Sterrekunde

Hoe kan 'n supernova die swart gat in 'n binêre stelsel beïnvloed?

Hoe kan 'n supernova die swart gat in 'n binêre stelsel beïnvloed?


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.

Gestel in 'n binêre sterrestelsel is daar 'n sterwende ster en 'n metgeselle swart gat as hulle om mekaar wentel. My vraag is wat sal moontlik met die swart gat gebeur as die maat supernova word? Ek verstaan ​​dat die kinetiese energie van die supernova nie die swart gat kan vernietig nie.


Die waarskynlike resultaat sou óf 'n swart gat-swart gat binêre stelsel wees; 'n neutronster-swart-gat-binêre stelsel, of die swart gat en die kompakte oorblyfsel van die tweede supernova-ontploffing, sal teen redelike hoë snelhede afsonderlik gaan.

U kan nie 'n swart gat op hierdie manier ontwrig nie. Om die waarheid te sê, alles wat met die oorspronklike swart gat sal gebeur, is dat dit waarskynlik 'n bietjie groter sal word deur sommige van die supernova-uitwerpings aan te vul.


Black Hole Flings Companion Star teen 2.000.000 kilometer per uur!

Die lewe naby 'n swart gat is ... onaangenaam. Veral as jy 'n ster is, en veral as jy geneig is tot bewegingsiekte. Voorbeeld: 'n Swart gat is onlangs ontdek met 'n ster wat wentel op 'n ongelooflike manier twee miljoen kilometer per uur (1,2 miljoen km / h). Al is die ster ongeveer miljoen kilometer (600 000 myl) weg van die swart gat - 'n bietjie meer as twee keer die afstand van die Aarde tot die Maan - skree hy om sy baan in net 2,4 uur.

As ek net daaraan dink, wil ek gooi.

Maar dit is nog steeds baie opwindend, en net hierdie bietjie kennis vertel ons baie van die stelsel. En dit het nogal 'n geskiedenis.

Eerstens is hierdie rekordgetroue paar minstens 1000 ligjaar weg - 'n presiese afstand is redelik moeilik om te bepaal, en dit kan meer as 20 keer verder as dit wees - en is in 2010 gelyktydig ontdek deur NASA se Swift en die Japannese MAXI satelliete (daarom word die stelsel MAXI J1659−152 vernoem na die satelliet en die stelsel se koördinate op die lug).

Swart gate kan fel helder X-strale uitstraal terwyl hulle materie verswelg: die materiaal word geweldig verhit en word opgesweep deur die belaglik sterk magnetiese velde rondom die swart gat en in die materiaal self. Dit kan temperature van miljoene grade bereik en X-strale wat vanaf die aarde sigbaar kan wees, ontplof. In hierdie geval word materie van die metgesel afgetap, wat in 'n skyf om die swart gat val voordat The Final Plunge gevat word. Dit is die skyf wat so warm en helder is.

Die Europese X-straal-sterrewag XMM-Newton het meer as 14 uur na die duo gestaar en bevestig wat Swift die eerste keer gesien het: 'n baie gereelde duik in die lig elke 2,4 uur. Van die Aarde af sien ons die stelsel draai naby die randjie aan, en as die ster en swart gat om mekaar wentel, blokkeer 'n klein onreëlmatigheid op die skyf waarskynlik die X-strale, wat die ondergang veroorsaak. Dis hoe sterrekundiges die wenteltydperk bepaal het. Hierdie video van die ESA behoort te help:

Die ding is dat die metgesel-ster - 'n rooi dwerg van ongeveer 1/4 ste van die son - nie so naby aan 'n swart gat kon vorm nie. So hoe het dit daar gekom?

Hier is hoe dit alles moontlik gebeur het. Ek raai met sommige hiervan, so moet u redelik gewaarsku wees, sê ek, maar dit is gebaseer op die bestudering van supernovas en 'n bietjie te weet oor hoe stelsels soos hierdie ontwikkel. Waarskuwingslektor.

Lank gelede, miskien miljarde jare gelede, is 'n binêre ster gebore. Die een was 'n beskeie ster, rooi / oranje en koel, ietwat minder massief as die son. Die ander was 'n monster, 'n massiewe blou warmkop, waarskynlik 20 keer die son se massa of meer. Hulle is op verskillende maniere geskei, tien of honderde miljoene kilometers.

Die blou ster het sy brandstof vinnig vinnig opgevreet. Teen die tyd dat dit net 'n paar miljoen jaar oud was, was dit reeds besig om te sterf. Dit het opgegroei tot 'n rooi superreus, wat so geweldig uitgebrei het dat as die son daarmee sou vervang, die oppervlak van die ster verby die baan van Mars sou uitstrek! Op hierdie stadium sou die rooi superreus 'n super-sonwind uitgewaai en sy buitenste lae wegdreineer.

Tog het die ster so geweldig opgeswel dat dit heeltemal moontlik is dat die dwergster-metgesel hom letterlik in die atmosfeer van die rooi superreus bevind het. U sou dink dat dit vinnig tot stilstand sou kom, maar in werklikheid is die ruimte groot, en die rooi reusagtige atmosfeer fluister dun. Maar - hoewel dit lank sou duur - uiteindelik wrywing sou wen en die dwerg sal stadig in die rigting van die kern van die ster draai.

