Sterrekunde

Oorsake van emissie van aanwasskyf

Oorsake van emissie van aanwasskyf


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.

Sover ek kan sien, is daar twee hoofbronne vir die vrystelling van energie vanaf 'n aanwasskyf:

  • vrystelling van gravitasie potensiële energie van die uitval materie;
  • wrywing van differensiële rotasie binne die skyf.

Hoeveel van die vrygestelde energie is te danke aan elke proses? Is daar ook ander prosesse wat bydra tot die spektrum?


Wat gebeur op die aanwasskyf?

'N aanwas skyf is 'n struktuur (dikwels 'n omtrek) skyf) gevorm deur diffuse materiaal in wentelbeweging rondom 'n massiewe sentrale liggaam. Wrywing oorsake wentelende materiaal in die skyf om na binne te draai na die sentrale liggaam.

Verder, hoe warm is 'n aanwasskyf? Teorie voorspel dat die gas na die gat vloei in die vorm van 'n ondeursigtige, helder skyf, 'n sogenaamde aanwas skyf (sien figuur 1) en die temperatuur word voorspel dat dit tot 10 miljoen grade sal bereik.

Net so, wat is die aanwasskyf van 'n swart gat?

Materiaal, soos gas, stof en ander sterreste wat naby a gekom het swart gat maar nie heeltemal daarin geval het nie, vorm 'n afgeplatte band van draai materie rondom die gebeurtenishorison wat die genoem word aanwas skyf (of skyf).

Hoe lank duur aanwasskywe?

Akkresieskyfies in gammastraalbarstings (GRB's) Die duur van GRB-vinnige emissie kan hou van 0,01 - 2 sekondes (kort sarsies) tot 2 - 500 sekondes (lank bars) en kan verklaar word deur onderskeidelik kompakte voorwerpe of mislukte supernovas (kollaps) saam te voeg.


Basiese Petrologie

3.4.1.2 Die newelagtige hipotese

Die newehypotese is die algemeenste aanvaarde model wat die vorming en evolusie van die Sonnestelsel verklaar. Dit is die eerste keer in 1734 voorgestel deur Emanuel Swedenborg, 'n Sweedse wetenskaplike met beroep as mynboukundige, anatomis en sterrekundige. Die hipotese is oorspronklik slegs op ons eie sonnestelsel toegepas. Daar word vermoed dat hierdie metode van planetêre stelselvorming regdeur die heelal aan die werk is. Die newelhipotese stel voor dat die sterre vorm in massiewe en digte wolke van molekulêre waterstof — reuse molekulêre wolke. Hulle is swaartekragtelik onstabiel en materie smelt saam tot kleiner en digter polle binne, wat dan in duie stort en sterre vorm. Stervorming is 'n komplekse proses wat altyd 'n gasvormige protoplanetêre skyf rondom die jong ster voortbring. Dit kan in sekere omstandighede, wat nie bekend is nie, planete oplewer. Die vorming van planetêre stelsels word dus as 'n natuurlike gevolg van stervorming beskou. 'N Sonagtige ster neem gewoonlik ongeveer 100 miljoen jaar om te vorm.

Die protoplanetêre skyf is 'n aanwasskyf wat steeds die sentrale ster voer. Die skyf is aanvanklik baie warm en word later afkoel in wat bekend staan ​​as die "T Tauri Star (TTS)" -stadium deur moontlike vorming van klein stofkorrels van rotse en ys. Die korrels kan uiteindelik in kilometer grootte planeetdiere stol. Planetesimale is vaste voorwerpe wat vermoedelik in protoplanetêre skywe en in puinskywe bestaan. 'N Protoplanetêre skyf is 'n draaiende sirkelvormige skyf van digte gas wat 'n jong nuutgevormde ster omring, dit wil sê 'n TTS. As die skyf massief genoeg is, begin die weghol-aanwas aanleiding gee tot die vinnige — 100.000–300.000 jaar — vorming van maan- tot Mars-grootte planetêre embrio's. Die planetêre embrio's ondergaan 'n stadium van gewelddadige samesmeltings en produseer 'n paar aardse planete naby die ster. Die laaste fase duur ongeveer 100 miljoen – 1 000 miljoen jaar.

Ster is 'n massiewe en ligte sfeer van groot plasma wat deur swaartekragte bymekaar gehou word. Son is die naaste ster aan die planeet Aarde en is die bron van die meeste energie op die planeet. Sterre is ontelbaar in getal en kan in die nag ver gloei en vonkel. Sterre word saamgegroepeer en vorm konstellasies.

A planeet is 'n sterrekundige of hemelse voorwerp wat om 'n ster wentel. Die planeet is massief genoeg om deur sy eie swaartekrag in sy eie as te draai.

Die sonnestelsel bestaan ​​uit die son (ster) en sy planeetstelsel van agt; hul mane is 4.600 miljoen jaar gelede gevorm deur die ineenstorting van 'n reuse-wolk. Die agt planete van die naaste aan die son na buite is Mercurius, Venus, Aarde, Mars (gesteentes en metale), Jupiter, Saturnus (waterstof en helium), Uranus en Neptunus (water – ammoniak en metaan). Alle planete draai in byna sirkelvormige wentelbane wat binne 'n byna plat skyf, genaamd ekliptiese vlak.

Sterre, planete en sonnestelsel is afkomstig van dieselfde reuse massiewe ouerwolk en stof en komplimentêr vir mekaar.


Soortgelyke toestande van aktiwiteit word geïdentifiseer in supermassiewe en sterre massa-swart gate

BEELD: Die figuur illustreer hoe die populasie van aktiewe Seyfert-1 sterrestelsels gewoonlik oorheers word deur die emissie van die aanwasskyf ('sagte' toestand), terwyl die populasie LINER's baie minder is. sien meer

Krediet: Teo Mu & ntildeoz Darias / Juan A. Fern & aacutendez Ontiveros

Die navorsers Juan A. Fern & # 225ndez-Ontiveros, van die Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) in Rome en Teo Mu & # 241oz-Darias, van die Instituto de Astrof & # 237sica de Canarias (IAC), het 'n artikel geskryf waarin hulle die verskillende aktiwiteitstoestande van 'n groot monster supermassiewe swart gate in die sentrums van sterrestelsels te beskryf. Hulle het hulle geklassifiseer volgens die gedrag van hul naaste "verhoudings", die sterre massa swart gate in X-straal-binaries. Die artikel is pas in die tydskrif gepubliseer Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society (MNRAS).

Swart gate wissel in massa van voorwerpe wat slegs 'n paar keer die massa van die son het, tot by die duisende miljoene sonmassas. Om hul aktiwiteitsiklusse vanuit 'n wêreldwye perspektief te verstaan, is al dekades lank ondersoek. Diegene met sterremassa kom voor in binêre stelsels, tesame met 'n begeleidende ster waaruit hulle die gas suig wat hulle nodig het om hul aktiwiteit te handhaaf, terwyl die supermassiewe variëteit in die sentrums van die meeste sterrestelsels voorkom en hulle voed op die gas, stof en sterre wat in die swaartekragput van die galaktiese kern val.

Sterre massa swart gate ontwikkel vinnig. Hul aktiwiteitsiklusse duur gewoonlik 'n paar maande of jare, waartydens hulle deur verskillende toestande of fases beweeg. Dit word gekenmerk deur veranderinge in die eienskappe van hul aanwasskyfies (waar die warm gas ophoop voordat dit in die swart gat val), die winde en die strale materiaal wat hulle produseer. Daar is twee hoofstate, die eerste oorheers deur die aanwasskyf en die tweede deur die straler. Die 'sagte' toestand word opgemerk deur die termiese emissie deur die plasma van die skyf, terwyl die straal in die 'harde' toestand waargeneem word wanneer die skyf afkoel en die emissie by radiogolflengtes baie intens word.

Omdat hulle baie massiewer is, ontwikkel die supermassiewe swart gate baie stadiger as hul sterrekwivalente. Dus, om die teenwoordigheid van state en oorgangsverskynsels hierin aan te dui, sou dit impliseer dat hulle miljoene jare lank gevolg sou word, omdat die veranderinge gedurende 'n menslike leeftyd te klein sou wees om te meet. Daarbenewens is die kerne van sterrestelsels streke met digte populasies sterre, en die opname van lig deur waterstof en stofmaskers en verberg die bestraling van die aanwasskyf rondom die sentrale swart gat.

In hierdie studie het Fern & # 225ndez-Ontiveros en Mu & # 241oz-Darias 'n steekproef van 167 aktiewe sterrestelsels gebruik om die moontlike aanwasstate van supermassiewe swart gate met goeie statistieke te kan identifiseer. Die emissie van die aanwasskyf kan nie direk opgespoor word nie, maar die gas in die sentrale streek absorbeer en verwerk die straling in die vorm van spektrale lyne. Met behulp van die suurstof- en neonlyne wat in die middel-infrarooi waargeneem word, is dit moontlik om die teenwoordigheid van die skyf in hierdie voorwerp te toets. "Die studie demonstreer die aanwesigheid van aanwasstate in supermassiewe swart gate, met eienskappe wat baie ooreenstem met dié wat ons ken van swart massagate, waar die stelsels in die 'sagte' toestand 'n helder skyf bevat en dié in die 'harde' toestand. toon intense radio-uitstoot terwyl die skyf baie swak is ", verduidelik Juan A. Fern & # 225ndez-Ontiveros, 'n navorser van die INAF wat by die IAC opgelei is.

"Hierdie werk maak 'n nuwe venster oop om die gedrag van materiaal (gas) te verstaan ​​wanneer dit in swart gate met 'n wye verskeidenheid massas val, en help om 'n beter begrip van die aktiwiteitsiklusse van die supermassiewe swart gate in die sentrums van die meeste sterrestelsels ”, voeg Teo Mu & # 241oz-Darias, 'n navorser aan die IAC, by.

Die figuur illustreer hoe die populasie van aktiewe Seyfert-1 sterrestelsels tipies oorheers word deur die emissie van die aanwasskyf ('sagte' toestand), terwyl die populasie LINER's baie minder helder is en deur strale ('harde' toestand) oorheers word. wat intens uitstraal in radiogolwe. Die Seyfert-2-sterrestelsels vertoon daarenteen nie 'n homogene gedrag nie en hoewel 'n goeie deel op dieselfde manier as die Seyfert-1 optree, is 'n groot groep daarvan in tussentoestande geleë. Laasgenoemde word ook vir kort tydjies in sterre swart gate waargeneem.

Artikel: Juan A. Fern & # 225ndez-Ontiveros & Teo Mu & # 241oz-Darias, "X-straal binêre aanwas in Active Galactic Nuclei? Sensing the accretion disc of supermassive black holes with mid-infrared nebular lines". Maandelikse kennisgewings van die Royal Astronomical Society, April 2021. DOI: https: / / doi. org / 10. 1093 / mnras / stab1108

Vrywaring: AAAS en EurekAlert! is nie verantwoordelik vir die akkuraatheid van nuusberigte wat aan EurekAlert gepos word nie! deur instansies by te dra of vir die gebruik van enige inligting deur die EurekAlert-stelsel.


Akkretasie-skyfies in kompakte sterrestelsels

Akkresieskyfies in kompakte sterrestelsels wat wit dwerge, neutronsterre of swart gate bevat, is die belangrikste laboratorium om die rol van aanwasskywe in 'n wye verskeidenheid omgewings te verstaan, van proto-sterre tot kwasars. Onlangse werk aan skyfonstabiliteite en -dinamika het 'n nuwe teoretiese raamwerk gegee om aanwasskyfies te bestudeer. Modellering van tydafhanklike verskynsels bied nuwe insig in die oorsake en interpretasie van fotometriese en spektroskopiese veranderlikes en nuwe beperkings op die fundamentele fisiese probleem - die oorsprong van viskositeit in aanwasplate. Hierdie boek bevat kundige oorsigte oor die aard van termiese onstabiliteit van die limiet-siklus en 'n verskeidenheid onderling verwante onderwerpe, van die teorie van transportmomentum tot die verduistering van die skyfstruktuur. Die resultaat is 'n omvattende kontemporêre oorsig van die struktuur en evolusie van aanwasskywe in kompakte binêre stelsels.

  • Inleiding tot Accretion Disk Research (J Wood)
  • Die beperkte siklusonstabiliteit in Dwarf Nova-aanwas-skywe (J K Cannizzo)
  • Hoekige momentum vervoer in lae massa aanwas skywe (E T Vishniac & amp P H Diamond)
  • Die emissielyne vanaf akkretieskyfies in kataklismiese veranderlike sterre (E L Robinson et al.)
  • Verduistering van die verduistering van akkreties: die eerste dekade (K Horne)
  • Atmosfeer van aanwasplate en die opkomende spektra (G Shaviv & amp R Wehrse)
  • Skyfies en magnetosfere (A R King & amp J P Lasota)
  • Massaverlies en die grenslaag (J E Drew & amp W Kley)
  • Die interaksie tussen die stroom en die akkretie-skyf (M Livio)
  • Gety-effekte op aanwasplate in noue binêre stelsels (Y Osaki et al.)
  • Akkresie-skywe in helder X-straal-binaries (H Inoue)
  • X-straalverligingsmodelle van sagte X-straalvergange (J M Hameury et al.)
  • Onstabiliteite vir die aanbring van swart gate (S Mineshige & amp M Kusunose)
VOORAANGELEENTHEID
INLEIDING TOT NAVORSING VAN AKKRETIESKYF

Daar is al voorheen boeke oor aanwas-skyfies geskryf, maar nie een bespreek die onderwerp in soveel detail as wat hier gedoen word nie. Hierdie boek neem die leser van die basiese begrippe van aanwas-skyfies tot die nuutste werk wat tans in die onderwerp uitgevoer word. Beide waarnemings- en teoretiese werk word bespreek. As sodanig is dit geskik as inleiding vir diegene wat nog nooit in hierdie omgewing gewerk het nie, met baie nuttige verwysings na ander resensies. Dit sal ook uiters nuttig wees vir sterrekundiges wat in die omgewing werk. Elke hoofstuk konsentreer op 'n ander aspek van aanwasskyfies en word geskryf deur 'n kundige op elke gebied. Die leser kry baie verwysings waarmee hy enige aspek van belang kan nastreef ...

DIE BEPERKTE INSTABILITEIT VAN DIE SIKLUS IN DWARF NOVA AKKRETIESKYWE

Ons hersien die meganismesiklus vir aanwas-skyf binne die konteks van dwerg-nova-aanwas-skywe. Ons begin met 'n bespreking van die basiese fisika agter die onstabiliteit, en gaan dan na 'n oorsig van die vergelyking tussen teorie en waarneming.

ANGULAAR MOMENTUM VERVOER IN AKKRETIESKYWE MET LAE MASSA

Ons beskou die transport van hoekmomentum in aanwasskywe met 'n lae massa, in die sin dat die gravitasiekragte wat deur die materiaal in hierdie skywe geproduseer word, 'n weglaatbare uitwerking op die skyfdinamika het. Daar is geen vaste konsensus oor hoe hierdie vervoer plaasvind nie. Ons merk op dat die tradisionele α-model om fenomenologiese redes waarskynlik nie 'n goeie beskrywing van regte skywe is nie. Hier bespreek ons ​​kortliks 'n paar van die meer belowende modelle. Dit sluit in modelle waarin die momentumtransport deur skokke en magnetiese veldonstabiliteite aangedryf word. Laasgenoemde is belowender, maar vereis 'n dinamo. Ons merk op dat die rigting van die hoekmomentumtransport as gevolg van konveksie in 'n geleidende skyf nie bekend staan ​​nie omdat mededingende meganismes aan die werk is. Ons bespreek kortliks 'n aantal moontlike dinamomeganismes en hul probleme. Ons gee vervolgens 'n gedetailleerde uiteensetting van die interne golfgedrewe dinamomodel, waarin interne golwe opgewek word by groot radiusse 'n α - Ω-dinamo aandryf. Die azimutale magnetiese veld wat op hierdie manier geproduseer word, is onstabiel vir 'n magnetiese skuifinstabiliteit (MSI) wat byna isotrope onstuimige wervels dryf met tipiese vloeistofsnelhede van

VA , waar VA is die plaaslike Alfvén-spoed. Die skaal van die eddy's is

VA/ Ω, waar Ω die plaaslike rotasiefrekwensie is. Hierdie onstuimigheid lei tot 'n versadiging van die dinamo wanneer VA

(H / r) 2/3 cs , waar H die halwe dikte van die skyf is, cs is die plaaslike klanksnelheid, en r is die radiale koördinaat. Dit gee aanleiding tot 'n effektiewe dimensielose viskositeitskoëffisiënt

(H / r) 4/3 en vertikale en radiale diffusiekoëffisiënte wat

(H / r) 4/3 Hcs . Die resulterende vertikale verspreiding van entropie sal 'n wesenlike uitwerking hê op gedetailleerde modelle van vertikale struktuur in aanwas-skywe. Viskose en termiese onstabiliteit van baie warm skywe, wat oorheers word deur stralingsdruk en elektronverspreiding, word in hierdie model aansienlik gemodereer. Ons merk op dat die MSI die Parker-onstabiliteit in aanwas-skywe grotendeels onderdruk.

DIE EMISSIELYNE VAN AKKRETIESKYWE IN CATACLYSMIC VERSKEIDELIKE STERRE

Hierdie oorsig bespreek die emissielyne van aanwasplate in dwerg nova, anti-dwerg nova, UX UMa sterre, en in 'n mindere mate klassieke nova. Doppler-tomografie en direkte aanpassings aan tydgemiddelde lynprofiele toon dat die verspreiding van die waterstoflynemissie 'n hoogtepunt bereik na die middel van die skyf en dat dit benaderd kan word deur 'n radiale verdeling f (R) α R -β met β

1,5 - 2,0. Die Balmer-afname word effens na die middelpunt. Die ekwivalente breedtes van die emissielyne is sterk gekorreleer met die absolute visuele grootte van die stelsels, en word swakker namate die stelsels helderder word. Hulle is ook gekorreleer met wentelhelling, en word groter namate die wentelhelling toeneem. Modelle wat opties-dun, viskeuse aanwasplate oproep, reproduseer nie die waargenome lynsterkte en die korrelasie daarvan met wentelhelling nie, en hulle kan nie die gedetailleerde gedrag van die emissielyne tydens die uitbarstings van dwergnoë verantwoord nie. Daar is bewyse dat die emissielyne geproduseer word deur die bestraling van die skyf deur die grenslaag en die sentrale ster. Modelle wat op bestraling roep, stem kwalitatief ooreen met die waarnemingsdata.

