Sterrekunde

Kwasar massa en aanwas pryse

Kwasar massa en aanwas pryse


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.

Hierdie bladsy op Wikipedia - Quasars noem dat die "bekendste [kwasar] na raming materiaal verteer wat gelykstaande is aan 600 Aarde per minuut". Daar is egter geen aanhaling vir hierdie kommentaar nie. Hoe kan ek uitvind waar hierdie inligting vandaan kom? Ek het kommentaar gelewer in die afdeling Bespreking vir die bladsy.


Moeilik om seker te sê, maar ek sou my voorstel dat dit ontstaan ​​uit metings van die helderheid en afleiding van die swartgatmassa in sulke stelsels.

Die mees ekstreme voorwerpe straal uit by die Eddington-helderheid, waar gravitasiekragte op materie wat in die swart gat val, gebalanseer word deur stralingsdruk van die verhitte materiaal nader in.

As die massasie wat omval, omgeskakel word na 'n helderheid van $$ L = epsilon dot {M} c ^ 2, $$ waar $ dot {M} $ die massa-aanwaspercentage is, $ L $ die helderheid en $ epsilon $ is 'n doeltreffendheidsfaktor wat 0.1 van orde moet wees; dan word die massa-aanwaskoers by die Eddington-limiet gegee deur $$ dot {M} = frac {4 pi GM m_p} { epsilon c sigma_T} simeq 1.4 keer 10 ^ {15} frac {M } {M _ { odot}} { rm kg / s}, $$ waar $ M $ die swartgatmassa is, $ m_p $ die massa van 'n proton en $ sigma_T $ die Thomson-verspreidingsdeursnit vir vrye elektrone (die belangrikste bron van ondeursigtigheid in die stortende gas).

Die grootste supermassiewe swart gate in die heelal het $ M simeq 10 ^ {10} M _ { odot} $ en dus is die Eddington-aanwas van sulke voorwerpe ongeveer $ 1,4 keer 10 ^ {25} $ kg / s of ongeveer 2,3 Aarde / sekonde of 140 Aarde per minuut. Die verskil tussen hierdie skatting en die op die Wikipedia-bladsy kan wees wat aanvaar word vir die grootste $ M $ of dat $ epsilon $ 'n bietjie kleiner is as 0.1, of dat die helderheid die Eddington-helderheid kan oorskry (omdat die aanwas nie 't bolvormig).

Miskien is 'n eenvoudiger manier om die antwoord te kry om die helderste kwasar te vind en te deel deur $ epsilon c ^ 2 $. Die helderste kwasar wat ooit gesien is, is waarskynlik iets soos 3C 454.3, wat $ sim 5 keer 10 ^ {40} $ Watt in sy hoogste toestand bereik. Die gebruik van $ epsilon = 0.1 $ lewer ongeveer 'n aardmassa per sekonde vir die aanwas.

Dus is die nommer op die Wikipedia-bladsy miskien 'n min oordrewe.


Hier is 'n studie van 2012 vir die grootste aangetekende kwasar wat 'n produksie van 400 keer die sonmassa per jaar aanhaal, dit is 253 aardmassas per minuut (133178400 M ⊕ / 525600 min) teen 2,5 persent die ligspoed, geleë 1 miljard ligjare weg.

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

Dit is die grootste aangetekende kwasar, ek weet nie wat die grootste teoretiese kwasar is nie; daar is blykbaar honderde mense wat die teoretiese maksimum teoretiseer en daaroor debatteer.


Grense in Sterrekundeen Ruimtewetenskappe

Die affiliasies van die redakteur en beoordelaars is die nuutste wat in hul Loop-navorsingsprofiele aangebied word en weerspieël moontlik nie hul situasie tydens die hersiening nie.


  • Laai artikel af
    • Laai PDF af
    • ReadCube
    • EPUB
    • XML (NLM)
    • Aanvullend
      Materiaal
    • EindNota
    • Verwysingsbestuurder
    • Eenvoudige TEXT-lêer
    • BibTex


    DEEL AAN

    Terugvoer en die rol daarvan in die vorming van sterrestelsels

    In watter mate beïnvloed kleinskaalse prosesse, soos stervorming en swartgataanwas, wêreldwye sterrestelseleienskappe soos sterremassas, sterrevormingstempo en chemiese oorvloed?

