Astronomía

Anisotropía de la distribución de cuásares

Anisotropía de la distribución de cuásares


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En un documento titulado

Arp, H. (1984). Distribución de quásares en el cielo. Revista de Astrofísica y Astronomía, 5 (1): 31-41.

en Journal of Astrophysics and Astronomy, Halton Arp escribió que hay una agrupación notable de cuásares en $ 21 ^ h<>, y una marcada falta de quásares en $ 9 ^ h<>, pero no he podido encontrar otras referencias a la misma distribución. El artículo fue publicado en 1984, por lo que alguien más ha publicado un resultado similar, o esta observación ha sido

  • refutado, o

  • ¿explicado?


Una gran anisotropía en la distribución celeste de los cuásares 3CRR y otras radiogalaxias.

Informamos la presencia de grandes anisotropías en las distribuciones del cielo de poderosos cuásares extendidos, así como algunas otras subclases de radiogalaxias en el estudio 3CRR, la muestra completa más confiable y más estudiada de fuentes de radio de fuerte espectro empinado. Las anisotropías se encuentran alrededor de un plano que pasa por los equinoccios y el polo norte celeste. De un total de 48 cuásares en la muestra, 33 de ellos se encuentran en la mitad del cielo observado y los 15 restantes en la otra mitad. La probabilidad de que en una distribución aleatoria de cuásares 3CRR en el cielo, las fluctuaciones estadísticas puedan dar lugar a una asimetría en los números observados hasta este nivel es de sólo ± 1%. Además, solo alrededor de 1/4 de las radiogalaxias del tipo Fanaroff-Riley 1 (FR1) se encuentran en la primera mitad del cielo observado y el resto en la segunda mitad. Si incluimos todas las asimetrías observadas en las distribuciones celestes de cuásares y radiogalaxias en la muestra 3CRR, la probabilidad de que ocurran por una combinación aleatoria se reduce a ∼2 × 10 −5. Dos preguntas pertinentes pero inquietantes que podrían plantearse aquí son: en primer lugar, ¿por qué debería haber presentes anisotropías tan grandes en la distribución del cielo de algunas de las fuentes discretas más fuertes y distantes, lo que implica inhomogeneidades en el universo a escalas muy grandes (que cubren una fracción de el universo)? En segundo lugar, ¿por qué tales anisotropías deberían estar alrededor de un gran círculo decidido puramente por la orientación del eje de rotación de la tierra y / o el eje de su revolución alrededor del sol? Parece aún más curioso cuando consideramos las otras anisotropías, por ejemplo, una alineación de las cuatro normales a los planos cuadripolo y octopolar en la CMBR con el dipolo cosmológico y los equinoccios. Luego está la otra anisotropía de dipolo grande reportada recientemente en la distribución de la fuente de radio NVSS que difiere en magnitud del dipolo CMBR en un factor de cuatro y, por lo tanto, no se explica como debido al movimiento peculiar del sistema solar, pero alineado con el dipolo CMBR. que a su vez se encuentra cerca de la línea que une los equinoccios. ¿Son estas alineaciones una mera coincidencia o implican que estos ejes tienen una ubicación preferencial en el esquema más amplio de las cosas, lo que implica una ruptura aparente del principio copernicano o su principio cosmológico más generalizado, sobre el que se basa el modelo cosmológico estándar?

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La emisión de bremsstrahlung del PLT tokamak durante la conducción de corriente híbrida inferior se ha medido en función del ángulo entre el campo magnético y la dirección de emisión. La emisión alcanza su punto máximo en la dirección de avance, lo que indica una fuerte anisotropía de la distribución de la velocidad de los electrones. Los datos demuestran la existencia de una cola casi plana de la distribución de velocidades, que se extiende hasta aproximadamente 500 keV y que se interpreta como la meseta creada por la amortiguación de Landau de las ondas híbridas inferiores.

