УДК 524.7-77
ИССЛЕДОВАНИЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ АКТИВНЫХ ЯДЕР ГАЛАКТИК: ОПРЕДЕЛЕНИЕ ВЕЛИЧИНЫ СПИНА СВЕРХМАССИВНОЙ
ЧЕРНОЙ ДЫРЫ
© 2014 г. А. В. Ипатов1, М. А. Харинов1, В. В. Мардышкин1, А. Г. Михайлов1, Ю. Н. Гнедин2*, М. Ю. Пиотрович2, А. А. Евстигнеев1, А. А. Дьяков1, Р. Ю. Сергеев1
1Институт прикладной астрономии РАН, Санкт-Петербург 2Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург
Поступила в редакцию 14.06.2013 г. После доработки 31.10.2013 г.
Представлены результаты наблюдений в радиодиапазоне десяти квазаров с доминирующей кинетической составляющей энергии релятивистского джета. Наблюдения выполнены на длине волны 3.5 см с помощью радиотелескопов РТФ-32 в обсерваториях "Зеленчукская" и "Бадары" ИПА РАН. На основе измерений радиосветимости определены кинетическая мощность релятивистских джетов и величины спинов сверхмассивных черных дыр в данных объектах. Показано, что в случае примерного равенства магнитного и газового давлений вблизи горизонта событий черной дыры вращение черной дыры в данных объектах является ретроградным по отношению к кеплеровскому вращению в аккреционном диске.
Ключевые слова: радиоастрономия, распределение радиояркости, активные ядра галактик, аккреция, релятивистский джет.
DOI: 10.7868/80320010814040020
ВВЕДЕНИЕ
Исследование переменности радиоизлучения активных ядер галактик (АЯГ) позволяет получить ценную информацию о механизме образования релятивистских струй (джетов), а также о механизме взаимодействия между аккреционным диском и потоком истекающего из аккреционного диска вещества.
В центральных областях АЯГ находятся сверхмассивные черные дыры. Для описания таких черных дыр наиболее важны два физических параметра: масса черной дыры Mbh и ее момент вращения — спин Jbh (Дотти и др., 2013). Обычно используется безразмерная величина спина, которая при использовании общепринятой системы координат G = c = 1 равна a = J/MBH.
В настоящей работе показано, как на основе полученных данных о радиопотоке ядер ряда активных галактик можно определить значение и направление спина сверхмассивной черной дыры (СМЧД).
В литературе существуют данные о величине спинов ряда АЯГ (Бреннеман, Рейнольдс, 2006, 2009; де ла Калле Перез и др., 2010; Патрик и др., 2011; Бреннеман и др., 2011; Рейнольдс, 2013). В этих работах величина спина определена на основе анализа формы спектральных линий в рентгеновском диапазоне электромагнитного спектра. Измерение спина черной дыры является критическим моментом для определения космической эволюции массивных черных дыр. Величина спина определяет эффективность физического процесса конверсии гравитационной энергии аккрецирующего газа в излучение аккреционного диска. Сам процесс генерации мощных релятивистских струй сильно зависит от величины спина черной дыры (Блэндфорд, Знаек, 1977). Генерация релятивистского джета происходит в результате извлечения с помощью магнитного поля вращательной энергии самой черной дыры. В этом случае существенную роль играет магнитное поле, которое генерируется вблизи горизонта событий черной дыры, радиус которого определяется следующим образом:
Электронный адрес: gnedin@gao.spb.ru
-Rh = Rg(a + л/1 — а2),
Rg
GMbh
(1)
2
С
где Ян — радиус горизонта событий, Её — гравитационный радиус черной дыры.
