Astronomie

Masse eines potentiellen Schwarzen Lochs in einem Doppelsternsystem

Masse eines potentiellen Schwarzen Lochs in einem Doppelsternsystem


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Ich habe also die Geschwindigkeitskurve, Parallaxe und scheinbare Helligkeit eines Sterns in einem Doppelsternsystem mit einem potentiell schwarzen Loch erhalten. Ich habe aus der scheinbaren Helligkeit und Parallaxe berechnet, dass der Stern ein Typ F5V ist, was die Masse auf etwa 1,4 Sonnenmassen setzt. Die Geschwindigkeitskurve hat eine Neigung von 90 und pendelt zwischen +/- 75km/s hin und her. Es gibt keine Daten über den Begleiter dieses Sterns, nur die Tatsache, dass er könnten ein schwarzes Loch sein. Ich soll die Masse durch numerische Approximation eines Polynoms schätzen. Bisher habe ich diese Gleichung verwendet

$frac{M^{3}}{(m+M)^{2}} = frac{Pv^{2}}{2pi G}$

wobei M die Masse des Dings ist, das ich nicht kenne, m die Masse des bekannten Begleiters (1,4 Sonnenmassen) P ist die Periode (5,59 Tage) und v ist natürlich die Geschwindigkeit (75km/s)

Ich wurde faul und schrieb $frac{Pv^{2}}{2pi G}$ wie $k$ und angekommen bei

$M^{3} - km^{2} - km^{2} = 0$

Mit der Optimierungsbibliothek von Python habe ich festgestellt, dass die Masse dieses unbekannten Partners etwa 0,018 Sonnenmassen beträgt. Meine Frage hier ist, wo habe ich einen Fehler gemacht, und wenn ich nirgendwo einen Fehler gemacht habe, ist das eine realistische Masse für ein superkleines Schwarzes Loch / ein anderes sehr kleines, dichtes und unsichtbares Objekt?


Deine erste Gleichung ist falsch. Die linke Seite hat die Dimensionen Masse, die rechte Seite hat die Dimensionen Masse × Zeit × Länge-1. Die Geschwindigkeitshalbamplitude (normalerweise als . bezeichnet) $K$ lieber als $v$) sollte zur dritten Potenz erhoben werden.

Wie von @PM-2Ring in den Kommentaren bemerkt, ist Ihre zweite Gleichung auch falsch, da Sie die nicht erweitert haben $(m+M)^2$ Begriff richtig.


Astronomen finden „unmögliches“ stellares Schwarzes Loch in der Milchstraße

Künstlerische Darstellung des weiten Stern-Schwarz-Loch-Doppelsystems LB-1. Bildnachweis: Jingchuan Yu.

„Nach den meisten aktuellen Modellen der Sternentwicklung sollte es in unserer Milchstraße nicht einmal schwarze Löcher mit einer solchen Masse geben“, sagte Dr. Jifeng Liu, Astronom am National Astronomical Observatory of China, der Chinesischen Akademie der Wissenschaften.

„Wir dachten, dass sehr massereiche Sterne mit der für unsere Galaxie typischen chemischen Zusammensetzung den größten Teil ihres Gases bei starken Sternwinden abgeben müssen, wenn sie sich dem Ende ihres Lebens nähern. Daher sollten sie keinen so massiven Rest hinterlassen.“

„Das neu entdeckte Schwarze Loch ist doppelt so massiv, wie wir es für möglich gehalten haben. Nun müssen sich Theoretiker der Herausforderung stellen, ihre Entstehung zu erklären.”

„Dieses Schwarze Loch ist weitaus massereicher als typische Schwarze Löcher, die wir routinemäßig in der Milchstraße finden, deren Massen zwischen 5 und 15 Sonnenmassen verteilen“, fügte Dr. Jorge Casares, Forscher am Instituto de Astrofísica de Canarias und der Universidad . hinzu de La Laguna.

Das neu entdeckte Schwarze Loch ist Teil von LB-1, einem Stern-Schwarzen-Loch-Binärsystem, das sich etwa 13.800 Lichtjahre entfernt im Sternbild Zwillinge befindet.

„LB-1 befindet sich an den Koordinaten 188.23526° (Galaktischer Längengrad), +02.05089° (Galaktischer Breitengrad)“, sagten die Wissenschaftler.

Der Begleiter des Schwarzen Lochs ist ein Unterriesenstern vom Typ B, der 8,2 mal schwerer und 9 mal größer als die Sonne ist.

Der Stern ist nur 35 Millionen Jahre alt und umkreist das Schwarze Loch alle 78,9 Tage einmal.

„Die LIGO/Virgo-Experimente enthüllten Schwarze Löcher mit Massen von mehreren zehn Sonnenmassen, viel höher als die bisher bekannten galaktischen Schwarzen Löcher“, sagten die Astronomen.

„Die Entdeckung eines Schwarzen Lochs mit 68 Sonnenmassen in LB-1 würde ihre Existenz in unserer Milchstraße bestätigen.“

„LIGO/Virgo Schwarze Löcher werden auf natürliche Weise im Rahmen der Standardtheorie der Sternentwicklung erklärt“, fügte Dr. Chris Belczynski von der Polnischen Akademie der Wissenschaften hinzu.

„Im Gegensatz dazu scheint das Schwarze Loch LB-1 unmöglich zu erklären, da Sterne, die massereich genug sind, um ein Schwarzes Loch-Monster mit 68 Sonnenmassen zu bilden, durch mächtige Supernova-Explosionen mit Paarinstabilität, die nur verstreutes Gas und Staub hinterlassen, vollständig zerstört werden sollten, und keine schwarzen Löcher.“

„Diese Entdeckung zwingt uns, unsere Modelle zur Entstehung von stellaren Schwarzen Löchern zu überprüfen“, sagte Professor David Reitze, der geschäftsführende Direktor des LIGO-Labors am Caltech und Astrophysiker an der University of Florida.

