초소형 항성계

Hypercompact stellar system

초콤팩트 항성계(HCSS)는 초거대 블랙홀 주변의 밀집된 별들로 이루어진 성단으로, 주은하의 중심에서 방출됩니다.방출 당시 블랙홀에 가까운 별들은 은하를 떠난 후에도 블랙홀에 묶여 HCSS를 형성할 것입니다.

"초소형"이라는 용어는 HCSS가 비슷한 광도의 일반 성단에 비해 크기가 작다는 사실을 의미합니다.이것은 초질량 블랙홀로부터의 중력이 별들을 성단의 중심 주위에서 매우 좁은 궤도로 계속 움직이게 하기 때문입니다.

마카리안 177 은하 근처에 있는 발광 X선 선원 SDSS 1113이 HCSS의 첫 번째 후보가 될 것입니다.HCSS를 발견하는 것은 중력파 반동의 이론을 확인시켜줄 것이고, 초거대 블랙홀이 은하계 바깥에 존재할 수 있다는 것을 증명할 것입니다.

특성.

천문학자들은 초질량 블랙홀(SMBHs)이 중력파 반동에 의해 은하 중심에서 방출될 수 있다고 믿는다.이 현상은 중력파의 형태로 에너지를 잃은 후 이진계의 두 SMBH가 결합할 때 발생합니다.중력파는 동위원소적으로 방출되지 않기 때문에, 합체하는 블랙홀에 약간의 운동량이 주어지고, 합체하는 순간에 반동을 느끼거나 "킥"을 느낀다.컴퓨터 시뮬레이션에 따르면 킥은 최대 m km[1]로 가장 무거운 은하 중심으로부터의 탈출 속도를 초과할 [2]수 있습니다.

킥 순간 SMBH 주위를 돌고 있는 별은 SMBH와 함께 끌려갑니다. 단, 이들의 공전 속도가 킥 속도k V를 초과할 경우입니다.이것은 HCSS의 크기를 결정하는 것입니다.HCSS의 반지름은 킥 속도와 같은 SMBH 주위의 속도를 가진 궤도의 반지름입니다.

그 SMBH과 G중력 상수의 여기서 M은 질량이다.크기는 R1000km/s의 스릴을 맛보기 위해 약 1/2parsec(pc)(2광년)과 100만 태양 대중의 SMBH 질량을 한다.가장 큰 HCSSs이며 가장 작은 한 파섹을 가로질러, 알려진 성단보다 작게 되었는데 천분의에 대한 것인지에 관해 20pc를 차지하며, 대략 큰 구상 성단과 같은 크깄을 것이다.[3]

후에 킥 Vk고, 어떻게 이 별들은 SMBH에 대한 킥 전에 한 곳에 모였다에 따라 달라지는 SMBH에 바인딩 된 남아 있는 별의 수는.논쟁하는 숫자의 SMBH 이하의 질량의 합이 별의 질량이 될 것이다 대략 0.1%이다.[3]가장 큰 HCSSs, 그들 광도에서 구상 성단 또는ultra-compact 왜소 은하.에 필적하는 아마 몇 만 별들을 나르게 된다

아주 작은 것을 제외하고는 헤드 구획 지지 구조물의 SMBH 중심에 때문에, 헤드 구획 지지 구조물과 평범한 스타 클러스터 사이에서 주요한 차이점은 위해서는 더 큰 중량이다.그 SMBH 자체와 눈으로 보지만 그 중력도 별들 훨씬 높은 속도에서 평범한 성단보다 갑니다 어둡다.한편 헤드 구획 지지 구조물에서, 본질적으로 모든 별들을 더 빨리 Vk보다 초당 킬로미터 단위 시속 수백 또는 수천개의 없애주고 움직인다 정상적인 성단, 초당 몇킬로미터의 내부 속도 가지고 있다.

만약 킥 속도는 은하에서 탈출 속도보다 작으면 SMBH 다시 은하 핵을 향해 여러번 은하계를 마지막으로 매장에 오기 전에 요동이 내릴 것이다.[4]이 경우 헤드 구획 지지 구조물 단지 상대적으로 짧은 시간 동안 수백만년의 위해 수백명은 확연히 다른 개체로, 은하 핵 속으로 사라져 버리기 전에 존재할 것이다.이 시간 동안 헤드 구획 지지 구조물은 은하 또는 뒤에 겹친 것을 감지하기는 힘들 것이다.

빨더라도 헤드 구획 지지 구조물 그 주인 은하에서 탈출했어 이후 은하단에서 탈출 속도보다 훨씬 하나의 은하로부터 크면, 그 은하를 포함하는 그룹이나 클러스터에가 묶이고, 남을 것이다.언제 관찰된 이후 그것을 은하 및/또는 클러스터의 중력 위치 우물을 통해 올라갈 것이라고 진단했다고 이 헤드 구획 지지 구조물 더 천천히 Vk보다 이사를 할 예정이다.

HCSS에 있는 별들은 은하핵에서 관측되는 별들과 비슷할 것입니다.이는 HCSS에 있는 별들을 전형적인 [3]구상성단에 있는 별들보다 금속이 풍부하고 젊게 만들 것입니다.

서치

HCSS 중심에 있는 블랙홀은 기본적으로 보이지 않기 때문에 HCSS는 희미한 별 성단과 매우 유사합니다.관측된 성단이 HCSS임을 확인하려면 도플러 이동을 통해 성단 내 별들의 궤도 속도를 측정하고 일반 성단에 있는 별들이 예상한 것보다 훨씬 더 빠르게 움직이고 있는지 확인해야 합니다.이는 HCSS가 상대적으로 희미하여 10m급 망원경에서도 여러 시간의 노출 시간이 필요하기 때문에 관찰하기가 어렵다.

