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Cúspide de Bahcall-Wolf

Crecimiento de una cúspide de Bahcall-Wolf. La unidad de longitud es el radio de influencia del agujero negro . El tiempo transcurrido es aproximadamente un tiempo de relajación . La línea discontinua muestra el perfil de densidad en estado estacionario.

La cúspide de Bahcall-Wolf se refiere a una distribución particular de estrellas alrededor de un agujero negro masivo en el centro de una galaxia o cúmulo globular . Si el núcleo que contiene el agujero negro es lo suficientemente antiguo, el intercambio de energía orbital entre estrellas impulsa su distribución hacia una forma característica, tal que la densidad de las estrellas, ρ , varía con la distancia al agujero negro, r , como

Hasta el momento, no se ha encontrado ningún ejemplo claro de una cúspide de Bahcall-Wolf en ninguna galaxia o cúmulo de estrellas. [1] Esto puede deberse en parte a la dificultad de resolver dicha característica.

Distribución de estrellas alrededor de un agujero negro supermasivo

Los agujeros negros supermasivos residen en núcleos galácticos . La masa total de las estrellas en un núcleo es aproximadamente igual a la masa del agujero negro supermasivo. En el caso de la Vía Láctea , la masa del agujero negro supermasivo es de unos 4 millones de masas solares , y el número de estrellas en el núcleo es de unos diez millones. [2]

Las estrellas se mueven alrededor del agujero negro supermasivo en órbitas elípticas , similares a las órbitas que siguen los planetas alrededor del Sol. La energía orbital de una estrella es

donde m es la masa de la estrella, v es la velocidad de la estrella, r es su distancia al agujero negro supermasivo y M es la masa del agujero negro supermasivo. La energía de una estrella permanece casi constante durante muchos períodos orbitales. Pero después de aproximadamente un tiempo de relajación , la mayoría de las estrellas en el núcleo habrán intercambiado energía con otras estrellas, provocando que sus órbitas cambien. Bahcall y Wolf [3] demostraron que una vez que esto ha ocurrido, la distribución de energías orbitales tiene la forma

que corresponde a la densidad ρ = ρ 0 r −7/4 . La figura muestra cómo la densidad de las estrellas evoluciona hacia la forma Bahcall-Wolf. La cúspide [4] completamente formada se extiende hacia afuera a una distancia de aproximadamente una quinta parte del radio de influencia del agujero negro supermasivo . Se cree que los tiempos de relajación en los núcleos de galaxias pequeñas y densas son lo suficientemente cortos como para que se formen cúspides de Bahcall-Wolf. [5]

El Centro Galáctico

El radio de influencia del agujero negro supermasivo en el Centro Galáctico es de aproximadamente 2 a 3 parsecs (pc), y una cúspide de Bahcall-Wolf, si estuviera presente, se extendería hacia afuera a una distancia de aproximadamente 0,5 pc desde el agujero negro supermasivo. Una región de este tamaño se puede resolver fácilmente desde la Tierra. Sin embargo, no se observa ninguna cúspide; en cambio, la densidad de las estrellas más antiguas es plana o incluso disminuye hacia el Centro Galáctico. [6] [7] Esta observación no necesariamente descarta la existencia de una cúspide de Bahcall-Wolf en algún componente aún no observado. Sin embargo, las observaciones actuales implican un tiempo de relajación en el Centro Galáctico de aproximadamente 10 mil millones de años, comparable con la edad de la Vía Láctea. Si bien se había considerado que podría ser que no hubiera transcurrido suficiente tiempo para que se formara una cúspide Bahcall-Wolf, [8] hoy en día tenemos evidencia observacional de que hay una cúspide antigua y segregada en el Centro Galáctico. [9] [10] Estas observaciones coinciden con las predicciones de modelos dedicados. [11]

