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क्या एसएमबीएच द्वारा ब्लैक होल को तोड़ा जा सकता है?

क्या एसएमबीएच द्वारा ब्लैक होल को तोड़ा जा सकता है?


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मान लीजिए कि दो एसएमबीएच (सुपरमैसिव ब्लैक होल) करीब लाए गए हैं (उदाहरण के लिए गैलेक्टिक विलय के दौरान)। मान लीजिए कि एक "सामान्य" ब्लैक होल एसएमबीएच के बीच की जगह में चला जाता है। क्या एसएमबीएच का गुरुत्वाकर्षण खिंचाव सामान्य ब्लैक होल को टुकड़े-टुकड़े करने के लिए पर्याप्त हो सकता है?

यदि हां, तो क्या हम ब्लैक होल के घटना क्षितिज द्वारा अस्पष्ट होने से मुक्त होकर टुकड़ों की जांच कर पाएंगे?


@ पीटर के उत्तर में आवश्यक बिंदु है, लेकिन मुझे लगता है कि पर्याप्त पृष्ठभूमि की कमी है। मुझे थोड़ा और गहराई में जाने की कोशिश करने दो।

सबसे पहले, आइए स्पष्ट करें कि हम सामान्य सापेक्षता (जीआर) के शास्त्रीय ब्लैक होल (बीएच) के बारे में बात कर रहे हैं, न कि क्वांटम गुरुत्वाकर्षण (टीक्यूजी) के अभी तक अज्ञात सिद्धांत के वास्तविक बीएच। आपके प्रश्न का उत्तर देने के लिए, TQG की कोई भूमिका नहीं है, क्योंकि आपका प्रश्न एक ऐसी व्यवस्था के बारे में है जो TQG प्रभावों के प्रासंगिक होने से बहुत दूर है।

यह अंतर्ज्ञान के विपरीत है, लेकिन एक एसएमबीएच के आसपास का क्षेत्र है a कम से विदेशी और कम से एक साधारण बीएच के आसपास के वातावरण की तुलना में तनावग्रस्त वातावरण। यदि आप सौर-द्रव्यमान BH की ओर गिरते हैं, तो आपके घटना क्षितिज तक पहुंचने से पहले ज्वारीय बलों ने आपको अच्छी तरह से अलग कर दिया होगा, जबकि एक SMBH में, यह आपके द्वारा घटना क्षितिज को पार करने के बाद अच्छी तरह से होता है। इसी तरह हॉकिंग विकिरण (जिसे स्पेसटाइम में तनाव के माप के रूप में लिया जा सकता है) सौर द्रव्यमान BH के बाहर SMBH के बाहर की तुलना में अधिक होता है। विकिपीडिया के पास इस पर एक अच्छा लेख है, जबकि इसमें कम से कम एक हाउलर है, कुल मिलाकर यह विश्वसनीय लगता है।

निचला रेखा: ज्वार की ताकतें जो चीजों को अलग करती हैं: कमज़ोर एक छोटे बीएच के बाहर की तुलना में एक एसएमबीएच के बाहर। लेकिन हमने पहले ही देखा है कि कई छोटे बीएच एलआईजीओ का उपयोग करके टकराते हैं, और वे एक-दूसरे को नहीं काटते, बल्कि विलीन हो जाते हैं। इसलिए हम विश्वास के साथ कह सकते हैं कि एक एसएमबीएच एक छोटे बीएच को नहीं काटेगा।

यह समझने का एक और तरीका है कि बीएच क्यों नहीं काटता है, वास्तव में वहां क्या है इसके बारे में सोचना है। जवाब है कुछ नहीजी. यदि आप ज्वारीय बलों (शायद एक एसएमबीएच में गिरने से) से बच सकते हैं और उस मामले से बच सकते हैं जो आम तौर पर बीएच के चारों ओर एक अभिवृद्धि डिस्क बनाता है (हो सकता है कि इंटरगैलेक्टिक स्पेस में एक ढूंढकर जहां लेने की कोई बात नहीं है) और घटना के माध्यम से गिरना क्षितिज (ईएच), आप कुछ भी नहीं देखेंगे। यह छेद के बाहर, EH पर और EH के अंदर बस साधारण खाली जगह है। स्थानीय स्तर पर (यानी, यह आपके (अब बर्बाद) अंतरिक्ष यान का केबिन है), देखने के लिए कुछ भी नहीं है और पता लगाने के लिए कुछ भी नहीं है, इसके अलावा लगातार बढ़ती ज्वारीय ताकतों के अलावा जो अंततः आपको अलग कर देगी। BH कुछ और नहीं बल्कि घुमावदार स्पेसटाइम है और वहाँ और कुछ नहीं है। क्या फाड़ना है?

मैं शब्दों का उपयोग कर रहा हूं। जीआर का गणित, जो बहुत कठिन है, लेकिन अच्छी तरह से समझा भी जाता है, ठीक-ठीक वर्णन करता है कि क्या होता है जब बीएच एक दूसरे के पास जाते हैं और हॉकिंग्स एरिया प्रमेय यह साबित करता है कि जीआर के तहत, विलय अपरिहार्य परिणाम है।

क्वांटम गुरुत्वाकर्षण के सिद्धांत के बारे में क्या? जाहिर है, हम इसके बारे में ज्यादा नहीं जानते हैं, क्योंकि यह अभी तक खोजा नहीं गया है, लेकिन जिन कुछ चीजों के बारे में हमें यकीन है, उनमें से एक यह है कि यह "बड़ी" दूरी पर जीआर के समान ही परिणाम देगा। और "बड़ा" यह मामला शायद परमाणु से बड़ा कुछ भी है। यहां तक ​​​​कि अगर सीमा "ब्रेड बॉक्स से बड़ी" है, तो दो बीएच टकराव के लिए किसी भी टीक्यूजी प्रभाव के लिए बहुत बड़े हैं। टीक्यूजी प्रभाव सभी उस विलक्षणता पर घटते हैं जो जीआर बीएच के केंद्र में भविष्यवाणी करता है - लेकिन जो कुछ भी होता है वह बाहरी दुनिया में खो जाता है।


नहीं। ब्लैक होल का कुल द्रव्यमान उसके केंद्र में बिंदु में है, लेकिन घटना क्षितिज से गुजरने से कोई वापसी नहीं होती है।

क्षेत्र प्रमेय (हॉकिंग से) कहता है, कि घटना क्षितिज का कुल क्षेत्रफल कभी कम नहीं होता है।

आप छेद को नहीं तोड़ सकते, घटना क्षितिज पर कुछ भी नहीं है, केवल स्पेसटाइम की ज्यामिति ऐसी दिखती है, कि अब कोई रास्ता नहीं है। ब्लैक होल का द्रव्यमान (शायद) केंद्र में एक छोटे से बिंदु पर है। जिसे आप "ब्लैक होल" कहते हैं, वह मुख्यतः निर्वात है। इससे कोई फर्क नहीं पड़ता, हम ब्लैक होल के साथ स्नूकर कैसे खेलते हैं, इसका परिणाम कुछ ब्लैक होल का विलय होगा, न कि टूटा हुआ छेद।


इस सवाल को एक अलग नजरिए से लेते हैं। चलो ब्लैक होल भूल जाते हैं। ब्लैक होल अपने अपरिहार्य घटना क्षितिज के अंदर अज्ञात अंदरूनी होने के साथ समस्या में आते हैं, उनके केंद्र में आकार में निकट विलक्षणता की संभावना के कारण कोई ज्ञात बल उनके निरंतर पतन को रोकने में सक्षम नहीं है, इसलिए ब्लैक होल को भूल जाएं। सैद्धांतिक परिदृश्य के रूप में एक न्यूट्रॉन स्टार के साथ काम करना आसान है।

इसके बजाय, कल्पना कीजिए कि हमारे पास बहुत अधिक घनत्व वाला न्यूट्रॉन तारा है जो पर्याप्त द्रव्यमान और घनत्व के ढहने के कगार पर है। चंद्रशेखर सीमा के समतुल्य न्यूट्रॉन तारा, उर्फ ​​टॉलमैन-ओपेनहाइमर-वोल्कॉफ़ सीमा। यह एक ब्लैक होल नहीं है, लेकिन यह उतना ही करीब है जितना कि आप ब्लैक होल के बिना ब्लैक होल तक पहुंच सकते हैं, जिसमें एक पलायन वेग प्रकाश की गति के करीब पहुंच रहा है।

अब अपना परिदृश्य लेते हैं:

मान लीजिए कि दो एसएमबीएच (सुपरमैसिव ब्लैक होल) करीब लाए गए हैं (उदाहरण के लिए गैलेक्टिक विलय के दौरान)। मान लीजिए कि एक "सामान्य" ब्लैक होल SMBH . के बीच की जगह में चला जाता है

मुझे आपका परिदृश्य पसंद है क्योंकि आकाशगंगाएँ और उनके सुपरमैसिव सेंट्रल ब्लैक होल विलीन हो जाते हैं और परिणामस्वरूप सैद्धांतिक रूप से यह संभव है कि ऐसा हो सकता है। ध्यान रखें, अंतरिक्ष में सब कुछ फ्री-फ़ॉल में है और फ्री फ़ॉल में ऑब्जेक्ट उस ऑब्जेक्ट के गुरुत्वाकर्षण का अनुभव नहीं करते हैं जो वे परिक्रमा करते हैं। वे जो अनुभव करते हैं वह ज्वारीय ताकतें हैं और सुपर-मैसिव ब्लैक होल की ज्वारीय ताकतें तुलनात्मक रूप से काफी कमजोर हैं। आपको सबसे छोटे तारकीय ब्लैक होल से उच्चतम ज्वारीय बल (घटना क्षितिज के ठीक बाहर) मिलते हैं, सुपरमैसिव वाले नहीं। यहां देखें या यहां या यहां । एक न्यूट्रॉन तारा दो टकराने वाले सुपरमैसिव ब्लैक होल से किसी भी ज्वारीय ताकतों का आसानी से सामना कर सकता है।

