Zabeleženo je bilo plimovanje uničenja zvezde s črno luknjo in kasnejšega nastanka curka • Anton Biryukov • Znanstvene novice o "Elementih" • Astrofizika, ekstragalaktična astronomija

Plimovanje uničenja zvezde s črno luknjo in naknadno tvorjenje curka

Sl. 1. Združevanje galaksij Arp 299 v optičnem območju (fotografija, ki jo je opravil vesoljski teleskop Hubble). Na desni – jedro A, na levi strani – core B. Slika iz en.wikipedia.org

Med skoraj 12 leti opazovanja galaksij, ki se združujejo, 146 milijonov svetlobnih let, je mednarodna ekipa astrofizikov podrobno preučila proces uničenja navadne zvezde s plimovalnimi silami supermasivne črne luknje. Istočasno je bilo mogoče prvič neposredno opazovati nastanek relativističnega curka. Skupna količina sproščene energije je bila ogromna: med opazovanji je sistem izgubil v obliki elektromagnetnega sevanja več kot Sonce v celotnem življenju.

Arp 299 je par nepravilnih galaksij na razdalji od 146 milijonov svetlobnih let (45 megaparsečk) od nas, ki je približno 750 milijonov let prešel v proces združevanja ali trčenj. Dve galaksije tega sistema so običajno označeni kot Arp 299-A in Arp 299-B (slika 1), pri čemer sta dve jedri ločeni v drugem: B1 in B2 (glej sliko 5).

Združevanje dveh galaksij ne prinaša le dodatnih prostornin brezplačnega medzvezdnega plina v vsako od njih, ampak tudi povzroča udarne valove v tem plinu.In posledično spodbujajo nastanek novih zvezd. Tako se skupna stopnja nastajanja zvezd pri združevanju galaksij znatno poveča, za Arp 299 pa je ocenjeno, da je 100-150 novih zvezd na leto (100-krat več kot na Mlečni poti). Zvezde v takih sistemih se najpogosteje oblikujejo v svojih osrednjih (in zato tudi bolj gostih) regijah.

Jedro arp 299, očitno, vsebuje supermasivne črne luknje (SMBHD) – kot bi moralo biti v osrednjih predelih galaksij. V regiji B1 takšna črna luknja zagotovo obstaja, saj je prisotnost tako imenovanega aktivnega galaktičnega jedra (AGN ali AGN – Active Galactic Nucleus), kompaktne regije, v kateri je medsebojna zvezda, ki tvori gosto accretion disk, že dolgo odkrila, že dolgo odkrita. črna luknja, ki povzroča izbruhe sevanja, curkov, curkov in drugih svetlih dogodkov. Prav tako vemo, da je aktivno jedro na območju B1 skrito od nas s precej debelo plastjo prahu, ki je pregledna le v trdem rentgenskem območju in absorbira vse drugo sevanje.

Sl. 2 Umetniška slika plimovanja uničenja zvezdne supermasivne črne luknje. Slika iz nasa.gov

Na tem področju je bilo 30. januarja 2005 v opazovanjih na štirimodelnem teleskopu William Herschel, ki se nahaja na Kanarskih otokih, zaznan prehodni (ki je bil nenadoma in na kratko prikazan, glej prehodni astronomski dogodek) vir infrardečega sevanja. Več kot pet let se je njena svetloba postopoma povečala, nato pa se je začela zmanjševati (slika 3). 10 let po dogodku je bil izvor še vedno viden. Tako dolgoletni opazovalci so ga lahko natančno preučevali v različnih razponih, od radia do rentgenske slike, z uporabo ducata teleskopov, vključno s podatki iz vesoljskih observatorijev Hubble in Spitzer.

Sl. 3 Razvoj infrardeče svetlobe Arp 299-B AT1 je prehoden več kot 11 let opazovanj. Ob horizontalni osi čas v dneh od trenutka zaznavanja predmeta je odložen. Na levi navpični osi – svetilnost v enotah po 1043 erg / s (za primerjavo, svetilnost Sonca je 4,8 × 1033 erg / sek); prikazan je grafikon svetlosti v modri barvi. Na desni navpični osi – skupna sevana energija; prikazan je graf njegove rasti rdeča. Slika iz obravnavanega članka v Znanost

Da smo bili sposobni opazovati to prehodno v tako širokem obsegu valovnih dolžin,že pravi, da njegov vir ni v samem središču aktivnega galaktičnega jedra (skritega od nas s debelim prahom), ampak nekoliko oddaljen od njega. Toda kakšna je narava tega vira? Kakšen je fizični vzrok bliskavice?

Če supermasivna črna luknja v Arp 299-B1 nima nič opraviti z njo, potem je bliskavica najverjetneje eksplozija supernove. Če je ta dogodek povezan z MSTP, se pojavita dve možnosti: bodisi bliskavica je manifestacija aktivnosti galaktičnega jedra (na primer, tok delcev, ki jih črpa v obliki črnega curka, osvetljenega materiala nad ravnino prašnega diska) ali je rezultat plimovanja uničenja navadne zvezde, premaknjen preblizu MSHD (glej dogodek motnje plimovanja).

