우리 태양과 같은 대부분의 은하수 별들은 은하의 한가운데있는 초 거대 블랙홀 (SMBH)에 의해 방해받지 않고 수백만 년에 걸친 원형에 가까운 궤도로 움직입니다. 그러나 은하수에서 별은 비정상적으로 열광적이고 매우 편심적인 움직임을 보일 수 있습니다. SMBH에 가장 가까운 사람들은 대부분의 시간을 이벤트 지평에서 멀리 떨어진 아펠 리온 근처에서 보냅니다. 그러나 SMBH의 끊임없는 중력은 곧 perihelion을 향해 다시 안쪽으로 끌어들입니다. 이 별들은 SMBH의 중력 상태에서 발을 잃으면 서 빠르게 가속합니다. 궤도 각도가 매우 높기 때문에 완전히 해산됩니다.
이러한 "S-stars"는 2002 년에 독립적 인 두 명의 천문학 자 팀 (독일 가칭에있는 Max Planck Institute의 Reinhard Genzel이 주도하고 UCLA의 Andrea Ghez가 주도한 팀)에 의해 처음 식별되었습니다. 팀은 은하계 코어를 먼지로 감싸고 적외선을 사용하여 이러한 이동성이 높은 소스를 감지해야했습니다. 별 스펙트럼의 변화를 찾고 다른 물체와 관련하여 별이 얼마나 빨리 움직 였는지를 결정함으로써 정확한 궤도를 얻을 수 있습니다. S-star (S2)가 발견 된 지 3 년 만에 은하수 SMBH의 궤도 전체를 거의 완성했습니다.
그러나 S-stars에는 매우 독특한 것이 있습니다. 현재의 항성 진화 모델을 기반으로,이 별들은 매우 늙어 야하지만 어떻게 든 청소년의 모든 특성을 유지해야합니다.
스웨덴의 Lund Observatory의 Melvyn Davies와 영국의 Leicester 대학의 Andrew King의 이론적 천문학 자들은 다음과 같이 대답합니다. 은하의.” 우리 주변에서 보이는 대부분의 별 (은하 중앙 외곽)은 수명주기를 잘 알고 있습니다. 이 별들은 개발의“주요 순서”를 통과합니다. 중앙 융합로가 번지는 크고 저온의 작은 몸체에서 시작하여 작은 흰색 드워프가“열”을 가시 광선으로 방사하면서 천상의 경력의 황혼에서 조용히 차가워집니다.
별의 운명은 주로 질량에 의해 결정됩니다. 초대형 별 (150 태양만큼 큼)은 매우 빠른 삶을 살고 5 만 년 동안 생존합니다. 젊었을 때,이 별들은 30,000 도의 높은 표면 온도를 가진 화려한 푸른 거인처럼 기뻐합니다. 반면 태양과 같은 더 겸손한 별들은 훨씬 더 오래 살며, 더 낮은 표면 온도 (5,000 – 10,000도에서 50 ~ 150 억 년 동안 온화하게 빛납니다) 씨). 모든 항성 내에서 핵 퍼니스는 가시 광선을 만드는 데 필요한 에너지를 제공합니다. 별이 성숙함에 따라, 원자로는 노면에서 자라며 점점 더 많은 방사선을 방출합니다. 특정 지점에서 코어의 복사 압력이 너무 강 해져서 별의 외부 대기가 여러 번 팽창합니다. 이 확산 된 저온 기체 엔벨로프는 천문학 자에게 별이 나이가 잘 발달했으며 수명주기가 다가오고 있음을 알려줍니다.
그러나 은하수 중앙에있는 S-stars에는 그러한“거대한 거인”이 없습니다.
모든 별은 클러스터와 형태 연관에서 태어납니다. 여기에는 SMBH 근처의 S- 별이 포함되어야합니다. 성단은 넓은 지역의 성운 먼지와 원시 가스에서 침전됩니다. 성단 별들은 중력에 의해 묶여 있지만, 은하 중심으로부터의 조력은 수백만 년에 걸쳐 별을 찢을 수 있습니다. 그런 성단 내의 개별 별들은 은하의 중심을 향해 안쪽으로 나선 화된다. 이것이 발생함에 따라,이 별들은 노화 된“별 안에 별들”이되어야한다 – 엄청나게 팽창 된 기체의 붉은 거대 봉투에 의해 둘러싸여있는 매우 빛나는 푸른 별의 핵심들. 저자들은“은하계 별의 별”(2005 년 3 월 21 일 발행)에서“중앙 초 거대 블랙홀의 조력이 별 형성을 방해하는 지역의 S 별 궤도”라고 말했다.