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Distribución angular de la emisión bremsstrahlung durante la conducción de corriente híbrida más baja en plt. / Von Goeler, S. Stevens, J. Bernabei, S. Bitter, M. Chu, TK Efthimion, P. Fisch, N. Hooke, W. Hill, K. Hosea, J. Jobes, F. Karney, C. Mervine , J. Meservey, E. Motley, R. Roney, P. Sesnic, S. Silber, K. Taylor, G.

En: Nuclear Fusion, vol. 25, núm. 11, 11.1985, pág. 1515-1528.

Resultado de la investigación: Contribución a la revista ›Artículo› revisión por pares

T1 - Distribución angular de la emisión bremsstrahlung durante la conducción de corriente híbrida más baja en plt

N1 - Copyright: Copyright 2016 Elsevier B.V., Todos los derechos reservados.

N2: la emisión bremsstrahlung del tokamak PLT durante la conducción de corriente híbrida inferior se ha medido en función del ángulo entre el campo magnético y la dirección de emisión. La emisión alcanza su punto máximo en la dirección de avance, lo que indica una fuerte anisotropía de la distribución de la velocidad de los electrones. Los datos demuestran la existencia de una cola casi plana de la distribución de la velocidad, que se extiende hasta aproximadamente 500 keV y que se interpreta como la meseta creada por la amortiguación de Landau de las ondas híbridas inferiores.

AB - La emisión bremsstrahlung del tokamak PLT durante la conducción de corriente híbrida inferior se ha medido en función del ángulo entre el campo magnético y la dirección de emisión. La emisión alcanza su punto máximo en la dirección de avance, lo que indica una fuerte anisotropía de la distribución de la velocidad de los electrones. Los datos demuestran la existencia de una cola casi plana de la distribución de la velocidad, que se extiende hasta aproximadamente 500 keV y que se interpreta como la meseta creada por la amortiguación de Landau de las ondas híbridas inferiores.


W ayne h u

Estructura a gran escala entre la última superficie de dispersión y el observador lente gravitacionalmente la anisotropía de temperatura y polarización del CMB. Al igual que el cizallamiento cósmico de imágenes de galaxias, las lentes CMB distorsionan los puntos calientes y fríos del campo de temperatura alrededor de las masas en primer plano.

Figura: ejemplo simulado de seguir una lente mientras se mueve a través de un campo de temperatura CMB de fondo.

En contraste con la cizalladura cósmica, los tipos de estructura que más afectan la anisotropía CMB son las fluctuaciones de densidad lineal de longitud de onda larga. Estas fluctuaciones en sí mismas son aleatorias gaussianas y, por lo tanto, la lente CMB es la lente de un campo aleatorio gaussiano por un campo aleatorio gaussiano.

Un resultado es un difuminado de los picos acústicos a medida que las escalas angulares asociadas con los picos son distorsionadas por las lentes de primer plano.

Otro resultado es la ruptura de la simetría que mantiene el campo de polarización en modo E. Al deformar los mapas de polarización de una manera que no está relacionada con la dirección de polarización, los modos E se convierten en modos B.

Se pueden usar combinaciones cuadráticas de campos de temperatura y polarización para reconstruir la distribución de masa intermedia con la señal más alta al ruido que eventualmente proviene de la combinación EB.


La radiación de un cuásar distante revela un filamento de la red cósmica

Las simulaciones por computadora sugieren que la materia en el universo está distribuida en una & # 8220 red cósmica & # 8221 de filamentos, como se ve en la imagen de arriba de una simulación de materia oscura a gran escala (simulación Bolshoi, por Anatoly Klypin y Joel Primack). El recuadro es una imagen ampliada y de alta resolución de una parte más pequeña de la red cósmica, de 10 millones de años luz de diámetro, de una simulación que incluye gas y materia oscura (crédito: S. Cantalupo). La intensa radiación de un cuásar puede, como una linterna, iluminar parte de la red cósmica circundante (resaltada en la imagen) y hacer que un filamento de gas brille, como se observó en el caso del cuásar UM287.

