A csillag áttörése fekete lyukkal és az ezt követő sugárképződés feljegyzése • Anton Biryukov • Tudományos hírek a "Elements" -ről • Astrophysics, Extragalactic astronomy

A csillag fekete-lyukkal és a későbbiekben egy sugárhajtással kialakított csillag csillagpusztítása

Ábra. 1. Az Arp 299 galaxisainak egyesítése az optikai tartományban (a Hubble Űrtávcső által készített fotó). Jobbra – A mag, a bal oldalon – core B. A (z) en.wikipedia.org címről

A közel 146 év fényéves távollétében megfigyelt egyesülő galaxisok közel 12 éve, az asztrofizikusok nemzetközi csapata részletesen tanulmányozta egy közönséges csillag megsemmisítésének folyamatát egy szupermasszív fekete lyuk árapályerőivel. Először lehetett közvetlenül megfigyelni egy relativisztikus sugár kialakulását. A felszabadított energia összmennyisége óriási volt: a megfigyelések során a rendszer az egész életében többet veszített az elektromágneses sugárzás formájában, mint a Nap.

Az Arp 299 egy pár szabálytalan galaxis 146 millió fényévtől (45 megaparszcse) tőlünk, amely mintegy 750 millió év alatt összefonódás vagy ütközés útján zajlott. Ennek a rendszernek két galaxisát általában Arp 299-A és Arp 299-B (1. ábra) jelölik, ahol a két nukleotid a másodikban különbözik: B1 és B2 (lásd az 5. ábrát).

A két galaxis összevonása nemcsak a szabad csillagközi gázok további mennyiségét hozza létre mindegyikben, de sokkoló hullámokat is okozhat ebben a gázban.És ezek viszont ösztönzik az új csillagok kialakulását. Így a galaxisok összevonásának összes csillagképessége jelentősen nő, és az Arp 299 rendszer esetében 100-150 új csillag évente (100-szor nagyobb, mint a Tejút). Az ilyen rendszerekben lévő csillagok leggyakrabban a központi (és ezért sűrűbb) régiókban alakulnak ki.

Az Arp 299 magjai, látszólag, szupermasszív fekete lyukakat (SMBHD) tartalmaznak – ahogyan a galaxisok központi területein kell lenniük. A B1 régióban egy ilyen fekete lyuk bizonyosan létezik, mivel az úgynevezett aktív galaktikus mag (AGN vagy AGN – Active Galactic Nucleus) jelenléte egy olyan kompakt régió, amelyben az interstelláris anyag, amely sűrű akkréciós lemezt képez, régóta felfedezték fekete lyuk, ami sugárzás, emisszió, fúvókák és más fényes események kitörését okozza. És azt is tudjuk, hogy a B1-en lévő aktív magot eltakarja tőlünk egy nagyon vastag porréteg, amely csak a kemény röntgen-tartományban átlátszó, és elnyeli az összes többi sugárzást.

Ábra. 2. Művészi kép a csillag szupermasszív fekete lyuk árhalmú megsemmisítéséről. A nasa.gov nevű kép

Ezen a területen 2005. január 30-án a Kanári-szigeteken található négy méteres William Herschel teleszkóp megfigyelései során észleltek tranziens (hirtelen és röviden villámcsapás, lásd Átmeneti csillagászati ​​esemény) infravörös sugárzás forrását. Több mint öt éve fényereje fokozatosan nőtt, majd elkezdett alábbhagyni (3. 10 évvel az esemény után a forrás még látható volt. A megfigyelők ilyen hosszú ideig képesek voltak különböző tartományokban tanulmányozni a rádiótól a röntgenig, egy tucat teleszkóp segítségével, beleértve a Hubble és a Spitzer űrkutatások adatait is.