„Dieses bemerkenswerte Ergebnis zusammen mit den LIGO/Virgo-Detektionen von binären Schwarzen-Loch-Kollisionen während der letzten vier Jahre deutet wirklich auf eine Renaissance unseres Verständnisses der Astrophysik schwarzer Löcher hin.“

Die Entdeckung wird in einem Artikel in der Zeitschrift berichtet Natur.

J. Liu et al. 2019. Ein breites Stern-Schwarzes-Loch-Binärsystem aus Radialgeschwindigkeitsmessungen. Natur 575: 618-621 doi: 10.1038/s41586-019-1766-2


Das stellare Schwarze Loch von Cygnus X-1 ist massiver, als Astronomen dachten

Künstlerische Darstellung des Cygnus X-1-Binärsystems. Bildnachweis: Internationales Zentrum für Radioastronomieforschung.

Cygnus X-1 wurde 1964 entdeckt und ist ein Röntgen-Binärsystem im Sternbild Cygnus.

Der Primärstern HD 226868 ist ein heißer Überriese, der sich mit einer Periode von 5,6 Tagen um einen unsichtbaren kompakten Begleiter dreht.

Der Begleiter ist ein sogenanntes Schwarzes Loch mit stellarer Masse, eine Klasse von Schwarzen Löchern, die durch den Kollaps eines massereichen Sterns entsteht.

Cygnus X-1 stand im Mittelpunkt einer berühmten wissenschaftlichen Wette zwischen den Physikern Stephen Hawking und Kip Thorne, wobei Hawking 1974 darauf wettete, dass es sich nicht um ein Schwarzes Loch handelte. Hawking gab die Wette 1990 ab.

„Sterne verlieren durch Sternwinde, die von ihrer Oberfläche wegwehen, Masse an ihre Umgebung“, sagte Professor Ilya Mandel, Astrophysiker an der Monash University und dem ARC Center of Excellence in Gravitational Wave Discovery (OzGrav).

„Aber um ein Schwarzes Loch so schwer zu machen, müssen wir die Masse reduzieren, die helle Sterne im Laufe ihres Lebens verlieren.“

„Das Schwarze Loch im Cygnus X-1-System begann als Stern mit etwa der 60-fachen Sonnenmasse und brach vor Zehntausenden von Jahren zusammen“, fügte er hinzu.

"Unglaublicherweise umkreist er seinen Begleitstern — ein Überriese — alle fünfeinhalb Tage in nur einem Fünftel der Entfernung zwischen Erde und Sonne."

Professor Mandel und Kollegen beobachteten Cygnus X-1 mit dem Very Long Baseline Array (VLBA).

Mit den neuen VLBA-Daten und Archivbeobachtungen verfeinerten sie die Entfernung zum Doppelsternsystem und stellten fest, dass sie weiter entfernt war als zuvor geschätzt, wodurch die abgeleitete Masse des Schwarzen Lochs des Systems auf 21,2 Sonnenmassen angehoben wurde.

„Über sechs Tage beobachteten wir eine vollständige Umlaufbahn des Schwarzen Lochs und verwendeten Beobachtungen desselben Systems mit derselben Teleskopanordnung im Jahr 2011“, sagte Professor James Miller-Jones, Astronom an der Curtin University und dem International Center for Radio Astronomy Research (IKRAR).

„Diese Methode und unsere neuen Messungen zeigen, dass das System weiter entfernt ist als bisher angenommen, mit einem Schwarzen Loch, das deutlich massereicher ist.“

„Diese neuen Beobachtungen sagen uns, dass das Schwarze Loch mehr als das 20-fache der Masse unserer Sonne hat – ein Anstieg von 50 % gegenüber früheren Schätzungen“, sagte Professor Mandel.


Ein binäres Schwarzloch-Röntgen steigt auf

Neue Beobachtungen haben ein nährendes Schwarzes Loch in unserer Galaxie eingefangen, das auf die Szene platzt.

Platzende Binärdateien

Diese Darstellung einer Röntgen-Binärdatei zeigt die Akkretionsscheibe, die das Schwarze Loch umgibt. Modellen zufolge können Instabilitäten in dieser Akkretionsscheibe dazu führen, dass die Binärdatei zum Ausbruch kommt. [NASA/R. Hynes]

Röntgendoppelsterne gibt es je nach Größe des Spendersterns in zwei Haupttypen: massearm und massereich. In einem massearmen Röntgendoppelstern (LMXB) wiegt der Donorstern typischerweise weniger als eine Sonnenmasse. Eine Art von LMXB, bekannt als transiente/ausbrechende LMXB, hat eine besondere Eigenart: Obwohl sie in ihrem schwachen, ruhenden Akkretionszustand oft unentdeckt bleiben, zeigen diese Quellen plötzliche Ausbrüche, bei denen die Helligkeit des Systems um mehrere Größenordnungen ansteigt weniger als ein Monat.

Wo beginnen diese Ausbrüche? Was verursacht den plötzlichen Ausbruch? Was können wir noch über diese seltsamen Quellen lernen? Obwohl Theoretiker detaillierte Modelle transienter LMXBs erstellt haben, brauchen wir Beobachtungen, die unser Verständnis bestätigen können. Insbesondere erfassen die meisten Beobachtungen nur transiente LMXBs nach dem sie sind in einen ausbrechenden Zustand übergegangen. Aber ein hinterhältiges Teleskop hat jetzt eine Quelle beim Aufwachen entdeckt.

