Astronomi

Kara delikler için üst veya alt kütle limitleri var mı?

Kara delikler için üst veya alt kütle limitleri var mı?



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Natarajan ve Treister (2008), $sim 10^{10} M_odot$'da kara delik kütleleri için pratik bir üst sınır tanımlar. Bunların hepsi kara deliğin yakındaki madde ile etkileşimlerinden kaynaklanmaktadır.

Ancak, genel görelilikte kara delikler için teorik bir üst kütle sınırı var mı? Daha spesifik olarak, herhangi bir çözüm bunu not ediyor mu? Bu, tanımlanan kara deliğin sonsuz mu yoksa zamana göre değişken mi, statik mi yoksa dönüyor mu, yüklü mü yoksa yüksüz mü, vs. olmasına bağlı mı?

Benzer şekilde, herhangi bir metrik daha düşük kütle limitlerini not ediyor mu? Bir elektron kütlesine sahip bir kara deliğin var olması mümkün olabilir mi (herhangi bir zamanda, Hawking radyasyonunu bir kenara bırakırsak)?


Klasik Genel Görelilik'te kara delikler herhangi bir boyutta (kütle) sorunsuz olarak var olabilir. Üst sınır, evrenin mevcut kütlesi tarafından verilir ve teorik bir alt sınır yoktur.

Soruda daha önce belirtildiği gibi, Hawking radyasyonu gibi kuantum etkileri, kararlı kara delikler üzerinde daha düşük limitler belirler; çok düşük kütleli olanlar hızla radyasyona dönüşecektir.


TON 618'in keşfi, yeni bir kara delik türü yarattı (zaten M87 ve hatta IC1101 çekirdekleri tarafından parmak izi alındı): $10^{10}M_dot$. Önceki cevapta belirtildiği gibi, klasik ortamlarda, kara deliklerin kütlesinin bir üst sınırı yoktur (klasik ortamlarda bile Genel Göreliliğin ötesinde bir teori elde edip edemeyeceğinizden pek emin değilim).

Belki bir gün kuantum yerçekiminin bununla ilgili bir şeyler söylediğini öğreniriz. İlginç bir şekilde, herhangi bir süper kütleli, yıldız, orta ve ultra kütleli karadelik, Planck kütlesinden çok daha büyük bir kütleye sahiptir, yaklaşık bir mikrogram. Sorun şu ki, kuantum yerçekiminin yalnızca ÇOK KÜÇÜK KÜÇÜK (çok yoğun) nesneler için geçerli olduğunu, yalnızca çok büyük nesneler için geçerli olmadığını düşünüyoruz. Gerçekten de, herhangi bir kişinin kütlesi Planck kütlesinden çok daha büyüktür, ancak "konsantre" değildir. Kütleyi çok küçük bölgelerde yoğunlaştırdığınızda, süper sicim teorisi dışında kuantum dalgalanmalarını ve genliklerini nasıl ele alacağımıza dair hiçbir fikrimiz olmaz. Bir diğer ilgili soru, herhangi bir YOĞUNLUK değerinde kara deliklere sahip olup olamayacağınızdır. Yine, söylendiği gibi, Hawking radyasyonu gibi kuantum süreçleri göz önünde bulundurmanız gerekiyor,… Ancak, transplanckian problemi olarak adlandırılan ince bir nokta var. Prensip olarak, kara delikler buharlaştıkça küçülür ve küçülür, örneğin belirli bir boyutta dalga boyu Planck uzunluğundan daha az olacaktır. Kara deliklerin nihai kaderine ve dolayısıyla her ikisinin de kaderine cevap vermeden önce kesin bir kuantum yerçekimi teorisi beklememiz gerekir: kara deliklerin ve tüm evrenin (uzay-zaman bile yarı kararlı ve geçici/geçiş durumu olabilir).

Devasa bir yıldızın çöküşünden oluşan bir kara delik 1 Gyr'de ne kadar büyüyebilir? Kara deliğin olabildiğince hızlı büyüyebileceğini varsayalım. Şu an için Eddington sınırını karşıladığını varsayalım. Ardından, üstel bir yasa gelir: $$dot{M}=kM=M/ au$$ nerede $k=4cdot 10^{-16}s^{-1}$ on güneş kütlesi için kütle fonksiyonu Eddington limitine göredir. Daha sonra,

$$M=M_0exp(kt)$$

Bu formüle eklenti $M_0=10M_dot$ ve k değeri, ürettiği maksimum kütlenin ultramasif BH aralığında olduğunu elde edersiniz, yani, $M_fsim 10^{10}M_odot$ 1 Gyr ile ilgili bir zaman ölçeği için (sayıların yanıltıcı olduğunu unutmayın). Tabii ki, transEddington limiti yanıltıcıdır, ancak karadeliklerden daha büyük olduğuna inanmak için bazı nedenler vardır. $10^{10}M_dot$ kararsızdır ve malzemeyi çıkarır. Tabii ki, başka bir argümanın yokluğunda, yukarıdaki argüman prensipte bir üst sınır SAĞLAMAZ. Sadece kuasarlar ve jetlerle ilgili diğer hususlar geçerli görünüyor. Ancak konu, astrofizikte sıcak bir tartışma konusudur. Öte yandan, minimum (veya en küçük) kara delik kütlesi de bir gizemdir. Makro ölçekte, 3-5 güneş kütlesinden (yıldız karadelikleri) daha küçük kara delikler bulamadık. Bununla birlikte, ilkel kara delikler veya mikro kara delikler, kümelerde ve galaksilerin diğer bölümlerinde karanlık maddenin bazı parçalarını gizleyebilir. Yine, tek ipucu şişirici fikirler, astronomik önlemler ve deneysel sınırlardır (son zamanlarda, karanlık maddenin tamamen kara delikler olma olasılığı analiz edildi, ancak bazı kanıtlar durumun böyle olmadığını söylüyor gibi görünüyor: kara delikler her şey olamaz. karanlık madde).