Ábra. 3. Az Arp 299-B AT1 tranziens infravörös fényerejének kifejlesztése 11 éves megfigyelések alatt. A vízszintes tengely mentén az objektum észlelésének pillanatától néhány nap múlva elhalasztják. A bal oldali függőleges tengelyen – fényerő 10 egységben43 erg / s (összehasonlítás céljából a Nap fénysűrűsége 4,8 × 1033 erg / sec); luminancia grafikon látható kéken. A jobb oldali függőleges tengelyen – teljes sugárzott energia; a növekedés grafikonja látható piros. Ábra a tárgyalt cikkből tudomány

Hogy ezt a tranzienset ilyen széles hullámhossz-tartományban megfigyeljük,már azt mondja, hogy a forrása nem az aktív galaktikus mag középpontjában áll (mi rejtőzik el egy vastag porlemez), de kissé távolabb van tőle. De mi a forrás jellege? Mi a vaku fizikai oka?

Ha az Arp 299-B1 szupermasszív fekete lyuknak semmi köze ehhez, akkor a vaku valószínűleg szupernóva robbanás. Ha ez az esemény kapcsolódik az MSTP-hez, akkor két lehetőség merül fel: vagy a vaku a galaktikus mag aktivitásának megnyilvánulása (például egy részecskeminta, amelyet egy fekete lyuk sugárzott, sugár formájában, megvilágított anyag a porlemez síkja felett), vagy egy közönséges csillag, túl közel az MSPH-hoz (lásd: Tidal meghibásodási esemény).

Az utóbbi esetben nem számít, hogy a mag aktív vagy sem – egyszerűen egy szupermasszív fekete lyuk elég. Ez a lehetőség nemcsak azért érdekes, mert lehetővé teszi, hogy "teszteljük" a fekete lyuk erős gravitációs mezőjét, hanem azt is, hogy az anyag felhalmozódásának folyamatát "kezdettől fogva" relativista objektumra lehet tanulmányozni, hiszen a csillag anyagának jelentős része biztonságosan beleesik az SMHD-be. Az ilyen események meglehetősen ritkák: legfeljebb százan vették nyilvántartásba, és egy sugár kialakulását csak izolált esetekben lehetett kimutatni.

Figyelembe véve az Arp 200-B AT1-et (ezt a jelölést a vitatott tranziensnek adták meg) a kutatók végül megszüntették azt a hipotézist, hogy szupernóva robbanás vagy az AGNS megnyilvánulása volt: a megfigyelt forrás túl nagy sebességgel tágult, túl sok energiát sugározott (kb.52 Erg, amelyre a Nap 80 milliárd évig követelte volna meg), és egy olyan struktúra, amely nagyon hasonlít egy sugárhoz (és a rádióban is megfigyelhető).

Fúvókák – a fekete lyukkal és a környező mágneses mezővel kölcsönhatásban lévő anyag szűk relativisztikus kibocsátása – az anyag felhalmozódásakor keletkezik ezen a kompakt tárgyon. Az aktív galaktikus magok olyan formájúak, amelyek merőlegesek a felhordási lemez síkjára. Az Arp 299-B1 aktív magja esetében ezt a lemezt (pontosabban a körülötte lévő por torus) látjuk majdnem szélein. Ezért az AGN-hez társított sugárnak merőlegesnek kell lennie erre a tóruszra.

De valódi megfigyelések során kiderült, hogy az Arp 299-B AT1-ből való kilökést 25-35 fokos szöget bezárják ebből a vonalból, ami azt jelenti, hogy egy másik mechanizmus okozza. És akkor az elméleti tudásunk csak egyetlen választási lehetőséget hagy maga után: ez volt a csillag ártalmas pusztítása.Bár meg kell jegyezni, hogy a sugár iránya növekedés a SMBH döntően a fekete lyuk – azaz a „forgástengely” (idézőjelbe, mert ez több helyes beszélni az irányt a perdület a fekete lyuk – amelynek értékét be kell vonni a teljes és a vizsgáló testületek keringési pontjainak helyes leírása az eseményhorizont közelében). A tervezett rendszer ilyen iránya nyilvánvalóan egyedülálló, mivel a rendszer csak egy fekete lyukat tartalmaz. Egy eltérés a jet, társított árapály pusztítás valószínűleg való kölcsönhatás okozta a környező csillagközi médium (ábra. 4), és / vagy több meghatározott perdület elpusztult csillag.

