الفلك

كتلة الكوازار ومعدلات التراكم

كتلة الكوازار ومعدلات التراكم


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

تذكر هذه الصفحة على ويكيبيديا - Quasars أن "أكبر [كوازار] معروف يقدر أنه يستهلك مادة تعادل 600 من الأرض في الدقيقة". ومع ذلك ، لا يوجد اقتباس لهذا التعليق. كيف يمكنني معرفة مصدر هذه المعلومات؟ لقد علقت في قسم Talk للصفحة.


من الصعب القول بالتأكيد ، لكنني أتخيل أنه يأتي من قياسات اللمعان والاستدلال على كتلة الثقب الأسود في مثل هذه الأنظمة.

تشع الأجسام الأكثر تطرفًا عند لمعان Eddington ، حيث يتم موازنة قوى الجاذبية على المادة التي تسقط في الثقب الأسود بضغط الإشعاع من المادة الساخنة الأقرب للداخل.

إذا تم تحويل الكتلة المبطنة إلى لمعان بمعدل $$ L = epsilon dot {M} c ^ 2، $$ حيث $ dot {M} $ هو معدل التراكم الشامل ، فإن $ L $ هو اللمعان و $ epsilon $ عامل كفاءة يجب أن يكون من الترتيب 0.1 ثم يتم إعطاء معدل التراكم الشامل عند حد Eddington بواسطة $$ dot {M} = frac {4 pi GM m_p} { epsilon c sigma_T} simeq 1.4 مرات 10 ^ {15} frac {M } {M _ { odot}} { rm kg / s} ، $$ حيث $ M $ كتلة الثقب الأسود ، و $ m_p $ كتلة البروتون و $ sigma_T $ هو المقطع العرضي لتشتت طومسون لـ الإلكترونات الحرة (المصدر الرئيسي للعتامة في الغاز الساخن المتدفق).

أكبر الثقوب السوداء فائقة الكتلة في الكون لديها $ M simeq 10 ^ {10} M _ { odot} $ وبالتالي فإن معدل تراكم Eddington لمثل هذه الأجسام يبلغ حوالي 1.4 دولار مرة 10 ^ {25} $ كجم / ثانية أو حوالي 2.3 الأرض / ثانية أو 140 أرضًا في الدقيقة. يمكن أن يكون الاختلاف بين هذا التقدير والتقدير الموجود على صفحة ويكيبيديا هو ما يُفترض لأكبر مليون دولار أمريكي أو أن $ epsilon $ أصغر قليلاً من 0.1 أو في الواقع أن اللمعان يمكن أن يتجاوز لمعان إدينجتون (لأن التراكم ليس كروية).

ربما تكون أسهل طريقة للحصول على الإجابة هي العثور على الكوازار الأكثر إضاءةً وقسمته على $ epsilon c ^ 2 $. من المحتمل أن يكون أكثر الكوازار سطوعًا على الإطلاق عبارة عن 3C 454.3 ، والذي يصل إلى $ sim 5 times 10 ^ {40} $ Watts في أعلى حالاته. ينتج عن استخدام $ epsilon = 0.1 $ كتلة أرضية تقريبًا في الثانية لمعدل التراكم.

لذا ربما يكون الرقم الموجود على صفحة ويكيبيديا هو a القليل مبالغ فيه.


فيما يلي دراسة من عام 2012 لأكبر كوازار مسجل يقتبس ناتجًا يبلغ 400 ضعف كتلة الشمس سنويًا ، أي 253 كتلة أرضية في الدقيقة (133178400 M ⊕ / 525600 دقيقة) عند 2.5 بالمائة من سرعة الضوء ، الموجود تبعد 1 مليار سنة ضوئية.

https://vtnews.vt.edu/articles/2012/11/112912-science-quasar.html

إنه أكبر كوازار مسجل ، ولا أعرف رقم أكبر نجم زائف نظري ، يبدو أن هناك مئات الأشخاص ينظّرون ويتناقشون حول الحد الأقصى النظري.


الحدود في علم الفلكوعلوم الفضاء

انتماءات المحرر والمراجعين هي الأحدث التي يتم توفيرها في ملفات تعريف بحث Loop وقد لا تعكس موقفهم في وقت المراجعة.


  • تحميل المادة
    • تحميل PDF
    • ReadCube
    • EPUB
    • XML (NLM)
    • تكميلي
      مادة
    • ملاحظة ختامية
    • مدير المراجع
    • ملف TEXT بسيط
    • BibTex


    مشاركه فى

    التغذية الراجعة ودورها في تكوين المجرات

    إلى أي مدى تؤثر العمليات الصغيرة ، مثل تشكل النجوم وتراكم الثقوب السوداء ، على خصائص المجرات العالمية مثل الكتل النجمية ومعدلات تكون النجوم والوفرة الكيميائية؟

    لا يزال المجتمع متفقًا على أن ردود الفعل من المرجح أن تأتي من التطور النجمي عند الكتل المنخفضة ومن نوى المجرة النشطة (AGNs) عند الكتل العالية ، على الرغم من أن غابرييلا كاناليزو جادلت بأن ردود الفعل من النوى المجرية النشطة قد تكون مهمة أيضًا في المجرات القزمة. الفقاعات الرائعة من المستعرات الأعظمية العنقودية (SNe) هي الآلية الرئيسية التي تدفع من خلالها ردود الفعل النجمية التدفقات الخارجة على مقاييس المجرة (بنجامين كيلر) ، لكن ضغط الإشعاع مهم لإعداد بيئة مخلخلة حيث يمكن أن تعمل SNe بكفاءة (Aura Obreja ، Taysun Kimm و Hui Li) ، على الرغم من أن الإشعاع القوي يمكن أن يضعف أيضًا تأثيرات SNe عن طريق تقليل تكتلها (Taysun Kimm). بعد قيام SNe بنحت مداخن منخفضة الكثافة في الوسط النجمي (ISM) ، يمكن لمصادر طاقة أقل قوة ولكن أكثر ثباتًا ، مثل الرياح النجمية والنفاثات من ثنائيات الأشعة السينية عالية الكتلة ، أن تبقيها مفتوحة وتحافظ على التدفقات الخارجة من خلالها (ليليان جارات- سميثسون). كانت عمليات المحاكاة الهيدروديناميكية الكونية باستخدام SNe المحسومة واحدة من أكثر التطورات الجديدة إثارة (Thorsten Naab و Thales Gutcke).