Usando el telescopio Keck I, un equipo de astrónomos vio parte de la red de filamentos que se cree conectan las galaxias en una red cósmica.

Los astrónomos han descubierto un cuásar distante que ilumina una vasta nebulosa de gas difuso, revelando por primera vez parte de la red de filamentos que se cree conectan las galaxias en una red cósmica. Investigadores de la Universidad de California, Santa Cruz, dirigieron el estudio, publicado el 19 de enero en Nature.

Usando el Telescopio Keck I de 10 metros en el Observatorio W. M. Keck en Hawai, los investigadores detectaron una nebulosa de gas muy grande y luminosa que se extiende alrededor de 2 millones de años luz a través del espacio intergaláctico.

& # 8220 Este es un objeto muy excepcional: es enorme, al menos dos veces más grande que cualquier nebulosa detectada antes, y se extiende mucho más allá del entorno galáctico del cuásar, & # 8221 dijo el primer autor Sebastiano Cantalupo, becario postdoctoral en UC Santa Cruz.

El modelo cosmológico estándar de formación de estructuras en el universo predice que las galaxias están incrustadas en una red cósmica de materia, la mayoría de la cual (alrededor del 84 por ciento) es materia oscura invisible. Esta red se ve en los resultados de las simulaciones por computadora de la evolución de la estructura en el universo, que muestran la distribución de la materia oscura a gran escala, incluidos los halos de materia oscura en los que se forman las galaxias y la red cósmica de filamentos que las conectan. La gravedad hace que la materia ordinaria siga la distribución de la materia oscura, por lo que se espera que los filamentos de gas ionizado difuso sigan un patrón similar al que se observa en las simulaciones de materia oscura.

Esta imagen profunda muestra la nebulosa (cian) que se extiende a lo largo de 2 millones de años luz que se descubrió alrededor del quásar brillante UM287 (en el centro de la imagen). La radiación energética del quásar hace que el gas intergaláctico circundante brille, revelando la morfología y las propiedades físicas de un filamento de red cósmica. La imagen fue obtenida en el Observatorio W. M. Keck. (Crédito: S. Cantalupo, UCSC)

Sin embargo, hasta ahora estos filamentos nunca se habían visto. El gas intergaláctico ha sido detectado por su absorción de luz de fuentes de fondo brillantes, pero esos resultados no revelan cómo se distribuye el gas. En este estudio, los investigadores detectaron el resplandor fluorescente del gas hidrógeno resultante de su iluminación por la intensa radiación del cuásar.

& # 8220Este cuásar está iluminando gas difuso en escalas mucho más allá de lo que hemos visto antes, dándonos la primera imagen de gas extendido entre galaxias. Proporciona una excelente visión de la estructura general de nuestro universo, & # 8221, dijo el coautor J. Xavier Prochaska, profesor de astronomía y astrofísica en UC Santa Cruz.

El gas hidrógeno iluminado por el quásar emite luz ultravioleta conocida como radiación alfa de Lyman. La distancia al cuásar es tan grande (alrededor de 10 mil millones de años luz) que la luz emitida es & # 8220 estirada & # 8221 por la expansión del universo desde una longitud de onda ultravioleta invisible a un tono visible de violeta en el momento en que alcanza el Keck. Telescopio. Sabiendo la distancia al cuásar, los investigadores calcularon la longitud de onda de la radiación alfa de Lyman desde esa distancia y construyeron un filtro especial para el espectrómetro LRIS del telescopio # 8217s para obtener una imagen a esa longitud de onda.