Za slednji scenarij ni pomembno, ali je jedro aktivno ali ne, le dovolj supermasivna črna luknja. Ta možnost je zanimiva ne le zato, ker vam omogoča, da "preizkusite" močno gravitacijsko polje črne luknje, temveč tudi dejstvo, da je mogoče proces dodajanja snovi na relativistični predmet "že od samega začetka" preučiti, saj znaten del zvezdne snovi varno spada v SMHD. Takšni dogodki so precej redki: registriranih je bilo več kot sto, pri čemer je bilo mogoče ugotoviti, da je bil oblikovan le v posameznih primerih.

Opazovanje Arp 200-B AT1 (ta oznaka je bila namenjena prehodni razpravi) v radijskem traku so raziskovalci sčasoma odpravili hipotezo, da gre za eksplozijo supernove ali manifestacijo AGNS: opazovani vir je pokazal ekspanzijo pri previsoki hitrosti, ki je preveč izžarevala (približno 1052 erg, za katerega bi Sonce zahtevalo 80 milijard let), z njo pa je bila povezana struktura, ki je zelo podobna curek (in opažena v radiofrekvenčnem pasu).

Jets – ozke relativistične emisije snovi, ki sodelujejo s črno luknjo in magnetnim poljem, ki ga obkroža – se oblikujejo med zbujanjem snovi na ta kompaktni predmet. Aktivna galaktična jedra tvorijo curke, ki so usmerjene pravokotno na ravnino diska za akreacijo. V primeru aktivnega jedra v Arp 299-B1, ta disk (natančneje, torus, ki ga obkroža), vidimo skoraj iz roba. Zato je treba curka, povezana z AGN, usmeriti pravokotno na ta tok.

Toda v realnih opazovanjih se je izkazalo, da se izmet iz Arp 299-B AT1 oddaljuje od te črte za kot 25-35 stopinj, kar pomeni, da ga povzroči drug mehanizem. In potem naše teoretično znanje nam pušča samo eno možnost: to je bilo plimovanje uničenja zvezde.Čeprav je treba opozoriti, da smer curka med akrecijo na MSBD določa predvsem sama črna luknja, in sicer "os njene rotacije" in pravilnega opisa orbitov preskusnih teles v bližini njegovega časovnega obdobja). Takšna smer v obravnavanem sistemu je očitno edinstvena, saj sistem vsebuje le eno črno luknjo. Odstopanje curka, povezane z uničenjem plimovanja, je verjetno posledica njegove interakcije z okoliškim medzvezdnim medijem (slika 4) in / ali velikega specifičnega kotnega momenta uničene zvezde.

Sl. 4 Shema plimovanja uničenja zvezd v središču Arp 299-B in sevanja iz nje. Legenda: BH – supermasivna črna luknja; POLAR PRAH – prašna snov nad SMHD poli; TORUS – torus za prah, ki blokira AGN od opazovalca na Zemlji; JET – zavrnjen jet; SHOCK je udarni val, ki radiira v radijskem traku in katerega gibanje v vesolju lahko opazujemo (glej sliko 5); RADIO – radio emisije; IR – infrardeče sevanje; VLBI – radiofrekometer z zelo dolgim ​​dosegom; SPITZER – Spitzer Space Infrared Observatory. Slika iz obravnavanega članka v Znanost

Zaradi visoke gostote zvezd v Arp 299 B1 je verjetnost, da je navadna zvezda v bližini dogodkovnega horizonta SMBH s poznejšim uničenjem precej visoka. Na splošno je uničenje manjšega (manj masivnega) telesa s plimovanjem interakcije večje ena situacija, značilna za vesolje. Tako so na primer narejeni Saturnovi obroči. (Čeprav, bolj strogo gledano, blizu Saturna, najverjetneje ni nič propadlo – preprosto ni bilo mogoče oblikovati nič večjega.) Najlažji način za razumevanje plimovanja je opozoriti, da se (klasična) sila zmanjšuje obratno, kot kvadrat razdalje od gravitacijske telo. Zato bo sila, ki deluje na strani njegovega satelita, najbližjega masivnemu telesu, večja od sile, ki deluje na njenem daleč. Ta razlika v moči, ki je precej velika, je sposobna razbiti satelit.

Za vsak par masivnega telesa in satelita, ki ga pade na njo, je najmanjša razdalja, pri kateri je sila samo gravitacije na površini satelita (ki zadržuje svojo snov kot celoto) še vedno večja kot sila masivnega telesa.Ta razdalja se imenuje Rocheova meja. Če satelit ne le pade na telo, ampak se giblje po njej vzdolž ukrivljene poti (ali celo vrti), potem se lahko skupna sila satelita dodatno kompenzira s centrifugalno silo.

