الفلك

تقدير الكتلة النفاثة 3C273

تقدير الكتلة النفاثة 3C273

في هذه الصورة 3C273 ، يمكننا أن نرى انبعاث طائرة نفاثة تقدر بحوالي 200000 سنة ضوئية.

أحاول إيجاد تقدير لكتلة الطائرة. إنه تيار من الإلكترونات ، يتسارع من خلال إشعاع السنكروترون (انظر هنا). يبدو أن هناك الكثير من المعلومات حول خصائصه الطيفية وكتلة الكوازار (886 مليون كتلة شمسية) ، لكن لا يمكنني العثور على تقدير لكتلة الطائرة نفسها. هل يعرف أي شخص مصدر يمكنني الاطلاع عليه لإعطائي فكرة؟


تحذير من بدء التشغيل: القرصنة الرئيسية تحدث هنا. [تم تعديله من قطر 1 ليي إلى 1000 ليتر] بالقياس من الصورة ، سأقترب من قطر النفث بـ 1000 ليتر. إذن هناك حجم تقريبًا 2e4 * 1e6 * pi / 4 مكعب لي. بدون سبب وجيه على الإطلاق ، سأقترح كثافة طرد إلكترون تبلغ 1E6 لكل كيلومتر مكعب - على الأقل هذه أرقام مستديرة وقابلة للتطوير بسهولة إذا كان بإمكان أي شخص العثور على مراجع للحسابات / القياسات الفعلية - ، لذلك باستخدام 1 مكعب لي = 8.468 e + 38 كيلومتر مكعب ، أحصل على 1.33e + 56 إلكترونًا في الطائرة.


القلب الساخن للغاية للكوازار 3C273

صورة مرصد شاندرا للأشعة السينية للكوازار 3C273. من المحتمل أن نفاثها القوي للغاية ينشأ من غاز يسقط باتجاه ثقب أسود هائل. الصورة عبر شاندرا.

من خلال الجمع بين الإشارات المسجلة من هوائيات الراديو على الأرض وفي الفضاء & # 8211 بشكل فعال إنشاء تلسكوب بحجم 8 أقطار الأرض تقريبًا & # 8211 ، ألقى العلماء ، لأول مرة ، نظرة على البنية الدقيقة في الباعث الراديوي مناطق الكوازار 3C273 ، الذي كان أول كوازار معروف ولا يزال أحد ألمع الكوازارات المعروفة. كانت النتيجة مذهلة ، منتهكة الحد الأقصى النظري لدرجة الحرارة. علق يوري كوفاليف من معهد ليبيديف الفيزيائي في موسكو ، روسيا:

نقيس درجة الحرارة الفعالة لنواة الكوازار لتكون أكثر سخونة من 10 تريليون درجة!

هذه النتيجة صعبة التفسير من خلال فهمنا الحالي لكيفية إشعاع النفاثات النسبية للكوازارات.

تم نشر هذه النتائج في 16 مارس 2016 في مجلة الفيزياء الفلكية.

أوضح بيان صدر في 29 مارس من معهد ماكس بلانك:

الثقوب السوداء الهائلة ، التي تحتوي على ملايين إلى مليارات أضعاف كتلة شمسنا ، تتواجد في مراكز كل المجرات الضخمة. يمكن لهذه الثقوب السوداء أن تقود نفاثات قوية تنبعث بشكل مذهل ، وغالبًا ما تتفوق على كل النجوم في المجرات المضيفة. ولكن هناك حدًا لمدى سطوع هذه النفاثات - عندما ترتفع درجة حرارة الإلكترونات عن حوالي 100 مليار درجة ، فإنها تتفاعل مع انبعاثها لإنتاج أشعة سينية وأشعة جاما وتبرد بسرعة.

ولكن ، مرة أخرى ، فاجأنا الكوازار 3C273 ، هذه المرة بدرجة حرارة أعلى بكثير مما كان يعتقد.

للحصول على هذه النتائج الجديدة ، استخدم الفريق الدولي مهمة الفضاء RadioAstron & # 8211 وهو قمر صناعي يدور حول الأرض ، تم إطلاقه في عام 2011 & # 8211 والذي يستخدم تلسكوبًا لاسلكيًا بطول 10 أمتار على متن قمر صناعي روسي. RadioAstron هو ما يسميه علماء الفلك مقياس التداخل من الأرض إلى الفضاء. بمعنى آخر ، ترتبط عدة تلسكوبات راديوية على الأرض بـ RadioAstron للحصول على نتائج غير ممكنة من أي جهاز واحد. في هذه الحالة ، تضمنت التلسكوبات الأرضية تلسكوب إيفيلسبيرج الذي يبلغ ارتفاعه 100 متر ، وتلسكوب جرين بانك الذي يبلغ طوله 110 مترًا ، ومرصد أريسيبو البالغ طوله 300 مترًا ، والمصفوفة الكبيرة جدًا. قال هؤلاء علماء الفلك و # 8217 بيان:

تعمل هذه المراصد معًا ، وتوفر أعلى دقة مباشرة تم تحقيقها على الإطلاق في علم الفلك ، وهي أدق بآلاف المرات من تلسكوب هابل الفضائي.

