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桐嫁竖惠
7 years ago
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1 银心超大质量黑洞及其多波段观测李璠 [SC ] 吴茂春 [SC ] 于雨 [SC ] 摘要这篇文章综述了近年来对银河系中心大质量黑洞的研究状况, 观测数据表明 Sgr A* 位于银河系动力学中心, 是个亮温度极高, 射电谱很平坦的致密天体,Sgr A* 被公认为是银河系超大质量黑洞的最佳候选体本文第一部分介绍了超大质量黑洞的概念和银心的基本结构, 第二部分给出 Sgr A* 位置的观测和银心暗天体的各种模型, 第三部分介绍了近年来国内外对 Sgr A* 的多波段观测及其数据处理结果, 最后一部分简单介绍了关于 Sgr A* 吸积的理论模型关键词 Sgr A* 非热射电源光变 flare 吸积 ADAF 超大质量黑洞 (SMBH) Part I 1 超大质量黑洞按照黑洞可能形成的机制, 人们把黑洞主要分为三种第一种黑洞是早期宇宙高密度介质中由于密度涨落而形成的小黑洞, 这种微型黑洞的质量大约为 kg 第二种是作为正常恒星演化到晚期, 引力塌缩形成的, 大约是几个到几十个太阳质量大小的黑洞第三种是超重星, 星团或星系核塌缩形成的巨型黑洞, 其质量大约是 10 4 ~10 9 太阳质量量级. 对于只有几十个太阳质量大小的黑洞, 人们根据恒星的演化理论知道它的形成机制但是对于超大质量黑洞的形成机制人们并不清楚, 同时发现在许多星系中心区域, 非常小的范围之内却拥有巨大的能量, 使人们想到只能用超大质量黑洞的吸积来解释比较合理在六十年代, 巨型黑洞首次被用来解释活动星系核的巨大能量如今, 哈勃太空望远镜升空观测表明黑洞存在于每个星系之中黑洞的成长与寄主星系的形成之间有紧密的联系目前, 关于超巨黑洞的形成主要有两种理论一种观点认为, 它可能是随着星系的诞生一次性产生的但也有天文学家推测, 超巨黑洞是以质量更小的黑洞为基础形成的, 后者就好比是一些种子, 随着时间的推移小黑洞吸积它附近的物质而逐渐长大, 慢慢形成了巨型黑洞黑洞通过其强大的引力俘获周围物质的过程称为吸积 (accretion), 黑洞的强大引力会不断吸引和捕获其周围的物质, 所吸积的物质可能是星际气体与尘埃, 也可能是近邻恒星的表层物质, 或是被黑洞的潮汐力完全撕裂的恒星之碎片, 当这些物质在向黑洞坠落的途中会不断地释放出引力势能, 产能效率约为 10%~40% 左右, 比核聚变反应的产能效率要高很多倍一般情况下, 被吸积的物质具有一定的角动量, 因而不大会沿径向直接下落到黑洞, 最大可能是沿螺旋形轨道边旋转边下坠, 在黑洞周围形成一个扁平的盘状物, 这就是吸积盘有的吸积盘中有快速运动的喷流从吸积盘喷出观测到的许多活动星系核的吸积盘喷流和辐射爆发都是对巨型黑洞假说的非常有力的支持由于进入黑洞的任何东西, 包括光线, 都无法逃离黑洞引力场, 因此主要是通过黑洞与周围天体相互作用来发现它们银河系中心的 Sagittarius A* 就被公认为是一个超大质量黑洞的候选者. 通过多波段的包括红外射电和 X 射线观测显示 Sgr A* 是一个致密的非热射电源 2 银心的基本结构多年的观测表明, 银心区主要包含 6 种基本成分 : 中央暗天体年轻星团分子气体尘埃环 ----CND 电离气体流柱弥漫热气体以及超新星遗迹在银心几百 pc 尺度内的基

Sgr A* 的多波段观测及其数据处理结果, 最后一部分简单介绍了关于 Sgr A* 吸积的理论模型关键词 Sgr A* 非热射电源光变 flare 吸积 ADAF 超大质量黑洞 (SMBH) Part I 1 超大质量黑洞按照黑洞可能形成的机制, 人们把黑洞主要

