星系中心超大质量黑洞.doc

星系中心超大质量黑洞
－探测方法及统计性质

陆由俊(luyj@)
中国科学院国家天文台

2012年11月1日@中国科学技术大学

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大质量黑洞


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摘要

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· 


黑洞的概念及理论基础
天文背景下的黑洞
类星体与大质量黑洞
正常近邻星系中的黑洞质量测量
活动星系核中黑洞质量的测量
黑洞质量与寄主星系性质之间关系的物理
背景

·  黑洞研究展望

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大质量黑洞


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黑洞概念：逃逸速度

·  摆脱一引力场的引

速度 > Vesc
力束缚所需的最低
初始速率

速度 < Vesc

1
2


mVesc2 −

GMm
R


= 0

Vesc


=


2GM
R

质量: M
半径: R

地球: Vesc = 11 km/s
太阳: Vesc = 600 km/s

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大质量黑洞


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简单经典的考虑

Rev. John Michell (1783) & Pierre-Simon Laplace (1796)

·  光速＝3x105 km/s

·  如果一个星体的尺度如此小乃至其逃
逸速度大于光速，将如何?
看不见星体！

Vesc=光速


地球质量天体：R＝0.9cm
太阳质量天体：R＝3km

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4 “Dark Star”

爱因斯坦场方程真空解

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1915: 广义相对论爱因斯坦的引力理论
1916: Schwarzschild 黑洞度规, M
1963: Kerr发现新解－Kerr黑洞, M, a
1967: John Wheeler术语命名
Reissner-­‐Nordstrom度规，M, Q
Kerr-­‐Newman度规, M, a, Q

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Albert Einstein


大质量黑洞


Karl Schwarzschild


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最简单的天体

黑洞“无毛”定理：

黑洞性质由以下三个物理量唯一确定：
质量, 自旋, 电荷。

黑洞温度：

Schwarzschild黑洞：


T =

hc 3
8ðkGM

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大质量黑洞


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Schwarzschild and Kerr黑洞

Schwarzschild metric(史瓦西度规):

2 2

dr 2
1 − 2M / r


+ r 2 (dè 2 + sin 2 è dö 2 )

视界 rSch

Kerr metric（克尔度规）:


=

2GM
c 2


奇点
视界

自旋

广义相对论中的黑洞不同于经典牛顿力学下的“Dark Star”：
·  光速：速度上限
·  视界：任何进入视界的物体无法逃出，至奇点。

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大质量黑洞
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ds = −(1 − 2M / r)dt +

天文背景下的黑洞

质量分类：

– 恒星质量的黑洞 (~10太阳质量):
大质量恒星演化的最终产物
– 中等质量的黑洞 (~103－4太阳质量)?
– 大质量黑洞 (~105－9太阳质量)
–  Micro-­‐黑洞，宇宙原初黑洞



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星体 ：压力平衡引力

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From

黑洞：恒星演化产物

·  白矮星
–  钱德拉塞卡质量极限：1.44太阳质量
·  中子星
·  黑洞

金
属
丰
度


恒星质量


Subramanyan Chandrasekhar

与γ爆相携?

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黑洞：恒星演化产物

·  通过伴星运动测X射线星质量
M=rv2/G

M > 3倍太阳质量è 黑洞!

·  银河系中大约十几个黑洞通过这种方式被
发现 (>p of the iceberg)

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黑洞候选者

伴星的速度和轨道 è 黑洞的质量

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类星体与大质量黑洞

·  谈到大质量黑洞就不得不谈类星体、其发
现历史及其能源机制！

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类星体的发现历史

1963年Maarten Schmidt等证认出它们实际上
是红移了的氢、氧和其他元素的发射线

Greenstein & Mathews 1963, Nature同一期, for 3C48, z=0.37

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类星体的发现历史

·  射电点源（类似于恒星的光学对应体）被
叫做 “Quasi-­‐Stellar Radio Sources”; 华裔
天文学家邱宏义（H.-­‐Y. Chiu）将其缩写
为“Quasars”（1964），1970年被ApJ接受；
·  Sandage (1965)等证认了很多紫外过剩类似
于Quasars的光学天体，但它们的射电较弱。
Sandage把此类天体叫做“blue stellar
objects”(BSOs)；稍后该类天体被叫
做“quasi-­‐stellar objects”（QSOs）。

在文献中有时并不严格区分这两类天体

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类星体巡天

XMM

X-ray
survey

2dF

大样本类星体的观测和统计是
理解类星体的本质必经之路。

SDSS
· 

· 
单个类星体代表着核活动性长期演化的一个
特别时刻。
一个大类星体样本应该包含了处于演化过程
中各个不同时刻的个体，因而可以帮助提取
类星体的形成和演化信息。

能量产生机制

基本问题:
能量是如何产生的?
·  ～1042-­‐1048erg/s (109-­‐1015太阳光度)
场星系的典型光度: ～1044erg/s
·  小尺度 (短周期光变): ～cδt (太阳系尺度)

大质量黑洞的吸积

·  质量:

Fgrav ≥ Frad

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GMm p
2

M ≥
ó e L
4ð cr 2
ó e L
4ð Gcm p


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⎛
⎝


⎞


Eddington limit
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≥
r
= 8 ×107 M sun ⎜ L
1046 erg/s ⎟⎠

活动星系核中的大质量黑洞

·  质能转换效率:
L = å Mc 2 , M ≈


0.2 L


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Msun/yr

å = 0.007, nuclear reaction

U =


GMm
r

L ≈
dU
dt

=
GM dm
r dt

=
GMM&
r

,

GM
cr
GM
c 2

)