Kara delikler için üst veya alt kütle limitleri var mı? - Astronomi

X-ışını kaynağı LMC X-3'ün B3V optik karşılığının yüksek radyal hız genliği (235 km s -1 ) ve 1.70 günlük yörünge periyodu, X- ışını kaynağı için 6-10 M güneş değerinde bir alt sınır belirledi. ışın kaynağı, kuvvetle onun bir kara delik olduğunu düşündürür 1,2 . Bu kompakt yıldızın kütlesine ilişkin gözlemsel bir üst sınır, sistemin evrimsel geçmişiyle ilgili düşüncelerle birlikte, kompakt yıldızın atasının kütlesine (sıfır yaş) bir üst sınır türetmemize izin veren türetilebilir. bu sistem: <= 80+/-10 M güneş . Titreşen devasa X-ışını ikili dosyalarının yörünge parametrelerinden, kütleleri >40 (+/-5) M güneş enerjisine (ve süpernova (SN) kütle atımı simetrik ise 60 (+/-)'ye kadar olan yıldızların olduğunu bulduk. 7) M güneş ) nötron yıldızları olarak yaşamı sonlandırır. Bu nedenle, LMC X-3 bir kara delik ise, bir kara delik olarak yaşamı sona erdirmek için alt kütle sınırı 40 (60 M güneş) ile 80 M güneş arasındadır. Devasa yıldızların başlangıçtaki kütle fonksiyonu ile birlikte bu, galakside nötron-yıldız oluşum hızından yaklaşık iki büyüklük mertebesi daha küçük bir kara delik oluşum hızı verir. Kara deliklerin (süpernovadan hemen önce) doğrudan ataları devasa Wolf-Rayet (WR) yıldızlarıydı.


Süper Kütleli Kara Delikler İçin Bir Boyut Sınırı Var mı?

Süper kütleli kara delikler (SMBH'ler) galaksilerin merkezlerinde gizleniyor ve kütlelerini yüz binlerce ile on arasında ölçtük. milyar güneş kütleleri. Ancak bu canavarların sınırlı olduğu bir maksimum kütle var mı?

Gözlemlenen Maksimum

İlk SMBH'lerin oluştuğu dönemden bu yana, yeterli bir yakıt kaynağı olduğu varsayılarak, potansiyel olarak korkunç boyutlara ulaşmaları için yeterli zaman geçti.

Ancak bunun yerine, en büyük yerel-evren gökadalarının merkezlerindeki SMBH'lerin, birkaç kez 10 10 güneş kütlesinin bir üst kütlesinde maksimuma ulaştığını gözlemliyoruz. Daha da ilgi çekici bir şekilde, bu sınır kırmızıya kaymadan bağımsız görünüyor: SMBH'ler için birkaç 10 10 güneş kütlesinin aynı maksimum kütlesini kırmızıya kaymalarda en parlak kuasarları besliyor. z

Kara delik kütlesinin birkaç farklı değeri için, yıldız oluşturan bir yığılma diskinde yığılma hızı (katı) ve yıldız oluşum hızı (kesikli) ve yarıçap. Artış hızları büyük yarıçaplarda çok yüksek başlasa da, küçük yarıçaplarda yılda sadece birkaç güneş kütlesine düşer, çünkü gazın çoğu diskteki yıldız oluşumunda kaybolur. [Inayoshi & Haiman 2016]

Biriktirme için Zorluklar

10 10 güneş kütlesinden daha büyük bir SMBH büyütmek, gazın galaksinin dış bölgelerinden (yüzlerce ışıkyılı uzaklıkta), kara deliği çevreleyen büyük yığılma diskinden ve nükleer bölgeye hızla akıtılmasını gerektirir ( ışık yılı ölçekleri): gaz, yılda 1.000 güneş kütlesi kadar yüksek oranlarda getirilmelidir.

Bu süreci modelleyen Inayoshi ve Haiman, bu kadar yüksek oranlarda, gazın çoğunluğunun diskte sıkışıp kaldığını, onlarca ila yüzlerce ışıkyılı yarıçapında yıldız oluşumuna neden olduğunu ve asla SMBH'yi beslemeye yetecek kadar yaklaşmadığını gösteriyor. Kalan gaz damlası yapar SMBH'ye eklenmesi, evrenin çağında 10 11 güneş kütlesinden daha fazla büyümesine izin vermek için yeterli değildir.

Cygnus A, galaksilerin merkezindeki SMBH'lerden fırlatılabilen muazzam jetlerin çarpıcı bir örneğini sunuyor. [NRAO]

Yazarlar, bu geçiş için kritik kütlenin 1–6 x 10 10 güneş kütlesi olduğunu gösteriyor - vahşi doğada SMBH'ler için gözlemlediğimiz maksimum kütlelerle tutarlı. Bu tutarlılık, galaksinin etrafındaki büyük ölçekli ortamdan ziyade SMBH çevresindeki küçük ölçekli fiziğin boyut sınırını belirlediği fikrini desteklemektedir.