    Die gemeenskap stem nog steeds saam dat die terugvoer waarskynlik van sterre-evolusie by lae massas en van aktiewe galaktiese kerne (AGN's) teen hoë massas kom, hoewel Gabriela Canalizo aangevoer het dat AGN-terugvoer ook belangrik kan wees in dwergstelsels. Superbobels van gegroepeerde supernovas (SNe) is die belangrikste meganisme waardeur sterre-terugvoer uitstroom op galaktiese skale (Benjamin Keller) dryf, maar stralingsdruk is belangrik om 'n seldsame omgewing voor te berei waar SNe doeltreffend kan werk (Aura Obreja, Taysun Kimm en Hui Li) , alhoewel sterk bestraling ook die effekte van SNe kan verswak deur die groepering daarvan te verminder (Taysun Kimm). Nadat SNe lae-digtheid skoorstene in die interstellêre medium (ISM) gekerf het, kan minder kragtige, maar bestendige energiebronne, soos sterwinde en strale van hoë-massa X-straal-binaries, hulle oophou en uitvloei daardeur handhaaf (Lilian Garratt- Smithson). Kosmologiese hidrodinamiese simulasies met opgeloste SNe was een van die opwindendste nuwe ontwikkelings (Thorsten Naab en Thales Gutcke).


    1. 4DE1 Hoofreeks

    Die 4D Eigenvector 1 (4DE1) formalisme slaag suksesvol in die rangskikking van die tipe 1 AGN op grond van hul spektrale eienskappe (Sulentic et al., 2000). Vier waarnemingsparameters definieer vier dimensies van die Eigenvector 1: die volle breedte teen die helfte maksimum (FWHM) van H& # x003B2 breë komponent (H & # x003B2VC), die sterkte van optiese FeII meng by 4570 & # x000C5 beskryf deur die verhouding RFeII = Ek (FeII) / Ek (H& # x003B2VC), die snelheidsverskuiwing van die CIV& # x003BB1549 profiel, en sagte X-straal foton indeks (& # x00393sag). Die belangrikste korrelasie tussen hierdie eienskappe word verskaf deur die optiese parameters, FWHM (H & # x003B2VC) en die RFeII, wat die 4DE1 optiese vlak definieer.

    Veranderings in die spektroskopiese eienskappe by FWHM (H& # x003B2) = 4.000 km s & # x022121 veroorsaak die identifikasie van twee populasies: A en B. Bronne met FWHM (H& # x003B2) & # x02264 4.000 km s & # x022121 word gekategoriseer as populasie A. In hierdie populasie kan die breë komponent (BC) van die lae-ionisasie-emissielyne (LIL-ionisasiepotensiaal IP & # x02272 20 eV) baie goed wees -model volgens 'n Lorentziaanse profiel, byvoorbeeld in die geval van H& # x003B2 emissie. Hulle vertoon ook 'n hoë intensiteit van FeII, groot asimmetrieë in die hoë ioniseringslyne (HIL IP & # x0003E 40 eV), soos CIV& # x003BB1549, en 'n oormaat in die sagte X-strale-streek. Die meeste van hulle is radio-stil bronne. Aan die ander kant het populasie B-bronne 'n breër profiel (FWHM) H& # x003B2VC) & # x0003E 4.000 km s & # x022121). In hierdie bevolking is die H& # x003B2-emissie is rooi asimmetries en is geskoei met twee Gaussiese profiele. Een daarvan stem ooreen met die BC wat aan die rusraam geleë is, en die ander een word geassosieer met 'n baie breë komponent (VBC), wat breedtes & # x0007E10,000 km s & # x022121 bereik. Die FeII die intensiteit in hierdie bronne is swak en daar is geen groot asimmetrie in die HIL-profiele nie. Die domein by FWHM & # x0003E 4.000 km s & # x022121 word meestal bevolk deur radio-luide voorwerpe (Zamfir et al., 2010).

    Langs die optiese 4DE1-diagram vind ons verskillende subpopulasies (Sulentic et al., 2002), wat in die linkerpaneel van Figuur 1 getoon word. Bevolking A-asblikke (A1, A2, A3 en A4) is gebaseer op die toename van die FeII intensiteit, & # x00394RFeII = 0,5. A1-bronne het 'n laer bydrae van FeII, as A4-bronne. Terwyl populasie B-bakke (B1, B1 & # 43, B1 & # 43 & # 43, en B2) wissel volgens 'n breedte-toename van & # x00394FWHM (H& # x003B2VC) = 4 000 km s & # x022121. B1 & # 43 & # 43 bronne het byvoorbeeld 'n groot breedte as die B1. Inderdaad, populasies B-asblikke kan ook gedefinieer word in terme van die RFeII, byvoorbeeld, die B2-populasie het 'n 0,5 & # x02264 RFeII & # x02264 1.0 en 4.000 & # x02264 FWHM (H& # x003B2VC) & # x02264 8,000 km s & # x022121.

