Astronomie

Scénáře: Zneužívání černé díry

Scénáře: Zneužívání černé díry


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Takže černá díra je tato velká tekutina ve tvaru koule, která narušuje prostor a čas a vytváří podivnou díru ve vesmíru (i po 5 letech stále nedostávám přesně to, co je černá díra přesně a kam jde hmota když jí xD).

Řekněme tedy, že vytvoříme obrovskou antihmotu (opačný náboj, stejnou hmotnost jako hmota) a pošleme ji do černé díry. Co by se stalo? Antihmota by zničila hmotu z černé díry, nebo je špatné předpokládat, že černá díra je z hmoty? (Předpokládám, že by se nestalo mnoho, kdyby antihmota nemohla s hmotou reagovat, protože černá díra by se pravděpodobně dostala původní poplatek se pokazil.)

Co kdybychom vytvořili obrovskou exotickou hmotu (stejný náboj, opačnou hmotu) hvězdu a poslali ji do černé díry? Zničila by odpudivá síla černou díru? Podle Kurzgesagta a několika jimi citovaných článků je exotická hmota schopna udržet červí díru stabilní, takže by nemohla zničit černou díru nebo tak něco? Nebo jsem udělal nedorozumění?


Černé díry nejsou „vyrobeny z hmoty“. Jsou lépe popsány jako gravitační struktury / pokřivený časoprostor. Rostou však, když pohlcují věci pozitivní hmotnou energií.

Antihmota má stále pozitivní masovou energii, takže černá díra ji vesele pohltí.

Exotická hmota se zápornou hustotou energie nyní může skutečně zmenšit velikost černé díry, podobně jako nějaká forma vynuceného procesu evoluce. (paper1, paper2) To je velmi spekulativní, protože existují různé teoretické důvody, proč exotická hmota neexistuje, a mnoho druhů hypotetické exotické hmoty, které by mohly fungovat jinak.


Hvězdná skartace Černá díra dělá z duchů částice

Autor: Govert Schilling 23. února 2021 0

Nechte si takové články zasílat do doručené pošty

Jedno vysokoenergetické neutrino mohlo astrofyzikům poskytnout výmluvné informace o slapovém narušení hvězdy supermasivní černou dírou vzdálenou asi 690 milionů světelných let.

Umělecký dojem z přílivové události AT2019dsg, která mohla produkovat vysokoenergetická neutrina.
DESY / Science Communication Lab


Ne, ve středu Země není černá díra

I když je to fascinující teoretická možnost, že by mohly existovat miniaturní černé díry, existuje nejen žádný důkaz o jejich existenci, ale ani možnost, že by mohly růst a pohltit Zemi, protože jejich rychlost úpadku je příliš velká , dokonce i ve spekulativní přítomnosti velké dimenze navíc.

Mezi vědci je dobře známo, že pokud pošlete i ty nesmyslné příspěvky do dostatečného počtu časopisů, nakonec se proplíží kolem líného recenzenta a zveřejní se. Nedávno papír se slovem „salát“ ve stylu & # x2014 zjevně falešná studie & # x2014 tvrdil, že černá díra ve středu Země je zodpovědná za všechny druhy sporných a podezřelých jevů. Velký příběh, na který se lidé upínají, je jeden z dravých deníků s otevřeným přístupem a úskalí falešného recenzního řízení, což je v moderním světě vědeckého publikování jistě rozšířený problém.

I zde však existuje fascinující příležitost: odhalit skutečnou vědu, která by stála za tím, proč by někoho zajímala představa, že střed Země může obsahovat černou díru. Je to divoká myšlenka, která nutně není založena na nesmyslech, ale data, která jsme shromáždili, důkladně prokázala, že ve středu Země není černá díra. Zde je příběh o tom, jak vědecky víme, že interiér Země je bez černých děr.

Když je černá díra vytvořena z velmi malé hmoty, způsobí kvantové efekty vznikající ze zakřiveného časoprostoru & # 8230 [+] v blízkosti horizontu událostí rychlý rozpad černé díry prostřednictvím Hawkingova záření. Čím nižší je hmotnost černé díry, tím rychlejší je rozpad.

Podle našeho nejlepšího vědomí se vesmír, který máme, řídí dvěma základními sadami pravidel: obecnou relativitou, která nám říká, jak hmota a energie souvisí s strukturou časoprostoru a jak funguje gravitační síla, a teorií kvantového pole, který nám říká, jak různé částice interagují navzájem prostřednictvím elektromagnetických a jaderných sil.

Jedno místo, kde se tyto dvě teorie spojují, je ve vědě o černých dírách: kde v tak malé oblasti vesmíru existuje tolik hmoty, že kvantové efekty se mohou stát důležitými. Tento scénář & # x2014, kde je časoprostor výrazně zakřivený, ale efekty, které se vyskytují na kvantových stupnicích, mají fyzicky významné důsledky & # x2014 nám poskytuje režim pro testování limitů toho, co je o vesmíru v současné době známo. Teoreticky jsou černé díry dokonalou přírodní laboratoří pro hledání efektů, které by nás mohly dostat nad rámec toho, co v současné době o vesmíru víme.

Kvantová gravitace se pokouší spojit Einsteinovu obecnou teorii relativity s kvantovou mechanikou. & # 8230 [+] Kvantové opravy klasické gravitace jsou vizualizovány jako smyčkové diagramy, jako ten, který je zde zobrazen bíle. Kvantové efekty budou největší těsně za horizontem událostí malé díry s malou hmotou.


SLAC National Accelerator Laboratory

Výpočty teorie obecné relativity a teorie kvantového pole se běžně provádějí ve čtyřech rozměrech: třech prostorových a jedné časové dimenzi. Síly zeslábnou, když se vzdálíte od zdroje, který je vytváří, & # x2014 hmota / energie pro gravitaci, náboje pro ostatní síly & # x2014 jako účinky, které rozložily po celém dostupném prostoru. Ve třech prostorových dimenzích jsme přesně vyřešili, jak se bude chovat obrovská sada fyzických systémů.

Jeden z těchto systémů je pro černé díry. Černé díry jsou to, co vytvoříte, když na jednom místě získáte tolik hmoty / energie dohromady, že se vytvoří horizont událostí: oblast vesmíru, která je tak silně zakřivená, že z ní nemůže uniknout nic ve vesmíru, ani světlo. Černé díry, protože zakřivený prostor kolem nich má odlišné vlastnosti ve srovnání s plošším prostorem dále od nich, vždy spontánně vyzařují energii pryč svou vlastní povahou. Tato uvolněná energie, známá jako Hawkingovo záření, přichází na úkor hmotnosti černé díry.

Jak se černá díra zmenšuje v hmotnosti a poloměru, Hawkingovo záření vycházející z ní se zvětšuje a # 8230 [+] a zvyšuje se teplota a síla. Jakmile rychlost rozpadu přesáhne rychlost růstu, Hawkingovo záření pouze zvyšuje teplotu a výkon.

To znamená, že v průběhu času se černé díry odpaří a černé díry s nejnižší hmotností se vypařují nejrychleji. Jako všechno ve vesmíru však existují limity. Pokud uděláte svou černou díru příliš malou & # x2014, tj. Příliš nízkou hmotností & # x2014, pak se doba potřebná k odpaření zkracuje na Planckovu dobu: časová osa, ve které jsou fyzikální měření a předpovědi našich teorií smysluplné.

Nezapomeňte, že v kvantovém vesmíru existuje základní nejistota pro určité páry veličin: moment hybnosti ve dvou kolmých směrech, hybnost a poloha nebo energie a čas. Čím kratší je časová osa, kterou se snažíte popsat, tím větší je nejistota ve vaší energii. Pokud klesnete pod Planckův čas, který odpovídá

Za 10–43 sekund bude velikost vašich kvantových fluktuací větší a masivnější než hmotnost černé díry, která by se v tomto krátkém časovém měřítku vypařila.