Alıntı

Kohei Inayoshi ve Zoltán Haiman 2016 ApJ 828 110. doi:10.3847/0004-637X/828/2/110


Yani, o 'çok büyük' kara delik hakkında… evet, o kadar değil.

Geçen hafta, oldukça önemli bir astronomik keşif gibi görünen bir şey hakkında yazdım: Güneş'in 70 katı kütleye sahip bir kara delik.

Bu hikaye çok önemliydi çünkü böyle bir kütleye sahip bir kara delik elde etmenin kolay bir yolunu bilmiyoruz. Bu, büyük bir olasılıkla büyük bir yıldız süpernovaya gittiğinde, Güneş'in kütlesinin birkaç düzine katına kadar olan bir yıldız kütleli kara delik olarak adlandırılır. Yıldızın dış katmanları dışa doğru patlarken, yıldızın çekirdeği çökerek bir kara delik haline gelir.

Bildiğimiz hemen hemen her şeye göre, böyle bir kara deliğin üst sınırı, Güneş'in kütlesinin çok kabaca 30 katıdır. Bu bunu bir yapar yol limit aşımı.

Makalenin yazarları bunu açıklamak için birkaç fikir önerdiler, buna birazdan değineceğim. Ancak başka bir olasılık daha var: Açıkça söylemek gerekirse yanlıştı.

Durum bu gibi görünüyor. 70 güneş kütlesi iddiasına meydan okuyan üç (3!) kağıt ön baskı arşivine gönderildi. İkisi, bilim adamlarının verilerini düzgün bir şekilde analiz etmediğini gösteriyor ve üçüncüsü, kara deliğin iddia edilenden çok daha düşük bir kütleye sahip olduğunu göstermek için teorik kara delik modellerini kullanıyor ve bunu destekleyen sistem aslında iddia edilenden daha Dünya'ya daha yakın. bu da kara deliği çok daha düşük kütleli yapar.

Hızlı bir inceleme olarak (daha fazla ayrıntı için orijinal makalemi okuyun): LB-1, orijinal yazarların Güneş'in kütlesinin yaklaşık 8 katı olduğunu iddia ettiği mavi bir yıldızdır ve yaklaşık 14.000 ışıkyılı uzaklıktadır. Her 79 günde bir karanlık bir nesnenin etrafında döndüğünü gösteren bir Doppler kayması gösteriyor. Ayrıca, her 79 günde bir yer değiştiriyor gibi görünen, yıldızla ters yönde hareket eden sıcak hidrojen gazından gelen ışığı da buldular ve bu nedenle gazın kara deliğin etrafında döndüğünü iddia ediyorlar. Daha sonra bu verileri mavi yıldızın benzeri görülmemiş 70 Güneş kütlesine sahip bir kara deliğin etrafında döndüğünü göstermek için kullanırlar.

Bu iddiaya karşı çıkan iki yeni makale (Abdul-Masih ve diğerleri ve El-Badry ve Quataert) aynı noktaya değiniyor: Gördükleri sıcak hidrojen gazı kara deliğin etrafında hiç hareket etmiyor! Bunun yerine, muhtemelen sistemin bir bütün olarak yörüngesinde, nispeten uzakta ve gazdan gelen ışıkta görülen Doppler kayması, aslında bilim adamlarının yıldızın kendisinden gelen ışığı düzeltmemesinden kaynaklanmaktadır.

Burada yapılan argüman incedir. Sıcak hidrojen gazı, belirli bir dalga boyunda (görünür ışık spektrumunun kırmızı kısmında yaklaşık 0.656 mikron) ışık verir. Bu sistemden gelen ışığı kesinlikle görüyorlar. Fakat! Mavi yıldızın atmosferindeki hidrojen gazı, Sürükleyici o ışık dalga boyu. Bu da spektrumu etkiler. Bunu tam olarak telafi etmezseniz, gaz, yıldızın tersi yönde ileri geri hareket ediyormuş gibi görünecektir. Her iki yeni makalenin de gösterdiği şey, orijinal makalelerin yazarlarının bunu doğru bir şekilde telafi etmediğidir. Gazda aslında orada olmayan bir değişim gördüler.

Kara deliğin kütlesini elde etmenin birincil yolu olarak kullanılan gazdı! Bu gaz aslında düşündükleri gibi hareket etmediğinden kara deliğin kütlesi de doğru değil. Yeni makaleler, kütlenin 5 – 20 güneş kütlesi aralığında ve muhtemelen bu aralığın alt ucuna doğru, bunun gibi bir kara delik için çok daha normal olduğunu göstermeye devam ediyor.

Üçüncü makale (Eldridge ve diğerleri) daha da ileri gider. İkili sistemin bu şekilde nasıl olduğuna dair teorik modeller kullanıyorlar ve kara deliğin kütlesinin 4-7 güneş kütlesine sahip olmasının çok daha muhtemel olduğunu gösteriyorlar. Bunu göstermek için 14.000 ışıkyılı mesafesinin yanlış olduğunu ve aslında sistemin daha çok 7000 ışıkyılı uzaklıkta olduğunu varsayıyorlar. Daha yakın olduğu için, mavi yıldız, kara delik gibi, iddia edilen orijinal kağıttan daha düşük bir kütleye sahiptir.