2 本结构如下 : 中央分子带 CMZ(Central Molecular Zone) 内部除低速成分外还有大量的超新星遗迹 (SNR) 射电弧 (Arc) 线状体 (Threads) 非热丝状体 (filaments,ntf) 大质量恒星形成的 HII 区和分子云复合体等, 如 Sgr B2 Sgr C Sgr D 还有个与银心 Sgr A 复合体成协的云, 称为 50km s -1 云, 它毗邻银河系中心图 1 图 1 是 90cm 波段上 VLA 高分辨的银心结构图图中可以清楚地看到银心区 ±200pc 内的各种结构文献给出了 23 个延伸源和 78 个小直径源 (<1 ) 前者均为 SNR NTF 和 HII 区 ; 后者一半是河外射电源, 另一半可能是 HII 区 ( 引自 Pedlar et al.[1989], LaRosa et al.[2000] 和 GCNews) 在银心附近更小尺度上 ( 50pc 50pc), 呈现出一个形态复杂的复合体 Sgr A, 从射电连续发射图上可以看到它的两个明亮的特征 :Sgr A East 和 Sgr A West Sgr A East 可能是个超新星遗迹, 与 50km s -1 分子云成协 Sgr A West 的尺度 3pc, 它为核周盘 CND 所包围, 盘内最有趣的特征是有一个直径为 2 ( 0.08pc) 的微腔体 (Mini-Cavity) 和 3 条微旋臂 (Mini-Spiral), 前者毗邻 Sgr A* 和红外源 IRS16( 亮蓝星团 ) 图 2 示意了银心区更小尺度上的结构,(a) 图尺度为 100pc,(b) 图尺度为 3pc

前者均为 SNR NTF 和 HII 区 ; 后者一半是河外射电源, 另一半可能是 HII 区 ( 引自 Pedlar et al.[1989], LaRosa et al.

3 PartII 1 SgrA* 的位置的观测 SgrA* 是位于复合体 Sgr A 中心的一个致密的非热射电源与 Sgr A West 中最亮的红外源 IRS16 相距 1, 被公认为银河系动力学中心 Balick 和 Brown(Balick B,Brown R L. ApJ,1974,194:265) 于 1974 年的射电干涉观测中第一次发现银心处有一个射电致密源, 1982 年 Brown 将这个不可分解的射电源命名为 Sgr A*, 以区别更延展的 Sgr A 复合体 Sgr A* 极其致密, 亮度温度极高 ( K), 射电谱相当平坦, 是个不寻常的天体, 与中央极致密的暗质量天体肯定有关各种观测表明 Sgr A* 位于银河系的动力学中心 Menten 等人利用出现在红外星最内包层上的 SiO 和 H 2 O 脉泽具有毫角秒精度射电位置的特点, 将银心的红外像与射电观测坐标系联系起来, 得出了 Sgr A* 在银心红外星团中的位置, 其精度在 0.03 以内他们发现 SgrA* 与任何红外源位置都不重合 Ghez 等人于 1998 年利用银心处的恒星自行, 得出引力势中心与 SgrA* 在 0.1 范围内相符 2000 年 Ghez 等人获得了 S0-1 S0-2 S0-4 这 3 颗恒星的加速度, 并计算了它们的轨道, 得出轨道的动力学中心与 Sgr A* 符合在 0.05 以内 2003 年 Ghez 等人用 10m keck 望远镜主动光学系统进行 K 波段光谱观测, 得到银心 S0-2 星 (O8-B0 主序星, 15 M, 年龄 10 7 yr) 的三维加速度, 并解出了该星周期为 15.78yr 的开普勒轨道, 该星视向速度 510km s -1, 考虑到切向速度, 总的空间速度达到 (6660±730)km s -1 他们还解出中心暗天体的质量为 (4.1±0.6) 10 6 (D/8kpc) 3 M

8 K), 射电谱相当平坦, 是个不寻常的天体, 与中央极致密的暗质量天体肯定有关各种观测表明 Sgr A* 位于银河系的动力学中心 Menten 等人利用出现在红外星最内包层上的 SiO 和 H 2 O 脉泽具有毫角秒精度射电位置的特点, 将银

4 (D 为太阳的银心距 ) 在解轨道时 Ghez 等人没有假定中心天体的位置, 最后解出的中心天体位置与 Sgr A* 的位置在 ±2mas 误差范围内相符, 表明银心中心天体位于天空平面上离 S0-2 仅 11mas 即大约 100AU 的距离上 Sgr A* 不是个恒星状天体,VLBI 观测已将它分解成一定的大小因星际介质的散射加宽,Sgr A* 的大小正比于观测波长 λ 2 Lo 等人获得长轴近似东西, 短轴直径 θ min =0.76(λ/cm) 2 mas, 长轴直径 θ maj =1.42(λ/cm) 2 mas, 轴比 0.53 与波长无关对星际介质散射进行改正后, 发现 Sgr A* 在 7mm 波长上的本征大小沿南北方向延伸各种测量表明,Sgr A* 在毫米波段上东西直径的上限约 1AU, 南北方向约 3.6AU, 要求亮度温度约 K, 东西直径的下限约为 0.1AU, 对应 K 因此, Sgr A* 属于典型的 AGN 射电核 (Menten K M,Reid M J,Eckart A et al. ApJ,1997,475:L111; Ghez A M,Duchene G,Matthews K et al. ApJ,2003,586:L127; Lo K Y,Shen Z Q,Zhao J H et al. ApJ, 1998,508:L61) Backer 指出, 根据他们在年的 VLA 观测, 取太阳速度为 220kms-1, 银心距 8.0kpc, 得到 Sgr A* 的银经和银纬自行分别为 (-6.55±0.34)mas yr -1 及 (-0.48±0.23)mas yr -1 Backer 和 Sramek 根据观测, 得出自行分别为 (-6.18±0.19) mas yr -1 及 (-0.65±0.17)mas yr -1 Reid 等人根据 VLBI 的观测, 得出自行分别为 (-5.90±0.35)mas yr -1 及 (+0.20±0.30)mas yr -1 因此,Sgr A* 的自行相当于一个静止在银河系中心的天体的长期视差, 它符合银河系的自转速度 220km s -1, 扣除银河系的自转,Sgr A* 也确实处于银河系的中心 (Backer D C,Sramek R A. ApJ,1999,524:805; Reid M J,Readhead A C S,Vermeulen R C et al. ApJ,1999,524:816) 现有两种方法可以确定中央黑洞的准确位置一是通过测量很靠近 Sgr A* 的 3 颗恒星的加速度来确定, 这 3 颗恒星的加速度中心位于离 Sgr A*0.05 的一个大小为的区域内, 它不与任何红外源重合肖德勒领导的小组用了十年追踪银河系中心名为 S2 的天体绕 Sgr A* 运行的轨迹, 成功地描绘出 S2 椭圆形轨迹的 2/3 而 S2 绕轨道运行一周的时间约 15 年,S2 的体积是太阳的 7 倍, 其运行速度必定相当快, 才能逃脱被中央黑洞吞噬的命运