Die Position von ASASSN-18ey auf einem Röntgen- vs. optischem Helligkeitsdiagramm, dargestellt mit orangen und gelben Markierungen, während es sich durch seinen Ausbruch entwickelt, platziert es innerhalb des Bereichs, der während des gesamten Ausbruchs von Schwarzen-Loch-LMXBs (blauen Markierungen) dominiert wird. [Tuckeret al. 2018]

Plötzliche Entdeckung

Die All-Sky Automated Survey for SuperNovae (ASAS-SN, ausgesprochen „Assassine“) scannt regelmäßig den Himmel auf der Suche nach vorübergehenden Quellen. Im März dieses Jahres entdeckte es ein neues Objekt: ASASSN-18ey, ein etwa 10.000 Lichtjahre entferntes System, das alle Anzeichen dafür aufweist, dass es sich um ein neues Schwarzes Loch LMXB handelt.

Die erste Entdeckung von ASASSN-18ey führte zu einer Flut von Folgebeobachtungen von Astronomen auf der ganzen Welt. Bis zum 1. Oktober 2018 hatte die Zählung mehr als 360.000 Beobachtungen erreicht – was ASASSN-18ey das Potenzial verlieh, der bisher am besten untersuchte LMXB-Ausbruch eines Schwarzen Lochs zu werden.

In einer aktuellen Veröffentlichung unter der Leitung von Michael Tucker (Institute for Astronomy, University of Hawaii) erläutert ein Team von Wissenschaftlern, was wir bisher über ASASSN-18ey wissen und was es uns über das Verhalten von LMXBs sagen kann.

Bestätigende Modelle

Was ASASSN-18ey einzigartig macht, ist seine Entdeckung der optischen Wellenlängen vor dem Röntgen. Tucker und Mitarbeiter verwenden die verschiedenen Beobachtungen dieser Quelle, um festzustellen, dass es eine

7,2 Tage Verzögerung zwischen den Flussanstiegen in der optischen und der Röntgenlichtkurve.

Die vollständigen Lichtkurven von ASASSN-18ey von ASAS-SN, ATLAS und Swift zeigen den schnellen Anstieg der Quelle in den Ausbruchszustand. Klicken um zu vergrößern. [Angepasst von Tucker et al. 2018]

Weitere Beobachtungen von ASASSN-18ey während seiner Weiterentwicklung werden zweifellos mehr Licht auf die Zustandsübergänge und das Verhalten von LMXBs werfen. In der Zwischenzeit können wir diesen hinterhältigen Blick auf ein neues LMXB-System für schwarze Löcher auf dem Vormarsch genießen.

Zitat

„ASASSN-18ey: The Rise of a New Black Hole X-Ray Binary“, M. A. Tucker et al. 2018 ApJL 867 L9. doi:10.3847/2041-8213/aae88a


Bemerkungen

20. November 2018 um 18:26 Uhr

Der Link zum ApJL-Artikel würde sich für mich nicht öffnen, aber der Artikel wurde auch auf arxiv gepostet:

Ich kam nur durch die Zusammenfassung und den ersten Absatz der Einleitung, bevor mich der ungewohnte Jargon verwirrte, aber ich entdeckte die Rektaszension und Deklination dieses Schwarzen Lochs: RA 18h 20m, dez +070 deg. Es steckt in Dracos Nackenbeuge, weniger als ein Grad südlich von Phi Draconis. Auch wenn ich ein Objekt nicht sehen kann, möchte ich wissen, wo es am Himmel ist.


Ein Schwarzes Loch namens ⟚s Einhorn' könnte das kleinste der Galaxien sein

Ein Schwarzes Loch, das sich etwa 1.500 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt befindet und im Sternbild Monoceros entdeckt wurde, zieht einen nahegelegenen Roten Riesenstern an und verzerrt sein Licht in einer undatierten Abbildung. Ohio State Illustration/Lauren Fanfer/Handout über REUTERS

WASHINGTON, 22. April (Reuters) – Wissenschaftler haben das vielleicht kleinste bekannte Schwarze Loch in der Milchstraße und das unserem Sonnensystem am nächsten gelegene entdeckt – ein Objekt, das so neugierig ist, dass sie es „Einhorn“ nannten

Die Forscher sagten, dass das Schwarze Loch ungefähr dreimal die Masse unserer Sonne hat, und testeten die unteren Größengrenzen für diese außergewöhnlich dichten Objekte, die eine so starke Anziehungskraft besitzen, dass nicht einmal Licht entweichen kann. Ein leuchtender Stern namens Roter Riese kreist mit dem Schwarzen Loch in einem sogenannten Doppelsternsystem namens V723 Mon.

Das Schwarze Loch befindet sich etwa 1.500 Lichtjahre – die Entfernung, die das Licht in einem Jahr zurücklegt, 9,5 Billionen Kilometer – von der Erde entfernt. Obwohl es uns am nächsten ist, ist es immer noch weit entfernt. Zum Vergleich: Der unserem Sonnensystem am nächsten gelegene Stern, Proxima Centauri, ist 4 Lichtjahre entfernt.

Schwarze Löcher wie dieses entstehen, wenn massereiche Sterne sterben und ihre Kerne kollabieren.

"Wir haben diesem schwarzen Loch den Spitznamen ⟚s Einhorn' gegeben, teilweise weil V723 Mon in der Monoceros-Konstellation ist - was übersetzt Einhorn bedeutet - und teilweise weil es ein sehr einzigartiges System ist" in Bezug auf die Masse des schwarzen Lochs und die relative Nähe zur Erde sagte Tharindu Jayasinghe, Doktorand der Astronomie der Ohio State University, Hauptautor der Studie, die diese Woche in der Zeitschrift Monthly Notices of the Royal Astronomical Society veröffentlicht wurde.

Es gibt drei Kategorien von Schwarzen Löchern. Die kleinsten, wie ⟚s Einhorn', sind sogenannte Schwarze Löcher mit stellarer Masse, die durch den Gravitationskollaps eines einzelnen Sterns entstanden sind. Es gibt gigantische 'supermassive' Schwarze Löcher wie das im Zentrum unserer Galaxie, 26.000 Lichtjahre von der Erde entfernt, was vier Millionen Mal die Masse der Sonne ist. Es wurden auch einige Schwarze Löcher mittlerer Masse mit Massen irgendwo dazwischen gefunden.