Mesafe nasıl bu kadar uzak olabilir? İşte eğlenceli kısım: Orijinal kağıt, 14.000 ışıkyılı mesafe elde etmek için yıldızın renklerini kullandı. Ancak, bir milyardan fazla yıldızın konumlarına ve uzaklıklarına bakmak için tasarlanan Gaia misyonu, çok daha yakın olan 7.000 ışıkyılı rakamını veriyor. Orijinal makalede, yazarlar daha büyük mesafeyi kullanır ve Gaia'dan gelen sayının doğru olmadığına dair bazı argümanlar sunarlar.

Bu üçüncü yazıda, yazarlar bunun bir hata olduğunu ve Gaia sayılarının aslında doğru olduğunu savunuyorlar.

Sanatçının bir kara deliğin yörüngesinde dönen mavi bir yıldız tasviri… dışında, 70 güneş kütleli sözde kara delik için bu tasvir yanlıştır. Bu gaz tüm sistemin yörüngesinde dönüyor ve bu da kritik hale geliyor. Kredi: Jingchuan Yu / Beijing Planetaryumu (Phil Plait tarafından değiştirildi)

Her üç makale de, orijinal makalenin yazarlarının bir dizi yanlış varsayımda bulunduğunu gösteriyor (gaz kara deliğin etrafında dönüyordu, Gaia'dan uzaklık yanlıştı ve kara delik ikili oluşum modellerinin kara delik kütlesinin çok büyük olması gerekiyor). Bana göre, bu argümanlar oldukça ikna edici. Gerçekten de bu kara deliğin çok büyük olması pek olası görünmüyor. Bunun yerine, sistem daha yakındır, yıldızın kütlesi daha düşüktür (Güneş'in kütlesinin kabaca 4 katıdır), gaz sadece karadeliğin değil, bir bütün olarak sistemin yörüngesindedir. yapar var, kimse buna karşı çıkmıyor - türlerinden biri için çok daha normal kütle aralığında.

İtiraf etmeliyim ki, gazeteyi okuduğumda ve bu konuda kendi makalemi yazdığımda bazı alarm zilleri çalıyordu. Yine de, bu makaleler tarafından yapılan argümanlar yüzünden değil! Sistemle ilgili sorunum, yazarların yıldızları ve kara deliğin birbirinin etrafındaki karşılıklı yörüngesini çok dairesel bulmasıydı. Yıldızla ilgili iddiaları göz önüne alındığında, bu bana pek olası görünmüyordu!

Neden? Birincisi, bir yıldız patladığında, patlama genellikle tam simetrik değildir. Yıldıza bir vuruş verebilecek, hızlandırabilecek bir ofseti var. İkili bir sistemdeyse, yörüngeyi uzatır: dairesel değil eliptik. Ayrıca, yıldız patladığında kütlesinin çoğunu havaya uçurur. İki yıldızın birbirinin etrafındaki yörüngelerinin şekli, bir yıldız aniden kütlesinin yarısını attığında (diyelim ki) sistemin toplam kütlesine bağlıdır, yörünge onu daha eliptik yapan bir tekme aldığında. Yıldız ve kara deliğin etkileşimi nedeniyle yörüngenin dairesel olması mümkündür, ancak bu çok zaman alır.

Bu bir problem, çünkü yazarlar ayrıca mavi yıldızın yüksek kütlesi nedeniyle ve yıldızın tayfını analiz ederek çok genç olduğunu iddia ediyorlar - bu durumda, yörüngenin daireselleşmesi için yeterli zaman olmadı. Ancak, üçüncü yeni makalede yazarlar, sistem daha yakınsa dairesel bir yörüngenin beklendiğini gösteriyor. Bu, mavi yıldızın kütlesinin daha düşük olduğu ve iddia edilenden çok daha eski olabileceği anlamına geliyor. Orada ayrıca mavi yıldızın nasıl evrimleştiği ve kara deliğin ata yıldızı ile etkileşime girdiğine dair daha fazla argüman var, bu da doğal olarak ata yıldız patladıktan sonra bile yörüngenin dairesel olmasına yol açıyor.

Bununla ilgili orijinal makalemin yayınlandığı gün, bir okuyucunun bana buna benzer argümanlar sunan bir araştırma makalesinin yayınlandığını belirttiğini belirteceğim. İçgüdülerimi dinlemeli ve endişelerimi not etmeliydim, ama - ve burada dürüst olacağım - o noktada makale o kadar uzundu ki kimsenin o kadar okumayacağından korktum! Bu yüzden onları dışarıda bıraktım. Herhangi bir bilim iletişimcisinin en zor görevlerinden biri, hangi bilginin ne olduğuna karar vermektir. değil genellikle çok teknik olduğu veya genel sonucu değiştirmediği için bir makaleye dahil etmek.

Genellikle, bu o kadar büyük bir anlaşma değil. Bu durumda, yine de öyleydi ve onları dahil etmeli ya da en azından not almalıydım. Mea Culpa.

