АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 84, № 2, с. 118-127
УДК 524.64-3
СВЕРХМАССИВНАЯ ЧЕРНАЯ ДЫРА В ЦЕНТРЕ НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ: ОПРЕДЕЛЕНИЕ ОСНОВНЫХ ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ
© 2007 г. А. А. Киселев, Ю. Н. Гнедин, Е. А. Грошева, Н. А. Шахт, Д. Л. Горшанов, М. Ю. Пиотрович
Главная астрономическая обсерватория, Пулково, С.-Петербург, Россия Поступила в редакцию 24.05.2006 г.; после доработки 07.07.2006 г.
С помощью двух астр о метрических методов, развитых в ГАО РАН, — метода параметров видимого движения (ПВД) и прямого геометрического метода (ПГМ) — в применении к анализу орбитального движения звезды S2 вокруг центра нашей Галактики построена орбита звезды и определена величина массы сверхмассивной черной дыры. Показана эффективность метода параметров видимого движения, основанного на измерении кривизны достаточно короткой дуги орбиты при наличии данных наблюдений относительной лучевой скорости. Оценка массы сверхмассивной черной дыры выполнена также астрофизическими методами, основанными на эмпирическом соотношении между массами черных дыр, находящихся в центральной части галактик и квазаров, и светимостями этих областей в радио- и рентгеновском диапазонах. Оценены величины магнитного поля вблизи горизонта событий сверхмассивной черной дыры в центре нашей Галактики на основе механизма синхротронного излучения с учетом самопоглощения.
PACS: 98.35.Jk, 98.38.Am
1. ВВЕДЕНИЕ
В настоящее время не вызывает сомнений тот факт, что в центре всех галактик находятся сверхмассивные черные дыры. Самым надежным основанием для такого вывода явилось обнаружение в центральных областях галактик мощного рентгеновского излучения, основные физические характеристики которого (например, временной масштаб переменности) хорошо согласуются с картиной аккреции вещества на сверхмассивную черную дыру (СМЧД). Однако решающую роль в определении природы центрального объекта нашей Галактики сыграли наблюдения движения звезд в его ближайшей окрестности [1—9]. В результате этого на расстоянии примерно 8 кпк от Солнца в области пк от центральной черной дыры удалось заметить реальные движения звезд и определить параметры их орбит.
Дополнительная важная информация о физических параметрах центральной СМЧД может быть получена в результате наблюдения излучения, исходящего из ее ближайшей окрестности в радио- и рентгеновском диапазонах. Существенная информация может быть извлечена из характера переменности этого излучения. Одновременные наблюдения источника Sgг А* в различных спектральных диапазонах позволяют определить природу физического механизма, ответственного за
излучение плазмы в непосредственной близости от СМЧД.
Впервые одновременная вспышка излучения в рентгеновском и инфракрасном диапазонах вблизи галактического центра была обнаружена Эккертом и др. [10]. Светимость вспышки в рентгеновском диапазоне спектра составляла 6 х 1033 эрг/с.
Была также обнаружена сильная переменность излучения Sgг А* в радиодиапазоне. Характерные времена переменности составляли от нескольких часов до нескольких лет [11 — 13]. Короткая временна я переменность радиоизлучения накладывает сильные ограничения на характерный размер области радиоизлучения: ^10 а.е., что весьма близко по величине к значению гравитационного радиуса СМЧД.
Исследование динамического поведения звезд вблизи центральной СМЧД нашей Галактики дает уникальную возможность проверки постньютоновской теории тяготения. Недавно Зукер и др. [14] продемонстрировали возможности инфракрасной звездной спектроскопии для точного измерения доплеровских сдвигов в кривых лучевых скоростей, которые позволяют, в принципе, находить поправки к классической теории Ньютона — гравитационное красное смещение, вызываемое потенциалом СМЧД, а также поперечное допле-ровское смещение 2/с2) спектральных линий.
Однако, пожалуй, самой интересной задачей является определение физической природы и распределения материи галактического динамического центра, полная масса которого определяется на основе наблюдений орбитальных движений окрестных звезд. Ожидается, что, помимо центральной СМЧД, центр нашей Галактики (центральный парсек) содержит, по крайней мере, еще три компоненты: плотное звездное скопление, газ, состоящий, в свою очередь, из трех компонент (нейтрального газа, ионизованного газа и газа с высокой температурой), а также неизвестной природы темную материю, которая захватывается гравитационным полем СМЧД и накапливается в этом поле, как в гравитационной яме [15—17].
В последнее время рядом наземных и космических телескопов зарегистрирован самый сильный избыток потока 7-квантов высокой энергии из области галактического центра, включая поток гамма-квантов в области 511 кэВ [18—20]. Такой избыток хорошо интерпретируется в рамках модели темной материи, состоящей из массивных слабо взаимодействующих частиц ("вимпы" — WIMPs), распадающихся и аннигилирующих друг с другом. Наиболее впечатляющим результатом является обнаружение избытка гамма-квантов с энергией в несколько ТэВ, обнаруженных в эксперименте HESS [17] в течение двух периодов наблюдений ^4.7 и 11.8 ч, причем сам эффект наблюдался на уровне 6 и 9 стандартных отклонений, соответственно. Область наблюдаемого излучения составляла вокруг динамического центра Галактики Sgr A*.