„Es ist klar, dass die Natur Schwarze Löcher mit einem breiten Massenspektrum herstellt. Aber ein Schwarzes Loch mit drei Sonnenmassen ist eine große Überraschung. Es gibt keine sehr guten Modelle für die Herstellung eines solchen Schwarzen Lochs, aber ich bin sicher, dass die Leute jetzt mehr daran arbeiten werden“, sagte Kris Stanek, Astronomieprofessor der Ohio State University und Co-Autor der Studie.

⟚s Einhorn' fällt in eine, wie die Forscher es nannten, "Massenlücke" zwischen den größten bekannten Neutronensternen - Objekten, die ähnlich durch den Kollaps eines großen Sterns gebildet wurden - mit etwa der 2,2-fachen Masse unserer Sonne und dem, was zuvor als die Masse angesehen wurde kleinste Schwarze Löcher mit etwa der fünffachen Sonnenmasse.

„Das Einhorn ist wirklich eines der kleinsten möglichen Schwarzen Löcher“, sagte Jayasinghe.

Seine starke Schwerkraft verändert die Form seines Begleitsterns in einem Phänomen, das als Gezeitenverzerrung bekannt ist, wodurch es eher länglich als kugelförmig wird und sich sein Licht ändert, während es sich auf seiner Umlaufbahn bewegt. Es waren diese Effekte auf den Begleitstern, die mit erdbasierten und umlaufenden Teleskopen beobachtet wurden, die die Anwesenheit des Schwarzen Lochs anzeigten.

"Schwarze Löcher sind elektromagnetisch dunkel und daher schwer zu finden", sagte Jayasinghe.

Im Gegensatz zu einigen anderen Schwarzen Löchern, die einen Stern umkreisen, wurde bei diesem nicht beobachtet, dass es Material von seinem Begleiter anzieht, der 173-mal leuchtender ist als unsere Sonne.

Das einzige kleinere potenzielle Schwarze Loch ist eines mit einer 2,6-fachen Masse unserer Sonne, die in einer anderen Galaxie gesichtet wurde, sagte Jayasinghe.

Ein anderes Wissenschaftlerteam beschrieb letztes Jahr ein Schwarzes Loch, das etwa 1.000 Lichtjahre von der Erde entfernt liegt, aber andere Forscher haben in Frage gestellt, ob es sich um ein Schwarzes Loch handelt.


Entschuldigung, Wissenschaftsfans, die Entdeckung eines 70-Solar-Massen-Schwarzen Lochs ist Routine, nicht unmöglich

Wenn sich ein Schwarzes Loch und ein Begleitstern umkreisen, ändert sich die Bewegung des Sterns im Laufe der Zeit. [+] aufgrund des gravitativen Einflusses des Schwarzen Lochs, während Materie vom Stern auf das Schwarze Loch akkretieren kann, was zu Röntgen- und Radioemissionen führt. Kürzlich wurde ein Schwarzes Loch mit 70 Sonnenmassen gefunden, das zu diesem Szenario passt, das höchste jemals entdeckte Schwarze Loch mit stellarer Masse. Aber das war eine Erleichterung für die Astronomen, keine Überraschung!

Jingchuan YU/Beijing Planetarium/2019

Haben Sie gehört, dass Astronomen kürzlich ein Schwarzes Loch mit stellarer Masse entdeckt haben, das so schwer war, dass es nicht existieren sollte? Mit 70 Sonnenmassen und näher am galaktischen Zentrum als wir, ist es sicherlich ein interessantes System zu entdecken, das seiner Veröffentlichung in Nature letzte Woche durchaus würdig ist. (Vollständiger, kostenloser Vordruck hier verfügbar.) Es gilt im Moment als das schwerste stellare Schwarze Loch (im Gegensatz zu supermassiven), das jemals durch optische Techniken entdeckt wurde.

Aber auf der theoretischen Seite ist die Behauptung, dass dieses Objekt nicht existieren sollte, nicht nur dumm, sondern erfordert, dass Sie eine Reihe grundlegender Fakten über die Astronomie und das Universum ignorieren. Wir haben bereits eine Handvoll Schwarzer Löcher mit vergleichbarer Masse durch Gravitationswellen entdeckt und haben eine sehr gute Vorstellung davon, wie sie sich bilden und warum. Hier ist die Wissenschaft dieser schweren Schwarzen Löcher, die über das Oberflächliche hinausgeht.

Während zahlreiche Schwarze Löcher und sogar Paare von Schwarzen Löchern entdeckt wurden, müssten wir Millionen warten. [+] Jahre für alle, die wir bisher identifiziert haben, um tatsächlich zu fusionieren.

NASA/Goddard Space Flight Center/S. Immler und H. Krimm

Wenn es darum geht, Schwarze Löcher im Allgemeinen zu entdecken, gibt es drei Möglichkeiten, dies zu tun.

  1. Sie können ein Schwarzes Loch finden, das aktiv Materie verschlingt, und die (Röntgen- und/oder Radio-) Strahlung messen, die es aussendet, und aus dem von uns gemessenen Licht auf die Masse des Schwarzen Lochs schließen.
  2. Sie können ein lichtemittierendes Objekt (wie einen Stern oder Pulsar) finden, das ein Schwarzes Loch umkreist, seine Umlaufbahn über die Zeit messen und daraus die Masse des Schwarzen Lochs ableiten.
  3. Oder Sie können ab 2015 nach Gravitationswellen suchen, die aus der Einatmung und Verschmelzung zweier dichter, massiver Objekte (wie Schwarze Löcher) entstehen und mit genügend guten Detektoren deren Massen vor und nach der Verschmelzung bestimmen sowie ihre Position am Himmel.