    1. 4DE1 التسلسل الرئيسي

    نجحت شكليات 4D Eigenvector 1 (4DE1) في ترتيب النوع 1 AGN بناءً على خصائصها الطيفية (Sulentic et al. ، 2000). تحدد أربعة معلمات مراقبة أربعة أبعاد لـ Eigenvector 1: العرض الكامل بنصف الحد الأقصى (FWHM) من ح& # x003B2 مكون واسع (H & # x003B2قبل الميلاد) ، قوة البصري FeII مزيج في 4570 & # x000C5 الموصوفة بنسبة RFeII = أنا (FeII)/أنا(ح& # x003B2قبل الميلاد) ، انزياح سرعة Cرابعا& # x003BB1549 الشخصي ، ومؤشر فوتون الأشعة السينية الناعم (& # x00393ناعم). يتم توفير الارتباط الرئيسي بين هذه الخصائص من خلال المعلمات البصرية ، FWHM (H & # x003B2قبل الميلاد) و R.FeII، والتي تحدد المستوى البصري 4DE1.

    التغييرات في الميزات الطيفية في FWHM (ح& # x003B2) = 4،000 km s & # x022121 يتسبب في تحديد مجموعتين من السكان: A و B. المصادر مع FWHM (ح& # x003B2) & # x02264 4،000 km s & # x022121 مفهرسة كمجموعة أ. في هذه المجموعة ، يمكن أن يكون المكون الواسع (BC) لخطوط الانبعاث منخفضة التأين (LIL إمكانية تأين IP & # x02272 20 eV) جيدًا جدًا -نموذج بواسطة ملف تعريف Lorentzian ، على سبيل المثال في حالة ح& # x003B2 الانبعاثات. كما أنها تظهر كثافة عالية من الحديدII، عدم تناسق كبير في خطوط التأين العالية (HIL IP & # x0003E 40 eV) ، مثل Cرابعا& # x003BB1549 ، وفائض في منطقة الأشعة السينية اللينة. معظمهم من مصادر الراديو الهادئة. من ناحية أخرى ، تتمتع مصادر السكان ب بمظهر أوسع (FWHM ح& # x003B2قبل الميلاد) & # x0003E 4000 كم ثانية & # x022121). في هذه الفئة من السكان ح& # x003B2 الانبعاثات غير متناظرة باللون الأحمر وتم تصميمها باستخدام ملفي تعريف gaussian. أحدهما يتوافق مع BC الموجود في إطار الراحة ، والآخر مرتبط بمكون عريض للغاية مائل إلى الأحمر (VBC) ، والذي يصل إلى عرض & # x0007E10،000 كم ثانية & # x022121. الحديدII الشدة في هذه المصادر ضعيفة ولا يوجد تفاوتات كبيرة في ملفات تعريف HIL. يتم ملء النطاق في FWHM & # x0003E 4،000 km s & # x022121 في الغالب بأجسام الراديو عالية الصوت (Zamfir et al. ، 2010).

    على طول مخطط 4DE1 البصري ، نجد مجموعات سكانية فرعية مختلفة (Sulentic et al. ، 2002) ، والتي تظهر في اللوحة اليسرى من الشكل 1. تستند حاويات المجموعة A (A1 و A2 و A3 و A4) إلى زيادة FeII شدة & # x00394RFeII = 0.5. مصادر A1 لها مساهمة أقل من FeII، من مصادر A4. في حين أن حاويات السكان B (B1 ، B1 & # 43 ، B1 & # 43 & # 43 ، و B2) تختلف وفقًا لزيادة العرض & # x00394FWHM (ح& # x003B2قبل الميلاد) = 4000 كم ثانية & # x022121. على سبيل المثال ، يكون عرض مصادر B1 & # 43 & # 43 أكبر من B1. في الواقع ، يمكن أيضًا تعريف صناديق السكان B من حيث RFeII، على سبيل المثال ، يبلغ عدد السكان B2 0.5 & # x02264 RFeII & # x02264 1.0 و 4،000 & # x02264 FWHM (ح& # x003B2قبل الميلاد) & # x02264 8000 كم ثانية & # x022121.

    شكل 1. (غادر) الطائرة البصرية 4DE1. تنتمي البيانات إلى عينة من 470 من QSOs الساطعة المنخفضة من Zamfir et al. (2010). الطائرة مقسمة إلى صناديق وفقًا لـ Sulentic et al. (2002). توجد مصادر xA (النقاط الخضراء) داخل المربع الأخضر المحدد بواسطة R.FeII & # x02265 1 و FWHM (H & # x003B2قبل الميلاد) & # x02264 8000 كم & # x022121. تشير النقطة ذات اللون الأخضر إلى موضع I Zw 1. تتوافق النقاط الرمادية مع باقي المجموعة A و B. ويمثل الظل الأصفر التسلسل البصري 4DE1. (حق) توزيع عينة المرشحين xA (المربعات السوداء) في المستوى المحدد بنسب التدفق Al III & # x003BB1860 / Si III] & # x003BB1892 and C III] & # x003BB1909 / Si III] & # x003BB1892 التي تم الحصول عليها من القياسات التي تم إجراؤها باستخدام أطياف GTC. تتوافق المنطقة الرمادية مع المنطقة التي تشغلها مصادر xA وفقًا للدراسات السابقة.