Ábra. 4. Az Arp 299-B központjában levő csillag árapály-megsemmisítésének terve és sugárzás. Jelmagyarázat: BH – szupermasszív fekete lyuk; POLAR DUST – poranyag az SMHD pólusokon; TORUS – a por torus blokkolja az AGN-t a Föld megfigyelőjétől; JET – elutasított sugár; Az SHOCK a rádiósávban sugárzó lökéshullám, és az űrben lévő mozgás figyelhető meg (lásd az 5. ábrát); RADIO – rádiókibocsátás; IR – infravörös sugárzás; VLBI – szuperkondenzált rádiós interferométer; SPITZER – Spitzer Space Infrared Observatory. Ábra a tárgyalt cikkből tudomány

Az Arp 299 B1 csillagok nagy sűrűsége miatt az SMBH eseményhorizontjához közel álló közönséges csillag közelgő valószínűsége meglehetősen magas. Általában egy kisebb (kevésbé masszív) test megsemmisülése egy nagyobbik árapály kölcsönhatással a helyiségre jellemző. Például a Szaturnusz gyűrűi csak így alakultak ki. (Bár szigorúbban Szaturnusz közelében, valószínűleg semmi sem összeomlott – egyszerűen nem tudott valami nagyobbat alkotni.) A legegyszerűbb az árapály kölcsönhatás megértése, ha emlékeztet arra, hogy a (klasszikus) erő fordítottan csökken, mint a gravitációs testet. Ezért a masszív testhez legközelebb eső műhold oldalán fellépő erő nagyobb lesz, mint a távolabbi részén fellépő erő. Ez a teljesítménykülönbség, elég nagy, képes a műhold megtörésére.

Minden egyes masszív test és egy ráeső műhold esetében van egy minimális távolság, amelyen az önsúly a műhold felszínén (amely az anyag egészét tartja) még mindig több, mint a masszív test ereje.Ezt a távolságot Roche-határnak nevezik. Ha a műhold nemcsak a testre esik, hanem egy görbült pályán (vagy akár maga forog) is mozgatja, akkor a műhold teljes erejét ki lehet egészíteni a centrifugális erővel.

Roche sugár

Roche sugár vagy Roche limit – az a távolság, amelyhez közelebb van egy olyan kis műhold, amely a központi masszív testet keringő és az integritás során csak az öngravitációs erők miatt marad, megszakad az utóbbi árapályerőivel. Ennek az értéknek a képletét egyszerű, de ésszerű feltételezések keretében először a francia csillagász és a tizenkilencedik századi matematikus Edouard Roche szerezte meg. Először azt javasolta, hogy a Szaturnusz gyűrűk nem integránsak, hanem apró műholdakból (kövekből és jeges medencékből) állnak – csak azért, mert a Szaturnusz Roche sugara alatt vannak. (Igaz, a gyűrű E meghaladja ezt a határértéket.)

Itt látható, hogyan jelenik meg. Hagyja körbe egy központi szimmetrikus testet – például egy bolygótömeget M és sugár R körkörös pályán húzva mM és sugár rR. Tegyük fel, hogy a műhold forgása szinkronban van az orbitális mozgásával – hasonlóan a Holdéhoz, amely mindig a Föld ugyanazon oldalán áll.Hagyja, hogy a műhold és a bolygó tömegközéppontja D legyen, és nagyobb, mint a bolygó sugara.

Vegyünk egy kis anyagdarabot a műholdas felületre (jelezzük tömegét Δm). Ezt a műholdas gravitáció befolyásolja:

\ Fm {\ rm g} = \ dfrac {Gm \ Delta m} {r ^ 2}, \]

ahol G – gravitációs állandó. Ez az erő hivatalosan tájékoztatja őt a felgyorsulásról a bolygó ellenkező irányba.

