Casp Bacalla - Wolfa

Bacalla–Wolf cusp ( ang.  Bahcall–Wolf cusp ) je detail rozložení hvězd kolem masivní černé díry ve středu galaxie nebo kulové hvězdokupy . Pokud je jádro objektu obsahující černou díru dostatečně staré, pak výměna orbitální energie mezi hvězdami vede k vytvoření rozložení určitého tvaru. Například hustota hvězd ρ se mění se vzdáleností od černé díry r as

V galaxiích nebo hvězdokupách však nebyly nalezeny žádné přesné příklady vrcholu Bacalla-Wolf. [1] Možná je to způsobeno obtížností detekce (nedostatečné úhlové rozlišení) takové struktury.

Rozložení hvězd kolem supermasivní černé díry

Supermasivní černé díry se nacházejí v jádrech galaxií . Celková hmotnost hvězd v jádře je přibližně stejná jako hmotnost supermasivní černé díry. V Mléčné dráze je hmotnost černé díry asi 4 miliony hmotností Slunce a počet hvězd v jádru je asi 10 milionů. [2]

Hvězdy se pohybují kolem supermasivní černé díry po eliptických drahách, podobných drahám planet kolem Slunce. Energie hvězdy na oběžné dráze je

kde v je rychlost hvězdy, r je vzdálenost k černé díře a M je její hmotnost. Energie hvězdy zůstává po mnoho orbitálních období téměř konstantní. Přibližně po uplynutí doby relaxace si však většina hvězd v jádře vymění energii s jinými hvězdami, přičemž se změní parametry oběžné dráhy. Backall a Wolf [3] ukázali, že pokud dojde k výměně energie, funkce distribuce energie má tvar

což odpovídá hustotě ρ = ρ 0 r −7/4 . Obrázek ukazuje, jak se mění hustota hvězd. Plně vytvořený vrchol [4] sahá do vzdálenosti asi jedné pětiny poloměru vlivu supermasivní černé díry. Předpokládá se, že doba relaxace v jádru malých hustých galaxií je dostatečně krátká na to, aby se vytvořil vrchol Bacalla-Wolf. [5]

Střed Galaxie

Poloměr vlivu supermasivní černé díry ve středu Galaxie je asi 2–3 parseky a vrchol Bacalla-Wolff (pokud je přítomen) by sahal do vzdálenosti asi 0,5 pc od černé díry. Oblast této velikosti může být rozlišena ze Země pomocí moderních pozorovacích technik. Pozorovací data však přítomnost hrbolku nepotvrzují. Hustota distribuce starých hvězd vypadá plochá nebo dokonce klesající směrem ke středu Galaxie. [6] [7] Pozorování přitom nevylučují existenci hrotu v jiných komponentech. Současná pozorování však udávají odhad doby relaxace asi 10 miliard let, což je srovnatelné se stářím Mléčné dráhy. V důsledku toho nemohlo uplynout dostatek času pro vytvoření hrotu. [8] Nebo v důsledku nějakého procesu by se jasné hvězdy mohly zhroutit poblíž supermasivní černé díry.

Hrbolky pro různé hmoty

Řešení Bacalla-Wolf je použitelné pro jádro sestávající z hvězd stejné hmotnosti. Pokud se hmotnosti mění v určitých mezích, pak bude mít každá složka svůj vlastní hustotní profil. Existují dva hraniční případy. Pokud jsou za většinu hustoty zodpovědné hmotnější hvězdy, pak hustota distribuce hmotných hvězd bude mít vrchol a hvězdy s nízkou hmotností budou mít hustotu ρ r −3/2 . [9] Pokud hlavní příspěvek k hustotě mají hvězdy s nízkou hmotností, jejich hustota bude sledovat vrchol a hmotnější hvězdy se budou řídit rozdělením ρ r −2 . [deset]

Ve staré hvězdné populaci je většina hmoty obsažena ve formě hvězd hlavní posloupnosti o hmotnosti 1–2 hmotností Slunce a ve formě černých děr s hmotností hvězd o hmotnosti ~10–20 hmotností Slunce. Je pravděpodobné, že hvězdy hlavní posloupnosti dominují celkové hustotě, takže jejich hustota by měla sledovat vrchol a rozložení černých děr by mělo mít ostřejší tvar ρ ~ r −2 . Na druhou stranu se předpokládalo, že hmotnostní rozložení hvězd v galaktickém centru má vysoký podíl hvězd o velkých hmotnostech, přičemž velký je i podíl černých děr. [11] Pokud tomu tak je, pak by pozorované hvězdy měly vykazovat známky ploššího hustotního profilu ρ ~ r −3/2 . I plochý profil je však zjevně neslučitelný s pozorovacími údaji, což vede k závěru, že pravděpodobnost tvorby hrbolků je nízká. Počet a rozložení černých děr ve středu Galaxie je však velmi málo známý.

Poznámky

  1. ↑ Merritt, David Dynamika a evoluce galaktických jader  (anglicky) . — 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, sv. 322  (anglicky) / Lamers, HJ; Smith, LJ; Nota, A. - San Francisco: Astronomická společnost Pacifiku , 2004. - Sv. 322. - S. 49. - ISBN 1-58381-184-2 .
  3. ↑ Bahcall, JN & Wolf, RA (1976), Distribuce hvězd kolem masivní černé díry v kulové hvězdokupě , The Astrophysical Journal sv. 209: 214–232 , DOI 10.1086/154711 
  4. ↑ Termín "hrot" znamená, že graf hustoty versus poloměr má při vynesení v lineárních osách rys podobný vrcholu; v logaritmických osách není vrchol patrný.
  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), Složení hvězdokupy galaktického středu. Populační analýza z úzkopásmových spektrálních energetických distribucí adaptivní optiky , Astronomy and Astrophysics 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), Rozložení hvězd kolem masivní černé díry v kulové hvězdokupě. II Nerovnoměrné hmotnosti hvězd , The Astrophysical Journal vol. 216: 883–907 , DOI 10.1086/155534 
  10. ↑ Alexander, T. & Hopman, C. (2009), Silná masová segregace kolem masivní černé díry , The Astrophysical Journal vol . 697: 1861–1869 , DOI 10.1088/0004-637X/697/2/1861 
  11. ↑ Bartko, H. & et, al. (2010), Extrémně těžká počáteční hmotnostní funkce v Galactic Center Stellar Disks , The Astrophysical Journal vol. 708: 834–840 , DOI 10.1088/0004-637X/708/1/834