كانت درجات الحرارة المرتفعة بشكل لا يصدق & # 8217t المفاجأة الوحيدة من هذه الدراسة للكوازار 3C 273. اكتشف فريق RadioAstron أيضًا تأثيرًا قالوا إنه لم يسبق له مثيل من قبل في مصدر خارج المجرة: صورة 3C 273 لها بنية تحتية ناتجة عن تأثيرات التحديق. من خلال المادة البينجمية المخففة لمجرة درب التبانة. أوضح مايكل جونسون من مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية (CfA) ، الذي قاد دراسة التشتت:

تمامًا كما تشوه شعلة الشمعة صورة تُرى من خلال الهواء الساخن المضطرب فوقها ، فإن البلازما المضطربة لمجرتنا تشوه صور المصادر الفيزيائية الفلكية البعيدة ، مثل الكوازارات.

هذه الأشياء مضغوطة لدرجة أننا لم نتمكن من رؤية هذا التشويه من قبل. يمنحنا الدقة الزاوية المذهلة لـ RadioAstron أداة جديدة لفهم الفيزياء المتطرفة بالقرب من الثقوب السوداء الفائقة المركزية للمجرات البعيدة والبلازما المنتشرة التي تنتشر في مجرتنا.

خلاصة القول: جمع العلماء التلسكوبات الراديوية على الأرض مع التلسكوب الراديوي الذي يدور حول الأرض RadioAstro لمعرفة أن الكوازار الشهير 3C273 لديه درجة حرارة أساسية أعلى من 10 تريليون درجة! هذا & # 8217s أكثر سخونة مما كان يعتقد سابقًا أنه ممكن.


تقدير الكتلة النفاثة 3C273 - علم الفلك

تبدو النجوم الزائفة مثل أي نجم عادي من خلال تلسكوب بصري. لم يكن & rsquot حتى عام 1950 ، عندما تم تطوير علم الفلك الراديوي لأول مرة ، أدرك علماء الفلك أن هذه الأجسام خارج المجرة تصدر كميات هائلة من الطاقة الراديوية. تم تسمية هذا الاكتشاف المهم باسم quasar ، وهو اختصار لـ & ldquoQuasi-stellar radio source & rdquo. من خلال انتظار مرور مصادر الراديو المعروفة خلف القمر ، يمكن دمج البيانات الضوئية والراديوية لمنح علماء الفلك الموقع الدقيق للكوازارات في السماء.

النجوم الزائفة هي من بين أكثر الأشياء نشاطا والبعد التي لوحظت على الإطلاق. على الرغم من أن الكوازارات الفردية أكثر إشراقًا من مئات المجرات مجتمعة ، إلا أن العديد منها أصغر من حجم نظامنا الشمسي.

يستخدم علماء الفلك الراديوي نظامًا من الأرقام لتسمية الأجسام الموجودة في السماء. تم تسمية 3C273 في كتالوج كامبريدج الثالث كمصدر راديو 273 تم تحديده. كان 3C273 ، إلى جانب 3C48 ، أول كوازارات تم التعرف عليها. كانت لهذه الأشياء أطياف غريبة على عكس أي أطياف تمت دراستها من قبل. في عام 1963 ، لاحظ علماء الفلك مارتن شميدت (3C273) وجيسي جرينشتاين وتوماس ماثيوز (3C48) أن الطيف يبدو منطقيًا إذا كان مجرد انزياح أحمر كبير للغاية. بعبارة أخرى ، كان 3C273 يتحرك بعيدًا عنا بسرعة لا تصدق بعُشر سرعة الضوء.

أدت الاكتشافات الحديثة إلى رؤية جديدة لكيفية عمل الكوازارات. يساعد تعلم المزيد عن 3c273 والنجوم الزائفة الأخرى في اكتشاف المزيد عن تاريخ كوننا وبنيته واسعة النطاق ومستقبله. يبلغ عمر مجموعتنا الخاصة من المجرات حوالي عشرة مليارات سنة. في بعض الحالات ، يمكن مقارنة الفوتونات التي نلاحظها من أبعد الكوازارات بعمر مجرتنا!

بفضل المراقبة الراديوية والأشعة السينية ، أصبح من الواضح الآن أن مراكز المجرات مثل مجراتنا هي موطن لردود فعل نشطة غير مبررة حتى الآن. يطلق على بعض المجرات اسم المجرات النشطة ، لأنها بعيدة جدًا ، وتصدر نواتها إشعاعًا أكثر بكثير من المجرات مثل مجراتنا. النجوم الزائفة هي الأكثر نشاطا وبُعدا من بين الكائنات الثلاثة. يُعتقد أن نواة الكوازار شديدة السطوع لدرجة أنها تخفي المجرة المحيطة المعتمة نسبيًا. النشاط في نوى المجرات والمجرات النشطة له خصائص مشابهة للنشاط الذي يحدث في النجوم الزائفة ، ولأنه من السهل مراقبته ، فإنه يساعد في التحقق من النظريات التي تشرح كيفية عمل الكوازارات.

ما هو المحرك وراء الكميات الهائلة من الطاقة التي تطلقها النجوم الزائفة؟ يتم توفير دليل من خلال طائرة 3C273 ، وهي موجة راديو وبصرية وأشعة سينية تمتد لأكثر من مائة ألف سنة ضوئية في الفضاء. يشير هذا النمط إلى كائن دوار فائق الكتلة. وفقًا للنظرية ، تدور المادة من المجرة المحيطة حول هذا الجسم فيما يسمى بقرص التراكم. عندما يتم سحب مادة من القرص عن طريق الجاذبية إلى المركز ، يمكن للقوى الكهرومغناطيسية الناتجة أن تنتج شعاعًا من الجسيمات عالية الطاقة التي يمكن ملاحظتها على شكل نفاثة في الطاقات الراديوية والبصرية والأشعة السينية.


