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超コンパクト恒星系( HCSS ) は、ホスト銀河の中心から放出された超大質量ブラックホールの周囲に密集した星の集まりです。放出時にブラックホールの近くにあった星は、ブラックホールが銀河を離れた後もブラックホールに束縛されたままになり、HCSS を形成します。
「超コンパクト」という用語は、HCSS が同様の明るさの通常の星団と比較してサイズが小さいという事実を指します。これは、超大質量ブラックホールからの重力により、星が星団の中心の周りを非常に狭い軌道で移動し続けるためです。
銀河マルカリアン 177の近くにある明るい X 線源 SDSS 1113 は、HCSS の最初の候補となるでしょう。HCSS が発見されれば、重力波反跳の理論が確認され、銀河の外にも超大質量ブラックホールが存在できることが証明されるでしょう。
プロパティ
天文学者は、超大質量ブラックホール (SMBH) は重力波の反動によって銀河の中心から放出される可能性があると考えています。これは、連星系内の 2 つの SMBH が重力波の形でエネルギーを失った後に合体するときに発生します。重力波は等方的に放出されないため、合体するブラックホールにいくらかの運動量が与えられ、合体時に反動、つまり「キック」を感じます。コンピューター シミュレーションでは、キックの大きさは 10 4 km/sにもなると示唆されており[1] 、 これは最も巨大な銀河の中心からの脱出速度を超えています。 [2]
キックの瞬間にSMBHの周りを周回している星は、その軌道速度がキック速度V k を超えている場合、SMBHと一緒に引きずられます。これがHCSSのサイズを決定します。その半径は、キック速度と同じ速度でSMBHの周りを回る軌道の半径とほぼ同じです。
ここで、MはSMBHの質量、Gは重力定数です。大きさRは、蹴り速度1000km/s、SMBHの質量が太陽の1億倍の場合、およそ0.5パーセク（pc）（2光年）になります。最大のHCSSの大きさは約20パーセクで、大きな球状星団とほぼ同じです。最小のHCSSは直径約1000分の1パーセクで、既知のどの星団よりも小さいです。[3]
キック後にSMBHに束縛されたままの星の数は、V kと、キック前に星がSMBHの周囲にどれだけ密集していたかによって異なります。多くの議論から、星の総質量はSMBHの質量の約0.1%以下になると示唆されています。[3]最大のHCSSはおそらく数百万の星を運び、その明るさは球状星団や超小型矮小銀河に匹敵します。
HCSS と通常の星団の主な違いは、非常にコンパクトであること以外に、中心にある SMBH により HCSS の質量がはるかに大きいことです。SMBH 自体は暗く検出できませんが、その重力により、星は通常の星団よりもはるかに高速で移動します。通常の星団の内部速度は数キロメートル/秒ですが、HCSS では基本的にすべての星がV kよりも速く、つまり数百または数千キロメートル/秒で移動しています。
キック速度が銀河からの脱出速度よりも遅い場合、SMBHは銀河核に向かって落下し、銀河の中を何度も振動してから最終的に静止します。[4]この場合、HCSSは数億年程度の比較的短い時間だけ明確な物体として存在し、その後銀河核に戻って消えます。この間、HCSSは銀河に重なるか銀河の背後にあるため、検出が困難です。
HCSS がホスト銀河から脱出したとしても、銀河団からの脱出速度は単一の銀河からの脱出速度よりもはるかに大きいため、その銀河を含むグループまたは銀河団に束縛されたままになります。観測されると、HCSS は銀河および/または銀河団の 重力ポテンシャル井戸を抜けて出てきたため、 V kよりも遅く移動します。
HCSS 内の星は、銀河核で観測されるタイプの星に似ています。そのため、HCSS 内の星は、典型的な球状星団内の星よりも金属に富み、若いと考えられます。 [3]
検索
HCSS の中心にあるブラックホールは本質的に目に見えないため、HCSS は暗い星団と非常によく似た外観になります。観測された星団が HCSS であると判定するには、星団内の星の軌道速度をドップラーシフトで測定し、通常の星団内の星に予想されるよりもはるかに速く動いていることを確認する必要があります。HCSS は比較的暗いため、 10m クラスの望遠鏡 でも長時間の露出時間が必要になるため、これは難しい観測です。
HCSS を探すのに最も有望な場所は銀河団です。その理由は 2 つあります。第一に、銀河団内の銀河のほとんどは楕円銀河であり、合体によって形成されたと考えられています。銀河の合体は連星系 SMBH を形成するための前提条件であり、連星系 SMBH はキックの前提条件です。第二に、銀河団からの脱出速度は十分に大きいため、HCSS はホスト銀河から脱出したとしても保持されるでしょう。
近くのろ座銀河団とおとめ座銀河団には、数百から数千の HCSS が含まれていると推定されています。 [3]これらの銀河団は、コンパクトな銀河や星団の調査が行われてきました。これらの調査で検出された天体の中には、通常の星団と誤認された HCSS があった可能性があります。調査で検出されたコンパクト天体のいくつかは、内部速度がかなり高いことが知られていますが、HCSS とみなされるほど質量が大きかったものはないようです。[5]