Rocheov radij

Rocheov radij ali Roche limit – razdaljo, do katere bo majhna satelita, ki kroži okoli osrednjega masivnega telesa in ostane v neoporečnosti samo zaradi sile lastne gravitacije, bo razbila s plimovalnimi silami slednjega. Formulo za to vrednost v okviru preprostih, a razumnih predpostavk je najprej dobila matematik iz francoskega astronoma in devetnajstega stoletja Edouard Roche. Najprej je predlagal, da Saturnovi obroči niso integralni, ampak so sestavljeni iz drobnih satelitov (kamnov in ledenih plošč) – samo zato, ker so v radiju Rocheja za Saturn. (Res je, obroč E je izven te omejitve.)

Tukaj je prikazano. Pustite okrog centralno simetričnega telesa – na primer, planet – masa M in polmera R potegne v krožno orbito sapo mM in polmera rR. Predpostavimo, da je rotacija satelita sinhronizirana s svojim gibanjem v orbiti – tako kot luna, ki je vedno obrnjena na isto stran Zemlje.Naj bo razdalja med centrima mase satelita in planeta D in je večja od polmera planeta.

Razmislite o majhni količini snovi na satelitski površini (označujemo njegovo maso Δm). To vpliva na težo satelita:

\ [F _ {\ rm g} = \ dfrac {Gm \ Delta m} {r ^ 2}, \]

kjer G – gravitacijska konstanta. Ta sila ga formalno obvesti o pospeševanju v nasprotni smeri planeta.

Po drugi strani pa privlačnost planeta deluje na istem telesu:

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

Toda ni mogoče reči, da je pospešek obravnavanega dela v smeri planeta pravičen FΔmm, saj ta kos tudi "potisne" celoten satelit, na katerega vpliva tudi gravitacijska sila planeta:

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

Tako, ker je satelit ena celota, pospešek zadevnega dela v smeri planeta – plimski pospešek – določi razlika v silah Fm in FΔmenako

\ GM \ Delta m} {(D-r) ^ 2} – \ dfrac {GM \ Delta m} {D ^ 2} \ približek \ dfrac {2GM \ Delta mr} {D ^ 3}, \]

saj smo to domnevali rR in R < D.

Ker je radijus Roche določen z dejstvom, da plimovanje sile presegajo gravitacijske sile, ga lahko najdemo iz neenakosti FT < Fg, ki se piše na naslednji način:

\ [D _ {\ rm Roche} <r \ levo (\ dfrac {M} % \ desno) ^ {\ dfrac % %}. \]

V Arp 299 B1 je zvezda z maso od 2 do 6-kratna masa Sonca lahko preblizu SMHD in povzročila verigo dogodkov, ki je bila opažena kot Arp 299-B AT1. Del zadeve zvezda je absorbiral črna luknja, del je bil vržen v vesolje, del pa je bil izpuščen kot par relativno ozkih, redčenih, vendar zelo hitrih (desetine odstotkov hitrosti svetlobnih) curkov. Mimogrede, le eden od njih je na voljo za opazovanje (slika 5), ​​saj je drugi skrit za gostim prahom.

Sl. 5 Slika par spojnih galaksij Arp 299 v optičnem območju (podatki iz teleskopa Hubbla). Prehodni prehod Arp 299-B AT1 je izbruhnil v zahodni komponenti tega para. B in S – infrardeče slike (pri valovni dolžini 2,2 mikrona) osrednjega dela komponente B so vidne dve svetlejših jedrih – B1 in B2. Slika B Prejel je bil 8 let pred prehodnim (leta 1997) in kaže, da je svetlost jedra B1 bistveno nižja kot v letu 2007 (fotografija S) – dve leti po začetku izbruha. D – konture radijskih slik najbolj osrednjega dela Arp 299 B1, pridobljenih več kot 10 let (prikazano zaporedno rdeča, rumeno, modra in zelena) po bliskavici. Ob osi je odložil premik položaja radijskega vira na nebu – z desnim vzponom (vodoravna os) in deklinacija (navpična os), v milisekundah luka.Taka slika izmeničnega radijskega vira ustreza razvoju hitrega ozkega curka. Natančneje – to je slika curka, le v radijskem traku. Slika iz obravnavanega članka v Znanost

Avtorji obravnavanega članka so opravili precej dela pri modeliranju prehodnega v okviru teorije plimovanja uničenja, pri čemer so upoštevali vse znane informacije o območju, na katerem se je dogodek zgodil. In uspeli so reproducirati ta dogodek v precej zapletenem modelu. To je verjetno glavni dosežek vseh dolgih let dela, saj taka podrobna in dolgotrajna opazovanja plimovanja, ki je tako živahna v vseh pogledih, še ni obstajala, in preverili celotno telo modelov (od nastajanja zvezd v združenih galaksijah do absorpcije s prahom v bližini IWHM) v enem samem svežnju kot V vsakem primeru je bil ta test eden izmed najboljših.

Vir: S. Mattila et al. Radiofrekvenčni letalec v galaksiji, združen s prahom // Znanost. 2018. DOI: 10.1126 / science.aao4669.

Avtor je hvaležen Pavlu Abolmasovu (Tuorly Observatory in SAI MSU) in Omeru Brombergu (Univerza v Tel Avivu) za razpravo in pripombe.

Anton Biryukov


Like this post? Please share to your friends:
Dodaj odgovor

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