Dan, rampspoed. Die kern van die superreus het sonder brandstof geraak en in duie gestort. Dit sal 'n kettingreaksie begin wat eindig in 'n supernova, een van die kragtigste ontploffings in die heelal. Die buitenste lae van die ster word in die ontploffing weggeruk, en die kern val in 'n swart gat in.

Op hierdie stadium was die kleiner ster baie nader aan die kern van die ster en het dit die swaarste van die ontploffing gehad. Dit het miskien die massa verloor, aangesien die woede van die supernova daar verbygewaai het, maar dit sou oorleef, en as gevolg van 'n eienaardige fisika sou dit nie uitgeskiet word nie, tensy die primêre ster 'n bietjie meer as die helfte van sy massa verloor het tydens die supernova . Aangesien ons die ster nog daar sien, weet ons dat dit nie gebeur het nie. Dit beteken die kleiner ster het gebind gebly, nou op 'n elliptiese baan wat naby die nuutgevormde swart gat geduik het.

Met verloop van tyd sou die swaartekrag van die swart gat die baan dwing om sirkelvormig te word. As die ster naby genoeg was, sou die swaartekrag van die swart gat materiaal van die buitenste deel van die ster kon stroop en 'n helder, warm skyf kon vorm ... en ons sou laat waar ons nou is.

Baie van die besonderhede van die geskiedenis van die stelsel is belangrik. Hoe massief was die kleiner ster om mee te begin? Dit sal help om die ouderdom van die stelsel te bepaal. Hoe naby het dit aan die kern van die groter ster gekom voordat laasgenoemde ontplof het? Hoeveel massa het dit verloor? Ons is nie eens seker van die massa van die swart gat nie, alhoewel dit waarskynlik tussen 3 en 20 keer die massa van die son is - 'n redelike normale massa vir 'n sterre swart gat. Baie van die dinge wat ons nou in die stelsel sien, hang af van hoe die twee sterre oorspronklik gelyk het, en die inligting kan vir altyd verlore gaan.

Maar wat van die toekoms? MAXI J1659−152 is ontdek omdat dit 'n uitbarsting gehad het, 'n skielike helderheid. Dit kan wees dat die kleiner ster paroksisms ondergaan, aangesien dit die swartgatmateriaal voer. Met verloop van tyd verloor dit meer massa na die swart gat en draai dit stadig in. Daar sal 'n dag kom, onvermydelik, wanneer die hewige getye van sy massiewe meester dit sal verskeur. As dit gebeur, sal die uitbarsting dit wat dit doen nou reguit swak laat lyk in vergelyking. Ons het gesien wat gebeur as 'n ster 'n ster skeur (met hier en hier opvolg) en dit is 'n redelike dramatiese gebeurtenis. En daarmee bedoel ek regtig, regtig, regtig dramaties. Lees die plasings ek sal dit nie hier bederf nie. Maar heilig yikes. Na alles, 'n hele ster word deur 'n swart gat verskeur.

Ek moet sê: As ek kyk na wat ek pas geskryf het, en aanvaar ek is in die bal, is daar nie een ding aan hierdie binêre wat nie vreemd en ontsaglik cool is nie. Ernstig, elke stap van die pad is net ongelooflik om te draai, tot op die idee dat 'n swart gat 'n hele ster met 'n spoed van honderde kere vinniger kan gooi as 'n geweerkoeël.

En tog het ons dit net toevallig aangepak omdat 'n hemelse hik 'n paar jaar gelede ons aandag getrek het. Soos altyd, moet ek my afvra: Wat is dit? anders wag daar buite om gevind te word?


Monsteragtige, supersnelle swart gat kan ons vertel hoe dooie sterre in sulke diere verander

Wat gebeur as 'n swart gat vinniger en massiewer is as wat iemand kon dink?

Die swart gat in die Cygnus X-1 binêre sterstelsel was die eerste swart gat wat ooit ontdek is. Daar is nou bevind dat dit die vinnigste in die heelal is en 50% massiewer as wat voorheen gedink is. Wat hierdie monster regtig verwarrend maak, is dat daar gedink is dat regtig helder sterre 'n aansienlike hoeveelheid massa verloor voor hul dood en zombifikasie as swart gate. Om uit te vind waarom dit so groot is, maar steeds soos die duiwel draai, kan wetenskaplikes help om die evolusie van massiewe sterre wat uiteindelik hul ondergang as swart gate ontmoet, te heroorweeg.

Meer swart gate

Die sterrekundige James Miller-Jones van ICRAR (International Centre for Radio Astronomy Research) aan die Curtin-universiteit het besef dat die swart gat van Cygnus X-1 nie naastenby soveel gestort het as wat verwag is nie. Dit wil amper voorkom asof hierdie dier kwaad lag in die gesig van teorieë oor die vorming van swart gate.

"Dit is die massa van die swart gat wat die meeste problematies is," het Miller-Jones, wat 'n studie gelei het wat onlangs in Wetenskap, vertel SYFY WIRE. 'Ons huidige beste teoretiese modelle dui daarop dat die massa wat massiewe sterre verloor het deur hul sterwind gedurende hul paar miljoen jaar se leeftyd, in die Melkwegomgewing die massa van die swart gate wat hulle skep, tot minder as 15 keer moet beperk. die massa van die son. ”

Straling is agter die sterre winde wat deeltjies oor warm sterre en die ruimte in vee (dit is hoe ons elektriese infrastruktuur gereeld deur die straling deurmekaar raak as 'n sonstorm of koronale massa-uitwerping plaasvind). Hierdie winde kan baie stermer massa saamneem as daar 'n hoë stralingsdruk op baie hoë energievlakke is, wat verklaar waarom die helderste sterre ook die meeste massa kan verloor. Soveel helderheid beteken dat meer energie verbrand word. Die verlies aan massa kan selfs verander hoe sterre ontwikkel. Maar wag.