Benim açımdan başka bir hata, orijinal makaleden küçük bir fikir almamdı - belki de karadelik aslında iki küçük kara delik olduğu için çok büyük görünüyor - ve onu vurguladım (hatta makalemin başlığını bile yaptım). Genel sonuçla ilgili endişelerim gibi dairesel yörüngelerle benzer sorunları olsa bile bu fikri sevdim. Yine, bu genellikle bir sorun değildir, ancak bu durumda hatayı daha da artırdı. FWIW Bana işaret edilir edilmez o dördüncü makaleye bir bağlantı ekledim ve makaleme bir düzeltme ekledim.


Kara delikler, evrenin kayıp karanlık maddesi olarak ekarte edildi

2015'te çarpışan kara deliklerden kaynaklanan yerçekimi dalgalarının tespitinden sonraki kısa bir an için, gökbilimciler, evrenin gizemli karanlık maddesinin, evrene serpiştirilmiş çok sayıda karadelikten oluşabileceğini umdular.

UC Berkeley fizikçileri bu umutları boşa çıkardı.

Bir süpernova (sol altta parlak nokta) ve ana gökadası (üst merkez), araya giren bir kara delik (ortada) tarafından kütleçekimsel olarak merceklenirse görünecekleri gibi. Kara deliğin yerçekimi alanı görüntüyü bozar ve büyütür ve hem galaksiyi hem de süpernovayı daha parlak hale getirir. Kara delikler evrendeki baskın madde formu olsaydı, kütleçekimsel olarak büyütülmüş süpernovalar oldukça sık meydana gelirdi. Bu tür bulguların eksikliği, kara deliklerin kütlesi ve bolluğuna sınırlar koymak için kullanılabilir. (Miguel Zumalacárregui resmi)

2014 itibariyle keşfedilen en parlak 740 süpernovanın istatistiksel analizine ve bunların hiçbirinin gizli kara delik “yerçekimi mercekleri” tarafından büyütülmediği veya parlatılmadığı gerçeğine dayanarak, araştırmacılar ilkel karadeliklerin daha fazlasını oluşturamayacağı sonucuna vardılar. evrendeki karanlık maddenin yaklaşık yüzde 40'ından daha fazla. İlkel kara delikler, ancak Büyük Patlama'nın ilk milisaniyesinde, evrenin, güneşin kütlesinin onlarca veya yüzlerce katı yoğun kütleye sahip bölgelerinin yüzlerce kilometre çapındaki nesnelere çökmesiyle yaratılmış olabilirdi.

Sonuçlar, evrenin karanlık maddesinin hiçbirinin ağır kara deliklerden ya da MACHO'lar olarak adlandırılan devasa kompakt halo nesneleri de dahil olmak üzere benzer herhangi bir nesneden oluşmadığını gösteriyor.

Karanlık madde, astronominin en utanç verici bilmecelerinden biridir: Evrendeki maddenin yüzde 84,5'ini oluşturmasına rağmen, hiç kimse onu bulamıyor. Önerilen karanlık madde adayları, eksenler gibi ultra hafif parçacıklardan MACHO'lara kadar kütle olarak yaklaşık 90 büyüklük sırasını kapsar.

Birkaç teorisyen, birden fazla türde karanlık maddenin olduğu senaryolar önerdi. Ancak karanlık madde birbiriyle ilgisiz birkaç bileşenden oluşuyorsa, her biri kökeni için farklı bir açıklama gerektirecek ve bu da modelleri çok karmaşık hale getiriyor.

"Bunun iki tür kara delik olduğunu hayal edebiliyorum, çok ağır ve çok hafif olanlar ya da kara delikler ve yeni parçacıklar. Ancak bu durumda, bileşenlerden biri diğerinden çok daha ağırdır ve benzer bir bollukta üretilmeleri gerekir. Berkeley Kozmoloji Merkezi'nde Marie Curie Küresel Üyesi olan baş yazar Miguel Zumalacárregui, astrofiziksel bir şeyden gerçekten mikroskobik bir şeye, hatta belki de evrendeki en hafif şeye geçeceğiz ve bunu açıklamak çok zor olurdu" dedi. Fizik.

Büyük bir yıldızın süpernova patlaması, patlama ile gözlemci arasına bir kara delik oturursa, Dünya'daki bir gözlemciye daha parlak görünür. Kara deliğin yerçekimi, süpernova tarafından yayılan ışığın yolunu bozar ve ışığı büyüten bir mercek görevi görür. (APS/Carin Cain resmi)

Aynı ekip tarafından güncellenmiş 1.048 süpernova listesi kullanılarak henüz yayınlanmamış bir yeniden analiz, sınırı yarıya indirerek, maksimum yüzde 23'e kadar düşürüyor ve karanlık madde-kara delik önerisine kapıyı daha da çarpıyor.

“Standart tartışmalara geri döndük. Karanlık madde nedir? UC Berkeley fizik ve astronomi profesörü ve BCCP yardımcı direktörü Uroš Seljak, “Gerçekten de iyi seçeneklerimiz tükeniyor” dedi. "Bu, gelecek nesiller için bir meydan okumadır."

Analiz, dergide 1 Ekim'de yayınlanan bir makalede detaylandırılmıştır. Fiziksel İnceleme Mektupları. BCCP, UC Berkeley ve Lawrence Berkeley Ulusal Laboratuvarı arasında ortak bir araştırma ve eğitim girişimidir. Seljak, Berkeley Lab fakültesi bilim adamıdır.

