봉황 성단

Phoenix Cluster
봉황 성단
SPT-CLJ2344–4243 (Phoenix Cluster) Chandra.jpg
X선 및 가시광선 오버레이의 이 다중 파장 합성 이미지에 표시되는 Phoenix 클러스터.파란색 방출에 큰 구멍으로 보이는 두 개의 거대한 외부 공동에 주목하십시오.덜 눈에 띄는 내부 공동은 중앙은하의 오른쪽 상단과 왼쪽 하단으로,[1] 사진에서 가장 밝은 물체입니다.
관찰 데이터(Epoch J2000[2].0)
콘스텔레이션피닉스
적경23h 44m 40.9s[2]
적위-42° 41° 54°[2]
가장 밝은 멤버Phoenix A (18.2페이지)[2][3]
은하수42[2]
레드시프트0.597 [4]
거리
(동작)		1.79 기가파스 (5.8 글리)
(광이동 거리),
2.628기가파섹(8.57글리)
(현재 결합 거리)[3]
결합질량1.26~2.5×1015[4]
기타 명칭
피닉스 클러스터, SPT-CL J 2344-4243, SPT-CL J2344-4243[5]
참고 항목: 은하 그룹, 은하 클러스터, 은하 그룹 및 은하단 목록

봉황성단(SPT-CL J2344-4243)은 봉황자리 남쪽 별자리에 위치한 거대한 아벨형 I 은하단입니다.2010년 남극 망원경 협업을 [5]통해 수냐예프-젤도비치 효과를 이용하여 2,500평방도의 남쪽 하늘 조사를 하던 중 처음 발견되었다.질량이 2×1015 [4]정도인 것으로 알려진 가장 무거운 은하단 중 하나이며, 발견된 가장 밝은 X선 성단이며, 알려진 다른 거대 [4]은하단보다 더 많은 X선을 생성합니다.그것은 지구에서 85억 7천만 광년 떨어진 곳에 위치해 있다.약 42개의 은하가 확인되었고 현재 SIMBAD 천문학 데이터베이스에 [2]등재되어 있지만, 실제 숫자는 1,000개까지[6] 될 수 있습니다.

검출

봉황성단은 R의 논문에 의해 처음 보고되었습니다.남극에 있는 남극 망원경이 조사를 하는 동안 윌리엄슨과 동료들은 이번 조사를 통해 확인된 26개의 은하단 중 하나이다.이 발견은 95, 150, 220GHz의 주파수에서 이루어졌으며, 이전에 발견된 은하단 중 14개가 확인되었으며, Phoenix Cluster를 포함한 12개는 새로운 발견입니다.Phoenix 은하단(숫자 카탈로그 항목 SPT-CL J2344–4243)은 [5]조사에 의해 설명된 "모든 은하단 중 가장 큰 X선 광도"를 가지고 있는 것으로 알려졌다.밝은 타입 2 세이퍼트 은하는 은하단의 겉보기 중심에서 19초 거리에 있는 것으로 밝혀졌으며, 이는 2MASX J23444387-4243124로 [5]확인되었으며, 나중에 은하단의 중심 은하인 봉황 A로 명명되었습니다.

특성.

봉황성단은 그 극단적인 특성 때문에 광범위하게 연구되어 왔으며, 그러한 유형의 천체 중 가장 중요한 등급 중 하나로 여겨지고 있습니다.M. McDonald와 동료들의 다파장 관측 연구는 이것이 매우 강한 냉각 유량을 가지고 있다는 것을 보여준다(대략 3,280).M☉ 폭주 냉각 [4]흐름으로 설명됩니다.이 측정값은 은하단 중앙에서 관측된 것 중 가장 높은 값입니다.다른 은하 성단에 대조에서 아주 강한 냉각 흐름은 피드백 메커니즘의 결과 가출한 냉각 흐름을 막기 위해 하지만 불사조 클러스터에;[4]은 난방 기구 중앙 검은 구멍으로 제조될 것으로 예상되는 버섯과는 달리 기술자가 피드백을 만들기에 불충분하는 것이 설정될 수 없어 왔다.eu및 처녀자리 클러스터.이는 중심 은하인 봉황자리 A의 폭발적 항성 활동에서 더욱 입증됩니다. 봉황자리 A는 740에서 별이 형성됩니다.M☉ 연간 (은하 1에 비해)M☉ 중심 활동 은하핵은 은하의 가스를 이온화하고 폭발적 항성 활동을 [7]막기에 충분한 에너지를 생성하지 못한 것으로 입증되었습니다.

구성 요소들

중심 은하

이 성단의 중심 타원 cD 은하인 피닉스 A는 퀘이사라는 특성과 중심 초질량 블랙홀에 의해 구동되는 제2형 세이퍼트 은하라는 특성을 공유하는 활동 은하핵을 가지고 있습니다.이 은하는 아직 불확실한 형태를 가지고 있다.

피닉스 A는 또한 엄청난 양의 뜨거운 가스를 포함하고 있다.성단에 있는 다른 모든 은하들의 총합보다 더 정상적인 물질이 그곳에 존재합니다.관측 자료에 따르면, 중부 지역에서 연간 3,820 태양 질량의 속도로 뜨거운 가스가 냉각되고 있으며,[4] 이는 지금까지 기록된 것 중 가장 높은 수치이다.