VERDUURKARTING VAN AKKRETIESKYKE: DIE EERSTE DEKADE

Waarnemings van verduisteringsligkrommes word gebruik om kaarte van die aanwasskywe in verduisterende kataklismiese veranderlikes te maak. Deur die struktuur van werklike aanwasskyfies waar te neem, kan ons die modelle van die struktuur van die atmosfeer van die aanwasskyf toets, leer oor die visksiteit van die aanwasskyf deur tydsveranderings in die struktuur van dwerg-nova-skywe op te spoor en die massa-aanwaspercentages in stelsels op verskillende maniere te meet. binêre periodes om idees oor die langtermyn evolusie van kataklismiese veranderlikes te toets. Die waargenome skyfstrukture in dwergnoë tydens uitbarsting en in lang-periode nova-agtige veranderlikes bevestig die T α R -3/4 wet wat deur teorie voorspel word vir bestendige skyfies. Veel platter radiale profiele word egter gevind in die skywe van rustige dwergnoë, wat opties-dun lyk, en in nova-agtige veranderlikes met periodes tussen 3 en 4 uur, wat 'n aanwas-skyfwind kan dryf. In hierdie hoofstuk word verduisteringskaartmetodes bespreek en bespreek sommige van die uitdagings wat akkretieskyfkaarte bied vir die teorie vir aanwasskyf.

ATMOSFERE VAN AKKRETIESKYWE EN DIE OPKOMENDE SPECTRA

Die konstruksie van self-konsekwente modelatmosfere vir stilstaande aanwas-skywe word nagegaan en 'n metode om die ooreenstemmende hidrostatiese struktuur en die bestralingsveld te bereken, word beskryf. Die belangrikheid van sulke modelle vir die begrip van die kontinuum en die lynemissie, asook die noodsaaklikheid om die model op 'n selfbestendige manier te konstrueer, word bespreek en gedemonstreer.

SKYWE EN MAGNETOSFERE

Ons bespreek noue binêre aanwas wat na magnetiese neutronsterre en wit dwerge vloei. Die oorspronklike prentjie van skyfvloei onderbreek deur vloei langs magnetiese veldlyne in die een of ander binneste radius, misluk in die meeste gevalle, met die uitsondering dat neutronsterbinaries waarin die metgesel dit oorloop van die Roche-lob. By windaanwas, of as die Roche-lob oorvloei op 'n magnetiese wit dwerg, word die vloei sleg verstaan, en skyfmodelle kan nie die waargenome hoekbeginsel van die binaire rekening hou nie. Ons bespreek onlangse vordering op hierdie gebiede.

MASAVERLIES EN DIE GRENSLAG

In hierdie hoofstuk word gefokus op twee verskynsels wat verband hou met nie-magnetiese kataklismiese veranderlikes in die hoë toestand, naamlik die opties-dik grenslaag en die uitvloei van hoë snelhede. Die nuutste stand van die hidrodinamiese modellering van die grenslaag word beskryf en getoon dat dit die 'klassieke' konsep van die grenslaag ondersteun as 'n opties-dik, fisiek-dun ekwatoriale gordel rondom die aanloklike wit dwerg. Die waargenome en afgeleide eienskappe van kataklismiese veranderlike winde word saamgevat. 'N Kritiese oorsig van die moontlike fisiese verband tussen massaverlies en die grenslaag word vervolgens gegee. Daar word veral aandag gegee aan wat geleer is en wat geleer kan word uit X-straalwaarnemings en ultraviolet waarnemings met 'n hoër sensitiwiteit.

DIE INTERAKSIE TUSSEN DIE STROOM EN DIE AKKRETIESKYF

Die probleem van die wisselwerking tussen die gasstroom vanaf die binneste Lagrangiese punt en die aanwasskyf word bespreek. Waarnemings van beide kataklismiese veranderlikes en lae-massa x-straal-binaries dui aan dat benewens verskynsels wat direk verband hou met die ligpunt op die punt van inslag, die aanwasskyf streke vertikale verdikkings in enkele binêre fases vertoon. Daar word daarop gewys dat so 'n vertikale struktuur inderdaad verwag word op grond van teoretiese oorwegings. Daar word aangevoer dat 'n kombinasie van toekomstige waarnemings en berekeninge belangrike stelselparameters en 'n beter begrip van die prosesse wat verband hou met aanwas op kompakte voorwerpe kan oplewer.

GETYD-EFFEKTE OP AKKRETIESKYKE IN SLUIT BINARYRE STELSELS

Gety-effekte wat die sekondêre ster op aanwas-skywe uitoefen, word in kompakte noue binêre stelsels bespreek. Nie-asimmetriese strukture van aanwasskywe word bestudeer deur die volgende drie metodes: (1) eenvoudige periodieke deeltjiebane in die binêre potensiaal, (2) die versteuringsmetode en (3) volledige hidrodinamiese simulasies. Skyfradiusvariasies in die uitbarstingsiklus van dwergnoë word vervolgens bestudeer. Dit manifesteer die duidelikste in die gety-effekte of aanwas-skywe. Die getygedrewe eksentrieke onstabiliteit (of die getyonstabiliteit) in 'n aanwas-skyf word vervolgens bespreek in verband met die superhump-verskynsel in SU UMa-tipe dwerg nova. Daar word aangevoer dat die super-uitbarstingsverskynsel in SU UMa-sterre waarskynlik verklaar word deur 'n wisselwerking tussen twee soorte intrinsieke onstabiliteite binne 'n skyf: die termiese onstabiliteit en die getyonstabiliteit.