& # 8220Hemos estudiado otros quásares de esta manera sin detectar un gas tan extendido & # 8221 Cantalupo. & # 8220 La luz del quásar es como el rayo de una linterna, y en este caso tuvimos suerte de que la linterna apuntara hacia la nebulosa y haga que el gas brille. Creemos que esto es parte de un filamento que puede estar incluso más extendido que este, pero solo vemos la parte del filamento que está iluminada por la emisión del quásar. & # 8221

Un quásar es un tipo de núcleo galáctico activo que emite una intensa radiación alimentada por un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia. En un estudio anterior de cuásares distantes utilizando la misma técnica para buscar gas brillante, Cantalupo y otros detectaron las llamadas & # 8220 galaxias oscuras & # 8221, los nudos de gas más densos en la red cósmica. Se cree que estas galaxias oscuras son demasiado pequeñas o demasiado jóvenes para haber formado estrellas.

& # 8220 Las galaxias oscuras son partes mucho más densas y pequeñas de la red cósmica. En esta nueva imagen, también vemos galaxias oscuras, además de la nebulosa mucho más difusa y extendida, & # 8221 Cantalupo. & # 8220Algo de este gas caerá en las galaxias, pero la mayor parte permanecerá difuso y nunca formará estrellas. & # 8221

Los investigadores estimaron que la cantidad de gas en la nebulosa era al menos diez veces más de lo esperado a partir de los resultados de las simulaciones por computadora. & # 8220 Creemos que puede haber más gas contenido en pequeños grupos densos dentro de la red cósmica que se ve en nuestros modelos. Estas observaciones desafían nuestra comprensión del gas intergaláctico y nos brindan un nuevo laboratorio para probar y refinar nuestros modelos, & # 8221 Cantalupo.

Además de Cantalupo y Prochaska, los coautores del artículo incluyen a Piero Madau, profesor de astronomía y astrofísica en UC Santa Cruz, y Fabrizio Arrigoni-Battaia y Joseph Hennawi en el Instituto Max Planck de Astronomía en Heidelberg, Alemania. Esta investigación fue apoyada por subvenciones de la National Science Foundation (AST-1010004, OIA-1124453) y la NASA (NNX12AF87G).

Publicación: Sebastiano Cantalupo, et al., & # 8220Un filamento de red cósmica revelado en la emisión de Lyman-α alrededor de un quásar luminoso de alto corrimiento al rojo, & # 8221 Nature (2014) doi: 10.1038 / nature12898


Los astrónomos que utilizan Hubble descubren cuásares que actúan como lentes gravitacionales

Créditos de imagen: NASA, ESA y F. Courbin (EPFL, Suiza)

(PhysOrg.com) - Los astrónomos que utilizan el telescopio espacial Hubble de la NASA han encontrado varios ejemplos de galaxias que contienen cuásares, que actúan como lentes gravitacionales, amplificando y distorsionando imágenes de galaxias alineadas detrás de ellos.

Los quásares se encuentran entre los objetos más brillantes del universo, superando con creces la luz estelar total de sus galaxias anfitrionas. Los quásares funcionan con agujeros negros supermasivos.

Para encontrar estos raros casos de combinaciones de galaxias y cuásares que actúan como lentes, un equipo de astrónomos dirigido por Frederic Courbin en la Ecole Polytechnique Federale de Lausanne (EPFL, Suiza) seleccionó 23,000 espectros de cuásares en el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Buscaron la huella espectral de galaxias a distancias mucho mayores que se alinearan con las galaxias en primer plano. Una vez que se identificaron los candidatos, se utilizó la visión nítida del Hubble para buscar arcos y anillos gravitacionales (que están indicados por las flechas en estas tres fotos del Hubble) que serían producidos por lentes gravitacionales.

Las galaxias anfitrionas de cuásar son difíciles o incluso imposibles de ver porque el cuásar central eclipsa con creces a la galaxia. Por lo tanto, es difícil estimar la masa de una galaxia anfitriona basándose en el brillo colectivo de sus estrellas. Sin embargo, los candidatos a lentes gravitacionales son invaluables para estimar la masa de la galaxia anfitriona de un cuásar porque la cantidad de distorsión en la lente puede usarse para estimar la masa de una galaxia.