53 与波长无关对星际介质散射进行改正后, 发现 Sgr A* 在 7mm 波长上的本征大小沿南北方向延伸各种测量表明,Sgr A* 在毫米波段上东西直径的上限约 1AU, 南北方向约 3.6AU, 要求亮度温度约 10 10 K, 东西直径的下限约为 0.

5 另一种方法是利用超大质量黑洞对背景星的引力透镜效应是确定黑洞位置, 这种方法与黑洞质量 R0 及恒星分布无关黑洞位于背景星的两个引力透镜像的连线上, 多颗背景星的引力透镜事件就可以确定黑洞的位置 2 银心暗天体的各种模型在银河系动力学中心 Sgr A* 处存在一个超质量的暗天体已是无可争辩的事实, 其特征可总结如下 : (1) 致密的尺度 (<1AU); (2) 巨大的质量 ( M ); (3) 低光度 (< J s -1 ), 高质光比 (>400); (4) Sgr A* 的微小自行 ; (5) Sgr A* 的非热辐射源的起源 ; (6) Sgr A* 附近恒星的高速运动 ; (7) Sgr A* 的短时 X 耀变和射电耀变支持 Sgr A* 为单个恒星尺度天体的最强证据是它的致密性银心附近高分辨观测和 X 辐射的短时耀变都支持 Sgr A* 致密的结论, 由于该暗天体同时具有巨大的质量, 所以可以排斥恒星模型的假设银心暗天体的质量现已测量得十分精确根据对 Sgr A* 附近高速恒星运动轨道的测量, 能够直接解出中央黑洞的质量太阳银心距 R 0 和有关的相对论效应, 只是由于观测误差, 黑洞的许多性质还不能确定 Eckart 和 Genzel 对距 Sgr A*0.03~0.3pc 的 39 颗恒星的自行进行分析, 得出 0.015pc 内的质量至少为 M, 中央暗天体的质量密度必须超过 M pc -3 Genzel 等人分析了银心中央 100 多颗恒星自行的动力学行为, 得出恒星的自行 ( 天空投影的切向速度和视向速度 ) 基本上是各向同性的, 但是离 Sgr A*1 ~10 (<0.4pc=) 的年轻早型星 (GeI 发射线星和 IRS16 的亮成员 ) 的自行与各向同性有重大偏离距 Sgr A* 最近 ( 相距 1 以内 ) 的快速星则在很扁的轨道上运行, 由此得到中央喑天体的质量在 (2.6~3.3) 10 6 M 之间, 致密的中央天体的质量密度为 M pc -3 Chakrabarty 和 Saha 提出一种无参数法来估计黑洞的质量他们利用约 100 颗恒星的自行得出 pc 内的质量为 (2.0±0.7) 10 6 M ; 根据约 300 颗恒星的三维速度得出 0.046pc 内的质量为 ( ) 10 6 M ; 根据约 30 颗恒星的三维速度得出 0.046pc 内的质量为 ( ) 10 6 M Pessah 和 Melia 根据 Chandra 卫星对 Sgr A* 弥漫 X 辐射的观测建立了一个模型 : 超大质量黑洞周围有一个由中子星构成的晕, 这个暗晕星团的核半径为 0.06pc, 它吸积下落的气体产生弥漫的 X 辐射据此, 得出中央超大质量黑洞的质量上限为 M Schodel 等人对离黑洞最近的一颗恒星 S2 进行了为期 10 年的观测, 共观测了约 2 3 圈轨道, 解出它的转动周期为 15.2yr, 在近心距 124AU 内的质量为 (3.7±1.5) 10 6 M 总之, 目前银心 10pc 内的质量分布可以用一个 M 的点质量, 加上一个半径为 0.34pc 质量密度为 M pc -3 密度分布指数为 1.8 的可见星团很好地拟合至于这个超大质量暗天体究竟是个什么样的天体, 至今仍有争议大致有下列几种模型 : (1) 单个特大质量黑洞 ; (2) 不发光或低光度天体 ( 如超新星遗迹褐矮星白矮星中子星恒星级黑洞等 ) 组成的星团 ; (3) 基本粒子团 ( 非重子物质组成, 如重中微子球玻色子球费米子球 )

