Tähtitiede

Mahdollisen mustan aukon massa binäärisysteemissä

Mahdollisen mustan aukon massa binäärisysteemissä

Joten minulle on annettu binaarijärjestelmän tähden nopeuskäyrä, parallaksi ja näennäinen suuruus, mikä on mahdollisesti musta aukko. Olen laskenut näennäisen suuruuden ja parallaksin perusteella, että tähti on tyyppiä F5V, joka asettaa massan noin 1,4 aurinkomassalle. Nopeuskäyrän kaltevuus on 90 ja heiluu edestakaisin välillä +/- 75 km / s. Tähän seuralaisesta ei ole tietoja, vain se, että se on voisi olla musta aukko. Minun pitäisi arvioida massa lähentämällä numeerisesti polynomia. Toistaiseksi olen käyttänyt tätä yhtälöä

$ frac {M ^ {3}} {(m + M) ^ {2}} = frac {Pv ^ {2}} {2 pi G} $

missä M on asian massa, jota en tiedä, m on tunnetun kumppanin massa (1,4 aurinkomassaa) P on jakso (5,59 päivää) ja v on tietysti nopeus (75 km / s)

Laiskain ja kirjoitin $ frac {Pv ^ {2}} {2 pi G} $ kuten $ k $ ja saapui

$ M ^ {3} - kM ^ {2} - km ^ {2} = 0 $

Käyttämällä pythonin optimointikirjastoa huomasin, että tämän tuntemattoman kumppanin massa on noin 0,018 aurinkomassaa. Kysymykseni tässä on, missä menin pieleen, ja jos en mennyt pieleen missään, onko se realistinen massa superpienelle mustalle aukolle / muulle hyvin pienelle, tiheälle ja näkymättömälle esineelle?


Ensimmäinen yhtälösi on väärä. Vasemmalla puolella on massan mitat, oikealla puolella on massan mitat × aika × pituus-1. Nopeuden puoliamplitudi (yleensä merkitty $ K $ mielummin kuin $ v $) pitäisi nostaa kolmanneksi voimaksi.

Kuten @ PM-2Ring huomautti kommenteissa, myös toinen yhtälösi on virheellinen, koska et laajentanut $ (m + M) ^ 2 $ oikein.


Tähtitieteilijät löytävät ”mahdotonta” tähtien mustaa reikää Linnunradalta

Taiteilijan käsitys laajasta tähti-mustan aukon binäärijärjestelmästä LB-1. Kuvahyvitys: Jingchuan Yu.

"Tällaisen massan mustia aukkoja ei pitäisi edes olla Linnunradan galaksissamme useimpien tähtien evoluution nykyisten mallien mukaan", kertoi tri Jifeng Liu, Kiinan kansallinen astronomisen observatorion, Kiinan tiedeakatemian tähtitieteilijä.

"Ajattelimme, että erittäin massiivisten tähtien, joiden kemiallinen koostumus on Galaxylle tyypillinen, on päästettävä suurin osa kaasustaan ​​voimakkaissa tähtituulissa lähestyessään elämänsä loppua. Siksi heidän ei pitäisi jättää taakseen niin massiivinen jäännös. "

”Äskettäin löydetty musta aukko on kaksi kertaa niin massiivinen kuin mitä ajattelimme mahdolliseksi. Teoreetikkojen on nyt vastattava haasteeseen selittää sen muodostuminen. & # 8221

"Tämä musta aukko on paljon massiivisempi kuin tyypilliset mustat aukot, jotka tavallisesti löydämme Linnunradalta, jonka massat jakautuvat 5-15 aurinkomassan välillä", lisäsi Dr. Jorge Casares, tutkija Astrofísica de Canarias -yliopistossa ja Universidadissa de La Laguna.

Uusi löydetty musta aukko on osa LB-1: tä, tähti-mustan aukon binaarijärjestelmää, joka sijaitsee noin 13 800 valovuoden päässä Kaksosien tähdistössä.

"LB-1 sijaitsee koordinaateilla 188,23526 ° (galaktinen pituusaste), + 02,05089 ° (galaktinen leveysaste)", tutkijat sanoivat.

Mustan aukon seuralainen on subgiant B-tyypin tähti, joka on 8,2 kertaa painavampi ja 9 kertaa suurempi kuin Aurinko.

Tähti on vain 35 miljoonaa vuotta vanha, ja se kiertää mustaa aukkoa kerran 78,9 päivän välein.

"LIGO / Neitsyt-kokeet paljastivat mustia aukkoja, joiden massa oli useita kymmeniä aurinkomassoja, paljon suurempia kuin aiemmin tunnetut galaktiset mustat aukot", tähtitieteilijät sanoivat.

"68 aurinkomassan mustan aukon löytäminen LB-1: stä vahvistaa heidän olemassaolon Linnunradallamme."

"LIGO / Neitsyt mustat aukot selitetään luonnollisesti tähtien evoluutioteorian yhteydessä", lisäsi tohtori Chris Belczynski Puolan tiedeakatemiasta.

"Sen sijaan LB-1: n mustaa aukkoa on mahdotonta selittää, koska tähdet, jotka ovat riittävän massiivisia muodostamaan 68 aurinkomassan mustan aukon hirviö, pitäisi tuhota kokonaan voimakkaiden parin epävakauden supernovaräjähdysten avulla, jotka jättävät taakse vain hajaantunutta kaasua ja pölyä ei mustia aukkoja. "

"Tämä löytö pakottaa meidät tarkastelemaan mallejamme tähtien mustien aukkojen muodostumisesta", sanoi professori David Reitze, Caltechin LIGO-laboratorion toimitusjohtaja ja astrofyysikko Floridan yliopistossa.

