Astronomiya

Thorne-Żytkow obyekti müasir kvazi ulduzun nəsli ola bilərmi?

Thorne-Żytkow obyekti müasir kvazi ulduzun nəsli ola bilərmi?

Astronomiya ilə bağlı Wikipedia məqalələrini oxuyurdum və maraqlı bir sətirlə qarşılaşdım:

Neytron ulduzu, qara dəliyə düşmək üçün kifayət qədər material da toplaya bilər.


İndi mənim nəzəriyyəm budur:

Əgər böyük bir nəhəng ulduz ($> 20 M_ odot $) nüvəsində bir neytron ulduzu var, nəticədə neytron ulduzu qara dəliyə düşərək TOV sərhədini keçəcəkdir. Yəni yeni qara dəlik hələ də ulduzun nüvəsindədirsə və xarici zərf xaricə çıxarılmasa, müasir kvazi ulduz yaranacaqmı? Əgər belədirsə, nə qədər yaşayacaqdı?


Thorne – Żytkow obyekti

Hibrid bir ulduz olaraq da bilinən bir Thorne-kytkow obyekti (TŻO və ya TZO), qırmızı nəhəng və ya qırmızı supergiganın nəhəng neytron ulduzu ilə toqquşmasından əmələ gəlmiş, özündə bir neytron ulduzu olduğu ehtimal olunan bir ulduz növüdür. . Bu cür obyektlər 1977-ci ildə Kip Thorne və Anna Cytkow tərəfindən fərziyyə edilmişdir. [1] 2014-cü ildə HV 2112 ulduzunun güclü bir namizəd olduğu kəşf edildi [2], lakin bu vaxtdan bəri sual altına alındı. [3]

Thorne-Żytkow obyekti, neytron ulduzu başqa bir ulduzla, ümumiyyətlə qırmızı nəhəng və ya supergian ilə toqquşanda meydana gəlir. Toqquşan cisimlər sadəcə gəzən ulduzlar ola bilər. Bunun yalnız son dərəcə izdihamlı kürə qruplarında meydana gəlmə ehtimalı yüksəkdir. Alternativ olaraq, iki ulduzdan biri supernovaya getdikdən sonra neytron ulduzu ikili sistemdə yarana bilər. Heç bir supernova mükəmməl simmetrik olmadığından və ikili qoşma enerjisi supernovada itirilən kütlə ilə dəyişdiyindən, neytron ulduzu orijinal orbitinə nisbətən müəyyən bir sürətlə qalacaqdır. Bu təpik yeni orbitinin yoldaşı ilə kəsişməsinə səbəb ola bilər və ya yoldaşı əsas ardıcıl bir ulduzdursa, yoldaşı qırmızı bir nəhəngə çevrildikdə onu əhatə edə bilər. [4]

Neytron ulduzu qırmızı nəhəngə daxil olduqdan sonra, neytron ulduzu ilə qırmızı nəhəngin xarici, dağınıq təbəqələri arasında süründürün, ikili ulduz sisteminin orbitinin çürüməsinə, neytron ulduzu və qırmızı nəhəng spiralın nüvəsi bir-birinə doğru daxil olur. İlkin ayrılmalarından asılı olaraq bu proses yüz illər çəkə bilər. İki nəhayət toqquşanda neytron ulduzu və qırmızı nəhəng nüvə birləşəcəkdir. Onların ümumi kütləsi Tolman-Oppenheimer-Volkoff həddini keçərsə, ikisi də qara dəliyə çevriləcəkdir. Əks təqdirdə, ikisi tək bir neytron ulduzuna birləşəcəkdir.

Neytron ulduzu ilə ağ cırtdan birləşərsə, bu, R Coronae Borealis dəyişəninin xüsusiyyətlərinə malik Thorne-Żytkow obyekti yarada bilər. [5]
Xüsusiyyətlər

Neytron ulduzunun səthi çox isti, temperaturu 109 K-dan çoxdur: ən kütləvi ulduzlardan başqa hamısının nüvələrindən daha isti. Bu istiliyə ya yığan qazdakı nüvə birləşməsi, ya da qazın neytron ulduzunun cazibəsi ilə sıxılması üstünlük təşkil edir. [6] [7] Yüksək temperatur səbəbindən qırmızı nəhəngin zərfi neytron ulduzunun səthinə düşdüyü üçün qeyri-adi nüvə prosesləri baş verə bilər. Hidrogen bir araya gələrək adi ulduz nukleosentezində olduğundan fərqli bir izotop qarışığı meydana gətirir və bəzi astronomlar rentgen partlayışlarında meydana gələn sürətli proton nükleosentezinin Thorne-Żytkow cisimlərinin içərisində də baş verdiyini irəli sürmüşlər. [8]

Müşahidəyə görə, Thorne-Żytkow cismi qırmızı bir supergianı xatırlada bilər, [9] və ya hidrogenlə zəngin səth təbəqələrini uçurmaq üçün kifayət qədər isti olarsa, azotla zəngin Wolf-Rayet ulduzu (tip WN8). [10]

TŻO-nun təxmini ömrü 105–106 ildir. Bu ömrü nəzərə alaraq, Samanyolu'nda hal-hazırda 20 ilə 200 arasında Thorne-Żytkow cisimlərinin olması mümkündür. [11]
Ləğv

Kütlə itkisinin sonda T stageO mərhələsini sona çatdıracağı, qalan zərfin diskə çevrilməsi və nəticədə kütləvi bir yığılma diskinə sahib bir neytron ulduzunun meydana gəlməsi ilə nəticələnmişdir. [12] Bu neytron ulduzları yığılma diskləri olan təcrid olunmuş pulsarların populyasiyasını təşkil edə bilər. [12] Kütləvi yığılma diski, eyni zamanda bir ulduzun çökməsi ilə nəticələnə bilər və neytron ulduzunun bir ulduz yoldaşı olur. Neytron ulduzu, qara dəliyə çökəcək qədər material da toplaya bilər. [13]
Müşahidələr tarixi

2014-cü ildən etibarən ən son namizəd ulduz HV 2112-nin Thorne-Żytkow obyekti ola biləcəyini düşünən bəzi qeyri-adi xüsusiyyətlərə sahib olduğu müşahidə edildi. Kəşf edən qrup, aparıcı müəllif olan Emily Levesque ilə HV 2112-nin nəzəri modellərlə çox uyğun olmayan bəzi kimyəvi xüsusiyyətlər göstərdiyini qeyd etdi, lakin Thorne-Żytkow obyekti üçün nəzəri proqnozların olduqca köhnə olduğunu və nəzəri inkişafların edildiyini vurğuladı. əvvəlcə konseptual olduğu üçün. [9]

Bununla birlikdə HV 2112 xüsusiyyətlərini yenidən qiymətləndirən 2018-ci ildə çıxan bir sənəd, bu ulduzun Thorne-Żytkow cismi olma ehtimalının olmadığını və bunun böyük bir aralıq kütlə AGB ulduzu olduğunu iddia etdi. [3]
Namizəd namizədlərinin siyahısı
Namizədin Hüququ Yüksəlişin Düşüşü Yerin Kəşf Edilməsi Qeydləri
HV 11417 2019 [14]
HV 2112 01h 10m 03.87s −72 ° 36 ′ 52.6 ″ Kiçik Magellan Buludu 2014 Bu ulduz əvvəllər asimptotik-nəhəng budaqlı bir ulduz olaraq kataloğa qoyulmuşdu, lakin müşahidə baxımından qırmızı fövqəladə vəziyyətə daha uyğun gəlir. [9]
V595 Cassiopeiae 01h 43m 02.72s + 56 ° 30 ′ 46.02 ″ Cassiopeia 2002 [15]
IO Persei 03h 06m 47.27s + 55 ° 43 ′ 59.35 ″ Perseus 2002 [16]
KN Cassiopeiae 00h 09m 36.37s + 62 ° 40 ′ 04.12 ″ Cassiopeia 2002 [17]
U Dolçalar 22h 03m 19.69s −16 ° 37 ′ 35.2 ″ Dolça 1999 Bu ulduz R Coronae Borealis dəyişən kimi kataloqu edildi. [5]
VZ Oxatan 18h 15m 08.58s −29 ° 42 ′ 29.6 ″ Oxatan 1999 Bu ulduz R Coronae Borealis dəyişən kimi kataloqu edilmişdir. [5]
Keçmiş namizədlərin siyahısı
Namizəd köhnə TŻO Sağ Yüksəliş Düşüşü Yerin Kəşfinə dair Qeydlər Ref
GRO J1655-40 16h 54m 00.14s −39 ° 50 ′ 44.9 ″ Scorpius 1995 Bu sistemdəki həm yoldaş ulduzu, həm də qara dəlik üçün atanın T aO olduğu fərziyyə olunur. [13]
Həmçinin bax


Həmçinin bax

İş qalaktika meydana gəlməsi və təkamülü homojen bir başlanğıcdan heterojen bir kainat meydana gətirən proseslər, ilk qalaktikaların meydana gəlməsi, zamanla qalaktikaların dəyişmə yolu və yaxınlıqdakı qalaktikalarda müşahidə olunan müxtəlif quruluşları meydana gətirən proseslərlə əlaqədardır. Qalaktika meydana gəlməsinin, Big Bang-in ardından meydana gələn kiçik kvant dalğalanmaları nəticəsində quruluş meydana gəlməsi nəzəriyyələrindən meydana gəldiyi fərziyyəsidir. Müşahidə olunan fenomenlərlə ümumi razılığa gələn ən sadə model Lambda-CDM modelidir; yəni yığılma və birləşmə qalaktikaların həm forma, həm də quruluşlarını təyin edərək kütlə yığmağa imkan verir.

A kvasar kütləsi Günəşin kütləsindən milyonlarla milyard qatına qədər olan superkütləvi bir qara dəliyin qazlı bir yığılma diski ilə əhatə olunduğu son dərəcə parlaq bir aktiv qalaktik nüvəsidir (AGN). Diskdəki qaz qara dəliyə doğru düşdüyündən, elektromaqnit spektri boyunca müşahidə edilə bilən elektromaqnit şüalanması şəklində enerji sərbəst buraxılır. Kvazarlar tərəfindən yayılan güc nəhəngdir, ən güclü kvazarlar Parlaqlıqlarına Süd Yolu kimi qalaktikadan min qat qat daha çoxdur. Ümumiyyətlə, kvazarlar daha ümumi AGN kateqoriyasının alt sinfi kimi təsnif edilir. Kvazarların qırmızı sürüşmələri kosmoloji mənşəlidir.

Ulduz təkamül bir ulduzun zaman keçdikcə dəyişməsi prosesidir. Ulduzun kütləsindən asılı olaraq, ömrü bir neçə milyon ildən ən kütləvi üçün trilyonlarla ilə qədər, ən kiçik kütlə üçün kainatın yaşından xeyli uzundur. Cədvəldə ulduzların ömrünü kütlələrinin funksiyası kimi göstərirlər. Bütün ulduzlar tez-tez dumanlıq və ya molekulyar bulud adlanan dağılan qaz və toz buludlarından əmələ gəlir. Milyonlarla il ərzində bu protarlar əsas tarazlıq ulduzu olaraq bilinən bir tarazlıq vəziyyətinə oturur.

Ulduz meydana gəlməsi bəzən "ulduz fidanlığı" və ya "ulduz əmələ gətirən bölgə" olaraq adlandırılan, ulduzlararası məkandakı molekulyar buludlar içərisində sıx bölgələrin çökərək ulduz əmələ gətirməsidir. Astronomiyanın bir qolu olaraq ulduz formasiyası ulduzlararası mühitin (ISM) və nəhəng molekulyar buludların (GMC) ulduz əmələ gəlməsi prosesinin öncülləri olaraq öyrənilməsini və protozulduzların və gənc ulduz cisimlərin dərhal məhsulu kimi öyrənilməsini əhatə edir. Astronomiyanın başqa bir sahəsi olan planet meydana gəlməsi ilə sıx əlaqəlidir. Ulduz əmələ gəlməsi nəzəriyyəsi və eyni zamanda bir ulduzun meydana gəlməsini də nəzərə almaq ikili ulduzların statistikasını və ilk kütlə funksiyasını da nəzərə almalıdır. Əksər ulduzlar ayrılıqda deyil, ulduz qrupları və ya ulduz birləşmələri adlandırılan bir qrup ulduzun bir hissəsi olaraq meydana gəlir.

A kütləvi astrofizik kompakt halo obyekt (MACHO) qalaktika haloslarında qaranlıq maddənin aşkar şəkildə mövcudluğunu izah edə bilən bir növ astronomik cisimdir. MACHO, az miqdarda radiasiya yayan və ya heç bir planet sistemi ilə əlaqəsi olmayan ulduzlararası kosmosda hərəkət edən bir cisimdir. MACHO'lar işıqlı olmadığı üçün onları aşkarlamaq çətindir. MACHO namizədləri arasında qara dəliklər və ya neytron ulduzların yanında qəhvəyi cırtdanlar və əlaqəsiz planetlər var. Ağ cırtdanlar və çox zəif qırmızı cırtdanlar da namizəd MACHO olaraq təklif edildi. Bu termin astrofizik Kim Griest tərəfindən irəli sürülmüşdür.

Bir eliptik qalaktika təxminən elipsoidal forma və hamar, demək olar ki, xüsusiyyətsiz bir görünüşə sahib bir qalaktika növüdür. Bunlar Edwin Hubble'ın Hubble ardıcıllığı və 1936-cı il əsərində təsvir etdiyi üç əsas qalaktika sinifindən biridir Dumanlıqların səltənəti, spiral və lentikulyar qalaktikalarla birlikdə. Eliptik (E) qalaktikalar, böyük ölçülü diskləri ilə lentik qalaktikalar (S0) və aralıq miqyaslı diskləri ilə ES qalaktikaları, "erkən tip" qalaktika populyasiyasının bir hissəsidir.

Messier 87 Qız bürcündə bir neçə trilyon ulduzu olan çox nəhəng eliptik qalaktikadır. Yerli kainatdakı ən kütləvi qalaktikalardan biri olan, Samanyolu ətrafında dövr edən 150 & # 821200 və özündən qaynaqlanan və ən azı 1500 parsekti əhatə edən bir enerjili plazma təyyarəsi ilə müqayisədə çox miqdarda kürə qrupuna malikdir və təxminən 15.000 nəfərdir. , nisbi sürətlə səyahət. Göydəki ən parlaq radio mənbələrindən biridir və həm həvəskar, həm də peşəkar astronomlar üçün məşhur bir hədəfdir.

A supermassive qara dəlik kütləsi Günəşin kütləsindən milyonlarla milyard qatına qədər olan ən böyük qara dəlik növüdür (M ). Qara dəliklər, heç bir şeyin, hətta işığın qaça bilməyəcəyi sferoid fəza bölgələrini geridə qoyaraq cazibə qüvvəsi çökmüş bir astronomik cisim sinifidir. Müşahidəli dəlillər demək olar ki, hər bir böyük qalaktikanın qalaktikanın mərkəzində çox böyük bir qara dəliyə sahib olduğunu göstərir. Samanyolu Qalaktika Mərkəzində Oxatan A * nın yerləşdiyi yerə uyğun olan çox böyük bir qara dəliyə sahibdir. Ulduzlararası qazın supermassive qara dəliklərə yığılması, aktiv qalaktik nüvələrin və kvazarların gücləndirilməsindən məsul olan prosesdir.

Aşağıdakı kontur astronomiyaya ümumi baxış və aktual bələdçi olaraq verilmişdir:

Bir ultraluminous rentgen mənbəyi (ULX), aktiv qalaktik nüvədən daha az parlaq, lakin bilinən hər hansı bir ulduz prosesindən (10 39 erq / s-dən çox və ya 10 32 vattdan) daha davamlı parlaq olan X-şüalarının astronomik bir mənbəyidir, eyni zamanda izotrop olaraq yayılır (eyni) bütün istiqamətlərdə). Tipik olaraq, onları yerləşdirən qalaktikalarda bir qalaktika başına bir ULX var, lakin bəzi qalaktikalarda çoxu var. Süd Yolunda ULX olduğu göstərilməyib. ULX-lərə əsas maraq onların parlaqlığının neytron ulduzlarının və hətta ulduz qara dəliklərinin Eddington parlaqlığını aşmasından qaynaqlanır. ULX modelləri arasında hansı kütlə gücünün ulduz kütləsi cisimlərinin işığı, ara kütləli qara dəliklərin yığılması və super-Eddington emissiyası olduğu məlum deyil.

Aşağıdakı kontur qara dəliklərə ümumi baxış və aktual bələdçi olaraq verilmişdir:

Müşahidələr kainatın genişlənməsinin əbədi davam edəcəyini göstərir. Əgər belədirsə, populyar bir nəzəriyyə budur ki, kainat genişləndikcə soyuyacaq və nəticədə həyatı davam etdirə bilməyəcək qədər soyuyacaq. Bu səbəblə bir vaxtlar xalq arasında "İsti Ölüm" adlanan bu gələcək ssenari, indi "Böyük Soyuq" və ya "Böyük Dondurma" kimi tanınır.

The Yəni & # 322 mübahisə 1982-ci ildə Polşalı astronom Andrzej So & # 322tan tərəfindən göstərilən bir astrofizik nəzəriyyəsidir. Əgər kvazarlar çox böyük bir qara çuxura yığılma ilə güclənirdilərsə, bu qədər böyük küt qara dəliklər yerli kainatımızda "ölü" kvazarlar kimi mövcud olmalıdır.

Amerika Astronomiya Cəmiyyətinin 215-ci iclası (AAS) 3 yanvar - 7 yanvar 2010-cu il tarixlərində Washingtonda keçirildi. Bu, 3500 astronom və tədqiqatçının iştirak edəcəyi və 2200-dən çox elmi təqdimat etməsi gözlənildiyi üçün indiyədək baş tutan ən böyük astronomiya toplantılarından biridir. Toplantı əslində "kainatdakı ən böyük Astronomiya toplantısı" olaraq qiymətləndirildi. Dünyadakı sakit planetlər kimi yaşadığımız kainatın yeni mənzərələri ilə yanaşı bir sıra kəşflər elan edildi - həyatın inkişaf edə biləcəyi çox kosmik maneələr mövcud olsa da - planetimizdəki öz planetimiz tərəfindən yaşanmış kimi keçmiş.

Deuterium birləşməsi, həmçinin çağırıldı deuterium yanması, ulduzlarda və bəzi yeraltı cisimlərdə meydana gələn nüvə birləşmə reaksiyasıdır, burada bir deyerium nüvəsi ilə bir proton birləşərək helium-3 nüvəsini meydana gətirir. Proton & # 8211proton zəncirvari reaksiya, iki protondan əmələ gələn bir döteryum nüvəsinin başqa bir protonla birləşməsi, eyni zamanda ibtidai döteryumdan davam edə biləcəyi ikinci mərhələ olaraq meydana gəlir.

RMC 136a1 215 & # 160 M-də bilinən ən kütləvi və parlaq ulduzlardan biridir və 6,2 milyon L , eyni zamanda ən isti biridir, təxminən 46.000 & # 160K. Bu, böyük Magellan Buludundakı Tarantula Bulutsusundakı böyük NGC 2070 açıq qrupunun ulduzların mərkəzi konsentrasiyası olan R136-nın mərkəzindəki bir Kurt & # 8211Rayet ulduzudur. Çoxluq, cənub səmanın yarımkürəsində durbin və ya kiçik bir teleskopla, 7.25 bal gücündə görülə bilər. R136a1 özü 10.000 qat daha zəifdir və yalnız xal interferometriyası ilə həll edilə bilər.

VFTS 682 Böyük Magellan Buludundakı bir Kurt & # 8211Rayet ulduzudur. Tarantula Bulutsusu'ndaki kütləvi R136 klasterinin 29 parsek üzərində (95 & # 160ly) şimal-şərqdə yerləşir. Günəşin kütləsindən 150 qat və 3.2 milyon qat daha parlaqdır, bu da onu ən məşhur və ən parlaq ulduzlardan biri halına gətirir.

