka - R okolo km (srovnatelné se Zemí, cca 1/100 oproti Slunci) - hmotnost srovnatelná se Sluncem (které má zhruba hustotu vody, tj kgm -3 ) - > hustota cca(100x100x100)x1000 = 10 9 kgm -3 (10 6 gcm -3 ), centrální hustota až kgm -3

16 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. V závislosti na počáteční konfiguraci vznikne bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH):

17 Fig: nasa.gov 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. V závislosti na počáteční konfiguraci vznikne bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH): Geneze NS a QS probíhá jako výbuch supernovy. Exploze původního objektu vel- kého řádově stovky tisíc km zanechá cca 10km těleso.

18 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru Vlastnosti a struktura neutronové hvězdy Hustota cca 0.01 až 10 6

19 Fig: nasa.gov 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. V závislosti na počáteční konfiguraci vznikne bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH): Geneze NS a QS probíhá jako výbuch supernovy. Exploze původního objektu vel- kého řádově stovky tisíc km zanechá cca 10km těleso.

20 Fig: nasa.gov 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. V závislosti na počáteční konfiguraci vznikne bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH): Geneze NS a QS probíhá jako výbuch supernovy. Exploze původního objektu vel- kého řádově stovky tisíc km zanechá cca 10km těleso.

21 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru Vlastnosti a struktura podivné (kvarkové) hvězdy Hustota až 10 8 až 10 8

22 Fig: nasa.gov 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. V závislosti na počáteční konfiguraci vznikne bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH): Geneze NS a QS probíhá jako výbuch supernovy. Exploze původního objektu vel- kého řádově stovky tisíc km zanechá cca 10km těleso.

23 V závěrečné fázi vývoje pravé hvězdy (tj. takové, u níž mírnou převahu gravitačních sil nad odpudivými kompenzují termonukleární reakce - dále TR) dochází k vyhasínání TR díky spotřebování paliva. Důsledkem narušení rovnováhy je gravitační kolaps. Po výbuchu zůstane v závislosti na počáteční konfiguraci bílý trpaslík, neutronová či kvarková hvězda, nebo černá díra (NS, QS, BH): Fig: nasa.gov 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru Stelární BH (např. GRS , cca 10Msun) - Středněhmotné BH - Supermasivní BH (např. BH v Andromedě, cca 10^8Msun) (BH v centru Galaxie, Sgr A*, cca 5x10^6 Msun) - Primordiální BH

24 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru Black hole Struktura černé díry

25 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru Singularita Horizont (nerotující BH) Struktura černé díry Black hole

26 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru Black hole Struktura černé díry Horizont V s ~ 4/3  (2.95km) 3 x ( ) 3 Hustota

27 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru Black hole Horizont V s ~ 4/3  (2.95km) 3 x ( ) 3 Černá díra může mít libovolnou „efektivní hustotu“…. (přičemž její „centrální hustota“ je nekonečná) „If one accumulates matter at a density of the density of water up to about times the mass of the Sun, such an accumulation will fall inside its own Schwarzschild radius, forming thus a supermassive black hole. „

28 5000 kg 2. „Mrtvé“ hvězdy – nejhustší objekty ve vesmíru ~ 0.006m M = r s (c 2 / 2G) = x 1.5 x kg = 5 x kg = kanonický špendlík Kolik slonů se vejde do špendlíkové hlavičky

29 Limita slabého pole Einsteinovy teorie již byla ověřena pravděpodobně mnohem lépe něž jakákoliv jiná teorie. Nejzajímavější předpovědi Einsteinovy teorie nemají co do činění se slabým polem, nýbrž s režimem extrémně silného pole, jenž díky omezeným technický možnostem dosud nebyl příliš ověřován. Základní otázka: "Měl Einstein pravdu?" zůstává nezodpovězena. Observace binárních systémů kompaktních objektů nabízí nové možnosti… 3. Mrtvé a žhavé vs. Einstein

30 Testování supersilné gravitace nelze provádět v pozemských laboratořích. Centrální oblasti černých děr a neutronových hvězd mají pro takové testy dostatečně silnou gravitaci, současné přístroje je ovšem nemohou prostorově rozlišit. Akreční disky vznikající za vhodných podmínek v jejich okolí nicméně přeci jen poskytují energii pro záření pozorovatelné prostřednictvím pozemských, především však pak satelitních detektorů. 3. Mrtvé a žhavé vs. Einstein Movie: nasa.gov

31 • density comparable to the Sun • mass in units of solar masses • temperature ~ roughly as the T Sun • moreless optical wavelengths Artists view of LMXBs “as seen from a hypothetical planet” Companion: Compact object: - black hole or neutron star Accretion disc: - Keplerian ang. momentum distribution (or >) - highest velocities in percents of light speed - disipation and angular momentum transfer - release of gravitational energy (up ~0.5M!) - temperature of the disc inner part reaches milions of Kelvins ->90% of radiation in X-ray - large flux (accretion), even super-Eddington (units—tens of keV) 3. Mrtvé a žhavé (Binární systémy kompaktních objektů)

32 Artists view of LMXBs “as seen from a hypothetical planet” X-ray satellites “the real eyes” 3. Mrtvé a žhavé (Binární systémy kompaktních objektů) Observations: The X-ray radiation is absorbed by the Earth atmosphere and must be studied using detectors on orbiting satellites representing a rather expensive research tool. On the other hand, it provides a unique chance to probe effects in the strong-gravity-field region (GM/r~c^2) and test extremal implications of General Relativity (or other theories).

