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Ich bin neugierig auf den Unterschied zwischen einem Universum mit niedriger Rotverschiebung und einem Universum mit hoher Rotverschiebung. Gibt es eine definierte Grenze der Rotverschiebung, jenseits derer wir die Dinge hochrotverschoben nennen?
Es gibt definitiv keine Definition, was eine niedrige und was eine hohe Rotverschiebung ist - sie wird immer in Bezug auf etwas gesehen. Ein Astronom, der beispielsweise im interstellaren Medium der Milchstraße ($zsim0$) arbeitet, könnte die ISM einer $zsim2$-Galaxie als hohe Rotverschiebung bezeichnen, während ein anderer Astronom an der Reionisierung des Universums arbeitet (was um $zsim10$ stattfand) würde $zsim2$ als niedrige Rotverschiebung betrachten. Ein Kosmologe, der in der CMB oder Inflation arbeitet, würde jedoch wahrscheinlich $zsim10$ niedrige Rotverschiebung nennen. Es hängt alles vom Kontext ab.
Trotzdem denke ich das die meisten Leute würden $zlesssim0.1$ als niedrige Rotverschiebung betrachten.
Was ist eine hohe Rotverschiebung? - Astronomie
Wenn ein Körper von der Erde mit einer hohen konstanten Geschwindigkeit von der Erde weg gestartet würde, inwiefern würde sich der Doppler-Effekt zwischen der Erde und diesem sich entfernenden Körper von jedem Doppler-Effekt zwischen der Erde und einem sich gleichzeitig von der Erde entfernenden entfernten Körper unterscheiden? Geschwindigkeit nur aufgrund der Raumausdehnung? Für diesen Laien scheint es, dass der Doppler-Effekt im Fall des von der Erde gestarteten Körpers daraus resultiert, dass die Wellen mit der schnellen und ständigen Zunahme der Raumeinheiten zwischen den beiden Körpern fertig werden müssen (nicht durch die Ausdehnung dieser Einheiten). Raum, der sie trennt), während im Fall des entfernten Körpers jeder Doppler-Effekt durch die Ausdehnung der Raumeinheiten, durch die sich diese Wellen bewegen, beeinflusst würde (nicht durch die Hinzufügung von Raumeinheiten zwischen ihnen).
In beiden Fällen wird das von einem Körper emittierte und vom anderen empfangene Licht "rotverschoben" - d.h. seine Wellenlänge wird gestreckt, so dass die Farbe des Lichts eher am roten Ende des Spektrums liegt. Aber es gibt einen feinen Unterschied, auf den Sie irgendwie anspielen.
Tatsächlich wird die Rotverschiebung nur im ersten Fall (ein naher Körper, der sich von der Erde entfernt) durch den Dopplereffekt verursacht. Sie haben den Doppler-Effekt erlebt, wenn Sie jemals einen Zug an Ihnen vorbeifahren ließen und die Pfeife auf eine niedrigere Tonlage (entsprechend einer längeren Wellenlänge für die Schallwelle) hören, während der Zug wegfährt. Der Doppler-Effekt kann auch für Lichtwellen auftreten (obwohl er ohne Kenntnis der speziellen Relativitätstheorie nicht richtig verstanden werden kann). Es stellt sich heraus, dass genau wie bei Schallwellen die Wellenlänge des Lichts, das von einem sich von Ihnen wegbewegenden Objekt emittiert wird, bei Messung länger ist als bei Messung im Ruherahmen des emittierenden Objekts.
Im Falle von entfernt Objekten, bei denen die Expansion des Universums ein wichtiger Faktor wird, wird die Rotverschiebung als "kosmologische Rotverschiebung" bezeichnet und ist auf einen ganz anderen Effekt zurückzuführen. Nach der Allgemeinen Relativitätstheorie besteht die Expansion des Universums nicht darin, dass sich Objekte tatsächlich voneinander entfernen, sondern der Raum zwischen diesen Objekten dehnt sich. Jedes Licht, das sich durch diesen Raum bewegt, wird ebenfalls gestreckt und seine Wellenlänge nimmt zu – d.