"Tämä merkittävä tulos yhdessä LIGO / Virgo-havaintojen kanssa binääristen mustien aukkojen törmäyksistä viimeisten neljän vuoden aikana osoittaa todella kohti renessanssia mustan aukon astrofysiikan käsityksessämme."

Löytö on raportoitu lehden lehdessä Luonto.

J. Liu et ai. 2019. Laaja tähti-musta aukko -binaarijärjestelmä radiaalinopeuden mittauksista. Luonto 575: 618-621 doi: 10.1038 / s41586-019-1766-2


Cygnus X-1: n tähtimassan musta reikä on massiivisempi kuin tähtitieteilijät ajattelivat

Taiteilijan käsitys Cygnus X-1 -binaarijärjestelmästä. Kuvahyvitys: Kansainvälinen radioastronomiatutkimuksen keskus.

Vuonna 1964 löydetty Cygnus X-1 on röntgenkuvainen binaarijärjestelmä, joka sijaitsee Cygnus-tähdistössä.

Ensisijainen tähti, HD 226868, on kuuma superjätti, joka pyörii näkymättömän kompaktin kumppanin ympärillä 5,6 päivän jaksolla.

Seuralainen on niin kutsuttu tähtimassan musta aukko, mustien aukkojen luokka, joka tulee massiivisen tähden romahtamisesta.

Cygnus X-1 oli fyysisten Stephen Hawkingin ja Kip Thornen välisen kuuluisan tieteellisen vedon keskipiste, ja Hawking vedosti vuonna 1974, ettei se ollut musta aukko. Hawking myönsi vedon vuonna 1990.

"Tähdet menettävät massaa ympäröivään ympäristöönsä tähtien tuulien kautta, jotka puhaltavat pois niiden pinnalta", sanoi professori Ilya Mandel, astrofysiikka Monashin yliopistosta ja ARC: n gravitaatioaaltojen löytökeskuksesta (OzGrav).

"Mutta jotta musta aukko olisi niin raskas, meidän on valittava massa, jonka kirkkaat tähdet menettävät elämänsä aikana."

"Musta aukko Cygnus X-1 -järjestelmässä aloitti elämän tähtinä, joka oli noin 60 kertaa auringon massa ja romahti kymmeniä tuhansia vuosia sitten", hän lisäsi.

"On uskomatonta, että se kiertää kumppanitähtensä & # 8212 superjätin & # 8212: n viiden ja puolen päivän välein vain viidenneksellä Maan ja Auringon välisestä etäisyydestä."

Professori Mandel ja hänen kollegansa havaitsivat Cygnus X-1: n käyttämällä erittäin pitkää perusjoukkoa (VLBA).

Käyttämällä uusia VLBA-tietoja ja arkistohavaintoja he tarkensivat etäisyyttä binaarijärjestelmään ja havaitsivat sen olevan kauempana kuin aiemmin arvioitiin, mikä nosti järjestelmän mustan aukon pääteltyä massaa 21,2 aurinkomassaan.

"Kuuden päivän aikana havaitsimme mustan aukon koko kiertoradan ja käytimme saman järjestelmän havaintoja samalla teleskooppiryhmällä vuonna 2011", kertoi professori James Miller-Jones, Curtinin yliopiston tähtitieteilijä ja Kansainvälinen radioastronomiatutkimuksen keskus. (ICRAR).

"Tämä menetelmä ja uudet mittauksemme osoittavat, että järjestelmä on kauempana kuin aiemmin ajateltiin, mustalla aukolla, joka on huomattavasti massiivisempi."

"Nämä uudet havainnot kertovat meille, että musta aukko on yli 20 kertaa aurinkomme massa & # 8212 50% suurempi kuin aikaisemmat arviot", professori Mandel sanoi.


Musta reiän röntgenkuva nousee

Uudet havainnot ovat vanginneet galaksissamme ruokkivan mustan aukon, kun se puhkeaa paikalle.

Räjähtävät binäärit

Tämä röntgenkuvauksen esitys osoittaa mustaa aukkoa ympäröivän kasvatuslevyn. Mallien mukaan epävakaudet tällä akkulaatiolevyllä voivat johtaa binäärin purkautumiseen. [NASA / R. Hynes]

Röntgenbinaareja on kahta päätyyppiä luovuttajatähden koosta riippuen: matala massa ja suuri massa. Pienimassaisessa röntgenkuvauksessa (LMXB) luovuttajatähti painaa tyypillisesti alle yhden aurinkomassan. Yhdellä tyyppisellä LMXB: llä, joka tunnetaan transienttisena / purkautuvana LMXB: nä, on omituinen omituisuus: vaikka ne usein jäävät havaitsematta hämärässä, lepotilassa olevassa akretointitilassaan, näissä lähteissä esiintyy äkillisiä puhkeamisia, joissa järjestelmän kirkkaus kasvaa useita suuruusluokkia alle kuukausi.

Mistä opinnäytetyöt alkavat? Mikä aiheuttaa äkillisen purkauksen? Mitä muuta voimme oppia näistä outoista lähteistä? Vaikka teoreetikot ovat rakentaneet yksityiskohtaisia ​​malleja ohimenevistä LMXB: stä, tarvitsemme havaintoja, jotka vahvistavat ymmärryksemme. Erityisesti useimmat havainnot sieppaavat vain ohimeneviä LMXB: itä jälkeen he ovat siirtyneet puhkeamiseen. Mutta ovela teleskooppi on nyt saanut yhden lähteen heräämisen aikana.