اليسار: بصري 3C273 (Credit: NASA / STScI)
إلى اليمين: الأشعة السينية 3C273 (Credit: NASA / CXC / SAO / H. Marshall et al.)

من المؤكد أن أي جسم له كتلة كافية لإنتاج هذه النفاثات من الطاقة سينهار على نفسه بسبب جاذبيته. أيضًا ، يُنظر إلى كل من الكوازارات والمجرات النشطة على أنها أجسام ضخمة ومظلمة في قلبها. في الواقع ، الشيء الوحيد المعروف للنظرية والذي يلائم هذه المعايير هو الثقب الأسود ، وهو جسم ضخم جدًا لدرجة أنه لا يمكن حتى للضوء الإفلات من جاذبيته!


تم فحص تقلبات Blazar 3C 273 من قبل علماء الفلك

أطياف 3C 273 في حالات نشاط مختلفة. يتوافق الطيف الأحمر مع تاريخ أعلى تدفق مستمر لوحظ ، والطيف الأزرق يتوافق مع أدنى تدفق مستمر لوحظ ، والطيف الأخضر يتوافق مع نقطة متوسطة في التدفق المستمر بين أطياف الأحمر والأزرق. الائتمان: فرنانديز وآخرون ، 2020.

باستخدام البيانات من المراصد الفضائية والتلسكوبات الأرضية ، قام علماء الفلك بالتحقيق في تنوع بلازار يُعرف باسم 3C 273. تلقي الدراسة الجديدة ، المقدمة في ورقة نُشرت في 6 يوليو على خادم arXiv قبل الطباعة ، مزيدًا من الضوء على الانبعاث من هذا مصدر.

البلازارات هي كوازارات مدمجة للغاية مرتبطة بالثقوب السوداء الهائلة في مراكز المجرات الإهليلجية العملاقة النشطة. بناءً على خصائص الانبعاث البصري ، يقسم علماء الفلك البلازارات إلى فئتين: الكوازارات الراديوية ذات الطيف المسطح (FSRQs) التي تتميز بخطوط انبعاث بصرية بارزة وواسعة ، وكائنات BL Lacertae (BL Lacs) ، والتي لا تفعل ذلك.

يقع 3C 273 على بعد حوالي 2.44 مليار سنة ضوئية ، وهو أحد أقرب الكوازارات إلى الأرض ، وهو بصريًا ألمع هذه الأجسام في السماء. بالنظر إلى أن 3C 273 كان أول كوازار تم اكتشافه ، فقد تمت دراسته بشكل شامل بأطوال موجية مختلفة. تُظهر الملاحظات أنه عبارة عن بلازارات من فئة FSRQ الفرعية ، متغيرة بدرجة كبيرة من أشعة الراديو إلى أشعة جاما.

قام فريق من علماء الفلك بقيادة سونيل فرنانديز من جامعة تكساس في سان أنطونيو بإلقاء نظرة فاحصة على الطبيعة المتغيرة لـ 3C 273. وقاموا بتحليل بيانات الرصد لهذا البلازار التي تم الحصول عليها بين عامي 2008 و 2015 باستخدام أدوات مختلفة ، بما في ذلك مركبة الفضاء فيرمي التابعة لناسا وستيوارد. مرصد.

كتب علماء الفلك في الورقة البحثية: "نقدم منحنيات ضوئية ذات أطوال موجية متعددة وبيانات مستقطبة لراديو الطيف المسطح Quasar 3C 273 على مدى ثماني سنوات. يمتد نطاق الطول الموجي لمجموعة بياناتنا من الراديو إلى أشعة جاما".

بشكل عام ، يهيمن انبعاث المليمتر والراديو في البلازارات عن طريق انبعاث السنكروترون من طائرة بلازار. ومع ذلك ، في حالة 3C 273 ، لا يشترك المكون السائد في الانبعاث البصري في أصل السنكروترون الذي يحتويه انبعاث 1 مم و 15 جيجاهرتز. يشير هذا إلى أن الانبعاث الحراري من قرص التراكم يهيمن على الانبعاث البصري خلال فترة الدراسة.

وفقًا للورقة ، لم يتم العثور على ارتباط بين لمعان أشعة جاما ومؤشر طيف أشعة جاما. قد تشير هذه النتيجة إلى أن الطاقة الكامنة في عمليات إنتاج أشعة جاما التي تسبب التباين في 3C 273 تختلف عن غيرها من البلازارات. ومع ذلك ، لاحظ علماء الفلك أن عدم وجود هذا الارتباط قد يكون أيضًا بسبب مشاكل أخذ العينات ، لذلك يلزم إجراء مزيد من الدراسات حول البلازار لتأكيد ذلك.

حددت الدراسة أيضًا ارتباطًا مضادًا بين منحنيات الضوء 15 جيجاهرتز و V-band. يفترض الباحثون أنه يمكن أن يكون ذلك بسبب حقيقة أن طردًا من طائرة بلازار ، وبالتالي زيادة في انبعاث السنكروترون الراديوي ، يحدث بعد سقوط الجزء الداخلي من قرص التراكم في الثقب الأسود. هذا يسبب انخفاض في انبعاث القرص التراكمي.