현재의 천문학적 사고에 따르면, S-stars는 성단에서 형성되어야하며,이 성단은 은하계 근방의 조력에서 멀리 떨어져 있어야합니다. 물론 S-stars는 다른 별들과 다른 출생주기를 가질 수 있습니다. 이론가들이 탐구 한 아이디어 중 하나는 은하 중심 근처의 밀집한 분자 구름 사이의 최근 충돌의 결과로 핵심 S- 별이 형성된다는 것입니다. 또 다른 개념은 SMBH 자체를 둘러싼 accretion 디스크에서 분리 될 수 있다는 것입니다. 광도 및 고온 (30K도)을 고려하기 위해 S-stars는 중간 질량 (~ 10 태양)을 가지고 상대적으로 짧은 수명주기 (~ 10 Myrs)를 가져야합니다. 이러한 제약 때문에 핵심 S- 스타는 모두 비교적 젊어 야하고 새로운 스타는 지속적으로 형성되어야합니다.
그럴듯한 대안적인 그림은 S-stars가 역학적 마찰에 의해 블랙홀을 향해 거대한 성단을 가라 앉힌 결과라는 것이다. 그러나 조수는 관측 된 S- 별의 영역보다 훨씬 더 먼 거리에서 그러한 클러스터를 교란시킵니다. S-stars를 공급하려면 다른 별과의 중력 상호 작용에 의해 거의 방사형 궤도에 흩어져 야합니다. 그러나이 과정은 관측 된 온도의 이러한 별들의 주 계열 수명을 상당히 초과하는 시간 척도에서 발생합니다.” 쌍을 씁니다.
효과적으로, 핵심 S-stars는 매우 젊고 알려지지 않은 메커니즘에 의해 SMBH 지역으로 전달되거나, 생각보다 훨씬 오래되고 블랙홀 및 그 바로 주변 환경과 상호 작용하여 어떻게``젊음 ''이되어야합니다. 은하수 중심에“별의 젊음의 샘”이있을 수 있을까?
“별이 떨어지면 출생 문제가 해결됩니다.”라고 저자는 말합니다. "… 은하 센터의 붉은 거인들이 봉투를 잃어버린 대신 별 S를 대신 할 수있는 유일한 별들입니다." 핵심 S- 스타들은 우리 태양과 유사한 클러스터 탄생 및 성숙 과정을 거쳤습니다. 그것들은 한 번 생각했던 것보다 덜 무거울 수 있기 때문에 (~ 1-4 태양 질량), 그들은 핵심을 향해 나아 가기 위해 더 많은 시간을 보냈습니다.
더 큰 별들로부터의 중력 산란에 의해 안쪽으로 몰려 들면서,이 노화 된 붉은 거인들은 우주의“얼굴 상승”을받습니다. – 블랙홀 조력이 외부 덮개를 벗겨 SMBH 자체에 연료를 공급하는 다른 가스와 합류하기 때문입니다. 한 번 이상 생각 된 장수로 인해,이 더 낮은 질량 별들은 더 먼 거리에서 은하계에 도달하기에 충분한 시간을 가졌습니다. 그들이 슈라우드를 잃어 버렸다는 사실은 그들의 상대적인 광채, 고온 및 겉보기 청소년을 설명합니다.
우리 자신의 태양이 그와 같은 미래를 가지고 있습니까?
Melvyn Davies에 따르면,“아니요, 태양은 같은 운명을 겪지 않을 것입니다. 우리는 은하 중심에서 너무 멀리 떨어져 있습니다. 우리는 블랙홀에서 약 30000 광년입니다. 흩어져있는 별들은 훨씬 더 가까이에서 왔으며, 약 3000 광년이 넘지 않았습니다.” 앤드류 킹 교수는“태양은 정상적인 진화를 방해 할 수있는 가까운 동반자가 없습니다. 그래서 결국 그것은 붉은 거인이되고 밀의 백색 왜성으로 진화 할 것입니다.”
음, 은하의 중심에는 솔의 샘이 전혀없는 것 같습니다.
Jeff Barbour 작성