Másrészt a bolygó vonzereje ugyanazon a testen működik:

\ [F _ {\ Delta m} = \ dfrac {GM \ Delta m} {(D-r) ^ 2}. \]

De nem mondható el, hogy a megfontolt darab gyorsulása a bolygó irányába igaz FΔmm, mivel ezt a darabot "az" egész műhold "tolta" ki, amelyet a bolygó gravitációs ereje is befolyásol:

\ [F_ % = \ dfrac {GM \ Delta m} {D ^ 2}. \]

Így, mivel a műhold egyetlen egész, a megfontolt darab gyorsulása a bolygó irányában – az árapály gyorsulása – az erők különbsége határozza meg Fm és FΔmegyenlő

\ Dfrac {GM \ Delta m} {D ^ ^}} {F} {\ 2} \ közel \ dfrac {2GM \ Delta mr} {D ^ 3}, \]

mivel feltételeztük rR és R < D.

Mivel a Roche sugarat az a tény határozza meg, hogy az árapályerő meghaladja a gravitációs erőket, az egyenlőtlenségből FT < Fg, amelyet a következőképpen írnak át:

\ [D_ {\ rm Roche} <r \ bal (\ dfrac {M} % \ jobb) ^ {\ dfrac % %}. \]

Az Arp 299 B1-ben egy csillag, amelynek tömege 2-6-szorosa a Nap tömegének, túl közel lehet az SMHD-hez, és olyan eseménysorozatot okozhat, amelyet Arp 299-B AT1 -nek tekintettek. A csillag ügyének egy részét egy fekete lyuk ütötte meg, egy részét az űrbe dobták, és egy részét viszonylag keskeny, ritka, de nagyon gyors (tizedik százalék fénysebesség) fúvókákkal dobták ki. By the way, csak egy van megfigyelésre (5. ábra), mivel a második sűrű porlemez mögött rejtőzik.

Ábra. 5. Arp 299 egyesülő galaxisainak képe az optikai tartományban (a Hubble teleszkóp adatai). Az Arp 299-B AT1 tranziens kitört a pár nyugati részében. B és C – a B komponens középső részének infravörös képei (2,2 mikron hullámhosszon), két fényes mag látható – B1 és B2. kép B A tranziens előtti 8 év (1997-ben) érkezett, és azt mutatja, hogy a B1 mag világossága lényegesen alacsonyabb, mint 2007-ben (fotó C) – két évvel a kitörés kezdete után. D – az Arp 299 B1 központi részének rádióképeinek kontúrok, amelyeket 10 évnél hosszabb időtartamra nyertek (soronként piros, sárga, kék és zöld) a vaku után. A tengelyek mentén elhalasztotta a rádióhullám helyének az égboltba való elmozdulását – jobb felemelkedéssel (vízszintes tengely) és a deklináció (függőleges tengely), az íves milliszekundumban.Egy váltakozó rádióforrás ilyen képe egy gyors, keskeny sugárfejlődésnek felel meg. Pontosabban – ez a sugárhajtás képe, csak a rádióban. Ábra a tárgyalt cikkből tudomány

A tárgyalt cikk szerzői nagyon sok munkát végeztek a tranziens modellezésében az árapály-pusztító elmélet keretein belül, figyelembe véve az összes ismert információt az adott területről. És sikerült reprodukálni ezt az eseményt egy meglehetősen összetett modellen belül. Ez valószínűleg a sok éves munka legfőbb eredménye, hiszen az áramlási interakció ilyen részletes és hosszadalmas megfigyelése korábban nem volt mindenütt élénk, és a modell teljes testét (galaxisoktól az abszorpciótól az IWHM közelében lévő csillagképzésig) egy csomóban ellenőrizte mint. Mindenesetre ez a teszt az egyik legjobb volt.

Forrás: S. Mattila et al. Egy gálacska egyesítésében elszivárgott rádióhullám // tudomány. 2018. DOI: 10.1126 / science.aao4669.

A szerző hálásan köszönti Pavel Abolmasovot (Tuorly Obszervatórium és SAI MSU) és Omer Bromberg (Tel Aviv Egyetem) megbeszéléseket és megjegyzéseket.

Anton Biryukov


Like this post? Please share to your friends:
Vélemény, hozzászólás?

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: