Casp Bacalla - Wolfa

Bacalla–Wolf cusp ( eng.  Bahcall–Wolf cusp ) är en detalj av fördelningen av stjärnor runt ett massivt svart hål i mitten av en galax eller klothop . Om kärnan i ett föremål som innehåller ett svart hål är tillräckligt gammal, leder utbytet av orbital energi mellan stjärnor till bildandet av en fördelning av en viss form. Till exempel varierar tätheten av stjärnor ρ med avståndet från det svarta hålet r as

Däremot har inga exakta exempel på Bacalla-Wolf-kuspen hittats i galaxer eller stjärnhopar. [1] Kanske beror detta på svårigheten att upptäcka (otillräcklig vinkelupplösning) en sådan struktur.

Fördelning av stjärnor runt ett supermassivt svart hål

Supermassiva svarta hål finns i galaxernas kärnor . Den totala massan av stjärnor i kärnan är ungefär lika med massan av ett supermassivt svart hål. I Vintergatan är massan av ett svart hål cirka 4 miljoner solmassor, och antalet stjärnor i kärnan är cirka 10 miljoner. [2]

Stjärnor rör sig runt det supermassiva svarta hålet i elliptiska banor, liknande planeternas banor runt solen. Energin hos en stjärna i omloppsbana är

där v är stjärnans hastighet, r är avståndet till det svarta hålet och M är dess massa. Energin hos en stjärna förblir nästan konstant under många omloppsperioder. Men ungefär efter att avslappningstiden har passerat kommer de flesta stjärnorna i kärnan att byta energi med andra stjärnor, samtidigt som parametrarna för omloppsbanan ändras. Backall och Wolf [3] visade att om energiutbyte inträffar har energidistributionsfunktionen formen

vilket motsvarar densiteten ρ = ρ 0 r −7/4 . Figuren visar hur tätheten av stjärnor förändras. En helt formad spets [4] sträcker sig till ett avstånd av cirka en femtedel av inflytanderadien för ett supermassivt svart hål. Man tror att avslappningstiden i kärnan av små täta galaxer är tillräckligt kort för att en Bacalla-Wolf-kusp ska bildas. [5]

Galaxens centrum

Inflytanderadien för ett supermassivt svart hål i mitten av galaxen är cirka 2–3 parsecs , och Bacalla-Wolff-kuspen (om sådan finns) skulle sträcka sig till ett avstånd av cirka 0,5 pc från det svarta hålet. Ett område av denna storlek kan lösas från jorden med moderna observationstekniker. Observationsdata bekräftar dock inte förekomsten av en cusp. Fördelningstätheten för gamla stjärnor ser platt ut eller till och med minskande mot galaxens centrum. [6] [7] Samtidigt utesluter inte observationer att det finns en spets i andra komponenter. Men nuvarande observationer ger en uppskattning av avslappningstiden på cirka 10 miljarder år, vilket är jämförbart med Vintergatans ålder. Följaktligen kunde det inte ha gått tillräckligt med tid för bildningen av cuspen. [8] Eller, som ett resultat av någon process, kan ljusstarka stjärnor kollapsa nära ett supermassivt svart hål.

Cusps för olika massor

Bacalla-Wolf-lösningen är tillämpbar på en kärna som består av stjärnor med lika stora massor. Om massorna varierar inom vissa gränser kommer varje komponent att ha sin egen densitetsprofil. Det finns två gränsfall. Om mer massiva stjärnor är ansvariga för det mesta av tätheten, kommer distributionstätheten för massiva stjärnor att ha en spets, och stjärnor med låg massa kommer att ha en densitet ρ r −3/2 . [9] Om det huvudsakliga bidraget till densiteten görs av stjärnor med låg massa, kommer deras densitet att följa spetsen, och mer massiva stjärnor kommer att lyda fördelningen ρ r −2 . [tio]

I den gamla stjärnpopulationen finns det mesta av massan i form av huvudsekvensstjärnor med en massa av 1–2 solmassor och i form av stjärnmassasvarta hål med en massa på ~10–20 solmassor. Det är troligt att huvudsekvensstjärnor dominerar den totala densiteten, så deras täthet bör följa en spets, och fördelningen av svarta hål bör ha en skarpare form ρ ~ r −2 . Å andra sidan antog man att massfördelningen av stjärnor i det galaktiska centrumet har en hög andel stjärnor med stora massor, medan andelen svarta hål också är stor. [11] Om så är fallet bör de observerade stjärnorna visa tecken på en plattare täthetsprofil ρ ~ r −3/2 . Men även en platt profil är uppenbarligen oförenlig med observationsdata, vilket leder till slutsatsen att sannolikheten för cuspbildning är låg. Antalet och fördelningen av svarta hål i mitten av galaxen är dock mycket dåligt känd.

Anteckningar

  1. ↑ Merritt, David Dynamik och utveckling av galaktiska kärnor  (engelska) . — Princeton, NJ: Princeton University Press , 2013.
  2. ↑ Figer, D.F. Young Massive Clusters in the Galactic Center // The Formation and Evolution of Massive Young Star Clusters, Astronomical Society of the Pacific Conference Series, vol. 322  (engelska) / Lamers, HJ; Smith, LJ; Nota, A. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific , 2004. - Vol. 322. - S. 49. - ISBN 1-58381-184-2 .
  3. ↑ Bahcall, JN & Wolf, RA (1976), Stjärnfördelning runt ett massivt svart hål i en globulär kluster , The Astrophysical Journal vol. 209: 214–232 , DOI 10.1086/154711 
  4. ↑ Termen "cusp" betyder att en plot av täthet kontra radie har en toppliknande egenskap när den plottas i linjära axlar; i de logaritmiska axlarna är toppen inte märkbar.
  5. ↑ Merritt, David (2009), Evolution of Nuclear Star Clusters , The Astrophysical Journal vol. 694: 959–970 , DOI 10.1088/0004-637X/694/2/959 
  6. ^ Buchholz, R.M.; Schoedel, R. & Eckart, A. (2009), Sammansättning av den galaktiska mittstjärnhopen. Populationsanalys från adaptiv optik smalbandig spektral energifördelning , astronomi och astrofysik T. 499: 483–501 , DOI 10.1051/0004-6361/200811497 
  7. ↑ Do, T. (2009), High Angular Resolution Integral-Field Spectroscopy of the Galaxy's Nuclear Cluster: A Missing Stellar Cusp? , Astrophysical Journal T. 703: 1323–1337 , DOI 10.1088/0004-637x/703/2/1323 
  8. ↑ Merritt, David (2010), The Distribution of Stars and Stellar Remnants at the Galactic Center , The Astrophysical Journal vol. 718: 739–761 , DOI 10.1088/0004-637X/718/2/739 
  9. ↑ Bahcall, JN & Wolf, RA (1977), Stjärnfördelning runt ett massivt svart hål i en klotformig klunga. II Unequal star masss , The Astrophysical Journal vol 216: 883–907 , DOI 10.1086/155534 
  10. ↑ Alexander, T. & Hopman, C. (2009), Strong Mass Segregation Around a Massive Black Hole , The Astrophysical Journal vol 697: 1861–1869 , DOI 10.1088/0004-637X/697/2/1861 
  11. ↑ Bartko, H. & et al. (2010), An Extremely Top-Heavy Initial Mass Function in the Galactic Center Stellar Disks , The Astrophysical Journal vol. 708: 834–840 , DOI 10.1088/0004-637X/708/1/834