Vizualizace QCD ukazuje, jak páry částic / antičástic vyskočí z kvantového vakua na & # 8230 [+] velmi malé množství času v důsledku Heisenbergovy nejistoty. Pokud máte velkou nejistotu v energii (& # x394E), musí být životnost (& # x394t) vytvořených částic velmi krátká. Pokud je časový rámec příliš krátký, přestane mít energetická nejistota smysl.

Z tohoto důvodu existuje minimální časový rámec, měřítko minimální délky a minimální hmotnost černé díry, pro které má fyzika smysl. Energie potřebná k vytvoření černé díry, která je větší než tato minimální hmotnost, není podle našich makroskopických standardů obrovská: asi 22 mikrogramů, nebo energie, kterou uvolníte při spalování zhruba jedné standardní automobilové nádrže na benzín (53 litrů) ) ropy. To není mnoho energie rozprostřené v systému mnoha částic, ale pro jednu částici, která představuje energii

10 28 eV (elektronvolty), neboli zhruba kvadrillionkrát energie toho, čeho může dosáhnout LHC, nejvýkonnější urychlovač částic na světě.

Alespoň tak funguje fyzika, pokud existují přesně tři dimenze prostoru.

Ale pokud existuje více dimenzí prostoru a tyto rozměry jsou velké ve srovnání s touto teoretickou stupnicí minimální délky, pak se gravitace může rozšířit nejen do našich tří známých prostorových dimenzí, ale i do těchto dalších dimenzí. Pokud tyto & # x201Clarge další dimenze & # x201D existují, pak existují teoretické scénáře, kde mohou existovat černé díry s výrazně nižší energií (a hmotností), než jsou tyto očekávané limity, a tytéž další rozměry jim mohou zabránit v okamžitém rozpadu.

Teoreticky by náš vesmír mohl mít více než tři prostorové dimenze, pokud jsou tyto dimenze & # 8230 [+] & # 8220extra & # 8221 pod určitou kritickou velikostí, kterou již naše experimenty zkoumaly. Mezi nimi je řada velikostí

10 ^ -19 a 10 ^ -35 metrů, které jsou stále povoleny pro čtvrtou prostorovou dimenzi.

Samozřejmě můžeme vypočítat, co se děje v těchto scénářích, a obrázek, ke kterému se dostaneme, není pro tyto černé díry přesně růžový. I kdyby mohli existovat, to znamená, že kdyby je mohly vytvořit kosmické paprsky a / nebo LHC, jejich hmotnost by byla malá. Ne v řádu mikrogramů, ale malého nepatrného zlomku gramu: asi 10 - 23 kg nebo ekvivalent asi 10 000 protonů dohromady.

Kdybychom měli jen naše standardní tři prostorové dimenze, černá díra by se rozpadla po pouhých 10 - 83 sekundách, což je asi 40 řádů příliš krátkých na to, aby skutečně existovaly v našem vesmíru. Ale pokud máme čtvrtou prostorovou dimenzi a tato dimenze je & # x201Clarge & # x201D ve srovnání s touto minimální délkovou stupnicí, doba rozpadu se může zvýšit až na 10-23 sekund: dostatečně dlouhá na to, aby existovala.

Existuje však pro tento neuvěřitelně krátký časový rámec dost? Pojďme se podívat na to, co by tato černá díra potřebovala, aby přežila, a to i v přítomnosti velké extra dimenze.

Když hmota spadne do černé díry, zvýší se jak hmotnost, tak poloměr černé díry. Pro & # 8230 [+] nízkou hmotu černé díry, která se rozpadá známou rychlostí, je spotřeba hmoty možná nejběžnějším způsobem, jak tento účinek potlačit: požíráním hmoty a energie rychleji, než vyzařuje černá díra to pryč.

Z důvodu velmi krátkého časového rozpadu úpadku může černá díra přežít pouze těmito dvěma způsoby:

  1. buď musíte přidat nějakou novou fyziku, abyste zabránili úplnému rozpadu černých děr,
  2. nebo musíte najít způsob, jak tyto černé díry rychle spotřebovat dostatek hmoty, aby rostly rychleji než se rozpadaly.

První možnost nelze vyloučit, ale nemělo by se o ní vážně uvažovat. V teoretické fyzice existuje obecné pravidlo, že & # x2019s nikdy nebylo kodifikováno, ale že s ním všichni souhlasí, a to & # x2019s toto: & # x201Cyou & # x2019re dovoleno vzývat Boha pouze jednou. & # X201D

To znamená, že jsme již udělali divoký teoretický skok, abychom předpokládali existenci nejen extra prostorové dimenze, ale extra prostorové dimenze, která je velká ve srovnání s měřítkem minimální délky. Pokud potřebujeme provést další divoký teoretický skok, aby byly tyto malé černé díry stabilní, nebude to příliš velký most, už nebudeme ve sféře rozumných vědeckých spekulací.

Černé díry, které mají stále menší hmotnost, se vypařují stále se zvyšujícími rychlostmi, protože množství & # 8230 [+] prostorového zakřivení na okraji horizontu události je pro černé díry s nižší hmotností větší. Aby se okamžitě neodpařila, musí být černá díra nad určitou prahovou hodnotou minimální hmotnosti, a to i v případě dalších prostorových rozměrů.

Druhá možnost je však skutečná možnost. Pokud vytvoříme na Zemi takovou malou černou díru, jako je tato, a černá díra pak prochází do (nebo skrz) Zemi, můžete si představit scénář, kde:

  • máte malou hmotu a malou velikost černé díry, která se rychle pohybuje po Zemi,
  • a ano, odpařuje se a ztrácí hmotu, ale současně koliduje s částicemi a pohlcuje je, získává hmotu,
  • a že pokud se dokáže pohybovat dostatečně rychle a narazí na dostatek částic, může získat hmotu dostatečně rychle, aby rostla,
  • a že jak získává hmotu, klesá do středu Země, kde zůstává, a nadále roste, jak se s ní setkávají nové částice, dokud není celá Země katastroficky spotřebována.

Je to mezikrok, který bude rozhodující pro určení, zda je to možné: může černá díra pohltit hmotu rychleji, než vyzařuje energii a rozpadá se?

Naštěstí je to výpočet, který můžeme provést.

Když černá díra prochází hmotou bohatým prostředím, jako je Země, občas se setká s & # 8230 [+] dalšími kvantovými částicemi, jako jsou protony a neutrony, které může pohltit. Rychlost, kterou jsou částice pohlceny, však musí být srovnávána s rychlostí rozpadu, a pokud je druhá část velká ve srovnání s první, bude se černá díra rozpadat úplně.

V krátké době taková černá díra s nízkou hmotností může žít & # x2014 i za předpokladu, že máme tu extra, velkou prostorovou dimenzi, v kterou & # x2019 doufáme & # x2014, že bude muset narazit a pohltit 10 000+ protonů a neutronů aby přežil, rostl rychleji, než se rozpadá. Ale to znamená setkat se s jadernými částicemi každý

10–27 sekund nebo méně, což je velmi obtížné z následujícího důvodu:

  • typické vzdálenosti mezi atomovými jádry v pevné látce jsou 1 & # xE5ngstr & # xF6m: 10 -10 metrů,
  • černá díra pohybující se rychlostí světla, rychlostním limitem vesmíru, může cestovat jen několik miliardtin této vzdálenosti v nezbytném čase,
  • pokud se nepohybuje tak rychle, že se čas dilatuje mnohonásobně stovky milionů, což vyžaduje, aby cestoval

Bohužel, i kdybyste vytvořili nízkou hmotu černé díry s těmito vlastnostmi, i kdyby existovala čtvrtá dimenze, ai kdyby mířila do Země pohybující se touto neuvěřitelnou rychlostí, klesla by pod tuto rychlost v okamžiku, kdy spolkla svou první jaderná částice. Změna hybnosti jednoduše z pohlcení jediného protonu, jako každá nepružná kolize, by způsobila, že rychlost rozpadu vzroste na nepřijatelně vysoké hodnoty ve srovnání s růstovou krysou. Za dobře nanosekundu by se taková černá díra úplně vypařila.