R136a2 R136 mərkəzinin yaxınlığında yaşayan bir Wolf-Rayet ulduzu, Tarantula Bulutsusundakı böyük NGC 2070 açıq qrupunun ulduzlarının mərkəzi konsentrasiyası, Südün yaxınlıqdakı peyk qalaktikası olan Böyük Magellan Buludundakı böyük H II bölgəsidir. Yol. Təxminən 187 & # 160 M-də, bilinən hər hansı bir ulduzun ən yüksək təsdiqlənmiş kütlələrindən və parlaqlığından birinə sahibdir və 5.6 milyon L müvafiq olaraq.

S5 0014 + 81 Şimal Ekvator Qütbünün yaxınlığında, Cepheus bürcünün yüksək əyilmə bölgəsinin yaxınlığında yerləşən uzaq, kompakt, hiperlüminyum, geniş udma xəttli kvazar və ya lazaradır.


Ulduz toqquşma konsepsiyası bir neçə astronom nəsli üçün mövcud olsa da, yalnız yeni texnologiyanın inkişafı onun daha obyektiv şəkildə araşdırılmasına imkan yaratdı. Məsələn, 1764-cü ildə astronom Charles Messier tərəfindən Messier 30 olaraq bilinən bir ulduz qrupu aşkar edilmişdir. Yirminci əsrdə astronomlar qrupun təxminən 13 milyard yaşında olduğu qənaətinə gəldilər. & # 9113 & # 93 Hubble Kosmik Teleskopu Messier 30-un ayrı-ayrı ulduzlarını həll etdi. Bu yeni texnologiya ilə astronomlar “mavi boynuzanlar” kimi tanınan bəzi ulduzların qrupdakı digər ulduzlardan daha gənc göründüklərini aşkar etdilər. & # 9113 & # 93 Astronomlar daha sonra ulduzların “toqquşduğunu” və ya “birləşdiyini” fərz edərək, onlara daha çox yanacaq verdiklərini və ətrafdakı ulduzlar sönməyə başladıqları zaman qaynaşmaya davam etdiklərini söylədilər. & # 9113 & # 93

Ulduz toqquşmalar qalaktikanın müəyyən hissələrində çox tez-tez baş verə bilsə də, Günəşin iştirak etdiyi bir toqquşma ehtimalı çox azdır. Bir ehtimal hesablaması, Günəşi əhatə edən ulduz toqquşma sürətinin 10 28 ildə 1 olduğunu təxmin edir. & # 9114 & # 93 Müqayisə üçün kainatın yaşı 10 10 il sırasındadır. Günəşlə yaxın görüşmə ehtimalı da azdır. Dərəcə aşağıdakı düsturla qiymətləndirilir:

harada N bir radiusda gələn milyon ildə düşən görüşlərin sayıdır D. Parsellə Günəşin. & # 9115 & # 93 Müqayisə üçün Yerin 1 AU orbitinin orta radiusu 4.82 × 10 ×6 parsekdir.

Güman ki, ulduzumuz belə bir hadisədən birbaşa təsirlənməyəcək, ancaq Yer kürəsi yaxınlıqdakı toqquşmadan asanlıqla təsir edə bilər. Astronomlar deyirlər ki, Yerdən 100 işıq ili içində bir ulduz toqquşması baş verərsə, nəticədə meydana gələn qamma şüası dünyadakı bütün həyatı məhv edə bilər. & # 9114 & # 93 Günəş sisteminə yaxın bir ulduz qrupu olmadığına görə bu hələ çox çətin.


Təklik nüvəsi olan ulduz obyekt?

Bir ulduz növü haqqında bir şey oxuyurdum ki, o qədər dəli kütlə əmələ gəldi ki, nüvə əmələ gəldikdə qara dəliyə çevrilir və xarici təbəqələrin kütləsi əmələ gəlməsindən gələn partlayıcı təzyiqə tab gətirəcək qədər ağırdır və bunun üçün parlayacaqdır. çox qısa bir müddət ancaq bütün qalaktikanın içərisində daha parlaq ol.

Ömrüm boyu nə adlandırdığını xatırlaya bilmirəm və etdiyim hər google axtarış onlayn star trek-ə qayıdır.

Nə danışdığınızı dəqiq bilirəm. "Yarımulduz" adlandırdılar. Burada onlar haqqında oxuyun

A yarı ulduz (həmçinin deyilir qara dəlik ulduzu) Kainat tarixində çox erkən mövcud ola bilən son dərəcə böyük bir ulduzun hipotetik bir növüdür. Nüvələrindəki nüvə birləşməsi ilə işləyən müasir ulduzlardan fərqli olaraq, yarım ulduz enerjisi mərkəzi qara dəliyə düşən materialdan qaynaqlanır.

Yarım ulduzun meydana gəlməsi zamanı böyük bir protostarın nüvəsi qara dəliyə düşəndə ​​və ulduzun xarici təbəqələri meydana gələn enerji partlayışını uçurmadan udmaq üçün kütləvi olduqda (müasirlə olduğu kimi) meydana gələcəyi təxmin edilir. supernovalar). Belə bir ulduz Günəş kütləsindən ən azı min dəfə çox olmalı idi. Bu böyük ulduzlar Kainat tarixinin əvvəllərində hidrogen və helyum daha ağır elementlərlə çirklənməmişdən əvvəl yarana bilər.

Protostarın nüvəsində qara dəlik əmələ gəldikdən sonra əlavə ulduz materialının düşməsindən çox miqdarda parlaq enerji istehsalına davam edəcəkdi. Bu enerji cazibə qüvvəsinə qarşı duraraq müasir qaynaşma əsaslı ulduzları dəstəkləyən enerjiyə bənzər bir tarazlıq yaradır. Bir kvazi ulduzun maksimum bir milyon il ömrünə sahib olduğu, bundan sonra nüvə qara dəliyin təxminən on min günəş kütləsinə çatacağı təxmin edilir. Bu ara kütləvi qara dəliklər müasir dövrün və # x27s supermassive qara dəliklərin mənşəyi kimi irəli sürülmüşdür. Yarımulduzların səth istiliyinin Günəşlə müqayisə edilə biləcəyi, ancaq diametri təxminən on milyard kilometr və ya Günəşin diametrindən yeddi min qat çox olduğu hər biri kiçik bir qalaktika qədər işıq çıxaracağı təxmin edilir.

Ana şərhçi ^ NSFW və ya silə bilər. Şərh skoru da -1 və ya daha az olar. | Suallar | ^ Modlar | Sehrli ^ Sözlər

Növbəti bildiyim ən yaxın şey

A Thorne – Żytkow obyekti (TŻO və ya TZO) qırmızı nəhəng və ya supergiganın özündə neytron ulduzu olduğu bir ulduz növüdür. Belə obyektlər 1977-ci ildə Kip Thorne və Anna Cytkow tərəfindən fərziyyə edilmişdir. 2014-cü ildə HV 2112 ulduzunun güclü bir namizəd olduğu aşkar edildi.