(Dies ist ein Sonderfall eines allgemeineren Phänomens, das als "Gravitationsrotverschiebung" bekannt ist und beschreibt, wie die Wirkung der Schwerkraft auf die Raumzeit die Wellenlänge des Lichts ändert, das sich durch diese Raumzeit bewegt. Das klassische Beispiel der Gravitationsrotverschiebung wurde auf der Erde beobachtet, wenn Sie Richten Sie ein Licht auf einen Turm und messen Sie seine Wellenlänge beim Empfang im Vergleich zu seiner Wellenlänge beim Aussenden. Sie stellen fest, dass die Wellenlänge zugenommen hat, und dies liegt daran, dass das Gravitationsfeld der Erde stärker ist, je näher Sie kommen an die Oberfläche gelangen, wodurch Zeit langsamer passieren - oder, wenn man so will, "gestreckt" werden - nahe der Oberfläche und damit die Frequenz und damit die Wellenlänge des Lichts beeinflussen.)
Praktisch gesehen besteht der Unterschied zwischen beiden (Doppler-Rotverschiebung und kosmologische Rotverschiebung) darin: Bei einer Doppler-Verschiebung zählt nur die Relativgeschwindigkeit des emittierenden Objekts bei der Lichtaussendung im Vergleich zu der des empfangenden Objekt, wenn das Licht empfangen wird. Nachdem das Licht emittiert wurde, spielt es keine Rolle, was mit dem emittierenden Objekt passiert - es beeinflusst nicht die Wellenlänge des empfangenen Lichts. Im Fall der kosmologischen Rotverschiebung dehnt sich das emittierende Objekt jedoch zusammen mit dem Rest des Universums aus, und wenn sich die Expansionsrate zwischen dem Zeitpunkt der Lichtaussendung und dem Zeitpunkt des Empfangs ändert, beeinflusst dies die empfangene Wellenlänge . Im Grunde ist die kosmologische Rotverschiebung ein Maß für die gesamte „Streckung“, die das Universum zwischen dem Zeitpunkt der Lichtemission und dem Zeitpunkt des Empfangens durchgemacht hat.
Diese Seite wurde zuletzt am 27.06.2015 aktualisiert.
Über den Autor
Dave Rothstein
Dave ist ein ehemaliger Doktorand und Postdoktorand bei Cornell, der Infrarot- und Röntgenbeobachtungen und theoretische Computermodelle verwendet hat, um die Akkretion Schwarzer Löcher in unserer Galaxie zu untersuchen. Er hat auch den größten Teil der Entwicklung für die frühere Version der Site übernommen.
Was ist eine hohe Rotverschiebung? - Astronomie
23. – 26. Juni 2020, George Washington University, Washington DC
Diese Konferenz wurde aufgrund der COVID-19-Situation verschoben! Die Organisatoren erwägen neue Termine für die Konferenz im Jahr 2021.
Das Universum mit hoher Rotverschiebung (z > 6) umfasst die Zeit, in der Wasserstoff reionisiert wurde, als die erste Generation von Sternen geboren wurde, lebte und starb und als die ersten Schwarzen Löcher gebildet wurden und zu Aktiven Galaktischen Kernen (AGN) heranwuchsen. . Es wird erwartet, dass diese frühe Periode reich an zeitvariablen Objekten ist, darunter Supernovae, Gamma-Ray Bursts, Quasare und Black Hole Mergers. Diese Konferenz über Astronomie im Zeitbereich im Universum mit hoher Rotverschiebung werden die erforderlichen Beobachtungsfähigkeiten untersuchen, um Transienten mit hoher Rotverschiebung zu untersuchen und wie ihre Multi-Messenger-Studien als Sonden für die Entstehung des modernen Universums verwendet werden können.