    Figuur 1. (Links) 4DE1 Optiese vliegtuig. Data behoort aan 'n steekproef van 470 helder lae-z QSO's van Zamfir et al. (2010). Die vliegtuig is in Sulke verdeel volgens Sulentic et al. (2002). xA-bronne (groen kolletjies) is geleë in die groen vierkant wat deur R gedefinieer wordFeII & # x02265 1 en FWHM (H & # x003B2VC) & # x02264 8 000 km & # x022121. Die groengeel punt dui die posisie van I Zw aan 1. Grys kolletjies stem ooreen met die res van die populasie A en B. Die geel skaduwee dui op die 4DE1 optiese volgorde. (Regs) Verspreiding van die xA kandidaatsteekproef (swart vierkante) in die vlak gedefinieër deur die vloedverhoudings Al III & # x003BB1860 / Si III] & # x003BB1892 en C III] & # x003BB1909 / Si III] & # x003BB1892 verkry uit die metings gedoen met die GTC-spektra. Die grys area stem ooreen met die gebied wat deur die xA-bronne beset is volgens vorige studies.

    As ons langs die 4DE1 optiese volgorde beweeg, vind ons 'n goed georganiseerde variasie van die fisiese eienskappe soos die swartgatmassa (MBH), elektroniese digtheid (nH), ionisasieparameter (U) of dimensielose aanwaspersentasie (& # x01E41) (Marziani et al., 2001, 2010). Byvoorbeeld, die mees ekstreme B-bronne, die B1 & # 43 & # 43, het 'n hoë swartgatmassa en 'n klein dimensielose aanwaspersentasie in vergelyking met die mees ekstreme vir die populasie A, die A4-bevolking. Dan kan die 4DE1 beskou word as 'n evolusiediagram vir tipe 1 AGN, wat aangedryf kan word deur die Eddington-verhouding, L / LEdd (Marziani et al., 2001 Shen en Ho, 2014 Fraix-Burnet et al., 2017). Opgedateerde resultate van die 4DE1 word in Marziani et al. in hierdie bundel.

    1.1. Ekstreme stralingsbronne langs 4DE1

    In elke 4DE1 subpopulasie het ons spesifieke eienskappe geïdentifiseer. In hierdie artikel fokus ons op A3 en A4, wat die 10% van die bevolking A-bronne verteenwoordig (Zamfir et al., 2010 Shen et al., 2011). In die optiese reeks is die belangrikste kenmerk die sterk intensiteit van FeII by & # x003BB4570 & # x000C5 (Bachev et al., 2004), terwyl in die UV die CIV& # x003BB1549 emissielyn toon gereeld 'n bluesverskuiwde komponent met 'n skuif ten opsigte van die rusraam van & # x00394vr & # x0003C & # x022121.000 km s & # x022121 (Sulentic et al., 2007).

    'N Prototipe A3-bron by lae rooi verskuiwing is I ZW 1 met Z & # x02248 0,0605, RFeII = 1.3 & # x000B1 0.1, log L / LEdd & # x02248 & # x022120.11 & # x000B1 0.17 en 'n skuif ten opsigte van die rusraam van CIV& # x003BB1549 & # x00394vr & # x0003C & # x022121,670 & # x000B1 100 km s & # x022121 (Boroson and Green, 1992 Negrete et al., 2012 Marziani and Sulentic, 2014). Binne 4DE1-formalisme is A3- en A4-bronne deur Marziani en Sulentic (2014) as xA gekatalogiseer. Linker paneel van Figuur 1 toon die area beset deur die xA bronne in die 4DE1 optiese vlak.

    Met behulp van optiese en UV-monsters met ongeveer & # x0007E60 bronne in elke spektraalbereik (Bachev et al., 2004 Negrete et al., 2013 Marziani and Sulentic, 2014), het ons seleksiekriteria erken om xA-bronne te identifiseer:

    Die optiese kriterium word algemeen gebruik in bronne met 'n lae rooiverskuiwing (Z & # x0003C 1.0), terwyl die UV een help om xA-bronne met 'n hoë rooiverskuiwing te identifiseer as gevolg van die beperking van die detektors om die optiese gebied waar te neem. Albei kriteria word tegelykertyd bevredig, hulle is in 'n wye rooiverskuiwingsreeks getoets, Z = 0.4 & # x020133.0 (Bachev et al., 2004 Negrete et al., 2013 Marziani and Sulentic, 2014).

    'N Ander belangrike kenmerk is die hoë Eddington-verhouding wat deur die xA-bronne, L / L, getoon wordEdd & # x0003E 0.2 (Marziani en Sulentic, 2014). Die hoë Eddington-verhouding wat bereik word, kan geassosieer word met 'n dun skyf, met 'n meetkundige en optiese dik struktuur. Dit kan gevorm word in 'n aduksie-gedomineerde aanwasvloei en dit kan die sterk uitvloei in hierdie voorwerpe veroorsaak (Abramowicz et al., 1988 Abramowicz en Straub, 2014). Die sterk verband tussen die hoë L / LEdd en sterk asimmetrieë waargeneem in die xA-bronne wys daarop dat waarskynlik L / LEdd is die drywer van wind / uitvloei (Sulentic et al., 2017).

