Hyperkompakt stjernesystem

Et hyperkompakt stjernesystem ( HCSS )  er en tæt stjernehob omkring et supermassivt sort hul (SMBH) udstødt fra centrum af en galakse . Stjerner, der er tæt på det sorte hul under dets udslyngning fra galaksen, forbliver fortsat gravitationsbundet til det sorte hul og danner et hyperkompakt stjernesystem.

Udtrykket "hyperkompakt" betyder, at sådanne systemer er små i størrelse sammenlignet med almindelige stjernehobe med samme lysstyrke, fordi det supermassive sorte huls tyngdekraft tvinger stjernerne til at bevæge sig i meget tætte baner omkring hobens centrum.

Den første kandidat til et hyperkompakt stjernesystem er den lyse røntgenkilde SDSS 1113 nær Markarian 177 -galaksen . Opdagelsen af ​​sådanne systemer vil bekræfte muligheden for eksistensen af ​​supermassive sorte huller uden for galakser.

Egenskaber

Astronomer mener, at supermassive sorte huller kan skydes ud fra galaksernes centrum på grund af gravitationsbølgernes indflydelse: når to supermassive sorte huller smelter sammen, går energi tabt, når gravitationsbølger udsendes; Da emissionen af ​​gravitationsbølger ikke er isotropisk, overføres noget momentum til de fusionerede sorte huller. Computermodellering har bekræftet, at SMBH'er som et resultat af denne proces kan opnå hastigheder på op til 10 5  km/s, [1] , hvilket overstiger flugthastigheden fra centrum af selv de mest massive galakser. [2]

Stjernerne, der kredser om SMBH i det øjeblik, hvor den får en impuls, vil også opleve en stigning i hastigheden, mens deres kredsløbshastighed vil overstige hastigheden V k svarende til impulsen . Størrelsen af ​​klyngen er defineret som følger: radius svarer til radius af kredsløbet, hvor hastigheden er lig med hastigheden V k ,

hvor M er massen af ​​det sorte hul, G er gravitationskonstanten. Radius R er omkring en halv parsec for V k omkring 1000 km/s og en SMBH-masse på 100 millioner solmasser . De største hyperkompakte systemer bør have dimensioner på ca. 20 pct. store kuglehobe er omtrent lige store ; den mindste skal være omkring en tusindedel af en parsec i størrelse, mærkbart mindre end nogen almindelig stjernehob. [3]

Antallet af stjerner, der forbliver forbundet med SMBH, efter at det får momentum, afhænger både af Vk og af, hvor tæt stjernerne var placeret i forhold til SMBH. Der er en række argumenter for udsagnet om, at den samlede stjernemasse bør være omkring 0,1 % af SMBH-massen eller mindre. [3] De største hyperkompakte systemer kan indeholde flere millioner stjerner, mens sådanne systemer med hensyn til lysstyrke vil kunne sammenlignes med kuglehobe eller ultrakompakte dværggalakser .

Ud over dens særlige kompakthed er hovedforskellen mellem et hyperkompakt system og en almindelig stjernehob en betydeligt større masse på grund af tilstedeværelsen af ​​en SMBH i midten. Selve SMBH er mørk og utilgængelig for påvisning, men dens gravitationspåvirkning fører til, at stjernerne bevæger sig med meget højere hastigheder sammenlignet med stjerner i almindelige hobe: hundreder og tusinder af km/s i stedet for adskillige km/s.

Hvis udstødningshastigheden var mindre end flugthastigheden i galaksen, så vil SMBH igen vende tilbage til det centrale område af galaksen, sådanne svingninger vil blive gentaget mange gange. [4] I dette tilfælde vil det hyperkompakte stjernesystem eksistere som et separat objekt i relativt kort tid, flere hundrede millioner år.

Selvom systemet trækker sig tilbage fra galaksen, vil det forblive forbundet med en gruppe eller hob af galakser , da flugthastigheden fra en galaksehob er meget hurtigere end fra en enkelt galakse. Når det observeres, vil et hyperkompakt system bevæge sig med en hastighed mindre end V k på grund af at overvinde tyngdekraften fra galaksen og/eller galaksehoben.

