close

Вход

Забыли?

вход по аккаунту

?

ppt-презентацию

код для вставкиСкачать
Новые аспекты в
физике аккрецирующих
чёрных дыр
Гнедин Ю.Н., ГАО РАН
D. Garofalo, D.A. Evans, R.M. Sambruna, MNRAS, 2010
D. Garofalo, D.A. Evans, R.M. Sambruna, MNRAS, 2010
D. Garofalo, D.A. Evans, R.M. Sambruna, MNRAS, 2010
A.Tchekhovskoy et al, ApJ, 699,1789, 2009
Две модели космических гамма-всплесков:
2
Magnetar:
L j 2 10
2
2
1m s B R erg / s 15 0
p
10
G
10
km
10 47
2
2
4
B H M BH k Black Hole: L j 5 10 a 16 0 erg / s
10 G 3 M 10 48
Наш расчёт: B H
M
BH
a0
w ith
BH 10
1 2 .5
2
(retro g rad e ro tatio n )
G , a 0 .9
30 M
4
Магнитное поле системы Cyg X-1
Нами получено B ~ 100 Гс в фотосфере звезды.
Фазовая зависимость более сложная, чем в случае модели дипольного
поля, наклоненного к оси вращения системы. Похоже на квадруполь.
При фазе 0.5 (рентгеновский источник впереди) мы смотрим примерно на
один из магнитных полюсов, а при фазе 0.0 – на другой.
Газовые потоки переносят поле к аккреционной структуре, на внешнем
краю которой газ уплотняется. Из наших данных следует, что при этом B
возрастает не более, чем в 6 - 10 раз:
B ~ 600 Гс на расстоянии 6*10^11см = 2*10^5 Rg.
Согласно стандартной модели
замагниченного аккреционного
диска Шакуры и Сюняева (1973):
на 3 Rg B ~ 10^9 Гс.
Если учесть, что внутри
~10--20 Rg, видимо, преобладает
лучистое давление, то
B(3 Rg) ~ (2—3) 10^8 Гс.
R. P. Fender, E. Gallo, D. Russell, MNRAS, 2010
Магнитные поля AGN (Equipartition)
R.-Y. Ma, F. Yuan, arXiv:0706.0124.
BH k
L bol M c
B Ed
2
, RH M 6.2 10 M
BH 8
2 L bol c / R H , k 1
1
2
GM
c
2
1
1 2
2 a 1 M 1
1
a 1 M 2
, Lbol
LEd
Магнитные поля квазаров в эпоху вторичной ионизации.
Квазар
z
Lbol/LEd
a/M = 0,
= 0.057
a/M = 0.95, a/M = 0.998, a/M = 1.0,
= 0.19
= 0.32
= 0.42
J0836+0054 5.810
0.44
9.0x103 G
7.5x103 G
7.15x103 G
6.6x103 G
J1030+0524 6.309
0.50
1.5x104 G
1.22x104 G
1.16x104 G
1.0x104 G
J1044-0125
5.778
0.31
7.1x103 G
6.0x103 G
5.7x103 G
5.3x103 G
J1306+0356 6.016
0.61
1.8x104 G
1.5x104 G
1.43x104 G
1.4x104 G
J1411+1217 5.927
0.94
3.5x104 G
2.93x104 G
2.8x104 G
2.7x104 G
J1623+312
1.11
3.5x104 G
2.93x104 G
2.8x104 G
2.7x104 G
6.247
Linhua Jiang, Xiaohui Fan, et al. arXiv.1003.3432
Проблема зарождения массивных черных дыр в эпоху вторичной ионизации Вселенной.
t o - observation, t S - seed, M
Mc
BH
to M
BH
L
1 to t S ;
,
L E dd
t S ex p 2
0.45 10 yrs – Salpeter Time (M/ Begelman)
9
L E dd
1 to t S B seed B H t o exp 2
Two most popular accretion models: M
10 M , M seed 10 M .
2
seed
3
Стандартная космология.
a
0:M
M
10 M , z s 20 30 ;
2
seed
a
1 .0 : M
a
0.95 : M
M
10 M , z s 20 30 ;
3
seed
10 M , zs 20 ;
5
seed
M
Керровские черные дыры образуются путем слияния (merging), а не аккреции?!
Кинетическая энергия джета квазаров в
эпоху вторичной ионизации
0 .3 2
a * 0.998
J0836+0054
M B H 9.3 10 M
9
L j 3 .9 1 0 erg / s
L E dd 2.6 10 erg / s
M BH 3.6 10 M
z 6 .3 0 9
49
J1030+0524
z 5 .8 1 0
9
47
L j 1 .5 1 0 erg / s
49
J1044-0125
M BH 10.5 10 M
9
L j 3.16 10 erg / s
49
z 5 .7 7 8
L E dd 1.4 10 erg / s
48
43 L
L j 5.8 10 R40 10 0.7
- K .W .C avagnolo et al., arX iv 100 6.5699, 29 Jun 2010
Lj Lbol log 0.49
0.07
log
0.78 0.36 LEd LEd L R L 5G H z M erloni and H eintz, 2007, M N R A S , 381
W illott et al., 1999, M N R A S , 309, 1017
L j 1.4 10
37
25
10 W / H z L1.4 G H z
L1.4 10 W / H z ,
25
0.85
L1.4 10 W / H z
25
W,
L j 1.2 10
37
25
10 W / H z L1.4
0.4
W
P u n sly (2 0 0 5 ) astro -p h /0 5 0 3 2 6 7
6
L j 5 .7 1 0
z
yz 44
1 z dx
H x/ H
0
0
1 y
2
z F1 5 1 7
erg / s :
F1 5 1 F1 5 1 M H z
D. Hutsemekers et al.
V. P. Utrobin, N. N. Chugai, and M. T. Botticella
Brian Punsly, arXiv:0610042v1
Документ
Категория
Презентации по физике
Просмотров
2
Размер файла
2 910 Кб
Теги
1/--страниц
Пожаловаться на содержимое документа