    بالانتقال على طول التسلسل البصري 4DE1 ، نجد تباينًا منظمًا جيدًا للخصائص الفيزيائية مثل كتلة الثقب الأسود (MBH) ، الكثافة الإلكترونية (nح) ، معلمة التأين (يو) أو معدل التراكم بلا أبعاد (& # x01E41) (Marziani et al. ، 2001 ، 2010). على سبيل المثال ، أكثر مصادر B تطرفًا ، B1 & # 43 & # 43 ، لها كتلة ثقب أسود عالية ومعدل تراكم صغير بلا أبعاد مقارنة بأكثر المصادر تطرفًا بالنسبة للسكان A ، وهي مجموعة A4. بعد ذلك ، يمكن اعتبار 4DE1 كمخطط تطور للنوع 1 AGN ، والذي يمكن أن يكون مدفوعًا بنسبة Eddington ، L / Lإد (Marziani et al.، 2001 Shen and Ho، 2014 Fraix-Burnet et al.، 2017). تم العثور على النتائج المحدثة من 4DE1 في Marziani وآخرون. في هذا المجلد.

    1.1 مصادر الإشعاع الشديد على طول 4DE1

    في كل مجموعة سكانية فرعية 4DE1 حددنا خصائص معينة. في هذه الورقة نركز على A3 و A4 ، والتي تمثل 10٪ من السكان مصادر A (Zamfir et al. ، 2010 Shen et al. ، 2011). في النطاق البصري ، الميزة الرئيسية المقدمة هي الكثافة القوية للحديدII في & # x003BB4570 & # x000C5 (Bachev et al. ، 2004) ، بينما في الأشعة فوق البنفسجية Cرابعا& # x003BB1549 يُظهر خط الانبعاث بشكل متكرر مكونًا تم تغييره إلى اللون الأزرق مع مراعاة التحول إلى الإطار المتبقي لـ & # x00394vص & # x0003C & # x022121،000 كم ثانية & # x022121 (Sulentic et al. ، 2007).

    مصدر النموذج الأولي A3 عند الانزياح الأحمر المنخفض هو I ZW 1 مع ض & # x02248 0.0605 ، صFeII = 1.3 & # x000B1 0.1 ، سجل L / Lإد & # x02248 & # x022120.11 & # x000B1 0.17 وتحويل الاحترام إلى بقية الإطار Cرابعا& # x003BB1549 & # x00394vص & # x0003C & # x022121،670 & # x000B1 100 km s & # x022121 (Boroson and Green، 1992 Negrete et al.، 2012 Marziani and Sulentic، 2014). ضمن الشكلية 4DE1 ، تم تصنيف مصادر A3 و A4 على أنها xA بواسطة Marziani و Sulentic (2014). تُظهر اللوحة اليسرى من الشكل 1 المنطقة التي تشغلها مصادر xA في المستوى البصري 4DE1.

    باستخدام العينات الضوئية والأشعة فوق البنفسجية مع حوالي & # x0007E60 مصادر في كل نطاق طيفي (Bachev et al.، 2004 Negrete et al.، 2013 Marziani and Sulentic، 2014) ، لقد أدركنا معايير الاختيار لتحديد مصادر xA:

    يشيع استخدام المعيار البصري في المصادر ذات الانزياح الأحمر المنخفض (ض & # x0003C 1.0) ، بينما تساعد الأشعة فوق البنفسجية على تحديد مصادر xA عند انزياح أحمر مرتفع نظرًا لحد من أجهزة الكشف لمراقبة المنطقة البصرية. يتم استيفاء كلا المعيارين في نفس الوقت ، وقد تم اختبارهما في نطاق انزياح أحمر واسع ، ض = 0.4 & # x020133.0 (باتشيف وآخرون ، 2004 Negrete et al. ، 2013 Marziani and Sulentic ، 2014).

    ميزة أخرى مهمة هي نسبة Eddington العالية التي تظهرها مصادر xA ، L / Lإد & # x0003E 0.2 (مارزياني وسولينتيك ، 2014). يمكن أن ترتبط نسبة إدينجتون العالية التي تم الوصول إليها بقرص رفيع بهيكل سميك هندسيًا وبصريًا. يمكن أن يتشكل في تدفق تراكم يسيطر عليه التأفق ويمكن أن يؤدي إلى التدفقات الخارجة القوية التي لوحظت في هذه الأجسام (Abramowicz et al. ، 1988 Abramowicz and Straub ، 2014). العلاقة القوية بين ارتفاع L / Lإد والتباينات القوية التي لوحظت في مصادر xA تشير إلى أن L / L على الأرجحإد هو محرك الرياح / التدفقات الخارجة (Sulentic et al.، 2017).

    من ناحية أخرى ، إذا كان معدل التراكم قريبًا من حد Eddington (L / Lإد = 1) ، فإن تبعية معدلات Eddington مع كتلة الثقوب السوداء ضعيفة ومن ثم يمكن استخدام هذه المصادر كشموع قياسية ، وربما تساعد في تحديد المعلمات الكونية (Marziani and Sulentic، 2014 Wang et al.، 2014).

    بهدف تحليل سلوك كائنات xA ، نلاحظ عينة من 19 كوازارًا في منطقة الأشعة فوق البنفسجية عند انزياح أحمر مرتفع باستخدام تلسكوب GTC. تم تحليلهم أداء نوبات متعددة المكونات (القسم 2). نجد سلوكًا مختلفًا بين الخطوط الوسيطة وعالية التأين ، مما يكشف عن الهياكل المختلفة المعروضة في منطقة الخط العريض وعلاقتها بقرص التراكم (القسم 3). في القسم 4 يتم عرض نتائجنا الرئيسية.