ASASSN-18ey: n sijainti röntgenkuvassa vs. optinen kirkkauskaavio, joka on esitetty oransseilla ja keltaisilla merkinnöillä, kun se kehittyy purkautumisensa aikana, sijoittaa sen alueelle, jota mustan aukon LMXB: t (siniset markkerit) hallitsevat koko purkauksen ajan. [Tucker et ai. 2018]

Äkillinen löytö

SuperNovaen automaattinen all-sky-tutkimus (ASAS-SN, lausutaan salamurhaaja) etsii säännöllisesti taivasta etsimällä ohimeneviä lähteitä. Tämän vuoden maaliskuussa se huomasi uuden kohteen: ASASSN-18ey, noin 10000 valovuoden päässä oleva järjestelmä, joka osoittaa kaikki merkit uudeksi mustan aukon LMXB: ksi.

ASASSN-18ey: n ensimmäinen löytö sai aikaan tähtitieteilijöiden seurantahavaintoja ympäri maailmaa. Lokakuun 1. päivästä 2018 lähtien tulos oli osunut yli 360 000 havaintoon - mikä antoi ASASSN-18ey: lle mahdollisuuden olla tähän mennessä parhaiten tutkittu mustan aukon LMXB-purkaus.

Michael Tuckerin (Havaijin yliopiston tähtitieteen instituutti) johtamassa äskettäisessä julkaisussa tutkijaryhmä kertoo yksityiskohtaisesti, mitä tiedämme ASASSN-18ey: stä tähän mennessä ja mitä se voi kertoa meille, kuinka LMXB: t käyttäytyvät.

Vahvistetaan mallit

ASASSN-18ey tekee ainutlaatuiseksi sen löytämisen optisilla aallonpituuksilla ennen röntgenkuvaa. Tucker ja yhteistyökumppanit käyttävät tämän lähteen eri havaintoja selvittääkseen, että a

7,2 päivän viive vuon välillä nousee optisessa ja röntgenkuvakäyrässä.

ASASSN-18ey: n täydet valokäyrät ASAS-SN: ltä, ATLAS: lta ja Swiftiltä osoittavat lähteen nopean nousun purkaustilaan. Klikkaa suurentaaksesi. [Mukautettu julkaisusta Tucker et ai. 2018]

ASASSN-18ey: n muut havainnot sen jatkuessa kehittyvät epäilemättä lisää valoa LMXB: n tilasiirtymiin ja käyttäytymiseen. Sillä välin voimme nauttia tästä salaisesta katsauksesta uuteen mustan aukon LMXB-järjestelmään nousussa.

Viittaus

"ASASSN-18ey: Uuden mustan reiän röntgenkuvauksen nousu", M. A. Tucker ym. 2018 ApJL 867 L9. doi: 10.3847 / 2041-8213 / aae88a


Kommentit

20. marraskuuta 2018 klo 18.26

Linkki ApJL-artikkeliin ei avautunut minulle, mutta artikkeli lähetettiin myös arxiv:

Sain vasta abstraktin ja johdannon ensimmäisen kappaleen läpi ennen kuin tuntemattomat ammattikiellot kiusasivat minua, mutta löysin tämän mustan aukon oikean ylösnousemuksen ja deklinaation: RA 18h 20m, dec +070 astetta. Se on piilossa Dracon kaulan mutkassa, alle asteen Phi Draconisista etelään. Vaikka en näe kohdetta, haluan tietää, missä se on taivaalla.


Musta aukko, joka on kopioitu yksisarviseksi ja # x27, voi olla galaksi ja # x27s pienin

Noin 1500 valovuoden päässä aurinkokunnastamme sijaitseva musta aukko, joka löydettiin Monoceros-tähdistöstä, vetää läheisen punaisen jättiläistähden vääristämällä sen valoa päivämäärittämättömässä kuvassa. Ohion osavaltion kuvitus / Lauren Fanfer / Moniste REUTERSin kautta

WASHINGTON, 22. huhtikuuta (Reuters) - Tutkijat ovat havainneet, mikä saattaa olla pienin tunnettu aukko Linnunradan galaksissa ja lähinnä aurinkokuntamme - esine, joka on niin utelias, että lempinimeltään se on & # x27yksisarvinen. & # X27

Tutkijoiden mukaan musta aukko on suunnilleen kolme kertaa aurinkomme massa, testaten näiden erittäin tiheiden esineiden, joilla on niin voimakkaita painovoimia, koon alarajat, edes valo ei pääse pakenemaan. Valoisa tähti, jota kutsutaan punaiseksi jättiläiseksi, kiertää mustan aukon kanssa ns. Binääritähtijärjestelmässä nimeltä V723 Mon.

Musta aukko sijaitsee noin 1500 valovuotta - etäisyys valo kulkee vuodessa, 5,9 biljoonaa mailia (9,5 biljoonaa km) - maasta. Vaikka se saattaa olla lähinnä meitä, se on silti kaukana. Vertailun vuoksi voidaan todeta, että aurinkokuntamme lähin tähti, Proxima Centauri, on 4 valovuoden päässä.

Tämänkaltaiset mustat aukot muodostuvat, kun massiiviset tähdet kuolevat ja niiden ytimet romahtavat.

Lempinimen saimme tälle mustalle aukolle & # x27yksisarviselle & # x27 osittain siksi, että V723 Mon on Monoceros-tähdistössä - mikä tarkoittaa yksisarvista - ja osittain siksi, että se on hyvin ainutlaatuinen järjestelmä & quot; mustan aukon & # x27s massan ja suhteellisen läheisyyden suhteen maapalloon, kertoi Ohion osavaltion yliopiston tähtitieteen tohtoriopiskelija Tharindu Jayasinghe, joka on tällä viikolla julkaistun tutkimuksen pääkirjoittaja Royal Astronomical Society -lehdessä Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Mustia aukkoja on kolme luokkaa. Pienimmät, kuten & # x27yksisarvinen & # x27, ovat niin sanottuja tähtimassan mustia aukkoja, jotka muodostuvat yhden tähden painovoiman romahtamisesta. Galaksin & # x27s -keskuksessa on valtavia & # x27supermassiivisia & # x27 mustia aukkoja, 26000 valovuoden päässä maasta, mikä on neljä miljoonaa kertaa auringon ja # x27s: n massa. Muutamia välimassan mustia aukkoja on myös löydetty massojen kanssa jostain väliltä.