Ana şərhçi ^ NSFW və ya silə bilər. Şərh skoru da -1 və ya daha az olar. | Suallar | ^ Modlar | Sehrli ^ Sözlər

Bu, r / sorğu üçün bir vəziyyət ola bilər. Yalnız astronomiya etiketləyin və kimsə çox güman ki, mövzu ilə bağlı suallarınıza cavab verə biləcək.

Mən sadəcə həvəskar bir astronomam, amma belə bir şeyin olduğunu düşünmürəm.
Anladığım kimi mövcud ulduz formasiyası və ya təkamül modellərinə uyğun gəlmir.

Çox böyük bir ulduz supernovaya gedib qara dəlik qalığı buraxa bilər. Çıxarılan material, bizim nəzərimizə görə bir müddət ətrafında qalır və supernova qalığı kimi müşahidə olunur. Bəlkə bunlar & # x27s haqqında danışdıqları?

Nüvə birləşməsi birdən nüvəni öz cazibəsinə qarşı dayandıra bilməyəndə çox kütləvi ulduzlar nüvənin çökməsinə məruz qala bilər, bu tip Ia xaricində bütün növ supernovaların səbəbidir. Çökmə ulduzun xarici təbəqələrinin şiddətli bir şəkildə çıxarılmasına və supernovaya səbəb ola bilər və ya cazibə potensial enerjisinin sərbəst buraxılması qeyri-kafi ola bilər və ulduz az şüalanan enerjiyə sahib bir qara dəliyə və ya neytron ulduzuna çökə bilər.

Nüvələrin çökməsinə bir neçə fərqli mexanizm səbəb ola bilər: Chandrasekhar limit cütlüyü-qeyri-sabitlik və ya fotodisinteqrasiya səviyyəsini aşan elektron tutma. Kütləvi bir ulduz Chandrasekhar kütləsindən daha böyük bir dəmir nüvə inkişaf etdirdikdə, artıq elektron degenerasiya təzyiqi ilə özünü dəstəkləyə bilməyəcək və daha da neytron ulduzuna və ya qara dəliyə çökəcəkdir. Degenerativ O / Ne / Mg nüvəsində maqneziumla elektron tutulması cazibə qüvvəsinin çökməsinə səbəb olur və ardından partlayıcı oksigen birləşməsi baş verir və çox oxşar nəticələr əldə edilir. Böyük bir post-helium yanan nüvədə elektron-pozitron cütü istehsalı termodinamik dəstəyi aradan qaldırır və ilkin çökməyə səbəb olur, sonra qaçaq birləşmə əmələ gəlir və nəticədə cüt qeyri-sabitlik supernovası meydana gəlir. Kifayət qədər böyük və isti bir ulduz nüvəsi birbaşa fotodisinteqrasiyanı başlamaq üçün enerjili olan qamma şüaları yarada bilər ki, bu da nüvənin tamamilə dağılmasına səbəb olacaqdır.

Aşağıdakı cədvəldə kütləvi ulduzlardakı nüvələrin çökməsinin məlum səbəbləri, meydana gəldikləri ulduz növləri, əlaqəli supernova növü və yaranan qalıqların siyahısı verilmişdir. Metaliklik, Günəşlə müqayisədə hidrogen və ya helyumdan başqa elementlərin nisbətidir. İlkin kütlə, supernova hadisəsindən əvvəl ulduzun kütləsidir, Günəşin # qat-qat kütləsi ilə verilmişdir, baxmayaraq ki, supernova zamanı kütlə daha az ola bilər. Tip IIn supernovalar cədvəldə göstərilməyib. Potensial olaraq fərqli əcdad ulduzlarındakı müxtəlif növ nüvələrin çökməsi, hətta Ia tipli ağ cırtdan alovlanmalarla da istehsal edilə bilər, baxmayaraq ki, əksəriyyəti işıqlı supergigantlarda və ya hipergiyantlarda (LBV-lər də daxil olmaqla) dəmir nüvənin çökməsindən olacaqdır. Adlarının verildiyi dar spektral xətlər, supernovanın kiçik bir ulduz materialı buluduna çevrildiyi üçün meydana gəlir.

Ana şərhçi ^ NSFW və ya silə bilər. Şərh skoru da -1 və ya daha az olar. | Suallar | ^ Modlar | Sehrli ^ Sözlər


Forma və xüsusiyyətlər [redaktə et]

Yarım ulduz, böyük bir protostarın nüvəsinin qara dəliyə çökməsindən qaynaqlanır, burada protostarın xarici təbəqələri, meydana gələn enerji partlayışını uçurmadan və ya qara dəliyə düşmədən əmələ gətirəcək qədər kütləvi olur. müasir supernovalar. Belə bir ulduz ən azı 1000 günəş kütləsi (2.0 × 10 33 & # 160kg) olmalıdır. & # 911 & # 93 Quazi-ulduzlar, həmçinin yerin cazibə qüvvəsi ilə nəhəng qaz çəkən qaranlıq maddə haloslarından əmələ gəlmiş ola bilər ki, bu da on minlərlə günəş kütləsi olan supermassive ulduzlar yarada bilər. & # 912 & # 93 & # 913 & # 93 Kvazi ulduzların əmələ gəlməsi Kainatın inkişafının əvvəllərində baş verə bilər, hidrogen və helyum daha ağır elementlərlə çirklənməmişdən əvvəl, onlar çox kütləvi III Nüfuz ulduzu ola bilər. Bu cür ulduzlar VY Canis Majoris və Stephenson 2-18, hər ikisi də ən məşhur müasir ulduzlar arasındakı ölçüdə cırtdan olardı.

Protostarın özəyində qara dəlik əmələ gəldikdən sonra, ulduz materialının düşməsindən çox miqdarda parlaq enerji istehsalına davam edəcəkdi. Bu davamlı enerji partlaması, cazibə qüvvəsinə qarşı duraraq müasir qaynaşma əsaslı ulduzları dəstəkləyən bir tarazlıq meydana gətirərdi. & # 914 & # 93 Quazi-ulduzların qısa müddətdə təxminən 7 milyon il ömrü olardı; və # 915 & # 93 bu müddət ərzində nüvəli qara dəlik təxminən 1.000 - 10.000 günəş kütləsinə (2 × 10 33 - 2 ×) qədər böyüyəcəkdi. 10 34 & # 160kg). & # 911 & # 93 & # 914 & # 93 Bu ara kütləli qara dəliklər müasir supermassive qara dəliklərin ataları kimi irəli sürülmüşdür.