क्या होगा कुछ ज्वारीय खिंचाव जैसे यूरोपा आईओ और गेनीमेड से अनुभव करता है क्योंकि यह बृहस्पति की कक्षा में है। Io के मामले में, इसे अक्सर ज्वारीय तापन कहा जाता है, लेकिन गर्मी खिंचाव और स्क्वैशिंग से आती है और यह 3 शरीर की गतिशीलता के कारण हर कक्षा में लगातार उत्पन्न होती है। न्यूट्रॉन सितारों जैसी सुपर-घनी वस्तुएं खींचने और कुचलने के लिए अधिक प्रतिरोधी होती हैं, इसलिए गुरुत्वाकर्षण ज्वारीय बलों को किसी भी प्रभाव के लिए बहुत अधिक होने की आवश्यकता होगी।

सुपर-मैसिव ब्लैक होल के घटना क्षितिज के बाहर 3 बॉडी ज्वारीय खिंचाव तुलनात्मक रूप से कमजोर है। न्यूट्रॉन तारे को अलग करने के लिए बहुत कमजोर। आपको तारकीय द्रव्यमान ब्लैक होल से सबसे मजबूत सैद्धांतिक ज्वार मिलेगा और सबसे छोटे तारकीय द्रव्यमान ब्लैक होल से सबसे मजबूत ज्वारीय बल संभव होगा।

इस सैद्धांतिक परिदृश्य के काम करने के लिए, आपको दो तारकीय द्रव्यमान वाले ब्लैक होल की आवश्यकता होगी, जो कि ब्लैक होल जितना छोटा हो सकता है, जिसमें उनके घटना क्षितिज की मात्रा के संबंध में अधिकतम घनत्व होगा और उनके बीच पूरी तरह से गिरने के लिए एक न्यूट्रॉन स्टार होगा, जैसे ही यह उनके बीच पड़ता है, लगभग उन्हें छूता है और ऐसे परिदृश्य में, ज्वारीय बल उच्च घनत्व वाले न्यूट्रॉन तारे को अलग कर सकते हैं ... यदि यह पूरी तरह से समय पर होता। वास्तव में ऐसा होने वाले 3 बॉडी परिदृश्य की असंभवता अनिवार्य रूप से शून्य है।

मुझे जोड़ना चाहिए, मुझे यकीन नहीं है कि सापेक्षवादी कारक ज्वारीय ताकतों को कैसे प्रभावित करेंगे। अजीब चीजें सापेक्षता के साथ होती हैं, उदाहरण के लिए, बचने का वेग कक्षीय वेग से कम हो जाता है और ठीक है कि सापेक्ष प्रभाव कक्षीय वेग और ज्वारीय खिंचाव को कैसे प्रभावित करेगा, अगर वे इसे बिल्कुल प्रभावित करेंगे, मुझे यकीन नहीं है।

एक ब्लैक होल को अलग करना असंभवताओं का एक पूरा सेट उठाता है और मेरी समझ में, @Peterh उत्तर द्वारा कवर किया गया है। दो छोटे, अधिकतम घनत्व वाले तारकीय द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के बीच घने न्यूट्रॉन तारे को अलग करना यदि न्यूट्रॉन तारा उनके बीच सुई को पिरोता है क्योंकि वे एक-दूसरे की परिक्रमा करते हैं, बस मुश्किल से, शायद, लेकिन जैसा कि उल्लेख किया गया है, यह एक निषिद्ध रूप से असंभव परिदृश्य है।

यह वह प्रश्न नहीं है जो आपने पूछा था, लेकिन मुझे लगता है कि यह आपके प्रश्न के पीछे के विचार को छूता है।


खगोलविदों को एक विशाल ब्लैक होल द्वारा फटे हुए तारे को आगे की पंक्ति की सीट मिलती है

जब कोई तारा सुपरमैसिव ब्लैक होल के साथ युद्ध करने जाता है, तो दांव लगाने का तरीका बहुत स्पष्ट होता है। खासकर जब ब्लैक होल तारे के द्रव्यमान का एक लाख गुना है, और ठीक है, एक ब्लैक होल.

लेकिन विशिष्ट जिस तरह से तारा खाया जाता है वह निश्चित बात नहीं है। आमतौर पर, तारा टूट जाता है, ब्लैक होल के अत्यधिक शक्तिशाली गुरुत्वाकर्षण द्वारा टुकड़े-टुकड़े कर दिया जाता है, यही वजह है कि इसे ज्वारीय व्यवधान घटना या टीडीई कहा जाता है (खगोलविदों को वास्तव में अपने नामकरण के खेल को बढ़ाने की आवश्यकता होती है)। यह सूर्य की तुलना में अरबों गुना तेज ऊर्जा के मस्तिष्क-स्टॉम्पिंग रूप से विशाल विस्फोट का कारण बनता है। लेकिन वास्तव में ऐसा कैसे होता है, हम जो देखते हैं उसे बदल सकते हैं। हालांकि एक समस्या यह है कि ये विस्फोटक घटनाएं होती रहती हैं बहुत बहुत दूर है, जिससे उनका अध्ययन करना कठिन हो गया है।

अधिक खराब खगोल विज्ञान

2019 में, इस तरह के एक विनाशकारी मुठभेड़ से प्रकाश पृथ्वी पर पहुंचा, और यह पूरे ब्रह्मांड से स्पष्ट रूप से नहीं आया, यह मात्र 215 मिलियन प्रकाश वर्ष दूर हुआ, जिससे यह ऑप्टिकल प्रकाश में अब तक का सबसे निकटतम TDE * बन गया। यह बहुत भाग्यशाली है, क्योंकि इसकी निकटता का मतलब है कि इसे सामान्य से पहले पकड़ा गया था-घटना के शुरुआती दिनों में आंतरिक रूप से बेहोशी अभी भी अधिक दूर की आकाशगंगा को देखने के लिए पर्याप्त उज्ज्वल थी, जिसका पता लगाने के लिए वे बहुत मंद हैं।

पैन-स्टार्स टेलीस्कोप द्वारा प्रतिरूपित ज्वारीय व्यवधान घटना AT2019qiz के लिए मेजबान आकाशगंगा की एक छवि। TDE की स्थिति ठीक आकाशगंगा के केंद्र में क्रॉसहेयर में है। स्केल बार लगभग 17,000 प्रकाश वर्ष है। ब्लू स्टार मिल्की वे में एक संयोगिक अग्रभूमि तारा होने की संभावना है। क्रेडिट: निकोल एट अल।

TDE को पहली बार Zwicky Transient Facility द्वारा 19 सितंबर 2019 की शाम को देखा गया था, और इसे AT2019qiz नाम दिया गया था। यह 2MASX J04463790-1013349 के कैटलॉग नाम वाली आकाशगंगा में हुआ, जो नक्षत्र एरिडानस की दिशा में 215 मिलियन प्रकाश वर्ष दूर एक फेस-ऑन सर्पिल आकाशगंगा है। यह एक अच्छी दूरी है, लेकिन वास्तव में ब्रह्मांडीय दृष्टि से करीब है।

विस्फोट कई हफ्तों में चमक में बढ़ गया, 08 अक्टूबर 2019 को अपने चरम पर पहुंच गया। उस समय यह विस्फोट हो रहा था सूर्य की ऊर्जा का दस अरब गुना, लगभग पूरी मेजबान आकाशगंगा जितना! ये हास्यास्पद रूप से शक्तिशाली घटनाएं हैं। लेकिन फिर, एक ब्लैक होल द्वारा एक पूरे तारे को तोड़ दिया जा रहा था।

वैसे, AT2019qiz को केवल एक माध्यम शक्तिशाली माना जाता है। कुछ ज्यादा चमकीले होते हैं। ओह।

मेजबान आकाशगंगा के केंद्र में मौजूद ब्लैक होल का द्रव्यमान संभवतः सूर्य के द्रव्यमान का लगभग दस लाख गुना है (हमारे आकाशगंगा के केंद्र में स्थित सुपरमैसिव ब्लैक होल Sgr A* से लगभग समान, या थोड़ा कम)। घटना का व्यवहार यह दर्शाता है कि तारा स्वयं शायद सूर्य के समान था। एक तारे और उस तरह के ब्लैक होल के लिए, तारे को कटा हुआ होने के लिए ब्लैक होल के लगभग 70 मिलियन किलोमीटर के भीतर जाना होगा। यह पृथ्वी की सूर्य से लगभग आधी दूरी है, जो कि करीब है। ब्लैक होल अपने आप में लगभग 6 मिलियन किलोमीटर के पार है।

2010 में देखी गई इस तरह की घटना के अवलोकन के आधार पर एक एनीमेशन यह दर्शाता है कि एक स्टार के साथ क्या होता है जो ब्लैक होल के बहुत करीब हो जाता है।

जैसे ही तारा ब्लैक होल के पास पहुंचा, चीजें गंभीर होती गईं। दूरी के साथ गुरुत्वाकर्षण कमजोर होता जाता है, इसलिए ब्लैक होल के करीब तारे का पक्ष इससे अधिक गुरुत्वाकर्षण महसूस करता है और फिर दूर की तरफ। लेकिन एक ब्लैक होल से गुरुत्वाकर्षण बल बहुत बड़ा है, इसलिए तारे के आर-पार बल का अंतर बहुत बड़ा था: सचमुच इसे अलग करने के लिए पर्याप्त है।

क्या हम इसे आपके मस्तिष्क में रिसने देने के लिए एक क्षण का समय ले सकते हैं? टाफी जैसे ब्लैक होल द्वारा एक पूरे तारे को अलग कर दिया गया था. मुझे अभी भी इस तरह के आयोजन के चौंका देने वाले पैमाने को समझने में मुश्किल होती है।

एक ब्लैक होल (ऊपरी बाएं) द्वारा एक तारे (बीच में) को फाड़ते हुए दिखाने वाली कलाकृति। क्रेडिट: रॉबिन डीनेल, कार्नेगी इंस्टीट्यूशन फॉर साइंस के सौजन्य से

तारे के रूप में फटी हुई सामग्री को तब एक पतली धारा में फैलाया जाएगा - खगोलविद इसे कहते हैं स्पेगेटीफिकेशन - जो तब ब्लैक होल के चारों ओर जबरदस्त गति से घूमता था। उस सामग्री में से कुछ ब्लैक होल के चारों ओर चली गई और तारे से गिरने वाली धारा में फिसल गई। यह बनाता है a बड़े प्रकाश का विस्फोट। उसी समय, इसका अधिकांश भाग ब्लैक होल के चारों ओर एक डिस्क में गिर गया। इस डिस्क के भाग ब्लैक होल के चारों ओर प्रकाश की गति से लगभग गति करते हैं, जबकि अन्य भाग धीमे होते हैं। इससे उत्पन्न घर्षण बहुत अधिक ऊर्जा पैदा करता है, और ब्लैक होल से दूर फैलने वाली सामग्री के एक बड़े विस्फोट को भी संचालित करता है।

भौतिकी थोड़ा जटिल है, चौंकाने वाला है, लेकिन इस विस्तारित बुलबुले ने अधिकांश ऑप्टिकल प्रकाश को देखा। उच्च ऊर्जा प्रकाश, जैसे पराबैंगनी और एक्स-रे, ब्लैक होल के करीब उत्पन्न होते हैं, लेकिन इस विस्तारित सामग्री से टकराते हैं और इसके द्वारा अवशोषित हो जाते हैं। जैसे-जैसे सामग्री का बादल फैलता है, यह और अधिक कमजोर हो जाता है, अंततः उस प्रकाश को बचने की इजाजत देता है। यह खगोलविदों को यह देखने की अनुमति देता है कि विशाल बुलबुले के साथ-साथ ब्लैक होल के चारों ओर क्या चल रहा है।

मुझे यह नोट करना होगा कि लेखकों ने उल्लेख किया है कि यह संभव है कि केवल 75% तारा ही फटा हो, इसका एक चौथाई हिस्सा अभी भी रह सकता है, ब्लैक होल की परिक्रमा गैस की एक बहुत छोटी और भारी रूप से परेशान तारकीय गेंद के रूप में कर सकता है। बहुत बुरा यह देखना बहुत दूर है। प्रलय के बाद जो बचा है उसका अध्ययन करना अद्भुत होगा।

एक ब्लैक होल द्वारा तारे के फटने पर ज्वार-भाटे की घटना को दर्शाती कलाकृति। पदार्थ की एक धारा खींचती है, ब्लैक होल के चारों ओर एक डिस्क बनाती है और उच्च गति वाली सामग्री का बहिर्वाह बनाती है। क्रेडिट: ईएसओ/एम. कोर्नमेसर

इस घटना में जल्दी आने से यह सब पता लगाने में मदद मिली। एक ही समय में बहुत सी भ्रमित करने वाली चीजें चल रही हैं - फैलता हुआ मलबा, ब्लैक होल के चारों ओर घूमने वाली सामग्री की धारा, धूल का निर्माण जो दृश्य को अस्पष्ट कर सकता है, और यहां तक ​​कि घटना पर हमारे देखने के कोण - जो इसे कठिन बना सकता है देखने के लिए क्या है। सामग्री को शुरू से अंत तक प्रकाश उत्सर्जित करने के तरीके के माध्यम से पता लगाने में सक्षम होने से वास्तव में चीजें आसान हो जाती हैं। आसान नहीं है, लेकिन आसान.

प्रत्येक टीडीई अलग है, कुछ रेडियो तरंगों को नष्ट कर देता है, और अन्य इतना नहीं। कुछ तेजी से फीके पड़ जाते हैं, अन्य वर्षों तक चमकते रहते हैं। दशकों। अन्य बहिर्वाह को जुड़वां बीमों में केंद्रित करते हैं जिन्हें कहा जाता है जेट, जबकि कुछ नहीं करते हैं। यह एक गड़बड़ है।

AT2019qiz यह समझने के लिए महत्वपूर्ण सुराग प्रदान कर सकता है कि प्रत्येक जिस तरह से व्यवहार करता है वह क्यों करता है। सामान्य तौर पर प्रति वर्ष कई का पता लगाया जाता है, सबसे दूर। उम्मीद है, जल्द ही एक आकाशगंगा में जो बहुत दूर नहीं है, एक और तारा अपने स्पेगेटीफाइड भाग्य से मिलेगा, और हमें और भी बेहतर दृश्य मिलेगा।

* 2005 में एक आकाशगंगा में केवल 150 मिलियन प्रकाश वर्ष दूर देखा गया था, लेकिन यह रेडियो तरंगों में पाया गया था, न कि उस तरह का प्रकाश जो हम देखते हैं। प्रकाश के इन अलग-अलग स्वादों को बनाने वाली भौतिकी अलग है इसलिए रेडियो बनाम ऑप्टिकल देखना हमें अलग-अलग महत्वपूर्ण बातें बताता है कि क्या हो रहा है।


सामयिक संग्रह का संपादकीय: बड़े पैमाने पर ब्लैक होल्स द्वारा सितारों का ज्वारीय व्यवधान

कई दशकों से, खगोलविदों ने अनुमान लगाया है कि एक असहाय तारा एक सुपर विशाल ब्लैक होल (एसएमबीएच) के बहुत करीब भटक सकता है और ज्वारीय ताकतों से अलग हो सकता है। यह हाल ही में कई व्यापक-क्षेत्र क्षणिक सर्वेक्षणों के आगमन के साथ ही है कि इस तरह की घटनाओं को विशाल-आयाम के रूप में पाया गया है, अन्यथा मौन आकाशगंगाओं के केंद्रों से विद्युत चुम्बकीय विकिरण के चमकदार फ्लेयर्स। ये खोजें एक्स-रे, अल्ट्रा-वायलेट, ऑप्टिकल, इंफ्रारेड और रेडियो के माध्यम से (gamma ) -किरणों से पूरे विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम तक फैली हुई हैं। घटनाओं की एक छोटी संख्या सापेक्षतावादी जेट लॉन्च करती है। इन ज्वारीय व्यवधान घटनाओं (टीडीई) ने व्यापक उत्साह पैदा किया है क्योंकि उनका उपयोग मौन के गुणों का अध्ययन करने के लिए किया जा सकता है, अन्यथा ज्ञानी नहीं, एसएमबीएच, आकाशगंगा के नाभिक में सितारों की आबादी और गतिशीलता, ब्लैक होल अभिवृद्धि की भौतिकी जिसमें निकट सापेक्षतावादी प्रभावों का पता लगाने की क्षमता शामिल है। एसएमबीएच और भौतिकी (रेडियो) जेट गठन और एक प्राचीन वातावरण में विकास। मौन एसएमबीएच से संबंधित वैज्ञानिक प्रश्नों के लिए, टीडीई स्थानीय ब्रह्मांड से परे अद्वितीय जांच हैं। टीडीई सक्रिय गैलेक्टिक नाभिक (एजीएन) के आसपास भी हो सकते हैं, हालांकि एक उज्ज्वल एजीएन के शीर्ष पर इस तरह की घटना को विशिष्ट रूप से पहचानना मुश्किल है।

जबकि एजीएन (जैसे क्वासर) एसएमबीएच की मेजबानी करते हैं जो हजारों से लाखों वर्षों तक ईंधन की स्थिर धाराओं द्वारा आपूर्ति की जाती है, टीडीई व्यक्तिगत एसएमबीएच का अध्ययन करने के लिए एक अनूठा अवसर प्रदान करते हैं जो कि मानव समय-समय पर परिमाण के क्रम में दिनों से महीनों तक बदलते हैं। या कभी-कभी साल। इसके अलावा, क्योंकि बाइनरी ब्लैक होल सिस्टम में टीडीई की दर को काफी हद तक बढ़ाया जा सकता है, टीडीई हमें आकाशगंगाओं की ओर इशारा कर सकते हैं जो अब तक मायावी कॉम्पैक्ट बाइनरी एसएमबीएच की मेजबानी करने की संभावना है। उनकी उपस्थिति और गुणों पर ज्ञान प्राप्त करना ईएसए के नेतृत्व वाले मिशन एलआईएसए के लिए सर्वोपरि है, जो बाइनरी के सहसंयोजन के अंतिम चरण से गुरुत्वाकर्षण तरंगों का पता लगाएगा। विलय के बाद, नवगठित एसएमबीएच पर लगाया गया एक रिकॉइल किक टीडीई की बढ़ी हुई दर की दूसरी लहर पैदा कर सकता है, जो संभावित रूप से मेजबान आकाशगंगा के नाभिक के संबंध में ऑफ-सेंटर स्थित हो सकता है।