On selvää, että luonto tekee mustista aukoista monenlaisia ​​massoja. Kolmen aurinkomassan musta aukko on kuitenkin suuri yllätys. Ei ole kovin hyviä malleja tällaisen mustan aukon tekemiseksi, mutta olen varma, että ihmiset työskentelevät sen kanssa nyt enemmän ", sanoi Ohion osavaltion yliopiston tähtitieteen professori ja tutkimuksen tekijä Kris Stanek.

& # x27Yksisarvinen & # x27 kuuluu siihen, mitä tutkijat kutsuivat & quotmassakuiluksi & quot; tunnetuimpien neutronitähtien - esineiden, jotka samankaltaisesti muodostivat suuri tähti & # x27s romahtavat - välillä, noin 2,2 kertaa aurinkomme massa ja mitä aiemmin oli pidetty pienimmät mustat aukot noin viisi kertaa aurinko & # x27s massa.

Yksisarvinen & # x27 on todella yksi pienimmistä mahdollisista mustista aukoista, Jayasinghe sanoi.

Sen voimakas painovoima muuttaa kumppanitähtensä muotoa ilmiössä, joka tunnetaan nimellä vuorovesi vääristymä, mikä tekee siitä pikemminkin kuin pallomaisen ja saa sen valon muuttumaan liikuttaessa kiertorataa pitkin. Juuri nämä vaikutukset kumppanitähteeseen, jotka havaittiin maapohjaisilla ja kiertävillä teleskoopeilla, osoittivat mustan aukon läsnäolon.

& quotMustat aukot ovat sähkömagneettisesti tummia, joten niitä on vaikea löytää '', Jayasinghe sanoi.

Toisin kuin jotkut muut tähdellä kiertävät mustat aukot, tämän ei havaittu vetävän materiaalia seuralaiseltaan, joka on 173 kertaa valaisevampi kuin aurinkomme.

Ainoa pienempi potentiaalinen musta aukko on sellainen, jonka massa on 2,6 kertaa aurinkomme massa, joka havaittiin toisessa galaksissa, Jayasinghe sanoi.

Toinen tutkijaryhmä kuvasi viime vuonna mustaa aukkoa noin 1000 valovuoden päässä maasta, mutta muut tutkijat ovat kyseenalaistaneet, onko se musta aukko.


Anteeksi tiedefanit, 70 aurinkomassan mustan aukon löytäminen on rutiinia, ei mahdotonta

Kun musta aukko ja seuralainen tähti kiertävät toisiaan, tähden liike muuttuu ajan myötä. [+] mustan aukon gravitaatiovaikutuksen vuoksi, kun taas tähdestä peräisin oleva aine voi tarttua mustaan ​​aukkoon aiheuttaen röntgen- ja radiopäästöjä. Äskettäin löydettiin 70 aurinkomassan musta aukko, joka sopii tähän skenaarioon, korkein tähtien massainen musta aukko, joka on koskaan löydetty näin. Mutta tämä oli helpotus tähtitieteilijöille, ei yllätys!

Jingchuan YU / Pekingin planetaario / 2019

Kuulitko, että tähtitieteilijät olivat äskettäin löytäneet tähtimassan mustan aukon, joka oli niin raskas, ettei sen pitäisi olla olemassa? 70 aurinkomassalla ja lähempänä galaktista keskustaa kuin me olemme, se on varmasti mielenkiintoinen löydettävä järjestelmä, joka on täysin sen julkaisun arvoinen viime viikolla Nature. (Täysi, ilmainen esipainos saatavilla täältä.) Se sijoittuu tällä hetkellä raskaimpana tähtimassana (toisin kuin supermassiivinen) mustana aukkona, joka on koskaan löydetty optisten tekniikoiden avulla.

Teorian puolella väittäminen, että tämän kohteen ei pitäisi olla, ei ole pelkästään typerää, vaan se edellyttää, että jätät huomiotta useita perustietoja astronomiasta ja maailmankaikkeudesta. Olemme jo löytäneet kourallisen vertailukelpoisia mustia aukkoja gravitaatioaaltojen kautta, ja meillä on erittäin hyvä käsitys niiden muodostumisesta ja miksi. Tässä on tiede näistä raskaista mustista aukoista, joka ylittää pinnallisen.

Vaikka on havaittu lukuisia mustia aukkoja ja jopa mustien reikien pareja, joudumme odottamaan miljoonia. [+] vuotta, jotta kaikki tähän mennessä tunnistamamme yhdistyisivät.

NASA / Goddardin avaruuslentokeskus / S. Immler ja H. Krimm

Kun on kyse mustien aukkojen havaitsemisesta yleensä, siihen on kolme tapaa.

  1. Löydät mustan aukon, joka aktiivisesti kerää ainetta ja mittaa sen lähettämän (röntgen- ja / tai radio) säteilyn päättelemällä mustan aukon massan mittaamastamme valosta.
  2. Löydät valoa lähettävän kohteen (kuten tähti tai pulsari), joka kiertää mustaa aukkoa, mittaa sen kiertorata ajan mittaan ja päättele, mikä mustan aukon massa on oltava.
  3. Tai vuodesta 2015 lähtien voit etsiä kahden tiheän, massiivisen kohteen (kuten mustien aukkojen) inspiraatiosta ja sulautumisesta aiheutuvia painovoima-aaltoja ja määrittää riittävän hyvien ilmaisimien avulla niiden sulautumista edeltävät ja sulautumisen jälkeiset massat sekä niiden sijainti taivaalla.

Kaikki kolme menetelmää ovat osoittautuneet erittäin hyödyllisiksi, paljastaen kiehtovaa tietoa maailmankaikkeudestamme.

Kun tähti lähestyy ja saavuttaa sen kiertoradan periapsiin tähtimassan tai. [+] supermassiivinen musta aukko, sen painovoimainen punainen siirtymä ja kiertoradan nopeus kasvavat. Jos pystymme mittaamaan kiertävän tähden sopivat vaikutukset, meidän pitäisi pystyä määrittämään keskisen mustan aukon ominaisuudet, mukaan lukien sen massa ja noudattaako se erityisen ja yleisen suhteellisuussääntöjä.

Suurimman osan tähtimassan mustista aukoista - missä kyseinen musta aukko on samalla massa-alueella, josta löydämme tähtiä (jopa noin 300 aurinkomassaa) - tiedetään olevan suhteellisen kevyitä: noin 5–20 aurinkomassaa. Et voi kuitenkaan vain tehdä mustasta aukosta niin raskasta kuin haluat. Mustan aukon massiivisuudelle on tärkeitä astrofysikaalisia rajoituksia, eikä kaikkia mahdollisia tuloksia voida fyysisesti sallia.

Esimerkiksi yleisin tapa, jolla maailmankaikkeuden on tehtävä musta aukko, on supernovaräjähdys: massiivisen tähden kuolema. Kun tähdet elävät, ydinfuusion aiheuttama sisäinen säteilypaine vastustaa gravitaatiovoimaa, joka yrittää romahtaa tähti alas. Kun erittäin massiivisesta tähdestä loppuu polttoaine ytimessään, tuo romahdus on yhtäkkiä vastustamaton, ja ydin imeytyy muodostamaan mustan aukon, kun taas pakeneva fuusioreaktio puhaltaa ulkokerrokset.

Röntgensäteilypäästöt, jotka ovat suuria, laajennettuja ja rikkaita, korostavat erilaisia ​​nähtyjä supernoovia. [+] galaksissa. Jotkut näistä ovat vain muutama sata vuotta vanhoja, toiset ovat tuhansia. Röntgensäteiden täydellinen puuttuminen osoittaa supernovan puuttumisen. Varhaisessa maailmankaikkeudessa tämä oli ensimmäisten tähtien yleisin kuolemamekanismi.

Täällä asiat alkavat tulla kiinnostaviksi. Tähtesi kohtalo ei ole sidottu vain sen massaan, vaikka massa on varmasti tärkeä tekijä. Lisäksi tähden ympäristöllä on merkitystä, mukaan lukien:

  • mistä alkuaineista se on alun perin tehty (vety ja helium sekä raskaammat alkuaineet, kuten happi, hiili, pii, rauta ja paljon muuta),
  • onko olemassa seuratähti, joka kykenee joko leviämään aineen pois tähdestä, luovuttamaan aineen tähdelle tai jopa sulautumaan itse tähtiin,
  • ja mitkä prosessit tapahtuvat tietyllä tehokkuudella tuon tähden sisällä.

Pelkästään tällä ensimmäisellä tekijällä - jota tähtitieteilijät kutsuvat tähden metallisyydeksi - voi olla valtava rooli tähden lopullisessa lopputuloksessa, ja mustat aukot, jotka johtavat (tai eivät) johtuen sen kuolemasta.

Supernovae-tyypit tähtien alkumassan ja alkuaineiden alkupitoisuuden funktiona. [+] Helium (metallisuus). Huomaa, että ensimmäiset tähdet ovat kaavion alimmalla rivillä metallittomia ja että mustat alueet vastaavat suoria romahtavia mustia aukkoja. Nykyaikaisille tähdille olemme epävarmoja siitä, ovatko neutronitähtiä luovat supernovat pohjimmiltaan samat tai erilaiset kuin mustia aukkoja, ja onko niiden välillä luonnossa "massarako". Suuren massan päässä mustia aukkoja, jotka ylittävät tietyn massarajan, rajoitetaan.

Fulvio314 / Wikimedia Commons

On erittäin kiistanalainen väite, että tietyn massan lisäksi erittäin massiiviselle tähdelle esiintyvät supernovat eivät aiheuta lainkaan mustaa aukkoa. Pikemminkin ajatus menee, että joko tähden sisäinen lämpötila lämpenee niin kuumaksi, että muodostat spontaanisti tähti-säteilystä elektroni / positronipareja (kevyin aine-antiaine-pari, joka kytkeytyy fotoneihin), ja saat parin epävakauden tapahtuman , joka joko johtaa mustaan ​​aukkoon välittömästi tai tuhoaa tähden kokonaan.

Se on teoriassa matalametallisille tähdille. Suurmetallisuusisten tähtien ajatuksena on kuitenkin, että tähtien ulommat osat puhalletaan pois: suurin osa vedystä ja heliumista. Jäljellä oleva ydin saattaa mennä supernovaksi, mutta ei jätä sinulle mustaa aukkoa, joka ylittää noin 20 aurinkomassan. Se on vanha ajatus, johon monet ovat viitanneet väittäen, että tämä 70 aurinkomassan musta aukko metallisessa ympäristössä on mahdotonta.

Mutta tiedämme, että ajatus ei pidä paikkaansa.

Hubble'n näkyvät / lähellä olevat infrapunakuvat osoittavat massiivisen tähden, joka on noin 25 kertaa Auringon massa. [+] on silmäniskuja pois olemassaolosta ilman supernovaa tai muuta selitystä. Suora romahdus on ainoa kohtuullinen ehdokas selitys, ja se on yksi tunnettu tapa supernovojen tai neutronitähtien sulautumisten lisäksi mustan aukon muodostamiseksi ensimmäistä kertaa.

Yksi syy siihen, että tiedämme tämän olevan epätosi, johtuu siitä, että kaikki massiiviset tähdet eivät lopeta elämäänsä supernovassa. Tähdet voivat polttaa ydinpolttoainettaan, kulkemalla sitä polkua kohti kohti raskaampien alkuaineiden palavaa supernovaa, jossa ydin supistuu ja lämpenee, kun se kasvaa hiilen polttamisesta hapeksi neoniksi, magnesiumiksi, piiksi, rikkiksi ja muualle.

Mutta aina silloin tällöin yritys nousta tikkaita ylöspäin luo liian tiheän ympäristön liian nopeasti, ja muodostuu musta aukko, joka nielee nopeasti koko tähden. Tämän havaitsi ensimmäisen kerran vuonna 2015 Hubble, jossa aiemmin nähty N6946-BH1-tähti, noin 25 aurinkomassalla, romahti spontaanisti mustaan ​​aukkoon ilman supernovaa. Tämä on totta, se tapahtuu, ja se johtaa helposti massiivisempiin mustiin reikiin kuin edellinen yläraja.

11 tapahtumaa, jotka LIGO ja Neitsyt ovat havainneet vankasti kahden ensimmäisen ajon aikana, ulottuivat. [+] 2015 - 2017. Huomaa, että mitä suuremmat signaalin amplitudit (jotka vastaavat suurempia massaa), sitä lyhyempi signaalin kesto (johtuen LIGOn taajuusherkkyysalueesta). Binaaristen neutronitähtien sulautumisten pisin kestoinen signaali on myös pienimmän amplitudin signaali. Kun LIGO parantaa sekä kantamaaan että herkkyyttä (ja laskee melutasoa), odotamme tämän väitetyn massarakon puristuvan sekä ylhäältä että alhaalta.

Sudarshan Ghonge ja Karan Jani (Ga. Tech) LIGO-yhteistyö

Toinen syy, jonka tiedämme, että 20 aurinkomassan yläpuolella olevat mustat aukot ovat paitsi mahdollisia myös yleisiä, johtuvat suorista havainnoistamme maailmankaikkeudesta gravitaatioaalloilla. Kun mustat aukot kiertävät muita mustia aukkoja, ne säteilevät energiaa gravitaatioaaltojen muodossa, mikä saa molemmat massat inspiroimaan ja sulautumaan. Kahden ensimmäisen LIGOn ja Neitsyen tiedeajon aikana nähtiin yhteensä 11 tapahtumaa, joista 10 johtui mustan aukon ja mustan aukon fuusioista.

Jos tarkastelemme viittä massiivisinta mustien aukkojen sulautumista, havaitsemme, että LIGO näki kaksi mustaa reikää:

  1. 50,6 ja 34,3 aurinkomassaa sulautuvat muodostaen yhden 80,3 aurinkomassasta,
  2. 39,6 ja 29,4 aurinkomassaa sulautuvat muodostamaan yhden 65,6 aurinkomassasta,
  3. 35,6 ja 30,6 aurinkomassaa sulautuvat muodostaen yhden 63,1 aurinkomassasta,
  4. - 35,5 ja 26,8 aurinkomassaa sulautuvat muodostamaan toisen 59,8 aurinkomassasta, ja
  5. 35,2 ja 23,8 aurinkomassaa sulautuvat muodostaen yhden 56,4 aurinkomassasta.

LIGO: n ja Neitsyen havaitsemat 11 gravitaatioaaltotapahtumaa, niiden nimet, massaparametrit ja. [+] muut taulukkomuodossa koodatut olennaiset tiedot. Huomaa, kuinka monta tapahtumaa tapahtui toisen ajon viimeisen kuukauden aikana: kun LIGO ja Neitsyt olivat toiminnassa samanaikaisesti.

LIGO-tieteellinen yhteistyö, Neitsyt-yhteistyö arXiv: 1811.12907

Kuten voimme selvästi nähdä, 20 aurinkomassan yläpuolella olevat mustat aukot eivät ole pelkästään yleisiä, vaan LIGO ja muut gravitaatioaaltojen ilmaisimet näkevät ne yleensä sulautuessaan yhteen, jolloin syntyy vielä suurempia mustia aukkoja, jotka voivat helposti tavata tai ylittää 70 aurinkokennoa tässä uudessa tutkimuksessa havaitut massat.

Itse tutkimuksessa kirjoittajat huomauttavat, että tämä 70 aurinkomassan musta aukko löydettiin, koska se on binäärisellä kiertoradalla toisen massiivisen tähden kanssa: B-luokan tähti, joka on itsessään lyhytikäinen ja massiivinen, ehdokas supernovan menemiseen ja luomiseen musta aukko yksinään. Mutta juuri tässä voit odottaa löytävänsä 70 aurinkomassan mustaa aukkoa! Tähän on yksi yksinkertainen syy, johon useimmat tähtitieteilijät viittaavat harvoin: tähtijärjestelmät eivät tule vain singletteihin ja binaareihin, vaan kolme tai useampi tähti löytyy usein samasta järjestelmästä ja voi helposti johtaa massiivisiin mustiin reikiin, jotka sulautuvat yhdessä samalla kun heillä on jäljellä tähtitovereja.