"السيناريو الذي يناسب السلوك المرصود ، هو الحالة التي يسقط فيها الجزء الداخلي من قرص التراكم في الثقب الأسود ، مما يتسبب في انخفاض انبعاث الأشعة السينية ، ويتبع هذا الحدث عادةً طرد مكون من الطائرة النفاثة قاعدة "، خلص مؤلفو الورقة.


شميت ، م. طبيعة 197, 1040 (1963).

كونواي ، R.G. ، Garrington ، S. T. ، Perley ، R. & amp Biretta ، J. أستر. الفلك. 267, 347–362 (1993).

بيرسون ، ت. وآخرون. طبيعة 290 365–368 (1981).

ديفيس ، آر جيه ، أونوين ، إس سي وأمبير موكسلو ، تي دبليو بي. طبيعة 354, 374–376 (1991).

Lelievre ، G. ، Nieto ، J.-L. ، Horville ، D. ، Renard ، L. & amp Servan ، B. أستر. الفلك. 138, 49–56 (1984).

Fraix-Burnett، D. & amp Nieto، J.-L. أستر. الفلك. 198, 87–99 (1988).

فرايكس بورنيت ، دي نييتو ، ج.- إل. & amp Roques، S. أستر. الفلك. 217, 387–390 (1989).

هاتشينغز ، J.B & amp Neff ، S. G. النشرات الفلكية. شركة باسيف. 103, 26–31 (1991).

روسر ، هـ. & amp Meisenheimer، K. أستر. الفلك. 154, 15–24 (1986).

Scarrot، S.M & amp Warren-Smith، R. F. الاثنين. لا. R. Astr. شركة 228، 35P – 40P (1987).

Scarrott، S.M & amp Rolph، C. D. الاثنين. لا. R. Astr. شركة 238, 349–355 (1989).

روسر ، هـ. & amp Meisenheimer، K. أستر. الفلك. 252, 458–474 (1991).

موريسون ، ب. وأمب سادون ، أ. الاثنين. لا. R. Astr. شركة 254, 488–492 (1992).

كوكس ، سي آي ، نورس ، إس إف وأمبير شوير ، بي إيه جي. الاثنين. لا. R. Astr. شركة 252, 558–585 (1991).

ويليامز ، أ.ج. & أمبير ؛ نورس ، إس. طبيعة 310, 33–36 (1984).

جوبال كريشنا وأمبير ساريبالي ، إل. أستر. الفلك. 141, 61–66 (1984).

مالين ، دي إف ، كوين ، بي جيه وأمبير جراهام ، جيه إيه. الفلك. ج. 272، L5 – L7 (1983).

طومسون ، ر. الاثنين. لا. R. Astr. شركة 257, 689–698 (1992).

بيري وجيه جيه وأمبير دايسون وجيه إي. الفلك. ج. 361, 362–366 (1990).

طومسون ، آر سي ، رايت ، إيه إي أند ديزني ، إم جي إن العلم مع تلسكوب هابل الفضائي (محرران Benvenuti، P. & amp Schreier، E.) 83–88 (ESO، Garching-bei-Munchen، 1992).

طومسون ، آر سي وأمبير ماكاي ، سي دي إن العلم مع تلسكوب هابل الفضائي (محرران Benvenuti، P. & amp Schreier، E.) 265-268 (ESO، Garching-bei-Munchen، 1992).

طومسون ، آر سي ، شاد ، دي جيه ، إلسون ، آر إيه دبليو ، ماكاي ، سي دي وأمبير ويلكينز ، تي إن. الاثنين. لا. R. Astr. شركة 259, 104–114 (1992).

O'Dea ، C. P. in فيزياء نقل الطاقة في مصادر الراديو خارج المجرة (محرران Bridle، A.H & amp Eilek، A.) 64-75 (NRAO، Greenbank، 1984).

ديفيس ، آر جيه ، موكسلو ، تي دبليو بي وأمب كونواي ، آر جي. طبيعة 318, 343–345 (1985).


اكتشف الوحش Quasar

يقول علماء الفلك في أستراليا إنهم وجدوا القلب الأكثر جوعًا في كل الكون. إنه ثقب أسود كتلته 20 مليار ضعف كتلة الشمس يأكل ما يعادل نجمًا كل يومين. الثقب الأسود ، المسمى SMSS J215728.21-360215.1 ، يبعد 12.5 مليار سنة ضوئية عن الأرض (الانزياح الأحمر 4.75). تتوسع بنسبة 1 في المائة كل مليون سنة وتلتهم كتلة تعادل شمسنا كل يومين. إنه أقوى كوازار تم اكتشافه حتى الآن. (الكوازار المُصوَّر إلى اليسار هو رسم إيضاحي لفنان ناسا).

وقال كريستيان وولف من الجامعة الوطنية الأسترالية (ANU) الذي قاد الفريق الذي وجده ، إن الثقب الأسود ينمو بسرعة كبيرة ، وقال إنه أكثر سطوعًا بحوالي 10000 مرة من المجرة التي تعيش فيها. عرض ويمكننا & rsquot رؤية المجرة نفسها. & quot

حريق المواد التي تدور حول هذا الكوازار المرصود حديثًا يكون مضيئًا مثل حوالي 700 تريليون شمس ، وفقًا للدكتور وولف ومعاونيه. إذا كانت في مركز مجرتنا ، درب التبانة ، فستكون أكثر سطوعًا من القمر بعشر مرات وستغمر الأرض بالعديد من الأشعة السينية بحيث تكون الحياة مستحيلة. لكل ويكيبيديا ، SMSS J215728.21-360215.1 هو أكثر النجوم شبه المجنونة & quasar التي تم اكتشافها على الإطلاق - 6.95 × 10 ^ 14 Suns.