वर्तमान में, टीडीई से जुड़े फ्लेयर्स के विविध उत्सर्जन गुणों को पूरी तरह से समझा नहीं गया है। अवलोकन कार्य और सैद्धांतिक मॉडलिंग में तेज वृद्धि से इस चुनौती का समाधान किया जा रहा है। अगले कुछ वर्षों में, सबसे बड़ा विकास क्षेत्र क्षणिक आकाश के अत्यधिक विस्तारित सर्वेक्षणों और नई संख्यात्मक मॉडलिंग तकनीकों में होने की संभावना है। ये सब मिलकर यह प्रकट करेंगे कि कैसे एसएमबीएच तारों की परिक्रमा करते हुए और तारकीय मलबे को निगलकर चमकते हैं।

इस अनुमानित वृद्धि के आलोक में, कई नए शोधकर्ताओं के इस क्षेत्र में प्रवेश करने की उम्मीद है। इसलिए, इस तेजी से विकसित होने वाले क्षेत्र में कला की स्थिति का व्यापक अवलोकन करने के लिए समय को परिपक्व समझा गया। 8-12 अक्टूबर, 2018 को बर्न में अंतर्राष्ट्रीय अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान (आईएसएसआई) में आयोजित एक कार्यशाला में इस सामयिक संग्रह की योजना बनाई गई और इसे लॉन्च किया गया।

सामयिक संग्रह टीडीई के अवलोकन संबंधी गुणों के विवरण के साथ शुरू होता है। सैक्सटन एट अल। एक्स-रे अवलोकनों और वैन वेलजेन एट अल के माध्यम से चुने गए उन टीडीई और टीडीई उम्मीदवारों की बहु-तरंग दैर्ध्य गुणों और दरों पर चर्चा करें। स्पेक्ट्रम के ऑप्टिकल और अल्ट्रा-वायलेट भाग में खोजे गए लोगों के लिए। अलेक्जेंडर एट अल। टीडीई के रेडियो गुण प्रस्तुत करते हैं और दिखाते हैं कि टीडीई का केवल एक छोटा सा अंश रेडियो-चमकदार, हल्के से आपेक्षिक जेट लॉन्च करता है। एक दूसरी वैन वेलजेन एट अल। योगदान क्रॉस-वेवलेंथ सहसंबंधों के साथ-साथ टीडीई से गूँज और पुनर्संयोजन में तल्लीन करता है। मगुइरे एट अल। सफेद बौनों से टीडीई के गुणों की समीक्षा करें, जिसमें विभिन्न तरंग दैर्ध्य में उनके पता लगाने की संभावनाएं शामिल हैं। ज़ाबलुडॉफ़ एट अल। चर्चा करें कि टीडीई को सुपरनोवा, एजीएन फ्लेयर्स और गामा-रे बर्स्ट जैसे संभावित धोखेबाजों से कैसे अलग किया जाए। ये लेखक कई उम्मीदवार टीडीई पर भी चर्चा करते हैं जिनकी प्रकृति अभी भी विवादित है। अंत में, फ्रेंच एट अल। ज्ञात टीडीई के मेजबान आकाशगंगा गुणों को संक्षेप में प्रस्तुत करें, और उनसे क्या सीखा जा सकता है, जिसमें आगामी बड़े क्षणिक सर्वेक्षणों में टीडीई की पहचान करने में सहायता के लिए मेजबान आकाशगंगा वर्गीकरण का उपयोग करने की संभावनाएं शामिल हैं।

संग्रह तब टीडीई के पीछे के सिद्धांत और खेल में उत्सर्जन तंत्र की ओर मुड़ता है। स्टोन एट अल। सिद्धांत प्रस्तुत करते हैं जो ज्वारीय व्यवधानों की दर निर्धारित करता है, और सैद्धांतिक टीडीई दर अनुमानों का अवलोकन करता है। रॉसी एट अल। ज्वारीय विघटन प्रक्रिया के विश्लेषणात्मक सिद्धांत का वर्णन करें, इसके बाद तारकीय ज्वारीय व्यवधान के मौजूदा संख्यात्मक हाइड्रोडायनामिक्स सिमुलेशन की प्रस्तुति दें। हालांकि व्यवधान प्रक्रिया का सिद्धांत काफी अच्छी तरह से समझा जाता है, लेकिन टीडीई के बाद के पहलू काफी हद तक अनिश्चित हैं। बोनेरॉट एंड एम्प स्टोन टीडीई भौतिकी के एक विशेष रूप से अस्थिर पहलू का वर्णन करते हैं: अपव्यय प्रक्रियाएं जिसके द्वारा अत्यधिक विलक्षण तारकीय मलबे धाराएं किसी प्रकार के अभिवृद्धि प्रवाह में बसने से पहले कक्षीय ऊर्जा खो देती हैं। अगला, दाई एट अल। अधिक पूर्णतः परिचालित टीडीई डिस्क के भौतिकी का वर्णन करें, जहां अभिवृद्धि दर अत्यधिक सुपर- या उप-एडिंगटन हो सकती है। टीडीई विकास के कई चरण 3 डी हाइड्रोडायनामिक्स में समस्याएं पेश करते हैं जिन्हें केवल संख्यात्मक सिमुलेशन के साथ ठीक से मॉडल किया जा सकता है। लोदातो एट अल। संख्यात्मक तकनीकों और परिणामों की समीक्षा करें जिनका साहित्य में अब तक उपयोग किया गया है। रोथ एट अल। फिर टीडीई में प्रकाशिक/पराबैंगनी प्रकाश की उत्पत्ति के संबंध में वर्तमान बहस पर ध्यान केंद्रित करते हुए, टीडीई में विकिरण उत्सर्जन प्रक्रियाओं के मौजूदा सिद्धांतों की समीक्षा करें। कफलिन एट अल। में होने वाले टीडीई की - गतिशील और हाइड्रोडायनामिकल - दोनों की अनूठी विशेषताओं को प्रस्तुत करते हैं बायनरी एसएमबीएच सिस्टम। अंत में, क्रोलिक एट अल। टीडीई के सिमुलेशन के लिए भविष्य की संभावनाओं का अवलोकन, मौजूदा भौतिक चुनौतियों और संभावित कम्प्यूटेशनल अग्रिमों पर जोर देते हुए जो उन्हें दूर कर सकते हैं।

जबकि विषयों का एक ढीला क्रम है, अवलोकन संबंधी लेख मोटे क्रम में प्रस्तुत किए जाते हैं कि टीडीई के विभिन्न तरंग दैर्ध्य या अन्य अवलोकन संबंधी पहलुओं ने साहित्य में प्रवेश किया, और सैद्धांतिक लेख ज्यादातर व्यवधान प्रक्रिया और उसके बाद के अस्थायी अनुक्रम में प्रस्तुत किए जाते हैं। फिर भी, इस संग्रह में प्रत्येक लेख को अन्य पत्रों के उपयुक्त संदर्भों के साथ, एक स्टैंड-अलोन समीक्षा के रूप में डिजाइन किया गया है, जहां किसी विशिष्ट विषय पर अधिक विवरण मिल सकते हैं। जैसे, आगे बढ़ने के लिए कोई एक "सही" क्रम नहीं है, और पाठक को उनके लिए सबसे बड़ी रुचि के विषयों पर सीधे फ़्लिप करने के लिए स्वतंत्र महसूस करना चाहिए।

संपादक सभी लेखकों और समन्वयकों को इस संग्रह को बनाने में कड़ी मेहनत के लिए, आईएसएसआई के कर्मचारियों को उनके दोस्ताना और उदार समर्थन के लिए, और इस सामयिक संग्रह के भविष्य के पाठकों को धन्यवाद देना चाहते हैं, जो निस्संदेह टीडीई की कई पहेली का जवाब देंगे। अभी तक अनसुलझे हैं।

एक त्रुटि के कारण संपादक निकोलस सी. स्टोन का नाम अनजाने में इस संग्रह के संपादकों की सूची से छूट गया था।


वैकल्पिक ब्लैक होल जांच के लिए "क्रांति"

एक तारा जो अपनी आकाशगंगा के केंद्र में सुपरमैसिव ब्लैक होल के बहुत करीब चला जाता है, उसे गैस की धाराओं में फाड़ा जा सकता है जो ब्लैक होल की ओर गिरने पर सुपरनोवा की तरह चमकीली हो जाती है। ये तथाकथित ज्वारीय व्यवधान घटनाएँ (TDE) सुपरमैसिव ब्लैक होल (SMBHs) की एक दुर्लभ जांच प्रदान कर सकती हैं और संभावित रूप से कुछ लंबे समय से चले आ रहे ज्योतिषीय प्रश्नों के उत्तर देने में मदद कर सकती हैं। पिछले 25 वर्षों में, केवल लगभग 20 टीडीई का दस्तावेजीकरण किया गया है, लेकिन यह संख्या दोगुनी होने वाली है। "हम एक क्रांति के बीच में हैं" टीडीई अवलोकन के, एपीएस वर्चुअल अप्रैल मीटिंग में एक प्रस्तुति में न्यूयॉर्क विश्वविद्यालय के खगोलशास्त्री सोजर्ट वैन वेलजेन ने कहा। वैन वेलजेन ने कहा कि आने वाली प्रेक्षणों की प्रचुरता शोधकर्ताओं को ऐसे प्रश्नों का समाधान करने की अनुमति देगी जैसे कि छोटे द्रव्यमान वाली आकाशगंगाओं में एसएमबीएच होते हैं और ब्लैक होल घटना क्षितिज की प्रकृति।

