Ka një supermasive vrimë e zezë në qendër të galaktikës sonë. Ka edhe shumë gjëra të tjera edhe atje. Yjet e rinj, gazi, pluhuri dhe masa yjore vrima të zeza. Ashtë një vend që ndodh.
Ajo është e rrethuar gjithashtu nga një vello e gazit dhe pluhurit ndër yjor, që do të thotë se ne nuk mund ta vëzhgojmë rajonin në dritë të dukshme. Ne mund të vëzhgojmë yjet në rajon përmes infra të kuqe dhe radio, dhe disa nga gazet atje lëshojnë dritë radio, por vrimat e zeza yjore-masive mbeten kryesisht një mister.
Një sfidë e madhe është se ne nuk kemi një masë të mirë se sa vrima të zeza ka atje. Modelet tradicionale të formimit të yjeve sugjerojnë se mund të ketë sa më pak se 300 në rajonin më të afërt të Shigjetarit të Vrimës së Zezë Supermasive A*.
Modele të tjera sugjerojnë që formimi i SGR A* në vetvete mund të ketë shkaktuar formimin e qindra vrimave të zeza yjore. Por një studim i ri në Astronomia dhe Astrofizika Sugjeron që numri i vrimave të zeza të masës yjore është shumë më i lartë.
Ideja që qëndron pas këtij modeli të ri është që, në krahasim me pjesën tjetër të galaktikës, rajoni qendror afër SGR A* është i dendur me gaz dhe pluhur. Kjo do të thotë që yjet e mëdhenj të tipit O dhe B mund të formohen lehtësisht.
Këto yje kanë jetë shumë të shkurtër, dhe kështu do të vdisnin si supernova. Bërthamat e tyre do të rrëzoheshin në vrimat e zeza, dhe pjesa tjetër e materialit të tyre do të hiqej dhe do të ishte në dispozicion për të bërë yje të rinj. Me kalimin e kohës, vrimat e zeza në rajon do të grumbulloheshin ndërsa ciklet e reja të yjeve kishin lindur dhe vdiqën.
Përfundimisht, rajoni do të bëhej i populluar me mjaft vrima të zeza që përplasjet midis yjeve dhe vrimave të zeza do të ishin të zakonshme. Vrimat e zeza do të shqyejnë yje larg mbi baza graduale, duke ndezur rajonin për të përshpejtuar formimin e yjeve dhe vrimave të zeza. Autorët e quajnë këtë model mulli ylli.
Nëse ky model është i saktë, atëherë qendra e galaktikës sonë mund të ketë miliona ose miliarda vrima të zeza yjore me masë yjore për parsec kub. Anydo yll që hynte në atë rajon do ta bënte këtë në rrezikun e tij. Shtë një ide interesante, por si mund ta provojmë? Për këtë, autorët shikojnë një koncept statistikor të njohur si koha e përplasjes.
Për një densitet të caktuar të vrimave të zeza në rajon, ka një kohë mesatare para se të përplaset një yll dhe vrimë e zezë. Kjo kohë e përplasjes varet nga numri i vrimave të zeza në rajon dhe madhësia e yllit. Natyrisht, sa më e lartë të numërohet vrima e zezë, aq më e shkurtër është koha e përplasjes, por edhe sa më i madh të jetë ylli, aq më shumë të ngjarë është të kesh një përplasje.
Ekipi llogarit kohën e përplasjes për shpërndarje të ndryshme, pastaj krahasoi rezultatet e tyre me ato që ne vëzhgojmë. Meqenëse yjet më të mëdhenj në qendër të galaktikës janë më të lehtat për tu zbuluar, ne kemi një ide të mirë se sa ka. Bazuar në vëzhgimet, ka më pak nga yjet më të mëdhenj të tipit O në rajon në krahasim me pjesët e tjera të Rrugës së Qumështit.
Kjo sugjeron që yjet e tipit O përjetojnë bluarje të vrimave të zeza. Ka shumë nga yjet më të vegjël të tipit B në rajon, gjë që sugjeron që ata nuk hasin shpesh vrima të zeza. Bazuar në statistikat e tyre, autorët argumentojnë se ka rreth 100 milion vrima të zeza për parsec kub në rajonin rreth SGR A*.
Autorët gjithashtu vërejnë se ky model do të shpjegonte praninë e yjeve të hipervelocitetit në halo tonë të Galaxy. Ne dimë për rreth një duzinë yje me shpejtësi kaq të shkëlqyera sa do t'i shpëtojnë galaktikës sonë.
Një mënyrë që një yll të fitojë një shpejtësi të tillë është të keni një takim të ngushtë me një vrimë të zezë. Numri i yjeve të hipervelocitetit që vëzhgojmë mund të ishte shkaktuar nga takime të ngushta në qendër të Rrugës së Qumështit.
Ky artikull u botua fillimisht nga Universi sot. Lexoni artikull origjinal.