Dies wird ein viertägiges Treffen (23.-26. Juni 2020) auf dem Foggy Bottom Campus der George Washington University in Washington, D.C. Die ersten drei Tage (23.-25. Juni) werden eine Mischung aus eingeladenen und beigesteuerten Vorträgen mit einer Podiumsdiskussion und Postern sein. Am vierten Tag (26. Juni) stellen wir den Teilnehmern Räume für selbstorganisierte Diskussionen, Workshops und Meetings zur Verfügung, die sich auf spezifische Konferenzthemen, zukünftige Einrichtungen und andere verwandte Diskussionen konzentrieren.
Eine vorläufige Liste der eingeladenen Redner wurde veröffentlicht. Anmeldung und Abstracteinreichung sind ab sofort möglich. Eingeschränkte Unterstützung für Doktoranden und Kinderbetreuung wird angeboten und kann auch über die Registrierungsseite angefordert werden.
Was ist eine hohe Rotverschiebung? - Astronomie
Ferninfrarot- und Submillimeter-Wellenlängendurchmusterungen haben nun die wichtige Rolle von staubigen, sternbildenden Galaxien (DSFGs) bei der Ansammlung stellarer Masse und der Entwicklung massereicher Galaxien im Universum nachgewiesen. Die hellsten dieser Galaxien haben Infrarotleuchtkräfte von über 10 13 L ⊙ mit implizierten Sternentstehungsraten von Tausenden von Sonnenmassen pro Jahr. Sie stellen die intensivsten Starbursts im Universum dar, doch viele sind optisch vollständig verdeckt. Ihre leichte Detektion bei Submm-Wellenlängen ist auf Staub zurückzuführen, der durch ultraviolette Strahlung neu entstehender Sterne erhitzt wird. Zusammengefasst erzeugen alle staubigen, sternbildenden Galaxien im Universum ein Infrarotstrahlungsfeld, das eine gleiche Energiedichte wie die direkte Sternenlichtemission aller Galaxien hat, die bei ultravioletten und optischen Wellenlängen sichtbar sind. Der Großteil dieses infraroten extragalaktischen Hintergrundlichts geht von Galaxien aus, die so unterschiedlich sind wie gasreiche Scheiben bis hin zu Verschmelzungen von intensiven Starbursting-Galaxien. Große Fortschritte bei der Ferninfrarot-Instrumentierung in den letzten Jahren, sowohl im Weltraum als auch am Boden, haben zur Entdeckung von fast einer Million DSFGs geführt, doch unser Verständnis der zugrunde liegenden Astrophysik, die den Beginn und das Ende der staubigen Starburst-Phase bestimmt, ist noch im Anfangsstadium. Dieser Aufsatz zielt darauf ab, den aktuellen Stand der DSFG-Studien zusammenzufassen und konzentriert sich insbesondere auf die detaillierte Charakterisierung der am besten verstandenen Untergruppe (Submillimeter-Galaxien, die im letzten Aufsatz zu diesem Feld vor über einem Jahrzehnt zusammengefasst wurden, Blain et al., 2002 ), aber auch die Selektion und Charakterisierung neuer entdeckter DSFG-Populationen. Wir überprüfen die Populationsstatistiken der DSFG, ihre physikalischen Eigenschaften einschließlich Staub-, Gas- und Sterninhalt, ihre Umgebungen und aktuelle theoretische Modelle in Bezug auf die Entstehung und Entwicklung dieser Galaxien.
Hochrotverschiebungsgalaxien
Das Hubble Ultradeep Field ist eines der am besten untersuchten kosmologischen Tiefenfelder und das Ziel einer Reihe von ALMA-Programmen unter der Leitung des MPIA.
Studien von Galaxien mit hoher Rotverschiebung bis hin zur Epoche oder Reionisation sind entscheidend, um die Entwicklung von Galaxien durch kosmische Zeiten zu verstehen. Diese Studien erfordern eine Kombination aus speziellen tiefen und unverzerrten panchromatischen Durchmusterungen, die die erforderlichen Tiefen erreichen, um die Emission einiger der jüngsten Galaxien im Universum zu untersuchen, sowie Studien einzelner Galaxien.