Alle drei Methoden haben sich als enorm nützlich erwiesen und einige faszinierende Informationen über unser Universum enthüllt.

Wenn sich ein Stern nähert und dann die Periapsis seiner Umlaufbahn um eine Sternmasse oder erreicht. [+] supermassives Schwarzes Loch, seine gravitative Rotverschiebung und seine Umlaufgeschwindigkeit nehmen zu. Wenn wir die entsprechenden Effekte des umkreisenden Sterns messen können, sollten wir in der Lage sein, die Eigenschaften des zentralen Schwarzen Lochs zu bestimmen, einschließlich seiner Masse und ob es den Regeln der speziellen und allgemeinen Relativitätstheorie gehorcht.

Die Mehrheit der Schwarzen Löcher mit stellarer Masse – wobei sich das fragliche Schwarze Loch im gleichen Massenbereich befindet, in dem wir Sterne finden (bis zu etwa 300 Sonnenmassen) – sind bekanntermaßen relativ leicht: zwischen etwa 5 und 20 Sonnenmassen. Sie können jedoch nicht einfach ein Schwarzes Loch so schwer machen, wie Sie möchten. Es gibt wichtige astrophysikalische Einschränkungen, wie massiv ein Schwarzes Loch sein wird, und nicht jedes mögliche Ergebnis ist physikalisch zulässig.

Die häufigste Art, wie das Universum ein Schwarzes Loch erzeugen muss, ist beispielsweise eine Supernova-Explosion: der Tod eines massereichen Sterns. Wenn Sterne leben, wirkt der interne Strahlungsdruck, der aus der Kernfusion resultiert, der Gravitationskraft entgegen, die versucht, den Stern zu kollabieren. Wenn einem sehr massereichen Stern in seinem Kern der Treibstoff ausgeht, ist dieser Kollaps plötzlich unwiderstehlich, und der Kern implodiert zu einem Schwarzen Loch, während eine außer Kontrolle geratene Fusionsreaktion die äußeren Schichten wegbläst.

Große, ausgedehnte und strukturreiche Röntgenemissionen heben eine Vielzahl von beobachteten Supernovae hervor . [+] in der Galaxie. Einige von ihnen sind nur wenige hundert Jahre alt, andere sind viele tausend. Ein völliges Fehlen von Röntgenstrahlen weist auf das Fehlen einer Supernova hin. Im frühen Universum war dies der häufigste Todesmechanismus der ersten Sterne.

Hier wird es interessant. Das Schicksal Ihres Sterns hängt nicht nur von seiner Masse ab, obwohl die Masse sicherlich ein wichtiger Faktor ist. Darüber hinaus ist die Umgebung des Sterns von Bedeutung, einschließlich:

  • aus welchen Elementen es ursprünglich besteht (Wasserstoff und Helium sowie schwerere Elemente wie Sauerstoff, Kohlenstoff, Silizium, Eisen und mehr),
  • ob es einen Begleitstern gibt, der entweder Materie vom Stern absaugen, Materie an den Stern abgeben oder sogar mit dem Stern selbst verschmelzen kann,
  • und welche Prozesse mit spezifischer Effizienz innerhalb dieses Sterns ablaufen.

Allein dieser erste Faktor – was Astronomen die Metallizität eines Sterns nennen – kann eine enorme Rolle für das endgültige Ergebnis eines Sterns und die Schwarzen Löcher spielen, die aus seinem Untergang resultieren (oder nicht).

Supernovae-Typen als Funktion der anfänglichen Sternmasse und des anfänglichen Gehalts an Elementen schwerer als . [+] Helium (Metallizität). Beachten Sie, dass die ersten Sterne die untere Reihe des Diagramms einnehmen, da sie metallfrei sind, und dass die schwarzen Bereiche schwarzen Löchern mit direktem Kollaps entsprechen. Bei modernen Sternen sind wir unsicher, ob die Supernovae, die Neutronensterne erzeugen, grundsätzlich gleich oder anders sind als diejenigen, die Schwarze Löcher erzeugen, und ob zwischen ihnen in der Natur eine „Massenlücke“ besteht. Am massereichen Ende werden Schwarze Löcher jenseits einer bestimmten Massengrenze eingeschränkt.

Fulvio314 / Wikimedia Commons

Es gibt eine sehr umstrittene Behauptung, dass die Supernovae, die bei einem extrem massereichen Stern auftreten, ab einer bestimmten Masse überhaupt nicht zu einem Schwarzen Loch führen. Die Idee ist vielmehr, dass entweder die Innentemperatur des Sterns so heiß wird, dass Sie aus der Strahlung im Stern spontan Elektron/Positron-Paare (das leichteste Materie-Antimaterie-Paar, das sich an Photonen koppelt) bilden, und Sie erhalten ein Paarinstabilitätsereignis , die entweder sofort zu einem Schwarzen Loch führt oder den Stern vollständig zerstört.

Das ist theoretisch für Sterne mit niedriger Metallizität. Bei Sternen mit hoher Metallizität besteht die Idee jedoch darin, dass die äußeren Teile des Sterns weggeblasen werden: der größte Teil des Wasserstoffs und des Heliums. Der verbleibende Kern könnte zur Supernova werden, hinterlässt jedoch kein Schwarzes Loch, das über etwa 20 Sonnenmassen hinausgeht. Das ist die alte Idee, auf die sich viele bezogen haben, als sie behaupteten, dass dieses Schwarze Loch mit 70 Sonnenmassen in einer Umgebung mit hoher Metallizität unmöglich ist.

Aber wir wissen, dass diese Idee falsch ist.