Karanlık madde merceklenmesi

Sonuçları, görünmeyen bir ilkel kara delik popülasyonunun veya herhangi bir büyük kompakt nesnenin, Dünya'ya giderken uzak nesnelerden gelen ışığı yerçekimsel olarak bükeceği ve büyüteceği gerçeğine dayanmaktadır. Bu nedenle, yerçekimi merceklenmesi, uzaktaki Tip Ia süpernovalardan gelen ışığı etkilemelidir. Bunlar, bilim adamlarının kozmik mesafeleri ölçmek ve evrenin genişlemesini belgelemek için standart parlaklık kaynakları olarak kullandıkları patlayan yıldızlardır.

Karanlık madde nedir? Gerçekten de, iyi seçeneklerimiz tükeniyor. Bu gelecek nesiller için bir meydan okumadır.

Zumalacárregui, Birlik'te 580 ve birleşik ışık eğrisi analizi (JLA) kataloglarında 740 olmak üzere iki derlemede kataloglanan parlaklık ve uzaklık süpernovaları hakkındaki verilerin karmaşık bir istatistiksel analizini yaptı ve sekizinin, bir saatin onda birkaçı kadar daha parlak olması gerektiği sonucuna vardı. Bu süpernovaların zaman içinde nasıl parlayıp söndüğüne dair gözlemlere dayalı olarak tahmin edilenden yüzde. Böyle bir parlaklık tespit edilmedi.

Diğer araştırmacılar, sonuçsuz sonuçlar veren benzer ancak daha basit analizler yaptılar. Ancak Zumalacárregui, küçükten büyüğe tüm büyütmeleri görmenin kesin olasılığını ve her bir süpernovanın parlaklık ve uzaklığındaki belirsizlikleri birleştirdi. Düşük kütleli kara delikler için bile #8212 güneşin kütlesinin yüzde 1'i #8212 çok büyütülmüş bazı uzak süpernovalar olmalı, dedi, ama hiçbiri yok.

Zumalacárregui, "Bu etkiyi tek bir süpernova üzerinde göremezsiniz, ancak hepsini bir araya getirdiğinizde ve tam bir Bayes analizi yaptığınızda, karanlık maddeye çok güçlü kısıtlamalar koymaya başlarsınız, çünkü her bir süpernova önemlidir ve sizde bunlardan çok fazla vardır." Dedi. Analize ne kadar çok süpernova dahil edilirse ve ne kadar uzaktalarsa, kısıtlamalar o kadar sıkı olur. Pantheon kataloğundaki 1.048 parlak süpernovaya ilişkin veriler, yeni yayınlanan analize göre daha da düşük bir üst sınır – yüzde 23 – sağladı.

Seljak 1990'ların sonlarında bu tür bir analizi öneren bir makale yayınladı, ancak ilgi büyük nesneler, MACHO'lar aramaktan temel parçacıkları, özellikle zayıf etkileşimli büyük parçacıkları veya WIMP'leri aramaya kaydığında, takip planları yol kenarına düştü. . O zamana kadar, birçok deney, çoğu MACHO kitlesini ve türünü dışladı ve bu tür nesneleri keşfetme umudunu çok az bıraktı.

O zamanlar da sadece az sayıda uzak Tip Ia süpernova keşfedilmiş ve mesafeleri ölçülmüştü.

Ancak LIGO gözlemleri konuyu yeniden gündeme getirdikten sonra, Selçuk ve Zumalacárregui karanlık maddenin sınırlarını belirlemek için karmaşık analize başladılar.

Seljak, "İlginç olan şey, LIGO olayındaki kara deliklerin kütlelerinin, kara deliklerin henüz kara madde olarak dışlanmadığı yerde olmasıydı." Dedi. “Bu herkesi heyecanlandıran ilginç bir tesadüftü. Ama tesadüf oldu."


Kara delikler için üst veya alt kütle limitleri var mı? - Astronomi

Kara delik adayı ikili A0620-00'ün çok renkli yörünge ışık eğrileri sunulmaktadır. Işık eğrileri, elipsoidal varyasyonlar ve yığılma diski tarafından kütle verici eşlik eden yıldızın otlayan bir tutulması sergiler. Gerçekçi kütle verici yıldız akışları ve izotermal bir kara cisim diski kullanılarak sentetik ışık eğrileri üretildi. q = M 1/M alt 2 = 5.0, 10.6 ve 15.0 kütle oranları için, gözlemlere uyan sentetik ışık eğrileri için parametre uzayında sistematik aramalar yapıldı. Her kütle oranı için, yalnızca küçük bir yörünge eğimi aralığı için kabul edilebilir uyumlar bulundu. Kütle oranının q = 10.6'yı aşmasının muhtemel olmadığı ve eşlik eden yıldızın kütlesine 0,8 güneş kütlesi üst sınırının yerleştirildiği iddia ediliyor. Bu kısıtlamalar 4,16 +/- 0,1 ila 5,55 +/- 0,15 güneş kütlesi anlamına gelir. M1 üzerindeki alt sınır, maksimum olarak dönen bir nötron yıldızının kütlesinin 4 sigma'dan fazladır ve bu sistemde birincil bir kara delik lehine daha fazla güçlü kanıt oluşturur.


Erişim seçenekleri

1 yıl boyunca tam dergi erişimi elde edin

Tüm fiyatlar NET fiyatlardır.
KDV daha sonra ödeme sırasında eklenecektir.
Vergi hesaplaması ödeme sırasında kesinleşecektir.