Aufbauend auf dem Erbe früherer großer optischer und nahinfraroter Durchmusterungen (COMBO-17, GEMS, COSMOS, CANDELS, 3DHST) sind MPIA-Forscher an einer beträchtlichen Anzahl von Multi-Wellenlängen-Programmen beteiligt, die untersuchen, wie sich Galaxien und Quasare gebildet und entwickelt haben, als die Universum war weniger als die Hälfte seines heutigen Alters. Ergänzt werden diese Studien zur Sternverteilung und Sternentstehung durch Beobachtungen der molekularen Gasphase, dem Medium, aus dem Sterne entstehen. Diese Beobachtungen werden mit den IRAM-Einrichtungen (NOEMA und IRAM 30m), ALMA und der EVLA, einschließlich des ALMA-Großprogramms ASPECS und des ALMA-Programms A3COSMOS, durchgeführt.
Die schwächsten Zwerggalaxien
Joshua D. Simon
vol. 57, 2019
Abstrakt
Die niedrigste Leuchtkraft (L) Milchstraßen-Satellitengalaxien stellen die äußerste untere Grenze der Galaxienleuchtkraftfunktion dar. Diese ultradünnen Zwerge sind die ältesten, am stärksten von dunkler Materie dominierten, metallarmen und chemisch am wenigsten entwickelten Sternsysteme . Weiterlesen
Ergänzende Materialien
Abbildung 1: Zählung von Milchstraßen-Satellitengalaxien als Funktion der Zeit. Die hier gezeigten Objekte umfassen alle spektroskopisch bestätigten Zwerggalaxien sowie solche, die nach l als Zwerge vermutet werden.
Abbildung 2: Verteilung von Milchstraßensatelliten in absoluter Helligkeit () und Halblichtradius. Bestätigte Zwerggalaxien werden als dunkelblau gefüllte Kreise angezeigt, und Objekte, von denen vermutet wird, dass sie Zwerggalaxien sind.
Abbildung 3: Geschwindigkeitsdispersionen in der Sichtlinie ultraschwacher Milchstraßensatelliten als Funktion der absoluten Helligkeit. Messungen und Unsicherheiten werden als blaue Punkte mit Fehlerbalken angezeigt und 90 % c.
Abbildung 4: (a) Dynamische Massen ultraschwacher Milchstraßensatelliten als Funktion der Leuchtkraft. (b) Masse-zu-Licht-Verhältnisse innerhalb des Halblichtradius für ultraschwache Milchstraßensatelliten als Funktion.
Abbildung 5: Mittlere stellare Metallizitäten von Milchstraßen-Satelliten als Funktion der absoluten Helligkeit. Bestätigte Zwerggalaxien werden als dunkelblau gefüllte Kreise und als Zwergobjekte vermutete Objekte angezeigt.
Abbildung 6: Metallizitätsverteilungsfunktion von Sternen in ultraschwachen Zwergen. Referenzen für die hier gezeigten Metallizitäten sind in der ergänzenden Tabelle 1 aufgeführt. Wir stellen fest, dass diese Daten ziemlich heterogen sind.
Abbildung 7:Chemische Häufigkeitsmuster von Sternen in UFDs. Hier sind (a) [C/Fe]-, (b) [Mg/Fe]- und (c) [Ba/Fe]-Verhältnisse als Funktionen der Metallizität dargestellt. UFD-Sterne werden als farbiger Diamo dargestellt.
Abbildung 8: Erkennbarkeit schwacher Sternsysteme als Funktionen von Entfernung, absoluter Helligkeit und Vermessungstiefe. Die rote Kurve zeigt die Helligkeit des 20. hellsten Sterns in einem Objekt als Funkti.