Детальный анализ поведения звезд в ближайшей окрестности Sgr A*, выполненный в работе Гензела и др. [2], привел авторов к следующим выводам:
1. Поверхностные плотность и яркость звезд возрастают с уменьшением расстояния от компактного радиоисточника Sgr A* в ближайшей его окрестности ~10 св. мин. [21], причем объемная плотность звезд зависит от расстояния как R-2. Внутри области с видимым радиусом в проекции <100" поверхностная яркость увеличивается вплоть до радиуса , в то время как оцениваемая плотность звезд (K < 15m) имеет плоскую зависимость, что может свидетельствовать о присутствии темной материи, концентрирующейся вокруг СМЧД. Оценка характерного радиуса этой области [22] дает 0.34 ± 0.20 пк. Любопытно, что максимум поверхностной яркости и плотности звезд с величиной K < 13m приходится не на сам центр Галактики, а на скопление IRS 16, лежащее в к востоку от Sgr A*.
2. Установлено существование в области центрального парсека нескольких звездных популяций: скопления красных гигантов с характерным
119
временем жизни ~(1—10) х 109 лет, скопления ярких голубых гигантов с возрастом ^(2—7) х 106 лет и скопления ярких (К & 10т—12т) звезд асимптотической ветви гигантов промежуточных масс и возраста >108 лет.
3. Исследование дисперсии лучевых скоростей звезд в области 01"—20" позволило установить закон зависимости их дисперсии от радиуса в виде (АУ)2 ~ Я-1. Эти данные позволили в результате статистического моделирования оценить гравитационную массу, сконцентрированную в области размером существенно меньше, чем 10 св. дней: эта масса находится в пределах (2—3.3) х 106 М®. В то же время, Шёдель и др. [23] на основе анализа орбит 17 звезд, лежащих в области вокруг Sgг А* размером в несколько св. час., оценили величину центральной гравитирующей массы как (3.5 ± 0.5) х 106 М®. В результате плотность дополнительной по отношению к СМЧД материи была оценена как >2 х 1017 М®/ пк3. Определение верхнего предела на собственное движение Sgг А*, выполненное Рейдом и др. [24] и оцененное ими как <20 км/с, позволило повысить верхний предел на плотность дополнительной гравитационной массы до 1019'5 М®/пк3. Более того, Александер и др. [25] смогли получить закон распределения плотности такой массы в виде
Р(Я) = 1.2 х 106(* М®/пк3, (1.1)
где а = 2.0 ± 0.1 при Я > 10" и а = 1.4 ± 0.1 при Я < 10". В самой центральной области вокруг Sgг А* распределение плотности гравитационной массы имеет вид [2]
р(Я)= / 3 х 107 М®/пк3 пр" Я =1"- (1.2)
[7 х 108 М®/пк3 при Я = 0.1".
Полная масса в окрестности СМЧД оценивается как 1.3 х 104 М® при Я < 1.6.
Целью данной работы является определение основных физических параметров динамического центра Галактики, включая массу СМЧД, удельный момент вращения и величину магнитного поля вне горизонта событий, на основе результатов астрометрических и астрофизических наблюдений центральной области Галактики в широком диапазоне электромагнитного спектра.
Центральной частью нашей работы является описание возможности применения для анализа звездной динамики в центре нашей Галактики оригинальных методов, разработанных в Пулковской обсерватории для определения орбит двойных звезд. К ним относятся два метода, предложенные А.А. Киселевым:
1) прямой геометрический метод (ПГМ) [26, 27],
2) метод параметров видимого движения (ПВД).
Последний метод первоначально был разработан группой сотрудников ГАО РАН для исследования орбит ИСЗ, а в дальнейшем нашел широкое применение для определения орбит двойных звезд [28—33]. В основе метода ПВД в современной его форме (при применении к двойным системам) лежит использование высокоточного достаточно плотного ряда относительных положений, а также тригонометрического параллакса и относительной лучевой скорости компонент, определенной на момент, близкий к среднему моменту астрометриче-ских наблюдений. Это позволяет вычислить орбитальные элементы и оценить сумму масс компонент по короткой дуге орбиты. Для известной звезды S2 это означает, что вместо 15 лет наблюдений ее орбиты достаточно осуществить наблюдения в течение ^3 лет, если ряд достаточно плотный.
В результате при вычислении орбиты по методу ПВД общая масса системы выступает в роли ведущего параметра, от которого зависит величина уклонений О—С или наилучшее согласование наблюдений с орбитой.
Определение орбиты с помощью ПГМ делается несколько другим образом — здесь необходимым условием является построение видимого эллипса за весь период обращения, масса же определяется прямым методом с использованием третьего закона Кеплера при известной большой полуоси и параллакса.
Другой целью нашей работы является определение величины магнитного поля в ближайшей окрестности СМЧД с помощью методики, разработанной в ряде астрофизических работ (см., например, [34—36]).
37—39].) Орбиты звезд, определенные по наблюден
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.