33 Example of the Galactic microquasar GRS : the concept and what is seen. Gamma rayX-ray “white dot” of GRS Companion Disc Jet Fig: nasa.gov., Hannikainen et al Observations: Our connection to the accreting compact objects is quite subtle. Typically, the whole information coming to vicinity of Earth is carried by countrates of thousands photons per second. It, however, provides only existing link to an orbital motion in the superstrong gravitational field… radio 3. Mrtvé a žhavé (Binární systémy kompaktních objektů)

34 Koláž: materiály NASA, ESA 4. Orbitální pohyb v silném gravitačním poli

35 Kulička ve stabilní rovnovážné poloze kyvadlo a pružina 4. Orbitální pohyb - analogie Rovnováha sil:

36 PERTURBACE: 4. Orbitální pohyb - analogie Kulička ve stabilní rovnovážné poloze kyvadlo a pružina

37 Oscilace: 4. Orbitální pohyb - analogie Kulička ve stabilní rovnovážné poloze kyvadlo a pružina

38 rovnováha mezi gravitační a odstředivou silou 4. Orbitální pohyb - analogie

39 4. Orbitální pohyb

40

41 4. Orbitální pohyb: předpovědi OTR

42 -stáčení perihelia planet - Merkur: 43“ za 100 let 4. Orbitální pohyb: předpovědi OTR

43 - Nastíněná situace kvalitativně odpovídá i neutronovým hvězdám

44 a=0 a~1 4. Orbitální pohyb: předpovědi OTR Radiální frekvence vymizí na kritickém r, pro menší r NEEXISTUJE stabilní kruhový pohyb. Mezi akrečním diskem a kompaktním objektem tedy vzniká oblast v níž materiál již nespiráluje, ale padá. Tato oblast by se v newtonovské fyzice vůbec neobjevila.

45 Potvrzení existence mezní stabilní orbity představuje jednu z výzev současné rentgenové astronomie. Záření akreovaného plynu v její blízkosti nese značné množství informací o kompaktních objektech, fyzice prostoročasu i mikrofyzice. Fig: nasa.gov 4. Orbitální pohyb: předpovědi OTR

46 Observations: Our connection to the accreting compact objects is quite subtle. Typically, the whole information coming to vicinity of Earth is carried by countrates of ~hundreds photons per second. - Spectral &Timing research (Here we focus just on the timing properties of X-ray detected from LMXBs.) Observed systems shows rather complicated behaviour in -Long-term variability (discussed in terms of lightcurves, from hours to days) -Short-term variability (discussed in terms of PDS, mHz to kHz), corresponding to the “relativistic orbital” timescales. 5. Observace

47 t I Power Frequency Data: světelná křivka Reprezentace dat: PDS Figs on this page: nasa.gov 5. Observace

48 Figs: from the collection of van der Klis, 2006 Examples of particular PDS of LMXBs We note that the appearance of PDS is dependent on the actual state of long term variability and connected also to actual spectral properties (which are characterized by so called spectral states). PDS consist from - “flat” components (flat noise), typically having a zero or negative slopes - peaked components (peaked noise) possibly described by Lorentzians - rare sharp (nearly  function  features (only NS) 5. Observace

49 LMXBs short-term X-ray variability: rare NS sharp features Understanding to these nearly periodic features exhibit with a strong X-ray flux is perhaps most straightforward. They are associated to hot spots on neutron star surface (e.g., works of Sthromayer et al.). 5. Observace

50 Fig: nasa.gov f 5. Observace

51 Fig: nasa.gov Světelná křivka: Power spektrum: f Courtesy of P. Bakala 5. Observace

52 LMXBs short-term X-ray variability: rare NS sharp features Understanding to these nearly periodic features exhibit with a strong X-ray flux is perhaps most straightforward. They are associated to hot spots on neutron star surface (e.g., works of Sthromayer et al.). 5. Observace Courtesy of P. Bakala

53 Fig: nasa.gov LMXBs short-term X-ray variability: “flat” components Flat components forming the shape of PDS can be most likely explained in terms of motion of “hotspots” with a stochastic distribution and evolution. Systematic and flexible approach to this problem is presented in a recent work of Pecháček, Karas and Czerny (A&A 2008). Pecháček et al Observace