Hier is waar dit vreemd raak. As swart gate veronderstel is om hul uiteindelike massa te bereik wanneer hulle ongeveer 15 sonmassas moet wees, hoe kan die een in Cygnus X-1 bo en behalwe dit gaan? Stellerwinde is nie juis maklik om te meet nie, wat die raaisel net verdiep. Daar kan ook swart gate wees wat nog massiewer is, maar steeds gevorm word in 'n omgewing soortgelyk aan die van ons sterrestelsel, waar daar 'n hoë konsentrasie van swaar elemente is wat die oorblyfsels van sterliggame is.

Die Cygnus-konstellasie, waar die Cygnus X-1-stelsel (bo) skuil. Krediet: NASA

"Aangesien hierdie swart gat bestaan, moet daar 'n manier wees waarop dit kan vorm," het Miller-Jones gesê. 'Ons dink dat ons ons modelle moet herkalibreer vir hoe sterre massa verloor in winde, wat die massaverlies in bepaalde fases van 'n ster se leeftyd moet verminder. Ons moet ook meer swart gate in ons Melkwegstelsel vind om te probeer verstaan ​​wat die maksimum swartgatmassa eintlik is, sodat ons 'n akkurater kalibrasie van ons modelle kan kry. '

Omdat Miller-Jones en sy span in staat was om die geskatte massa van die swart gat en die afstand daarvan vanaf die aarde uit te vind, kon hulle dan 'n idee kry hoe duiwels vinnig dit draai. Soos wat 'n swart gat draai, sleep dit die ruimtetyd rond, wat ook deeltjies sleep wat onstabiel word. Uiteindelik word hulle in die swart gat se gasagtige aanwas-skyf getrek en al hoe nader wentel totdat hulle uiteindelik verby die gebeurtenishorison kom - die punt van geen terugkeer nie. Hoe vinniger die spoed, hoe nader die deeltjies, hoe vinniger verdwyn hulle in die vergetelheid.

Hoe verder u in die akkres gaan, hoe warmer word dit. Genoeg hitte laat dit X-strale opwek, waarvan die helderheid die temperatuur kan weggee. Dit is hierdie temperatuur wat die spoed van 'n swart gat vir sterrekundiges vertel. Dit blyk dat die swart gat in Cygnus X-1 nie te lywig is om net op die rand van die ligspoed te draai nie.

'As ons met die temperatuur die swart gatafstand en massa ken wat ons in ons studie gemeet het. ons kan uitvind hoe naby die X-straal-emitterende gas aan die swart gat is, en dus hoe vinnig die swart gat moet draai, ”het Miller-Jones gesê.

Wat ook vreemd aan hierdie swart gat is, is dat dit waarskynlik nie in 'n supernova gevorm is nie. Daar word geglo dat dit die duiwel-kuit was van 'n ster-oorblyfsel wat direk in 'n swart gat ineengestort het nadat winde die grootste deel van die massa weggewaai het. Omdat die massa van 'n swart gat afhang van die massa van die ster wat hy vroeër was, kan die herberekende massa, spoed en afstand daarvan help om wetenskaplikes te herbesin oor die evolusie van massiewe sterre wat uiteindelik hul ondergang as swart gate ontmoet.

Dit is die ding van swart gate. As u dink een raaisel is opgelos, gee dit net meer en meer en meer.


Affiliasies

Instituto de Astrofísica de Canarias, La Laguna, E-38200, Tenerife, Spanje

G. Israelian, R. Rebolo, J. Casares & amp E. L. Martín

Consejo Superior de Investigaciones Científicas, Spanje

Astronomie-afdeling, Universiteit van Kalifornië, Berkeley, 94720, Kalifornië, VSA

U kan ook na hierdie outeur soek in PubMed Google Scholar

U kan ook na hierdie outeur soek in PubMed Google Scholar

U kan ook na hierdie outeur soek in PubMed Google Scholar

U kan ook na hierdie outeur soek in PubMed Google Scholar

U kan ook na hierdie outeur soek in PubMed Google Scholar

Ooreenstemmende skrywer


Hoe kan 'n supernova die swart gat in 'n binêre stelsel beïnvloed? - Sterrekunde




Supernova het leidrade om ouderdom van binêre te bepaal
NASA-PERSBERIG
Geplaas: 9 Desember 2013

Gegewens van die Chandra X-ray Observatory van NASA het flou oorblyfsels van 'n supernova-ontploffing geopenbaar en navorsers gehelp om Circinus X-1 - 'n X-straal-binêre - te bepaal, is die jongste van hierdie klas astronomiese voorwerpe wat tot dusver gevind is.


Beeld van Circinus X-1, 'n X-straal-sterrestelsel, geneem deur die Chandra X-straalsterrewag. Beeldkrediet: NASA

Soos die naam aandui, is X-straal-binaries sterstelsels wat uit twee dele bestaan: 'n kompakte sterrestelsel - 'n neutronster of 'n swart gat en 'n begeleidende ster - 'n normale ster soos ons son. Terwyl hulle om mekaar wentel, trek die neutronster of die swart gat gas van die metgesel in. Dit verhit die gas tot miljoene grade, produseer intense X-straalstraling en maak hierdie sterstelsels van die helderste X-straalbronne in die lug.