AKKRETIESKYWE IN HELDER X-RAY BINARIES

X-straalwaarnemings van lae-massa X-straal-binaries en kandidate met swart gate word hersien. In hierdie bronne word beskou dat 'n aanwasskyf naby 'n neutronster of 'n swart gat strek en hoofsaaklik die voorkoms van die X-straalemissie reguleer. Hierdie bronne toon gewoonlik sagte en harde spektraaltoestande, wat moontlik ooreenstem met twee verwisselbare toestande van die binneste deel van die aanwasskyf. Aan die ander kant weerkaats, verwerk die buitenste deel van die skyf en verbloem dit soms X-strale van die sentrale kompakte ster. Ooreenkomste en verskille tussen neutronster en kandidate in die swartgat word ook bespreek.


Albei sterre in hierdie binêre stelsel het akkretasiediskette rondom hulle

Sterre vertoon allerhande gedrag soos dit ontwikkel. Klein rooi dwerge smelt vir miljarde of selfs triljoene jare. Massiewe sterre brand warm en helder, maar hou nie lank nie. En dan is daar natuurlik supernovas.

Sommige ander sterre gaan deur 'n periode van intense fakkel toe hulle jonk was, en daardie jong fakkelsterre het die aandag van sterrekundiges getrek. 'N Span navorsers gebruik die Atacama Large Millimeter / Sub-Millimeter Array (ALMA) om die jeugdige opvlam te probeer verstaan. Hulle nuwe studie het moontlik die oorsaak gevind en sou moontlik help om 'n jarelange probleem in die sterrekunde te beantwoord.

Die tipe ster ter sprake is FU Orionis-sterre (FU Ori). FU Orionis is 'n soort ster en ook 'n spesifieke ster in die sterrebeeld Orion. Die tipe is vernoem na die spesifieke ster, wat die eerste in sy soort was wat in 1937 opgevlam is.

FU Ori-sterre is jong sterre wat nog nie in die hoofreeks is nie, en nie al hul massa verkry het nie. Hulle kan binne 'n enkele jaar met verskillende orde opvlam. Hierdie flikkerende episodes kan dekades duur, en navorsers dink dat die aktiwiteit veroorsaak word deur verhoogde aanwas in die ster & # 8217s jeug. Wetenskaplikes dink dat die ster 'n aansienlike hoeveelheid van sy finale massa tydens die fakkel kan kry.

& # 8220Episodiese aanwas en die implikasies daarvan vir die vorming van sterre en planeet word nie goed verstaan ​​nie. & # 8221

Perez et. al. 2020

Nou bestudeer 'n span navorsers FU Ori-sterre van naderby. Sebastien Perez aan die Universiteit van Santiago, Chili, het die studie gelei. Hul nuwe artikel is getiteld & # 8220Resolving the FU Orionis System with ALMA: Interacting Twin Disks? & # 8221 Dit word gepubliseer in The Astrophysical Journal.

Wetenskaplikes wil weet wat & # 8217; s agter hierdie aanwas en gepaardgaande fakkel. Ervaar net sommige sterre dit? Of is dit 'n stadium waardeur alle of die meeste sterre gaan? Hoe lank hou dit aan gebeur dit net een keer in 'n ster & # 8217s leeftyd waarom eindig dit?

Hierdie kunstenaar se konsep wys 'n jong stervoorwerp en die draaiende aanwasskyf rondom dit. NASA / JPL-Caltech

Jong proto-sterre is minder stralend as wat verwag is, volgens ons begrip van stervorming. Dit staan ​​bekend as die & # 8220luminosity-probleem & # 8221 in die sterrekunde, en wetenskaplikes worstel al lank met daardie probleem. As jong sterre gereeld toeneem, moet dit helderder wees. As alle jong sterre die fakkelaktiwiteit vertoon wat in FU Ori-sterre gesien word, kan dit die ontbrekende helderheid verklaar. Sterrekundiges wonder al geruime tyd of die massa-aanwas in hierdie jong vormende sterre nie konstant kan wees nie, en of dit die helderheidsprobleem kan verklaar.

& # 8220Episodiese aanwas en die implikasies daarvan vir die vorming van sterre en planeet word nie goed verstaan ​​nie, & # 8221 sê die skrywers in hul referaat. & # 8220Verskeie fisiese prosesse is voorgestel om sulke dramatiese aanwasgebeurtenisse te verklaar. Die gewildste meganismes is onder andere skyffragmentasie en die daaropvolgende migrasie van die fragmente, gravitasie-onstabiliteit en magneto-rotasie-onstabiliteite. & # 8221

Die argetipiese FU Ori-ster is sy naamgenoot, FU Orionis, in die konstellasie Orion. Dit is in 1937 waargeneem en dit het van 16,5 tot 9,6 toegeneem. Sterrekundiges het gedink dat dit die enigste in sy soort was, totdat ander waargeneem is.

FU Orionis is in die konstellasie van Orion. Dit is nie in hierdie prentjie gemerk nie, maar aan die regterkant van Betelgeuse. Beeldkrediet: Deur IAU en die tydskrif Sky & amp Telescope (Roger Sinnott & amp Rick Fienberg) & # 8211 [1], CC BY 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=15407823

FU Orionis is eintlik twee sterre, elk omring deur sy eie aanwasskyf. Hulle is in Orion, ongeveer 1360 ligjare weg. Perez en die navorserspan het die stelsel met ALMA van naderby bekyk, die eerste stap om die binêre paar se flikkerende gedrag te verstaan.

ALMA het twee aanwas-skywe geopenbaar, een om elke ster. Die wetenskaplikes gebruik waarnemings en modelle om tot die gevolgtrekking te kom dat elk van die skywe ongeveer 11 astronomiese eenhede in radius het, wat klein is, maar vergelykbaar is met ander voorste-sterre skywe. Die paar skywe word geskei deur ongeveer 250 sterrekundige eenhede.