    Aan die ander kant, as die aanwaskoers naby is, is die Eddington-limiet (L / LEdd = 1), is die afhanklikheid van die Eddington-koers met die swart gate massa swak en dan kan hierdie bronne gebruik word as standaard kerse, en dit kan help om kosmologiese parameters te bepaal (Marziani en Sulentic, 2014 Wang et al., 2014).

    Met die doel om die gedrag van xA-voorwerpe te ontleed, neem ons 'n monster van 19 kwasars in die UV-streek met 'n hoë rooi verskuiwing met behulp van die GTC-teleskoop waar. Hulle is geanaliseer met behulp van multikomponentaanpassings (Afdeling 2). Ons vind 'n ander gedrag tussen die tussen- en hoë-ioniseringslyne, wat die verskillende strukture in die breëlyngebied en hul verband met die aanwasskyf (Afdeling 3) openbaar. In Hoofstuk 4 word ons belangrikste resultate aangebied.


    Microlensingmeting van 'n kwasar se aanwasskyf

    Die Hubble-beeld van 'n enkele kwasar, WFI2026-4536, word swaartekragtig gelens en in vier subfoto's afgebeeld. Paneel (a) toon die beeld, en paneel (b) toon die beeld nadat die kwasarkomponente afgetrek is, wat die dowwe sterrestelsel ("G") voorlê. Sterrekundiges het ligte variasies tussen die kwasar se lensonderdele gebruik om die grootte van sy aanwas-skyf en die massa van sy supermassiewe swart gat af te lei. Krediet: NASA-Hubble, Morgan et al. 2003

    'N Aktiewe galaktiese kern (AGN) is 'n supermassiewe swart gat wat in die kern van 'n sterrestelsel lê wat materiaal versamel. Die aanwas kom in die omgewing van die warm torus rondom die kern voor, en dit kan vinnig bewegende strale van gelaaide deeltjies genereer wat helder, veranderlike straling uitstraal namate materiaal versnel terwyl dit na binne val. Kwasars is miskien die bekendste ligte AGN, en hul kerne is relatief onbelemmer deur stof. Quasar-kernstreke en -skyfies is te ver weg en te klein om opgelos te word met teleskope en sterrekundiges wat probeer om die gedrag van kwasars, AGN en aanwasskyfies te verstaan, word gedwing om die fisika uit indirekte metings af te lei. Vloei-wisselvalligheidsmetings bied een so 'n weg.

    Mikrolensering verwys na die kort flitse van lig wat geproduseer word wanneer kosmiese liggame beweeg, wat as gravitasielense optree, die intensiteit van die lig vanuit die agtergrondbronne moduleer. Omdat die ligweg gebuig word deur die teenwoordigheid van 'n massa, kan materiële liggame soos gravitasielense optree om die beelde van voorwerpe wat daaragter gesien word, te verdraai. Microlensing bied die geleentheid om die groottes van quasar AGN te meet. Daar word soms kwasarbeelde met lens gevind wat vergroot en in veelvuldige beelde verdraai is deur 'n sterrestelsel en die sterre voorwerpe daarin. Namate die kwasar relatief tot ons siglyn beweeg, verander hierdie vergroting en veroorsaak dit 'n beduidende wisselvalligheid tussen die beelde gedurende maande of jare. As die tydsvertragings tussen die meerdere beelde van die kwasar gedurende genoegsame tydperke noukeurig dopgehou word, is dit moontlik om die intrinsieke kwasarveranderlikheid uit die mikrolensveranderlikheid te ontrafel. Slegs veertien metings van kwasars met meerdere tydperke is gemaak.

    CfA-sterrekundige Emilio Falco was lid van 'n span wat hierdie veranderlikheidstegnieke gebruik het om die grootte en massa van die aanwasskyf en die swart gat in die kwasar WFI2026-4536 te skat, 'n kwasar so ver dat die lig al amper elf na ons toe beweeg miljard jaar is die ouderdom van die heelal slegs 13,7 miljard jaar. Die wetenskaplikes het data oor die variasie van optiese lig oor dertien jaar, van 2004 tot 2017, ontleed en lensmodelle ontwikkel wat die grootte van die kwasar se aanwasskyf kon beperk tot ongeveer driehonderd en sestig astronomiese eenhede en die massa van sy supermassiewe swart gat tot ongeveer een en 'n half miljard sonmassas. Die massa stem ooreen met ander verwagtinge en met die omvang van die massas in die veertien ander soortgelyke meetkwasars, maar ongeveer twee keer so groot as wat verwag word uit metodes gebaseer op die helderheid. Hulle rapporteer ook die eerste massametings van die sentrale swart gat met behulp van spektroskopiese data, met resultate wat ooreenstem met die veranderlikheidsmetode. Die indrukwekkende resultate verfyn ons onderbou van hierdie verre monsters verder en verfyn die modelle van AGN.