يظهر الكوازار الهائل على شكل خزة ضوئية ضاربة إلى الحمرة في الكوكبة الجنوبية Piscis Austrinus. لقد كان واحدًا من العديد من الكوازارات المحتملة التي تعد جزءًا من SkyMapper Southern Sky Survey (SMSS) التي أجراها الدكتور وولف وزملاؤه الذين يقومون ببناء مسح رقمي شامل لكامل السماء الجنوبية. أكد الدكتور وولف وفريقه النتائج التي توصلوا إليها من خلال مطابقتها مع البيانات الصادرة عن المركبة الفضائية GAIA ، والتي تقوم بتثليث المسافات بين النجوم ، والبحث عن الأشياء التي لا يبدو أنها تتحرك وبالتالي فهي بعيدة جدًا.

اكتشف علماء الفلك الكوازارات التي يعود تاريخها إلى ما يقرب من 700 مليون سنة بعد الانفجار العظيم (ULAS J1342 + 0928 - الانزياح الأحمر 7.54). على الرغم من سطوعها العالي ، من الصعب جدًا العثور على هذه الكوازارات البعيدة وهي باهتة للغاية بالنسبة لأعيننا العلمية نظرًا لبعدها الكبير في عالم مليء بالغبار. فقط 40 كوازارًا معروفًا لها انزياح أحمر أعلى من 6.0 ، وهو المقياس الذي يحدد حدود الكون المبكر.

علماء الفلك في حيرة من أمرهم لتفسير كيف يمكن أن يكون مثل هذا الثقب الأسود الهائل قد تشكل في وقت مبكر جدًا من التاريخ الكوني - بعد وقت قصير جدًا من ظهور النجوم والمجرات الأولى. الكوازار عبارة عن سحابة شديدة السطوع تتكون في الغالب من الغازات يتم سحبها إلى ثقب أسود ضخم. مع تسارع المادة نحو الثقب الأسود ، ترتفع درجة حرارتها وتنبعث منها كمية غير عادية من الأشعة السينية وطاقة جاما التي تدفع بعد ذلك المواد الأخرى التي تقع خلفها. يُعتقد أن هذه العملية ، المعروفة باسم ضغط الإشعاع ، تحد من & quot؛ معدل نمو & quot للثقوب السوداء.

ومع ذلك ، اكتسب هذا الثقب الأسود كتلة هائلة في فترة زمنية قصيرة جدًا تختلف عن النظرية الحالية لنمو الثقب الأسود. كيف أصبحت كبيرة بهذه السرعة بعد الانفجار العظيم يضيف إلى لغز حول أصل الثقوب السوداء الهائلة التي تحتل مراكز المجرات ، وغالبًا ما تزن أكثر من مليار شمس. قد تدفع الاكتشافات مثل J215728.21-360215.1 علماء الفلك لصالح سيناريو التكوُّن & ldquodirect-collapse & rdquo ، حيث تنهار الغازات الأصلية من تلقاء نفسها لتشكل ثقوبًا سوداء مباشرة. وهكذا فإن هذا الكوازار الضخم فائق السطوع يوفر مختبرا فريدا لدراسة تكوين الثقب الأسود في الكون المبكر. قمة


تقدير الكتلة النفاثة 3C273 - علم الفلك

يتمثل نموذج فيزياء QSO في أن الطاقة يتم تحريرها عن طريق تراكم المادة في ثقب أسود هائل. يسمح هذا النموذج ببعض التقديرات البسيطة:

إن لمعان Eddington الذي يعوض الجاذبية من خلاله ضغط الإشعاع:

استخدام اللمعان البوليومتري 3C 273 المستنتج في الطائفة. 3.5 لذلك نقدر أنه بشرط أن ينبعث الجزء الأكبر من اللمعان بشكل متناحي فإن كتلة الثقب الأسود المركزي هي

10 9 كتل شمسية. نصف قطر الجاذبية المقابل هو

3 . 10 14 سم. يمكن تقدير معدل تراكم الكتلة من اللمعان إل بواسطة:

أين كفاءة تحويل كتلة الراحة إلى إشعاع.

باستخدام نفس السطوع أعلاه وكفاءة

10٪ نموذجي للتراكم على الثقوب السوداء نستنتج معدل تراكم الكتلة

1.3 . 10 27 جم ث -1 أو حوالي 10 كتل شمسية سنويًا. ليس من المستغرب أن تكون هذه الأرقام قريبة من تلك المستخلصة من نماذج الأقراص التراكمية.

يتطلب تجاوز هذه التقديرات فهم كيفية تحويل الطاقة المحررة من خلال عملية التراكم في الإشعاع الذي نلاحظه عبر الطيف الكهرومغناطيسي. لا يزال هذا الفهم مفقودًا على نطاق واسع ، ومع ذلك ، يمكننا سرد بعض العناصر التي تلعب دورًا بالفعل.