Simulovaný rozpad černé díry má za následek nejen vyzařování záření, ale také rozpad & # 8230 [+] centrální obíhající hmoty, která udržuje většinu objektů stabilní. Dokonce i ve scénáři zahrnujícím extra prostorové rozměry se malé díry malé hmotnosti rozpadnou příliš rychle, aby zůstaly ve vnitřku Země.

I za nejoptimističtějšího a nejrealističtějšího scénáře nemohou na Zemi existovat žádné černé díry, které by přežily déle než zlomek sekundy. Pokud máme pouze tři prostorové dimenze, částice, které existují & # x2014, ať už v pozemských urychlovačích částic nebo z přírodních kosmických urychlovačů nalezených ve vesmíru & # x2014, nikdy nemohou vytvořit černou díru zde na Zemi. Pokud ale existuje čtvrtá prostorová dimenze, mohou být teoreticky vytvořeny, ačkoli LHC je zatím neúspěšná při jejich vytváření a detekci.

I v tomto exotickém scénáři jim však fyzikální zákony velmi definitivně zakazují zůstat stabilní, protože se budou rozpadat. I když vymyslíte scénář k maximalizaci jejich rychlosti růstu, je to mimořádně neudržitelné, protože rychlost růstu v krátké době poklesne pod míru rozpadu, což způsobí jejich úplné odpaření. Známe dostatek vědy, abychom důkladně dospěli k závěru, že ve středu Země není černá díra, a každý vědec nebo laik může postupovat podle stejných kroků, aby si sám vyvodil stejný závěr.


Astronomové poprvé spatřili velmi vzácnou třídu černé díry

vchal přes Getty Images

Historicky černé díry, které astronomové našli, pocházejí ze dvou odlišných velikostí: hvězdné černé díry (aka kolapsary), které se rodí z imploze umírajících hvězd a mají hmotnostní rozsah 5 až několik desítek hmotností jejich hvězdné hmoty, a supermasivní černé díry, které mají hmotnostní rozsah milionů až miliard hmotností našeho Slunce. Nalezení černé díry s hmotnostním rozsahem, který spadá mezi tyto dva, však bylo mimořádně vzácné. Do dnešního dne to tak je.

Mezinárodní tým astronomů pracujících s Laser Interferometry Gravitational Wave Observatory Scientific Collaboration (LSC) a Virgo Collaboration ve středu oznámil, že poprvé v historii přímo pozorovali gravitační vlny generované tvorbou střední hmoty černá díra (IMBH) - jedna se 142násobkem hmotnosti naší místní hvězdy. K provedení pozorování použil tým dva senzory LIGO v Americe a třetí v Itálii. Dabovali gravitační vlnu GW190521.

Jak vysvětlil Engadgetovi odborný asistent výzkumu na Vanderbiltově univerzitě Dr. Karan Jani, samotný signál byl nepatrný - pouhé čtyři křehké čáry trvající jen desetinu sekundy - ale jeho důsledky pro naše chápání vesmíru jsou obrovské. "Byli jsme schopni potvrdit, že k tomu došlo při srážce dvou černých děr," řekla Jani. "Oba jsou extrémně hmotné, o čem víme, že hvězdy nemohou dělat."

Jednotlivé černé díry vážily zhruba 85, respektive 65krát více než hmotnost Slunce. Oba jsou nad teoretickým hmotnostním limitem kolapsarů. Když se před šesti miliardami let rozbili v oblasti vesmíru vzdálené 5 gigaparseků, vypustili „osm solárních hmot energie“ ve formě gravitační vlny a zrodili ještě masivnější IMBH, který tým detekoval, podle Tisková zpráva společnosti Vanderbilt.

Jani vysvětluje, že IMBH existují v takzvané „poušti černé díry“, protože jsme dříve neměli žádný pozorovatelně potvrzený signál o existenci IMBH. "Prostě nevíme ... jako by to byla propast v přírodě," řekla Jani. "Má [příroda] určitou přednost, aby v těchto různých hmotách vytvořila jen několik černých děr?"

Vesmír je samozřejmě velkým místem a to, že jsme dosud nenašli žádné IMBH, ještě neznamená, že jsme je nehledali. Astronomové našli 305 potenciálních kandidátů na základě analýzy více než milionu snímků pořízených během průzkumu Sloan Digital Sky Survey. Jejich přítomnost si však všimli na základě emisí ultrafialových zdrojů rentgenového záření (ULX) a pohybu globulárních klastrů, nikdy přímého pozorování. Astronomové v roce 2009 objevili jednoho takového světelného kandidáta na okraji galaxie ESO 243-49 vzdálené 290 milionů světelných let (níže).

„Taková detekce je nezbytná,“ uvedl hlavní autor Sean Farrell z univerzity v Leicesteru v roce 2009. „I když je již známo, že černé díry hvězdné hmoty jsou zbytky hmotných hvězd, mechanismy formování supermasivních černých děr jsou stále neznámé Identifikace HLX-1 je proto důležitým krokem k lepšímu porozumění vzniku supermasivních černých děr, které existují ve středu Mléčné dráhy a dalších galaxií. “

"Jedná se o milník v moderní astronomii a osobní milník po šesti letech intenzivního výzkumu lovu těchto nepolapitelných černých děr," řekl Jani. "Systém, který jsme objevili, je tak bizarní, že ruší řadu předchozích předpokladů o tom, jak vznikají černé díry." Poznamenává, že proces výroby IMBH je 500krát vzácnější než u hvězdných nebo supermasivních černých děr - na stejné úrovni jako šance na zachycení golfového míčku z Argentiny v polovině letu s druhým golfovým míčkem z Číny.

"Podívali jsme se na každý známý scénář, který by vytvořil tuto černou díru, ale zatím pro ni nemáme přesvědčivé vysvětlení," uzavřel. "To, co víme jistě, je to, že cokoli dělá tuto mezilehlou černou díru, je mnohem vzácnější proces." Budeme muset najít mnohem více, abychom pochopili jejich původ. “


Astronomové zachytili vůbec první sloučení tří obřích černých děr

Byla spatřena trojice černých děr, které do sebe narazily.

Galaktické frašky se odehrávají 300 milionů světelných let od Země a povedou k zrodu jediné, mega černé díry.

Vědci v Německu objevili vzácnou událost v dobře studované blízké galaxii NGC 6240.

Černé díry jsou blízko sebe v jádru systému a osvětlují, jak se rodí masivní galaxie.

& # 8220 Až dosud nebyla taková koncentrace tří supermasivních černých děr ve vesmíru nikdy objevena, & # 8221 řekl Dr. Peter Weilbacher z Leibnizova institutu pro astrofyziku v Postupimi.

& # 8220 Tento případ poskytuje důkazy o procesu současného slučování tří galaxií spolu s jejich centrálními černými dírami. & # 8221

K objevu použili astronomové dalekohled VLT v Chile.

Galaxie NGC 6240 je vesmírně relativně blízká naší vlastní Mléčné dráze a má zvláštní tvar.