El siguiente paso para el equipo es construir un catálogo de "lentes de cuásar" que les permitirá determinar masas para un número estadísticamente significativo de galaxias anfitrionas de cuásares y compararlas con galaxias sin cuásares. Con los numerosos estudios de campo amplio que se iniciarán en un futuro próximo o que ya se han iniciado, se podrá acceder a cientos de miles de quásares para buscar efectos de lente.


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Atlas de distribuciones de energía de los cuásares. / Elvis, Martin Wilkes, Belinda J. Mcdowell, Jonathan C. Green, Richard F. Bechtold, Jill Wlllner, S. P. Oey, M. S. Polomski, Elisha Cutri, Roc.

Resultado de la investigación: Contribución a la revista ›Artículo› revisión por pares

T1 - Atlas de distribuciones de energía de cuásares

N2 - Presentamos un atlas de las distribuciones de energía espectral (SEDs) de cuásares normales, no blazares, en todo el rango disponible (radio a rayos X de 10 keV) del espectro electromagnético. La muestra primaria (UVSX) incluye 47 cuásares cuyas distribuciones de energía espectral incluyen índices espectrales de rayos X y datos UV. De estos, 29 son silenciosos por radio y 18 son ruidosos por radio. Los SED se presentan tanto en figuras como en forma de tabla, con material tabular adicional publicado en CD-ROM. También se tabulan los datos de observación no publicados anteriormente para un segundo conjunto de cuásares excluidos de la muestra primaria. Se consideran los efectos de la contaminación de la luz estelar de la galaxia anfitriona y la extinción en primer plano en la muestra de UVSX y la muestra se utiliza para investigar el rango de propiedades de SED. Por supuesto, las propiedades que obtenemos están fuertemente influenciadas por los efectos de selección inducidos por las técnicas de descubrimiento de cuásares. Derivamos la distribución de energía media (MED) para objetos radio-ruidosos y radio-silenciosos y presentamos las correcciones bolométricas derivadas de ella. Sin embargo, observamos que la dispersión sobre esta media es grande (∼una década para los componentes infrarrojo y ultravioleta cuando la MED se normaliza en la inflexión del infrarrojo cercano). Al menos parte de la dispersión en el ultravioleta puede deberse a la variabilidad del tiempo, pero es poco probable que esto sea importante en el infrarrojo. La existencia de una dispersión tan grande indica que el MED refleja solo algunas de las propiedades de los cuásares y, por lo tanto, debe usarse solo con precaución.

AB - Presentamos un atlas de las distribuciones de energía espectral (SEDs) de cuásares normales, no blazares, en todo el rango disponible (radio a rayos X de 10 keV) del espectro electromagnético. La muestra primaria (UVSX) incluye 47 cuásares cuyas distribuciones de energía espectral incluyen índices espectrales de rayos X y datos UV. De estos, 29 son silenciosos por radio y 18 son ruidosos por radio. Los SED se presentan tanto en figuras como en forma de tabla, con material tabular adicional publicado en CD-ROM. También se tabulan los datos de observación no publicados anteriormente para un segundo conjunto de cuásares excluidos de la muestra primaria. Se consideran los efectos de la contaminación de la luz estelar de la galaxia anfitriona y la extinción del primer plano en la muestra de UVSX y la muestra se utiliza para investigar el rango de propiedades de SED. Por supuesto, las propiedades que obtenemos están fuertemente influenciadas por los efectos de selección inducidos por las técnicas de descubrimiento de cuásares. Derivamos la distribución de energía media (MED) para objetos radio-ruidosos y radio-silenciosos y presentamos las correcciones bolométricas derivadas de ella. Sin embargo, observamos que la dispersión sobre esta media es grande (∼una década para los componentes infrarrojo y ultravioleta cuando la MED se normaliza en la inflexión del infrarrojo cercano). Al menos parte de la dispersión en el ultravioleta puede deberse a la variabilidad del tiempo, pero es poco probable que esto sea importante en el infrarrojo. La existencia de una dispersión tan grande indica que el MED refleja solo algunas de las propiedades de los cuásares y, por lo tanto, debe usarse solo con precaución.


