The Bright Side of the Black Hole: Flares from Sgr A* Katie Dodds-Eden M¨unchen 2010 The Bright Side of the Black Hole: Flares from Sgr A* Katie Dodds-Eden Dissertation an der Fakult¨at f¨ur Physik der Ludwig–Maximilians–Universit¨at M¨unchen vorgelegt von Katie Dodds-Eden aus Canberra, Australia M¨unchen, den 28. September 2010 Erstgutachter: Prof. Dr. Reinhard Genzel Zweitgutachter: Prof. Dr. Andreas Burkert Tag der m¨undlichen Pr¨ufung: 13. December 2010 To the dear memory of my grandmother, Reta Dodds, my uncle, Ken Moyse, and my granddad, Francis Eden. vi Contents Zusammenfassung xv Summary xvii 1 Black Holes in Nature 1 1.1 ATheoreticalCuriosity. .. 1 1.1.1 Schwarzschild black holes . 1 1.1.2 Kerrblackholes............................. 2 1.2 TheSearchforRealBlackHoles. .. 3 1.3 RadiationfromAccretion . 4 2 The Massive Black Hole at the Galactic Center 9 2.0.1 SgrA*: theRadiotoSubmmSource . 10 2.0.2 Near-infraredand X-ray Flares fromSgr A* . ... 13 2.1 ModelsforSgrA*................................ 16 2.1.1 Thesubmm-radiosource . 16 2.1.2 FlareModels .............................. 16 3 Radiation Processes 19 3.1 SimpleRadiativeTransfer . .. 19 3.1.1 HomogeneousSphere . .. .. 20 3.2 SynchrotronEmission. 21 3.2.1 PropertiesoftheSpectrum. 22 3.3 InverseComptonScattering . .. 28 4 Multiwavelength Observations and the Emission Mechanism 31 4.1 Introduction................................... 32 4.2 Observations................................... 34 4.2.1 IR/NIRObservations. 35 4.2.2 X-rayObservations ........................... 38 4.2.3 Mid-InfraredObservations . 39 4.3 Results...................................... 41 4.3.1 Simultaneity of infrared and X-ray flare . .... 41 viii CONTENTS 4.3.2 GeneralLightcurveShape . 41 4.3.3 Substructure .............................. 42 4.3.4 Shortesttime-scalevariations . ... 42 4.3.5 PowerSpectra.............................. 42 4.3.6 SpectralEnergyDistribution. .. 43 4.4 ModellingtheflarestateSEDofSgrA* . .. 45 4.4.1 icmodel: inverse Compton scattered submm bump photons . 48 4.4.2 sscmodel: inverse Compton scattered NIR flare photons . 51 4.4.3 powerlaw: single power law synchrotron emission . 51 4.4.4 powerlawcool: power law synchrotron emission with cooling break 51 4.5 Flare Evolution: Lightcurve Shape and Substructure . ......... 52 4.6 Discussion.................................... 54 4.6.1 Why inverse Compton scenarios don’t work . .. 54 4.6.2 Comparison with past multiwavelength studies . ...... 56 4.6.3 The electron energy distribution . ... 58 4.6.4 Thejetmodel.............................. 61 4.6.5 Substructure in the context of an orbiting hot spot model...... 61 4.7 Conclusions ................................... 62 5 Time Dependent Flare Models 65 5.1 Introduction................................... 65 5.2 Flaring in Accretion Disk Simulations . ...... 67 5.2.1 Numerical Setup and Initial Conditions . .... 68 5.2.2 SimulationResults ........................... 68 5.3 LightcurveModeling .............................. 72 5.3.1 NumericalModel ............................ 73 5.3.2 Lightcurves ............................... 75 5.3.3 Quasi-stationaryFlareModel . 80 5.3.4 Expanding Plasma: a “Coronal Mass Ejection” . ... 80 5.3.5 Energetics and the Size of the Emitting Region . .... 86 5.3.6 Effect of the Decreasing Magnetic Field on the Steady State Emission 87 5.3.7 LightcurveSubstructure . 88 5.4 Conclusions ................................... 89 5.4.1 Conclusions:NIRandX-ray. 90 5.4.2 Conclusions: Millimeter and radio . ... 92 5.4.3 FinalRemarks ............................. 93 6 Six year lightcurve from Sgr A* 95 6.1 Introduction................................... 95 6.2 Data....................................... 97 6.2.1 Aperture Photometry of Ks-band data 2004-2009 . .... 101 6.2.2 PSFphotometryofKs-banddatafrom2009 . 105 6.3 Results...................................... 108 Inhaltsverzeichnis ix 6.3.1 FluxDistribution ............................ 108 6.3.2 Is Sgr A* really continuously variable? . .... 111 6.3.3 The Effect of Observation Errors on the Flux Distribution ..... 113 6.3.4 Long timescale variability ( weekstomonths). 114 ∼ 6.4 Discussion/Interpretation. ..... 115 6.4.1 TwostatesofSgrA*inthenear-infrared . 115 6.4.2 Consistency with previous measurements of Sgr A* at low Ks-band fluxes117 6.4.3 Comparison with X-ray binary variability . ..... 118 6.4.4 WavelengthDependence . 119 6.4.5 TimingAnalysis............................. 119 6.5 Conclusions ................................... 120 7 Conclusions 121 Acknowledgements 131 x Inhaltsverzeichnis List of Figures 1.1 LightcurveofCygnusX-1 . .. .. 6 2.1 Night view of the Galactic Center with the VLT Laser Guide Star ..... 10 2.2 The Galactic Center in the near-infrared . ...... 11 2.3 NIRFlaresfromSgrA* ............................ 