Galaxie jsou často tvořeny stovkami miliard hvězd uzamčených v orbitálním tanci se supermasivní černou dírou v jádru.

Dlouho se předpokládalo, že NGC 6240 vzniklo, když se srazily dvě menší galaxie a zanechaly v sobě pár černých děr - odtud tedy zvláštní tvar.

Nová pozorování však odhalila, že galaxie měla ve skutečnosti tři černé díry nacpané do jejího násilného jádra.

& # 8220 Prostřednictvím našich pozorování s extrémně vysokým prostorovým rozlišením jsme byli schopni ukázat, že NGC 6240 ve svém středu hostí ne dvě, ale tři supermasivní černé díry, & # 8221 řekl profesor Wolfram Kollatschny, astronom na univerzitě v Göttingenu.

& # 8220Každá ze tří těžkých vah má hmotnost více než 90 milionů sluncí.

& # 8220 Jsou umístěny v oblasti vesmíru o průměru méně než 3 000 světelných let, tj. V méně než jedné setině celkové velikosti galaxie. & # 8221

Podle týmu objev otevírá nové dveře pro naše chápání vesmíru.

Až dosud vědci nebyli schopni vysvětlit, jak se největší galaxie ve vesmíru vyvinuly prostřednictvím vesmírných procesů, které známe a chápeme.

Tuto hádanku by bylo možné vyřešit, kdyby dokázala, že tři nebo více supermasivních černých děr se může sloučit do jedné entity.

& # 8220 Pokud došlo k současným procesům slučování několika galaxií, pak se největší galaxie se svými centrálními supermasivními černými dírami dokázaly vyvinout mnohem rychleji, “dodal Dr. Weilbacher.

& # 8220Naše pozorování poskytují první indikaci tohoto scénáře. & # 8221


Je černá díra ve středu NGC 4395 prvotní pamětí?

Hmotnost nejmenší černé díry, o které je známo, že existuje ve středu aktivní galaxie, byla stanovena mezinárodním týmem astronomů, který tvrdí, že jejich výsledkem je „nejlepší přímé měření hmotnosti pro galaxii této velikosti & # 8221. Vědci také tvrdí, že jejich studie by mohla poskytnout důležité informace o tom, jak vznikají nejmohutnější černé díry.

Černá díra leží 14 milionů světelných let daleko ve spirální galaxii NGC 4395, která má aktivní galaktické jádro (AGN), které září zářením produkovaným hmotou padající do černé díry. NGC 4395 je jednou z nejméně známých aktivních galaxií. To naznačuje, že jeho černá díra je relativně malá ve srovnání s většinou ostatních AGN, které mohou skrývat supermasivní černé díry s hmotami miliónkrát většími než Slunce.

Předchozí pokusy o měření hmotnosti černé díry NGC 4395 přinesly výsledky v rozmezí od 1 000 do 400 000 hmotností Slunce. Jedním z důvodů odlišných výsledků je, že černá díra je na obloze obklopena velkou hvězdokupou a tyto dvě nelze rozlišit teleskopicky.

Zatažené odrazy

Aby se pokusil získat přesnější měření hmotnosti, výzkumný tým vedený Jong-Hak Woo z Korejské národní univerzity v Soulu měřil, jak se fluktuace ve svítivosti akrečního disku materiálu kolem černé díry mnohem více odrážejí od plynových mraků ven. Časové zpoždění spojené s odrazem je 83 minut, což udává jejich vzdálenost od černé díry. To je kombinováno s rozsahem neboli rozptylem rychlostí mraků obíhajících kolem černé díry, která je měřena na 426 km / s. Když to všechno spojíme, vypočítá tým Woo hmotnost černé díry 10 000krát větší než hmotnost Slunce.

To se liší o faktor 40 měřením provedeným v roce 2018 mezinárodním týmem vedeným Markem den Brokem, nyní v Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam v Německu. Jejich měření 400 000 hmotností Slunce bylo provedeno pokusem opticky vyřešit střed NGC 4395.

"Obě determinace jsou silně ovládány systematickými efekty," varuje Michele Cappellari z Oxfordské univerzity ve Velké Británii, který byl členem týmu Den Broka. "Nevidím ten rozdíl jako příliš překvapivý nebo nutně neplatný pro jednu z těch dvou."

Vypouklé korelace

Pokud je měření hmotnosti skupinou Woo správné, pak je to zajímavé z různých důvodů - včetně toho, jak souvisí s obecnou korelací mezi hmotou centrální černé díry a hmotou, a tedy s rozptylem rychlosti boule galaxie. Tato korelace je všudypřítomná ve více hmotných galaxiích, ale i když NGC 4395 nemá bouli, zdá se, že byla zachována v poměru hmotnosti černé díry k hmotnosti centrální části NGC 4395.

"Je překvapivé vidět, že stejná korelace existuje i v tomto velmi malém měřítku," říká Woo Svět fyziky.

Důvod této korelace je nejasný, ale populární vysvětlení je, že černá díra a boule (nebo centrální část NGC 4395) rostou stejnou rychlostí. Účinky zpětné vazby, ve formě vylití záření z aktivní černé díry, mohou také hrát roli při regulaci hmotnosti galaktické boule zahříváním a vypuzováním molekulárního plynu ze středu galaxie, což omezuje tvorbu hvězd v tomto procesu.

V takových případech je aktivní černá díra napájena materiálem, který si našel cestu do černé díry hierarchickým formováním - myšlenkou, že galaxie rostou absorpcí menších galaxií. NGC 4395 však nevykazuje žádné důkazy, že by došlo k takovým spojením, protože by vytvořily centrální bouli v galaxii kolem černé díry. Navíc, i když NGC 4395 má AGN, jeho aktivita je tak nízká, že produkuje minimální zpětnou vazbu. Ačkoli Cappellari varuje před vyvozováním závěrů pouze z jednoho objektu, mohlo by to znamenat, že zatímco zpětná vazba AGN může i nadále hrát roli při regulaci hmotnosti větších galaxií, mohou fungovat i jiné mechanismy.

Lehká nebo těžká semena?

To má důsledky pro to, jak vznikají nejmohutnější černé díry. "Pro vznik supermasivních černých děr jsou navrženy dva scénáře," říká Woo. Oba začínají nejdříve velkými černými dírami, které se formují přímo ze zhroucení obřího plynového mraku. Pak se tyto rané černé díry staly semenem supermasivních černých děr. Ve scénáři „světelného semene“ se tyto první černé díry zrodily s hmotami 100–1000krát většími než hmotnost Slunce. V alternativním scénáři „těžkého semene“ se černé díry místo toho zrodily s 10 000–100 000 slunečními hmotami.

Astronomové najdou černou díru střední váhy

"Není jasné, které semeno bylo původem černé díry NGC 4395," říká Woo, "ale pokud má model těžkého semene pravdu, znamená to, že jeho černá díra příliš nerostla."

Nedostatek růstu černé díry by byl překvapivý v takové galaxii bohaté na plyny, jako je NGC 4395, říká Victor Debattista z University of Central Lancashire, který je dalším ze spolupracovníků Den Broka. "To pravděpodobně naznačuje, že semenná černá díra měla relativně nízkou hmotnost," dodává, ale Woo tvrdí, že to je v rozporu se zjevným nedostatkem fúzí galaxií, který zažívá NGC 4395, což by narušilo oběžné dráhy plynových mraků, aby spadly do černou díru a zároveň dodává stravu středních hmotných černých děr, které by se spojily a vytvořily současnou černou díru.

Místo toho, říká Woo, se můžeme dívat na pravěkou relikvii - zbytky semen černé díry, které nikdy neměly šanci vyrůst do supermasivní černé díry.