    قياس العدسة الدقيقة لقرص تراكم الكوازار

    صورة هابل لكوازار واحد ، WFI2026-4536 ، بعدسة جاذبيتها وتصويرها في أربع صور فرعية. تُظهر اللوحة (أ) الصورة ، وتُظهر اللوحة (ب) الصورة بعد طرح مكونات الكوازار ، لتكشف عن مجرة ​​العدسة الأمامية الخافتة ("G"). استخدم علماء الفلك اختلافات الضوء بين مكونات الكوازار العدسية لاستنتاج حجم قرصه المتراكم وكتلة ثقبه الأسود الهائل. الائتمان: ناسا-هابل ، مورغان وآخرون. 2003

    النواة المجرية النشطة (AGN) عبارة عن ثقب أسود فائق الكتلة يقبع في قلب مجرة ​​تتراكم فيها المواد. يحدث التراكم بالقرب من الحلقة الساخنة حول النواة ، ويمكن أن يولد نفاثات سريعة الحركة من الجسيمات المشحونة التي تنبعث منها إشعاعات ساطعة ومتغيرة عندما تتسرب المواد عند سقوطها إلى الداخل. ربما تكون الكوازارات هي النوى المجرية النشطة الأكثر شهرة مضيئة ، كما أن نواتها غير محجوبة نسبيًا بواسطة الغبار. المناطق والأقراص النووية في الكوازارات بعيدة جدًا وصغيرة جدًا بحيث لا يمكن حلها باستخدام التلسكوبات وعلماء الفلك الذين يحاولون فهم سلوك الكوازارات و AGN والأقراص التراكمية يضطرون إلى استنتاج الفيزياء من القياسات غير المباشرة. توفر قياسات تقلب التدفق أحد هذه السبل.

    يشير Microlensing إلى الومضات القصيرة من الضوء الناتجة عند تحريك الأجسام الكونية ، التي تعمل كعدسات جاذبية ، وتعديل شدة الضوء من مصادر الخلفية. نظرًا لأن مسار الضوء ينحني بسبب وجود كتلة ، يمكن للأجسام المادية أن تعمل مثل عدسات الجاذبية لتشويه صور الأشياء التي تُرى من خلفها. يوفر Microlensing فرصة لقياس أحجام الكوازار AGN. أحيانًا يتم العثور على صور الكوازار العدسة التي تم تكبيرها وتشويهها إلى صور متعددة بواسطة مجرة ​​في المقدمة والأجسام النجمية بداخلها. عندما يتحرك الكوازار بالنسبة إلى خط بصرنا ، يتغير هذا التكبير ، ويولد تباينًا كبيرًا غير مرتبط بين الصور على مدى شهور أو سنوات. إذا تم رصد التأخيرات الزمنية بين الصور المتعددة للكوازار عن كثب بشكل كافٍ خلال فترات متعددة ، فمن الممكن كشف التباين الجوهري للكوازار من تباين العدسة الدقيقة. تم حتى الآن إجراء أربعة عشر قياسًا لأحجام متعددة الحقب للكوازارات.

    كان عالم الفلك CfA Emilio Falco عضوًا في فريق استخدم تقنيات التباين هذه لتقدير حجم وكتلة قرص التراكم والثقب الأسود في الكوازار WFI2026-4536 ، وهو كوازار بعيد جدًا لدرجة أن ضوءه كان يسافر نحونا لما يقرب من أحد عشر مليار سنة عمر الكون 13.7 مليار سنة فقط. قام العلماء بتحليل بيانات تقلب الضوء البصري على مدى ثلاثة عشر عامًا ، من عام 2004 إلى عام 2017 ، وطوروا نماذج عدسات كانت قادرة على تقييد حجم قرص تراكم الكوازار إلى حوالي ثلاثمائة وستين وحدة فلكية وكتلة الثقب الأسود الفائق الكتلة إلى حوالي ثلاثمائة وستين وحدة فلكية. مليار ونصف مليار كتلة شمسية. تتوافق الكتلة تقريبًا مع التوقعات الأخرى ومع نطاق الكتل في الكوازارات الأربعة عشر الأخرى المقاسة بالمثل ، ولكن حوالي ضعف حجمها المتوقع من الطرق القائمة على اللمعان. قاموا أيضًا بالإبلاغ عن أول قياسات الكتلة للثقب الأسود المركزي باستخدام البيانات الطيفية ، مع نتائج متوافقة مع طريقة التباين. تعمل النتائج المذهلة على تحسين فهمنا لهذه الوحوش البعيدة وتحسين نماذج AGN.


    تعليقات

    ما هي المدة الزمنية التي يستغرقها تكوين الثقوب السوداء خارج أفق الحدث ، خاصة 2 مليار ثقب أسود كتلة شمسية كما يصف هذا التقرير؟ تذكر أن تمدد الوقت يحدث داخل أفق الحدث حيث تسقط المادة إلى الداخل في حالة التفرد. خارج أفق الحدث ، قد يمر الكون ببلايين السنين قبل أن يتشكل الثقب الأسود بالفعل. وبالتالي ، إذا حدث الانفجار الأعظم المفترض قبل 14 مليار سنة ، فلن يمر وقت كافٍ في الكون لتكوين الثقوب السوداء. هل الخبراء يخفون مغالطة هنا؟

    يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

    لا توجد شهادة في الفيزياء هنا ، ولكن ما ننظر إليه هو أفق حدث من 2 مليار كتلة شمسية وليس الثقب الأسود. يبدو لي أنك على صواب بشأن مشكلة تمدد الوقت ، ولكن بمجرد تجاوز أفق الحدث ، فإن كل هذه الكتلة ستمارس القوى المتطابقة وتنتج أفق الحدث المتطابق لثقب أسود مكتمل حتى لو كانت كل الأشياء ذات الكتلة الشمسية البالغة 2 مليار لا يزال في حركة بطيئة دائمة يسقط إلى المركز. ما نراه سيبدو تمامًا من الخارج.

    يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

    في إشارة إلى مشاركة ريتشارد سكوت ، يثير هذا سؤالاً.

    هل يمكن أن يتشكل الثقب الأسود بدون تفرد ويكون له أفق حدث؟ إذا تطلب Einstein GR وجود التفرد لشرح تشكيل أفق الحدث ، فلدينا مشاكل حقيقية الآن في جميع ادعاءات الثقوب السوداء في علم الفلك.

    يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

    بصراحة لا أستطيع أن أرى لماذا مثل هذه الكتلة (بضعة مليارات من الكتل الشمسية) للثقب الأسود لا يمكن أن يكون لديها متسع من الوقت في 770 مليون سنة لتتشكل. تشير العديد من عمليات المحاكاة الحسابية إلى أن الانصهار الثقالي للمناطق المحلية عالية الكثافة التي تحتوي بالفعل على مئات المليارات من الكتل الشمسية وأكثر قادرة تمامًا على تكوين بذور عناقيد مجرية ضخمة في المستقبل.

    يشير التحليل العادي والبسيط الذي يستخدم النظرية الفيروسية بسهولة إلى أن النجوم ليست الأشياء الوحيدة التي ستتشكل. سيكون هناك بطبيعة الحال مجموعات مكتظة بالسكان منهم (من

    مليون كتلة شمسية ، تمامًا مثل ما نراه اليوم كعناقيد كروية قديمة) وعناقيد من مثل هذه العناقيد التي تشكل كتل مجرة ​​بشكل إجمالي نتيجة واضحة.

    من الواضح أنه سيكون هناك المزيد من الاكتشافات لمثل هذه الكوازارات الضخمة (التي يرعاها الثقب الأسود) عند انزياح أحمر يبلغ 7 أو أكثر. لا ينبغي أن يكون هذا على أقل تقدير.

    يتمنى المرء بشدة أن يتم تصوير الاكتشاف العلمي للجمهور في ضوء التوقعات النظرية الأكثر ملاءمة بدلاً من الامتناع المستمر عن مدى دهشة العلماء في العثور على شيء يدركون جيدًا أنه ضمن حدود الاحتمال النظري. إنه يعطي الانطباع الشائع بأن العلماء لا يعرفون شيئًا ، وهذا إلى حد بعيد هو الخطأ الأكثر خطورة والأضرار التي تم ارتكابها مع هذه الإعلانات.

    يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

    & quotA تشير النظرية الثانية إلى أن كتل الغازات المتراكمة يمكن أن تتعرض مباشرة لانهيار النواة لتوليد ثقوب سوداء فائقة الكتلة. لكن كلا النموذجين يفشلان في تفسير كيفية وصول مثل هذا الثقب الأسود المبكر إلى كتلة ملياري شمس. & quot

    يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

    & quot هذا يسبب صداعًا لعلماء الفلك ، & quot يقول مورتلوك. من الصعب أن نفهم كيف أن ثقبًا أسود أكبر بمليار مرة من كتلة الشمس يمكن أن يكون قد نما في وقت مبكر جدًا من تاريخ الكون. إنه مثل دحرجة كرة ثلجية أسفل التل وفجأة تجد أن عرضه يبلغ 20 قدمًا! & quot

    لا ، ليس الأمر صعبًا على الإطلاق. يمكن أن يحدث الانهيار الجاذبي لسحابة كثيفة بما فيه الكفاية بسرعة كبيرة بالفعل. لا يتطلب التكوين الأولي لمثل هذا الثقب الأسود الهائل أي التزام بنموذج النمو المطرد الذي يبني كتلة أكبر فيه تدريجيًا من خلال التراكم البطيء (نسبيًا). يكاد يكون من المؤكد أن هذا الثقب الأسود قد استثمر معظم كتلته المرصودة في البداية. نحن نراه الآن ككوازار لامع جدًا لأنه يستمر في تجميع الغاز المتاح له. لا يوجد سبب على الإطلاق للاعتقاد بأن تكوينه الأولي يجب أن يكون مرتبطًا بمعدل التراكم الملحوظ حاليًا. سنجد حتمًا العديد من الأمثلة المشابهة لهذه الثقوب السوداء فائقة الكتلة (الكوازارات). وستظل كل "صعوبة" متجددة بناءً على معدل التراكم بعد وقوع الحدث غير ذات صلة على الإطلاق.

    يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

    إذا كان النموذج معيبًا ، نعم ، بكل الوسائل ، دعه يتحطم.

    يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

    لا ، الخبراء على حق هذه المرة. مثل مشكلة الطاقة المظلمة ، فإن هذه الثقوب السوداء الهائلة في بداية الزمن هي مشكلة حقيقية للنموذج الحالي. لا يمكن للمادة أن تنهار جاذبيًا دون أن تفقد الزخم الزاوي ، ولهذا السبب لا يسقط القمر على الأرض. لا يمكن أن تفقد ملياري كتلة شمسية من المادة زخمها الزاوي دفعة واحدة. معدل نمو الثقوب السوداء محدود بمعدل إشعاع الطاقة بعيدًا. بمعنى آخر ، لكي يكتسب BH كتلة شمسية واحدة ، يجب أن تشع المادة التي تقع فيها كتلة شمسية واحدة من الطاقة النقية في طريقها إلى الأسفل ، وفقًا لـ E = mc ^ 2. وبالتالي ، فإن وجود كتلة شمسية تبلغ كتلتها 2 مليار BH 770 مليون سنة بعد الانفجار العظيم يعني أنها كانت تشع - في المتوسط ​​- 2.5 كتلة شمسية من الطاقة النقية سنويًا منذ BB. كيف يمكن أن تستمر المادة في التساقط عندما تشع هذا القدر من الطاقة؟ تقول قوانين الفيزياء المعروفة إنه & rsquos مستحيل.

    يجب أن تكون مسجلا للدخول لتكتب تعليق.

