좌표:Sky map 04hm 52 30s.0, -29° 53°35°

HE0450-2958

HE0450-2958
HE0450-2958
Quasar HE0450-2958.jpg
HST에 의해 촬영된 Quasar HE0450-2958.퀘이사는 이미지의 중심 근처에 있으며 뚜렷한 호스트 은하가 보이지 않습니다.이미지 상단 근처에는 강하게 교란되어 별을 형성하는 은하가 있습니다.퀘이사 근처에는 퀘이사 방사선에 의해 이온화되고 있는 것으로 보이는 가스 방울이 있다.오른쪽 아래에 있는 점 모양의 물체는 시야에서 우연히 보이는 전경별입니다.
관찰 데이터(Epoch J2000)
콘스텔레이션카루무
적경04h 52m 30.0s[1]
적위-29°53°35°[1]
레드시프트0.286041 ± 0.000093
(73867 ± 28km/s[1])
거리30억 광년 (1 Gpc)[2]
유형Sy1[1]
겉보기 등급 (V)16.0[1]
기타 명칭
LEDA 75249,[1] QSO B0450-2958, 2MASSI J0452300-295335, 6dFGS gJ045230.1-295335, 2MASS J04523006-29533, NVSS J045230-29533, IR58As F0450
다음 항목도 참조하십시오.퀘이사 목록

HE0450-2958은 특이한 퀘이사입니다.그것은 숙주 은하가 없는 것처럼 보이기 때문에 "벌거벗은 퀘이사"와 "집이 없는 퀘이사"로 불려왔다.그것은 약 10억 파섹 떨어진 곳에 있을 것으로 추정된다.

역사

벨기에 리에주 대학의 Pierre Magain이 이끄는 연구팀은 그들의 연구 결과를 Nature [2]저널 2005년 9월 14일에 발표했습니다.퀘이사는 교란된 항성 폭발 은하 가까이에 있습니다(그림 왼쪽 위 참조).그러나 퀘이사 자체(그림, 중간) 주위에 은하가 보이지 않아 저자들은 추측을 하게 되었다.

누군가는 충돌의 결과로 숙주 은하가 사라졌다고 생각할 수 있지만, 어떻게 은하가 완전히 붕괴될 수 있을지는 상상하기 어렵습니다.

Magain 외 연구진은 퀘이사의 숙주은하가 검출되지 않기 위해서는 퀘이사가 예상한 것보다 약 5등급(100배) 어둡거나 300광년 이하의 반지름을 가져야 한다고 추정했다(일반 퀘이사는 직경 5000~50,000광년 정도의 은하에 포함되어 있다.

Magain et al.의 논문이 발표된 직후, 2005년 11월 6일 주에 모두 3개의 이론 논문이 발표되었는데, 이 모든 논문이 이 물체의 특이한 성질을 설명한다고 주장했다.두 개의[4] 논문[3](메사추세츠와 영국 캠브리지의 그룹)은 퀘이사가 중력 복사 반동에 의해 또는 세 개의 블랙홀과 관련된 상호작용에 의해 근처 교란 은하 중심에서 방출된 초질량 블랙홀임을 시사했다.퀘이사를 원래 주은하로부터 멀리 떨어뜨리려면 방출 속도가 약 1000 km/s여야 합니다.

데이비드 메리트가 이끄는 팀의 세 번째 논문은 [5]이젝트 가설을 비판적으로 검토했고 그것이 정확할 수 없다는 결론을 내렸다.두 가지 주요 주장은 다음과 같습니다. (1) 퀘이사 스펙트럼은 이 은하가 좁은 선상의 세이퍼트 1 은하임을 나타냅니다.NLS1은 비정상적으로 작은 블랙홀을 가지고 있는 것으로 추정됩니다. 블랙홀의 크기가 은하 크기와 강하게 관련되어 있기 때문에 퀘이사의 숙주은하 또한 비정상적으로 작아야 하며, 이는 왜 Magain 등에 의해 검출되지 않았는지를 설명합니다. (2) 퀘이사의 스펙트럼은 또한 전형적인 좁은 방출선 영역(NLR)의 존재를 보여줍니다.이 좁은 선을 만드는 가스는 블랙홀에서 약 천 광년 떨어진 곳에 있으며, 그러한 가스는 블랙홀을 숙주 은하에서 떼어낼 만큼 충분히 큰 발차기 후에 블랙홀에 묶여 있을 수 없었다.이 저자들은 "벌거벗은" 퀘이사가 실제로는 완전히 정상이고 좁은 선상의 세이퍼트 은하로 교란된 은하에 가까운 하늘에 놓여있다고 결론지었다.

'집 없는 쿼사'

2005년 이후 많은 과학적 연구들이 이 결론을 뒷받침해 왔다. (1) 킴 외 연구진(2006년) 은하는 퀘이사의 숙주 은하를 찾기 위해 더욱 신중하게 시도했다.그들은 퀘이사로부터의 혼란스러운 빛을 고려할 때 은하의 존재를 배제하는 것은 불가능하다고 결론지었다.(2007)는 퀘이사로부터의 X선 방출을 관측하여 블랙홀의 질량을 추정하는 데 사용했다.그들은 블랙홀에 대한 작은 질량을 확인했는데, 이는 Merritt 등(3) Feain 등이 예측한 것보다 더 희미한 숙주은하를 암시한다.(2007년)는 퀘이사로부터의 전파 방출을 검출했으며, 이는 "이것이 '진행 중인' 퀘이사라는 어떠한 제안과도 일치하지 않는" 별의 형성을 나타내는 것으로 해석했다.

현재의 과학적 합의는 HE0450-2958에 숙주 은하가 있을 수 있지만 밝은 퀘이사 빛의 이면을 보는 것은 어렵다는 것입니다.

최근 유럽 남방 천문대 [9]연구 이후 이 같은 합의가 의문시되고 있다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b c d e f "Nasa/Ipac Extragalactic Database". Results for HB89 0450-299. Retrieved 2006-11-27.
  2. ^ a b 매긴, P. 등(2005년), 거대 호스트 은하가 없는 밝은 퀘이사 발견, 네이처, 437, 381
  3. ^ Hoffman, L. and Loeb, A. (2005) 합병 중 밝은 퀘이사에 대한 3체 킥, arXiv:astro-ph/0511242
  4. ^ 해넬트, M. et al.(2005) 진행 중인 은하 병합에서 초질량 블랙홀이 방출된다는 가능한 증거, arXiv:astro-ph/0511245
  5. ^ Merritt, David; et al. (April 2006). "The nature of the HE0450-2958 system". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 367: 1746–1750. arXiv:astro-ph/0511315. Bibcode:2006MNRAS.367.1746M. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10093.x.
  6. ^ Kim, M. et al.(2006),퀘이사 HE 0450-2958, 천체물리학 저널, 658, 107
  7. ^ 저우, X-L 등(2007), Quasar HE 0450-2958의 X선 특성, 천문학 저널, 133, 432
  8. ^ Feain, I. 등(2007), 네이키드 퀘이사 드레싱: HE 0450-2958의 항성 형성과 활동은하핵 피드백, 천체물리학 저널, 662, 872
  9. ^ 엘바즈 외(2009) 퀘이사 유도 은하 형성: 새로운 패러다임?천문 및 천체물리학 507, 1359–1374

외부 링크