Astrofyzici se připravují na věk multimessenger astronomie sestavením katalogu galaxií, aby studovali černé díry

Vedená postdoktorandkou Maria Charisi, tým mezinárodních vědců známých jako spolupráce NANOGrav vytvořil katalog 45 000 galaxií pro detekci gravitačních vln vytvořených dvojicemi černých děr známých jako binární soubory. Pomocí pulzarů - nejpřesnějších hodin oblohy - detektoru galaktického měřítka nazvaného časovací pole pulsarů a infračervených dat z celé oblohy, Charisi použila katalog k zadání hypotetických binárních souborů k měření rozdílů v hmotnosti dvou černých děr nebo jejich vzdálenosti od sebe v galaxii. & # 8220 Vzhledem k tomu, že jsme dosud nenašli gravitační vlny s polemi časování pulsarů, můžeme hrát s našimi binárními parametry a řadou frekvencí gravitačních vln, abychom našli limity velikostí binárních souborů černé díry ve specifických galaxiích, & # 8221 řekl Charisi .

Z této práce mohou astrofyzici vyloučit existenci určitých typů binárních souborů v několika blízkých galaxiích. V naší vlastní galaxii vědci vědí, že existuje centrální supermasivní černá díra, ale ne, pokud existuje menší společník tvořící dvojhvězdu. Ačkoli pole časování pulsarů nemohou omezit binární soubor v naší Mléčné dráze, experiment je tak citlivý, že tyto limity jsou podobné limitům v naší vlastní galaxii získaným jinými metodami.

PROČ na tom záleží

Toto je poprvé, co byla s průvodním katalogem galaxií prozkoumána data pole časování pulzarů. Výpočtem limitů dvojhvězd černé díry v blízkých galaxiích se Charisi, Stephen Taylor, odborný asistent fyziky a astronomie, a jejich mezinárodní kolegové připravují na věk multimessenger astronomie. Vzhledem k tomu, že binární soubory černé díry interagují společně a v jejich galaktickém prostředí skládajícím se z plynu a hvězd, budou vědci schopni interpretovat signály více cestujících plné bohatých informací o složení a chování galaxií. & # 8220 Nikdy jsme neviděli binární soubor černé díry, takže v současné době toho víme velmi málo, & řekl Taylor # 8221. “There is much theoretical debate about how a binary evolves, and seeing one will be the Rosetta stone of our field. We are preparing for this moment.”

WHAT’S NEXT

As experiment becomes more sensitive with more observations, Charisi and Taylor expect to probe more galaxies, looking at scenarios from even larger samples. Ultimately with this data and upon the first detection of gravitational waves, scientists will be able to pinpoint the galaxy from which the signals came.

FUNDING

The NANOGrav project receives support from National Science Foundation Physics Frontiers Center award number 1430284. Charisi and Taylor received support from NSF award 2007993.


Supermassive Black Holes –“Could Actually Be Enigmatic Dark-Energy Objects”

Black holes, predicted Einstein, are supposed to have a singularity—a point that is so small and dense that our human brains can’t even comprehend it. But what if some phenomena that look like black holes are actually cosmic objects full of dark energy –an enigmatic phenomena that has been described as everything from a fifth force to a new form of matter, but so far, no direct evidence has been found of its existence. About which Noble-Prize winning physicist Adam Riess says: we have absolutely no clue what dark energy is. Dark energy appears strong enough to push the entire universe – yet its source is unknown, its location is unknown and its physics are highly speculative.

Yet dark energy, the cosmic elephant in the room, is what astrophysicists Kevin Croker and Joel Weiner of the University of Hawai’i at Manoa tries to prove exists as hypothetical Generic Objects of Dark Energy, or GEODEs. If GEODEs actually exist, it could mean that the rapid expansion of our universe is a result of how mass and energy warp spacetime according to Einstein’s theory of general relativity.

“It is now clear that general relativity can observably connect collapsed stars … to the behavior of the universe as a whole, over a thousand billion billion times larger,” Croker said.

Physicists usually assume that a cosmologically large system, such as the universe, is insensitive to details of the small systems contained within it. Kevin Croker, a postdoctoral research fellow in the Department of Physics and Astronomy, and Joel Weiner, a faculty member in the Department of Mathematics, have shown that this assumption can fail for the compact objects that remain after the collapse and explosion of very large stars.

“For 80 years, we’ve generally operated under the assumption that the universe, in broad strokes, was not affected by the particular details of any small region,” said Croker. “It is now clear that general relativity can observably connect collapsed stars—regions the size of Honolulu—to the behavior of the universe as a whole, over a thousand billion billion times larger.”

Objects like Powehi, the recently imaged supermassive compact object at the center of galaxy M87 (shown below and at top of page), might actually be GEODEs. The Powehi GEODE, shown to scale, would be approximately 2/3 the radius of the dark region imaged by the Event Horizon Telescope. This is nearly the same size expected for a black hole. The region containing Dark Energy (green) is slightly larger than a black hole of the same mass. The properties of any crust (purple), if present, depend on the particular GEODE model. ( EHT collaboration NASA/CXC/Villanova University)

Croker and Weiner demonstrated that the growth rate of the universe can become sensitive to the averaged contribution of such compact objects. Likewise, the objects themselves can become linked to the growth of the universe, gaining or losing energy depending on the objects’ compositions. This result is significant since it reveals unexpected connections between cosmological and compact object physics, which in turn leads to many new observational predictions.

One consequence of this study is that the growth rate of the universe provides information about what happens to stars at the end of their lives. Astronomers typically assume that large stars form black holes when they die, but this is not the only possible outcome. In 1966, Erast Gliner, a young physicist at the Ioffe Physico-Technical Institute in Leningrad, proposed an alternative hypothesis that very large stars should collapse into what could now be called Generic Objects of Dark Energy. These appear to be black holes when viewed from the outside but, unlike black holes, they contain Dark Energy instead of a singularity.

In 1998, two independent teams of astronomers discovered that the expansion of the Universe is accelerating, consistent with the presence of a uniform contribution of Dark Energy. It was not recognized, however, that GEODEs could contribute in this way. With the corrected formalism, Croker and Weiner showed that if a fraction of the oldest stars collapsed into GEODEs, instead of black holes, their averaged contribution today would naturally produce the required uniform Dark Energy.

The results of this study also apply to the colliding double star systems observable through gravitational waves by the LIGO-Virgo collaboration. In 2016, LIGO announced the first observation of what appeared to be a colliding double black hole system. Such systems were expected to exist, but the pair of objects was unexpectedly heavy—roughly 5 times larger than the black hole masses predicted in computer simulations. Using the corrected formalism, Croker and Weiner considered whether LIGO-Virgo is observing double GEODE collisions, instead of double black hole collisions.

They found that GEODEs grow together with the universe during the time leading up to such collisions. When the collisions occur, the resulting GEODE masses become 4 to 8 times larger, in rough agreement with the LIGO-Virgo observations.

Croker and Weiner were careful to separate their theoretical result from observational support of a GEODE scenario, emphasizing that “black holes certainly aren’t dead. What we have shown is that if GEODEs do exist, then they can easily give rise to observed phenomena that presently lack convincing explanations. We anticipate numerous other observational consequences of a GEODE scenario, including many ways to exclude it. We’ve barely begun to scratch the surface.”

Source: K. S. Croker et al. Implications of Symmetry and Pressure in Friedmann Cosmology. I. Formalism, The Astrophysical Journal (2019). DOI: 10.3847/1538-4357/ab32da


Scenarios: Abusing a black hole - Astronomy

Sorcery (16)

  • 1xBuried Alive
  • 1xDark Petition
  • 1xDemonic Tutor
  • 1xDiabolic Intent
  • 1xDuress
  • 1xFinal Parting
  • 1xImperial Seal
  • 1xInquisition of Kozilek
  • 1xPraetor's Grasp
  • 1xRansack the Lab
  • 1xReanimate
  • 1xSadistic Sacrament
  • 1xSign in Blood
  • 1xSpecter's Shriek
  • 1xThoughtseize
  • 1xToxic Deluge

Enchantment (7)

Maybeboard

Instant (4)

Sorcery (3)

Artifact (2)

Moving to Moxfield

Every form of payment has some risk associated with it.