Abbildung 9: (a) Farb-Helligkeits-Diagramm von Segue 1 (Photometrie von Muñoz et al. 2018). Die schattierten blauen und rosa Helligkeitsbereiche geben die ungefähre Tiefe an, die mit dem vorhandenen Medium erreicht werden kann.
Hohe Rotverschiebung
Wie Fotografen, die ein Portfolio der besten Aufnahmen zusammenstellen, haben Astronomen ein neues, verbessertes Porträt der tiefsten Sicht der Menschheit auf das Universum zusammengestellt.
Das als eXtreme Deep Field oder XDF bezeichnete Foto wurde durch die Kombination von 10-Jahres-Fotos des Hubble-Weltraumteleskops der NASA zusammengestellt, die von einem Himmelsfleck im Zentrum des ursprünglichen Hubble Ultra Deep Field aufgenommen wurden. Der XDF ist ein kleiner Bruchteil des Winkeldurchmessers des Vollmonds.
Was ist eine hohe Rotverschiebung? - Astronomie
In den 1930er Jahren entdeckte Edwin Hubble, dass alle Galaxien eine positive Rotverschiebung aufweisen. Mit anderen Worten, alle Galaxien zogen sich von der Milchstraße zurück.
Wie sich später herausstellte, ist die Entfernung eines Objekts umso größer, je höher die Rotverschiebung ist (Hubblesches Gesetz). In den 1960er Jahren waren Quasare die am weitesten entfernten Objekte.
Die frühen Radiodurchmusterungen des Himmels (zusätzlich zur Entdeckung von Radiogalaxien) entdeckten auch eine Reihe von Radioquellen, die als "quasistellare" Radioquellen bezeichnet wurden, weil sie wie Sterne in sichtbaren Bildern unaufgelöst waren. Der Begriff ``QUASistellAR'' wurde zu Quasar abgekürzt, der Name, mit dem diese Klasse von Objekten seitdem bezeichnet wird.
Die am weitesten entfernten Quasare sind etwa 13 Milliarden Lichtjahre entfernt. Um aus solch immensen Entfernungen gesehen zu werden, müssen Quasare sehr leuchtend sein – sogar leuchtender als eine helle Galaxie. Quasare haben Leuchtstärken, die im Bereich L = 10 bis 10.000 mal der Leuchtkraft der Milchstraße liegen, 25 Milliarden mal der Leuchtkraft der Sonne. Somit sind selbst die dunkelsten Quasare so hell wie die hellsten Galaxien in der Nähe der Milchstraße. Die Leuchtkraft von Quasaren kann auf Zeitskalen von nur einer Woche stark schwanken. Daher muss der Großteil der immensen Leuchtkraft eines Quasars aus einer Region stammen, die nur eine Lichtwoche (1200 AE) breit ist!
Quasare haben ein entschieden nicht-thermisches Spektrum: Sie leuchten im Röntgen-, Ultraviolett-, Sicht-, Infrarot- und Radioband. Sie haben bei allen Wellenlängen bis hinunter zu den Mikrowellenwellenlängen (kurzwellige Radiowellenlängen) ungefähr die gleiche Leistung. Das Spektrum sieht aus wie die Synchrotronstrahlung von geladenen Teilchen, die sich mit nahezu Lichtgeschwindigkeit um magnetische Feldlinien winden.
Quasare werden in der Regel in großen Entfernungen von uns gefunden, es gibt keine Quasare in der Nähe. Wenn wir Quasare betrachten, sehen wir sie so, wie sie vor Milliarden von Jahren waren. Ihre Zahl nimmt mit zunehmender Entfernung zu, was bedeuten muss, dass sie vor langer Zeit häufiger waren. Die Zahl der Quasare erreicht ihren Höhepunkt zu einer Zeit, als das Universum etwa 20 % seines heutigen Alters hatte. Damals waren die Galaxien näher beieinander und Kollisionen waren häufiger als heute. Außerdem hatten die Galaxien mehr Gas, das noch nicht in Sterne eingebaut worden war. Die Zahl der Quasare war hundertmal größer als die Zeit, die näher an der Gegenwart lag. Bei sehr großen Entfernungen nimmt die Zahl der Quasare ab. Das Licht der am weitesten entfernten Quasare stammt aus einer Zeit im Universum, bevor sich die meisten Galaxien gebildet hatten, sodass weniger Quasare geschaffen werden konnten.