Vaikka käytännössä kaikki tähdet yötaivaalla näyttävät olevan yksittäisiä valopisteitä, monet niistä. [+] ovat monen tähden järjestelmiä, ja noin 50% tähdistä, jotka olemme nähneet sidottuina monen tähden järjestelmiin. Castor on järjestelmä, jolla on eniten tähtiä 25 parsekissa: se on seksijärjestelmä.

NASA / JPL-Caltech / Caetano Julio

Jos katsomme lähinnä omia tähtijärjestelmiä, huomaisimme, että noin 25 parsekissa (noin 82 valovuotta) on noin 3000 tähteä. Mutta jos katsomme, kuinka nuo tähdet ovat sidoksissa toisiinsa, huomaisimme, että:

  • noin 50% niistä on sinkkuja, kuten Aurinko, vain yhdellä tähdellä,
  • kun taas 35% on binaarijärjestelmiä, joissa on kaksi tähteä,
  • noin 10% on trinaarijärjestelmiä, joissa on kolme tähteä,
  • noin 3% on neljän tähden nelijärjestelmiä,
  • ja lopuilla 2%: lla on viisi tai enemmän tähteä,
  • merkittävä Castor (yllä) on seksijärjestelmä.

Ultraviolettikuva ja spektrografinen näennäiskuva kuumimmista, sinisimmistä tähdistä ytimessä. [+] R136. Pelkästään tässä Tarantulasumun pienessä komponentissa tunnistetaan yhdeksän tähteä yli 100 aurinkomassan ja kymmeniä yli 50: n avulla näiden mittausten avulla. Kaikkien täällä olevan massiivisin tähti R136a1 ylittää 250 aurinkomassaa ja on myöhemmin elämässään ehdokas valohajoamiseen.

ESA / Hubble, NASA, K.A. Bostroem (STScI / UC Davis)

Kun tarkastelemme kaikkien suurimpia, kirkkaimpia tähtiä muodostavia alueita, jotka sisältävät uusimmat massiivisten tähtien kokoelmat, havaitsemme, että tiheät vertailukelpoisten tähtien ryhmät ovat itse asiassa hyvin yleisiä. On erittäin helppo kuvitella tilanne, jossa:

  • luodaan suuri määrä tähtijärjestelmiä, joissa on vähintään kolme massiivista tähteä,
  • vähintään kaksi niistä muodostaa mustia aukkoja, joko tyypin II (tavallinen ytimen romahtaminen) supernovan, tyypin Ib tai Ic (irrotettu ydin) supernova tai suoran romahduksen,
  • nämä useat mustat aukot sulautuvat yhteen muodostaakseen vieläkin massiivisemman,
  • samalla kun sitä kiertää ainakin yksi ylimääräinen tähti.

Tämä ei ole fantasia tai tieteiskirjallisuus, tämä on neljän yksittäisen vaiheen yhdistäminen, jotka kukin on havaittu yksin, mutta joita ihmiskunta ei yksinkertaisesti ole ollut olemassa riittävän kauan nähdäksesi niiden kaikkien tapahtuvan yhdessä peräkkäisessä tapahtumasarjassa.

Mustat aukot ovat avaruuden alueita, joissa on niin paljon massaa niin pienessä tilavuudessa kuin on olemassa. [+] tapahtumahorisontti: alue, josta ei voi paeta mitään, ei edes valoa. Silti tämä ei välttämättä tarkoita, että mustat aukot imevät ainetta niihin yksinkertaisesti gravitaatiossa ja voivat pysyä vakaina binäärisissä, trinaarisissa tai jopa suuremmissa tähtijärjestelmissä hienosti.

J. Wise / Georgia Institute of Technology ja J. Regan / Dublin City University

Hyvältä tutkijalta ei pidä muuta kuin yllätys: jos teoria tai malli tekee selkeitä ennusteita, jotka eivät pysty selittämään havaintoja. Mutta sitä meillä ei ole lainkaan. Sen sijaan meillä on yksi tietty teoria, jonka tiedämme olevan sekä yksinkertaistettu että liian rajoittava siihen pisteeseen asti, jossa se ei kuvaa jo havaittua maailmankaikkeutta, eikä se myöskään kuvaa uutta havaintoa.

Uusi havainto itsessään on uutisarvoista, koska tätä massiivista tähtimassan mustaa aukkoa - joka ulottuu 70 aurinkomassaan - ei ole koskaan ennen nähty binaarijärjestelmässä. Mutta mustan aukon olisi ehdottomasti oltava olemassa, koska se tekee siitä neljännen tunnetun mustan aukon yli 60 aurinkomassan. Lisäksi se on yhdenmukaista sen kanssa, mitä teoriassa odotetaan realistisemmassa maailmankaikkeudessa, kuten asumassamme.

Todellisille mustille aukoille, jotka ovat olemassa tai syntyvät maailmankaikkeumassamme, voimme tarkkailla säteilyä. [+] ympäröivän aineensa ja inspiraation, sulautumisen ja hajoamisen tuottamat gravitaatioaallot. Mutta se, että emme ole vielä havainneet sulautumista omalla Linnunradallamme, ei tarkoita sitä, että niitä ei olisi tapahtunut monta kertaa muutaman edellisen miljoonan vuoden aikana tai vielä pidemmässä ajassa.

LIGO / Caltech / MIT / Sonoma State (Aurore Simonnet)

Tähtitieteilijät eivät ole hämmentyneitä tästä (tai sen kaltaisista) esineistä ollenkaan, vaan mieluummin kiehtovat paljastamalla yksityiskohdat siitä, miten he muodostuivat ja kuinka yleisiä he todella ovat. Mysteeri ei ole miksi näitä esineitä on ollenkaan, vaan se, miten maailmankaikkeus tekee niistä havaitsemissamme yltäkylläisyydessä. Emme tuota väärin jännitystä levittämällä väärää tietoa, joka vähentää tietämystämme ja ajatuksiamme ennen tätä löytöä.