The spoils of the Commander 2019 product led to the rise of K'rrik, Son of Yawgmoth to the levels of cEDH. Whether it be the thrill of playing Suicide Black, Mono-Black Reanimator, or using Phyrexian mana all the time, K'rrik has something to offer to everyone. Join us as we take a deep dive into the pocket of fast time occupied by the new Phyrexian legion. Perhaps this time we can finish off Urza.

We aim to prey on a world full of hunters.

Deck & Play

The deck has a "proactive" playstyle, as in it is always forward focused on the combo and it uses its interaction primarily to keep its own plan intact. It has early lines if you power out K'rrik and home in on them, but it is very okay with preying on the shortcomings of other decks and players at the table, capitalizing on misplays, and waiting out the countermagic wars. Versus popular Tymna + X choices, K'rrik stands to be a fantastic attacker a blocker, due to how large he can become at a relatively low cost. This allows us to use value spells as combat tricks, while furthering our game-plan. Realistically, the deck will aim to win between turns 3-5 in most pods, but it is happy to go later if it can preserve its life total.

Resolving Buried Alive is a great way to setup the win for the game, and we can follow through with Razaketh tutor chains, Chainer, Dementia Master loops, and Aetherflux Reservoir laser beams.

Synergy with K'rrik himself unites the combo lines, making things mostly mana-less, and fully maximizing the resource that is our life total. We need not worry about producing infinite mana, and can really focus on generic mana in costs for this reason.

Pohřben zaživa

The primary win condition for the deck is via the resolution of Buried Alive , from here we have multiple piles that can be made to win the game, all of which involve K'rrik as the combo-enabler. All of the piles are assumed to start at the lowest life possible, with only K'rrik on board, having 3 opponents, and using Reanimate to bring back the starting creature.

To save some time and space in the further explanation of each pile, we will be using a key to denote some running numbers:

  1. Cast Buried Alive for the above pile: , -2 , 17
  2. Cast Reanimate on Chainer: -7 , 10
  3. Chainer ability for Gary: -9 , 1
  4. Gary ETB, Devotion = 7: +21 , 22
  5. Chainer ability for Carrion Feeder/Viscera Seer: -9 , 13
  6. Sacrifice Gary to Carrion Feeder/Viscera Seer
  7. Repeat Steps 3, 4, and 6

Worst Case Scenarios (Chainer Edition)

Nejhorší scénář : Someone read the entire card and has decided to try to destroy Chainer while attempting to loop Gary with Carrion Feeder or Viscera Seer . This leads to a few lines of play that require higher starting life totals post-Chainer entering the battlefield.

Scenario #1 - The Best Worst Case

In this event, Chainer has been targeted for removal prior to his ability being activated. The best way around this is simply stacking a Chainer activation targeting Gary in response to the removal. This requires you are at 10 life. Pokud jste, skvělý! You simply stack the activation over the top, let Gary's ETB resolve first, and then proceed to finish your instant speed loop over top of the removal.

Scenario #2 - The Almost Worst Case

In this event, Chainer has been targeted for removal in response to Gary being targeted with Chainer's reanimation ability. The best way around this (due to most reanimation being Sorcery-speed) is by stacking another Chainer activation targeting Gary in response to the removal. This requires you are at 10 life after your first Chainer activation. Pokud jste, skvělý! You simply stack an activation over the top, let Gary's ETB resolve first, and then proceed to finish your instant speed loop over top of the removal.

Scenario #3 - The Actual Worst Case

In this event, Chainer has been targeted for removal in response to Gary entering the battlefield. The best way around this is by stacking another Chainer activation targeting Carrion Feeder/Viscera Seer in response to the removal. This requires you are at 19 life after your first Chainer activation. Pokud jste, skvělý! You simply stack an activation over the top, getting Carrion Feeder/Viscera Seer first (going to 10 life), and then proceed to sacrifice Gary. After that reanimate Gary (going to 1 life as per usual), Gary ETBs, and then proceed to finish your instant speed loop over top of the removal.

  1. Cast Buried Alive for the above pile: , -2 , 18
  2. Cast Reanimate on Chainer: -7 , 11
  3. Chainer ability for Gary: -9 , 2
  4. Gary ETB, Devotion = 7: +21 , 23
  5. Chainer ability for Razaketh: -9 , 14
  6. Sacrifice Gary to Razaketh (tutor for Carrion Feeder/Viscera Seer): -2 , 12
  7. Cast Carrion Feeder/Viscera Seer: -2 , 10
  8. Chainer ability for Gary: -9 , 1
  9. Gary ETB, Devotion = 11: +33 , 34
  10. Sacrifice Gary to Carrion Feeder/Viscera Seer
  11. Repeat Steps 8, 9, and 10.

Aetherflux and Friends

Aside from Buried Alive piles, many easy-to-assemble combos can be utilized. Například:

  • Aetherflux Reservior + Leshrac's Sigil + K'rrik, Son of Yawgmoth - win via bouncing and recasting Sigil, profitting life off of Aetherflux, allowing you to shoot the table
  • Aetherflux Reservior + Sensei's Divining Top + Bolas's Citadel - via casting Top off the top for 1 life (thanks to Citadel), gaining (and eventually netting) life off of Aetherflux, and then putting it back on top to be recast until you can shoot

Although these aren't instant speed win-conditions, they are still relatively slim and all of the pieces are either utility or overlap with existing lines. These all also fit nicely into the next portion of our plan.

Notable Synergies and Strategies

    Vilis, Broker of Blood - This dude is one of our favorite cards in the 99. He is quintessential on turns you have pieces and want to dig for the other combo parts, or simply need to find answer. He is the Yawgmoth's Bargain cEDH needed, and K'rrik is his better half.

Sadistic Targets by Deck

Urza Powered Scepter

Godo Helm

If Dualcaster Mage JE in the deck:

If Dualcaster Mage IS NOT in the deck, grave, or exile:

Midrange Yisan

GAAIV Control

Anje Madness

Gitrog Dredge

Momir Hackball

Zur, the Enchanter

Doomsday/Traditional Shimmer

Tainted Shimmer

Super Zur (Anti-Hulk)

Consultation Kess

Food Chain Korvold

Chulane

Divergent Kykar

Tasigur Golden Control

Harvest Animar

Curious Control

Blood/Meta Pod

Blue Pod

Oracle Hulk

Opus Thief

Najeela Tempo

Food Chain Sliver

MST – Kenrith Hermit Oracle Hulk

TIP - Please don't be afraid to use Black mana for things! Saving life wherever we can is important, and keeps us in the mid-late game for the best combo turns.

Frequently Asked Questions

Can K'rrik really be competetive?

Yes, in continued playtesting from August 2019 till now, K'rrik has perfomed fairly well in competitive pods, all things considered. The ability to cut costs on your best tutors, value engines, and combo pieces provides the deck with the necessary speed and grind potential to make it in today's metagame.