2 10 30 J s -1 ), 高质光比 (>400); (4) Sgr A* 的微小自行 ; (5) Sgr A* 的非热辐射源的起源 ; (6) Sgr A* 附近恒星的高速运动 ; (7) Sgr A* 的短时 X 耀变和射电耀变支持 Sgr A* 为单个恒星尺度天体的最强证据是它的致

6 超大质量的黑洞模型 (SMBH) 依然是首选方案银河系中心存在超大质量黑洞首先由 Lynden-Bell 和 Rees 于 1971 年提出前面叙述的 Sgr A* 特征以及其他星系中心和活动星系核的情况, 间接地支持了该模型当然, 现在并无直接的证据, 但是有 3 方面的研究工作和进展值得注意一是用 VLBI 对黑洞阴影成像的方法直接测量黑洞视界的大小至目前为止, 关于黑洞存在的论证都是间接的, 如 X 双星的轨道 X 辐射和射电辐射的时变星系核附近恒星的高速运动等等, 如果能直接观测到黑洞视界则是极其有价值的, 而银心暗天体可能是离我们最近的超大质量黑洞, 利用今天的观测技术直接探测证实其存在的可能性也是最大转动黑洞的视界直径为 [1+(1-a * 2) 1/2 ]R s /2,a * Jc/(GM 2 ) 是黑洞的无量纲自转,J 是黑洞的角动量,M 是黑洞质量 Falcke 等人指出, 当黑洞映衬在一个发光源前时, 黑洞的视界使发射源的中心部分变暗, 这就是黑洞的阴影阴影直径分别为 4.6R s (30μas) 和 5.2 R s (33μas), 比现有的亚毫米 VLBI 的分辨率尚高一倍 Krichbaum 等人在 86GHz (3.5mm) 和 215GHz(1.4mm) 上对 Sgr A* 进行了 VLBI 观测, 分别获得它的尺度为 (190±30μas) 和 (110±60μas), 后者相当于 Rs( 6.5μas) 的 17±9 倍他们指出, 亚毫米波段上的洲际 VLBI 测量 ( 条纹间隔达到 20~30μas) 可能获得银心大质量黑洞视界的实际大小第二项进展是测量中央黑洞的自转, 即通过单天线对 Sgr A* 毫米亚毫米辐射的时变测量来研究黑洞的自转因为 Sgr A* 的尺度随频率增高而变小, 在毫米和亚毫米波段上气体变得相当透明, 所以 Sgr A* 亚毫米波段上的辐射过剩应当来自处于最内稳定轨道上的气体, 而频率低于亚毫米过剩峰什的辐射则可能起源于黑洞的前后因此, 亚毫米波段上的辐射过剩是处于黑洞视界附近的气体活动的一种信号, 该波段的时变周期应当与最内稳定轨道有关, 也即与这种活动有关 Melia 等人得出该轨道的周期为 2.7~36min, 它取决于黑洞自转数值及轨道是顺行还是逆行, 对于 Schwarzschild 黑洞, 它的轨道周期为 20min Falcke 等人指出, 亚毫米过剩来自半径为几个 Schwarzschild 半径的区域, 所以, 将来我们通过来毫米 VLBI 实验, 能够对背景成像的惟一黑洞是 Sgr A* 第三项进展是研究 Sgr A* 与中央星团的相互作用 ( 微透镜事件和潮汐扰动 ) Sgr A* 被中央星团的一群亮星所包围, 它就像个微透镜,Sgr A* 背后的恒星亮度将会被放大 Alecander 和 Loeb 估计, 由于中央星团的存在大大提高了该事件的发生几率, 在银心 2 内看到 K 星等为 20mag 的引力透镜事件的几率估计为 1%. 中央黑洞对中央星团的潮汐扰动是另一种相互作用银心潮汐扰动事件的发生率估计为每 10 4 ~10 5 yr 一次, 被扰动的恒星将其一半的质量在立体 Ω 内抛出来,Ω 16(R * /R P ) 1/2 (M * /M h ) 1/2,R * M * R P M h 分别为恒星的半径质量近心距和黑洞的质量根据年龄形态和动力学,Sgr A East 似乎是过去 1 M 的恒星在 10R 近心距处发生潮汐扰动事件的遗迹, 它爆发释放的能量为 J 银心超大质量黑洞模型的问题是光度不足按照致密天体的吸积理论, M 的黑洞应当以 10-6 M yr -1 的吸积率吸积周围气体, 产生 1030J s -1 这个矛盾被称为黑度问题 (blackness problem) 或黑洞饥饿问题 (black hole on starvation) 因此, 要么修改黑洞的标准吸积动力学模型 ( 喷流加 ADAF 吸积盘模型 ), 要么提出其它模型 Melia 和 Falcke 等人均指出,Sgr A* 质量下限为 1000M, 表明它不是个类点源因此, 可以排除 Sgr A* 的中子星模型或双星型不过,Reid 等人还指出, 因为 Sgr A* 的质量下限仅仅是从恒星运动获得的引力质量的千分之一, 所以还不能得出结论, 说银心暗物质的质量都在 Sgr A* 里如果 Sgr A* 与中央暗天体不是同一个天体, 那么它将受到后者的引力势作用如果它们是同一天体, 就必须避免看到 Sgr A* 的运动这样, 要么 Sgr A* 绕中央暗天体运动的轨道极小, 要么它的质量分布在极小的范围内极陡地上升, 即所谓的 α=5