يجب أن تنتمي الإلكترونات والمجالات المغناطيسية ذات النسبية العالية إلى أي نموذج من 3C 273 (و AGN عالي الصوت) كما يتضح من وجود إشعاع السنكروترون. كثافات الطاقة الخاصة بهم غير متجانسة للغاية ومنظمة جزئيًا في حزم صغيرة بعضها على الأقل يتم تسريعها إلى سرعات كبيرة نسبية على طول المسارات المعقدة لتشكيل طائرة نفاثة صغيرة الحجم ملحوظة. من المحتمل أن يتم تسريع الإلكترونات إلى طاقات نسبية عالية في الصدمات ، وبالتالي فهي تكتسب الطاقة التي تشعها من الطاقة الحركية لبعض التدفقات الأساسية.

مؤشر آخر على التدفقات السريعة هو وجود خطوط عريضة تشير إلى أن المادة المحيطة بالثقب الأسود لها سرعات تصل إلى 10 4 كم / ثانية. لم يكن من الممكن العثور في نمط تغير الخط على التوقيع لحقل سرعة مرتب بشكل مهيمن (تمدد أو تراكم أو دوران). لذلك ، يستنتج المرء أن جزءًا كبيرًا من مجال السرعة ذو طبيعة مضطربة. في هذه الظروف ، من الصعب تجنب وجود الصدمات حيث تصطدم تيارات المادة. من المثير للاهتمام ملاحظة أن تسخين غاز الهيدروجين بسرعات كبيرة تصل إلى 10 4 كم / ثانية سينتج غازًا من T

5 . 10 9 K. درجة حرارة قريبة من تلك المطلوبة لمقارنة فوتونات الأشعة فوق البنفسجية بالأشعة السينية بمنحدر كما لوحظ (Walter & Courvoisier 1992).

تتم إعادة معالجة جزء من الأشعة فوق البنفسجية وإشعاع الطاقة الأعلى بواسطة الغاز لتشكيل خطوط عريضة وبواسطة الغبار لإعطاء الأشعة تحت الحمراء الحرارية. تنظيم الخطوط العريضة للغيوم غير واضح ، ولم يتم العثور على وسط يحصر السحب. ليس واضحًا أيضًا ما إذا كان انبعاث الأشعة فوق البنفسجية التي تشكل النتوء الأزرق ناتجًا عن إعادة معالجة انبعاث الأشعة السينية ، ويرجع ذلك في الغالب إلى عدم وجود توقيع انعكاس كومبتون في الأشعة السينية.

هناك العديد من النطاقات الزمنية المختلفة في اللعبة. من بين أولئك الذين نعرفهم ، هناك تأخر بضعة أيام بين منحنيات الأشعة فوق البنفسجية والضوء البصري مما يعني أن الإشارات التي تحكم انبعاث النتوء الأزرق تنتقل بسرعة الضوء. هناك أيضًا وجود نطاقات زمنية أطول بكثير (لعدة سنوات) في منحنيات الضوء المرئي والارتباطات التي تؤخر ترتيب عام أو نحو ذلك ، بين مكونات الانبعاث. هذه المقاييس الزمنية طويلة مقارنة بأوقات عبور الضوء أو الأوقات الديناميكية بالقرب من الثقب الأسود. ومع ذلك ، فهي قصيرة مقارنة بالمقاييس الزمنية اللزجة لأقراص التراكم القياسية. (Courvoisier & Clavel 1991). قد يشير وجود هذه النطاقات الزمنية إما إلى أن حجم الاستمرارية الباعثة للتراكم هو ترتيب الفرسخ (على غرار حجم منطقة الخط العريض) أو أن هناك سرعات مميزة لترتيب نسبة مئوية قليلة من سرعة الضوء في منطقة من عدة أنصاف أقطار الجاذبية. يمكن للمرء أن يلاحظ أيضًا أن اتساع التغيرات في نطاقات زمنية قصيرة (يوم واحد

10 أنصاف أقطار الجاذبية ج) صغيرة (نسبة مئوية قليلة (Paltani وآخرون ، 1998)). قد يشير هذا إلى أن الاختلافات في هذا المقياس الزمني لا ترتبط بالمناطق الأقرب للثقب الأسود ، ولكنها مرتبطة بمناطق صغيرة في كائن ممتد.

كانت هناك العديد من المحاولات لفهم هندسة مناطق الانبعاث مع الأخذ في الاعتبار مكون أو عدة مكونات انبعاث. استند معظمها إلى وجود أقراص تراكمية. تمت مراجعة العديد من الحجج في (Blandford 1990). تمت مناقشة إضافة الهالة بواسطة (Haardt وآخرون 1994).

(Camenzind & Courvoisier 1983) حاول فهم الانبعاث المستمر لـ 3C 273 من حيث رياح نسبية معتدلة تنشأ في جوهر الكائن وصدمت على مسافة ما. كان معظم الانبعاث المرصود في هذا النموذج ناتجًا عن مادة صادمة. تنبأ هذا النموذج بأن المقاييس الزمنية المتغيرة للمكونات المختلفة كانت بحيث تتباين الأشعة فوق البنفسجية بشكل أسرع من الأشعة السينية والتي بدورها تتفاوت بشكل أسرع من الانبعاث البصري. كان من المتوقع أن تكون النطاقات الزمنية لتقلب الأشعة تحت الحمراء وأشعة جاما هي الأطول. سرعان ما دحضت هذه التنبؤات من خلال الملاحظات التي أدت إلى مراجعة الهندسة (Courvoisier & Camezind 1989). في هذه الهندسة المنقحة ، يتم توجيه الرياح بطريقة لا تغطي فيها المادة المصدومة سوى نسبة مئوية قليلة من مصدر الأشعة فوق البنفسجية. يتم تسخين المادة المصابة إلى درجات حرارة بحيث تتحول فوتونات الأشعة فوق البنفسجية التي تعبرها إلى طاقات الأشعة السينية. يمكن فهم الفارق الزمني بين تدفقات الأشعة السينية والأشعة فوق البنفسجية بشكل طبيعي في هذه الهندسة (Paltani وآخرون ، 1998).