Die sichtbaren/nahen IR-Fotos von Hubble zeigen einen massereichen Stern mit etwa 25-facher Sonnenmasse, der . [+] ist verschwunden, ohne Supernova oder andere Erklärung. Der direkte Kollaps ist der einzige vernünftige Erklärungskandidat und ein bekannter Weg, neben Supernovae oder Neutronensternverschmelzungen zum ersten Mal ein Schwarzes Loch zu bilden.

Ein Grund dafür, dass wir wissen, dass dies nicht stimmt, ist, dass nicht alle massereichen Sterne ihr Leben in einer Supernova beenden, sondern ein erheblicher Bruchteil dem, was wir "direkten Kollaps" nennen, unterliegt. Sterne können ihren Kernbrennstoff verbrennen und auf diesem Weg zu einer Supernova aus brennenden schwereren Elementen nach schwereren Elementen tuckern, wo sich der Kern zusammenzieht und sich erwärmt, während er von der Verbrennung von Kohlenstoff zu Sauerstoff zu Neon, Magnesium, Silizium, Schwefel und mehr eskaliert.

Aber ab und zu wird ein Versuch, die Leiter zu erklimmen, zu schnell eine zu dichte Umgebung schaffen, und ein Schwarzes Loch wird sich bilden, das schnell den gesamten Stern verschlingt. Dies wurde erstmals 2015 von Hubble beobachtet, wo ein zuvor gesehener Stern namens N6946-BH1 mit etwa 25 Sonnenmassen spontan zu einem Schwarzen Loch ohne jegliche Supernova kollabierte. Das ist real, es passiert und führt leicht zu massereicheren Schwarzen Löchern als die bisherige Obergrenze.

Die 11 Ereignisse, die von LIGO und Virgo während ihrer ersten beiden Datenläufe von . [+] 2015 bis 2017. Beachten Sie je größer die Signalamplituden (die höheren Massen entsprechen), desto kürzer die Signaldauer (aufgrund des Frequenzempfindlichkeitsbereichs von LIGO). Das Signal mit der längsten Dauer für binäre Neutronensternverschmelzungen ist auch das Signal mit der niedrigsten Amplitude. Da LIGO sowohl seine Reichweite als auch seine Empfindlichkeit verbessert (und sein Grundrauschen senkt), erwarten wir, dass diese angebliche Massenlücke sowohl von oben als auch von unten „gequetscht“ wird.

Sudarshan Ghonge und Karan Jani (Ga. Tech) LIGO-Zusammenarbeit

Der zweite Grund, warum wir wissen, dass Schwarze Löcher über 20 Sonnenmassen nicht nur möglich, sondern häufig sind, stammt aus unseren direkten Beobachtungen des Universums mit Gravitationswellen. Wenn Schwarze Löcher andere Schwarze Löcher umkreisen, strahlen sie Energie in Form von Gravitationswellen ab, wodurch sich die beiden Massen inspirieren und verschmelzen. Während der ersten beiden wissenschaftlichen Durchläufe von LIGO und Virgo wurden insgesamt 11 Ereignisse beobachtet, von denen 10 auf Verschmelzungen von Schwarzen Löchern und Schwarzen Löchern zurückzuführen waren.

Wenn wir uns die 5 massereichsten Verschmelzungen schwarzer Löcher ansehen, werden wir feststellen, dass LIGO zwei Schwarze Löcher gesehen hat von:

  1. 50,6 und 34,3 Sonnenmassen verschmelzen zu einer von 80,3 Sonnenmassen,
  2. 39,6 und 29,4 Sonnenmassen verschmelzen zu einer von 65,6 Sonnenmassen,
  3. 35,6 und 30,6 Sonnenmassen verschmelzen zu einer von 63,1 Sonnenmassen,
  4. 35,5 und 26,8 Sonnenmassen verschmelzen zu einer von 59,8 Sonnenmassen und
  5. 35,2 und 23,8 Sonnenmassen verschmelzen zu einer von 56,4 Sonnenmassen.

Die 11 von LIGO und Virgo entdeckten Gravitationswellenereignisse mit ihren Namen, Massenparametern und . [+] andere wesentliche Informationen in Tabellenform kodiert. Beachten Sie, wie viele Ereignisse im letzten Monat des zweiten Laufs stattfanden: als LIGO und Jungfrau gleichzeitig operierten.

Die LIGO Scientific Collaboration, die Virgo Collaboration arXiv:1811.12907

Wie wir deutlich sehen können, sind Schwarze Löcher über 20 Sonnenmassen nicht nur weit verbreitet, sie werden auch häufig von LIGO und anderen Gravitationswellendetektoren beim Verschmelzen beobachtet, wodurch noch größere Schwarze Löcher erzeugt werden, die leicht die 70 Sonnen erreichen oder überschreiten können Massen, die in dieser neuen Studie beobachtet wurden.

In der Studie selbst stellen die Autoren fest, dass dieses Schwarze Loch mit 70 Sonnenmassen gefunden wurde, weil es sich in einer binären Umlaufbahn mit einem anderen massereichen Stern befindet: einem Stern der B-Klasse, der selbst kurzlebig und massereich ist, ein Kandidat für die Entstehung einer Supernova ein schwarzes Loch für sich. Aber genau hier würden Sie ein Schwarzes Loch mit 70 Sonnenmassen erwarten! Dafür gibt es einen einfachen Grund, auf den die meisten Astronomen selten Bezug nehmen: Sternsysteme kommen nicht nur in Singuletts und Doppelsternen vor, sondern dass oft drei oder mehr Sterne im selben System zu finden sind und leicht zu massereichen Schwarzen Löchern führen können, die verschmelzen zusammen, während sie immer noch stellare Gefährten haben.

Während praktisch alle Sterne am Nachthimmel als einzelne Lichtpunkte erscheinen, sind viele von ihnen . [+] sind Mehrsternsysteme, wobei ungefähr 50 % der Sterne, die wir gesehen haben, in Mehrsternsystemen verbunden sind. Castor ist das System mit den meisten Sternen innerhalb von 25 Parsec: Es ist ein Sechsfachsystem.