    مع كل الاحترام الواجب ، لم يشرح المقال كيف وصلوا إلى كتلة كبيرة جدًا للثقب الأسود. هل يمكن التشكيك في الافتراضات ، أو حتى أي افتراض واحد بينهم ، سمح بالاستنتاج؟
    هل من الممكن ألا تكون هناك عمليات خلال تلك الحقبة لم نفهمها بالكامل بعد؟
    هل نتذكر الالتباس حول النجوم الزائفة عندما شوهدت لأول مرة؟ كان كبيرا.
    هل نفهم تمامًا طبيعة انبعاث الطاقة ونفثات الجسيمات؟ - حتى ضمن نظريات التكوين الشمسي؟


    التحليل الطيفي لعدسات الجاذبية

    لطالما كنت مهتمًا بعدسة الجاذبية ، لأنها رائعة. بعد الانضمام إلى تعاون SDSS بصفتي باحثًا في مرحلة ما بعد الدكتوراة في جامعة برنستون / كاتوليكا في عام 2000 ، كنت جزءًا من تعاون عدسة كوازار SDSS الذي أنتج العديد من الأوراق حول الكوازارات العدسة. في الآونة الأخيرة ، في عام 2009 ، اكتشفت الكوازار الأكثر بعدًا والمعروف بعدسة الجاذبية والمعروف حاليًا (z = 4.8 مكجرير وآخرون. 2010 ). لدي بعض الأفكار لدراسة أقواس الجاذبية العدسية أيضًا ، لكنها قد لا تؤتي ثمارها حتى عصر التلسكوبات فئة 30 مترًا.

    في غضون ذلك ، استخدمت أطروحة الماجستير لطالب الدراسات العليا جيسي روجرسون علامات النجوم الزائفة (الثنائيات والأزواج والعدسات) لاستكشاف البنية المكانية لامتصاص Mg II في هالات المجرة المتداخلة. استخدم Chen & Tinker (2008) أرصاد الكوازارات المفردة لإنتاج نموذج لهالات Mg II واستخدمنا بيانات من الأدبيات حول النجوم الزائفة كاختبار جديد لنموذجهم (روجرسون وهال 2012) .


    أقدم ثقب أسود هائل وكوازار في الكون


    انطباع فنان عن الكوازار J0313-1806 يظهر الثقب الأسود الهائل والرياح عالية السرعة. الكوازار ، الذي شوهد بعد 670 مليون سنة فقط من الانفجار العظيم ، هو أكثر إضاءة من مجرة ​​درب التبانة بألف مرة ، ويتم تشغيله بواسطة أقدم ثقب أسود فائق الكتلة معروف ، والذي يزن أكثر من 1.6 مليار ضعف كتلة الشمس. الائتمان NOIRLab / NSF / AURA / J. دا سيلفا

    تم اكتشاف أبعد كوازار معروف. الكوازار ، الذي شوهد بعد 670 مليون سنة فقط من الانفجار العظيم ، هو أكثر إضاءة من مجرة ​​درب التبانة بألف مرة ، ويتم تشغيله بواسطة أقدم ثقب أسود فائق الكتلة معروف ، والذي يزن أكثر من 1.6 مليار ضعف كتلة الشمس.

    شوهد هذا الكوازار البعيد الذي تم تكوينه بالكامل منذ أكثر من 13 مليار سنة ، وهو أيضًا أقدم الكوازارات التي تم اكتشافها حتى الآن ، مما يوفر لعلماء الفلك نظرة ثاقبة لتشكيل المجرات الضخمة في الكون المبكر. تم إصدار النتيجة اليوم في اجتماع يناير 2021 للجمعية الفلكية الأمريكية (AAS).

    النجوم الزائفة ، التي يتم تشغيلها بواسطة نوبات تغذية من الثقوب السوداء الهائلة الهائلة ، هي أكثر الأشياء نشاطا في الكون. تحدث عندما يتم سحب الغاز في قرص التراكم شديد السخونة حول ثقب أسود فائق الكتلة إلى الداخل ، مما يشع الضوء عبر الطيف الكهرومغناطيسي. إن كمية الطاقة المنبعثة من الكوازارات هائلة ، حيث تتفوق أضخم الأمثلة بسهولة على مجرات بأكملها.

    أعلن فريق دولي من علماء الفلك في مؤتمر صحفي عقده اليوم ، 12 يناير 2021 ، عن اكتشاف كوكب J0313-1806 ، وهو أبعد كوازار معروف حتى الآن مع انزياح أحمر بمقدار z = 7.64.

    الدراسة ، التي تتضمن بيانات من عدة مراصد Maunakea في هاواي - UKIRT ، ومرصد WM Keck ، ومرصد Gemini الدولي ، وهو برنامج تابع لمؤسسة NSF NOIRLab - بالإضافة إلى Pan-STARRS1 ، وهو تلسكوب مسح على جزيرة ماوي يديره معهد جامعة هاواي. بالنسبة لعلم الفلك ، تم قبوله في مجلة Astrophysical Journal Letters ومتاح في شكل ما قبل الطباعة على arXiv.org.

    قال Xiaohui Fan ، المؤلف المشارك للدراسة وأستاذ علم الفلك بجامعة أريزونا: "تعتبر الكوازارات الأبعد أمرًا حاسمًا لفهم كيفية تشكل الثقوب السوداء المبكرة ولفهم إعادة التأين الكوني - المرحلة الانتقالية الرئيسية الأخيرة لكوننا". .

    إن وجود مثل هذا الثقب الأسود الضخم في وقت مبكر جدًا من تاريخ الكون يتحدى نظريات تشكل الثقب الأسود.

    يقول فيج وانج ، زميل ناسا هابل في جامعة أريزونا والمؤلف الرئيسي للورقة البحثية: "الثقوب السوداء التي أنشأتها النجوم الأولى الضخمة جدًا لا يمكن أن تنمو بهذا الحجم في بضع مئات من ملايين السنين فقط".

    تم إجراء الملاحظات التي أدت إلى هذا الاكتشاف باستخدام مجموعة متنوعة من المراصد حول العالم ، بما في ذلك العديد من التلسكوبات ذات المستوى العالمي في هاواي.

    ساعدت البيانات المأخوذة من Pan-STARRS1 و UKIRT Hemisphere في تحديد J0313-1806 أولاً. بمجرد أن أكد الفريق هويته على أنه نجم كوازار ، حصلوا على أطياف عالية الجودة من مرصد Keck و Gemini North لقياس كتلة الثقب الأسود المركزي الهائل.