果能直接观测到黑洞视界则是极其有价值的, 而银心暗天体可能是离我们最近的超大质量黑洞, 利用今天的观测技术直接探测证实其存在的可能性也是最大转动黑洞的视界直径为 [1+(1-a * 2) 1/2 ]R s /2,a * Jc/(GM 2 ) 是黑洞

7 的 Plummer 模型所以,Reid 等人指出, 未来的 VLBI 观测须将 Sgr A* 的运动测量精度达到 0.2km s -1, 才能比较肯定地回答 Sgr A* 是否是特大质量的黑洞 (Eckart A,Genzel R.MNRAS,1997,284:576; Melia F.Promlay B C,Liu S M et al.apj,2001, 554:L37; Falcke H,Melia F,Agol E et al.apj,2000,528:l13) Part III 1 Sgr A* 的光变现象 Sgr A* 在射电, 毫米, 近红外, 红外, 以及 X 射线波段都被检测到明显的光变, 光变时标从射电的年, 月量级, 到近红外的一天内的光变, 红外和 X 射线波段小时, 或分钟量级的光变尽管我们已经了解 Sgr A* 在 radio, millimeter, near-ir 和 X-rays 波段都具有光变现象, 但是不同波段光变的相关性并没有完全得到解决这里我们主要介绍 2004 年多波段联合观测任务的结果, 主要内容均参考 Yusef-Zade et al, 2005 在这次观测中, 为了进一步研究不同波段闪耀活动的相关性, 共动用了九架地面与空间望远镜其中 HST 观测到了几个 NIR 闪耀, 他们从 0.15mJy 持续增长占据了约 40% 的观测时间, 所以比地面 NIR 观测提供了更严格的限制 HST 上的 NICMOS, XMM-Newton 和 Caltech submillimeter 第一次探测到了同时发生的 X-ray 闪耀和 NIR 闪耀和同时的 submillimeter 闪耀和 NIR 闪耀 X-ray 辐射来自于发射 NIR 同步辐射的相对论粒子在 10 倍施瓦西半径内对 submillimeter 光子的散射而且使用 ICS 模型可以通过磁场的变化和这些非热粒子的不同的分布谱指数解释来自 Sgr A* 的高能辐射 ( kev), 以及 X-ray 闪耀与 NIR 闪耀不是一一对应的现象在 ICS 模型中, 辐射 NIR 射线的粒子的低能成分为 submillimeter 波段在 NIR 闪耀时的光变提供了证据基于对 NIR 和 submillimeter 波段的闪耀的持续时间的测量, Yusef-Zade et al 认为冷却是通过绝热膨胀进行的, 暗示着闪耀活动可能会造成外流这次观测共进行了两轮, 但交食双星 CXOGCJ 在第一轮观测前爆发, 对观测造成了影响, 所以主要讨论第二轮观测以下按不同波段对观测结果进行描述图 3 将不同波段观测结果同时列出, 左边是第一轮观测结果, 右边为第二轮观测结果 X-ray 与 Gamma-ray 波段 : XMM-Newton INTEGRAL 共观测到两个相对较强的 X-ray 闪耀, 其辐射流量是宁静态的 35 倍, 分别为 6.5 and 6

apj,2000,528:l13) Part III 1 Sgr A* 的光变现象 Sgr A* 在射电, 毫米, 近红外, 红外, 以及 X 射线波段都被检测到明显的光变, 光变时标从射电的年, 月量级, 到近红外的一天内的光变, 红外和 X 射线波段小时, 或分钟量级的光变尽