Las galaxias enanas más débiles

Joshua D. Simon
Vol. 57, 2019

Resumen

Las galaxias satélite de la Vía Láctea de menor luminosidad (L) representan el límite inferior extremo de la función de luminosidad de las galaxias. Estas enanas ultra débiles son los sistemas estelares más antiguos, más dominados por la materia oscura, más pobres en metales y menos evolucionados químicamente. Lee mas

Materiales suplementarios

Figura 1: Censo de las galaxias satélite de la Vía Láctea en función del tiempo. Los objetos que se muestran aquí incluyen todas las galaxias enanas confirmadas espectroscópicamente, así como las que se sospecha son enanas basadas en l.

Figura 2: Distribución de los satélites de la Vía Láctea en magnitud absoluta () y radio de media luz. Las galaxias enanas confirmadas se muestran como círculos rellenos de azul oscuro y los objetos que se sospecha son galones enanos.

Figura 3: Dispersiones de velocidad en la línea de visión de satélites ultra débiles de la Vía Láctea en función de la magnitud absoluta. Las mediciones y las incertidumbres se muestran como puntos azules con barras de error y 90% c.

Figura 4: (a) Masas dinámicas de satélites ultra débiles de la Vía Láctea en función de la luminosidad. (b) Relaciones de masa a luz dentro del radio de media luz para satélites ultra débiles de la Vía Láctea en función.

Figura 5: Metalicidades estelares medias de los satélites de la Vía Láctea en función de la magnitud absoluta. Las galaxias enanas confirmadas se muestran como círculos rellenos de color azul oscuro y los objetos que se sospecha son enanos.

Figura 6: Función de distribución de la metalicidad de las estrellas en enanas ultra débiles. Las referencias a las metalicidades que se muestran aquí se enumeran en la Tabla complementaria 1. Observamos que estos datos son bastante heterogéneos.

Figura 7: Patrones de abundancia química de estrellas en UFD. Aquí se muestran las relaciones (a) [C / Fe], (b) [Mg / Fe] y (c) [Ba / Fe] como funciones de la metalicidad, respectivamente. Las estrellas UFD se trazan como diámetros de colores.

Figura 8: Detectabilidad de sistemas estelares débiles como funciones de distancia, magnitud absoluta y profundidad del levantamiento. La curva roja muestra el brillo de la vigésima estrella más brillante en un objeto como función.

Figura 9: (a) Diagrama color-magnitud de Segue 1 (fotometría de Muñoz et al. 2018). Las regiones de magnitud sombreadas en azul y rosa indican la profundidad aproximada que se puede alcanzar con el medio existente.


Descubierto: el cuásar conocido más distante con una emisión de radio brillante

Pasadena, CA y mdash El telescopio Magellan Baade en el Observatorio Carnegie & rsquos Las Campanas jugó un papel importante en el descubrimiento del cuásar conocido más distante con una emisión de radio brillante, que fue anunciado por el Instituto Max Planck de Astronomía en Heidelberg y el equipo dirigido por el Observatorio Europeo Austral y publicado en El diario astrofísico. Uno de los agujeros negros supermasivos de más rápido crecimiento jamás observado, emite aproximadamente 580 veces la energía que toda la galaxia de la Vía Láctea.

Los quásares son agujeros negros supermasivos increíblemente luminosos que acumulan materia en los centros de galaxias masivas. Su brillo permite a los astrónomos estudiarlos en detalle incluso a grandes distancias.