एसएमबीएच का वजन कुछ अरब सूर्यों के बराबर हो सकता है, और खगोल भौतिकीविदों का मानना ​​है कि हर बड़ी आकाशगंगा के केंद्र में एक रहता है। जैसे-जैसे आकाशगंगा का आकार घटता जाता है, SMBH का द्रव्यमान भी घटता जाता है, और SMBH भी मध्यम आकार की आकाशगंगाओं में दिखाई देते हैं। लेकिन क्या यह प्रवृत्ति &ldquodwarf&rdquo आकाशगंगाओं तक फैली हुई है, यह स्पष्ट नहीं है। ये आकाशगंगाएँ लगभग एक मिलियन सौर द्रव्यमान वाले ब्लैक होल को बंद कर देंगी, एक ऐसा आकार जो अवलोकनों की रिज़ॉल्यूशन सीमा को धक्का देता है।

एसएमबीएच को आकाशगंगा के विकास में एक आवश्यक भूमिका निभाने के लिए माना जाता है, इसलिए एक सटीक एसएमबीएच “जनगणना&rdquo&mdash जिसमें सबसे छोटी आकाशगंगाएं शामिल हैं, जो आकाशगंगा निर्माण मॉडल के मूल्यांकन के लिए महत्वपूर्ण हैं। उदाहरण के लिए, “प्रत्यक्ष पतन&rdquo मॉडल के अनुसार, प्रारंभिक ब्रह्मांड में, आकाशगंगाओं के केंद्रों पर बड़े गैस बादल एसएमबीएच बनाने के लिए ढह सकते थे, लेकिन छोटे वाले नहीं। ये मॉडल भविष्यवाणी करते हैं कि छोटी आकाशगंगाएं आज एसएमबीएच की मेजबानी करने की संभावना नहीं रखती हैं।

जैसा कि यह पता चला है, टीडीई छोटी आकाशगंगाओं में अधिक आम हैं, आंशिक रूप से क्योंकि इन आकाशगंगाओं में बड़ी आकाशगंगाओं की तुलना में उनके मध्य क्षेत्रों में सितारों का घनत्व अधिक होता है। इसलिए पर्याप्त टीडीई का अवलोकन करने से कम द्रव्यमान वाले एसएमबीएच की जनसंख्या संख्या मिल सकती है। दूसरी ओर, उच्च द्रव्यमान वाले एसएमबीएच से टीडीई की गणना करना भी उपयोगी होगा। लगभग 100 मिलियन सौर द्रव्यमान से बड़े एसएमबीएच की भविष्यवाणी की जाती है कि उनके ज्वार-विघटन त्रिज्या से बड़ा एक घटना-क्षितिज त्रिज्या होता है, इसलिए ये बीहमोथ बिना किसी व्यवधान घटना के सितारों को पूरी तरह से निगल लेते हैं। सटीक एसएमबीएच द्रव्यमान जहां टीडीई असंभव हो जाते हैं, एसएमबीएच की रोटेशन दर या &ldquospin&rdquo पर निर्भर करता है, इसलिए पर्याप्त टीडीई अवलोकनों के साथ, शोधकर्ता सामान्य एसएमबीएच स्पिन और सामान्य सापेक्षता और आकाशगंगा गठन मॉडल की परीक्षण भविष्यवाणियों के बारे में जान सकते हैं।

माउंट पर ज़्विकी क्षणिक सुविधा का उपयोग करना। कैलिफ़ोर्निया में पालोमर, वैन वेलज़ेन और उनके सहयोगियों ने पिछले डेढ़ साल में 17 टीडीई की पहचान की है, जो 1996 में पहली टीडीई पहचान के बाद से दर्ज की गई संख्या से लगभग दोगुना है। अन्य सहयोग भी हाल ही में नए टीडीई तैयार कर रहे हैं। वैन वेलजेन ने कहा कि 17 घटनाओं पर उनके जल्द से जल्द प्रकाशित होने वाले डेटा में कई आश्चर्य शामिल हैं, जैसे आकाशगंगा में सितारों की उम्र और टीडीई के स्पेक्ट्रम के बीच एक संबंध। &ldquoयह आश्चर्यजनक है कि हम संभावित रूप से डेटा में [सहसंबंध] देख सकते हैं, & rdquo उन्होंने कहा, यह देखते हुए कि सितारों की विशेषता पूरी आकाशगंगा के स्पेक्ट्रम पर आधारित है, जबकि टीडीई एक एकल स्टार का प्रतिनिधित्व करता है।

टीडीई अवलोकनों का यह विस्फोट "बेहद रोमांचक है" डलास में टेक्सास विश्वविद्यालय के माइकल केस्डेन ने कहा, जिन्होंने बैठक में एक अलग सत्र में टीडीई के बारे में बात की थी। उन्होंने कहा कि वृद्धि आंशिक रूप से सुपरनोवा खोज के लिए समर्पित सर्वेक्षणों और दूरबीनों में वृद्धि का एक उपोत्पाद है जो पिछले 20 वर्षों में ऑनलाइन आए हैं, क्योंकि ब्रह्मांड विज्ञानियों ने ब्रह्मांड के विस्तार को मापने के लिए सुपरनोवा का उपयोग किया है। सुपरनोवा का पता लगाने के लिए आकाश के एक ही हिस्से के बार-बार अवलोकन की आवश्यकता होती है, यह देखने के लिए कि दिन-प्रतिदिन और एमडीशन दृष्टिकोण में क्या परिवर्तन होते हैं, जिसे टाइम-डोमेन एस्ट्रोनॉमी कहा जाता है और वास्तव में टीडीई खोजों की क्या आवश्यकता है। "समय-क्षेत्र के खगोल विज्ञान में प्रगति से अगले पांच वर्षों में हजारों टीडीई की खोज हो सकती है," केस्डेन ने कहा, जो निम्न और उच्च दोनों प्रकार के एसएमबीएच के बारे में प्रश्नों को हल करने के लिए पर्याप्त है।

यहां तक ​​​​कि बहुत कम पहचान के साथ, वैन वेलज़ेन और उनके सहयोगियों ने एक बड़ा परिणाम हासिल किया हो सकता है। एक ऐसे पेपर में जिसकी अभी तक सहकर्मी समीक्षा नहीं की गई है, शोधकर्ताओं ने रिपोर्ट किया है कि उनके हाल ही में खोजे गए टीडीई में से एक आकाश पर संयोग था जिसमें अंटार्कटिका में आइसक्यूब सुविधा द्वारा 1 0 1 5 -ईवी न्यूट्रिनो का पता लगाया गया था। टीम की गणना से पता चलता है कि संयोग से न्यूट्रिनो के प्रकट होने की संभावना 1% से कम है। यह घटना केवल कुछ मुट्ठी भर में से एक होगी जिसमें एक उच्च-ऊर्जा न्यूट्रिनो का पता लगाया गया है जो अन्य माध्यमों से देखे गए एक विशिष्ट स्रोत से जुड़ा हुआ है। चूंकि इस तरह के ब्रह्मांडीय न्यूट्रिनो के स्रोत ज्यादातर अज्ञात हैं, यह संकेत कि टीडीई न्यूट्रिनो का उत्सर्जन करते हैं, न्यूट्रिनो और टीडीई खगोल भौतिकी दोनों के लिए महत्वपूर्ण हो सकते हैं।


सुपरमैसिव ब्लैक होल

सुपरमैसिव ब्लैक होल (एसएमबीएच), जिनका द्रव्यमान १० ६ से नीचे से लेकर १० १० से अधिक सौर द्रव्यमान तक होता है, अब अधिकांश और शायद सभी बड़ी आकाशगंगाओं के केंद्रों में मौजूद होने के लिए जाने जाते हैं। ब्लैक होल (BH) का द्रव्यमान आकाशगंगा के उभार के तारकीय द्रव्यमान (MBH-Mbulge संबंध) और वेग फैलाव (MBH-&sigma संबंध) के साथ सहसंबद्ध है। पिछले 20 वर्षों में इन खोजों ने लोकप्रिय विचार को जन्म दिया है कि ब्लैक होल और आकाशगंगा सह-विकसित होते हैं और ब्लैक होल के विकास चरणों के दौरान सक्रिय गैलेक्टिक नाभिक (एजीएन) की प्रतिक्रिया मेजबान में गैस सामग्री और स्टार गठन को दृढ़ता से प्रभावित करती है। आकाशगंगा (हो २००४ कोरमेंडी और हो २०१३)। एसएमबीएच के गठन और विकास के इतिहास को समझना, आकाशगंगा के विकास पर उनके प्रभाव, और एसएमबीएच पर्यावरण में तारकीय गतिशीलता और गैस अभिवृद्धि की विदेशी घटना खगोल विज्ञान में एक प्रमुख विषय बन गया है।