8 10 12 ergs s 1 cm 2, 其持续时间分别为 2500s 和 5000s INTEGRAL 在软 Gamma-ray 波段 (20-120keV) 在距离 Sgr A* 大约 1 内观测到一个稳定的源 IGRJ (Belanger et al. 2006) Near-IR(NIR) 波段 : HST NICMOS 比较强的闪耀表现出了相似的谱型和时变特性, 流量都大约增加了 20%, 持续时间为从 2 到 2.5 小时, 峰值流量出现在 1.60μm 约为 10.9mJy 在后面的闪耀是观测中最强的, 对应于 1.60μm 峰值流量 11.1mJy, 持续时间小于 40 分钟两小时后观测到另一个闪耀,1.60μm 峰值流量 10.5mJy, 持续时间大约为 25 分在 1.60μm 观测中,Sgr A* 高于平均流量 0.15mJy 的时间越战中观测时间的 34%, 高于平均流量 0.3mJy 的时间约占 23% 闪耀现象在这一波段所占的时间大约为 30%-40%, 而在 X 波段闪耀活动时间只占总观测时间的 5% 左右 (Baganoff et al. 2003; Belanger et al. 2005),Sgr A* 在 NIR 波段的活动性明显高出很多这与 Sgr A* 的 NIR 闪耀辐射持续较弱波动, 而没有宁静态辐射的结论相符平均的稳定辐射约为 0.15mJy, 而典型闪耀的总流量约为 9.8mJy( 大约比平时亮 0.47mJy), 若持续时间为 30 分, 则释放的总能量对应约 ergs Submillimeter 波段 : CSO SMT 第二轮观测只在 450μm 除观测到了约 25% 的光变现象, 但在 850μm 处, 流量密度在 2.7 到 4.6mJy 变化 Radio 波段 : NMA, BIMA, VLA & ATCA NMA 在第一轮中对 Sgr A* 在 3 mm (90 GHz) 和 2 mm (134 GHz) 进行了观测 (Tsutsumi, Miyazaki & Tsuboi 2005), 在 2004 年 3 月 31 日和 4 月 1 日 2:30-22:15 UT 流量密度分别为 1.8±0.4 和 2.0±0.3Jy, 在 2004 年 3 月 6 日 2 mm 流量为 2.6±0.5 Jy, 但由于附近有一个 radio 和 x 暂现源出于活动状态, 这一观测很可能受到污染对于 7mm 的观测结果分析表明在几乎整个观测时段存在着 5-10% 的变化时标为小时量级的光变, 通过对功率谱的分析, 光变曲线由一个峰值经过 30 分钟左右降到宁静态水平, 并持续约 2.5 小时, 而流量的上升到下降的过程时间约为 2 小时 1.5, 1.7 cm 和 7 mm 光变分析与 3mm 处得到的光变时标不同 (Mauerhan et al. 2005) Radio 波段的光变时标长于 NIR 波段 Correlation 这次观测观测到了一对可能相关的 NIR 闪耀与 X 闪耀但其余观测到的 NIR 闪耀没有观测到对应的 X 闪耀图 4 观测到的可能相关的 NIR 和 X 闪耀, 上面为 NIR 观测数据, 下面为 X 观测数据

60μm 峰值流量 11.1mJy, 持续时间小于 40 分钟两小时后观测到另一个闪耀,1.60μm 峰值流量 10.5mJy, 持续时间大约为 25 分在 1.60μm 观测中,Sgr A* 高于平均流量 0.15mJy 的时间越战中观测时间的 34%, 高于平均流量 0.

9 这对相关的 NIR 和 X 闪耀的峰值光变幅度分别为 15% 和 100% 认为这两个闪耀相关是因为 : 先前的观测已经指明了闪耀的辐射源, 同时观测到 NIR 与 X 闪耀的几率不大, 并且这次的观测中两个闪耀相差很短的一段时间, 并且光变曲线的形状比较相似, 持续时间上也没有明显的延迟这些说明这两个闪耀来自靠近 Sgr A* 的视界的同一区域图 5 观测到的可能相关的 submillimeter 和 NIR 闪耀, 上面为 submillimeter 数据, 下面为 NIR 数据这次观测还观测到了 850μm 和 near-ir 的一对可能相关的闪耀, 仅凭光变情况分析不能确定它们的相关性, 但通过对光深和偏振度的讨论, 可以得到二者相关的结论 2 Sgr A* 的频谱特征 Sgr A* 是一个相当弱的辐射源, 也是一个极暗弱质量星系核, 其热光度是质量为

相关的 submillimeter 和 NIR 闪耀, 上面为 submillimeter 数据, 下面为 NIR 数据这次观测还观测到了 850μm 和 near-ir 的一对可能相关的闪耀, 仅凭光变情况分析不能确定它们