Sebastian Heinz en sy span aan die Universiteit van Wisconsin-Madison (UW) het ontdek Circinus X-1 is minder as 4600 jaar oud, wat dit die jongste X-straal-binêre stelsel maak wat nog ooit gesien is. Hierdie ontdekking, parallel met 'n radioteleskoop in Australië, bied wetenskaplikes unieke insig in die vorming van neutronsterre en supernovas en die effek van die ontploffing van die supernova op 'n nabygeleë ster.

"X-straal-binaries bied ons geleenthede om materie te bestudeer onder uiterste toestande wat onmoontlik is om in 'n laboratorium te herskep," het Heinz gesê. "Vir die eerste keer kan ons 'n nuutgesinde neutronster in 'n X-straal-binêre stelsel bestudeer."

Sterrekundiges het honderde X-straal-binaries in die Melkweg en ander sterrestelsels in die omgewing opgespoor. Hierdie ouer X-straal-binaries, met ouderdomme wat gewoonlik miljoene jare gemeet word, openbaar egter eers inligting oor wat baie later in die ontwikkeling van hierdie stelsels gebeur.

"Dit is van kritieke belang dat ons sien wat hierdie X-straal-binaries in alle lewensfases doen," het mede-outeur Paul Sell, ook van UW, gesê. "Circinus X-1 wys ons wat in 'n kosmiese oogknip gebeur nadat een van hierdie voorwerpe gebore is."

Om die ouderdom van Circinus X-1 te bepaal, moes die span sterrekundiges die materiaal rondom die sterretjie ondersoek. Die oorweldigende helderheid van die neutronster het dit egter vir navorsers te moeilik gemaak om daardie interstellêre gas waar te neem. Die span het onlangs 'n blaaskans gekry toe hulle die neutronster in 'n baie flou toestand waarneem - swak genoeg vir wetenskaplikes om die X-strale op te spoor van die supernova-skokgolf wat deur die omliggende interstellêre gas geploeg het.

"Aangesien die supernova veroorsaak is deur die vorming van die neutronster, beperk ons ​​beperking op die ouderdom van die supernova-oorblyfsel ook die ouderdom van die neutronster in Circinus X-1," het mede-outeur Robert Fender van die Universiteit van Oxford in die Verenigde Koninkryk

Die jeug van Circinus X-1 help om sy wilde skommelinge in helderheid en die uiters ongewone wentelbaan van sy twee sterre te verklaar, wat sterrekundiges al jare lank verbaas het. Die baan is baie eksentriek - nie-sirkelvormig - en die tydperk waartydens die twee sterre om mekaar wentel, neem jaarliks ​​met 'n paar minute af. Dit is presies wat verwag word vir 'n jong X-straal-binêre wat ontwrig word deur 'n supernova-ontploffing voordat die swaartekrag van die sterre op mekaar tyd gehad het om die baan te sirkuleer en te stabiliseer.

Vorige waarnemings met ander teleskope het aangedui dat die magnetiese veld van die neutronster in Circinus X-1 swak is. Dit het, benewens die jong ouderdom van die sterrestelsel, tot twee moontlike teorieë gelei: óf 'n neutronster kan met 'n swak magneetveld gebore word, óf hy kan vinnig ontmagnetiseer word, aangesien dit materiaal van sy metgeselle na homself trek. Geen gevolgtrekking is verwag uit bestaande teorieë oor evolusie van neutronsterre nie.

In ons sterrestelsel is SS 433, wat tussen 10.000 en 100.000 jaar oud is, die enigste ander gevestigde X-straal-binêr binne 'n supernova-oorblyfsel, en gedra hom op baie maniere soos 'n ouer weergawe van Circinus X-1. Twee ander X-straal-binêre kandidate in nabygeleë sterrestelsels het ouderdomme soortgelyk aan SS 433.

Benewens die Chandra-data, was radiowaarnemings van die Australia Telescope Compact Array van kritieke belang in hierdie bevindings. 'N Referaat wat hierdie resultate beskryf, is aanlyn beskikbaar en verskyn in die uitgawe van 3 Desember van The Astrophysical Journal.

NASA se Marshall Space Flight Center in Huntsville, Ala., Bestuur die Chandra-program vir die NASA se direksie wetenskapmissie in Washington. Die Smithsonian Astrophysical Observatory in Cambridge, Massachusetts, beheer Chandra se wetenskap- en vlugbedrywighede.


Skelm supernovas het waarskynlik deur swart gaatjies na die ruimte geslinger

Hierdie beeld van die Hubble-ruimteteleskoop toon 'n elliptiese sterrestelsel met donker, krokante stofbane, die handtekening van 'n onlangse samesmelting van die sterrestelsel. Daar is gevind dat 'n supernova ver van hierdie sterrestelsel af geslinger is, as gevolg van die samesmelting wat 'n binêre swart gat veroorsaak het. Krediet: NASA, ESA en Ryan Foley

Skelm supernovas wat heeltemal alleen in die diep ruimte ontplof, bied 'n astronomiese raaisel. Waar kom hulle vandaan? Hoe het hulle daar gekom? Die waarskynlike antwoord: 'n binêre swartgat-slingervel, volgens 'n nuwe studie deur Ryan Foley, 'n professor in sterrekunde en fisika aan die Universiteit van Illinois.