HCSS를 찾는 가장 유망한 장소는 두 가지 이유로 은하단입니다. 첫째, 은하단에 있는 대부분의 은하는 합병을 통해 형성된 것으로 여겨지는 타원 은하입니다.갤럭시 합병은 킥의 전제 조건인 이진 SMBH를 형성하기 위한 전제 조건이다.둘째, 은하단으로부터의 탈출 속도는 HCSS가 숙주 은하에서 탈출하더라도 유지될 수 있을 만큼 큽니다.

근처의 화로자리 은하단과 처녀자리 은하단은 수백 또는 수천 [3]개의 HCSS를 포함하고 있을 것으로 추정되어 왔습니다.이러한 은하단은 소형은하와 성단에 대해 조사되었습니다.이러한 조사에서 발견된 천체 중 일부는 일반적인 성단으로 잘못 식별된 HCSS일 가능성이 있습니다.조사의 일부 소형 물체는 내부 속도가 다소 높은 것으로 알려져 있지만, HCSS로 [5]인정될 만큼 질량이 큰 물체는 없는 것으로 보인다.

HCSS를 찾을 수 있는 또 다른 장소는 최근 은하 병합 지점 근처일 것입니다.

때때로 HCSS의 중심에 있는 블랙홀은 너무 가까이 지나가는 별을 교란시켜 매우 밝은 플레어를 만들어 냅니다.이러한 플레어는 은하 [6]중심에서 관측되었으며, 이는 은하핵의 SMBH에 너무 가까이 접근하는 별 때문에 발생한 것으로 추정됩니다.SMBH가 은하에서 [7]탈출하는 데 걸리는 시간 동안 약 12개의 별을 교란시킬 것으로 추정되어 왔다.플레어의 수명은 몇 달이기 때문에, 많은 공간을 조사하지 않는 한 이러한 현상을 볼 가능성은 작습니다.HCSS에 있는 별은 I형 [7]초신성으로 폭발할 수도 있다.

중요성

HCSS의 검출은 몇 가지 이유로 중요합니다.

  • 이는 초거대 블랙홀이 은하계 바깥에 존재할 수 있다는 증거를 구성하게 될 것이다.
  • 그것은 초당 수천 킬로미터의 중력파 반동을 예측하는 컴퓨터 시뮬레이션을 검증할 것이다.
  • HCSS의 존재는 일부 은하들의 중심에 초대질량 블랙홀이 없다는 것을 암시합니다.이는 은하의 성장과 초대질량 블랙홀의 성장을 연결하는 이론과 SMBH 질량과 은하 특성 사이의 경험적 상관관계에 중요한 결과를 가져올 것입니다.
  • 만약 많은 HCSS가 발견될 수 있다면, 은하의 병합 역사, 쌍성 블랙홀의 질량 및 스핀 등에 대한 정보를 포함하는 킥 속도의 분포를 재구성할 수 있을 것입니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Healy, J.; Herrmann, F.; Shoemaker, D. M.; Laguna, P.; Matzner, R. A.; Matzner, Richard (2009), "Superkicks in Hyperbolic Encounters of Binary Black Holes", Physical Review Letters, 102 (4): 041101–041105, arXiv:0807.3292, Bibcode:2009PhRvL.102d1101H, doi:10.1103/PhysRevLett.102.041101, PMID 19257409, S2CID 9897187
  2. ^ Merritt, D.; Milosavljevic, M.; Favata, M.; Hughes, S. A.; Holz, D. E. (2004), "Consequences of Gravitational Radiation Recoil", The Astrophysical Journal, 607 (1): L9–L12, arXiv:astro-ph/0402057, Bibcode:2004ApJ...607L...9M, doi:10.1086/421551, S2CID 15404149
  3. ^ a b c d Merritt, D.; Schnittman, J. D.; Komossa, S. (2009), "Hypercompact Stellar Systems Around Recoiling Supermassive Black Holes", The Astrophysical Journal, 699 (2): 1690–1710, arXiv:0809.5046, Bibcode:2009ApJ...699.1690M, doi:10.1088/0004-637X/699/2/1690, S2CID 17260029
  4. ^ Gualandris, A.; Merritt, D. (2008), "Ejection of Supermassive Black Holes from Galaxy Cores", The Astrophysical Journal, 678 (2): 780–796, arXiv:0708.0771, Bibcode:2008ApJ...678..780G, doi:10.1086/586877, S2CID 14314439
  5. ^ Mieske, S.; Hilker, M.; Jordán, A.; Infante, L.; Kissler-Patig, M.; Rejkuba, M.; Richtler, T.; Côté, P.; et al. (2008), "The nature of UCDs: Internal dynamics from an expanded sample and homogeneous database", Astronomy and Astrophysics, 487 (3): 921–935, arXiv:0806.0374, Bibcode:2008A&A...487..921M, doi:10.1051/0004-6361:200810077, S2CID 10979137
  6. ^ Komossa, S. (2004), "The Extremes of (X-ray) Variability Among Galaxies: Flares from Stars Tidally Disrupted by Supermassive Black Holes", Proceedings of the International Astronomical Union, 2004: 45–48, Bibcode:2004IAUS..222...45K, doi:10.1017/S1743921304001425
  7. ^ a b Komossa, S.; Merritt, D. (2009), "Tidal Disruption Flares from Recoiling Supermassive Black Holes", The Astrophysical Journal, 683 (1): L21–L24, arXiv:0807.0223, Bibcode:2008ApJ...683L..21K, doi:10.1086/591420, S2CID 42183413

외부 링크

  • 뭉개진 별들이 블랙홀의 반동으로 인한 조석 교란 플레어에 대한 새로운 과학자의 기사.