13 3.1 Synchrotron spectrum emitted by monoenergetic distribution of electrons . 23 3.2 Synchrotron spectrum from a power-law electron distribution........ 24 3.3 Comparison of angle-averaged spectrum with φ = arcsin π/4 approximation 25 3.4 The self-absorption frequency for a power law distribution of electrons. 26 3.5 Comparison with analytic models. ... 27 3.6 Properties of Synchrotron Self-Compton spectra . ......... 28 3.7 The Klein-Nishina limit for inverse Compton scattering............ 29 4.1 SgrA*NIRlightcurve,April1-62007 . ... 36 4.2 SgrA*L’-bandflare,April4,2007 . .. 37 4.3 Simultaneous L’-band and X-ray flare, April 4, 2007. ........ 40 4.4 Power spectra for L’-band and X-ray lightcurves, April 4,2007....... 43 4.5 Spectral Energy Distribution for Sgr A*, April 4, 2007 . ......... 44 4.6 XSPECmodelsfortheApril4,2007flare. ... 49 4.7 Photon density in Yuan et al. 2003 model . ... 50 4.8 Best fit SEDs, power law distribution . .... 59 4.9 A submm inverse Compton model, for jet model . .... 61 5.1 2D MHD simulations: magnetic field contour plots . ....... 69 5.2 2D MHD simulations: temperature contour plots . ...... 71 5.3 X-rayandNIRmodellightcurves . .. 76 5.4 Time-dependent model SEDs . 77 5.5 X-ray and NIR model lightcurves with decreasing magneticfield ...... 81 5.6 An adiabatic expansion model: expansion and velocity profiles ....... 82 5.7 Adiabatic expansion models for radio-mm emission: varying Ri and vexp .. 83 5.8 Adiabatic expansion models for radio-mm emission: varying B(R) and p . 84 5.9 NIR lightcurve: substructures from magnetic field fluctuations ....... 89 5.10 SummarymodelforApril4,2007flare . ... 91 xii Abbildungsverzeichnis 6.1 2004-2009Ks-bandlightcurveofSgrA*. ..... 100 6.2 SgrA*Ks-bandflare: August5th,2008 . 103 6.3 SgrA*sourceposition,2007to2008 . 105 6.4 2009,Starfinderdetectedpositions . ..... 106 6.5 2009 lightcurves: Starfinder and Aperture Photometry . ......... 107 6.6 Flux distributions for Sgr A* and comparison star . ........ 110 6.7 Sgr A* flux distribution: non-continuously variable model.......... 112 6.8 Sgr A* flux distribution: comparison of Starfinder and Aperture Photometry 113 6.9 Sgr A* flux distribution: effect of observation errors . .......... 115 List of Tables 4.1 Models:FitParameters ............................ 47 4.2 Models:FitParameters ............................ 60 5.1 Properties of L’-band and X-ray flares in the time-dependent synchrotron model 79 6.1 Flux comparison of Sgr A* reported in the literature: I. brightstates . 98 6.2 Flux comparison of Sgr A* reported in the literature: II. faintstates. 99 6.3 Fits to the observed flux distribution . ..... 109 xiv Tabellenverzeichnis Zusammenfassung Sgr A*, die Strahlungsquelle, die dem schweren schwarzen Loch im Zentrum der Milch- straße entspricht, bietet uns die besondere M¨oglichkeit, Ph¨anomene in der unmittelbaren N¨ahe eines schwarzen Lochs zu beobachten. Da Sgr A* nur mit 10−8 seiner Eddington- Leuchtkraft strahlt, geh¨ort die Quelle zu den schw¨achsten bekannten strahlenden schwarzen L¨ochern (sogenannte Low Luminosity Active Galactic Nuclei, LLAGN). Sgr A* ist die am besten untersuchbare Quelle dieser Art, da sie vergleichsweise nah, n¨amlich in unserer eigenen Milchstraße lokalisiert ist. W¨ahrend das Vorhandensein eines schwarzen Lochs im Galaktischen Zentrum lange angezweifelt wurde, stellt die Beobachtung der Bewe- gung einzelner Sterne in Umlaufbahnen um Sgr A* heute den besten Beleg daf¨ur da, dass schwarze L¨ocher ¨uberhaupt existieren. Durch Beobachtung und Modellierung der langwelligen Emission von Sgr A* (Radio- bis submm-Bereich) ist bekannt, dass die relativ konstante Emission in diesen Wellenl¨angen- bereichen durch Synchrotron-Strahlung eines stark magnetisierten, d¨unnen, relativistis- chen Plasmas in einem mehrschichtigen, strahlungsineffizienten Akkretionsfluss erzeugt wird. Im inneren Bereich in der N¨ahe des schwarzen Lochs liegen die typische magnetis- che Flussdichte, die Dichte und der Gamma-Faktor des Plasmas bei etwa B 30 G, n 107 cm−3 und γ 10. Andererseits ist die physikalische Ursache f¨ur≈ die spo- e ≈ ≈ radischen Strahlungsausbr¨uche (Flares im folgenden), die etwa eine Stunde dauern und im Nahinfrarot- (NIR) und R¨ontgenbereich h¨aufig beobachtet werden, weiterhin ein un- gel¨ostes R¨atsel. Sie wurden erst in den letzten zehn Jahren entdeckt. Das Ziel dieser Arbeit ist es, den physikalischen Ursprung der Flares von Sgr A* zu untersuchen. Diese Arbeit beginnt mit drei einf¨uhrenden Kapiteln: Zun¨achst werden astrophysikalis- che schwarze L¨ocher im allgemeinen besprochen (Kapitel 1), danach die Beobachtungen von Sgr A* in Kapitel 2. In Kapitel 3 dann werden die Eigenschaften der wichtigsten Strahlungsprozesse f¨ur die Quelle, Synchrotron-Strahlung und inverse