Yarımulduzların səth istiliyinin 10.000 & # 160K (9.700 & # 160 ° C) -dən yüksək olacağı təxmin edilir. & # 914 & # 93 Bu temperaturlarda və diametri təqribən 10 & # 160 milyard kilometrə (66.85 & # 160au) bərabər olan və ya Günəşdən 7.187 dəfə çox olan hər biri kiçik bir qalaktika qədər işıqlı olardı. & # 911 & # 93 Bir kvazi ulduz zaman keçdikcə soyuduqca, xarici zərfi şəffaflaşacaq, daha da 4000 & # 160K (3.730 & # 160 ° C) məhdudlaşdırıcı bir temperaturda soyuduncaya qədər. Bu məhdudlaşdırıcı temperatur kvazi ulduzun ömrünü başa vuracaqdı, çünki bu məhdudlaşdırıcı temperaturda və ya altında bir hidrostatik tarazlıq yoxdur. Ardınca cisim ara kütlə qara dəliyi qoyaraq sürətlə dağılardı. & # 914 & # 93


Yarım ulduz

Yarım ulduz (qara dəlik ulduzu da deyilir) Kainat tarixinin çox əvvəlində mövcud ola bilən son dərəcə kütləvi və işıqlı bir ulduzun hipotetik bir növüdür. İsti nüvələrindəki nüvə birləşməsindən qaynaqlanan müasir ulduzlardan fərqli olaraq, kvazi ulduzun enerjisi, nüvəsindəki qara dəliyə düşən materialdan qaynaqlanır. [1]
Bilinən ən böyük ulduzlar da daxil olmaqla, bir neçə tanınmış super və amp hipergitar ulduzlarla müqayisədə kvazi ulduzun ölçü müqayisəsi.

Yarım ulduzun meydana gəlməsi zamanı böyük bir protostarın nüvəsi qara dəliyə düşəndə ​​və ulduzun xarici təbəqələri meydana gələn enerji partlayışını uçurmadan udmaq üçün kütləvi olduqda meydana gələcəyi proqnozlaşdırılır (olduğu kimi) müasir supernovalar) - ya da çox böyük qara dəliyə düşmək. Belə bir ulduz ən azı 1000 günəş kütləsi (2,0 × 1033 kq) olmalıdır. [1] Bu ulduzlar, ilk kainatdakı cazibə qüvvəsi ilə nəhəng qaz çəkən qaranlıq maddə halosları ilə meydana gəlmiş ola bilər ki, on minlərlə günəş kütləsi olan çox böyük ulduzlar yarada bilər. [2] [3] Bu böyük ulduzlar Kainat tarixinin əvvəllərində yalnız hidrogen və helyum daha ağır elementlərlə çirklənməmişdən əvvəl yarana bilər, beləliklə onlar çox kütlə III Əhali ulduzu ola bilər. Həm ən məşhur ulduzlar həm də qırmızı supergiganlar arasında yer alan VY Canis Majoris və Stephenson 2-18-dən daha böyükdür.

Protostarın nüvəsində qara dəlik əmələ gəldikdən sonra əlavə ulduz materialının düşməsindən çox miqdarda parlaq enerji istehsalına davam edəcəkdi. Bu enerji cazibə qüvvəsinə qarşı duraraq müasir qaynaşma əsaslı ulduzları dəstəkləyən enerjiyə bənzər bir tarazlıq yaradacaqdır. [4] Yarım ulduzun maksimum ömrü təxminən 7 milyon il olduğu təxmin edilir [5], bu müddətdə nüvə qara dəliyin təxminən 1000–10,000 günəş kütləsinə (2 × 1033–2 × 1034 kq) qədər böyüyə bilər. [1] ] [4] Bu ara kütləli qara dəliklər müasir dövrün supermassive qara dəliklərinin mənşəyi kimi irəli sürülmüşdür. Yarımulduzların səth istiliyinin 10.000 K (9.700 ° C) -dən yüksək olacağı və zaman keçdikcə soyuması proqnozlaşdırılır. [4] Bu temperaturlarda və diametrləri Günəşin təqribən 10 milyard kilometri (66.85 au) ya da Günəşin 7.187 qatına bərabər olduqda, hər biri kiçik bir qalaktika qədər işıq çıxarardı. [1] 10000 K-yə qədər soyuduqdan sonra, kvazi ulduzun xarici zərfi şəffaflaşır və 4.000 K (3.730 ° C) məhdudlaşdırıcı bir temperaturda sürətlə soyuyur. Bu məhdudlaşdırıcı temperatur kvazi ulduzun ömrünün sona çatdığını göstərir, bu məhdudlaşdırıcı temperaturda və ya altında bir hidrostatik tarazlıq yoxdur, buna görə cisim tez bir şəkildə ortada bir kütlə qara dəliyi qoyaraq dağılır. [4]
Həmçinin bax

Astronomiya portalı iconStar portalı

Quasar
Thorne – Żytkow obyekti
Hypergiant
Supergiant

Battersby, Stephen (29 Noyabr 2007). & quotBöyük qara dəliklər 'kvasistarlar' içərisində böyüyə bilər & quot. NewScientist.com xəbər xidməti.
Yasemin Saplakoğlu (29 sentyabr 2017). & quot Superkütləvi Qara Deliklərin Nasıl Yarandığını Sıfırlamaq & quot. Elmi Amerika. 8 aprel 2019 tarixində alındı.
Mara Johnson-Goh (20 Noyabr 2017). & quot; Erkən kainatdakı supermassive qara dəliklərin bişirilməsi & quot; Astronomiya. 8 aprel 2019 tarixində alındı.
Begelman, Mitch Rossi, Elena Armitage, Philip (2008). & quotQuazi-ulduzlar: böyük zərflərin içərisindəki qara dəliklərin yığılması & quot; MNRAS. 387 (4): 1649-1659. arXiv: 0711.4078. Bibcode: 2008MNRAS.387.1649B. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2008.13344.x. S2CID 12044015.

Schleicher, Dominik R. G. Palla, Francesco Ferrara, Andrea Galli, Daniele Latif, Muhammad (25 May 2013). & quotNəhəng qara dəlik fabrikləri: ilkin haloslarda supermassive və kvazi ulduz formasiyası & quot. Astronomiya və Astrofizika. 558: A59. arXiv: 1305.5923. Bibcode: 2013A & ampA. 558A..59S. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201321949. S2CID 119197147.