NASA / JPL-Caltech / Caetano Julio

Wenn wir uns die unserem eigenen nächstgelegenen Sternensysteme ansehen würden, würden wir feststellen, dass es innerhalb von etwa 25 Parsec (etwa 82 Lichtjahren) etwa 3.000 Sterne gibt. Aber wenn wir uns ansehen, wie diese Sterne miteinander verbunden sind, würden wir Folgendes feststellen:

  • etwa 50% davon sind Singulett-Systeme wie unsere Sonne, mit nur einem Stern,
  • während 35% binäre Systeme mit zwei Sternen sind,
  • ca. 10 % sind trinäre Systeme, mit drei Sternen,
  • ca. 3% sind Vierfachsysteme mit vier Sternen,
  • und die restlichen 2% haben fünf oder mehr Sterne,
  • wobei der bemerkenswerte Castor (oben) ein Sechsfachsystem ist.

Ein ultraviolettes Bild und ein spektrographisches Pseudobild der heißesten, blauesten Sterne im Kern von . [+] R136. Allein in dieser kleinen Komponente des Tarantelnebels werden durch diese Messungen neun Sterne über 100 Sonnenmassen und Dutzende über 50 identifiziert. Der massereichste Stern von allen hier drin, R136a1, übertrifft 250 Sonnenmassen und ist später in seinem Leben ein Kandidat für den Photozerfall.

ESA/Hubble, NASA, K.A. Bostroem (STScI/UC Davis)

Wenn wir uns die größten und hellsten Sternentstehungsregionen von allen ansehen, die die neuesten Ansammlungen massereicher Sterne enthalten, stellen wir fest, dass dichte Haufen von Sternen vergleichbarer Masse tatsächlich sehr häufig sind. Es ist sehr einfach, sich ein Szenario vorzustellen, in dem:

  • eine große Anzahl von Sternensystemen mit drei oder mehr massereichen Sternen entsteht,
  • mindestens zwei von ihnen bilden Schwarze Löcher, sei es durch Supernovae vom Typ II (Standard-Kern-Kollaps), Supernovae vom Typ Ib oder Ic (Stripped-Core) oder durch direkten Kollaps,
  • Diese vielen Schwarzen Löcher verschmelzen zu einem noch massiveren,
  • während er noch von mindestens einem zusätzlichen Stern umkreist wird.

Dies ist keine Fantasy oder Science-Fiction, sondern die Zusammenstellung von vier einzelnen Schritten, die jeweils einzeln beobachtet wurden, die die Menschheit jedoch einfach nicht lange genug existiert, um sie alle in einer Reihe von Ereignissen zu sehen.

Schwarze Löcher sind Regionen des Weltraums, in denen so viel Masse in einem so kleinen Volumen vorhanden ist, dass es existiert. [+] ein Ereignishorizont: eine Region, aus der nichts, nicht einmal Licht, entkommen kann. Dies bedeutet jedoch nicht unbedingt, dass Schwarze Löcher Materie ansaugen, sie einfach gravitieren und in stabilen binären, trinären oder sogar größeren Sternensystemen gut verbleiben können.

J. Wise/Georgia Institute of Technology und J. Regan/Dublin City University

Es gibt nichts, was ein guter Wissenschaftler mehr mag als eine Überraschung: wenn eine Theorie oder ein Modell explizite Vorhersagen macht, die die Beobachtungen nicht erklären können. Aber das haben wir hier überhaupt nicht. Stattdessen haben wir eine bestimmte Theorie, von der wir wissen, dass sie sowohl zu stark vereinfacht als auch zu restriktiv ist, sodass sie das bereits beobachtete Universum nicht beschreibt und auch keine neue Beobachtung beschreibt.

Die neue Beobachtung selbst ist insofern berichtenswert, als ein Schwarzes Loch mit stellarer Masse dieser Masse – das 70 Sonnenmassen erreicht – noch nie zuvor in einem Doppelsternsystem gesehen wurde. Aber das Schwarze Loch selbst sollte unbedingt existieren, da es damit das vierte bekannte Schwarze Loch über 60 Sonnenmassen ist. Darüber hinaus stimmt es mit dem überein, was theoretisch in einem realistischeren Universum, wie dem, das wir bewohnen, erwartet wird.

Bei den echten Schwarzen Löchern, die in unserem Universum existieren oder entstehen, können wir die Strahlung beobachten. [+], die von ihrer umgebenden Materie emittiert werden, und die Gravitationswellen, die durch die Inspirale, Fusion und Ringdown erzeugt werden Aber nur weil wir eine Verschmelzung innerhalb unserer eigenen Milchstraße noch nicht entdeckt haben, heißt das nicht, dass sie in den letzten paar Millionen Jahren oder über noch längere Zeiträume nicht viele Male stattgefunden hat.

LIGO/Caltech/MIT/Sonoma State (Aurore Simonnet)

Astronomen sind von diesem Objekt (oder ähnlichen Objekten) überhaupt nicht verblüfft, sondern fasziniert davon, die Details ihrer Entstehung aufzudecken und wie häufig sie wirklich sind. Das Geheimnis ist nicht, warum diese Objekte überhaupt existieren, sondern wie das Universum sie in der Fülle, die wir beobachten, herstellt. Wir erzeugen keine fälschliche Aufregung, indem wir Fehlinformationen verbreiten, die unser Wissen und unsere Ideen vor dieser Entdeckung schmälern.

In der Wissenschaft kommt der ultimative Ansturm darauf, etwas zu entdecken, das unser Verständnis des Universums im Kontext von allem anderen, was wir wissen, fördert. Mögen wir nie versucht sein, so zu tun, als wäre etwas anderes der Fall.