Задача определения значения спина СМЧД в АЯГ находится в центре внимания современной астрофизики. Для решения этой задачи используются детальные рентгеновские спектры, полученные в космических рентгеновских обсерваториях Бигаки и ХММ-Ые^оп. В результате в цитированных выше работах получены сильные ограничения на спины черных дыр в ряде АЯГ. Тем не менее существует довольно сильный разброс полученных оценок спинов СМЧД, поэтому любой независимый метод, позволяющий дать оценку спина СМЧД, полезен. Определение величины спина может быть выполнено стандартным методом на основе данных о кинетической мощности релятивистского джета и величине магнитного поля, генерируемого в процессе аккреции вблизи горизонта событий СМЧД.
Согласно работе Дели (2011) величина спина может быть определена по следующей формуле:
1/2 (104Гс \ (108 Ие
И = П
и
(~1044эрг/с
Вн
Мвн
(2)
где и — кинетическая мощность релятивистского джета, Вн — магнитное поле, генерируемое вблизи горизонта событий черной дыры. Коэффициент п зависит от механизма генерации релятивистского
джета: г? = у/Ъ, если джет генерируется в процессе вращения черной дыры с магнитным полем на ее горизонте (Блэндфорд, Знаек, 1977); п = = (1.05)"1/2, если в генерации джета принимает участие и аккреционный диск (Мейер, 1999). Таким образом, главная задача состоит в определении величины кинетической мощности джета, генерируемого СМЧД в ядре активной галактики, а также в определении величины магнитного поля вблизи радиуса горизонта черной дыры.
Выражение для определения кинетической мощности релятивистской струи представлено в работе Мерлони, Хейнз (2007):
^ и = (0.81 ± 0.11) ^ Ьк + 11.914;!, (3)
где Ьд = Ь(5 ГГц) — радиосветимость АЯГ на частоте V = 5 ГГц. Что касается величины магнитного поля вблизи горизонта черной дыры, то она определяется, как правило, на основе соотношения между магнитным давлением и давлением аккрецирующего газа вблизи радиуса горизонта (Ли, 2002; Ванг и др., 2003):
1/2
Вн =
\/2 кМс
Ян
= 6.3 х 104
Ц _
е) 1 +
м8)
= Гс,
(4)
где М8 = Мвн/108Ме, 1е = Ь^/ЬесМ, ьЪо1 -болометрическая светимость АЯГ, ЬЕаа = 1.3 х х 1038(Мвн/М®) — эддингтоновская светимость, е(а) — коэффициент превращения гравитационной энергии аккрецирующего вещества в излучение,
т.е. ЬЬо1 = еМс2, где М — темп аккреции. Ко-
1 р
эффициеит к = ^ = -рг^ определяет отношение магнитного давления к давлению аккрецирующего газа на горизонте событий черной дыры Ян. в — известный плазменный параметр.
Таким образом, соотношения (2)—(4) позволяют оценить величину спина черной дыры, если известна радиосветимость Ьд ядра конкретной активной галактики.
НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА РЕЗУЛЬТАТОВ
В 2010—2012 гг. выполнялись наблюдения десяти квазаров (Верон, Верон, 2010) с доминирующей кинетической мощностью релятивистских джетов и ^ ЬЬо1, список которых представлен в табл. 1, где приведены: 1) название исследуемого объекта; 2) прямое восхождение а; 3) склонение 5; 4) красное смещение г (Пансли, 2007), для 3С190 (Нилссон и др., 1993); 5) наибольший угловой размер, включая разброс джетов Ятах (Нилссон и др., 1993); 6) средняя плотность потока полученная в настоящей работе за период наблюдений 2010—2012 гг.; 7) индекс переменности V; 8) нормированная величина х2 для реальных наблюдений; 9) нормированная теоретическая величина Х2(0.1%) для уровня значимости 0.1%; 10) число степеней свободы п; 11) количество сетов часовых наблюдений N.
Все наблюдения по исследованию активных галактик проводились на длине волны 3.5 см (8.5 ГГц) на радиотелескопах РТФ-32 в обсерваториях "Зе-ленчукская" и "Бадары" Института прикладной астрономии (ИПА РАН). При этом все исследуемые источники наблюдались на обоих радиотелескопах. Радиотелескоп РТФ-32 представляет собой квазипараболическое зеркало диаметром 32 м со вторичным квазигиперболоидом диаметром 4 м с фокальным расстоянием 11.4 м, имеющее азимутальную монтировку и среднеквадратичную ошибку поверхности 0.5 мм (Финкельштейн, 2001).