    Kommentaar

    Hoe lank neem dit, buite die gebeurtenishorison, voordat swart gate gevorm word, veral 2 miljard sonmassa swart gate soos hierdie verslag beskryf? Onthou tydsverruiming vind binne die horison plaas, aangesien materie binne-in die enkelvoud val. Buite die gebeurtenishorison kan die heelal miljarde jare beleef voordat die swart gat werklik gevorm het. As die gepostuleerde oerknal-gebeurtenis 14 miljard jaar gelede plaasgevind het, het daar dus nie genoeg tyd in die heelal verloop om swart gate te vorm nie. Steek die kenners 'n dwaling hier weg?

    U moet aangemeld wees om kommentaar te lewer.

    Hier is geen fisika-graad nie, maar waarna ons kyk, is 'n gebeurtenishorison van 2 miljard sonmassas, nie die swart gat nie. Dit wil vir my voorkom asof u korrek is oor die kwessie van tydsverwidering, maar as u verby die horison van die gebeurtenis is, sal al die massa dieselfde kragte uitoefen en dieselfde gebeurtenishorison van 'n voltooide swart gat produseer, al is al die 2 miljard sonmassa nog steeds in 'n ewige slow motion val na die sentrum. Wat ons sien, sal van buite presies dieselfde lyk.

    U moet aangemeld wees om kommentaar te lewer.

    Met verwysing na Richard Scott plaas dit 'n vraag.

    Kan 'n swart gat sonder 'n enkelvoud ontstaan ​​en 'n gebeurtenishorison hê? As Einstein GR vereis dat daar 'n unieke karakter bestaan ​​om die vorming van die gebeurtenishorison te verklaar, het ons nou werklike probleme in alle swartgat-eise in sterrekunde.

    U moet aangemeld wees om kommentaar te lewer.

    Ek kan eerlikwaar nie sien waarom so 'n massa ('n paar miljard sonmassas) vir 'n swart gat in 770 miljoen jaar nie genoeg tyd gehad het om te vorm nie. Baie berekeningsimulasies dui daarop dat swaartekrag van plaaslike hoëdigtheidsstreke wat reeds honderde miljarde sonmassas en meer bevat, die saad kan vorm van toekomstige massiewe sterrestelsels.

    'N Gewone en eenvoudige ontleding van die viriale stelling dui maklik aan dat sterre nie die enigste dinge is wat gaan vorm nie. Daar sou natuurlik bevolkte trosse (van

    1 miljoen sonmassas, net soos wat ons vandag as antieke bolvormige trosse sien) en trosse van sulke trosse wat in 'n totale vorm 'sterrestelselmassas' is, is 'n duidelike gevolg.

    Daar sal uiteraard baie meer ontdekkings wees van sulke massiewe (swart gat geborgde) kwasars teen ongeveer 'n rooi verskuiwing van 7 en meer. Dit behoort nie in die minste verbasend te wees nie.

    'N Mens wil graag dat die wetenskaplike ontdekking aan die publiek uitgebeeld word in die lig van die meer gepaste teoretiese verwagting, eerder as die voortdurende refrein van hoe verbaas wetenskaplikes is om iets te vind wat hulle deeglik bewus is, binne die grense van die teoretiese moontlikheid. Dit pomp die gewilde indruk dat wetenskaplikes NIKS weet nie, en dit is verreweg die ernstigste en verderflike onakkuraatheid wat met hierdie aankondigings gepleeg word.

    U moet aangemeld wees om kommentaar te lewer.

    & quot 'n Tweede teorie dui daarop dat aanwas klompe gasse direk ineenstorting van kern kan ondergaan om supermassiewe swart gate te genereer. Maar albei hierdie modelle verklaar nie hoe so 'n vroeë swart gat die massa van twee miljard sonne bereik het nie. & Quot

    U moet aangemeld wees om kommentaar te lewer.

    & quot Dit gee sterrekundiges hoofpyn, & quot sê Mortlock. & quot Dit is moeilik om te verstaan ​​hoe 'n swart gat 'n miljard keer massiewer as die son so vroeg in die geskiedenis van die heelal kon gegroei het. Dit is soos om 'n sneeubal teen die heuwel af te rol en skielik kom jy agter dat dit 20 voet breed is! & Quot

    Nee, dit is glad nie moeilik nie. Gravitasie-ineenstorting van 'n voldoende digte wolk kan inderdaad baie vinnig verloop. Aanvanklike vorming van so 'n supermassiewe swart gat vereis NIE 'n nakoming van die bestendige groeiparadigma wat geleidelik meer massa daarin opbou deur middel van (relatief) stadige aanwas nie. Daardie swart gat is byna seker belê met die grootste deel van die waargenome massa. Ons beskou dit nou as 'n baie briljante kwasar, want dit hou aan om gas wat beskikbaar is, aan te vul. Daar is hoegenaamd geen rede om te dink dat die aanvanklike vorming daarvan moet gekoppel word aan die huidige aanwaspersentasie nie. Ons sal onvermydelik nog baie soortgelyke voorbeelde van sulke vroeë supermassiewe swart gate (kwasars) vind. En elke hernieude 'probleem' gebaseer op die feitlike aanwaspersentasie, sal voortgaan as heeltemal irrelevant.

