مجموعة فينيكس

 مجموعة فينيكس
 
المطلع المستقيم
الميل
الانزياح الاحمر
السرعه الشعاعيه
تعديل طالع توثيق القالب

مجموعة او عنقود فينيكس Phoenix Cluster ( SPT-CL J2344-4243 ) هو عنقود ضخم من فئة أبيل من النوع الاولانى فى كوكبة فينيكس الجنوبية اللى تحمل الاسم نفسه. تم اكتشافه لأول مرة سنة 2010 وقت مسح 2500 درجة مربعة للسماء الجنوبية باستخدام تأثير سونيايف-زيلدوفيتش عن طريق تعاون تلسكوب القطب الجنوبى . واحدة من اكبر العناقيد المجرية المعروفة، كتلتها 2 × M ، و هيا اكتر عنقودات الأشعة السينية سطوع اللى تم اكتشافها، و تنتج الأشعة السينية اكتر من أى عنقود ضخم معروف آخر. . و هيا على مسافة متحركه 2.64 gigaparsecs (8.61×10^9 ly) من الأرض. تم تحديد حوالى 42 مجرة عضو و حطت الايام دى فى قاعدة بيانات SIMBAD الفلكية، رغم أن العدد الحقيقى ممكن يوصل 1000.[1]

اكتشاف

إتكتب عن عنقود فينيكس أول مرة فى ورقة بحث كتبها ر. ويليامسون و زملاته فى مسح عمله تلسكوب القطب الجنوبى فى القارة القطبية الجنوبية، كونها واحدة من 26 عنقودًا مجرى حددها المسح. تم إجراء الكشف على ترددات بين 95 و 150 و 220 غيغاهرتز، تم اكتشاف 14 عنقود مجرى سابق، 12 - بما فيها عنقود فينيكس، هيا اكتشافات جديدة. تمت الإشارة للمجموعة اللى تتسما اسم Phoenix Cluster (لسه محددة عن طريق إدخال الكتالوج الرقمى الخاص بيها SPT-CL J2344–4243) على أنها تمتلك "اكبر لمعان للأشعة السينية من أى مجموعة" اللى وصفها المسح. تم كمان إعلان وجود مجرة ساطعة من النوع 2 سيفرت على بعد 19 ثانية قوسية من المركز الظاهرى للعنقود اللى تم تحديدها على أنها 2MASX J23444387-4243124 ، اللى سُميت بعدين فينيكس أ، المجرة المركزية للعنقود.

صفات

تصوير فنى لمركز عنقود فينيكس، يُظهر الثقب الأسود المركزى وقرص التراكم الخاص به اللى يغذى نفاثتين قويتين تنبعثان من النواة.



تصوير: بيل ساكستون (NRAO/AUI/NSF)

علشان خصائصها الفائقة، تمت دراسة مجموعة فينيكس على نطاق واسع و تعتبر واحدة من أهم فئات الكائنات من نوعها. أظهرت دراسة رصدية متعددة الأطوال الموجية أجراها ماكدونالد وزملاؤه أن معدل تدفق التبريد قوى اوى (حوالى 3,280 M كل سنه)، اللى يوصف بأنه تدفق تبريد جامح. يعد ده القياس واحد من أعلى القياسات اللى تم رصدها فى وسط مجموعة مجرية. كان تدفق التبريد القوى للغاية، على عكس العناقيد المجرية التانيه، نتيجة مقترحة لآلية التغذية المرتدة لمنع تدفق التبريد الجامح اللى ممكن لم يتم إنشاؤه بعد فى عنقود فينيكس؛ آلية التسخين المتوقع أن ينتجها الثقب الأسود المركزى غير كافية لخلق ردود فعل (على عكس عنقودى برشاوس والعذراء ). ويدعم ده كمان نشاط الانفجار النجمى العالى فى المجرة المركزية فينيكس أ، حيث تتشكل النجوم عند 740 M كل سنه (مقارنة بـ 1 M كل سنه فى مجرة درب اللبانه )؛ تشهد نواة المجرة النشطة المركزية على عدم إنتاج طاقة كافية لتأين غاز المجرة ومنع نشاط الانفجار النجمي.[2]

عناصر

المجرة المركزية

تستضيف المجرة الإهليلجية المركزية للمجموعة دى ، فينيكس أ ( RBS 2043 ، 2MASX J23444387-4243124 )، نواة مجرية نشطة تم وصفها بأنها تشترك فى خصائص كونها نجم زائف ومجرة سيفرت من النوع 2، اللى يتم تشغيلها بواسطة ثقب أسود مركزى فائق الكتلة . المجرة لسه عندها شكل غير مؤكد. عن الفتحة "الإجمالية" فى النطاق K، قطر فينيكس A الزاوى 16.20 ثانية قوسية ، و هو ما يتوافق مع قطر متساوى ضوئى كبير 206.1 kiloparsecs (672,000 ly) فلكى ، ده يخلليها واحدة من اكبر المجرات المعروفة المكتشفة من الأرض.

يحتوى Phoenix A كمان على كميات هائلة من الغاز السخن. توجد مادة طبيعية اكتر من مجموع المجرات التانيه فى العنقود. وتشير بيانات الرصد علشان الغاز السخن يبرد فى المناطق الوسطى بمعدل 3820 كتلة شمسية سنويا، و هو أعلى معدل تم تسجيله .

