Hello 안녕하세요. github를 통해서 새롭게 블로그를 시작했습니다. 열심히 하겠습니다!

1.4. Core collapse and GC Core collapse 현상으로 인해 별들은 성단 중심에 더 가까워지고, 블랙홀에 의해 산란되면서 중심부는 더 뜨거워질 수 있다. 만약 구상성단 중심에 블랙홀이 존재한다면, 중심 근처의 별들은 블랙홀과 상호작용하며 산란 및 가열을 겪는다. 따라서 무거운 별이 중심에 과도하게 쌓이는 현상은 어느...

1.3. Nuclear star clusters and GC 중심성단(Nuclear star clusters)은 구상성단과 비교할 때 몇 가지 중요한 차이를 보인다. 1.3.1. 주요 차이점 중심성단은 별 밀도가 더 높아 상호작용률이 더 높다. 중심성단은 이완 시간(relaxation time)이 더 길다. 중심성단은 퍼텐셜 우...

3.1. X-ray Spectrum 코로나(corona)의 X선 방출은 보통 광자 지수(photon index, $\Gamma$)와 컷오프 에너지(cut-off energy, $E_C$)를 갖는 power-law 형태로 단순화해 기술할 수 있다. [F(E) \propto E^{-\Gamma} e^{-E/E_C} \tag{1}] $\G...

3.1. 왜 IMBH(중간질량 블랙홀)에는 가스가 없는가? 주계열성, 신성, 그리고 M형 왜성에서 발생하는 항성풍은 성단 내 가스를 제거하는 데 기여할 수 있다. 펄서의 고에너지 방출로 성단 내부에 주입되는 운동 에너지만으로도, 중심핵 주변의 이온화 플라즈마를 제거하기에 충분할 수 있다. 펄서가 구대칭에 가깝게 분포할 경우, 중심부 전역...

1.2. Metallicity and GC 구상성단은 금속함량(metallicity)에 따라 분포와 형성 이력이 다르게 나타난다. 1.2.1. 금속함량이 높은 구상성단의 특징 분포: 주로 bulge와 disk에 분포한다. 형성 원인(가설): 우리은하 형성 초기에 은하 중심부에서 빠르게 형성되었을 가능성이 있다. ...

1.1. Milky Way GC 우리은하의 구상성단은 수십억 년 동안 진화하면서 동역학적 진화, 항성 진화, 조석 교란(tidal disruption) 등의 과정으로 질량을 상당히 잃어왔다. 기존 연구에 따르면, 현재 우리은하 GC의 질량은 형성 당시 초기 질량의 약 10% 수준일 가능성이 제시된다. 구상성단이 우리은하 외곽 헤일로에 많...

3. IMBHs Growth 구상성단 중심의 IMBH가 가스를 부착하는 경로는 대체로 두 가지로 정리할 수 있다. 3.1. 희박한 가스 부착 성단 내 희박한 가스(항성풍/플라즈마)를 포집하는 경우, 본디(Bondi) 부착률 자체가 작아 방출 신호가 약하다. 각운동량이 매우 작더라도 완전히 0은 아니므로, 작은 원반 또는 원반 유사 ...

구상성단(Globular clusters, GCs) 은 총 질량이 대략 $10^5 \sim 10^6\,M_\odot$에 이르는 별들이 중력적으로 묶여 있는 조밀한 항성 집단이다. 1. GC Characteristic 구상성단은 일반적으로 나이가 많은 별들로 구성된다. 구상성단은 우리은하와 다른 은하의 헤일로(halo) 에 주로 분포한다....

2.3. Summary and Discussion 표 1. IMBH 형성 및 로컬 관측 예측 요약(출처: Intermediate-Mass Black Holes, Greene et al. 2020) gravitational runaway 가 작동한다면, Holley-Bockelmann et al. (2008)은 구상성...