Die schwächsten Zwerggalaxien

Joshua D. Simon
vol. 57, 2019

Abstrakt

Die niedrigste Leuchtkraft (L) Milchstraßen-Satellitengalaxien stellen die äußerste untere Grenze der Galaxienleuchtkraftfunktion dar. Diese ultradünnen Zwerge sind die ältesten, am stärksten von dunkler Materie dominierten, metallarmen und chemisch am wenigsten entwickelten Sternsysteme . Weiterlesen

Ergänzende Materialien

Abbildung 1: Zählung von Milchstraßen-Satellitengalaxien als Funktion der Zeit. Die hier gezeigten Objekte umfassen alle spektroskopisch bestätigten Zwerggalaxien sowie solche, die nach l als Zwerge vermutet werden.

Abbildung 2: Verteilung von Milchstraßensatelliten in absoluter Helligkeit () und Halblichtradius. Bestätigte Zwerggalaxien werden als dunkelblau gefüllte Kreise angezeigt, und Objekte, von denen vermutet wird, dass sie Zwerggalaxien sind.

Abbildung 3: Geschwindigkeitsdispersionen in der Sichtlinie ultraschwacher Milchstraßensatelliten als Funktion der absoluten Helligkeit. Messungen und Unsicherheiten werden als blaue Punkte mit Fehlerbalken angezeigt und 90 % c.

Abbildung 4: (a) Dynamische Massen ultraschwacher Milchstraßensatelliten als Funktion der Leuchtkraft. (b) Masse-zu-Licht-Verhältnisse innerhalb des Halblichtradius für ultraschwache Milchstraßensatelliten als Funktion.

Abbildung 5: Mittlere stellare Metallizitäten von Milchstraßen-Satelliten als Funktion der absoluten Helligkeit. Bestätigte Zwerggalaxien werden als dunkelblau gefüllte Kreise und als Zwergobjekte vermutete Objekte angezeigt.

Abbildung 6: Metallizitätsverteilungsfunktion von Sternen in ultraschwachen Zwergen. Referenzen für die hier gezeigten Metallizitäten sind in der ergänzenden Tabelle 1 aufgeführt. Wir stellen fest, dass diese Daten ziemlich heterogen sind.

Abbildung 7:Chemische Häufigkeitsmuster von Sternen in UFDs. Hier sind (a) [C/Fe]-, (b) [Mg/Fe]- und (c) [Ba/Fe]-Verhältnisse als Funktionen der Metallizität dargestellt. UFD-Sterne werden als farbiger Diamo dargestellt.

Abbildung 8: Erkennbarkeit schwacher Sternsysteme als Funktionen von Entfernung, absoluter Helligkeit und Vermessungstiefe. Die rote Kurve zeigt die Helligkeit des 20. hellsten Sterns in einem Objekt als Funkti.

Abbildung 9: (a) Farb-Helligkeits-Diagramm von Segue 1 (Photometrie von Muñoz et al. 2018). Die schattierten blauen und rosa Helligkeitsbereiche geben die ungefähre Tiefe an, die mit dem vorhandenen Medium erreicht werden kann.


Masse eines potentiellen Schwarzen Lochs in einem Doppelsternsystem - Astronomie

Wenn der Begleitstern in einem Röntgendoppelsystem eine Masse von mehr als 10 Sonnenmassen hat, wird das System als massereiches Röntgendoppelsystem (HMXB) bezeichnet. In diesem Fall ist der Begleiter im Allgemeinen ein Stern vom Typ O oder B, der einen vom Strahlungsdruck angetriebenen Sternwind aussendet.
Massentransfer zum Neutronenstern oder Schwarzen Loch funktioniert nicht gehen über Roche-Lobe-Überlauf in eine Akkretionsscheibe, wie dies bei einem massearmen Röntgen-Doppelstern oder einer kataklysmischen Variablen der Fall ist, sondern durch das Einfangen dieses Sternwinds direkt auf das kompakte Objekt. Die potentielle Energie des Windes wird in Röntgenstrahlen umgewandelt, die die Emission des Neutronensterns oder Schwarzen Lochs dominieren.
Obwohl es sich um starke Röntgenquellen handelt, ist es auch möglich, einen angemessenen Anteil massereicher Röntgendoppelsterne bei visuellen Wellenlängen zu beobachten, da ihre optische Emission vom massereichen Begleitstern dominiert wird. Die meisten befinden sich auf der Scheibe der Galaxie und fast 2/3 davon sind tatsächlich Be X-ray Binaries.

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Flugbahn einer Testmasse in einem Roche-Potenzial

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Diese Demonstration beschreibt die Flugbahn einer Testmasse im Roche-Potential eines Doppelsternsystems mit Massen (der Stern links) und (das kompakte Objekt rechts). The frame of reference, corotating with the binary system, is noninertial, and the effective potential takes into account both gravitational and centrifugal forces. One of the equipotentials is a distorted figure-eight shape crossing at the Lagrange point . This defines Roche lobes for the two stars, with their shapes determined by the ratio of masses . If the star overflows its Roche lobe, mass flows from the donor star to the accreting compact object through the Lagrange point . The test mass is launched from the green stellar surface as long as its radius is smaller than that of the Roche lobe. The entire Roche potential is mapped in the graphic, with deeper values shown in darker purple.

Since the accretor, possibly a compact object such as a white dwarf or a black hole, is very small on the scale of the diagram, its position is indicated by a black dot, with negligible radial extension.

Since the motion of the test mass is conservative (with no dissipation), its energy must remain constant. Thus, any deviation from its initial value has to be attributed to numerical errors in computation of the trajectory. The relative amplitude of those errors with time can then be monitored in the bottom plot, with the time and the relative deviation from the initial energy. Also, the angular momentum of the test mass is plotted on the lower left.

Contributed by: Ileyk El Mellah  (September 2015)
Open Content lizenziert unter CC BY-NC-SA


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