كما أنها تشهد انفجار نجمى هائل، و هو الأعلى المسجل فى نص مجموعة المجرات، رغم أن المجرات التانيه اللى ليها الانزياحات الحمراء الأعلى عندها معدل انفجار نجمى أعلى. (انظر بيبى بوم جالاكسى ) تُظهر الملاحظات اللى أجرتها مجموعة متنوعة من التلسكوبات، بما فيها التلسكوبات الفضائية GALEX و Herschel ، أنها قامت بتحويل المادة لنجوم بمعدل مرتفع بشكل استثنائى 740 M كل سنه. وده أعلى بكثير من معدل تكوين النجوم فى مجرة NGC 1275 A، هيا المجرة المركزية فى عنقود فرساوس ، حيث تتشكل النجوم بمعدل أقل بحوالى 20 مرة، أو معدل تكوين النجوم بمعدل سنة واحدة فى درب اللبانه .[3]

ثقب أسود عملاق

مقارنة حجم آفاق الحدث للثقبين الأسودين TON 618 وPhoenix A. تم تضمين مدار نبتون (البيضاوى الأبيض) للمقارنة.

الثقب الأسود المركزى فى عنقود فينيكس هو المحرك اللى يحرك نواة سيفرت فى عنقود فينيكس A، و النفاثات النسبية اللى تنتج التجاويف الداخلية فى مركز العنقود. استخدم M. Brockamp وزملاؤه نموذج للكثافة النجمية الأعمق للمجرة المركزية والعملية الأديباتية اللى تغذى نمو الثقب الأسود المركزى لإنشاء أداة قياس السعرات الحرارية لقياس كتلة الثقب الأسود.[4] استنتج الفريق معامل تحويل الطاقة وربطه بسلوك الغاز الساخن جوه العنقود، ومعلم التغذية الرا بيره لـ AGN، وديناميكيات المجرة وكثافتها لإنشاء نموذج تطورى لكيفية نمو الثقب الأسود المركزي. زمان .[4] فى حالة Phoenix A، فقد ثبت أن عندها خصائص اكتر تطرف بكثير، مع وجود نماذج ثابتة الحرارة قرب القيود النظرية.[4]

تشير النماذج دى ، زى ما اقترحتها ورقة البحث، لوجود ثقب أسود مركزى بكتلة تقدر بـ 100 مليار M ، ويمكن تتجاوز دى الكتلة، [4] رغم أن كتلة الثقب الأسود نفسه لم يتم قياسها بعد عن طريق المدارات علم الميكانيكا. زى دى الكتلة العالية تجعله واحد من أضخم الثقوب السوداء المعروفة فى الكون. الثقب الأسود بهذه الكتلة لديه:

  • كتلته 24100 مرة كتلة الثقب الأسود الموجود فى مركز مجرة درب اللبانه ( القوس A* )
  • ضعف كتلة مجرة المثلث ، بما فيها هالة المادة المظلمة.[5]
  • على افتراض أنه ثقب أسود غير دوار، فهو أفق حدث هائل قطره شوارزشيلد 590.5 billion kilometres (3,947 au; 0.06242 ly) ، 100 ضعف المسافة من الشمس لبلوتو .
  • محيط يستغرق السفر بسرعة الضوء 71 يوم و 14 ساعة.

الكتلة العالية دى ممكن تحطها ضمن فئة مقترحة من الثقوب السوداء الكبيرة اوى (SLABs)، هيا ثقوب سوداء ممكن تكون قد زرعتها ثقوب سوداء بدائية اللى ليها كتل قد توصل ل100 billion M أو أكثر، و هو اكبر من الحد الأقصى للثقوب السوداء المتراكمة المضيئة على الأقل اللى تستضيفها مجرات قرصية عددها حوالى 50 billion م [6] يلتهم الثقب الأسود المركزى المادة وينمو بمعدل 60 M كل عام.

مصادر

  1. ↑ Powerful Black Hole at Heart of Phoenix Cluster’s Central Galaxy Surprises Astronomers
  2. ↑ AN HST/WFC3-UVIS VIEW OF THE STARBURST IN THE COOL CORE OF THE PHOENIX CLUSTER
  3. ↑ S. Borenstein (August 16, 2012), Associated Press (ed.), "Star births seen on cosmic scale in distant galaxy", R&D Magazine, rdmag.com, archived from the original on February 1, 2013, retrieved September 13, 2012
  4. ↑ أ ب ت ث Brockamp, M.; Baumgardt, H.; Britzen, S.; Zensus, A. (January 2016). "Unveiling Gargantua: A new search strategy for the most massive central cluster black holes". Astronomy & Astrophysics. 585. A153. arXiv:1509.04782. Bibcode:2016A&A...585A.153B. doi:10.1051/0004-6361/201526873.
  5. ↑ Corbelli, Edvige (June 2003). "Dark matter and visible baryons in M33". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 342 (1): 199–207. arXiv:astro-ph/0302318. Bibcode:2003MNRAS.342..199C. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06531.x.
  6. ↑ Carr, Bernard; et al. (February 2021). "Constraints on Stupendously Large Black Holes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 501 (2): 2029–2043. arXiv:2008.08077. Bibcode:2021MNRAS.501.2029C. doi:10.1093/mnras/staa3651.{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link)

لينكات برانيه

قالب:2012 in spaceقالب:Phoenix (constellation)