Astronomen beginnen, in einigen Galaxien die inaktiven supermassereichen Schwarzen Löcher zu finden. In den meisten Galaxien wäre das zentrale Schwarze Loch kleiner als die Milliarden von Schwarzen Löchern mit Sonnenmasse für Quasare. Aus diesem Grund sind die weniger energiereichen aktiven Galaxien häufiger als Quasare. Unsere Galaxie beherbergt in ihrem Kern ein supermassereiches Schwarzes Loch mit einer Masse von ``nur'' 2,5 Millionen Sonnenmassen. Astronomen untersuchen die Kerne anderer normaler Galaxien, um zu sehen, ob es Anzeichen für supermassereiche Schwarze Löcher gibt, die jetzt "tot" sind.
Einige Arten von Galaxien bilden in der gegenwärtigen Epoche noch Sterne (z. B. Spiral- und irreguläre Galaxien). Die Vergangenheit war jedoch durch eine viel höhere Sternentstehungsrate als der heutige Durchschnitt gekennzeichnet, da es in der Vergangenheit mehr Gaswolken gab. Galaxien selbst wurden in der Vergangenheit aus hohen Anfangsraten der Sternentstehung gebaut.
Die Zeit der Quasare liegt auch in der Zeit der ersten Sternentstehung in Galaxien, also hängen die beiden Phänomene zusammen, die Vergangenheit war eine Zeit des schnellen Wandels und der heftigen Aktivität in Galaxien.
Weltraumbeobachtungen namens Hubble Deep Field, die von schwachen Galaxien und entfernten Galaxien bei hoher Rotverschiebung erzeugt wurden, bestätigten quantitativ unsere Schätzungen des Stils und des Ausmaßes der Sternentstehung. Die Natur hilft mit, indem sie durch Gravitationslinsen ferne Galaxien liefert, wie in diesem HST-Bild von CL0024 zu sehen ist.
Interessanterweise ist es oft einfacher, die Entwicklung von Galaxien in einem Computer zu simulieren und dann die Simulationen zu verwenden, um nach verschiedenen kosmologischen Konstanten wie der Hubble-Konstanten oder der Geometrie des Universums aufzulösen. Das Gebiet der extragalaktischen Studien ist ein solcher Iterationsprozess über die fundamentalen Konstanten des Universums und das Verhalten von Galaxien mit der Zeit (d. h. Galaxienentwicklung).
Die am weitesten entfernten Galaxien werden mit einer Kombination aus boden- und weltraumgestützten Teleskopen untersucht. Bodengestützte Zielfernrohre für die tiefe Abbildung des Lichts entfernter Galaxien, weltraumbasiert, um hochauflösende Bilder entfernter Galaxien zu liefern.
Die am weitesten entfernten Objekte werden mit der "Dropout"-Methode gefunden, bei der die hohe Rotverschiebung einer Galaxie bedeutet, dass der blaue Anteil ihres Spektrums im Vergleich zu ihrem roten Licht sehr wenig Leuchtkraft hat. Das Objekt scheint bei blauem Licht zu verschwinden oder auszufallen.
Das Phänomen der Lookback-Time ermöglicht es uns, die Entwicklung von Galaxien tatsächlich zu beobachten. Wir sehen nicht die gleichen Galaxien wie heute, aber es ist möglich, das Verhalten von Galaxientypen mit Entfernung/Zeit zu verfolgen.