ALMA kontinuum waarnemings toon die stof van die twee skywe rondom die binêre sterre van FU Orionis. Elke skyf is ongeveer 11 AE in radius. [Pérez et al. 2020]

Die sleutel tot die begrip van die fakkelaktiwiteit in hierdie sterre is die beweging of kinematika van hul skywe. Toe die span die skywe bestudeer, het hulle gevind dat elkeen skeef en asimmetries is. Hulle dink dit kan veroorsaak word deur 'n soort vlieg deur 'n ander ster. Dit kan ook veroorsaak word deur interaksies tussen die skywe self. Albei kan die episodiese aanwas en opvlam veroorsaak.

Kunstenaar se indruk van 'n jong ster wat 'n humeurige woede gooi, want dit verhoog sy aanwas en skiet skielik op. [Caltech / T. Pyle (IPAC)]

Die span het ook bewyse gevind van 'n lang, gasvormige stroom gas tussen die skywe. Die stroom versterk die argument dat die skywe in wisselwerking is. Soos hulle in hul referaat sê, & # 8220Die emissie wat die skyf rotasie vertoon, lyk ook asimmetries en skeef, wat daarop dui dat die skywe onderhewig is aan interaksie in die vorm van 'n vlieby. '

Die outeurs wys ook op 'n alternatief vir die skyf-skyf-interaksie wat 'n ander span navorsers voorgestel het. & # 8220Hier lei die vaslegging van 'n wolk of wolkfragment ook tot boogvormige weerkaatsingsnevel en die boog gas wat die skywe verbind.> Die vaslegging van hierdie wolkfragment vul ook die skyf aan, wat 'n vars voorraad materiaal kan behou om die aanwas koers. & # 8221

Die studie beantwoord nie die vraag oor ontbrekende helderheid eens en vir altyd nie. Maar deur ALMA te gebruik om die FU Ori-binêre paar van naderby te beskou, het die span wetenskaplikes ons begrip van episodiese aanwas en opvlam uitgebrei. Daar is ander binêre pare FU Ori-sterre, en hulle sal teikens wees vir toekomstige studie.


Erkennings

R.A.B. erken ondersteuning deur die EACOA-genootskap van die Oos-Asiatiese Core Observatories Association. S.P.E., G.O. en L.H. erken die ondersteuning van die ARC Discovery Project (projeknommer DP180101061). G.O. is ondersteun deur CAS LCWR-toekenning 2018-XBQNXZ-B-021. A.M.S. is ondersteun deur die Foundation for the Advancement of Theoretical Physics and Mathematics “BASIS”. Hierdie werk is ondersteun deur JSPS KAKENHI-toekenning JP19K03921. T.H. word finansieel ondersteun deur die MEXT / JSPS KAKENHI-toekennings 16K05293 en 17K05398. J.O.C. erken steun deur die Italiaanse Ministerie van Buitelandse Sake en Internasionale Samewerking (MAECI Grant Number ZA18GR02) en die Suid-Afrikaanse Departement van Wetenskap en Tegnologie se National Research Foundation (DST-NRF Grant Number 113121) as deel van die ISARP RADIOSKY2020 Joint Research Scheme. Hierdie werk is ondersteun deur die Nasionale Wetenskapsentrum, Pole, deur middel van toekenning 2016/21 / B / ST9 / 01455. Die LBA is deel van die Australia Telescope National Facility, wat deur die Australiese regering gefinansier word vir bedryf as 'n nasionale fasiliteit wat deur CSIRO bestuur word. Hierdie werk is ondersteun deur hulpbronne wat deur die Pawsey Supercomputing Centre gelewer is met befondsing van die Australiese regering en die regering van Wes-Australië. Die National Radio Astronomy Observatory is 'n fasiliteit van die National Science Foundation wat onder samewerkingsooreenkoms bedryf word deur Associated Universities, Inc.


NICER Eyes on Bursting Stars

Wat gebeur met die aanwasskyf van 'n neutronster as die oppervlak daarvan kort ontplof? 'N Nuwe instrument wat onlangs by die Internasionale Ruimtestasie (ISS) ingespan is, kyk nou na bars van neutronsterre en rapporteer.

Die implementering van 'n nuwe X-Ray-missie

Lansering van NICER aan boord van 'n Falcon 9-vuurpyl in Junie 2017. [NASA / Tony Gray]

In die twee weke na die bekendstelling is NICER uit die SpaceX Dragon-kapsule gehaal en op die ISS geïnstalleer. En teen die einde van die maand was die instrument reeds besig om sy eerste datastel te versamel: waarnemings van 'n helder X-straal-uitbarsting van Aql X-1, 'n neutronster wat materie van 'n lae massa-metgesel saamvat.

Impak van bars

NICER se doel is om 'n nuwe beeld te gee van neutronsterfisika by röntgenenergiee van 0,2–12 keV - 'n venster wat ons in staat stel om uitbarstings van energie wat neutronsterre soms van hul oppervlakke uitstraal, te ondersoek.

Kunstenaar se indruk van 'n X-straal-binêre, waarin 'n kompakte voorwerp materiaal van 'n metgesel versier. [ESA / NASA / Felix Mirabel]

Binne enkele sekondes word die laag materiaal verbrand, wat 'n uitbarsting van die neutronster oplewer wat selfs die binneste streke van die warm aanwasskyf oorskry. Dan word meer materiaal op die neutronster getrek en die proses begin weer.

Alhoewel ons 'n goeie beeld het van die fisika wat hierdie bars veroorsaak, verstaan ​​ons nog nie die impak wat hierdie röntgenflitse op die aanwasskyf en die omgewing rondom die neutronster het nie. In 'n nuwe studie onder leiding van Laurens Keek (Universiteit van Maryland) gee 'n span wetenskaplikes nou inligting oor wat NICER oor hierdie onderwerp geleer het.

Ekstra X-strale

Ligkromme (bo) en hardheidsverhouding (onder) vir die X-straal-uitbarsting vanaf Aql X-1 wat op 3 Julie 2017 deur NICER vasgelê is. [Keek et al. 2018]

  1. Die gebarste bestraling vanaf die oppervlak van die neutronster is weer verwerk - d.w.s. verstrooi of geabsorbeer en weer uitgestraal - deur die aanwasskyf.
  2. Die aanhoudende, gewone aanwasvloei is verbeter as gevolg van die sarsie se stralingsweerstand op die skyf, wat die skyf se X-straalvloei kort opjaag.