The lack of a one-card combo from the Command Zone hurts us, unlike the famed Sidisi Ad Nauseam decks of the past, but a relavant Tymna blocker with Lifelink and the ability to grow stapled on is what brings us to the next level. Like decks that use Tymna in the Command Zone as a means of card advantage, we get to use our combat step with K'rrik to pressure life totals and get ourselves back up to comfortable ranges to cast whatever we may need. Wins of turns 2-4 can readily be assembled, but aren't necessarily advised to be attempted unless you are certain beyond a shadow of a doubt that you will win. Otherwise, a mid to late game win is preferable as we can often times grind and acrue value better than other decks at the table that may just be sandbagging to respect each other. Protection for our combos is key, using a symetrical hate piece can often help secure a win, but we must be careful playing anything out that may allow another player to win. Reanimation and recursion are important to us due to our implicit nature as a graveyard and Aetherflux Reservior-based combo deck. Covet these cards at all times, and respect open mana. You always want to be the last person to combo.

Can K'rrik win against counterspells?

In short, kind of. Table position can matter a lot in games. If you are to the left of a control player, you should be in an okay spot. Playing into control is tough because they often times will have left mana open and are the very next in priority order to respond. However, having biggers threats at the table is a lot of what is counted on when playing Mono-Black. Often times you are discounted and can use that (along with politicing) as a means of gaining an edge. Aside from that, we have very little stack interaction and will be trying to rely on static pieces to protect us more often than anything. Our only other form of mitigation is hand destruction, but you must consider the rest of the table when deciding whether or not the person who could stop you is also saving you.

Is this deck resilient against Stax strategies?

With Flash Hulk and Demonic Consultation decks running rampant, traditional Stax seen in the form of Rule of Law //Ediolon of Rhetoric is less important than ever. Often times, not allowing a player to cast more than one spell in a turn means that after they have used their one card on their turn to be proactive, the Flash player can swoop in and win without they active player having hardly a chance to respond. Pair this scenario with two players being tapped out or out of answers and you are in for disaster. but why is that relavant to us?

Rule of Law effects often times will halt Buried Alive + a reanimation spell in its tracks. They also are hard stop to our Aetherflux loops. Not seeing them as often anymore is beneficial to us for that reason. More countermagic and spot removal for problem creatures is the other side of this coin, though but with Consultation AND Hulk decks not even needing the graveyard to win, targted grave removal has gone down on average in lists.

Torpor Orb and Hushbringer are cards that may become an issue in the future, as they combat Hulk and Consultation (particularly Thassa's Oracle ) very well, and they also stop Gary triggers. We still have Sigil + Aetherflux as a backup though.

Notable Exclusions

With no further ado, here are some of the worst best cards that fell just short of the cut line, and some honorable mentions that didn’t even make it to paper testing.

  • Massacre - In a blind meta we can hope it would fair well versus Tymna, Najeela, Ghave, Pod or Farm decks, Heliod, etc. but another board wipe hasn’t yet felt worth it for the deck and the modularity of Toxic Deluge edges this out ever-so-slightly. However, it has been listed in the maybeboard due to it being an excellent meta-dependent choice versus an established creature deck in White.
  • Crystal Vein - Although Crystal Vein could provide when we needed it, it really fell flat with it’s inability to produce .
  • Lion's Eye Diamond - RIP to all-in-Doomsday. LED did not feel as good as it should have, but that’s the price you pay in Mono-Black. It enabled a DD line versus Consultation decks via Praetor’s Grasp, but wasn’t useful for much else.
  • Yawgmoth's Will - A tough cut on an accidentally flavorful card. Unlike other decks, we did not have the means to break our tutor chains and ritual plays enough to get to a win. This is due in part to our lack of top deck manipulation/card draw. YW, you will be missed.
  • Nighthaze , Aphotic Wisps , Street Wraith , etc. - These mostly dead cantrips were cut due to the list moving off of DD as the main win. They also provided little outside of the combo turns aside from cantripping.
  • Bazaar of Baghdad - Aside from the problem that many may have had with it’s price tag, Bazaar just felt bad. It was a worse cantrip for us, and we need our land drops to be mana producing ones or we will fall short.
  • Grim Tutor - Life is precious, and so is the ability to spend it in place of Black mana. These were the key reasons that this life-intensive sorcery speed tutor was ultimately cut.
  • Ashnod's Altar , Phyrexian Altar - We do not need sacrifice outlets outside the combo turn, much less ones we actually have to pay for.
  • EXTORT - This mechanic has been the bane of K’rrik’s existence since he was first spoiled. It does not work as well as so many people want it to. Assuming you have 3 opponents to drain, 2 instances of Extort will recoup the life lost for each (that we pay life for) in a spell’s cost. That is not even accounting for the production of colorless mana. To abuse that in K’rrik, you need Blood Celebrant to churn out mana for life. This means you need 3 times the Extort life per life spent on . This means that you need a lot of moving pieces to even get this started. From there, what happens when you need 3 opponents to be alive to keep abusing the Extort but 1 of them dies because they had the lowest life total when you started the loop? Oh, that’s right. The loop stops. Then you need to try to win another way if you haven’t gotten your other opponents low enough to kill them before you kill yourself by continue the loop in a life-negative situation. All in all, this interaction is not cEDH material, and should stay in 75% and below lists (if they really want it that badly).
  • STORM - Despite what several people have tried to do, K’rrik is not an effective all-in Storm commander. Mono-Black already has it’s challenges, and K’rrik can help us cut down on casting costs (making this easier on us) but there is no reason to run him over Sidisi, Undead Vizier for a Storm deck. Our list doesn’t use Ad Nauseam because winning at instant speed is tough for us. Sidisi at least has the benefit of using her Exploit trigger to kill herself and dig out AN, draw through to Shimmer Myr , and combo off. We don’t have that luxury with K’rrik, nor does he make things any easier, as most of the permanents that Sidisi drops to get her life total so high off of Aetherflux are low cost artifacts. K’rrik does not pay for colorless/generic mana, and therefore gives us no advantage over Sidisi. Our best bet would be to run a ton of 0-drop cards, and 1-drop Black cards, and hope that we don’t die or aren’t countered in the process of trying to storm off. If you are really still dead-set on building Mono-Black Storm, please check out this list: Sidisi's Reign Of Filth.

I hope you enjoyed the Primer. K'rrik is an incredibly powerful commander that helps us break parity on/play through Stax pieces, cheat costs for combos and utility spells, as well as advance our game position as a predatory deck.

Thanks to several talented pilots and brewers that helped this along:

    and Shifter07 for their reaninmator work and ferverous brewing. , for his Stax-to-the-max approach to our favorite son of Yawgmoth, as well as the immense amount of spicy jank he brings to the table. , for his insane contributions to the iterations of the list that got us here, and his heavy-hand in current brewing.

Here’s a budget version of the deck to help you get started: K’rrik on Crack [[Budget]]!

Enlist in K'rrik's army on Discord!

"Upvote this deck like the Minion you are." -Yawgmoth

Návrhy

Updates Add

On August 8th, 2019 our lord and savior K'rrik, Son of Yawgmoth was spoiled as a part of the 99 for Anje Falkenrath in the 2019 Commander product, Merciless Rage.

Immediately the cEDH community started brewing. A Discord was created that day by the lovely Derkacz for the sole purpose of breaking Suicide Black in EDH wide open. The first strategy that everyone gravitated toward was Doomsday . It was "free", we had all the tutors, our spells that cycled or cantripped for became attractive ways to crack the pile, and thus many decklists were born.

Some leaned hard on Stax pieces, attempting to break parity on things like Thorn of Amethyst or Sphere of Resistance with K'rrik's ability to pay for as . The utilization of cards like Contamination , Infernal Darkness , Winter Orb , Defense Grid , etc. was a way to protect their own gameplan. Example list: K'rrik staxx.