    U moet aangemeld wees om kommentaar te lewer.

    As die paradigma foutief is, ja, in elk geval, laat dit verpletter word.

    U moet aangemeld wees om kommentaar te lewer.

    Nee, die kundiges is hierdie keer reg. Soos die donker energieprobleem, is hierdie super massiewe swart gate aan die begin van die tyd 'n werklike probleem vir die huidige paradigma. Materie kan nie swaartekrag ineenstort sonder om die momentum te verloor nie, en daarom val die maan nie op die aarde nie. Twee miljard sonmassas materie kan nie sy hoekmoment tegelykertyd verloor nie. Die tempo waarteen swart gate groei, word beperk deur die tempo waarteen energie weggestraal word. Met ander woorde, vir 'n BH om 1 sonmassa te verkry, moet die materie wat in val, 1 sonmassa suiwer energie uitstraal op pad af, volgens E = mc ^ 2. Die bestaan ​​van 'n 2 miljard sonmassa BH 770 miljoen jaar na die oerknal impliseer dus dat dit gemiddeld 2,5 sonmassa suiwer energie per jaar sedert die BB uitstraal. Hoe kan materie aanhou val wanneer dit soveel energie uitstraal? Die bekende fisiese wette sê dat dit onmoontlik is.

    U moet aangemeld wees om kommentaar te lewer.

    Met alle respek het die artikel nie verduidelik hoe hulle by so 'n groot massa vir die swart gat uitkom nie. Kan die aannames, of selfs enige aanname onder hulle, wat die gevolgtrekking moontlik gemaak het, bevraagteken word?
    Miskien was daar nie prosesse gedurende daardie era wat ons nog heeltemal moes verstaan ​​nie?
    Onthou ons die verwarring oor kwasars toe dit die eerste keer gesien is? Dit was aansienlik.
    Verstaan ​​ons nog die aard van energie en deeltjiesstrale? - selfs binne die teorieë van sonvorming?


    Spektroskopie van swaartekraglense

    Ek was nog altyd geïnteresseerd in gravitasie-lens, want dit is cool. Nadat ek in 2000 as 'n Postdoc van Princeton / Catolica by die SDSS-samewerking aangesluit het, was ek deel van die SDSS-kwasar-lense-samewerking, wat baie artikels oor lens-kwasars opgelewer het. Onlangs, in 2009, het ek die kwasar met die grootste swaartekraglens ontdek wat tans bekend is (z = 4.8 McGreer et al. 2010 ). Ek het ook 'n paar idees vir die bestudering van boë met swaartekraglense, maar dit sal moontlik eers in die era van dertig meter teleskope tot stand kom.

    Intussen het my nagraadse student Jesse Rogerson se magistertesis kwasarstersterismes (binaries, pare en lense) gebruik om die ruimtelike struktuur van Mg II-opname in tussenliggende sterrestelsels te ondersoek. Chen & Tinker (2008) het enkel-kwasar-waarnemings gebruik om 'n model van Mg II-halo's te vervaardig. Ons gebruik data uit die literatuur oor kwasarsterismes as 'n nuwe toets van hul model (Rogerson & Hall 2012) .


    Die vroegste supermassiewe swart gat en kwasar in die heelal


    'N Kunstenaar se indruk van kwasar J0313-1806 wat die supermassiewe swart gat en die uiters hoë snelheidswind toon. Die kwasar, gesien net 670 miljoen jaar na die oerknal, is 1000 keer helderder as die melkweg en word aangedryf deur die vroegste supermassiewe swart gat wat meer as 1,6 miljard keer die massa van die son weeg. KREDIET NOIRLab / NSF / AURA / J. da Silva

    Die mees afgeleë kwasar wat bekend is, is ontdek. Die kwasar, gesien net 670 miljoen jaar na die oerknal, is 1000 keer helderder as die melkweg en word aangedryf deur die vroegste supermassiewe swart gat wat meer as 1,6 miljard keer die massa van die son weeg.

    Meer as 13 miljard jaar gelede gesien, is hierdie volledig gevormde kwasar ook die vroegste wat nog ontdek is, wat sterrekundiges insig gee in die vorming van massiewe sterrestelsels in die vroeë heelal. Die resultaat is vandag bekend gemaak tydens die vergadering van die American Astronomical Society (AAS) in Januarie 2021.

