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:

Magnetar: 2 2 2 4

4715 0

12 10 /

10 10 10j

ms B RL erg s

p G km

Black Hole:

2 4248 2

16 05 10 /

10 3 10kH BH

j

B ML a erg s

G M

Наш расчёт:

12.5

with 0 (retrograde rotation)

10 , 0.9

30H

BH

BH a

B G a

M M

Магнитное поле системы Cyg X-1Нами получено B ~ 100 Гс в фотосфере звезды. Фазовая зависимость более сложная, чем в случае модели дипольногополя, наклоненного к оси вращения системы. Похоже на квадруполь.При фазе 0.5 (рентгеновский источник впереди) мы смотрим примерно наодин 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.

2 /H bol HB k L c R , 1k

2bolL Mc ,

2

21 1H

GM aR

c M

1 12 28

2

16.2 10

1 1

EdBH

MB

M aM

, bol

Ed

L

L

Магнитные поля квазаров в эпоху вторичной ионизации.

Квазар z Lbol/LEd a/M = 0, = 0.057

a/M = 0.95, = 0.19

a/M = 0.998, = 0.32

a/M = 1.0, = 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 6.247 1.11 3.5x104 G 2.93x104 G 2.8x104 G 2.7x104 G

Linhua Jiang, Xiaohui Fan, et al. arXiv.1003.3432

Проблема зарождения массивных черных дыр в эпоху вторичной ионизации Вселенной.

ot - observation, St - seed, 1exp o S

BH o BH S

t tM t M t

;

Edd

L

L ,

2

90.45 10Edd

Mc

L

yrs – Salpeter Time (M/ Begelman)

1exp

2o S

H o

t tB seed B t

Two most popular accretion models: 210seedM M ,

310seedM M .

Стандартная космология.

20 : 10 , 20 30seed s

aM M z

M ;

30.95 : 10 , 20 30seed s

aM M z

M ;

51.0 : 10 , 20seed s

aM M z

M ;

Керровские черные дыры образуются путем слияния (merging), а не аккреции?!

Кинетическая энергия джета квазаров в эпоху вторичной

ионизации

910.5 10BHM M

6.309z

491.5 10 /jL erg s

J0836+0054

* 0.998a 0.32

99.3 10BHM M 5.810z

493.9 10 /jL erg s 472.6 10 /EddL erg s

J1030+0524 93.6 10BHM M

5.778z 493.16 10 /jL erg s 481.4 10 /EddL erg s

J1044-0125

0.743

405.8 10 - K.W.Cavagnolo et al., arXiv 1006.5699, 29 Jun 2010

10R

j

LL

log 0.49 0.07 log 0.78 0.36

5 Merloni and Heintz, 2007, MNRAS, 381

j bol

Ed Ed

R

L L

L L

L L GHz

0.8537 251.4

1.425

0.425 37 1.4

1.4 25

Willott et al., 1999, MNRAS, 309, 1017

1.4 10 , 10 /10 /

10 / , 1.2 1010 /

GHzj

j

LL W L W Hz

W Hz

LL W Hz L W

W Hz

6144 2 7

151 151 151

00

Punsly (2005) astro-ph/0503267

5.7 10 1 / :

/

j MHz

z

L z y z F erg s F F

dxy z

H x H

D. Hutsemekers et al.

V. P. Utrobin, N. N. Chugai, and M. T. Botticella

Brian Punsly, arXiv:0610042v1