이것은 또한 은하단 중앙에서 가장 높은 폭발적 항성폭발을 겪고 있지만, 적색편이가 높은 다른 은하들은 폭발적 항성폭발 속도가 더 높습니다.(베이비붐 은하 참조) GALEX와 허셜 우주망원경을 포함한 다양한 망원경에 의한 관측 결과, 이 물질이 740의 매우 빠른 속도로 별들로 변환되고 있는 것을 알 수 있다.M☉ 1년에 1년.[4]이는 페르세우스 성단의 중심 은하인 NGC 1275 A의 별 형성 속도나 우리은하의 [9]연간 별 형성 속도보다 상당히 높은 것입니다.

초질량 블랙홀

주요 기사:초질량 블랙홀
중심 블랙홀과 핵에서 뿜어져 나오는 두 개의 강력한 제트를 연료로 하는 부착 원반을 보여주는 피닉스 성단의 중심에 대한 예술가의 묘사.
신용 : Bill Saxton (NRAO/AUI/NSF)

피닉스 성단의 중심 블랙홀은 피닉스 A의 세이퍼트 핵과 성단 중심에서 내부 공동을 생성하는 상대론적 제트를 모두 구동하는 엔진입니다.M. Brocamp와 동료들은 중심 은하의 가장 안쪽 항성 밀도 모형과 중심 블랙홀의 성장을 촉진하는 단열 과정을 사용하여 블랙홀의 [10]질량을 측정하는 열량 측정 도구를 만들었습니다.연구팀은 에너지 변환 매개변수를 추론하고 이를 뜨거운 은하단 내 가스의 행동, AGN 피드백 매개변수, 은하계의 역학 및 밀도 프로파일과 연관시켜 과거 [10]중앙 블랙홀이 어떻게 성장했는지에 대한 진화적 모델링을 만들었습니다.Phoenix A의 경우 이론적인 [10]한계에 가까운 단열 모델을 사용하여 훨씬 더 극단적인 특성을 가진 것으로 나타났습니다.

이 모형들은 논문이 제시한 바와 같이 대략 1000억 개의 질량을 가진 중심 블랙홀을 나타내고 있다.M비록 블랙홀의 질량 자체는 아직 궤도 역학을 통해 측정되지 않았지만, 아마도 이 [10]질량을 초과할 것이다☉.이렇게 질량이 높기 때문에 우주에서 가장 큰 블랙홀 중 하나입니다.이 질량의 블랙홀은 다음과 같습니다.

이렇게 질량이 높으면 질량이 1000억에 달할 수 있는 원시 블랙홀에 의해 씨앗이 뿌려졌을 수 있는 엄청나게 큰 블랙홀(SLABs)의 제안된 범주에 포함될 수 있습니다.M☉ 적어도 약 500억 개의 원반 은하가 호스트하는 발광성 블랙홀의 상한치 이상M☉[12] 중심 블랙홀은 물질을 삼키고 있으며 60의 속도로 성장하고 있다.M☉ 매년.

레퍼런스

  1. ^ 봉황성단: 특이한 은하단에 대한 새로운 시각[1]
  2. ^ a b c d e f "NAME Phoenix Cluster". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2012-08-16.
  3. ^ a b NASA/IPAC 은하외 데이터베이스; Phoenix A 결과 [2]
  4. ^ a b c d e f g h M. McDonald, et al.; "고휘도 은하단 중심부에서 거대한 냉각 흐름으로 인한 폭발적 항성폭발", 네이처, 2012년 8월
  5. ^ a b c d e R. Williamson 등; "2500평방도의 남극 망원경 조사에서 가장 질량이 큰 은하단의 SZ 선택 표본", arXiv, 2011년 1월 6일, arXiv:1101.1290
  6. ^ 피닉스 은하단 중심 은하 중심에 있는 강력한 블랙홀이 천문학자들을 놀라게 하다[3]
  7. ^ Phoenix 성단의 냉각 코어 내 Starburst의 HST/WFC3-UVIS 뷰[4]
  8. ^ 민윤 등; "AzTEC/ASTE – II에 의한 GOODS-South 필드의 1.1mm 파장 깊이 이미징.적색편이 분포와 서브밀리미터 은하 집단의 특성", arXiv, 2011년 9월 28일, arXiv:1109.6286
  9. ^ S. Borenstein (August 16, 2012), Associated Press (ed.), "Star births seen on cosmic scale in distant galaxy", R&D Magazine, rdmag.com, archived from the original on February 1, 2013, retrieved September 13, 2012
  10. ^ a b c d Brockamp, M.; Baumgardt, H.; Britzen, S.; Zensus, A. (January 2016). "Unveiling Gargantua: A new search strategy for the most massive central cluster black holes". Astronomy & Astrophysics. 585. A153. arXiv:1509.04782. Bibcode:2016A&A...585A.153B. doi:10.1051/0004-6361/201526873. S2CID 54641547.
  11. ^ Corbelli, Edvige (June 2003). "Dark matter and visible baryons in M33". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 342 (1): 199–207. arXiv:astro-ph/0302318. Bibcode:2003MNRAS.342..199C. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06531.x. S2CID 119383732.
  12. ^ Carr, Bernard; et al. (February 2021). "Constraints on Stupendously Large Black Holes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 501 (2): 2029–2043. arXiv:2008.08077. Bibcode:2020MNRAS.tmp.3429C. doi:10.1093/mnras/staa3651.

외부 링크

좌표:Sky map 23hm 23 40.9s, -42° 41° 54°