    Kwasars, wat aangedryf word deur die voedingsgasse van kolossale supermassiewe swart gate, is die mees energieke voorwerpe in die heelal. Dit kom voor as gas in die superverhitte aanwasskyf rondom 'n supermassiewe swart gat onverbiddelik na binne getrek word en lig oor die elektromagnetiese spektrum uitstraal. Die hoeveelheid energie wat deur kwasars vrygestel word, is enorm, met die mees massiewe voorbeelde wat heel sterrestelsels maklik uitsteek.

    Op 'n perskonferensie van AAS vandag, 12 Januarie 2021, het 'n internasionale span sterrekundiges die ontdekking van J0313-1806, die verste kwasar tot nog toe, bekend gemaak met 'n rooi verskuiwing van z = 7.64.

    Die studie, wat data bevat van verskeie Maunakea Observatories in Hawaii - UKIRT, WM Keck Observatory, en die internasionale Gemini Observatory, 'n program van NSF se NOIRLab - asook Pan-STARRS1, 'n opnameteleskoop oor Maui wat deur die University of Hawaii Institute bedryf word vir Sterrekunde, is aanvaar in The Astrophysical Journal Letters en is beskikbaar in voorafdruk-formaat op arXiv.org.

    "Die kwasars wat die verste is, is van kardinale belang om te verstaan ​​hoe die vroegste swart gate ontstaan ​​het en om die kosmiese reïonisering te verstaan ​​- die laaste belangrike fase-oorgang van ons heelal," het Xiaohui Fan, medeskrywer van die studie en professor in sterrekunde aan die Universiteit van Arizona, gesê .

    Die aanwesigheid van so 'n massiewe swart gat so vroeg in die geskiedenis van die heelal, daag die teorieë van die vorming van swart gate uit.

    "Swart gate wat deur die heel eerste massiewe sterre geskep is, kon in net 'n paar honderd miljoen jaar nie so groot geword het nie," sê Feige Wang, NASA Hubble-genoot aan die Universiteit van Arizona en hoofskrywer van die navorsingsartikel.

    Die waarnemings wat tot hierdie ontdekking gelei het, is met behulp van 'n verskeidenheid sterrewagte regoor die wêreld gedoen, waaronder verskeie teleskope van wêreldgehalte in Hawaii.

    Gegewens van Pan-STARRS1 en die UKIRT Hemisphere Survey het gehelp om J0313-1806 eers te identifiseer. Nadat die span sy identiteit as 'n kwasar bevestig het, het hulle 'n hoë gehalte spektrum van Keck Observatory en Gemini North gekry om die massa van die sentrale supermassiewe swart gat te meet.

    "Meting van spektrale lyne wat afkomstig is van gas wat die kwasar se aanwasskyf omring, stel ons in staat om die massa van die swart gat te bepaal en te bestudeer hoe die vinnige groei daarvan die omgewing beïnvloed. Vir sulke verre kwasars word die belangrikste spektraallyne rooi verskuif na naby-infrarooi golflengtes en Keck se NIRES-spektrograaf is 'n uitstekende instrument vir hierdie waarnemings, "het mede-outeur Aaron Barth, 'n professor in fisika en sterrekunde aan die Universiteit van Kalifornië, Irvine, gesê.

    "Om infrarooi lig waar te neem, vereis lae temperature. Die klimaat wat byna op die hemel-skraap-top van Maunakea (13.796 voet of 4205 m) heers, maak dit een van die enigste terreine op aarde met instrumente wat sensitief genoeg is om sulke rooi golflengtes waar te neem," het gesê. Joe Hennawi, 'n professor aan die UC Santa Barbara, wat die waarnemings met die Keck / NIRES-spektrograaf help uitvoer het.

    Benewens die weeg van die monster-swart gat, het die Keck-sterrewag en die Tweeling-Noord-waarnemings 'n uiters vinnige uitvloei ontdek wat uit die kwasar voortspruit in die vorm van 'n wind met 'n hoë snelheid wat 20% van die ligsnelheid beweeg.

    'Die energie wat vrygestel word deur so 'n uiterste hoë-snelheid-uitvloei, is groot genoeg om die stervorming in die hele kwasar-gasheerstelsel te beïnvloed,' het mede-outeur Jinyi Yang, Peter A. Strittmatter, postdoktorale genoot van Steward Observatory aan die Universiteit van Arizona, gesê.

    Dit is die vroegste voorbeeld van 'n kwasar wat die groei van sy gasheerstelsel uitbeeld, wat J0313-1806 'n belowende teiken vir toekomstige waarnemings maak.

    Die sterrestelsel wat J0313-1806's huisves, ondergaan 'n vlaag van stervorming wat nuwe sterre 200 keer vinniger produseer as die Melkweg. Die kombinasie van hierdie intense stervorming, die ligte kwasar en die uitvloei van hoë snelhede maak van J0313-1806 en sy gasheerstelsel 'n belowende natuurlike laboratorium om die groei van supermassiewe swart gate en hul gasheerstelsels in die vroeë heelal te begryp.