–  Schwarzschild黑洞和Kerr黑洞: 0.057, 0.31 (a=0.998)
·  喷流: ～光速, 极深势阱的标志

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18 ⋅

& &

质量能量转换效率

Bardeen 1970: Efficiency: 0.42 for a=1

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吸积盘理论

吸积盘
粘滞带走角动量
热－黑体辐射

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吸积盘理论

吸积盘
粘滞带走角动量
热－黑体辐射

Pringle 1981, ARAA

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临近星系中心黑洞存在的预期

·  类星体: 遥远星系中心的大质量黑洞吸积过程 (Schmidt
1963; Salpeter 1964; Zel’dolvich & Novikov 1964; Lynden-­‐
Bell 1969; Rees 1984).

·  遥远星系代表了临近星系的历史(宇宙学原理)
−> 临近星系中的类星体遗迹?
(Lynden-­‐Bell 1969; Soltan 1982; Yu & Tremaine 2002)

·  近邻星系中应该存在大质量黑洞(Kormendy & Richstone
1995; Magorrian et al. 1998; Gebhardt et al. 2002;
Pinkney et al. 2003; Ferrarese & Ford 2005)

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预言：类星体−> 临近星系中心黑洞

·  类星体阶段吸积导致的黑洞质量密度增长:
–  u=1.3 ×10-­‐15erg/cm3,
–  ρ·,acc=u/(εc2)=2.1×105(0.1/ε) M8/Mpc3

·  场星系的空间数密度:
–  n= 6×10-­‐3h3Mpc-­‐3

·  星系中黑洞（类星体遗迹）的平均质量:
–  ρ·,acc /n=107M8/galaxy

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近邻星系中心存在大质量黑洞

·  星系中心大质量黑洞的存在会影响周围
物质的运动
·  星系中心气体动力学，恒星动力学，
运动学等都可以用来测定黑洞的质量

– 中心天体质量


M · ~ rv2 / G

·  运动速度随 r 减小而增高
·  开普勒运动

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大质量黑洞证据：银河中心

The Milky Way

Galactic
center

(Reinhardt Genzel；
Andrea Ghez)

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M · = 4 × 10 6 M e


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M · = rv / G

银河中心恒星运动轨道

利用恒星轨道的精
确测量来测定广义
相对论效应和中心
黑洞的度规

Meyer et al. 2012

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太阳系

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银河系中心黑洞：邵逸夫奖

Reinhard Genzel

in recogniuon of his outstanding contribuuons in demonstraung that the
Milky Way contains a supermassive black hole at its centre

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银河系中心黑洞：Crafoord奖

Andrea Ghez


Reinhard Genzel

“for their observa/ons of the stars orbi/ng the galac/c centre, indica/ng

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the presence of a supermassive black hole".
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大质量黑洞存在证据：NGC4258

NGC 4258

M · = (3.9 ± 0.1) × 10 7 M e

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大质量黑洞存在证据：脉泽线

Greene et al. 2010

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大质量黑洞存
在证据：近邻
正常星系中心
·  恒星动力学（准开
普勒势场中的开普

勒旋转）

无碰撞玻尔兹曼方

程的速度一阶矩给

出质量估计

Magorrian et al. 1998

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大质量黑洞存在证据：气体动力学

·  气体动力学（准开
普勒势场中的开普
勒旋转）

利用长缝光谱观测([OIII],[OI],
[SII],[NII],Hα)

9

M87: 电离气体盘
Ford et al. 1994
Macchevo et al. 1997

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M · = (3.2 ± 0.9) × 10 M e

星系中心黑洞质量与星系性质间的相关

Gebhardt et al. 2000
Ferrarese & Merriv 2000

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星系中心黑洞质量与星系性质间的相关

Tremaine et al. 2002


Ferrarese & Ford 2005

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M87 (SDSS color scheme)

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E1


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M31 spiral galaxy

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M100

Sbc SAB(s)bc

grand design

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星系中心黑洞质量与星系性质间的相关

十年后的关系:

Gultekin et al. 2009
不同星系类型之间的差异？
Graham et al. 2011

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星系及其中心大质量黑洞共同演化

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近邻宇宙中的大质量黑洞分布

黑洞质量与星系性质之间的关系

+

星系特征量（如速度弥散或星系光度等）
分布函数

+

黑洞与星系特征量之间关系的内秉弥散

¤

近邻宇宙中的黑洞质量分布函数

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近邻宇宙中的黑洞质量分布函数

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Yu & Lu (2008)


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活动星系核中的大质量黑洞

3C273光学紫外连续谱
Kriss et al. 1999, ApJ

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活动星系核中的黑洞质量测量:
Reverberauon mapping

¢
¢

¢ ¢ ¢


¢ ¢

¢ ¢


发射线相对于连续谱的
时间延迟

发射线轮廓的变化：

转移函数：


¢

¢ ¢

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¢
¢ ¢
¢ ¢
¢ ¢ ¢

活动星系核中的黑洞质量测量:
reverberauon mapping

对任意给定的宽线区几何可
以由发射线轮廓对连续谱变
化的响应来得到平均的时间

延迟或时间延迟峰值
不确定性：
·  宽线区的几何，球对
称、盘形状
·  宽线区运动是否引力
主导


Horne et al. 2004

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活动星系核中的黑洞质量测量:
reverberauon mapping