    "قياس الخطوط الطيفية التي تنشأ من الغاز المحيط بقرص تراكم الكوازار يسمح لنا بتحديد كتلة الثقب الأسود ودراسة كيفية تأثير نموه السريع على بيئته. بالنسبة لمثل هذه الكوازارات البعيدة ، فإن الخطوط الطيفية الأكثر أهمية تنتقل إلى الأحمر إلى أطوال موجية قريبة من الأشعة تحت الحمراء و وقال المؤلف المشارك آرون بارث ، أستاذ الفيزياء وعلم الفلك في جامعة كاليفورنيا ، إيرفين ، إن مطياف Keck's NIRES هو أداة ممتازة لهذه الملاحظات.

    "تتطلب مراقبة الأشعة تحت الحمراء درجات حرارة منخفضة. المناخ شبه المتجمد السائد في قمة ماوناكي (13.796 قدمًا أو 4205 مترًا) تجعلها واحدة من المواقع الوحيدة على الأرض التي تحتوي على أدوات حساسة بدرجة كافية لرصد مثل هذه الأطوال الموجية الحمراء". جو حناوي ، الأستاذ في جامعة كاليفورنيا سانتا باربرا الذي ساعد في تنفيذ الملاحظات باستخدام مطياف Keck / NIRES.

    بالإضافة إلى وزن الثقب الأسود الوحشي ، كشفت ملاحظات مرصد كيك وجيميني نورث عن تدفق سريع للغاية ينبعث من الكوازار في شكل رياح عالية السرعة تنتقل بنسبة 20٪ من سرعة الضوء.

    قال المؤلف المشارك Jinyi Yang ، Peter A. Strittmatter ، زميل ما بعد الدكتوراه في مرصد ستيوارد بجامعة أريزونا: "إن الطاقة المنبعثة من مثل هذا التدفق الشديد السرعة للخارج كبيرة بما يكفي للتأثير على تشكل النجوم في مجرة ​​مضيفة الكوازار بأكملها".

    هذا هو أقدم مثال معروف على الكوازار الذي ينحت نمو مجرته المضيفة ، مما يجعل J0313-1806 هدفًا واعدًا لعمليات الرصد المستقبلية.

    تمر المجرة التي تستضيف J0313-1806 بطفرة في تكوين النجوم ، وتنتج نجومًا جديدة أسرع 200 مرة من درب التبانة. إن الجمع بين هذا التكوين النجمي المكثف ، والكوازار المضيء ، والتدفق الخارج بسرعة عالية يجعل من J0313-1806 والمجرة المضيفة لها مختبرًا طبيعيًا واعدًا لفهم نمو الثقوب السوداء الهائلة والمجرات المضيفة في الكون المبكر.

    وخلص وانغ إلى أن "هذا سيكون هدفًا رائعًا للتحقيق في تكوين أقدم الثقوب السوداء الهائلة". "نأمل أيضًا في معرفة المزيد عن تأثير التدفقات الخارجية للكوازار على المجرة المضيفة - بالإضافة إلى معرفة كيفية تشكل المجرات الأكثر ضخامة في الكون المبكر."

    إن مطياف الأشعة تحت الحمراء القريبة من الأشعة تحت الحمراء (NIRES) هو مطياف بالأشعة تحت الحمراء متقاطع ومتقاطع تم إنشاؤه في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا بواسطة فريق بقيادة كبير علماء الأجهزة كيث ماثيوز والبروفيسور توم سوفر. بتكليف في عام 2018 ، يغطي NIRES نطاقًا كبيرًا من الطول الموجي بدقة طيفية معتدلة للاستخدام على تلسكوب Keck II ويلاحظ أجسامًا حمراء باهتة للغاية تم العثور عليها مع تلسكوبات Spitzer و WISE الفضائية بالأشعة تحت الحمراء ، بالإضافة إلى الأقزام البنية ، والمجرات ذات الانزياح الأحمر العالي ، والكوازارات . تم تقديم الدعم لهذه التكنولوجيا بسخاء من قبل Mt. مؤسسة كوبا الفلكية.

    حول مرصد دبليو إم كيك

    تعد تلسكوبات مرصد دبليو إم كيك من بين أكثر التلسكوبات إنتاجية علميًا على وجه الأرض. التلسكوبات البصرية / الأشعة تحت الحمراء التي يبلغ قطرها 10 أمتار الموجودة فوق Maunakea في جزيرة هاواي ، تتميز بمجموعة من الأدوات المتقدمة بما في ذلك أجهزة التصوير وأجهزة الطيف متعددة الأجسام وأجهزة قياس الطيف عالية الدقة ومقاييس طيف المجال المتكامل ودليل ليزر رائد عالميًا يتكيف مع النجوم. أنظمة البصريات. تم الحصول على بعض البيانات المقدمة هنا في Keck Observatory ، وهي منظمة غير ربحية 501 (c) 3 تعمل كشراكة علمية بين معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا وجامعة كاليفورنيا والإدارة الوطنية للملاحة الجوية والفضاء. أصبح المرصد ممكناً بفضل الدعم المالي السخي لمؤسسة دبليو إم كيك. يرغب المؤلفون في الاعتراف والاعتراف بالدور الثقافي المهم للغاية والتبجيل الذي كان لقمة Maunakea دائمًا داخل مجتمع هاواي الأصلي. نحن محظوظون جدًا لأن تتاح لنا الفرصة لإجراء عمليات المراقبة من هذا الجبل.


    يُشكِّل الكوازار الذي يحطم الرقم القياسي مشكلة هائلة

    اكتشف علماء الفلك ثاني أبعد كوازار تم اكتشافه على الإطلاق ، وهو زلزال مذهل على بعد 13 مليار سنة ضوئية من الأرض. إنه يحتوي على ثقب أسود هائل في قلبه يوجه المقياس الكوني إلى 1.5 مليار ضعف كتلة الشمس ، مما يجعله أكبر ثقب أسود يُرى على تلك المسافة *.