(Courvoisier et al. 1996) قد درس ما إذا كان تراكم المادة يمكن أن يكون في شكل نجوم بدلاً من غاز. في نموذجهم ، تُشع طاقة الجاذبية بعد الاصطدام بين النجوم بالقرب من الثقب الأسود. أظهرت اعتبارات الدرجة الأولى أن هذا بديل محتمل لفهم تنوع النوى المجرية النشطة واعتمادها على اللمعان. يشير هذا أيضًا إلى السؤال المدروس قليلاً حول التفاعل بين النواة النشطة والسكان النجميين المحيطين.

من الواضح إذن أنه على الرغم من أن العناصر الرئيسية لنموذج النوى المجرية النشطة كانت موجودة منذ أكثر من 30 عامًا ، غالبًا بعد الملاحظات الرائدة لـ 3C 273 ، فلا يزال هناك الكثير مما يجب فهمه. النوى المجرية النشطة أكثر تعقيدًا بكثير مما توقعه الكثير منا. هذا التعقيد مع الخصائص المتطرفة التي تظهرها تجعلها أشياء رائعة للدراسة.

شكر وتقدير

يعتمد هذا العمل على جهد طويل الأمد من قبل مجموعة كبيرة من الزملاء الذين شاركوا في جمع البيانات وفي العديد من المناقشات على مر السنين. أنا مدين بدين خاص لـ M.-H. Camenzind و M.-H. Ulrich لمشاركتهم معرفتهم معي عندما بدأ هذا الجهد. لم أكن لأتمكن مطلقًا من كتابة هذه المراجعة بدون الاستفادة من العديد من التفاعلات على مر السنين وفي جميع أنحاء العالم. لقد قدم لي العديد من زملائي في ISDC بعض المساعدة المباشرة في إعداد هذه المراجعة وخاصة الأرقام. هم S. Paltani و M. Polletta و M. T & # 252rler. أشكرهم وكذلك ت. Krichbaum و R. Walter و L. Woltjer على قراءة المخطوطة والتعليق عليها. لقد ساعد أ. أوبورد وم. لوغوسو كثيرًا في التنضيد. *****


يقدر علماء الفلك أن أكبر بحر في تيتان يبلغ عمقه 1000 قدم

عرض فني لكراكن ماري ، بحر الميثان السائل الضخم على قمر زحل تيتان. الائتمان: ناسا / مركز جون جلين للأبحاث

يقع Kraken Mare ، وهو بحر من الميثان السائل ، أسفل غطاء الغلاف الجوي الغازي على أكبر أقمار زحل ، تيتان. قدّر علماء الفلك في جامعة كورنيل أن عمق البحر يبلغ 1000 قدم على الأقل بالقرب من مركزه - وهي مساحة كافية لاستكشاف غواصة آلية محتملة.

بعد غربلة البيانات من إحدى رحلات تيتان الأخيرة لمهمة كاسيني ، قام الباحثون بتفصيل النتائج التي توصلوا إليها في "قياس الأعماق في موراي سينوس في تيتان كراكن ماري" ، والذي نُشر في مجلة البحوث الجيوفيزيائية.

قال المؤلف الرئيسي فاليريو بوجيالي: "لقد تم بالفعل قياس عمق وتركيب كل من بحار تيتان ، باستثناء بحر كراكين ماري ، أكبر بحر على تيتان - والذي ليس له اسم رائع فحسب ، بل يحتوي أيضًا على حوالي 80٪ من سوائل سطح القمر". ، باحث مشارك في مركز كورنيل للفيزياء الفلكية وعلوم الكواكب (CCAPS).

على بعد مليار ميل من الأرض ، تيتان المتجمدة مغطاة بضباب ذهبي من النيتروجين الغازي. لكن بالنظر إلى الغيوم ، يبدو منظر القمر شبيهًا بالأرض ، مع أنهار الميثان السائل والبحيرات والبحار ، وفقًا لوكالة ناسا.

تم جمع البيانات الخاصة بهذا الاكتشاف في رحلة كاسيني T104 على تيتان في 21 أغسطس 2014. قام رادار المركبة الفضائية بمسح ليجيا ماري - بحر أصغر في المنطقة القطبية الشمالية للقمر - للبحث عن "جزيرة ماجيك" التي تختفي في ظروف غامضة وتعاود الظهور.

بينما كانت كاسيني تبحر بسرعة 13000 ميل في الساعة على ارتفاع 600 ميل تقريبًا فوق سطح تيتان ، استخدمت المركبة الفضائية مقياس الارتفاع الراداري الخاص بها لقياس عمق السائل في كراكين ماري وموراي سينوس ، وهو مصب يقع في الطرف الشمالي للبحر. اكتشف علماء كورنيل ، جنبًا إلى جنب مع المهندسين من مختبر الدفع النفاث التابع لناسا ، كيفية تمييز قياس أعماق البحيرة والبحر (العمق) من خلال ملاحظة الفروق الزمنية لعودة الرادار على سطح السائل وقاع البحر ، بالإضافة إلى تكوين البحر من خلال الاعتراف بـ كمية طاقة الرادار الممتصة أثناء العبور عبر السائل.