Met behulp van data van die Hubble-ruimteteleskoop van NASA en ander teleskope, het Foley 13 ontploffende sterre met hoë snelheid teruggevoer na die sterrestelsels waarvandaan hulle gekom het om die eienaardige kombinasie van gebeure te vind wat gelei het tot die sterre se eensame dood. Sy bevindings word in die Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society.

Foley het besluit om die legkaart op te los van 'n seldsame, vreemde soort supernova wat ver van enige sterrestelsels of sterreswerms gevind is. Die supernovas staan ​​bekend as kalsiumryke omdat hulle buitengewoon baie kalsium produseer.

'Kyk rond waar die supernovas ontplof het, daar is niks daar nie - geen spoor van stervorming nie, geen trosse ou sterre nie, daar is niks in die omgewing nie,' het Foley gesê. 'Ek het dus geweet dat hierdie dinge êrens anders begin en lang afstande beweeg voordat hulle sterf.'

Met die ondersoek na die liggings en kinematika van die supernovas kon hy vasstel dat die sterre wat ontplof het, baie sterker uit hul sterrestelsels geskop is, miljoene jare voordat hulle ontplof het.

Om te verstaan ​​hoe die supernovas so ver van hul sterrestelsels af gekom het - tot 'n halfmiljoen ligjare daarvandaan - wat teen sulke hoë snelhede beweeg het, het hy na die sterrestelsels gekyk wat die sterre voortgebring het voordat hy dit uitgegooi het.

"Wat ook al die sterrestelsel in die toestand plaas waar dit gaan ontplof, dit hou verband met die middelpunt van die sterrestelsel waaruit dit gekom het," het Foley gesê.

Eerstens merk hy op dat baie sterrestelsels slegs uit ou sterre bestaan, wat beteken dat die kalsiumryke supernovas uit 'n bevolking van ouer sterre soos wit dwerge moes kom. Die meeste sterre word wit dwerge nadat hulle ophou om nuwe energie te produseer.

Hierdie Hubble-ruimteteleskoop-beelde toon elliptiese sterrestelsels met donker, skerp stofstroke, die teken van 'n onlangse samesmelting van die sterrestelsels. Die stof is die enigste oorblyfsel van 'n kleiner sterrestelsel wat deur die groter elliptiese sterrestelsel verteer is. Die 'X' in die beelde dui aan waar supernova-ontploffings gepaard gaan met die sterrestelsels. Elke supernova is moontlik deur 'n paar sentrale, supermassiewe swart gate uit sy gasheerstelsel uitgeskop. SN 2000ds (links) is minstens 12 000 ligjaar van sy sterrestelsel af, NGC 2768 SN 2005cz (regs) is minstens 7 000 ligjaar van sy sterrestelsel, NGC 4589. NGC 2768 is 75 miljoen ligjaar van die aarde en NGC 4589 is 108 miljoen ligjare weg. Die supernovas maak deel uit van 'n sensus van 13 supernovas om vas te stel waarom hulle buite die knus grense van sterrestelsels ontplof het. Die studie is gebaseer op argiefbeelde wat deur verskeie teleskope gemaak is, waaronder Hubble. Albei sterrestelsels is waargeneem deur die Advanced Camera for Surveys van Hubble. Die beeld van NGC 4589 is geneem op 11 November 2006 en die beeld van NGC 2768 op 31 Mei 2002. Krediet: NASA, ESA en R. Foley (Universiteit van Illinois)

Om die waargenome ontploffings te produseer, moet 'n wit dwerg die massa van 'n metgeselle afvoer. In hierdie geval is die twee sterre in 'n binêre stelsel waar die paar mekaar sirkel totdat getykragte een uitmekaar ruk. Die materiaal word op die ander ster gestort, wat 'n ontploffing veroorsaak. Duisende sulke supernovas is in sterrestelsels gevind, maar hoe het hierdie vreemde gevalle op solo-hoëvlugte deur die ruimte beland?

Toe hy nader kyk, merk Foley toe op dat al die sterrestelsels wat die weghol-supernovas voortgebring het, tekens van samesmelting vertoon - twee sterrestelsels wat bots en herrangskik is in een groot sterrestelsel. Dit is toe dat al die legkaartstukke vir Foley saamgeval het.

"Die snelhede was ongelooflik, ongeveer 4,5 miljoen myl per uur," het Foley gesê. "Daar is net een manier om 'n binêre sterstelsel so vinnig te laat beweeg: 'n slingervel vanaf 'n nabye vlieg van 'n binêre supermassiewe swart gat. Hoe kry jy 'n binêre supermassiewe swart gat? Voeg twee sterrestelsels saam."

Wanneer die sterrestelsels saamsmelt, vorm hul swart gate 'n binêre stelsel wat die noukeurig georkestreerde choreografie van albei sterrestelsels onderbreek. In die skommeling sal 'n binêre wit dwergstelsel soms die binêre swart gat teëkom.