ReadCube'de zaman sınırlı veya tam makale erişimi elde edin.

Tüm fiyatlar NET fiyatlardır.


Başlık: Quasar Yerçekimi Mikromerceklemesinden İlkel Kara Deliklerin Kütlesi ve Bolluğuna İlişkin Sınırlar

Karanlık maddenin 10 M'de orta kütleli ilkel kara deliklerden (PBH'ler) yapılabileceği fikri ≲ M ≲ 200 M menzil, özellikle LIGO deneyi ile yerçekimi dalgalarının tespiti ışığında, yakın zamanda yeniden değerlendirildi. Kara deliklerde küçük bir karanlık madde parçasının bile varlığı, yine de gözle görülür kuasar kütleçekimsel mikro-mercekleme ile sonuçlanmalıdır. Quasar mikro mercekleme, mercek galaksisindeki her tür kompakt nesneye, bunların bolluğuna ve kütlesine duyarlıdır. Çok geniş bir kütle aralığındaki kompakt nesnelerin bolluğunu tahmin etmek için yerçekimsel olarak merceklenmiş 24 kuasardan optik ve X-ışını mikro mercekleme verilerini analiz ettik. Kara deliklerdeki veya herhangi bir kompakt nesnedeki kütle fraksiyonunun 0,05 M'nin dışında ihmal edilebilir olduğu sonucuna vardık. ≲ E ≲ 0,45 M kütle aralığı ve yıldız bileşeninin beklenen kütleleri ve bollukları ile uyumlu olarak toplam maddenin %20 ± %5'i kadardır. Sonuç olarak, önemli bir orta kütleli PBH popülasyonunun varlığı, mevcut mikro mercekleme gözlemleriyle tutarsız görünmektedir. Bu nedenle, ilkel kütleli kara delikler, LIGO tarafından tespit edilen kütleçekimsel radyasyonun çok düşük ihtimalli bir » kaynağıdır. « daha az


HST/STIS arşiv verilerinden süper kütleli kara deliklerin kütlesine ilişkin üst limitler

Yıldızlardan Galaksilere Kara Delikler -- Kütleler Arasında: 21-25 Ağustos 2006'da Prag, Çek Cumhuriyeti'nde düzenlenen IAU Sempozyumu #238 Bildiriler Kitabı. redactie / V. Karas G. Matt. Cambridge University Press, 2006. blz. 349-350.

T1 - HST/STIS arşiv verilerinden süper kütleli kara deliklerin kütlesine ilişkin üst limitler

N1 - İlişki: http://www.rug.nl/ date_submitted:2006 Haklar: University of Groningen

N2 - Özet: Süper kütleli kara deliklerin (SBH'ler) büyümesi, sferoidlerin oluşumu ile yakından bağlantılı görünmektedir. SBH kütleleri hakkında daha iyi istatistikler elde etmek için acil bir ihtiyaç vardır, çünkü mevcut örnekler tercihen çok büyük SBH'lere sahip erken tip gökadalara göre ağırlıklandırılmıştır. Bu motivasyonla, yakındaki tüm galaksilerin (D) merkezindeki SBH'lerin kütlesi üzerindeki üst sınırları ölçmeyi amaçlayan bir proje başlattık.

AB - Özet: Süper kütleli kara deliklerin (SBH'ler) büyümesi, sferoidlerin oluşumu ile yakından bağlantılı görünmektedir. SBH kütleleri hakkında daha iyi istatistikler elde etmek için acil bir ihtiyaç vardır, çünkü mevcut örnekler tercihen çok büyük SBH'lere sahip erken tip gökadalara göre ağırlıklandırılmıştır. Bu motivasyonla, yakındaki tüm galaksilerin (D) merkezindeki SBH'lerin kütlesi üzerindeki üst sınırları ölçmeyi amaçlayan bir proje başlattık.


Kara delikler, evrenin kayıp karanlık maddesi olarak ekarte edildi

Bir süpernova (sol altta parlak nokta) ve ana gökadası (üst merkez), araya giren bir kara delik (ortada) tarafından kütleçekimsel olarak merceklenirse görünecekleri gibi. Kara deliğin yerçekimi alanı görüntüyü bozar ve büyütür ve hem galaksiyi hem de süpernovayı daha parlak hale getirir. Kara delikler evrendeki baskın madde formu olsaydı, kütleçekimsel olarak büyütülmüş süpernovalar oldukça sık meydana gelirdi. Bu tür bulguların eksikliği, kara deliklerin kütlesi ve bolluğuna sınırlar koymak için kullanılabilir. Kredi: Miguel Zumalac'ın resmi resmi, UC Berkeley

2015'te çarpışan kara deliklerden kaynaklanan yerçekimi dalgalarının tespitinden sonraki kısa bir parlayan an için, gökbilimciler, evrenin gizemli karanlık maddesinin, evrene serpiştirilmiş çok sayıda karadelikten oluşabileceğini umdular.

California Üniversitesi, Berkeley, fizikçiler bu umutları yıktı.

