Dynamics of dense gas-star systems [Elektronische Ressource] : black holes and their precursors / presented by Pau Amaro-Seoane

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• Astronomie

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• Publié par: ruprecht-karls-universitat_heidelberg
• Publié le: 01 janvier 2004
• Nombre de lectures: 14
• Langue: Deutsch
• Poids de l'ouvrage: 4 Mo

Extrait

Dissertation
submitted to the
Combined Faculties for the Natural Sciences and for Mathematics
of the Ruperto-Carola University of Heidelberg, Germany
for the degree of
Doctor of Natural Sciences
presented by
Pau Amaro-Seoane
born in Valencia` (Spain)
Oral examination: 23th July 2004Dynamics of dense gas-star systems
Black holes and their precursors
Referees:
Prof. Dr. Rainer Spurzem
Prof. Dr. Josef FriedZusammenfassung
Diese Thesis umfasst mehrere Aspekte theoretischer Stellardynamik in Sternhaufen, sowohl
in analytischer als auch in numerischer Hinsicht. Wir versuchen, Licht auf Phanomene¨ zu
werfen, welche zur Zeit in allen Galaxietypen beobachtet werden, einschließlich AGNs und
Quasare, zu den machtigsten¨ Objekten des Universums zahlen.¨ Die Wechselwirkun-
gen zwischen einem Sternsystem und einem zentralen schwarzen Loch fuhren¨ zu einer Menge
interessanter Phanomene.¨ Die von uns verwendete Methode ermoglicht¨ eine Betrachtung
leicht einsichtiger Aspekte ohne jegliches Rauschen, welches die Teilchen-Methoden mit
sich bringen. Wir untersuchen die wichtigsten physikalischen Prozesse, die in der Entwick-
lung eines spharischen¨ Sternhaufens ablaufen, etwa Selbstanziehungskraft, Zwei-Korper¨ -
Relaxation etc sowie die Wechselwirkung mit einem schwarzen Loch und die Funktion des
Massenspektrums. Wir beschaftigen¨ uns jedoch nicht nur mit diesem Thema alleine, sondern
auch mit einer Analyse supermassiver Sterne. Wie diese Sterne die Aktivitaten¨ der Quasare
durch Sternakkretion und Energiestrom antreiben ist eine der Fragen, die hierbei aufkom-
men. Wir gehen auch anderen Fragen nach, etwa jener nach der noch nicht verstandenen
Entwicklung eines solchen Objektes und seiner Wechselwirkung mit dem ihn umgebendem
Sternsystem. Dies ist ein Kernpunkt der Astrophysik, da diese Objekte als Vorlaufer¨ von
supermassiven schwarzen Lochern¨ betrachtet werden konnen.¨
Abstract
This thesis embraces several aspects of theoretical stellar dynamics in clusters, both analyti-
cally and numerically. We try to elucidate the phenomena currently observed in all types of
galaxies, including AGNs and quasars, some of the most powerful objects in the universe.
The interactions between the stellar system and the central black hole give rise to a lot of
interesting phenomena. The scheme we employ enables a study of clean-cut aspects without
any noise that particle methods suffer from. We study the most important physical processes
that are readily available in the evolution of a spherical cluster, like self-gravity, two-body
relaxation etc, the interaction with a central black hole and the role of a mass spectrum. Not
only embark we upon this subject, but we set about an analysis on super-massive stars. How
these stars could power the quasar activity by star accretion and energy flows is one of the
questions that arises. We undertake other questions, such as the uncertain evolution of such
an object and its interaction with the surrounding stellar system. This is of crucial importance
in astrophysics, for these objects could be regarded as super-massive black holes progenitors.Antonio Amaro Pita, my father, never could see finished this work, because he passed away in Novem-
ber of last year. It is very difficult to write these lines, because I miss him a lot. He lived intensively,
much more than all people I know. He squeezed the nice things out of life until the very last drop and
then he decided to go away and carry on with the fun somewhere else because here it was damned
boring for him.
When my father died, Marc Freitag, who was in the north of America, wrote:
En Pennsylvanie c’est un automne magnifique avec des arbres qui deviennent tres` rouges avant de
se depouiller totalement. J’imagine qu’il est normal que les grands arbres, devenus vieux, soient
terasses´ par le vent... Cela n’enleve` rien a la beaute´ de la foretˆ .
There is death because there is life, and there is life because there is death. My father died, and so
will I someday; this is not a reason to be upset, it is just the flowing of life. It steals us the surface of
the sand and allows us to walk in the new surface and leave our prints. Sabine is now pregnant and I
hope our child will be as full of life as his grandfather was and able to enjoy every second of his new
life, just as my father did.
Iste traballo esta´ adicado a ilSTRUCTURE OF THE THESIS
1 Motivation 3
1.1 What is this all about? First words . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.2 What are AGNs and what makes them interesting? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.2.1 Outstanding features of AGNs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.2.2 AGN taxonomy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.2.3 The unified model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.2.4 Appraising . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
1.3 Massive black holes and their possible progenitors . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
1.3.1 (Super-) massive black holes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
1.3.2 Intermediate mass black holes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
1.4 Super-massive stars: Possible SMBHs progenitors? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
1.5 Time-scales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
1.5.1 The relaxation time . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
1.5.2 The crossing time . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
1.5.3 Collision time . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
1.6 Intention of this thesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
1.7 Literature of chapter 1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2 The theoretical model 29
2.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
2.2 The Fokker-Planck equation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
2.3 The local approximation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
2.4 A numerical anisotropic model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
2.5 Interaction terms and implementation of the gaseous component . . . . . . . . . . . . 37
2.5.1 The star component . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
2.5.2 The gaseous . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
2.6 A mathematical view of our approach . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
STRUCTURE OF THE THESIS
2.7 Literature of chapter 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
3 Super-massive stars 55
3.1 On the nature and peculiarities of a super-massive gaseous object . . . . . . . . . . . . 55
3.1.1 Nuclear energy source . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
3.1.2 Instabilities of radiation-dominated stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
3.2 Fencing in the existence zone of an SMS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
3.3 Possible origin of a BH: sequence of SMSs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
3.4 Stabilisation theory . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62
3.4.1 The role of rotation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62
3.4.2 Stabilisation by fluctuations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
3.5 Literature of chapter 3 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
4 A semi-analytical approach to dense gas-star systems 69
4.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69
4.2 General concepts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
4.3 Loss-cone phenomena . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
4.4 The critical radius . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
4.5 The loss-cone contribution to the heating rate of the gas . . . . . . . . . . . . . . . . . 73
4.6 Kinetic energy dissipation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
4.7 Loss-cone stars velocity field distribution function . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
4.8 Isotropy and anisotropy in the stellar system . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78
4.9 Connection at the influence radius . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
4.10 Mass accretion rates . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
4.11 Heating rates: An esteem . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82
4.12 Discussion of the results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
4.13 Addendum A: The tidal radius . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85
4.14 B: The difussion and loss-cone angles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89
4.14.1 Definition of the difussion angle q . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89D
4.14.2 Definition of the loss-cone angle q . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
lc
4.15 Addendum C: The loss-cone velocity . . . . . . .