اتضح أن موراي سينوس يبلغ عمقها حوالي 280 قدمًا ، وهي ضحلة من أعماق وسط كراكن ماري ، والتي كانت عميقة جدًا بحيث لا يستطيع الرادار قياسها. من المثير للدهشة أن تركيبة السائل ، التي تتكون أساسًا من مزيج من الإيثان والميثان ، كانت يهيمن عليها الميثان وتشبه تركيبة Ligeia Mare القريبة ، ثاني أكبر بحر في تيتان.

كان العلماء الأوائل قد تكهنوا بأن Kraken قد تكون أكثر ثراءً بالإيثان ، بسبب حجمها وامتدادها إلى خطوط العرض المنخفضة للقمر. تعتبر ملاحظة أن التركيبة السائلة لا تختلف بشكل ملحوظ عن البحار الشمالية الأخرى اكتشافًا مهمًا سيساعد في تقييم نماذج النظام الهيدرولوجي الشبيه بالأرض في تيتان.

بعيدًا عن العمق ، تعد Kraken Mare أيضًا هائلة - تقريبًا بحجم جميع البحيرات العظمى الخمس مجتمعة.

قال بوجيالي إن تيتان يمثل بيئة نموذجية لغلاف جوي محتمل للأرض المبكرة.

أحد الأحجية هو أصل الميثان السائل. ضوء الشمس لتيتان - أقل كثافة بنحو 100 مرة من الأرض - يحول الميثان في الغلاف الجوي باستمرار إلى إيثان على مدى 10 ملايين سنة تقريبًا ، وهذه العملية من شأنها أن تستنفد مخازن تيتان السطحية تمامًا ، وفقًا لبوجيالي.

وقال بوجيالي إن غواصة في المستقبل البعيد - من المحتمل ألا يكون لديها محرك ميكانيكي - ستزور وتبحر في رحلة بحرية في كراكن ماري.

وقال "بفضل قياساتنا ، يمكن للعلماء الآن استنتاج كثافة السائل بدقة أعلى ، وبالتالي معايرة السونار على متن السفينة بشكل أفضل وفهم تدفقات اتجاه البحر."


تأرجح في الاتجاه النفاث عند الكوازار 3C 273

رسم تخطيطي لغمد ملفوف حول الطائرة العريضة في 3C 273. تخضع لتوجيه نفاث نسبي أحادي الحقبة. [أكثر]

رسم تخطيطي لغمد ملفوف حول الطائرة العريضة في 3C 273. مع مراعاة الاتجاه النفاث النسبي للعصر الواحد ، يمر انبعاث السنكروترون للطائرة عبر أجزاء مختلفة من الغلاف. دوران فاراداي يقيس تغير القيم من الموجب إلى السالب في عام 2003. إذا انعطفت الطائرة باتجاه الجنوب ، فإن التدوير السلبي يقيس فقط.

رسم تخطيطي لغمد ملفوف حول الطائرة العريضة في 3C 273. مع مراعاة الاتجاه النفاث النسبي للعصر الواحد ، يمر انبعاث السنكروترون للطائرة عبر أجزاء مختلفة من الغلاف. دوران فاراداي يقيس تغير القيم من الموجب إلى السالب في عام 2003. إذا انعطفت الطائرة باتجاه الجنوب ، فإن التدوير السلبي يقيس فقط.

يعد المصدر الراديوي ذو الانزياح الأحمر العالي برقم 273 في كتالوج كامبريدج الثالث (المعروف أيضًا باسم 4C +02.32 أو ON 044 أو CTA 053) أحد أفضل الكائنات المدروسة في قياس التداخل طويل جدًا. كشفت النتائج الجديدة المقدمة في منشور بقيادة عالمة الفلك في بون ميشا ليزاكوف عن تغيرات في استقطاب الطائرة مما يشير إلى حدوث تغيير في اتجاه التدفق خلال الفترة 2009-2010 من دراسات الأطوال الموجية المتعددة باستخدام مصفوفة خط الأساس الطويل جدًا. يُظهر العمل ، المقدم في العدد الأخير من مجلة الفيزياء الفلكية ، أن مقياس دوران فاراداي قد تغير بشكل كبير نحو القيم السالبة مقارنة بتلك التي لوحظت سابقًا. يمكن تفسير هذه التغييرات من خلال تأرجح اتجاه التدفق على نطاق فرسخ البحر ، مما يؤدي إلى انبعاث السنكروترون يمر عبر أجزاء مختلفة من شاشة فاراداي. يطور العمل نموذجًا لنظام الغلاف النفاث في 3C 273 حيث يكون الغلاف أعرض من النفاثة النسبية الضيقة ذات الحقبة الواحدة. يبلغ الحد العريض للغلاف النفاث حوالي 750 سنة ضوئية في اتجاه مجرى النهر من بدايته. يحدث معظم دوران فاراداي داخل الطبقات الداخلية للغمد. يمكن الحصول على مزيد من التفاصيل حول معلمات التدفق وتأثير هذا العمل في دراسة المصادر الأخرى في المنشور الأصلي ، انظر هنا.


شاهد الفيديو: ما هو التكامل (شهر اكتوبر 2021).