Tieteessä lopullinen kiire tulee löytää jotain, joka edistää ymmärrystä maailmankaikkeudesta kaiken muun tiedämme yhteydessä. Älkäämme koskaan kiusatko teeskennellä mitään muuta.


Heikoimmat kääpiögalaksit

Joshua D.Simon
Voi. 57, 2019

Abstrakti

Pienin kirkkaus (L) Linnunradan satelliittigalaksit edustavat galaksin kirkkausfunktion äärimmäistä alarajaa. Nämä erittäin heikot kääpiöt ovat vanhimpia, tumman aineen hallitsemia, metallihuonoimpia ja kemiallisesti vähiten kehittyneitä tähtijärjestelmiä. Lue lisää

Lisämateriaalit

Kuva 1: Linnunradan satelliittigalaksien laskenta ajan funktiona. Tässä esitetyt kohteet sisältävät kaikki spektroskooppisesti vahvistetut kääpiögalaksit sekä ne, joiden epäillään olevan kääpiöitä l: n perusteella.

Kuva 2: Linnunradan satelliittien jakauma absoluuttisella suuruudella () ja puolivalosädellä. Vahvistetut kääpiögalaksit näytetään tummansinisillä täytetyillä ympyröillä ja kohteina, joiden epäillään olevan kääpiögalaksit.

Kuva 3: Erittäin heikkojen Linnunradan satelliittien näkölinjan nopeusdispersiot absoluuttisen suuruuden funktiona. Mittaukset ja epävarmuudet näytetään sinisinä pisteinä virhepalkkeina ja 90% c.

Kuva 4: (a) Erittäin heikkojen Linnunradan satelliittien dynaamiset massat kirkkauden funktiona. b) Massan ja valon suhde puolivalon säteellä ultraohuille Linnunradan satelliiteille funktiona.

Kuva 5: Linnunradan satelliittien keskimääräiset tähtimetallisuudet absoluuttisen suuruuden funktiona. Confirmed dwarf galaxies are displayed as dark blue filled circles, and objects suspected to be dwarf .

Figure 6: Metallicity distribution function of stars in ultra-faint dwarfs. References for the metallicities shown here are listed in Supplemental Table 1. We note that these data are quite heterogene.

Figure 7: Chemical abundance patterns of stars in UFDs. Shown here are (a) [C/Fe], (b) [Mg/Fe], and (c) [Ba/Fe] ratios as functions of metallicity, respectively. UFD stars are plotted as colored diamo.

Figure 8: Detectability of faint stellar systems as functions of distance, absolute magnitude, and survey depth. The red curve shows the brightness of the 20th brightest star in an object as a functi.

Figure 9: (a) Color–magnitude diagram of Segue 1 (photometry from Muñoz et al. 2018). The shaded blue and pink magnitude regions indicate the approximate depth that can be reached with existing medium.


Mass of a potential black hole in a binary system - Astronomy

If the companion star in an X-ray binary system has a mass greater than 10 solar masses, the system is known as a high-mass X-ray binary ( HMXB ). In this case, the companion is generally an O or B type star which emits a stellar wind driven by radiation pressure.
Mass transfer to the neutron star or black hole does ei proceed via Roche-lobe overflow into an accretion disk as is the case for a low-mass X-ray binary or a cataclysmic variable, but rather through the capture of this stellar wind directly onto the compact object. The potential energy of the wind is converted into X-rays which dominate the emission from the neutron star or black hole.
Although they are strong X-ray sources, it is also possible to observe a reasonable fraction of high-mass X-ray binaries at visual wavelengths, since their optical emission is dominated by the massive companion star. Most are found in the disk of the Galaxy and almost 2/3 of them are actually Be X-ray Binaries.

Opiskele astronomiaa verkossa Swinburne-yliopistossa
Kaikki materiaali on © Swinburne University of Technology paitsi, jos on ilmoitettu.


Trajectory of a Test Mass in a Roche Potential

Interact on desktop, mobile and cloud with the free Wolfram Player or other Wolfram Language products.

This Demonstration describes the trajectory of a test mass in the Roche potential of a binary system with masses (the star on the left) and (the compact object on the right). The frame of reference, corotating with the binary system, is noninertial, and the effective potential takes into account both gravitational and centrifugal forces. One of the equipotentials is a distorted figure-eight shape crossing at the Lagrange point . This defines Roche lobes for the two stars, with their shapes determined by the ratio of masses . If the star overflows its Roche lobe, mass flows from the donor star to the accreting compact object through the Lagrange point . The test mass is launched from the green stellar surface as long as its radius is smaller than that of the Roche lobe. The entire Roche potential is mapped in the graphic, with deeper values shown in darker purple.

Since the accretor, possibly a compact object such as a white dwarf or a black hole, is very small on the scale of the diagram, its position is indicated by a black dot, with negligible radial extension.

Since the motion of the test mass is conservative (with no dissipation), its energy must remain constant. Thus, any deviation from its initial value has to be attributed to numerical errors in computation of the trajectory. The relative amplitude of those errors with time can then be monitored in the bottom plot, with the time and the relative deviation from the initial energy. Also, the angular momentum of the test mass is plotted on the lower left.

Contributed by: Ileyk El Mellah  (September 2015)
Open content licensed under CC BY-NC-SA


Katso video: Avaruuden Ihmeet ja Mysteerit #1 (Lokakuu 2021).