Utilizando un complemento de siete telescopios en todo el mundo, un equipo de investigación codirigido por MPIA & rsquos Eduardo Ba & ntildeados y ESO & rsquos Chiara Mazzucchelli descubrió un quásar, llamado P172 + 18, de cuando el universo tenía solo 780 millones de años. Esto lo hace unos 100 millones de años más antiguo que el poseedor del récord anterior.

"Las observaciones no son solo para perseguir récords de distancia, sino para tratar de comprender los misterios no resueltos del cosmos", explicó Ba & ntildeados (quien es un ex postdoctorado de Carnegie).

Estos cuásares distantes con emisiones de radio brillantes proporcionan información esencial para estudiar la formación y evolución de galaxias masivas y agujeros negros en el universo temprano.

La masa del agujero negro P172 + 18 & rsquos asciende a unas 70 veces la masa de su homólogo en el centro de la Vía Láctea, y todavía está creciendo rápidamente. Las mediciones indican que este cuásar alberga uno de los agujeros negros supermasivos de más rápido crecimiento que se conocen.

Los astrónomos usan cámaras infrarrojas y espectrógrafos para capturar la luz emitida por objetos del universo temprano, como P172 + 18. Para lograr la precisión necesaria para este proyecto, los investigadores combinaron observaciones del Telescopio Magellan Baade en el Observatorio Las Campanas (Chile), el Telescopio Óptico Nórdico (NOT) en La Palma (España), el telescopio Keck en Hawai'i (EE. Very Large Telescope (VLT) del European Southern Observatory (ESO Chile) y Large Binocular Telescope (LBT) en Mount Graham (EE. UU.).

P172 + 18 fue uno de varios candidatos de cuásar identificados por una revisión de datos del Telescopio de Levantamiento Panorámico y Sistema de Respuesta Rápida, o PanSTARRS, dijo Ba & ntildeados, agregando: & ldquoultimamente, sin embargo, necesitábamos observaciones precisas con telescopios infrarrojos para determinar la distancia quasar y las propiedades del agujero negro. & rdquo

Mientras estudiaban los datos de radio, los investigadores descubrieron otra fuente en las cercanías de P172 + 18 & rsquos, pero aún no han determinado su desplazamiento al rojo y la distancia. Debido a la distribución espacial de los cuásares y rsquo, la probabilidad de otro impacto fortuito en las inmediaciones es muy baja. Ba & ntildeados lidera ahora un equipo que intenta confirmar si estas dos fuentes están físicamente asociadas. De ser cierto, el descubrimiento del agrupamiento de galaxias temprano sería espectacular porque las exploraciones de la formación de estructuras en esta época apenas están comenzando.

Nuestras mediciones muestran que las propiedades de radio de P172 + 18 y rsquos son bastante promedio en comparación con otros quásares de radio fuerte, y rdquo notas Ba & ntildeados. Por eso somos optimistas y sospechamos que hay muchos más quásares radiotransparentes por descubrir, quizás a distancias cosmológicas aún mayores. Nuestra búsqueda continúa. & Rdquo

Los astrónomos aún no saben por qué los diferentes cuásares exhiben una variedad tan amplia de emisiones de radio. Estudiarlos en las épocas cósmicas más tempranas posibles puede proporcionar pistas sobre cómo crecen los agujeros negros supermasivos. Es uno de los mayores misterios de la astrofísica que aún debe resolverse.


Los astrónomos resuelven el misterio de la secuencia de quásar

Este gráfico muestra la distribución de aproximadamente 20.000 cuásares luminosos Sloan Digital Sky Survey en el espacio bidimensional de ancho de línea amplio versus fuerza FeII, codificado por colores por la fuerza de la emisión de línea estrecha [OIII]. La fuerte tendencia horizontal es la secuencia principal de cuásares impulsada por la eficiencia de la acreción del agujero negro, mientras que la extensión vertical del ancho de línea ancha se debe en gran parte a nuestro ángulo de visión hacia la región interior del cuásar.