Hierdie illustrasie bied 'n aanneemlike scenario vir hoe vagabondsterre as supernovas buite die gesellige grens van sterrestelsels ontplof het. 1) 'n Paar swart gate kom bymekaar tydens 'n samesmelting van die sterrestelsels, wat elk tot 'n miljoen sterre sleep. 2) 'n Dubbelster-stelsel dwaal te naby aan die twee swart gate. 3) Die swart gate katapulteer dan die sterre swaartekrag uit die sterrestelsel. Terselfdertyd word die sterre nader aan mekaar gebring. 4) Nadat hulle uit die sterrestelsel begin het, beweeg die binêre sterre nog nader aan mekaar, aangesien orbitale energie van die duo af weggevoer word in die vorm van gravitasiegolwe. 5) Uiteindelik kom die sterre naby genoeg dat een van hulle deur getykragte uitmekaar geruk word. 6) Aangesien materiaal van die dooie ster vinnig op die oorlewende ster gestort word, kom 'n supernova voor. Krediet: NASA, ESA en P. Jeffries en A. Feild (STScI)

"U het twee dansmaats, hulle doen-si-doen, en een paar word weggeslinger," het Foley gesê. "Die wit dwerg en sy maat word soos 'n slingervel uitgegooi en na ongeveer 50 miljoen jaar met 'n hoë spoed gereis het, ontplof hulle in die middel van nêrens. Dit is 'n ingewikkelde gebeurtenis, maar dit blyk dat dit eintlik is 'n baie logiese weg na hierdie vreemde verskynsel van hypernovas supernovas. '

Foley hoop dat hierdie tipe supernovas in die toekoms meer binêre supermassiewe swartgatstelsels kan vind, wat selde seldsame en interessante verskynsels is wat insig kan gee in swaartekrag, algemene en spesiale relatiwiteit, kwasars, donker energie en ander raaisels van sterrekunde en fisika. Illinois is reeds betrokke by verskeie sterrekunde-opnames wat na kalsiumryke supernovas gesoek kan word.

"Hierdie supernovas kan die broodkrummels wees om ons weg te vind na hierdie supermassiewe binêre swart gate, en ons kan dit in baie hoër getalle vind," het Foley gesê.


Resep vir 'n samesmelting met swart gate

Die opsporing van 'n swaartekraggolf was 'n historiese gebeurtenis wat 'n nuwe fase van sterrekunde aangekondig het. Met 'n numeriese model van die heelal kan navorsers nou die verhaal vertel van die swartgatstelsel wat die golf veroorsaak het. Sien Brief p.512

Die eerste bron van die swaartekraggolf is op 14 September 2015 opgespoor. Sommige het verbaas dat die sein ontstaan ​​het uit die samesmelting van twee swart gate, elk ongeveer 30 keer die massa van die son. Nou, op bladsy 512, Belczynski et al. Ek wys nie net dat so 'n stelsel natuurlik kan ontstaan ​​uit ons begrip van hoe die sterre in binêre stelsels interaksie het nie, maar ook die geskiedenis van die swart gate vanaf hul geboorte as twee massiewe sterre ontsluit.

Ander groepe 2,3,4 het gepoog om die bron van die swaartekraggolf (nou bekend as GW 150914) te karakteriseer, maar wat Belczynski en kollegas se werk opval, is dat hulle 'n numeriese model van die heelal geskep het wat elke fase moontlik maak van die evolusie van binêre sterre wat gevolg moet word, vanaf die geboorte van die heelal tot nou. Dit het hulle in staat gestel om deur die lys van waarneembare swartgatbinaries te soek om dié te vind wat ooreenstem met die parameters van die swaartekragbron. Daarna het hulle die evolusie van elke kandidaatbron opgespoor om die relatiewe waarskynlikheid dat die bron die gebeurtenis kon veroorsaak, te skat en sodoende vas te stel wat die waarskynlikste was.

Die outeurs kom tot die gevolgtrekking dat die swart gate waarskynlik begin het as twee sterre wat 40 tot 100 keer die massa van die son gehad het en ongeveer 2 miljard jaar na die oerknal gebore is. Hierdie sterre het na nog vyf miljoen jaar in swart gate verander en daarna 10,3 miljard jaar saamgesmelt en die swaartekraggolfsein vrygestel wat 1,2 miljard jaar later opgespoor is (Fig. 1). Ander scenario's is moontlik, maar minder waarskynlik.

Belczynski et al. 1 het numeriese modelle van die heelal gebruik om die geskiedenis van die swartgat-binêre stelsel wat die swaartekraggolf in 2015 veroorsaak het, te ontsluit. a, Hulle stel voor dat een van die twee sterre in die stamvader-binêre stelsel as 'n supernova ontplof (nie getoon nie) en 'n swart gat vorm. b, Dit is deur die tweede ster verswelg toe dit ontwikkel en uitgebrei het, en 'n stelsel genereer waarin die twee voorwerpe dieselfde gasomhulsel gedeel het. c, Interaksie tussen die twee voorwerpe het die afstand tussen hulle geleidelik verminder, en die tweede ster het 'n swart gat gevorm. d, Die twee swart gate het steeds nader gekom deur swaartekraggolwe uit te straal, wat uiteindelik saamgesmelt en swaartekraggolwe genereer wat sterk genoeg was om opgespoor te word.

Die swart gate was monsters, en die resultate toon dat hul stamvadersterre van die helderste en mees massiewe in die heelal sou gewees het. As die voorgestelde ouderdom van die vorming van die sterre korrek is, sou dit moontlik bygedra het tot die re-ionisering van die Heelal - een van die belangrikste gebeure in die heelal se evolusie. Dit is ook waarskynlik dat die sterre relatief suiwer in samestelling was: hulle bestaan ​​meestal uit waterstof en helium en bevat minder as 10% van die swaar elemente (soos koolstof, suurstof en yster) wat ons son besoedel. Dit dui aan dat die sterre in 'n klein dwerg sterrestelsel sou gewees het, eerder as 'n groot spiraal sterrestelsel, soos ons eie Melkweg.