उच्च कोणीय संकल्प इमेजिंग और अल्ट्रा-डीप स्पेक्ट्रोस्कोपी के लिए टीएमटी की क्षमताएं एसएमबीएच विज्ञान के कई क्षेत्रों को आगे बढ़ाने के लिए अभूतपूर्व अवसर प्रदान करेंगी। इनमें बड़े पैमाने पर परिमाण के चार से अधिक आदेशों की एक सीमा में फैले बीएच द्रव्यमान के सटीक माप शामिल होंगे, एसएमबीएच और उनके मेजबान आकाशगंगा वातावरण के बीच संबंधों की जांच, ब्लैक होल की ईंधन भरने और प्रतिक्रिया की भौतिक प्रक्रियाओं को समझना और उनके रेडशिफ्ट विकास, निर्धारण उच्च रेडशिफ्ट क्वासर के अवलोकन के माध्यम से एसएमबीएच का प्रारंभिक विकास इतिहास, और गेलेक्टिक सेंटर के चारों ओर तारकीय कक्षाओं के उच्च-सटीक माप के माध्यम से सामान्य सापेक्षता के मौलिक परीक्षण करना। इस खंड में, हम एसएमबीएच के मौलिक गुणों, अभिवृद्धि भौतिकी और ब्रह्माण्ड संबंधी विकास के इतिहास को समझने के लिए कुछ सबसे रोमांचक विज्ञान मामलों का वर्णन करते हैं।

गेलेक्टिक सेंटर ब्लैक होल

आकाशगंगा के मध्य १७''x17'' की सिम्युलेटेड निकट-आईआर छवि (टिंट=२०एस), टीएमटी के कोणीय संकल्प पर सुपरमैसिव ब्लैक होल, एसजीआर ए* पर केंद्रित है। छवि में शामिल है

K <25 mag तक 500,000 सितारे नीचे, जिसमें . भी शामिल है

२५०० ज्ञात तारे और एक सैद्धांतिक जनसंख्या प्रेक्षित जीसी रेडियल प्रोफाइल और गेलेक्टिक उभार के के-बैंड ल्यूमिनोसिटी फ़ंक्शन पर आधारित है। छवि में फोटॉन, बैकग्राउंड और रीड नॉइज़ शामिल हैं।

गेलेक्टिक सेंटर की निकटता इसे सुपरमैसिव ब्लैक होल (एसएमबीएच) के मूलभूत भौतिकी में मुद्दों और आकाशगंगा निर्माण और विकास में उनकी भूमिकाओं के समाधान के लिए एक अद्वितीय प्रयोगशाला बनाती है। वर्तमान एओ अध्ययनों ने गेलेक्टिक सेंटर (जीसी) के बारे में हमारी समझ को बदल दिया है। पिछले दशक में, उचित गति अध्ययनों ने एसजीआर ए* के 0.04 पीसी के भीतर कुछ अलग-अलग सितारों की कक्षाओं को निर्धारित किया है। ये गांगेय केंद्र में एक केंद्रीय ब्लैक होल के अस्तित्व और किसी भी गांगेय नाभिक में सबसे अच्छा द्रव्यमान माप के लिए सबसे मजबूत सबूत प्रदान करते हैं। हालांकि, इस क्षेत्र में तारे का घनत्व इतना अधिक है कि स्रोत भ्रम ने सबसे चमकीले सितारों तक सीमित अध्ययन किया है, और एस्ट्रोमेट्रिक और स्पेक्ट्रोस्कोपिक माप में पूर्वाग्रहों का परिचय देता है। रिज़ॉल्यूशन और कंट्रास्ट में टीएमटी का लाभ चार परिमाण वाले तारों की कक्षाओं का पता लगाने और मानचित्रण करने में सक्षम होगा। यह ब्लैक होल के करीब कई सितारों का पता लगाने की अनुमति देगा, जो आज हम देख सकते हैं (समाधान) कर सकते हैं। इस क्षेत्र में सामान्य सापेक्षता के परीक्षण के लिए इन लघु अवधि के तारों की कक्षाओं का मापन आवश्यक होगा।

एसएमबीएच की गतिशील पहचान और जनसांख्यिकी

द्रव्यमान ब्लैक होल की सबसे मौलिक लेकिन मापने में मुश्किल संपत्ति है। उन्हेंबिहार-मउभाड़ना और एमबिहार-और सिग्मा संबंध जो हम z और asymp 0 पर आकाशगंगाओं के लिए देखते हैं, शास्त्रीय उभार और अण्डाकार आकाशगंगाओं (आंतरिक बिखराव 0.29 डेक्स) के लिए काफी तंग हैं, लेकिन वे छद्म उभार के लिए नहीं हैं। redshifts z>1 के लिए संकेत हैं कि दोनों Mबिहार-मउभाड़ना और एमबिहार-और सिग्मा संबंध इस अर्थ में विकसित होते हैं कि आकाशगंगा के संबंध में ब्लैक होल अधिक विशाल हो जाता है, लेकिन ये निष्कर्ष अनिश्चित और विवादास्पद हैं, जो एम के अत्यधिक अप्रत्यक्ष अनुमानों पर निर्भर करता है।बिहार और मेजबान आकाशगंगा पैरामीटर (उदाहरण के लिए, बेनेर्ट एट अल। 2011 शुल्ज़ और amp Wisotzki 2014)।

ब्लैक होल के द्रव्यमान को मापने का सबसे विश्वसनीय तरीका उस क्षेत्र में गैस या सितारों की कक्षीय गतिशीलता से है जिसके भीतर ब्लैक होल गुरुत्वाकर्षण क्षमता पर हावी है। इस क्षेत्र को आमतौर पर छेद के प्रभाव क्षेत्र की त्रिज्या द्वारा परिभाषित किया जाता है: rप्रवाह = जी एमबिहार/&सिग्मा 2 = 13 पीसी (एम .)बिहार/10 8 एमरवि) 0.5। TMT&rsquos IRIS instrument will provide the next great leap in observational capabilities for measurement of the kinematics of galaxy nuclei on sub-arcsecond scales. TMT&rsquos AO capability will enable IRIS to achieve a spatial resolution close to the diffraction limit, 8 mas (&lambda/&mum), which surpasses the spatial resolution of the HST by almost one order of magnitude. TMT is capable of spatially resolving the sphere of influence of a mass MBH at an angular distance up to D = 335 Mpc (&mum/&lambda) (MBH/10 8 Mरवि) 0.5 , which corresponds to a distance of 1 Mpc for MBH= 10 3 Mरवि or 3 Mpc for MBH = 10 4 Mरवि. At a redshift of z = 0.1, this corresponds to MBH= 10 8 Mरवि, and at z = 0.4, MBH= 10 9 Mरवि. Black holes with MBH&sim 10 10 Mरवि can be detected at any redshift, provided that suitable dynamical tracers (stellar absorption lines or emission lines from ionized or molecular gas) are accessible in wavelength ranges that can be observed using IRIS.

SMBH masses can be probed using either stars or gas as dynamical tracers. The stellar-dynamical method is more general in that it can be applied to a much larger set of targets, but modeling the full distribution of stellar orbits in a galaxy is a formidable challenge. Complications include the presence of the dark matter halo, possible triaxial structure in the bulge, and stellar population gradients. These issues can be mitigated if the SMBH sphere of influence is very well resolved by the observations, and the exquisite angular resolution provided by TMT&rsquos AO system will enable major improvements in the quality and accuracy of SMBH mass measurements even for nearby galaxies in which SMBHs have already been detected using currently available capabilities. Velocity dispersion around a 10 7 Mरवि BH is

67 km/s requiring a spectral resolution of R

9000 to properly characterize it. Measurement and modeling of the kinematics of a thin gas disk in circular rotation is far simpler, but only a small fraction of galaxies contain a circumnuclear gas disk in regular rotation that also has emission lines (from ionized or molecular gas) sufficiently bright for kinematic mapping. TMT and IRIS will have the capability to carry out both stellar-dynamical and gas-dynamical measurements of SMBH masses, and TMT&rsquos enormous collecting area and exquisite angular resolution will be an extremely powerful combination.

Coevolution of Supermassive Black Holes and Galaxies

Measuring the host properties of AGNs is key to understanding the co-evolution of SMBHs and galaxies. However, it is also very challenging, particularly for AGNs at higher redshift. TMT's superb spatial resolution and sensitivity will bring us a major breakthrough in separating the host signatures from the bright unresolved nucleus. This can help us to better constrain the MBH-&sigma relation, particularly for AGNs at high redshift. Measuring the central velocity dispersion requires a strong spectral feature redshifted to an accessible wavelength. There are multiple absorption lines that can be used for this purpose. For example, the Ca II triplet at rest-wavelength of 0.85 &mum, centering it in the JHK bands corresponds to redshifts of 0.4, 0.9, and 1.6, respectively. Given the expected spatial resolution of IRIS in each of these bands, the minimum resolved radius of influence of SMBH corresponds to 60, 100, and 150 pc at these redshifts. For comparison, note that the radii of influence for M87 (MBH

3 x 10 9 Mरवि) and M31 (MBH

7 x 10 7 Mरवि) are approximately 100 and 12 pc, respectively. Thus, it will be possible to probe the upper end of the SMBH mass function with TMT at these redshifts.

TMT will also allow us to study in much more detail the mechanisms of feeding and feedback of AGNs. It will provide observations not only for nearby AGNs in unprecedented quality, but also to galaxies reaching redshifts out to z

2, where galaxies are most active, and AGN feedback is suspected of playing a major role in shaping galaxy evolution. In the mean time, TMT's high-spatial-resolution spectroscopy will reveal fainter AGNs at higher redshifts, allowing us to probe the evolution of AGN luminosity function over a far wider range of luminosities.

Binary and Merging SMBH in the nearby Universe

The stalling radius for merging black holes in the cores of nearby galaxies in the sample of Ravindranath et al. (2002). The stalling radii were computed using the measured black hole masses and the prescription given in Merrit (2006). TMT operating at the diffraction limit will be able to resolve binary black holes in a number of core ellipticals if black holes are stalled. TMT will not be able to probe stalling radii falling in the shaded region.