Es ist bekannt, dass sich im frühen Universum Galaxien aus großen Gaswolken bilden. Das Gas sammelt sich unter der Eigengravitation und irgendwann zerfällt das Gas in Elemente von der Größe eines Sternhaufens, wo die Sternentstehung beginnt. Daher haben wir die Erwartung, dass entfernte Galaxien (d. h. jüngere Galaxien) große Mengen an Sternentstehung erfahren und heiße Sterne = blaue Sterne produzieren. Die Untersuchung dieses Phänomens wird Farbentwicklung genannt.
Computersimulationen zeigen auch, dass die Epoche direkt nach der Galaxienentstehung eine Zeit voller Begegnungen/Kollisionen zwischen jungen Galaxien ist. Galaxien, die nahe aneinander vorbeiziehen, können in ihrer gegenseitigen Eigengravitation eingefangen werden und zu einer neuen Galaxie verschmelzen. Beachten Sie, dass dies im Gegensatz zu Autos steht, die nach Kollisionen keine neuen Arten von Autos sind, da Galaxien aus vielen einzelnen Sternen und nicht aus festen Materiestücken bestehen. Die Entwicklung von Galaxien durch Verschmelzungen und Kollisionen wird als Zahlenentwicklung bezeichnet.
Daher sieht unser Bild der Galaxienentwicklung, das diese beiden Prinzipien enthält, wie folgt aus:
Der Ursprung der massereichsten Quasare mit hoher Rotverschiebung
Die Entdeckung von Milliarden Sonnenmassenquasaren bei Rotverschiebungen von 6-7 stellt unser Verständnis des frühen Universums in Frage. Wie haben sich solche massiven Objekte in den ersten Milliarden Jahren gebildet? Beobachtungsbeschränkungen und numerische Simulationen begünstigen zunehmend das Szenario des "direkten Zusammenbruchs". In diesem Fall akkretiert ein atomar gekühlter Halo mit ursprünglicher Zusammensetzung schnell auf einem einzigen protostellaren Kern und kollabiert schließlich durch die Chandrasekhar-Feynman-Instabilität, um ein supermassives (
100.000 Sonnenmasse) "Samen" Schwarzes Loch. In diesem Vortrag werde ich eine systematische Studie über das Leben und Sterben dieser Objekte vorstellen, einschließlich postnewtonscher Korrekturen der Schwerkraft und einer detaillierten Behandlung nuklearer Verbrennungsprozesse unter Verwendung eines adaptiven Netzwerks. Wir finden eine einfache Beziehung zwischen der Einfallsrate und der endgültigen Masse beim Kollaps, schließen die Existenz schnell rotierender supermassiver Sterne aus und beschreiben die Regime, für die Objekte entweder einen "wirklich direkten" Kollaps durchlaufen oder bis zu einer langlebigen Kernverbrennung überleben unter unterschiedlichen Entstehungsszenarien. Ich werde auch die Möglichkeit einer frühen chemischen Anreicherung dieser Objekte, Beobachtungsaussichten in der Ära des JWST diskutieren und andere zukünftige Richtungen kurz zusammenfassen.
100.000 Sonnenmasse) "Saat" schwarzes Loch. In diesem Vortrag werde ich eine systematische Studie über das Leben und Sterben dieser Objekte vorstellen, einschließlich postnewtonscher Korrekturen der Schwerkraft und einer detaillierten Behandlung nuklearer Verbrennungsprozesse unter Verwendung eines adaptiven Netzwerks. Wir finden eine einfache Beziehung zwischen der Einfallsrate und der endgültigen Masse beim Kollaps, schließen die Existenz schnell rotierender supermassiver Sterne aus und skizzieren die Regime, für die Objekte entweder einen "wirklich direkten" Kollaps erfahren oder unter unterschiedlichen Bedingungen eine langlebige Kernverbrennung überleben Entstehungsszenarien. Ich werde auch die Möglichkeit einer frühen chemischen Anreicherung dieser Objekte, Beobachtungsaussichten in der Ära des JWST diskutieren und andere zukünftige Richtungen kurz zusammenfassen. Veranstaltungsort: Über Zoom verbinden