Характеристики приемных систем радиотелескопов представлены в табл. 2: 1) название обсерватории; 2) шумовая температура приемника; 3) шумовая температура антенны (включая антенно-фитерное устройство и "небо"); 4) шумовая температура системы; 5) коэффициент использования поверхности (КИП); 6) эквивалентная спектральная плотность потока; 7) ширина полосы
х
х
Таблица 1. Параметры исследуемых объектов
Объект «(2000) ¿(2000) z -^max Stot, мЯн V x2 X2, 0.1% n N
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11
ЗС9 00h20m25s.22 15°40/54'.'70 2.018 13" 245 ± 12 0.04 0.60 1.80 43 45
ЗС14 00/l36m06?45 18°37/59'.'00 1.468 24" 286 ± 19 0.10 1.33 1.69 55 57
ЗС82 03/l14m44?20 43°14/04'.'00 2.870 - 131 ± 18 0.30 2.11* 1.75 48 55
ЗС190 О^О^ЗЗ^БО 14°14/42'.'00 1.195 4" 418 ±34 0.18 1.83* 1.80 43 44
ЗС196 08/l13m36?07 48°13/02'.'70 0.871 5" 2353 ± 74 0.04 1.05 1.72 51 52
ЗС216 09/l09m33?49 42°53/46'.'48 0.670 5" 1387 ±48 0.03 0.76 1.72 52 53
ЗС270.1 12/l20m33?87 33°43/12'.'01 1.519 12" 530 ± 38 0.12 1.74 1.75 48 49
ЗС455 22/l55m03?90 ^ПЗ'ЗБ'.'ОО 0.543 4" 414 ± 15 0.03 0.74 1.72 52 53
4С04.81 23/l40m57?97 04°31/15'.'00 2.594 3" 255 ± 14 0.10 0.82 1.99 30 31
4С25.21 07/l33m08?70 25°36'25'.'oo 2.686 7" 94 ±21 0.25 1.52 2.39 17 51
Таблица 2. Параметры приемных систем радиотелескопа РТФ-32
Обсерватория тпр,к Тша,К ТСИС, К кип SEFD, Ян А/, МГц Pmin, мЯн
1 2 3 4 5 6 7 8
Зеленчукская 15 26 41 0.57 255 900 12
Бадары 20 25 45 0.50 300 900 14
входных частот; 8) чувствительность по плотности потока для полосы выходных частот Д^ = 1 МГц, согласно формуле
-Pmm = VzsefdJ
(5)
Наблюдения проводились в режиме сканирования по углу места (Иванов и др., 2005). Исследуемые источники наблюдались на углах места от 40° до 70°. При определении плотности потока исследуемого источника учитывалось изменение эффективной площади антенны из наблюдений
опорных источников 3С295, 3С48, 3С309.1, 3С286 и 3С147. Плотности потоков опорных источников приняты в соответствии с работой Отт и др. (1994). Планирование и составление программ наблюдений проводилось с помощью программного обеспечения Sched Maker (Харинов, 2006). Опорные и исследуемые источники наблюдались поочередно: в течение сета 10—15 мин — опорный источник, затем в течение часового сета — исследуемый источник. Суточные сеансы проводились в среднем раз в неделю.
Обработка наблюдений проводилась с помощью программного пакета Class Visual (Хари-
нов, Яблокова, 2012) с использованием Базы данных радиометрических наблюдений (Иванов и др., 2005). В ходе первичной обработки в пакете Class Visual проводилась фильтрация отдельных отсчетов внутри сканов по критерию Фишера. Сканы, значительно испорченные погодными или промышленными помехам и заведомо непригодные, отбрасывались целиком. В результате накопления формировался итоговый скан сета.
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.