Stjernerne i et hyperkompakt stjernesystem vil i type ligne stjernerne i galaksernes kerner. Stjerner i hyperkompakte systemer er således mere metalrige og yngre end stjerner i en typisk kuglehob. [3]

Søg

Fordi det sorte hul i midten af ​​et hyperkompakt system i sagens natur er usynligt, vil systemet ligne en dunkel klynge stjerner. At afgøre, om en hob er et hyperkompakt system, kræver, at man måler kredsløbshastighederne for stjernerne i hoben ved hjælp af Doppler-effekten og beviser, at stjernerne bevæger sig hurtigere end stjernerne i almindelige hobe. Disse observationer er udfordrende, fordi hyperkompakte systemer skal være svage, hvilket kræver lange eksponeringer selv for 10-meter teleskoper.

Med størst sandsynlighed kan sådanne systemer findes i galaksehobe, da for det første de fleste af galakserne i hoben er elliptiske, de er sandsynligvis dannet under fusionen af ​​galakser . Sammensmeltningen af ​​galakser tillader dannelsen af ​​en dobbelt SMBH. For det andet er flugthastigheden fra en galaksehob hurtig nok til at holde et hyperkompakt system inde i hoben, selvom det har overvundet tyngdekraften af ​​sin galakse.

Det anslås, at nærliggende klynger af ovn- og jomfrugalakser kan indeholde hundreder eller tusinder af sådanne systemer. [3] Sådanne galaksehobe er blevet undersøgt for tilstedeværelsen af ​​kompakte galakser og stjernehobe. Det er muligt, at nogle af objekterne identificeret i undersøgelserne er hyperkompakte systemer. Nogle af de kompakte objekter har høje indre hastigheder, men alligevel er massen af ​​objekterne utilstrækkelig til at klassificere dem som hyperkompakte systemer. [5]

Et andet muligt sted for opdagelsen af ​​hyperkompakte systemer er områder nær resterne af en nylig fusion af galakser.

Fra tid til anden kan det sorte hul i midten af ​​et hyperkompakt system ødelægge stjerner, der passerer for tæt på det, hvilket skaber et lyst glimt. Adskillige sådanne udbrud blev observeret i de centrale områder af galakser, årsagen til udbruddene kunne være for tæt passage af stjerner nær SMBH i galaksernes kerner. [6] Det anslås, at en SMBH slynget ud fra en galakse kan ødelægge omkring et dusin stjerner i den tid, det tager at forlade galaksen. [7] Da udbruddets varighed er flere måneder, er chancerne for at se et sådant fænomen små på trods af den store mængde af plads, der er udforsket. Også en stjerne i et hyperkompakt system kan eksplodere som en Type 1 supernova. [7]

Vigtigheden af ​​opdagelse

Opdagelsen af ​​hyperkompakte stjernesystemer er vigtig af flere grunde.

Noter

  1. ↑ Healy, J.; Hermann, F.; Shoemaker, DM & Laguna, P. (2009), Superkicks in Hyperbolic Encounters of Binary Black Holes , Physical Review Letters bind 102 (4): 041101–041105, PMID 19257409 , DOI 10.1103/PhysRev.4101Lett. 
  2. ↑ Merritt, D.; Milosavljevic, M.; Favata, M. & Hughes, SA (2004), Consequences of Gravitational Radiation Recoil , The Astrophysical Journal bind 607(1): L9–L12 , DOI 10.1086/421551 
  3. ↑ 1 2 3 4 Merritt, D.; Schnittman, JD & Komossa, S. (2009), Hypercompact Stellar Systems Around Recoiling Supermassive Black Holes , The Astrophysical Journal bind 699 (2): 1690–1710 , DOI 10.1088/0004-637X/1699/ 
  4. ↑ Gualandris, A. & Merritt, D. (2008), Ejection of Supermassive Black Holes from Galaxy Cores , The Astrophysical Journal bind 678(2): 780–796 , DOI 10.1086/586877 
  5. ↑ Mieske, S. et al.; Hilker, M.; Jordán, A. & Infante, L. (2008), The nature of UCDs: Intern dynamics from an expanded sample and homogeneous database , Astronomy and Astrophysics bind 487 (3): 921–935 , DOI 10.1051/0004-6361:207081 
  6. ↑ Komossa, S. (2004), The Extremes of (X-ray) Variability Among Galaxies: Flares from Stars Tidally Disrupted by Supermassive Black Holes , s. 45–48 , < http://journals.cambridge.org/action/displayAbstract?fromPage=online&aid=260531 > Arkiveret 3. marts 2016 på Wayback Machine 
  7. ↑ 1 2 Komossa, S. & Merritt, D. (2009), Tidal Disruption Flares from Recoiling Supermassive Black Holes , The Astrophysical Journal Vol . 683(1): L21–L24 , DOI 10.1086/591420 

Links