54 Fig: nasa.gov LMXBs short-term X-ray variability: peaked components • Low frequency QPOs (up to 100Hz) • hecto-hertz QPOs ( Hz) • kHz QPOs (~ Hz): Lower and upper QPO mode forming twin peak QPOs frequency power Sco X-1 kHz QPO origin remains questionable, it is often expected that they are associated to the orbital motion in the inner part of the disc. Individual peaks can be related to a set of oscillators as well as to a time evolution of an oscillator. 5. Observace

55 kHz QPOs in microquasars  originate inside of a region about 1000 km around black holes  correspond to the orbital frequencies expected in the innermost part of accretion discs  displays 1/M scaling being in accord with the general-relativity-predicted scaling of accretion disc orbital frequencies  Mystery of 3:2 frequency- ratio => Are tightly connected to the orbital motion inside the inner part of acretion disc ? No QPO detections in situations like 2 and 3 5. Observace Török et al., 2005, A&A Adopted from NASA public.

56 kHz QPOs in microquasars  originate inside of a region about 1000 km around black holes  correspond to the orbital frequencies expected in the innermost part of accretion discs  displays 1/M scaling being in accord with the general-relativity-predicted scaling of accretion disc orbital frequencies  Mystery of 3:2 frequency- ratio => Are tightly connected to the orbital motion inside the inner part of acretion disc ? 5. Observace Bursa 2004 Abramowicz & Kluzniak Török et al., 2005, A&A

57 kHz QPOs in neutron stars 5. Observace Effect displayed by 10 NS sources (representing more than a half of the actual NS population exhibiting clear variable kHz QPOs). Török et al., 2008, 2009; AcA, A&A

58 6. Modelování a nové satelitní mise

59 6. Lightcurve Modelling: Implementation Basis & “Reverse Engineering” COLLABORATION: Pavel Bakala, Vladimír Karas, Michal Dovčiak, Martin Wildner, Dalibor Wzientek, Marek Abramowicz, Eva Šrámková, Kateřina Goluchová, Frederic Vincent, Grzegorz Mazur  Institute of Physics, Silesian University in Opava, CZ  Astronomical Institute, Prague, CZ  Copernicus Astronomical Center, Warszawa, PL  Institute for Theoretical Physics, University of Warsaw,PL  Laboratoire AstroParticule et Cosmologie, CNRS, Universite Paris Diderot, FR

60 6. Lightcurve Modelling: Implementation Basis & “Reverse Engineering” Global Empirical Model of Variability and Spectra (GRS , SPL State) Response Matrices (Detector) “DATA” Time and Spectral Distribution of Detected Counts TIMING ANALYSIS RESULTS TOTAL SOURCE FLUX MODEL + QPO MODEL

61 5. Some Results: Signal Strength Signal Strength (relative hot-spot brigthness) Model: Single spot orbiting close to inner edge of the accretion disc (simulation using KY Spot code). [ ~ 1Crab source countrate] Expectation: Keplerian frequency + harmonics

62 Signal Strength Model: Single spot orbiting close to inner edge of the accretion disc (simulation using KY Spot code). [ ~ 1Crab source countrate] Expectation: Keplerian frequency + harmonics 6. Modelování a nové satelitní mise

63 Model: Single spot orbiting close to inner edge of the accretion disc (simulation using KY Spot code). [ ~ 1Crab source countrate] Expectation: Keplerian frequency + harmonics 6. Modelování a nové satelitní mise

64 Model: Single spot orbiting close to inner edge of the accretion disc (simulation using KY Spot code). [ ~ 1Crab source countrate] Expectation: Keplerian frequency + harmonics 6. Modelování a nové satelitní mise

65 Model: Single spot orbiting close to inner edge of the accretion disc (simulation using KY Spot code). [ ~ 1Crab source countrate] Expectation: Keplerian frequency + harmonics 6. Modelování a nové satelitní mise

66 Current BH status: weak signal with sporadic RXTE QPO detections - The applied simple model clearly illustrates the LOFT capability in such situation. 6. Modelování a nové satelitní mise

67 RXTE simulationsLOFT simulations GR Power Frequency Torus (Epicyclic Modes) SPOTS (ISCO, nurmax) Frequency Power Torus (Epicyclic Modes) Power SPOTS (ISCO, nurmax) 6. Modelování a nové satelitní mise

68 7. Bonus Video: Black-Hole Kvartet by Wlodek Kluzniak et al.

69 7. Bonus Video: Black-Hole Kvartet by Wlodek Kluzniak et al.

70 6. Bonus


Stáhnout ppt "Hodně hustý RENTGEN (extrémní hvězdy) Gabriel Török UF FPF SU Opava, www.physics.cz Podpořeno v rámci OPVK CZ.1.07/2.3.00/20.0071 „SYNERGY“. Tento projekt."

Podobné prezentace


Reklamy Google