Thorne-Żytkow obyekti müasir kvazi ulduzun nəsli ola bilərmi? - Astronomiya

Maqnetarlarda ultra gərgin maqnit sahələrinin mənşəyi müasir astrofizikada bir sirrdir. Yüksək səthli maqnit sahələri olan kütləvi nəsil ulduzlarının özünəməxsus çəkisi altında özünə bənzər bir ümumi politropik maqnitofluidin nəzəri çərçivəsində əsas sökülmə dinamikasını kvazi-sferik simmetriya ilə modelləşdiririk. Kütlə sıxlığı, temperatur, maqnit sahəsi və əvvəlki ulduz səthində külək kütləsi itkisi dərəcəsi kimi fiziki parametrlərin dəqiqləşdirilməsi və ulduzun içi və zərfinin içərisindən çıxan bir ribaund zərbəsi nəzərə alınaraq qalıq kompakt bir obyekt (yəni neytron) tapırıq. ulduz) ortada radiusu ilə geridə qaldı

10 6 sm və kütlə aralığı

1-3M günəş. Üstəlik, belə bir kompakt cisim tipinin səth maqnit sahələrinin ola biləcəyini tapırıq

10 14 -10 15 G, yumşaq qamma-şüa təkrarlayıcıları və anomal rentgen pulsarlarını əhatə edən maqnetarlara aid olanlarla uyğundur. Maqnit sahəsinin genişləndirilməsi faktoru kritik olaraq özünə bənzər miqyaslı indeksdən asılıdır, bu da kütləvi nəslin başlanğıc sıxlığı paylanmasını təyin edir. Maqnitlənmiş kütləvi ulduzları cazibə nüvəsinin çökməsinin və ribaunt şokunun maqnitohidrodinamik təkamülünə əsaslanan maqnit progenitorları kimi təklif edirik. Mütləq sürətlə dönən bir neytron ulduzu içərisində müvəqqəti dinamo gücləndirilməsinə ehtiyac duymayan fiziki mexanizmimiz, kütləvi nəsil ulduzları içərisində güclü maqnitlənmiş nüvənin çökməsindən maqnetar meydana gətirmə ssenarisinə üstünlük verir. Qalıq proto-neytron ulduzunun səthində yaranan maqnit sahəsinin gücü, əcdadın səthi maqnit sahəsinin gücü ilə və neytron ulduz kütləsinin özü ilə mütənasibdir, eyni zamanda əvvəlki ulduz kütləsi ilə korrelyasiya edir. Kütləvi əcdad ulduzları üzərində bir sıra səth maqnit sahəsi gücləri ilə ssenarimiz pulsarlardan maqnetarlara qədər maqnit sahəsinin güclərinin davamlılığına imkan verir. Maqnetarın içərisindəki güclü Lorentz qüvvəsi, bir neytron ulduzunun qabığını müxtəlif ölçülərə qədər parçalaya bilər. Maqnetar spinlə birləşdirildikdə, maqnitin maqnitosfer konfiqurasiyası, çox güman ki, məruz qalmış konveksiya, diferensial fırlanma, ekvatorial qabarıqlıq, daxili maqnit axını iplərinin partlaması və qabığın qırılmış hissələrinin yenidən düzəldilməsində dəyişkəndir. Yığılmış maqnit enerjilərinin sporadik və şiddətli sərbəst buraxılması və qırılan qabıq maqnetarların müxtəlif müşahidə olunan yüksək enerjili fəaliyyətlərinin əsas səbəbləridir.


İstinadlar

Gilmozzi, R. et al. SN1987A-nın atası. Təbiət 328, 318–320 (1987)

Arnett, W. D., Bahcall, J. N., Kirshner, R. P. & amp Woosley, S. E. Supernova 1987A. Annu. Rev. Astron. Astrofizlər. 27, 629–700 (1989)

Gal-Yam, A. et al. On the progenitor of SN 2005gl and the nature of Type IIn supernovae. Astrofizlər. J. 656, 372–381 (2007)

Humphreys, R. M. & Davidson, K. The luminous blue variables: Astrophysical geysers. Publ. Astron. Soc. Pacif. 106, 1025–1051 (1994)

Schlegel, E. M. A new subclass of Type II supernovae? Ay Yox. R. Astron. Soc. 244, 269–271 (1990)

Filippenko, A. V. Optical spectra of supernovae. Annu. Rev. Astron. Astrofizlər. 35, 309–355 (1997)

Aldering, G., Humphreys, R. M. & Richmond, M. S. N. 1993J: The optical properties of its progenitor. Astron. J. 107, 662–672 (1994)

Smartt, S. J. et al. Detection of a red supergiant progenitor star of a Type II-plateau supernova. Elm 303, 499–503 (2004)

Li, W. et al. Identification of the red supergiant progenitor of supernova 2005cs: Do the progenitors of Type II-P supernovae have low mass? Astrofizlər. J. 641, 1060–1070 (2006)

Hendry, M. A. et al. SN 2004A: Another Type II-P supernova with a red supergiant progenitor. Ay Yox. R. Astron. Soc. 369, 1303–1320 (2006)

Smartt, S. J., Eldridge, J. J., Crockett, R. M. & Maund, J. R. The death of massive stars - I. Observational constraints on the progenitors of type II-P supernovae. Preprint at 〈http://arxiv.org/abs/0809.0403v2〉 (2008)

Leonard, D. C. et al. An upper mass limit on a red supergiant progenitor for the Type II-plateau supernova SN 2006my. Publ. Astron. Soc. Pacif. 120, 1259–1266 (2008)

Roelofs, G., Bassa, C., Voss, R. & Nelemans, G. On the detection of the progenitor of the type Ia supernova 2007on. Ay Yox. R. Astron. Soc. 391, 290–296 (2008)

Smith, N. et al. SN 2006tf: Precursor eruptions and the optically thick regime of extremely luminous Type IIn supernovae. Astrofizlər. J. 686, 467–484 (2008)

Salamanca, I. et al. The circumstellar medium of the peculiar supernova SN1997ab. Ay Yox. R. Astron. Soc. 300, L17–L21 (1998)

Maeder, A. & Conti, P. S. Massive star populations in nearby galaxies. Annu. Rev. Astron. Astrofizlər. 32, 227–275 (1994)

Langer, N. et al. Towards an understanding of very massive stars. A new evolutionary scenario relating O stars, LBVs and Wolf-Rayet stars. Astron. Astrofizlər. 290, 819–833 (1994)

Smith, N. et al. SN 2006gy: Discovery of the most luminous supernova ever recorded, powered by the death of an extremely massive star like η Carinae. Astrofizlər. J. 666, 1116–1128 (2007)

Kotak, R. & Vink, J. S. Luminous blue variables as the progenitors of supernovae with quasi-periodic radio modulations. Astron. Astrofizlər. 460, L5–L8 (2006)

Trundle, C., Kotak, R., Vink, J. S. & Meikle, W. P. S. SN 2005 gj: Evidence for LBV supernovae progenitors? Astron. Astrofizlər. 483, L47–L50 (2008)

Nadyozhin, D. K. Explosion energies, nickel masses and distances of Type II plateau supernovae. Ay Yox. R. Astron. Soc. 346, 97–104 (2003)

Woosley, S. E., Blinnikov, S. & Heger, A. Pulsational pair instability as an explanation for the most luminous supernovae. Təbiət 450, 390–392 (2007)

Dessart, L., Hillier, D. J., Gezari, S., Basa, S. & Matheson, T. SN 1994W: an interacting supernova or two interacting shells? Ay Yox. R. Astron. Soc. 394, 21 (2009)