Cúspides multimasas

La solución de Bahcall-Wolf se aplica a un núcleo formado por estrellas de una sola masa. Si hay un rango de masas, cada componente tendrá un perfil de densidad diferente. Hay dos casos límite. Si las estrellas más masivas dominan la densidad total, su densidad seguirá la forma de Bahcall-Wolf, mientras que los objetos menos masivos tendrán ρ r −3/2 . [12] Si las estrellas menos masivas dominan la densidad total, su densidad seguirá la forma de Bahcall-Wolf, mientras que las estrellas más masivas seguirán ρ r −2 . [13] [14] [15]

En una población estelar antigua, la mayor parte de la masa se encuentra en forma de estrellas de la secuencia principal , con masas de 1 a 2 masas solares, o en restos de agujeros negros , con masas de ~ 10 a 20 masas solares. Es probable que las estrellas de la secuencia principal dominen la densidad total; por lo que su densidad debería seguir la forma de Bahcall-Wolf, mientras que los agujeros negros deberían tener el perfil más pronunciado, ρ ~ r −2 . Por otro lado, se ha sugerido que la distribución de masas estelares en el Centro Galáctico es "altamente pesada", con una fracción mucho mayor de agujeros negros. [16] Si este es el caso, se esperaría que las estrellas observadas alcanzaran el perfil de densidad más superficial, ρ ~ r −3/2 . El número y distribución de los restos de agujeros negros en el Centro Galáctico está muy poco limitado.

