Casp Bacalla - Wolfa

Cuspidul Bacalla–Wolf ( ing.  Bahcall–Wolf cusp ) este un detaliu al distribuției stelelor în jurul unei găuri negre masive din centrul unei galaxii sau al unui cluster globular . Dacă miezul unui obiect care conține o gaură neagră este suficient de vechi, atunci schimbul de energie orbitală între stele duce la formarea unei distribuții de o anumită formă. De exemplu, densitatea stelelor ρ variază în funcție de distanța de la gaura neagră r as

Cu toate acestea, nu s-au găsit exemple exacte de cuspide Bacalla-Wolf în galaxii sau clustere de stele. [1] Poate că acest lucru se datorează dificultății de a detecta (rezoluție unghiulară insuficientă) o astfel de structură.

Distribuția stelelor în jurul unei găuri negre supermasive

Găurile negre supermasive sunt situate în nucleele galaxiilor . Masa totală a stelelor din miez este aproximativ egală cu masa unei găuri negre supermasive. În Calea Lactee, masa unei găuri negre este de aproximativ 4 milioane de mase solare, iar numărul de stele din miez este de aproximativ 10 milioane. [2]

Stelele se deplasează în jurul găurii negre supermasive pe orbite eliptice, similar cu orbitele planetelor din jurul Soarelui. Energia unei stele aflate pe orbită este

unde v este viteza stelei, r este distanța până la gaura neagră și M este masa acesteia. Energia unei stele rămâne aproape constantă în multe perioade orbitale. Dar aproximativ după trecerea timpului de relaxare, majoritatea stelelor din nucleu vor schimba energie cu alte stele, schimbând în același timp parametrii orbitei. Backall și Wolf [3] au arătat că dacă are loc schimbul de energie, funcția de distribuție a energiei are forma

care corespunde densităţii ρ = ​​ρ 0 r −7/4 . Figura arată cum se modifică densitatea stelelor. Un cuspid complet format [4] se extinde la o distanță de aproximativ o cincime din raza de influență a unei găuri negre supermasive. Se crede că timpul de relaxare în miezul galaxiilor mici dense este suficient de scurt pentru a se forma un cuspid Bacalla-Wolf. [5]

Centrul Galaxiei

Raza de influență a unei găuri negre supermasive din centrul galaxiei este de aproximativ 2-3 parsecs , iar cuspidul Bacalla-Wolff (dacă este prezent) s-ar extinde la o distanță de aproximativ 0,5 pc de gaura neagră. O zonă de această dimensiune poate fi rezolvată de pe Pământ cu tehnici moderne de observare. Cu toate acestea, datele observaționale nu confirmă prezența unui cuspid. Densitatea de distribuție a stelelor vechi pare plată sau chiar în scădere spre centrul galaxiei. [6] [7] În același timp, observațiile nu exclud existența unui cuspid în alte componente. Cu toate acestea, observațiile actuale oferă o estimare a timpului de relaxare de aproximativ 10 miliarde de ani, ceea ce este comparabil cu vârsta Căii Lactee. În consecință, nu ar fi putut trece suficient timp pentru formarea cuspidului. [8] Sau, ca urmare a unui proces, stelele strălucitoare s-ar putea prăbuși lângă o gaură neagră supermasivă.

Cuspizi pentru diferite mase

Soluția Bacalla-Wolf este aplicabilă unui nucleu format din stele de mase egale. Dacă masele variază în anumite limite, atunci fiecare componentă va avea propriul profil de densitate. Există două cazuri limită. Dacă stelele mai masive sunt responsabile pentru cea mai mare parte a densității, atunci densitatea de distribuție a stelelor masive va avea o cuspidă, iar stelele cu masă mică vor avea o densitate ρ r -3/2 . [9] Dacă contribuția principală la densitate este făcută de stelele cu masă mică, atunci densitatea lor va urma cuspidului, iar stelele mai masive se vor supune distribuției ρ r −2 . [zece]

În vechea populație stelară, cea mai mare parte a masei este conținută sub formă de stele din secvența principală cu o masă de 1–2 mase solare și sub formă de găuri negre cu masă stelară cu o masă de ~10–20 de mase solare. Este probabil ca stelele din secvența principală să domine densitatea totală, astfel încât densitatea lor ar trebui să urmeze un cuspid, iar distribuția găurilor negre ar trebui să aibă o formă mai clară ρ ~ r −2 . Pe de altă parte, s-a presupus că distribuția de masă a stelelor în centrul galactic are o proporție mare de stele de mase mari, în timp ce proporția găurilor negre este de asemenea mare. [11] Dacă acesta este cazul, atunci stelele observate ar trebui să prezinte semne ale unui profil de densitate mai plat ρ ~ r −3/2 . Cu toate acestea, chiar și un profil plat este aparent incompatibil cu datele observaționale, ceea ce duce la concluzia că probabilitatea formării cuspidelor este scăzută. Numărul și distribuția găurilor negre din centrul Galaxiei sunt însă foarte puțin cunoscute.

Note

  1. ↑ Merritt, David Dinamica și evoluția nucleelor ​​galactice  (engleză) . — Princeton, NJ: Princeton University Press , 2013.
  2. ↑ Figer, D.F. Young Massive Clusters în Centrul Galactic // Formarea și Evoluția Massive Young Star Clusters, Seria de Conferințe Societății Astronomice din Pacific, vol. 322  (engleză) / Lamers, HJ; Smith, LJ; Nota, A. - San Francisco: Societatea Astronomică a Pacificului , 2004. - Vol. 322. - P. 49. - ISBN 1-58381-184-2 .
  3. ↑ Bahcall, JN & Wolf, RA (1976), Distribuția stelelor în jurul unei găuri negre masive într-un cluster globular , The Astrophysical Journal vol. 209: 214–232 , DOI 10.1086/154711 
  4. ↑ Termenul „cuspid” înseamnă că o diagramă a densității în funcție de rază are o caracteristică asemănătoare vârfului atunci când este reprezentată în axe liniare; în axele logaritmice, vârful nu este vizibil.
  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), Compoziția clusterului de stele central galactic. Analiza populației din distribuțiile de energie spectrală în bandă îngustă de optică adaptivă , Astronomie și Astrofizică T. 499: 483–501 , DOI 10.1051/0004-6361/200811497 
  7. ↑ Do, T. (2009), Spectroscopie cu câmp integral de rezoluție unghiulară înaltă a clusterului nuclear al galaxiei: un cuspid stelar dispărut? , 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 și Wolf, RA (1977), Distribuția stelelor în jurul unei găuri negre masive într-un cluster globular. II Mase stelare inegale , The Astrophysical Journal vol. 216: 883–907 , DOI 10.1086/155534 
  10. ↑ Alexander, T. și 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