Hierdie studie is om twee redes belangrik. Eerstens bied GW 150914 'n opwindende toets vir sterre-evolusieteorie. Voorheen het kern-ineenstorting-supernovas die nuutste stadium van 'n ster se lewe verteenwoordig wat gebruik kon word om die aard van die stamvadersterre te beperk. Belczynski et al. het verder gegaan as die finale gebeurtenis wat plaasvind binne 'n sterre binêre wat reeds twee supernovas oorleef het. Hul werk plaas dus sterk beperkings op sterre-evolusie en hoe sterre in supernovas sterf. Tweedens bied dit 'n nuwe manier om die akkuraatheid van modelle van stervorming en kosmiese evolusie deur die geskiedenis van die heelal te meet.

Natuurlik is daar voorbehoude en aannames wat Belczynski en kollegas se model onsekerheid gee. Een onsekerheid is hoe massief die swart gat wat deur 'n ster gevorm kan word, dit word bepaal deur hoe plofbaar die swartgatvormende supernovas is. Die ontplofbare aard van massiewe sterre is 'n baie belangrike onderwerp van navorsing, met bewyse 6,7 wat daarop dui dat swart gate direk uit sterre sonder 'n supernova kan vorm, wat Belczynski en kollegas aanvaar. Maar sterre kan ook swart gate vorm en ontplof. In binêre stelsels sal dit die aard van die finale swartgatstelsel beïnvloed, en die tyd wat dit neem om die swart gate saam te smelt.

'N Ander onsekerheid behels 'n intermediêre fase van evolusie in binêre sterre. Namate sterre in binaries ontwikkel, neem hul radiusse toe, en groei soms tot die grootte van hul baan, sodat hulle mekaar se pad kry - dit word die algemene omhulselfase genoem. Gewoonlik verloor die ster wat eers groei sy buitenste omhulsel van gas, en laat 'n klein, warm kern agter wat uiteindelik 'n swart gaatjie vorm. Die baan van die binêre verminder in hierdie proses. Hoe nader die twee voorwerpe tydens die samesmelting van twee swart gate was, hoe gouer sal dit saamsmelt. Maar navorsers weet nie hoeveel die baan in die gewone koevertfase kan krimp nie, ondanks dekades se werk om 'n antwoord te vind 8.

Toekomstige gravitasiegolfseine kan astrofisici help om albei onsekerhede te beperk, maar vir eers Belczynski et al. genereer 'n 'optimistiese' en 'pessimistiese' model Heelal om die hoogste en laagste moontlike koerse van swartgatfusies te bepaal. Hulle demonstreer dat stelsels wat swartgatbinaries sou vorm van die soort wat GW 150914 gegenereer het, in albei modelle sou vorm, en dat die tempo van samesmeltings van swart gate in die heelal ooreenstem met die afgeleide van die opsporing van gravitasiegolwe. Die outeurs stel ook voor dat rotasie van sterre om hul eie asse nie nodig is om die meeste swaartekraggolfbronne te verklaar nie, maar daar word voorgestel dat sodanige rotasie die aantal swartgat-samesmeltings 9 kan verhoog. Nietemin is daar nog meer werk om te doen, en meer fisika in die modelle in te sluit.

Belczynski en kollegas se studie is geweldig opwindend omdat dit die gevolge van 'n nuwe beperking op die ontwikkeling van sterre en die heelal ondersoek, geïdentifiseer deur GW 150914. Met elke gravitasiegolfsignaal wat opgespoor word, sal ons iets nuuts leer. En met gerugte dat binnekort nog gebeure aangekondig sal word, sal ons dalk nie te lank hoef te wag vir die volgende les nie.


MINI-OORSIG-artikel

  • 1 Departement Fisika en Sterrekunde Galileo Galilei, Universiteit van Padova, Padova, Italië
  • 2 INFN & # x02013Padova, Padova, Italië
  • 3 INAF & # x02013Osservatorio Astronomico di Padova, Padova, Italië

Ons ondersoek die belangrikste fisiese prosesse wat lei tot die vorming van sterre binêre swartgate (BBH's) en tot die samesmelting daarvan. BBH's kan ontstaan ​​uit die geïsoleerde evolusie van massiewe binêre sterre. Die fisika van kernval-supernovas en die proses van gemeenskaplike omhulsel is twee van die belangrikste bronne van onsekerheid oor hierdie vormingskanaal. Alternatively, two black holes can form a binary by dynamical encounters in a dense star cluster. The dynamical formation channel leaves several imprints on the mass, spin and orbital properties of BBHs.


Supernova Blast Provides Clues to Determining Age of Binary Star System

Data from NASA's Chandra X-ray Observatory has revealed faint remnants of a supernova explosion and helped researchers determine Circinus X-1 -- an X-ray binary -- is the youngest of this class of astronomical objects found to date.

As the name suggests, X-ray binaries are star systems made up of two parts: a compact stellar remnant -- either a neutron star or a black hole and a companion star -- a normal star like our sun. As they orbit one another, the neutron star or black hole pulls in gas from the companion star. This heats the gas to millions of degrees, producing intense X-ray radiation and making these star systems some of the brightest X-ray sources in the sky.