Ver también

Referencias

  1. ^ Merritt, David (2013). Dinámica y evolución de los núcleos galácticos. Princeton, Nueva Jersey: Princeton University Press .
  2. ^ Figer, DF (2004). "Jóvenes cúmulos masivos en el centro galáctico". En Lamers, HJ; Smith, LJ; Nota, A. (eds.). La formación y evolución de cúmulos masivos de estrellas jóvenes, Serie de conferencias de la Sociedad Astronómica del Pacífico, vol. 322 . vol. 322. San Francisco: Sociedad Astronómica del Pacífico . pag. 49. arXiv : astro-ph/0403088 . Código Bib : 2004ASPC..322...49F. ISBN 1-58381-184-2. {{cite book}}: |journal=ignorado ( ayuda )
  3. ^ Bahcall, JN ; Wolf, RA (1976), "Distribución de estrellas alrededor de un agujero negro masivo en un cúmulo globular", The Astrophysical Journal , 209 : 214–232, Bibcode : 1976ApJ...209..214B, doi : 10.1086/154711
  4. ^ El término "cúspide" se refiere al hecho de que una gráfica de densidad versus radio tiene una apariencia de cúspide si se traza en ejes lineales, en lugar de los ejes logarítmicos utilizados en la figura.
  5. ^ Merritt, David (2009), "Evolución de los cúmulos de estrellas nucleares", The Astrophysical Journal , 694 (2): 959–970, arXiv : 0802.3186 , Bibcode :2009ApJ...694..959M, doi :10.1088/0004- 637X/694/2/959, S2CID  15924688
  6. ^ Buchholz, RM; Schoedel, R.; Eckart, A. (2009), "Composición del cúmulo de estrellas del centro galáctico. Análisis de población a partir de distribuciones de energía espectral de banda estrecha de óptica adaptativa", Astronomía y Astrofísica , 499 (2): 483–501, arXiv : 0903.2135 , Bibcode :2009A&A. ..499..483B, doi :10.1051/0004-6361/200811497, S2CID  5221750
  7. ^ Hazlo, T.; et al. (2009), "Espectroscopia de campo integral de alta resolución angular del cúmulo nuclear de la galaxia: ¿una cúspide estelar perdida?", Astrophysical Journal , 703 (2): 1323–1337, arXiv : 0908.0311 , Bibcode : 2009ApJ...703.1323D, doi :10.1088/0004-637x/703/2/1323, S2CID  15084801
  8. ^ Merritt, David (2010), "La distribución de estrellas y restos estelares en el centro galáctico", The Astrophysical Journal , 718 (2): 739–761, arXiv : 0909.1318 , Bibcode : 2010ApJ...718..739M, doi :10.1088/0004-637X/718/2/739, S2CID  15527518
  9. ^ Schödel, R.; Gallego-Cano, E.; Dong, H.; Nogueras-Lara, F.; Gallego-Calvente, AT; Amaro-Seoane, P.; Baumgardt, H. (1 de enero de 2018). "La distribución de estrellas alrededor del agujero negro central de la Vía Láctea. II. Luz difusa de subgigantes y enanas". Astronomía y Astrofísica . 609 : A27. arXiv : 1701.03817 . Código Bib : 2018A&A...609A..27S. doi :10.1051/0004-6361/201730452. ISSN  0004-6361. S2CID  55289931.
  10. ^ Gallego-Cano, E.; Schödel, R.; Dong, H.; Nogueras-Lara, F.; Gallego-Calvente, AT; Amaro-Seoane, P.; Baumgardt, H. (1 de enero de 2018). "La distribución de estrellas alrededor del agujero negro central de la Vía Láctea. I. Recuento de estrellas profundas". Astronomía y Astrofísica . 609 : A26. arXiv : 1701.03816 . Código Bib : 2018A&A...609A..26G. doi :10.1051/0004-6361/201730451. ISSN  0004-6361. S2CID  76653540.
  11. ^ Baumgardt, H.; Amaro-Seoane, P.; Schödel, R. (1 de enero de 2018). "La distribución de estrellas alrededor del agujero negro central de la Vía Láctea. III. Comparación con simulaciones". Astronomía y Astrofísica . 609 : A28. arXiv : 1701.03818 . Código Bib : 2018A&A...609A..28B. doi :10.1051/0004-6361/201730462. ISSN  0004-6361. S2CID  67749450.
  12. ^ Bahcall, JN ; Wolf, RA (1977), "Distribución de estrellas alrededor de un agujero negro masivo en un cúmulo globular. II Masas estelares desiguales", The Astrophysical Journal , 216 : 883–907, Bibcode : 1977ApJ...216..883B, doi : 10.1086 /155534
  13. ^ Alejandro, T.; Hopman, C. (2009), "Fuerte segregación de masas alrededor de un agujero negro masivo", The Astrophysical Journal , 697 (2): 1861–1869, arXiv : 0808.3150 , Bibcode : 2009ApJ...697.1861A, doi : 10.1088/0004 -637X/697/2/1861, S2CID  15131547
  14. ^ Preto, Miguel; Amaro-Seoane, Pau (1 de enero de 2010). "Sobre la fuerte segregación de masas alrededor de un agujero negro masivo: implicaciones para la astrofísica de ondas gravitacionales de baja frecuencia". La revista astrofísica . 708 (1): L42-L46. arXiv : 0910.3206 . Código Bib : 2010ApJ...708L..42P. doi :10.1088/2041-8205/708/1/L42. ISSN  0004-637X. S2CID  6543197.
  15. ^ Amaro-Seoane, Pau; Preto, Miguel (1 de mayo de 2011). "El impacto de modelos realistas de segregación masiva en la tasa de eventos de espirales de relación de masa extrema y recrecimiento de cúspides". Gravedad clásica y cuántica . 28 (9): 094017. arXiv : 1010.5781 . Código Bib : 2011CQGra..28i4017A. doi :10.1088/0264-9381/28/9/094017. ISSN  0264-9381. S2CID  119270625.
  16. ^ Bartko, H.; et al. (2010), "Una función de masa inicial extremadamente pesada en los discos estelares del centro galáctico", The Astrophysical Journal , 708 (1): 834–840, arXiv : 0908.2177 , Bibcode : 2010ApJ...708..834B, doi :10.1088/0004-637X/708/1/834, S2CID  9733126