    "Dit sou 'n uitstekende teiken wees om die vorming van die vroegste supermassiewe swart gate te ondersoek," het Wang afgesluit. "Ons hoop ook om meer te wete te kom oor die effek van kwasaruitvloeiing op hul gasheerstelsel - sowel as om te leer hoe die massiefste sterrestelsels in die vroeë heelal gevorm het."

    The Near Infrared Echellette Spectrograph (NIRES) is 'n prisma-kruisverspreide naby-infrarooi spektrograaf wat by die California Institute of Technology gebou is deur 'n span onder leiding van die hoofinstrumentwetenskaplike Keith Matthews en prof. Tom Soifer. In gebruik geneem in 2018 dek NIRES 'n groot golflengte met 'n matige spektrale resolusie vir gebruik op die Keck II-teleskoop en neem uiters flou rooi voorwerpe waar wat gevind word met die Spitzer- en WISE-infrarooi-ruimteteleskope, asook bruin dwerge, sterrekragstelsels en kwasars . Ondersteuning vir hierdie tegnologie is mildelik deur die Mt. Astronomiese Stigting van Kuba.

    OOR W. M. KECK OBSERVATORY

    Die W. M. Keck-sterrewagteleskope is van die wetenskaplik produktiefste op aarde. Die twee 10 meter optiese / infrarooi teleskope bo-op Maunakea op die eiland Hawaï? I beskik oor 'n reeks gevorderde instrumente, insluitend beeldvormers, multi-voorwerp spektrograwe, hoë resolusie spektrograwe, integrale veldspektrometers en wêreldleidende laser-gids ster aanpasbaar optiese stelsels. Sommige van die gegewens wat hierin aangebied word, is verkry by Keck Observatory, 'n private 501 (c) 3-organisasie sonder winsbejag wat as wetenskaplike vennootskap bedryf word tussen die California Institute of Technology, die Universiteit van Kalifornië en die National Aeronautics and Space Administration. Die Sterrewag is moontlik gemaak deur die ruim finansiële ondersteuning van die W. M. Keck-stigting. Die outeurs wil die baie belangrike kulturele rol en eerbied erken en erken wat die top van Maunakea nog altyd in die Native Hawaii-gemeenskap gehad het. Ons is baie gelukkig om die geleentheid te kry om vanaf hierdie berg waarnemings te doen.


    'N Rekord-kwasar vorm 'n supermassiewe probleem

    Sterrekundiges het die tweede verste kwasar ontdek wat nog ooit gevind is, 'n verbysterende 13 miljard ligjare van die aarde af. Dit het 'n supermassiewe swart gat in sy hart wat die kosmiese skaal van 1,5 miljard keer die massa van die son kantel, wat dit die mees massiewe swart gat op daardie afstand * maak.

    Meer slegte sterrekunde

    Die tegniese naam van die kwasar is J1007 + 2115 (na sy koördinate aan die hemel), maar sterrekundiges het dit die bynaam Pōniuā'ena, 'n inheemse Hawaise woord wat beteken "ongesiene draaiende skeppingsbron, omring met glans", wat tegelykertyd net so akkuraat en poëties is 'n beskrywing van 'n aktiewe sterrestelsel wat ek gehoor het †.

    Dit is gevind in 'n opname van die lug op soek na sterrestelsels soos dit, en sterrekundiges het dit noukeuriger met verskillende groot teleskope waargeneem om 'n spektrum daarvan te kry, wat die afstand bevestig.

    'N Kwasar is 'n aktiewe sterrestelsel, waar die supermassiewe swart gat in sy kern aktief materie daaromheen eet. Terwyl die materie in 'n skyf om die gat ophoop voordat dit val, verhit wrywing dit tot belaglike hoë temperature, wat dit kwaai laat gloei. Hierdie skyf is so helder dat dit al die sterre in die sterrestelsel maklik kan uitsteek, en hierdie skywe is die kragtigste deurlopende energiebronne in die heelal.

    'N Spektrum - wat die lig opbreek in honderde of duisende individuele kleure - kan u baie oor 'n voorwerp vertel. Byvoorbeeld, as materiaal rondom die swart gat draai, sien ons die kleur van die lig daarvan rooi sowel as blouverskuiwing (materiaal aan die een kant is weg van ons en aan die ander kant na ons toe). The amount of this shift tells us the mass of the black hole, which is 1.5 billion times the Sun's mass, a huge number. Only one other quasar is known this far from us, J1342+0908, and its black hole is only about half this massive.

    Also, as the Universe expands, distant objects appear to move away from us, imparting a redshift on the light that can tell us how far away it is. 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, regtig 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. Krediet: 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 baie 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.