Alhoewel ons nog nie finaal kan noem watter meganisme oorheers nie, toon die waarnemings van NICER wel dat bars 'n wesenlike impak op hul aanwasomgewing het. And, as there are over 100 such X-ray burster systems in our galaxy, we can expect that NICER will allow us to better explore the effect of X-ray bursts on neutron-star disks and their surroundings in many different systems in the future.

Bonus

Check out the awesome gif below, provided by NASA, which shows NICER being extracted from the Dragon capsule’s trunk by a robotic arm.

Citation

L. Keek et al 2018 ApJL 855 L4. doi:10.3847/2041-8213/aab104


Accretion (astronomy)

Play media file

Accretion ( Latin accretio "growth", "increase") is the term in astronomy for a process in which a cosmic object collects matter due to its gravitation or tidal forces (see Roche limit ).


Balbus, S. A. (2003). Enhanced angular momentum transport in accretion disks. Annu. Rev. Astron. Astrofis. 41, 555�. doi: 10.1146/annurev.astro.41.081401.155207

Betoule, M., Kessler, R., Guy, J., Mosher, J., Hardin, D., Biswas, R., et al. (2014). Improved cosmological constraints from a joint analysis of the SDSS-II and SNLS supernova samples. Astron. Astrofis. 568:A22. doi: 10.1051/0004-6361/201423413

Cao, X. (2009). An accretion disc-corona model for X-ray spectra of active galactic nuclei. Monthly Notices R. Astron. Soc. 394, 207�. doi: 10.1111/j.1365-2966.2008.14347.x

Czerny, B., Li, Y.-R., Hryniewicz, K., Panda, S., Wildy, C., Sniegowska, M., et al. (2017). Failed radiatively accelerated dusty outflow model of the broad line region in active galactic nuclei. I. Analytical solution. Astrofis. J. 846:154. doi: 10.3847/1538-4357/aa8810

Di Matteo, T. (1998). Magnetic reconnection: flares and coronal heating in active galactic nuclei. Monthly Notices R. Astron. Soc. 299, L15–Ll20. doi: 10.1046/j.1365-8711.1998.01950.x

Foreman-Mackey, D., Hogg, D. W., Lang, D., and Goodman, J. (2013). emcee: the MCMC Hammer. Publ. Astron. Soc. Pac. 125, 306�. doi: 10.1086/670067

Galeev, A. A., Rosner, R., and Vaiana, G. S. (1979). Structured coronae of accretion disks. Astrofis. J. 229, 318�. doi: 10.1086/156957

Green, P. J., Aldcroft, T. L., Richards, G. T., Barkhouse, W. A., Constantin, A., Haggard, D., et al. (2009). A full year's Chandra exposure on sloan digital sky survey quasars from the Chandra multiwavelength project. Astrofis. J. 690, 644�. doi: 10.1088/0004-637X/690/1/644

Haardt, F., and Maraschi, L. (1991). A two-phase model for the X-ray emission from Seyfert galaxies. Astrofis. J. Part 2 Lett. 380, L51–L54. doi: 10.1086/186171

Haardt, F., and Maraschi, L. (1993). X-ray spectra from two-phase accretion disks. Astrofis. J. 413, 507�. doi: 10.1086/173020

Haardt, F., Maraschi, L., and Ghisellini, G. (1994). A model for the X-ray and ultraviolet emission from Seyfert galaxies and galactic black holes. Astrofis. J. Part 2 Lett. 432, L95–L99. doi: 10.1086/187520

Hunter, J. D. (2007). Matplotlib: a 2D graphics environment. Comput. Sci. Eng. 9, 90�. doi: 10.1109/MCSE.2007.55

Jiang, Y.-F., Stone, J. M., and Davis, S. W. (2014). A global three-dimensional radiation magneto-hydrodynamic simulation of super-eddington accretion disks. Astrofis. J. 796:106. doi: 10.1088/0004-637X/796/2/106

Jin, C., Ward, M., and Done, C. (2012). A combined optical and X-ray study of unobscured type 1 active galactic nuclei - II. Relation between X-ray emission and optical spectra. Monthly Notices R. Astron. Soc. 422, 3268�. doi: 10.1111/j.1365-2966.2012.20847.x

Just, D. W., Brandt, W. N., Shemmer, O., Steffen, A. T., Schneider, D. P., Chartas, G., et al. (2007). The X-ray properties of the most luminous quasars from the sloan digital sky survey. Astrofis. J. 665, 1004�. doi: 10.1086/519990

Kaspi, S., Maoz, D., Netzer, H., Peterson, B. M., Vestergaard, M., and Jannuzi, B. T. (2005). The relationship between luminosity and broad-line region size in active galactic nuclei. Astrofis. J. 629, 61�. doi: 10.1086/431275

King, A. R., Pringle, J. E., and Livio, M. (2007). Accretion disc viscosity: how big is alpha? Monthly Notices R. Astron. Soc. 376, 1740�. doi: 10.1111/j.1365-2966.2007.11556.x

Liu, B. F., Mineshige, S., and Shibata, K. (2002). A simple model for a magnetic reconnection-heated corona. Astrofis. J. Part 2 Lett. 572, L173–L176. doi: 10.1086/341877

Liu, J. Y., Qiao, E. L., and Liu, B. F. (2016). Revisiting the structure and spectrum of the magnetic-reconnection-heated corona in luminous AGNs. Astrofis. J. 833:35. doi: 10.3847/1538-4357/833/1/35

Lusso, E., Comastri, A., Vignali, C., Zamorani, G., Brusa, M., Gilli, R., et al. (2010). The X-ray to optical-UV luminosity ratio of X-ray selected type 1 AGN in XMM-COSMOS. Astron. Astrofis. 512:A34. doi: 10.1051/0004-6361/200913298

Lusso, E., and Risaliti, G. (2016). The tight relation between X-ray and ultraviolet luminosity of quasars. Astrofis. J. 819:154. doi: 10.3847/0004-637X/819/2/154