Una nueva investigación ayuda a resolver un misterio de cuásar que los astrónomos han estado desconcertado durante 20 años, presentando un camino hacia una mejor comprensión de cómo los agujeros negros supermasivos acumulan materia e interactúan con sus entornos.

Pasadena, California & # 8211 Los quásares son agujeros negros supermasivos que viven en el centro de galaxias masivas distantes. Brillan como las balizas más luminosas del cielo en todo el espectro electromagnético al acumular rápidamente materia en sus centros gravitacionalmente ineludibles. Un nuevo trabajo de Yue Shen y Luis Ho, del Hubble Fellow de Carnegie, del Instituto Kavli de Astronomía y Astrofísica (KIAA) de la Universidad de Pekín, resuelve un misterio de cuásar que los astrónomos han estado desconcertado durante 20 años. Su trabajo, publicado en la edición del 11 de septiembre de Nature, muestra que la mayoría de los fenómenos de cuásares observados se pueden unificar con dos cantidades simples: una que describe la eficiencia con la que se alimenta el agujero y la otra que refleja la orientación visual del astrónomo.

Los cuásares muestran una amplia gama de apariencias externas cuando son vistos por los astrónomos, lo que refleja la diversidad en las condiciones de las regiones cercanas a sus centros. Pero a pesar de esta variedad, los quásares tienen una sorprendente regularidad en sus propiedades físicas cuantificables, que siguen tendencias bien definidas (conocidas como la "secuencia principal" de los quásares) descubiertas hace más de 20 años. Shen y Ho resolvieron un acertijo de dos décadas en la investigación de cuásares: ¿Qué unifica estas propiedades en esta secuencia principal?

Usando la muestra más grande y más homogénea hasta la fecha de más de 20,000 cuásares del Sloan Digital Sky Survey, combinada con varias pruebas estadísticas novedosas, Shen y Ho pudieron demostrar que una propiedad particular relacionada con la acumulación del agujero, llamada Eddington relación, es la fuerza impulsora detrás de la llamada secuencia principal. La relación de Eddington describe la eficiencia de la materia que alimenta el agujero negro, la competencia entre la fuerza gravitacional que empuja la materia hacia adentro y la luminosidad que impulsa la radiación hacia afuera. Se sospecha desde hace mucho tiempo que este empuje y atracción entre la gravedad y la luminosidad es el principal impulsor de la llamada secuencia principal, y su trabajo finalmente confirma esta hipótesis.

De mayor importancia, encontraron que la orientación de la línea de visión de un astrónomo cuando mira hacia abajo en la región interna del agujero negro juega un papel importante en la observación del gas que se mueve rápidamente más adentro del agujero, lo que produce las amplias líneas de emisión. en espectros de cuásares. Esto cambia la comprensión de los científicos de la geometría de la región emisora ​​de líneas más cercana al agujero negro, un lugar llamado región de línea ancha: el gas se distribuye en una configuración aplanada similar a un panqueque. En el futuro, esto ayudará a los astrónomos a mejorar sus mediciones de masas de agujeros negros para cuásares.

“Nuestros hallazgos tienen profundas implicaciones para la investigación de cuásares. Este sencillo esquema de unificación presenta un camino para comprender mejor cómo los agujeros negros supermasivos acumulan materia e interactúan con sus entornos ”, dijo Shen.

"Y mejores mediciones de la masa de los agujeros negros beneficiarán a una variedad de aplicaciones para comprender el crecimiento cósmico de los agujeros negros supermasivos y su lugar en la formación de galaxias", agregó Ho.

Publicación: Yue Shen y Luis C. Ho, & # 8220 La diversidad de cuásares unificada por acreción y orientación, & # 8221 Nature 513, 210–213 (11 de septiembre de 2014) doi: 10.1038 / nature13712


Ver el vídeo: Isotropía y anisotropía (Noviembre 2022).