10 M 黑洞的爱丁顿光度的倍 Sgr A * 是一个大小为 0.2~0.4mas(2.4AU) 变化的射电源因为银河系富含气体和尘埃, 而且面对观测者是 "edge-on" 结构, 所以银心可能的辐射主要在光学和 UV 波段, 而这些波段完全屏蔽, 它的光度很难测定非热的同步加速辐射主导了 Sgr A* 在射电波段的辐射. 在谱型上表现为幂律谱, 是比较平滑的指数下降, 在厘米波段的谱指数约为 0.3, 在亚毫米波段观测的射电谱上, 出现一个峰值, 频率大约为 600GHz, 在这个频率以上, 辐射流量密度急剧下降赵军辉博士给出了 Sgr A* 在频率 1.4~22GHz 的射电流量进行了时间积分, 得出了二十年间的平均幂律谱, 谱指数约为从红外波段开始 Sgr A* 的流量突然下降, 由于银心聚集了许多红外源. 包括一些年轻恒星, 他们的红外辐射给 Sgr A* 的观测带来了困难. 其辐射的峰值频率落在近红外 ( 亚毫米 ) 波段. 大约 600GHz 在 X 射线和 γ 射线波段 Sgr A* 被光学薄的同步加速辐射主导. 它的流量已经降的很低根据 Chandra 卫星的观测 Sgr A* X 射线辐射有两种成分, 宁静成分和闪耀成分. 宁静成分的特征是, 作吸吸改正后的 2~10KeV 上的功率为 2.2*1026J S -1. 是一个相当弱的辐射源. 说明银心是一个暗弱的星系核在 X 射线观测主要有两个明显的特征, 其一是辐射流量平稳, 在 2001 到 2003 年的近四年观测中流量变化幅度不超过十分之一, 这个辐射成分产生于一个大约是一个角秒尺度的结构其二是在 X 射线保持致密, 没有分解, 它的流量密度变化经常超过一个量级, 变化时标在小时量级内 γ 射线波段上, 观测到的是 EGRET 在 100MeV 波段上, 检测到流量上限为 2.2X10 37 erg/s 以下两图为对频谱的拟合结果分别对应 X 波段的两种状态

在谱型上表现为幂律谱, 是比较平滑的指数下降, 在厘米波段的谱指数约为 0.3, 在亚毫米波段观测的射电谱上, 出现一个峰值, 频率大约为 600GHz, 在这个频率以上, 辐射流量密度急剧下降赵军辉博士给出了 Sgr A* 在频率 1.

11 图 6 对频谱的拟合结果图中不同曲线分别对应不同辐射机制的贡献 Part IV Sgr A* 的吸积模型引力吸积使物质下落, 但下落物质的引力热能会转化为辐射能, 辐射压反过来对下落的物质产生推力. 因而就使吸积率不能无限制地增加而有一个上限. 这就是爱丁顿光度上限, 光度超过这一极限, 被吸积的物质将不再下落再设辐射的能量完全由吸积物质的引力热能转化而来, 可知吸积率 dm/dt 也有一个上限, 就是爱丁顿吸积率上限, 大约 10-8 个太阳质量 / 年对于低光度的 X 射线双星和活动星系核, 其吸积率远小于爱丁顿吸积率, 因此在观测上呈现厚盘如果黑洞吸积时耗散的能量可以在比气体流入黑洞短得多的时标内被辐射掉, 那么气体就可以快速冷却其辐射效率为 , 取决于黑洞的自转目前主要有四种黑洞吸积盘模型 Shapiro-Lightman-Eardley(SLE) 盘是不稳定的, 薄盘 (Slim) 研究得还不够, 较为成功的是最早建立的 Shakura-Sunyaev 盘 (SSD) 和近年成为热点的平流主导吸积 (advection-dominated accretion flow,adaf) SSD 和 ADAF 看来分别适用于吸积流中离黑洞较远和较近的区域, 故二者的结合即 ADAF+SSD 模型有望对黑洞吸积流作出较为完整的描述, 但是这个结合模型也还有不少未解决的问题. 20 世纪 90 年代初,Melia 提出了球吸积模型, 认为吸积流自由下落, 形成开普勒盘射电辐射和 X 辐射来自自由下落气体的同步辐射和轫致辐射但是这种模型太简化, 以致吸积流依然具有很大的角动量 Narayan 等人提出了平流占主导的吸积流模型 (ADAF 模型 ), 这种吸积模型的辐射效率很低, 可以自然地解释 Sgr A* 的低光度现象,Sgr A* 的大部分能量不是被辐射掉而是以粘滞耗散的形式储存在吸积流里在这个模型中, 射电辐射来自最内层盘区的同步辐射, 而 X 辐射来自 10 3 ~10 4 R s 区域内的自由电子的轫致辐射但是 ADAF 模型不能解释射电暴和 X 耀 ( 预计 X 耀的时标为几千小时 ), 它把射电辐射高估了 1 个量级, 得到的 X 谱也太硬 (1.4) Falcke 等人提出,Sgr A* 的射电辐射来自喷流, 而不

这就是爱丁顿光度上限, 光度超过这一极限, 被吸积的物质将不再下落再设辐射的能量完全由吸积物质的引力热能转化而来, 可知吸积率 dm/dt 也有一个上限, 就是爱丁顿吸积率上限, 大约 10-8 个太阳质量 / 年对于低光度的 X 射线双