For the later stages of the merger, the finest spatial resolution is of paramount importance. In the hierarchical paradigm of galaxy formation and evolution, galaxy mergers bring their central massive black holes (BHs) together. Initially, the BHs are expected to have a separation of more than a kpc. The dynamical friction caused by stars then brings the two BHs closer on a time scale of 100 Myrs, making them a gravitationally bound binary system with a separation of about a parsec (Begelman et al. 1980).

The massive binary BHs will eventually spiral in and merge to form a single central SMBH of the new galaxy (Milosavljevic & Merritt 2003, Di Matteo et al. 2005). However, binary coalescence via emission of gravitational waves requires that binary must first shrink to much smaller radii (

0.001-0.01 pc) from the parsec scale separation where standard dynamical friction stops acting. Possible solutions to the so called "final parsec problem" include the interaction of the binary with the surrounding stars and gas e.g., slingshot ejection of approaching stars can shrink the binary orbit further. The resulting gravitational binding energy is released to the surrounding stars. N-body simulations show that this process can convert a steep power-law cusp into a shallow power-law cusp within the radius of gravitational influence of the BHs (Milosavljevic & Merritt 2001). Successive mergers will further decrease the density in the central regions and thus forming cores and resulting in mass deficit in bright elliptical galaxies (Ravindranath et al. 2002, Milosavljevic et al. 2002). The density in the central regions can become very low, thus stalling the binary orbit for a few Gyrs. Thus, a large fraction of core elliptical galaxies are likely to have stalled binary BHs. At present, only the total black hole mass has been measured for these ellipticals. The current generation telescopes do not have the requisite spatial resolution to determine if the cores of these ellipticals have stalled binary BHs or a single merged BH. TMT will be able to probe down to the expected stalling radii of binary BHs and reveal dual nuclei within the cores if the nuclei are active. Also stellar orbits in the innermost regions around binary BHs are expected to be different than the orbits around single BHs. Thus, study of stellar motions in the nearest core ellipticals should also provide evidence for binary BHs even in the case of non-active nuclei.

Since the presence of an active galactic nucleus is unambiguous evidence for a central massive BH, observations of double active nuclei will provide the direct evidence for the presence of binary BHs. Superior angular resolution available with Chandra and Hubble Space Telescope (HST) have enabled direct observation of a pair of active nuclei separated at

1.4 kpc in the ultra-luminous infrared galaxy NGC 6240 (Komossa et al. 2003, Max et al. 2007). TMT with improved spatial resolution and sensitivity is expected to detect pairs of active nuclei in many active galaxies.

In dual AGN systems both central engines may be buried inside the obscuring dusty structure and/or host galaxy. In such cases, NIR (1-2.5 &mum) polarimetry with the TMT offers a powerful way to identify obscured dual AGN systems through the conical centrosymmetric polarization pattern centered on each AGN. For example, the polarization pattern detected in the 10&rdquo (600 pc) central regions of NGC 1068 (Cappetti et al. 1995, Simpson et al. 2002) is the signature of a central point source whose radiation is polarized by dust and/or electron scattering within the ionization cones, which if rotated by 90 degrees point directly to the illuminating source. In the case where the ionization cones can be resolved, the polarization pattern will indicate two slightly separated centers that can be identified as dual nucleus AGN.

Time Variability, Probing the Structure and Processes in the Central Engine

TMT will see first light in an exciting era for time domain astronomy. Particularly exciting for the study of supermassive black holes is the identification and study of Tidal Disruption Events (TDEs), which occur when a star on an orbit around SMBH makes a close approach and is ripped apart by tidal forces. Once the stellar debris rains down on the black hole, soft X-ray and UV radiation characterized by a 10 5 K blackbody emerges from the inner accretion region. Reprocessing of this radiation in the debris results in a fraction of the emission emerging in the optical. Large numbers of TDEs can be detected by the current big transient surveys like the Palomar Transit Factory (PTF, Arcavi et al., 2014), and many more will be found in the next generation of large-area surveys such as with the LSST. Observations of TDEs are important because they in principle provide a means of measuring the masses and spins of black holes in optically &lsquonormal&rsquo galaxies.

The TMT will allow the detection and study of TDEs up to much higher redshifts than previously possible. Because of the &ldquonegative&rdquo K-correction (TDEs emitting primarily in the restframe UV with a characteristic 10 5 K black body) TDEs will be visible by TMT to redshifts of 6 or larger, enabling constraints on SMBH properties and evolution over a vast range of cosmic time.

The study of a large number of TDEs will help to anchor the observational signatures to precisely-measured black hole masses. While analytic models and numerical simulations exist, there are still large uncertainties in the conversion from a measured light curve to a black hole mass estimate &ndash the ultimate goal of TDE studies. Finding TDEs in a nearby galaxy with an independent measurement of the black hole mass, either from the M-&sigma relation or better yet maser disk kinematics will provide a better calibration of the models. With current observational capabilities the probability of finding such nearby events is low, and measuring their lightcurves is challenging. But, with LSST and the greater follow-up sensitivity and angular resolution of the TMT, it should be possible to build up a sample of &ldquolow-z&rdquo TDEs.

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संयोजक
Matt Malkan (UCLA)
Yue Shen (University of Illinois, Urbana-Champagne)


Astronomers may have witnessed a star torn apart by a black hole

On March 28, 2011, NASA’s Swift satellite caught a flash of high-energy X-rays pouring in from deep space. Swift is designed to do this, and since its launch in 2004 has seen hundreds of such things, usually caused by stars exploding at the ends of their lives.

But this time was hardly “usual”. It didn’t see a star exploding as a supernova, it saw a star literally getting torn apart as it fell too close to a black hole!

The event was labeled GRB 110328A –a gamma-ray burst seen in 2011, third month (March) on the 28th day (in other words, last week). Normal gamma-ray bursts are when supermassive stars collapse (or ultra-dense neutron stars merge) to form a black hole. This releases a titanic amount of energy, which can be seen clear across the Universe.

And those last two characteristics are certainly true of GRB 110328A it’s nearly four billion light years away * , and the ferocity of its final moments is not to be underestimated: it peaked at a solid one trillion times the Sun’s brightness!

Yegads. I’m rather glad this happened so far away. That’s not the kind of thing I’d like to see up close.

Although initially cataloged as a GRB, followup observations indicated this was no usual event. The way the light grew and faded seemed to fit better with a star getting torn apart. And what can do that to an entire star? A black hole. So instead of the star in question forming a black hole, it apparently literally fell victim to one!

The observations indicate the black hole in question may have as much as half a million times the mass of the Sun, meaning it’s very probably a supermassive black hole in the very center of a distant galaxy. Hubble Space Telescope observations (not yet released to the public) also place the event very near the center of a galaxy, which is consistent with this scenario.

So what happened? We think that at the center of every large galaxy (including our own Milky Way) lies a supermassive black hole, some with millions or even billions of times the Sun’s mass. Some of these, like our own, are sitting there quietly. Without matter falling into them, black holes are pretty calm. But if a gas cloud, say, wanders too close, it forms a disk around the hole called an accretion disk. This disk heats up and can emit tremendous amounts of light (as in this illustration here). Some galaxies are continuously feeding of material like this, and we call them active galaxies.

In the case of GRB 110328A, something else happened. The galaxy is known to be quiet NASA’s Fermi satellite can see gamma rays over much of the sky, and has reported no emission from this galaxy for the past couple of years. So whatever happened here was a singular event.

What fits all the data is that of a star orbiting the center of the black hole. Perhaps it was on a safe orbit but got flung closer to the black hole after a close encounter with another star or gas cloud, or perhaps it started out close and over millions of years its orbit has brought it closer and closer to that monster at the galaxy’s heart.

Swift X-ray image of GRB 110328A – a 41 hour exposure!
Click to embiggen.
Whatever happened, the star’s life ended suddenly and catastrophically. Black holes have incredibly strong gravity, of course, but that gravity gets weaker with distance. Stars are big, a million or more kilometers across, and that means one side of the star was substantially closer to the black hole than the other, so the near side felt a stronger pull of gravity than the far side of the star. This has the effect of stretching the star in a process called tides. A star is held together by its own gravity. As the star in question here inched closer to the black hole, the force stretching the star got stronger, and at some point overcame its internal gravity. The star got literally torn apart by the black hole!

The material swirled around the black hole, forming a small and temporary accretion disk. Observations indicate that for a short time, two beams of matter and energy called jets erupted from the doomed star the black hole, and it was the flash of tremendous energy from this that triggered Swift, and a flurry of observations from other telescopes cascaded from that.

It’s not certain that this is actually what happened so far away in the core of that far-flung galaxy, but it does fit what’s seen so far (and at least one other star has been seen to have been eaten by a black hole before). It also predicts that radio emission from the event will be highly variable, and that the visible brightness should brighten again over the next few weeks. Astronomers are eagerly observing this distant event to see if their ideas will still hold true as time goes on, or if more surprises are in store.

And I need to add something to this story. I used to work on Fermi and Swift, writing educational stories and activities based on their observations, but that was many years ago. I don’t keep up with their daily doings so much.

I actually found out about GRB 110328A when I got an email the other day from my friend Adria Updike, who observes GRBs. She told me an amazing thing: a colleague of hers, PhD candidate Alexander Kann, started a thread on the Bad Astronomy/Universe Today Bulletin Board about the GRB. BAUT, as we call the board, was started by my friend Fraser Cain of Universe Today and myself, hence the name of the board.