HCSS が見つかる可能性のあるもう 1 つの場所は、最近の銀河合体の場所の近くです。
時折、HCSS の中心にあるブラックホールが、近づきすぎた恒星を破壊し、非常に明るいフレアを発生させることがあります。このようなフレアは銀河の中心でいくつか観測されていますが、これはおそらく、恒星が銀河核の SMBH に近づきすぎたことが原因です。[6]反動する SMBH は、銀河から脱出するまでの間に約 12 個の恒星を破壊すると推定されています。[7]フレアの寿命は数か月であるため、大規模な空間調査を行わない限り、このようなイベントを目にする機会は少ないです。HCSS 内の恒星は、タイプ I (白色矮星)超新星として爆発する可能性もあります。[7]
重要性
HCSS の発見はいくつかの理由で重要です。
- これは、超大質量ブラックホールが銀河の外に存在できることの証拠となるだろう。
- これは、毎秒数千キロメートルの重力波反動を予測するコンピューターシミュレーションを検証することになるだろう。
- HCSS の存在は、一部の銀河の中心に超大質量ブラックホールがないことを意味します。これは、銀河の成長と超大質量ブラックホールの成長を関連付ける理論、およびSMBH の質量と銀河の特性との間の経験的相関関係に重要な影響を及ぼすでしょう。
- HCSS を多数発見できれば、銀河の合体履歴や連星ブラックホールの質量や回転などの情報を含むキック速度の分布を再構築することが可能になります。
参照
参考文献
- ^ Healy, J.; Herrmann, F.; Shoemaker, DM ; Laguna, P.; Matzner, RA; Matzner, Richard (2009)、「バイナリブラックホールの双曲的遭遇におけるスーパーキック」、Physical Review Letters、102 (4): 041101–041105、arXiv : 0807.3292、Bibcode :2009PhRvL.102d1101H、doi :10.1103/PhysRevLett.102.041101、PMID 19257409、S2CID 9897187
- ^ Merritt, D. ; Milosavljevic, M.; Favata, M.; Hughes, SA; Holz, DE (2004)、「重力放射反動の影響」、The Astrophysical Journal、607 (1): L9–L12、arXiv : astro-ph/0402057、Bibcode :2004ApJ...607L...9M、doi :10.1086/421551、S2CID 15404149
- ^ abcd Merritt, D. ; Schnittman, JD; Komossa, S. (2009)、「反動超大質量ブラックホール周辺の超小型恒星系」、The Astrophysical Journal、699 (2): 1690–1710、arXiv : 0809.5046、Bibcode :2009ApJ...699.1690M、doi :10.1088/0004-637X/699/2/1690、S2CID 17260029
- ^ Gualandris, A.; Merritt, D. (2008)、「銀河コアからの超大質量ブラックホールの放出」、The Astrophysical Journal、678 (2): 780–796、arXiv : 0708.0771、Bibcode :2008ApJ...678..780G、doi :10.1086/586877、S2CID 14314439
- ^ Mieske, S.; Hilker, M.; Jordán, A.; Infante, L.; Kissler-Patig, M.; Rejkuba, M.; Richtler, T.; Côté, P.; et al. (2008)、「UCD の性質: 拡張サンプルと均質データベースからの内部ダイナミクス」、Astronomy and Astrophysics、487 (3): 921–935、arXiv : 0806.0374、Bibcode :2008A&A...487..921M、doi :10.1051/0004-6361:200810077、S2CID 10979137
- ^ Komossa, S. (2004)、「銀河間の（X線）変動の極限：超大質量ブラックホールによって潮汐破壊された星からのフレア」、国際天文学連合紀要、2004年：45-48、Bibcode：2004IAUS..222...45K、doi：10.1017/S1743921304001425
- ^ ab Komossa, S.; Merritt, D. (2009)、「反動する超大質量ブラックホールからの潮汐破壊フレア」、The Astrophysical Journal、683 (1): L21–L24、arXiv : 0807.0223、Bibcode :2008ApJ...683L..21K、doi :10.1086/591420、S2CID 42183413
外部リンク
- 破壊された星々から放出されたブラックホールが明らかになるかもしれない。反動するブラックホールによる潮汐破壊フレアに関するNew Scientist の記事。