12 是来自于盘, 亚毫米过剩是喷流的加速区 ---- 喷口处产生的, 其余低频辐射来自喷流的其它部分, 喷口的尺度约为 10R s 该模型极好地解释了 Sgr A* 的射电谱, 但是没有考虑它的 X 辐射最近,Yuan 等人提出喷流加 ADAF 吸积盘模型, 它可以解释 Sgr A* 的整个辐射谱, 从射电亚毫米红外到 X 射线 Franceschini et al.(1998) 发现黑洞质量与核心射电流量或总的射电流量之间有很强的相关性 :P M 2.5 根据平流主导的吸积流理论, 在低吸积率情况下, 若粘滞产生的热能无法通过库仑碰撞迅速从离子传递给电子, 那么离子温度就很高, 接近于维里温度, 而电子温度很低离子的绝大部分能量不会辐射出来, 而是流入黑洞 ADAF 参与辐射的是电子, 而电子的温度 (Te<10-10 K) 远远小于热的质子. 大部分吸积物质的引力热能被热质子在平流过程中耗散, 导致其辐射能量低在 ADAF 中, 总压强由气压体 (Pg) 和磁压 (Pm) 组成, 两者大致相等在光学薄情况下, 电子的同步加速辐射产生的光子是自吸收的瑞里 - 金斯黑体谱 L ν 2 R 2 再根据球对称的 Bondi 吸积模型, 和由 Faber-Jackson 关系 (c s M 1/4 ) 最后推出的射电流量与黑洞质量的关系是 L ν 2/5 M 2.2, 和 Franceschini et al 的结果符合得很好银河系中心的 Sgr A * 是非常暗弱的, 低效的吸积体, 而 ADAF 模型可以解释低光度活动星系核的观测特征因此 ADAF 很好地解释了银河系超大质量黑洞的光度不足问题但是银河系中心的 Sgr A * 究竟是不是真正的超大质量黑洞, 还有待进一步深入细致的研究参考文献 1. 俞允强广义相对论导论北京大学出版社, [ 法 ] 约翰 - 皮尔卢米涅著黑洞卢炬甫译湖南科学技术出版社 3. 傅承启, 侯金良, 常瑞香银心的观测与研究天文学进展文章编号 (2004) Baganoff, F.K., Maeda, Y., Morris, M., Bautz, M.W., Brandt, W.N. et al. 2003, ApJ, 591, Belanger, G., Goldwurm, A., Melia, F., Yusef-Zadeh, F., Ferrando, P. et al. 2005,ApJ, 635, Belanger, G., Goldwurm, A., Renaud, M., Terrier, R., Melia, F., Lund, N., Paul, J., Skinner, G. & Yusef-Zadeh, F. 2006, ApJ, 636, Tsutsumi, T., Miyazaki, A. & Tsuboi, M. 2005, AJ, submitted 8.Mauerhan, J.C., Morris, M., Walter, F. & Baganoff, F. 2005, ApJ, 623, L25 9.Yusef-Zadeh, F.; Bushouse, H.; Dowell, C. D.; Wardle, M.; Roberts, D.; Heinke, C.; 10.Bower, G. C.; Vila-Vilaró, B.; Shapiro, S.; Goldwurm, A.; Bélanger, G. 2006, ApJ, 644, Balick B,Brown R L. ApJ,1974,194: Menten K M,Reid M J,Eckart A et al. ApJ,1997,475:L Ghez A M,Duchene G,Matthews K et al. ApJ,2003,586:L Lo K Y,Shen Z Q,Zhao J H et al. ApJ,1998,508:L61 15.Backer D C,Sramek R A. ApJ,1999,524: Reid M J,Readhead A C S,Vermeulen R C et al. ApJ,1999,524:816

5 根据平流主导的吸积流理论, 在低吸积率情况下, 若粘滞产生的热能无法通过库仑碰撞迅速从离子传递给电子, 那么离子温度就很高, 接近于维里温度, 而电子温度很低离子的绝大部分能量不会辐射出来, 而是流入黑洞 ADAF 参与辐

第９卷江南大学学报人文社会科学版Ｚ第２期掌握是指在表层知识教学过程中学生对表层知识的掌想方法有所悟有所体会５数学思想方法教学是循环往握学生掌握了一定量的数学表层知识是学生能够

第９卷江南大学学报人文社会科学版Ｚ第２期掌握是指在表层知识教学过程中学生对表层知识的掌想方法有所悟有所体会５数学思想方法教学是循环往握学生掌握了一定量的数学表层知识是学生能够江南大学学报人文社会科学版第９卷Ｚ第２期２０１０年１２月犑狅狌狉狀犪犾狅犳犑犻犪狀犵狀犪狀犝狀犻狏犲狉狊犻狋犎狌犿犪狀犻狋犻犲狊牔犛狅犮犻犪犾犛犮犻犲狀犮犲狊狔Ｖｏｌ９Ｚ２Ｄｅｃ２０１０数学教学初中数学教学研究雍兴智南部县四龙乡小学四川南部６３７３００不论我们选教什么学科务必使学生