2014 itibariyle keşfedilen en parlak 740 süpernovanın istatistiksel analizine ve bunların hiçbirinin gizli kara delik "yerçekimi mercekleri" tarafından büyütülmediği veya parlatılmadığı gerçeğine dayanarak, araştırmacılar ilkel karadeliklerin daha fazlasını oluşturamayacağı sonucuna vardılar. evrendeki karanlık maddenin yaklaşık yüzde 40'ından daha fazla. İlkel kara delikler, yalnızca Büyük Patlama'nın ilk milisaniyesinde, evrenin, güneşin kütlesinin onlarca veya yüzlerce katı yoğun kütleye sahip bölgelerinin yüzlerce kilometre çapındaki nesnelere çökmesiyle yaratılmış olabilirdi.

Sonuçlar, evrenin karanlık maddesinin hiçbirinin ağır kara deliklerden veya MACHO'lar olarak adlandırılan devasa kompakt halo nesneleri de dahil olmak üzere benzer herhangi bir nesneden oluşmadığını gösteriyor.

Karanlık madde, astronominin en utanç verici bilmecelerinden biridir: Evrendeki maddenin yüzde 84,5'ini oluşturmasına rağmen, hiç kimse onu bulamıyor. Önerilen karanlık madde adayları, eksenler gibi ultra hafif parçacıklardan MACHO'lara kadar kütle olarak yaklaşık 90 büyüklük sırasını kapsar.

Birkaç teorisyen, birden fazla türde karanlık maddenin olduğu senaryolar önerdi. Ancak karanlık madde birbiriyle ilgisiz birkaç bileşenden oluşuyorsa, her biri kökeni için farklı bir açıklama gerektirecek ve bu da modelleri çok karmaşık hale getiriyor.

"Bunun iki tür kara delik olduğunu hayal edebiliyorum, çok ağır ve çok hafif olanlar ya da kara delikler ve yeni parçacıklar. Ancak bu durumda bileşenlerden biri diğerinden çok daha ağırdır ve bunların üretilmeleri gerekir. Berkeley'de Marie Curie Küresel Üyesi olan baş yazar Miguel Zumalacárregui, "Astrofiziksel bir şeyden gerçekten mikroskobik bir şeye, hatta belki de evrendeki en hafif şeye bile gidiyorduk ve bunu açıklamak çok zor olurdu" dedi. Kozmolojik Fizik Merkezi.

Aynı ekip tarafından güncellenmiş 1.048 süpernova listesi kullanılarak henüz yayınlanmamış bir yeniden analiz, sınırı yarıya indirerek, maksimum yüzde 23'e düşürerek, karanlık madde-kara delik önerisine kapıyı daha da çarpıyor.

UC Berkeley fizik ve astronomi profesörü ve BCCP yardımcı direktörü Uroš Seljak, "Standart tartışmalara geri döndük. Karanlık madde nedir? Gerçekten de iyi seçeneklerimiz tükeniyor" dedi. "Bu, gelecek nesiller için bir meydan okumadır."

Analiz, dergide bu hafta yayınlanan bir makalede detaylandırılmıştır. Fiziksel İnceleme Mektupları.

Sonuçları, görünmeyen bir ilkel kara delik popülasyonunun veya herhangi bir büyük kompakt nesnenin, Dünya'ya giderken uzak nesnelerden gelen ışığı yerçekimsel olarak bükeceği ve büyüteceği gerçeğine dayanmaktadır. Bu nedenle, yerçekimi merceklenmesi, uzaktaki Tip Ia süpernovalardan gelen ışığı etkilemelidir. Bunlar, bilim adamlarının kozmik mesafeleri ölçmek ve evrenin genişlemesini belgelemek için standart parlaklık kaynakları olarak kullandıkları patlayan yıldızlardır.

Zumalacárregui conducted a complex statistical analysis of data on the brightness and distance supernovas catalogued in two compilations—580 in the Union and 740 in the joint light-curve analysis (JLA) catalogs—and concluded that eight should be brighter by a few tenths of a percent than predicted based on observations of how these supernovas brighten and fade over time. No such brightening has been detected.

Other researchers have performed similar but simpler analyses that yielded inconclusive results. But Zumalacárregui incorporated the precise probability of seeing all magnifications, from small to huge, as well as uncertainties in brightness and distance of each supernova. Even for low-mass black holes—those 1 percent the mass of the sun—there should be some highly magnified distant supernovas, he said, but there are none.

"You cannot see this effect on one supernova, but when you put them all together and do a full Bayesian analysis you start putting very strong constraints on the dark matter, because each supernova counts and you have so many of them," Zumalacárregui said. The more supernovas included in the analysis, and the farther away they are, the tighter the constraints. Data on 1,048 bright supernovas from the Pantheon catalog provided an even lower upper limit—23 percent—than the newly published analysis.

Seljak published a paper proposing this type of analysis in the late 1990s, but when interest shifted from looking for big objects, MACHOs, to looking for fundamental particles, in particular weakly interacting massive particles, or WIMPs, follow-up plans fell by the wayside. By then, many experiments had excluded most masses and types of MACHOs, leaving little hope of discovering such objects.

At the time, too, only a small number of distant Type Ia supernovas had been discovered and their distances measured.

Only after the LIGO observations brought up the issue again did Seljak and Zumalacárregui embark on the complicated analysis to determine the limits on dark matter.

"What was intriguing is that the masses of the black holes in the LIGO event were right where black holes had not yet been excluded as dark matter," Seljak said. "That was an interesting coincidence that got everyone excited. But it was a coincidence."


Videoyu izle: Black Holes Explained  From Birth to Death (Ağustos 2022).