    المزيد من علم الفلك السيئ

    الاسم التقني للكوازار هو J1007 + 2115 (بعد إحداثياته ​​في السماء) ، لكن علماء الفلك أطلقوا عليه اسم Pōniuā'ena ، وهي كلمة هاواي أصلية تعني "مصدر الخلق غير المرئي ، ومحاطة بالتألق" ، وهي دقيقة وشاعرية في نفس الوقت. وصف لمجرة نشطة سمعته †.

    تم العثور عليها في مسح للسماء بحثًا عن مجرات بعيدة جدًا مثلها ، ثم رصدها علماء الفلك بعناية أكبر باستخدام تلسكوبات كبيرة جدًا للحصول على طيف منه ، مما يؤكد بعده.

    الكوازار عبارة عن مجرة ​​نشطة ، حيث يتغذى الثقب الأسود الهائل في نواته على المواد المحيطة به. عندما تتراكم المادة في قرص حول الثقب قبل أن تسقط فيه ، يسخن الاحتكاك إلى درجات حرارة عالية بشكل يبعث على السخرية ، مما يتسبب في توهجها بشدة. هذا القرص مضيء لدرجة أنه يمكن أن يتفوق بسهولة على كل النجوم في المجرة ، وهذه الأقراص هي أقوى مصادر الطاقة المستمرة في الكون.

    يمكن أن يخبرك الطيف - تقسيم الضوء إلى مئات أو آلاف الألوان الفردية - بالكثير عن كائن ما. على سبيل المثال ، عندما تدور المواد حول الثقب الأسود ، نرى لون الضوء المنبعث منه باللون الأحمر والأزرق (المواد الموجودة على أحد الجانبين تتجه بعيدًا عنا ، وعلى الجانب الآخر تتجه نحونا). يخبرنا مقدار هذا التحول عن كتلة الثقب الأسود ، والتي تبلغ 1.5 مليار ضعف كتلة الشمس ، وهو رقم ضخم. لا يُعرف سوى نجم كوازار واحد آخر بعيدًا عنا ، J1342 + 0908 ، وثقبه الأسود لا يتجاوز نصف هذه الكتلة.

    أيضًا ، مع توسع الكون ، يبدو أن الأجسام البعيدة تبتعد عنا ، مما ينقل الضوء إلى الأحمر الذي يمكن أن يخبرنا عن بعده. In this case, the wavelengths have redshifted by a factor of 8.5 (due to the math of this, we say it has a redshift of 7.5 a redshift of 0 is here, in the local Universe, a redshift of 1 is where the wavelengths have doubled, and so on), which means it is very far away. It's not quite as far as J1342+0908, but its black hole is way bigger.

    And that's the problem. The Universe is only 13.8 billion years old, which means this black hole grew huge fast. Like, حقا quickly, much more quickly then current theories think is possible.

    This has been a recurring problem with distant galaxies. One solution to this is that they can grow more quickly then we suppose. That's possible, though difficult. If too much gas flows into them, the huge amount of energy generate by the heat tends to blow gas away, choking off the flow. There are ways around this, a little, using things like magnetic fields and such, but it's still hard to get enough matter falling in.

    Another idea is that they started off relatively big. Supermassive black holes get their start from smaller seed black holes, ones with a mere (!) ten or hundred thousand times the Sun's mass. If the seed starts off bigger, that helps. Or maybe a bunch of them can form separately and fall together to merge, though that's rather difficult to do as well.

    Artwork depicting a black hole with an accretion disk, and magnetic fields swirling above it. الائتمان: NASA / JPL-Caltech

    For Pōniuā'ena's black hole to get to the swollen 1.5 billion solar masses in just 800 million years after the Big Bang, it would have to have started as a seed with 10,000 solar masses 100 million years after the Big Bang (or one of 300,000 solar masses 275 million years after the Bang). That still implies a كثيرا of growth. It's not clear how this can happen in detail, though a lot of ideas have been published.

    And that's the beauty of this observation. It's not a record breaker per se, but it's another piece of data astronomers can use to figure out what's going on way out there at the edge of the observable Universe.

    We really don't have a firm grasp on what's happening (well, what happened) at this epoch in the young Universe (go here and search for the word "reionization"), and every galaxy we find is another light shining — literally — on the possible answers.

    * Last week I wrote about a much more massive black hole, but it was located at 12.5 billion light years from Earth. This one is 500 million light years farther away yet, which is significant at these distances the young Universe changed rapidly, and finding them at even a little bit more remote a location is important.

    The name was given as part of a program called A Hua He Inoa, linking traditional Hawaiian language and astronomy, which is a pretty cool idea.


    ABOUT W. M. KECK OBSERVATORY

    The W. M. Keck Observatory telescopes are among the most scientifically productive on Earth. The two 10-meter optical/infrared telescopes atop Maunakea on the Island of Hawaiʻi feature a suite of advanced instruments including imagers, multi-object spectrographs, high-resolution spectrographs, integral-field spectrometers, and world-leading laser guide star adaptive optics systems. Some of the data presented herein were obtained at Keck Observatory, which is a private 501(c) 3 non-profit organization operated as a scientific partnership among the California Institute of Technology, the University of California, and the National Aeronautics and Space Administration. The Observatory was made possible by the generous financial support of the W. M. Keck Foundation. The authors wish to recognize and acknowledge the very significant cultural role and reverence that the summit of Maunakea has always had within the Native Hawaiian community. We are most fortunate to have the opportunity to conduct observations from this mountain.



تعليقات:

  1. Dixon

    نعم بالفعل. كان معي أيضا. دعونا نناقش هذه القضية. هنا أو في PM.

  2. Weylyn

    فتاة جميلة

  3. Doran

    في رأيي ، أنت مخطئ. دعنا نناقش. أرسل لي بريدًا إلكترونيًا إلى PM.

  4. Ommar

    بصراحة تامة ، أنت على حق تمامًا.

  5. Rangford

    انت لست على حق. أنا متأكد. يمكنني الدفاع عن موقفي.



اكتب رسالة