Lusso, E., and Risaliti, G. (2017). Quasars as standard candles. I. The physical relation between disc and coronal emission. Astron. Astrofis. 602:A79. doi: 10.1051/0004-6361/201630079

Marchese, E., Della Ceca, R., Caccianiga, A., Severgnini, P., Corral, A., and Fanali, R. (2012). The optical-UV spectral energy distribution of the unabsorbed AGN population in the XMM-Newton Bright Serendipitous Survey. Astron. Astrofis. 539:A48. doi: 10.1051/0004-6361/201117562

Merloni, A., and Fabian, A. C. (2002). Coronal outflow dominated accretion discs: a new possibility for low-luminosity black holes? Monthly Notices R. Astron. Soc. 332, 165�. doi: 10.1046/j.1365-8711.2002.05288.x

Risaliti, G., and Lusso, E. (2015). A hubble diagram for quasars. Astrofis. J. 815:33. doi: 10.1088/0004-637X/815/1/33

Risaliti, G., and Lusso, E. (2017). Cosmology with AGN: can we use quasars as standard candles? Astron. Nachrichten 338, 329�. doi: 10.1002/asna.201713351

Rosen, S. R., Webb, N. A., Watson, M. G., Ballet, J., Barret, D., Braito, V., et al. (2016). The XMM-Newton serendipitous survey. VII. The third XMM-Newton serendipitous source catalogue. Astron. Astrofis. 590:A1. doi: 10.1051/0004-6361/201526416

Ró៊ńska, A., and Czerny, B. (2000). Vertical structure of the accreting two-temperature corona and the transition to an ADAF. Astron. Astrofis. 360, 1170�.

Shen, Y., Richards, G. T., Strauss, M. A., Hall, P. B., Schneider, D. P., Snedden, S., et al. (2011). A catalog of quasar properties from sloan digital sky survey data release 7. Astrofis. J. Aanvulling Series 194:45. doi: 10.1088/0067-0049/194/2/45

Steffen, A. T., Strateva, I., Brandt, W. N., Alexander, D. M., Koekemoer, A. M., Lehmer, B. D., et al. (2006). The X-ray-to-optical properties of optically selected active galaxies over wide luminosity and redshift ranges. Astron. J. 131, 2826�. doi: 10.1086/503627

Strateva, I. V., Brandt, W. N., Schneider, D. P., Vanden Berk, D. G., and Vignali, C. (2005). Soft X-ray and ultraviolet emission relations in optically selected AGN samples. Astron. J. 130, 387�. doi: 10.1086/431247

Suzuki, N., Rubin, D., Lidman, C., Aldering, G., Amanullah, R., Barbary, K., et al. (2012). The hubble space telescope cluster supernova survey. V. Improving the dark-energy constraints above z > 1 and building an early-type-hosted supernova sample. Astrofis. J. 746:85. doi: 10.1088/0004-637X/746/1/85

Svensson, R. (1982). The pair annihilation process in relativistic plasmas. Astrofis. J. 258, 321�. doi: 10.1086/160081

Svensson, R. (1984). Steady mildly relativistic thermal plasmas - processes and properties. Monthly Notices R. Astron. Soc. 209, 175�. doi: 10.1093/mnras/209.2.175

Svensson, R., and Zdziarski, A. A. (1994). Black hole accretion disks with coronae. Astrofis. J. 436, 599�. doi: 10.1086/174934

Tananbaum, H., Avni, Y., Branduardi, G., Elvis, M., Fabbiano, G., Feigelson, E., et al. (1979). X-ray studies of quasars with the Einstein observatory. Astrofis. J. Part 2 Lett. 234, L9–L13. doi: 10.1086/183100

Taylor, M. B. (2005). “TOPCAT & STIL: Starlink Table/VOTable Processing Software,” in Astronomical Data Analysis Software and Systems XIV, Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 347, eds P. Shopbell, M. Britton, and R. Ebert (SAO/NASA Astrophysics Data System). Available online at: http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ASPC.347�T

Trippe, S. (2015). AGN broad line regions scale with bolometric luminosity. J. Korean Astron. Soc. 48, 203�. doi: 10.5303/JKAS.2015.48.3.203

Vignali, C., Brandt, W. N., and Schneider, D. P. (2003). X-Ray emission from radio-quiet quasars in the sloan digital sky survey early data release: the α_ox dependence upon ultraviolet luminosity. Astron. J. 125, 433�. doi: 10.1086/345973

Young, M., Elvis, M., and Risaliti, G. (2010). The X-ray energy dependence of the relation between Optical and X-ray emission in quasars. Astrofis. J. 708, 1388�. doi: 10.1088/0004-637X/708/2/1388

Zdziarski, A. A., Ghisellini, G., George, I. M., Fabian, A. C., Svensson, R., and Done, C. (1990). Electron-positron pairs, Compton reflection, and the X-ray spectra of active galactic nuclei. Astrofis. J. Part 2 Lett. 363, L1–L4. doi: 10.1086/185851

Keywords: active galactic nuclei, quasar, supermassive black holes, accretion disc, X-ray

Citation: Lusso E and Risaliti G (2018) The Physical Relation between Disc and Coronal Emission in Quasars. Voorkant. Astron. Space Sci. 4:66. doi: 10.3389/fspas.2017.00066

Received: 13 November 2017 Accepted: 18 December 2017
Published: 08 January 2018.

Paola Marziani, Osservatorio Astronomico di Padova (INAF), Italy

Vahram Chavushyan, National Institute of Astrophysics, Optics and Electronics, Mexico
Luka C. Popovic, Astronomical Observatory Belgrade, Serbia
Alberto Rodriguez-Ardila, Laboratório Nacional de Astrofísica, Brazil

Copyright © 2018 Lusso and Risaliti. This is an open-access article distributed under the terms of the Creative Commons Attribution License (CC BY). The use, distribution or reproduction in other forums is permitted, provided the original author(s) or licensor are credited and that the original publication in this journal is cited, in accordance with accepted academic practice. No use, distribution or reproduction is permitted which does not comply with these terms.


Kyk die video: SPINALNA STENOZA - Dr. Robert Košak, dr. med je specialist ortoped (Februarie 2023).