Another astronomer friend of mine, Bill Keel, is also a BAUT member. He read the thread, and used the SARA 1-meter telescope at Kitt Peak, Arizona, to observe the burst:

On the left is his observation on April 1, and on the right on April 4. The position of GRB 110328A is circled. As you can see, it was pretty faint. It has apparently faded somewhat over the three day interval – which is expected the initial event (a star getting torn apart! I can’t get over that!) released a huge flash of energy which faded over time. It’s hard to see in the two images because the burst looks about the same brightness, but the second observation had a longer exposure time (you can see fainter stars in it), so the source did fade.


Can a black hole be torn apart by SMBHs? - खगोल विज्ञान

Stars approaching supermassive black holes (SMBHs) in the centres of galaxies can be torn apart by strong tidal forces. We study the physics of tidal disruption by a circular, binary SMBH as a function of the binary mass ratio q = M 2 /M 1 and separation a, exploring a large set of points in the parameter range q ∈ [0.01, 1] and a/r t1 ∈ [10, 1000]. We simulate encounters in which field stars approach the binary from the loss cone on parabolic, low angular momentum orbits. We present the rate of disruption and the orbital properties of the disrupted stars, and examine the fallback dynamics of the post-disruption debris in the `frozen-in' approximation. We conclude by calculating the time-dependent disruption rate over the lifetime of the binary. Throughout, we use a primary mass M 1 = 10 6 M ☉ as our central example. We find that the tidal disruption rate is a factor of ∼2-7 times larger than the rate for an isolated BH, and is independent of q for q ≳ 0.2. In the `frozen-in' model, disruptions from close, nearly equal mass binaries can produce intense tidal fallbacks: for binaries with q ≳ 0.2 and a/r t1 ∼ 100, roughly <∼ >18-40 per cent of disruptions will have short rise times (t rise ∼ 1-10 d) and highly super-Eddington peak return rates (dot_peak / dot_Edd ∼ 2 × 10^2-3 × 10^3).


A trustworthy guide to black hole astronomy

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Black holes are some of the most bizarre objects predicted by theoretical physics that actually exist in the cosmos. While many of the more exotic ideas about black holes coming from string theory and other quantum gravity models are far from testable, the existence of astrophysical black holes is uncontroversial. Even if you insist on separating out the observed black holes from the सैद्धांतिक black hole properties (including everything that lies inside the event horizon, the boundary beyond which nothing can escape), we still have reason to believe they are the same thing. Black holes are real.

In Caleb Scharf's forthcoming book, Gravity's Engines, the focus is on the observed and observable properties of astrophysical black holes. The subtitle—How Bubble-Blowing Black Holes Rule Galaxies, Stars, and Life in the Cosmos—may be a trifle grandiose, but the book itself is an excellent overview of the state of black hole research. In fact, to explain why black holes are so important, Scharf provides a tour of much of modern astronomy and cosmology along with some requisite history, an impressive feat for such a relatively short book.

After a conceptual introduction to black hole theory, Scharf begins with the fascinating (albeit incorrect) "dark star" model by 18th century mathematicians John Mitchell and Pierre-Simon Laplace. Modern black holes, based on general relativity, are introduced via Karl Schwarzschild's original calculation (performed in the trenches of the Russian front in World War I) and the famous paper by J. Robert Oppenheimer and Hartland Snyder. (Scharf doesn't mention Snyder, though admittedly he says Oppenheimer was "one of those who developed the physics" leading to our modern understanding of gravitational collapse.) Along the way, Scharf describes stellar evolution, white dwarfs, and neutron stars, to show that stellar-mass black holes—as opposed to supermassive black holes (SMBHs) found in the centers of galaxies—arise as the logical continuation of those other stellar remnants.

However, Scharf's main goal is to explore how the biggest black holes evolved with their galaxies, and how this shaped the larger environment. To accomplish that goal, he delves into cosmology: the contents and history of the Universe. Since galaxies and galaxy clusters arise from dark matter structures, and SMBHs help shape both of those things, the understanding of structure formation is a part of the tale. Scharf weaves the disparate strands of this tale together very well, so even though many pages may go by without a single mention of black holes, by the time the main thread appears again, it's clear why the other strands were introduced.

Scharf is very fond of metaphors like the "weaving" one in the paragraph prior. Sometimes those metaphors are very effective: his "cosmic bag" analogy for describing the contents of the Universe in the proper proportions is wonderful. (I'm reminded of Edward Harrison's "cosmic box" metaphor, which I have used on many occasions.) Similarly, Scharf's "map of forever", which includes both space and time to show how intricately linked every aspect of cosmology is, provides a wonderful metaphor.

On other occasions, Scharf lets his metaphors run away with him: when describing how black holes feed back into their environment, he uses a runaway car, a soufflé, and a bowl in the same paragraph as analogies for the same process. While it's probably true that no single metaphor is sufficient for complex physical systems, mixing several together can be distracting. However, this is a minor quibble: for the most part, Scharf uses his analogies effectively, and (in my opinion at least) metaphor is a necessary means to the end of explaining high-level science to a general audience.

After describing how black holes shine brightly and pump particles back out into space, Scharf turns his attention to the work to which he contributed. While his current job as Columbia University's Astrobiology Center mostly deals with exoplanets, his earlier work involved studying SMBHs in early galaxy clusters. Particularly, he brings this forward to argue that certain types of SMBHs in galaxies may make them habitable for life, an interesting and somewhat controversial theory. It's definitely true that central black holes and their host galaxies evolve together in a fascinating and complicated way, so Scharf's idea may turn out to be correct. As always in science, it's about the evidence for the argument, not the elegance behind it, but it's an intriguing idea that will make readers think.

The book assumes no strong prior knowledge of black holes or astrophysics, but by the time it ends, I think readers should have a good idea of the state of the art. While Scharf's approach is not the same as that of Stephen Hawking or Brian Greene, his explanations are complementary to theirs. Anyone left wondering whether black holes are just too exotic to be real from the more quantum approach will find good answers in Gravity's Engines.


Astronomy without a telescope - black hole evolution

The idea that every galaxy of significant size has a supermassive black hole at its centre keeps gaining momentum. So. coincidence? Or are these SMBHs somehow fundamental to the process of galaxy formation? Credit: NASA.

While only observable by inference, the existence of supermassive black holes (SMBHs) at the centre of most – if not all – galaxies remains a compelling theory supported by a range of indirect observational methods. Within these data sources, there exists a strong correlation between the mass of the galactic bulge of a galaxy and the mass of its central SMBH – meaning that smaller galaxies have smaller SMBHs and bigger galaxies have bigger SMBHs.

Linked to this finding is the notion that SMBHs may play an intrinsic role in galaxy formation and evolution – and might have even been the first step in the formation of the earliest galaxies in the universe, including the proto-Milky Way.

Now, there are a number of significant assumptions built into this line of thinking, since the mass of a galactic bulge is generally inferred from the velocity dispersion of its stars – while the presence of supermassive black holes in the centre of such bulges is inferred from the very fast radial motion of inner stars – at least in closer galaxies where we can observe individual stars.

For galaxies too far away to observe individual stars – the velocity dispersion and the presence of a central supermassive black hole are both inferred – drawing on the what we have learnt from closer galaxies, as well as from direct observations of broad emission lines – which are interpreted as the product of very rapid orbital movement of gas around an SMBH (where the ‘broadening’ of these lines is a result of the Doppler effect).

But despite the assumptions built on assumptions nature of this work, ongoing observations continue to support and hence strengthen the theoretical model. So, with all that said – it seems likely that, rather than depleting its galactic bulge to grow, both an SMBH and the galactic bulge of its host galaxy grow in tandem.

It is speculated that the earliest galaxies, which formed in a smaller, denser universe, may have started with the rapid aggregation of gas and dust, which evolved into massive stars, which evolved into black holes – which then continued to grow rapidly in size due to the amount of surrounding gas and dust they were able to accrete.

Distant quasars may be examples of such objects which have grown to a galactic scale. However, this growth becomes self-limiting as radiation pressure from an SMBH’s accretion disk and its polar jets becomes intense enough to push large amounts of gas and dust out beyond the growing SMBH’s sphere of influence. That dispersed material contains vestiges of angular momentum to keep it in an orbiting halo around the SMBH and it is in these outer regions that star formation is able to take place. Thus a dynamic balance is reached where the more material an SMBH eats, the more excess material it blows out – contributing to the growth of the galaxy that is forming around it.

The almost linear correlation between the SMBH mass (M) and velocity dispersion (sigma) of the galactic bulge (the 'M-sigma relation') suggests that there is some kind of co-evolution going on between an SMBH and its host galaxy. The only way an SMBH can get bigger is if its host galaxy gets bigger - and vice versa. The left chart shows data points derived from different objects in a galaxy - the right chart shows data points derived from different types of galaxies. Credit: Tremaine et al. (2002).

To further investigate the evolution of the relationship between SMBHs and their host galaxies – Nesvadba et al looked at a collection of very red-shifted (and hence very distant) radio galaxies (or HzRGs). They speculate that their selected group of galaxies have reached a critical point – where the feeding frenzy of the SMBH is blowing out about as much material as it is taking in – a point which probably represents the limit of the active growth of the SMBH and its host galaxy.

From that point, such galaxies might grow further by cannibalistic merging – but again this may lead to a co-evolution of the galaxy and the SMBH – as much of the contents of the galaxy being eaten gets used up in star formation within the feasting galaxy’s disk and bulge, before whatever is left gets through to feed the central SMBH.