Sebastian Heinz and his team at the University of Wisconsin-Madison (UW) discovered Circinus X-1 is less than 4,600 years old, making it the youngest X-ray binary system ever seen. This discovery, made in parallel with a radio telescope in Australia, provides scientists unique insight into the formation of neutron stars and supernovas, and the effect of the supernova's explosion on a nearby companion star.

"X-ray binaries provide us with opportunities to study matter under extreme conditions that would be impossible to recreate in a laboratory," Heinz said. "For the first time, we can study a newly minted neutron star in an X-ray binary system."

Astronomers have detected hundreds of X-ray binaries throughout the Milky Way and other nearby galaxies. However, these older X-ray binaries, with ages typically measured in millions of years, only reveal information about what happens much later in the evolution of these systems. "It's critical that we see what these X-ray binaries are doing at all stages of their lives," said co-author Paul Sell, also of UW. "Circinus X-1 is showing us what happens in a cosmic blink of an eye after one of these objects is born."

To determine the age of Circinus X-1, the team of astronomers needed to examine the material around the orbiting pair of stars. However, the overwhelming brightness of the neutron star made it too difficult for researchers to observe that interstellar gas. The team recently caught a break, when they observed the neutron star in a very faint state -- dim enough for scientists to detect the X-rays from the supernova shock wave that plowed through the surrounding interstellar gas. "Since the supernova was triggered by the formation of the neutron star, our limit on the age of the supernova remnant also limits the age of the neutron star in Circinus X-1," said co-author Robert Fender of the University of Oxford in the U.K.

The youth of Circinus X-1 helps explain its wild swings in brightness and the highly unusual orbit of its two stars, which had puzzled astronomers for years. The orbit is very eccentric -- non-circular -- and the period during which the two stars orbit each other is decreasing by several minutes every year. This is exactly what is expected for a young X-ray binary disrupted by a supernova explosion before the gravitational pull of the stars on each other has had time to circularize and stabilize the orbit.

Previous observations with other telescopes indicated the magnetic field of the neutron star in Circinus X-1 is weak. That, in addition to the star system's young age, has led to two possible theories: either a neutron star can be born with a weak magnetic field, or it can quickly become de-magnetized as it pulls material from its companion star onto itself. Neither conclusion was expected from existing theories of neutron star evolution.

In our galaxy, the only other established X-ray binary within a supernova remnant is SS 433, which is between 10,000 and 100,000 years old, and behaves in many ways like an older version of Circinus X-1. Two other candidate X-ray binaries in nearby galaxies have ages similar to SS 433.

In addition to the Chandra data, radio observations from the Australia Telescope Compact Array were critical in these findings. A paper describing these results is available online and appears in the Dec. 3 issue of The Astrophysical Journal.

NASA's Marshall Space Flight Center in Huntsville, Ala., manages the Chandra program for NASA's Science Mission Directorate in Washington. The Smithsonian Astrophysical Observatory in Cambridge, Mass., controls Chandra's science and flight operations.


Blistering Stars in the Universe: Rare Insights Into How Violent Supernova Explosions Affect Nearby Stars

What happens if a supernova explosion goes off right beside another star? The star swells up, which scientists predict as a frequent occurrence in the Universe. Supernova explosions are the dramatic deaths of massive stars that are about 8 times heavier than our Sun.

Most of these massive stars are found in binary systems, where two stars closely orbit each other, so many supernovae occur in binaries. The presence of a companion star can also greatly influence how stars evolve and explode. For this reason, astronomers have long been searching for companion stars after supernovae — a handful have been discovered over the past few decades and some were found to have unusually low temperatures.

When a star explodes in a binary system, the debris from the explosion violently strikes the companion star. Usually, there’s not enough energy to damage the whole star, but it heats up the star’s surface instead. The heat then causes the star to swell up, like having a huge burn blister on your skin. This star blister can be 10 to 100 times larger than the star itself.

The swollen star appears very bright and cool, which might explain why some discovered companion stars had low temperatures. Its inflated state only lasts for an ‘astronomically’ short while — after a few years or decades, the blister can “heal” and the star shrinks back to its original form.

In their recently published study by a team of scientists led by OzGrav postdoctoral researcher Dr. Ryosuke Hirai (Monash University), the team carried out hundreds of computer simulations to investigate how companion stars inflate, or swell up, depending on their interaction with a nearby supernova. It was found that the luminosity of inflated stars is only correlated to their mass and doesn’t depend on the strength of the interaction with supernova. The duration of the swelling is also longer when the two stars are closer in distance.

“We applied our results to a supernova called SN2006jc, which has a companion star with a low-temperature. If this is in fact an inflated star as we believe, we expect it should rapidly shrink in the next few years,” explains Hirai

The number of companion stars detected after supernovae are steadily growing over the years. If scientists can observe an inflated companion star and its contraction, these data correlations can measure the properties of the binary system before the explosion — these insights are extremely rare and important for understanding how massive stars evolve.

“We think it’s important to not only find companion stars after supernovae, but to monitor them for a few years to decades to see if it shrinks back,” says Hirai.

Reference: “Observability of inflated companion stars after supernovae in massive binaries” by Misa Ogata, Ryosuke Hirai and Kotaro Hijikawa, 21 May 2021, Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society.
DOI: 10.1093/mnras/stab1439


Kyk die video: Getalstelsels met verskillende grondtalle (November 2022).