Mazzali, P. A. et al. The metamorphosis of supernova SN 2008D/XRF 080109: A link between supernovae and GRBs/hypernovae. Elm 321, 1185–1188 (2008)

Pastorello, A. et al. A giant outburst two years before the core-collapse of a massive star. Təbiət 447, 829–832 (2007)

Van Dyk, S. D. Supernova impostors: LBV outbursts from the most massive stars. Highlights Astron. 14, 205 (2007)

Puckett, T. & Ceravolo, P. Supernovae 2005gk and 2005gl. IAU Circ. 8615, (2005)

Smith, N. & Owocki, S. P. On the role of continuum-driven eruptions in the evolution of very massive stars and Population III stars. Astrofizlər. J. 645, L45–L48 (2006)


X-ray astronomy puts Einstein to the test

Einstein's general theory of relativity is a well-tested theory of gravitation with wide applications. This image shows an artist's conception of a spinning black hole - just one of the predictions of general relativity. (Credit: NASA/D. Berry)

From tracing the way light bends around a neutron star to detecting the effects of a black hole tugging on space itself, X-ray astronomy is uniquely suited to testing and observing predictions of general relativity, Albert Einstein's landmark 1915 theory of gravitation.

Thus far, Einstein's predictions are passing with flying colors. But will Einstein have the last word on gravity? X-ray astronomers hope to subject general relativity to even greater scrutiny by traveling (albeit virtually) to where gravity is at its extreme and the effects of general relativity most pronounced: the innermost regions of black holes and neutron stars. The payoff will be a greater understanding of the dominant force in the large-scale universe and, perhaps, a unified theory of the fundamental forces of nature &ndash the central goal of physics today.

In a mere 40 years, the field of X-ray astronomy has witnessed nearly a billion-fold improvement in telescope sensitivity since June 18, 1962, when a sounding rocket laden with a payload of research equipment discovered the first celestial X-ray source.

"We have come a long way, from the first inkling that a black hole &ndash Cygnus X-1 &ndash was in hand," said Jean Swank of NASA Goddard Space Flight Center, Project Scientist for NASA's Rossi X-ray Timing Explorer. "Now we can reasonably hope to map spacetime close to the invisible abyss of gravity."

General relativity defines gravity as a result of mass distorting both space and time &ndash a four-dimensional concept called spacetime. Nowhere is this more evident than in the regions around a black hole and neutron star &ndash two examples of mass at extreme density, and thus sources of extreme gravity in a small area.

X-ray telescopes are well suited to study these regions for two fundamental reasons. First, the power unleashed by matter crashing onto a neutron star or falling into a black hole shines predominantly in X-rays, particularly in the regions closest to these objects, where gravity is at its strongest. Also, X-rays can penetrate through the obscuring veil of dust and gas surrounding black holes and neutron stars, which blocks the passage of other forms of radiation.

The field of X-ray astronomy continues to verify key predictions of general relativity with greater certainty as X-ray telescope technology continues to improve. Some of these methods include: gravitational redshifting, which is gravity tugging at a photon, or light particle, as it tries to escape frame-dragging, which is a spinning object twisting the actual fabric of space along with it gravitational lensing, which is the path of light bent by gravity and Einsteinian orbits (an innermost stable orbit).

For example, in 1995, astronomers using the Japanese-built ASCA X-ray satellite observed the first clear indication of gravitationally redshifted light around a black hole. ASCA detected a broad iron line, which is a spectral feature in the emission of hot iron atoms around a black hole revealing that strong gravity was stealing energy from the emitted light. This verified Einstein's prediction that black holes create a gravitational well, which a photon of light must climb out of on its journey towards Earth. Today, the Chandra X-ray Observatory and the XMM-Newton satellite observe this phenomenon with greater precision.

Also, the Rossi Explorer has observed some of the more exotic predictions of general relativity. First in 1998 and again with better accuracy in 2001, scientists observed the frame-dragging phenomenon. Einstein's equations predicted that a spinning object with strong gravity would take spacetime, as well as any matter within its gravitational influence, for a spin along with it. This effect would make it hard for any object to fall onto the black hole directly, because the object would be accelerated in orbit along the same spin as the black hole, and would resist falling more than an object that was not affected by frame-dragging.

General relativity has many consequences regarding what happens to stars. It determines that neutron stars, made in supernovae from stars that have consumed all their nuclear fuel, cannot be more massive than about three solar masses. More massive collapsed remnants cannot be neutron stars (they become black holes instead). So far, we have no contradiction.

General relativity also has consequences for the environments of neutron stars and black holes. Material cannot orbit too closely. As opposed to Newtonian law, which permits matter to orbit at any radii, general relativity predicts an innermost stable orbit. Again, so far there is no contradiction. In fact, the Rossi Explorer has determined that one certain black hole is spinning by virtue of an extremely tight, stable orbit &ndash an orbit predicted for a spinning black hole of a given mass. Also, scientists observe quasi-periodic oscillations, or X-ray flickering, that, so far, are best explained by the effects of general relativity and the concept of an innermost stable orbit.

Yet as far as X-ray astronomy has come, scientists have been unable to test general relativity completely. Such an undertaking could point the way to a better theory of gravity, the same way that Einstein's improved upon Newton's theory. The endeavor could also bridge general relativity with quantum theory, an independent pillar of modern physics.

General relativity describes the domain of the large-scale, the force of gravity. Quantum theory, part of the Standard Model, describes the small-scale, the subatomic. The quantum forces are electromagnetic radiation (light, photons), strong forces (the kind that holds together protons and neutrons to form a nucleus), and weak forces (seen in radioactive decay). Gravity, as of yet, does not fit into the Standard Model the so-called graviton, a particle of gravity, has not been found.

Yet gravity does not act alone. General relativity defines this force as the result of mass and energy (united in E=mc 2 ). Mass (matter, atoms) and radiation (photons) are controlled by quantum theory. Thus, the connection between the two theories is indeed logical and tantalizingly close at hand. Particle physicists refine quantum theory with the help of particle accelerators, smashing protons and electrons to reveal the matter and energy within. Astronomers must develop tests to better scrutinize gravity. Future X-ray observatories &ndash some in development, others proposed for launch at the close of the next decade &ndash will move us closer to a black hole, step by step.

One possible future mission, the Micro-Arcsecond X-ray Imaging Mission (MAXIM), is a follow-up to the Rossi Explorer and would provide more precise timing of the X-ray flickering characteristics of neutron stars and black holes. This would reveal fainter features in the quasi-periodic oscillations, which may be a signature of general relativity. MAXIM's mission would include imaging a black hole event horizon. With an image of the event horizon and accretion disk as a point of reference, scientists would be able to determine exactly from where X-rays of varying energies arise. Knowing precise distances from the black hole to X-rays of specific energies would allow for accurate tests of Einstein's math.