Casp Bacalla - Wolfa

Bacalla–Wolf cusp ( eng.  Bahcall–Wolf cusp ) er en detalje af fordelingen af ​​stjerner omkring et massivt sort hul i midten af ​​en galakse eller kuglehob . Hvis kernen af ​​et objekt, der indeholder et sort hul, er gammel nok, så fører udvekslingen af ​​orbital energi mellem stjerner til dannelsen af ​​en fordeling af en bestemt form. For eksempel varierer tætheden af ​​stjerner ρ med afstanden fra det sorte hul r as

Der er dog ikke fundet nogen eksakte eksempler på Bacalla-Wolf-spidsen i galakser eller stjernehobe. [1] Måske skyldes dette vanskeligheden ved at detektere (utilstrækkelig vinkelopløsning) en sådan struktur.

Fordeling af stjerner omkring et supermassivt sort hul

Supermassive sorte huller er placeret i galaksernes kerner . Den samlede masse af stjerner i kernen er omtrent lig med massen af ​​et supermassivt sort hul. I Mælkevejen er massen af ​​et sort hul omkring 4 millioner solmasser, og antallet af stjerner i kernen er omkring 10 millioner. [2]

Stjerner bevæger sig rundt i det supermassive sorte hul i elliptiske baner, svarende til planeternes kredsløb omkring Solen. Energien af ​​en stjerne i kredsløb er

hvor v er stjernens hastighed, r er afstanden til det sorte hul, og M er dens masse. En stjernes energi forbliver næsten konstant over mange omløbsperioder. Men cirka efter afslapningstidens forløb vil de fleste stjerner i kernen udveksle energi med andre stjerner, mens kredsløbets parametre ændres. Backall og Wolf [3] viste, at hvis der sker energiudveksling, har energifordelingsfunktionen formen

hvilket svarer til tætheden ρ = ρ 0 r −7/4 . Figuren viser, hvordan tætheden af ​​stjerner ændrer sig. En fuldt udformet spids [4] strækker sig til en afstand på omkring en femtedel af indflydelsesradiusen af ​​et supermassivt sort hul. Det menes, at afslapningstiden i kernen af ​​små tætte galakser er kort nok til, at en Bacalla-Wolf-spids kan dannes. [5]

Center of the Galaxy

Indflydelsesradius for et supermassivt sort hul i centrum af galaksen er omkring 2-3 parsec , og Bacalla-Wolff-spidsen (hvis den findes) vil strække sig til en afstand på omkring 0,5 pct. fra det sorte hul. Et område af denne størrelse kan løses fra Jorden med moderne observationsteknikker. Observationsdata bekræfter dog ikke tilstedeværelsen af ​​en spids. Fordelingstætheden af ​​gamle stjerner ser flad ud eller endda aftagende mod galaksens centrum. [6] [7] Samtidig udelukker observationer ikke eksistensen af ​​en spids i andre komponenter. Nuværende observationer giver dog et skøn over afslapningstid på omkring 10 milliarder år, hvilket kan sammenlignes med Mælkevejens alder. Derfor kunne der ikke være gået nok tid til dannelsen af ​​spidsen. [8] Eller, som et resultat af en proces, kunne klare stjerner kollapse nær et supermassivt sort hul.

Cusps for forskellige masser

Bacalla-Wolf-løsningen er anvendelig til en kerne bestående af stjerner med samme masse. Hvis masserne varierer inden for visse grænser, vil hver komponent have sin egen tæthedsprofil. Der er to grænsetilfælde. Hvis mere massive stjerner er ansvarlige for det meste af tætheden, så vil fordelingstætheden af ​​massive stjerner have en spids, og lavmassestjerner vil have en tæthed ρ r −3/2 . [9] Hvis hovedbidraget til tætheden er lavet af stjerner med lav masse, så vil deres tæthed følge spidsen, og mere massive stjerner vil adlyde fordelingen ρ r −2 . [ti]

I den gamle stjernepopulation er det meste af massen indeholdt i form af hovedsekvensstjerner med en masse på 1-2 solmasser og i form af stjernemasse sorte huller med en masse på ~10-20 solmasser. Det er sandsynligt, at hovedsekvensstjerner dominerer den totale tæthed, så deres tæthed bør følge en spids, og fordelingen af ​​sorte huller bør have en skarpere form ρ ~ r −2 . På den anden side blev det antaget, at massefordelingen af ​​stjerner i det galaktiske centrum har en høj andel af stjerner med store masser, mens andelen af ​​sorte huller også er stor. [11] Hvis dette er tilfældet, så skulle de observerede stjerner vise tegn på en fladere tæthedsprofil ρ ~ r −3/2 . Men selv en flad profil er tilsyneladende uforenelig med observationsdataene, hvilket fører til den konklusion, at sandsynligheden for spidsdannelse er lav. Antallet og fordelingen af ​​sorte huller i centrum af galaksen er dog meget dårligt kendt.

Noter

  1. ↑ Merritt, David Dynamik og udvikling af galaktiske kerner  (engelsk) . — Princeton, NJ: Princeton University Press , 2013.
  2. ↑ Figer, D.F. Young Massive Clusters in the Galactic Center // The Formation and Evolution of Massive Young Star Clusters, Astronomical Society of the Pacific Conference Series, vol. 322  (engelsk) / Lamers, HJ; Smith, LJ; Nota, A. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific , 2004. - Vol. 322. - S. 49. - ISBN 1-58381-184-2 .
  3. ↑ Bahcall, JN & Wolf, RA (1976), Stjernefordeling omkring et massivt sort hul i en kuglehob , The Astrophysical Journal bind 209: 214–232 , DOI 10.1086/154711 
  4. ↑ Udtrykket "spids" betyder, at et plot af tæthed versus radius har et spidslignende træk, når det plottes i lineære akser; i de logaritmiske akser er toppen ikke mærkbar.
  5. ↑ Merritt, David (2009), Evolution of Nuclear Star Clusters , The Astrophysical Journal bind 694: 959–970 , DOI 10.1088/0004-637X/694/2/959 
  6. ↑ Buchholz, R.M.; Schoedel, R. & Eckart, A. (2009), Sammensætning af den galaktiske centerstjernehob. Befolkningsanalyse fra adaptiv optik snæverbåndsspektrale energifordelinger , astronomi og astrofysik T. 499: 483–501 , DOI 10.1051/0004-6361/200811497 
  7. ↑ Do, T. (2009), High Angular Resolution Integral-Field Spectroscopy of the Galaxy's Nuclear Cluster: A Missing Stellar Cusp? , Astrophysical Journal T. 703: 1323-1337 , DOI 10.1088/0004-637x/703/2/1323 
  8. ↑ Merritt, David (2010), The Distribution of Stars and Stellar Remnants at the Galactic Center , The Astrophysical Journal bind 718: 739–761 , DOI 10.1088/0004-637X/718/2/739 
  9. ↑ Bahcall, JN & Wolf, RA (1977), Stjernefordeling omkring et massivt sort hul i en kuglehob. II Ulige stjernemasser , The Astrophysical Journal bind 216: 883–907 , DOI 10.1086/155534 
  10. ↑ Alexander, T. & Hopman, C. (2009), Strong Mass Segregation Around a Massive Black Hole , The Astrophysical Journal bind 697: 1861–1869 , DOI 10.1088/0004-637X/697/2/1861 
  11. ↑ Bartko, H. & et al. (2010), An Extremely Top-Heavy Initial Mass Function in the Galactic Center Stellar Disks , The Astrophysical Journal vol. 708: 834–840 , DOI 10.1088/0004-637X/708/1/834