A few went the manual Shimmer storm route with a hard focus on landing an early Ad Nauseam to "draw" their deck and go mana positive on cheap rocks, cast Aetherflux Reservoir , and continue to storm to a laser-beam worthy life total. Cards like Leshrac's Sigil made this possible with K'rrik as a fast way to cast a lot of spells in a single turn (or rather a single spell a lot of times). Gravecrawler and Carrion Feeder served the same function. Example list: I Want To Die.

Although this strategy was largely ignored in early brewing, Reanimator was to become a primary strategy for what we now know as the current Primer. Great targets such as Razaketh, the Foulblooded , Vilis, Broker of Blood , and Chainer, Dementia Master . The idea of these lists were to assemble graveyard loops with either Blood Artist or Gray Merchant of Asphodel effects all while cheating the larger targets into play. Cards that brought this archetype to the forefront were Buried Alive , Final Parting , Goryo's Vengeance , etc. Example list: K'rrik, Suicide Reanimator.

K'rrik 1.0 - All-in Doomsday. What were we thinking.

K'rrik 2.0 - Doomsday primary, Aetherflux secondary, Buried Alive tertiary. The list before we got off Doomsday as the primary.

K'rrik 3.0 - Buried Alive primary, Aetherflux secondary, Doomsday tertiary. The pre-Oracle successor to our current list.


Author information

Přidružení

School of Physics and Technology, Wuhan University, Wuhan, PR China

Bei You, Chengzhe Li, Wei Wang & Chong Luo

Astronomical Center, Wuhan University, Wuhan, PR China

Bei You, Wei Wang & Chong Luo

Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences, Beijing, PR China

Yuoli Tuo, Shuang-Nan Zhang, Shu Zhang, Mingyu Ge, Qingcui Bu, Ce Cai, Xuelei Cao, Zhi Chang, Gang Chen, Tianxiang Chen, Yong Chen, Yupeng Chen, Weiwei Cui, Yongwei Dong, Yuanyuan Du, Guanhua Gao, He Gao, Min Gao, Yudong Gu, Ju Guan, Chengcheng Guo, Dawei Han, Yue Huang, Jia Huo, Shumei Jia, Luhua Jiang, Weichun Jiang, Jing Jin, Lingda Kong, Bing Li, Chengkui Li, Gang Li, Maoshun Li, Tipei Li, Wei Li, Xian Li, Xiaobo Li, Xufang Li, Yanguo Li, Zhengwei Li, Xiaohua Liang, Jinyuan Liao, Congzhan Liu, Hongwei Liu, Xiaojing Liu, Bo Lu, Fangjun Lu, Xuefeng Lu, Qi Luo, Tao Luo, Xiang Ma, Bin Meng, Yi Nang, Jianyin Nie, Jinlu Qu, Na Sai, Liming Song, Xinying Song, Liang Sun, Ying Tan, Lian Tao, Guofeng Wang, Juan Wang, Lingjun Wang, Yusa Wang, Xiangyang Wen, Baiyang Wu, Bobing Wu, Mei Wu, Guangcheng Xiao, Shuo Xiao, Shaolin Xiong, Yupeng Xu, Jiawei Yang, Sheng Yang, Yanji Yang, Qibin Yi, Qianqing Yin, Yuan You, Aimei Zhang, Chengmo Zhang, Fan Zhang, Juan Zhang, Tong Zhang, Wanchang Zhang, Yi Zhang, Yifei Zhang, Yongjie Zhang, Yue Zhang, Ziliang Zhang, Haisheng Zhao, Xiaofan Zhao, Shijie Zheng, Dengke Zhou, Yuxuan Zhu & Yue Zhu

University of Chinese Academy of Sciences, Chinese Academy of Sciences, Beijing, PR China

Yuoli Tuo, Shuang-Nan Zhang, Ce Cai, Guanhua Gao, He Gao, Chengcheng Guo, Lingda Kong, Tipei Li, Qi Luo, Yi Nang, Na Sai, Liming Song, Chen Wang, Baiyang Wu, Guangcheng Xiao, Shuo Xiao, Yupeng Xu, Yuan You, Wei Zhang, Yue Zhang, Xiaofan Zhao & Dengke Zhou

Key Laboratory of Space Astronomy and Technology, Chinese Academy of Sciences, Beijing, China

Bifang Liu, Weimin Yuan, Erlin Qiao, Chichuan Jin, Zhu Liu & Chen Wang

School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences, Beijing, PR China

Bifang Liu, Weimin Yuan, Jifeng Liu, Erlin Qiao, Chichuan Jin & Zhu Liu

School of Astronomy and Space Science, Nanjing University, Nanjing, PR China

Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing, 100101, China

WHU-NAOC Joint Center for Astronomy, Wuhan University, Wuhan, Hubei, China

Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences, Warsaw, Poland

School of Physics, Huazhong University of Science and Technology, Wuhan, China

Tuebingen University, Tübingen, Germany

Department of Astronomy, Beijing Normal University, Beijing, PR China

Department of Physics, Tsinghua University, Beijing, PR China

Yibao Chen, Jingkang Deng, Minxue Fu, Guoqing Liu, Rencheng Shang & Zhao Zhang

Department of Astronomy, Tsinghua University, Beijing, PR China

Department of Engineering Physics, Tsinghua University, Beijing, PR China

Yongjie Jin, Yinong Liu & Jianfeng Zhou

Computing Division, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences, Beijing, PR China

School of Physics and Optoelectronics, Xiangtan University, Xiangtan, Hunan, China

College of Physics, Jilin University, Changchun City, China

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Můžete také vyhledat tohoto autora ve službě PubMed Google Scholar

Příspěvky

B.Y., Y.L.T., C.Z.L., W.W., S.N.Z., S.Z., and C.L. contributed to spectral analysis and interpretation of results. M.Y.G. contributed to the calibration of Insight-HXMT data. B.F.L., W.M.Y., Z.G.D., J.F.L., E.L.Q., C.C.J., Z.L., and B.C. contributed to interpretation of results. B.Y., W.W., and S.N.Z. wrote the paper. T.P.L. is the previous PI (2000-2015) and S.N.Z. is the current PI of Insight-HXMT. Q.W.W., Q.C.B., C.C., X.L.C., Z.C., G.C., L.C., T.X.C., Y.B.C., Y.C., Y.P.C., W.C., W.W.C., J.K.D., Y.W.D., Y.Y.D., M.X.F., G.H.G., H.G., M.G., Y.D.G., J.G., C.C.G., D.W.H., Y.H., J.H., S.M.J., L.H.J., W.C.J., J.J., Y.J.J., L.D.K., B.L., C.K.L., G.L., M.S.L., T.P.L., W.L., X.L., X.B.L., X.F.L., Y.G.L., Z.W.L., X.H.L., J.Y.L., C.Z.L., G.Q.L., H.W.L., X.J.L., Y.N.L., B.L., F.J.L., X.F.L., Q.L., T.L., X.M., B.M., Y.N., J.Y.N., G.O., J.L.Q., N.S., R.C.S., L.M.S., X.Y.S., L.S., Y.T., L.T., C.W., G.F.W., J.W., L.J.W., W.S.W., Y.S.W., X.Y.W., B.Y.W., B.W., M.W., G.C.X., S.X., S.L.X., Y.P.X., J.W.Y., S.Y., Y.J.Y., Q.B.Y., Q.Q.Y., Y.Y., A.M.Z., C.M.Z., F.Z., H.M.Z., J.Z., T.Z., W.C.Z., W.Z., W.Z.Z., Y.Z., Y.F.Z., Y.J.Z., Y.Z., Z.Z., Z.L.Z., H.S.Z., X.F.Z., S.J.Z., D.K.Z., J.F.Z., Y.X.Z., and Y.Z. contributed to the development and scientific operation of Insight-HXMT.

Corresponding authors


Podívejte se na video: Skoumání černé díry (Listopad 2022).