Szupernehéz fekete lyuk

A szupermasszív fekete lyuk egy 10 5-10 11 naptömegű fekete lyuk . Szupermasszív fekete lyukakat találtak számos galaxis középpontjában , beleértve a Tejútrendszert is [2] .

Specifikus tulajdonságok

A szupermasszív fekete lyukak sajátos tulajdonságokkal rendelkeznek, amelyek megkülönböztetik őket a kisebb fekete lyukaktól:

Paradox módon egy szupermasszív fekete lyuk átlagos sűrűsége (amit a fekete lyuk tömegének a Schwarzschild-térfogatával számolva ) nagyon kicsi lehet (még kisebb is lehet, mint a levegő sűrűsége [3] a Föld légkörének alsó rétegeiben). Ennek az az oka, hogy a Schwarzschild-sugár egyenesen arányos a tömeggel, a sűrűség pedig fordítottan arányos a térfogattal (vagyis ebben az esetben a sűrűség fordítottan arányos a Schwarzschild-sugárral ). Továbbá egy gömb alakú objektum térfogata (például egy nem forgó fekete lyuk eseményhorizontja ) egyenesen arányos a sugár kockájával. Ennek eredményeként a fekete lyuk átlagos sűrűsége csökken a tömegének növekedésével:

\rho ={\frac {3\,c^{6}}{32\pi M^{2}G^{3}}}.

Az árapály-erők az eseményhorizont közelében sokkal gyengébbek, mivel a központi szingularitás olyan messze van a horizonttól, hogy egy feltételezett űrhajós , aki egy fekete lyuk közepébe utazik, nem érezné a szélsőséges árapály-erők hatását, amíg azok nagyon mélyre nem merülnek. bele .
Szinte az összes kozmikus neutrínó forrása a szupermasszív fekete lyukak [4] [5] .

Formáció

Nincs általánosan elfogadott elmélet az ilyen tömegű fekete lyukak keletkezésére. Számos hipotézis létezik, amelyek közül a legnyilvánvalóbb az a hipotézis, amely egy fekete lyuk tömegének fokozatos növekedését írja le az anyag csillagtömegű fekete lyukba való felhalmozódása révén. Egy másik hipotézis azt sugallja, hogy szupermasszív fekete lyukak akkor keletkeznek, amikor a nagy gázfelhők összeomlanak, és több százezer naptömegű vagy annál nagyobb tömegű relativisztikus csillaggá alakulnak. Egy ilyen csillag gyorsan instabillá válik a radiális perturbációkkal szemben a magjában előforduló elektron-pozitron párok képződési folyamatai miatt, és azonnal fekete lyukba omolhat. Ebben az esetben az összeomlás megkerüli a szupernóva szakaszt , amelyben a robbanás szétszórná a tömeg nagy részét, megakadályozva egy szupermasszív fekete lyuk kialakulását. . Egy másik modell szerint szupermasszív fekete lyukak keletkezhetnek a sűrű csillaghalmazok összeomlása következtében, amikor a rendszer negatív hőkapacitása a magban relativisztikus értékekre hozza a sebességdiszperziót. Végül, az ősfekete lyukak létrejöhettek a kezdeti perturbációkból közvetlenül az Ősrobbanás után. .

A szupermasszív fekete lyuk kialakulásának nehézsége abban rejlik, hogy ehhez elegendő mennyiségű anyagot kell koncentrálni viszonylag kis térfogatban. Ehhez az anyagnak nagyon kicsi kezdeti szögimpulzussal kell rendelkeznie - vagyis lassú forgással. Általában a fekete lyukba való akkréció sebességét pontosan a beáramló anyag szögimpulzusa korlátozza, amelyet alapvetően kifelé kell visszavinni, ami korlátozza a fekete lyuk tömegének növekedési sebességét (lásd akkréciós korong ) .

A fekete lyuk jelöltek megfigyelt listáján a tömegeloszlásban rés van. Vannak csillagtömegű fekete lyukak, amelyek csillagok összeomlásából keletkeztek, és tömegük elérheti a 33 naptömeget. A szupermasszív fekete lyukak minimális tömege 10 5 naptömeg körül van (legfeljebb 5·10 10 naptömeg [6] ). A legmasszívabb felfedezett fekete lyuk, az SDSS J140821.67+025733.2 tömege 1,96 10 11 naptömeg [7] . A közepes tömegű fekete lyukaknak ezen értékek között kell lenniük , de egy ilyen fekete lyuk ( HLX-1 , amelyet a CSIRO ausztrál rádióteleszkóp fedezett fel 2012. július 9-én) csak egyetlen példányban ismert [8] , ami érv a könnyű és nehéz fekete lyukak kialakulásának különböző mechanizmusai. Egyes asztrofizikai modellek [9] azonban úgy magyarázzák a szuperfényes röntgenforrások jellemzőit, hogy éppen ilyen fekete lyukakat (köztes tömegeket) tartalmaznak.

Az I. Oroszlán törpegalaxisban szinte nincs sötét anyag , de a közepén van egy szupermasszív fekete lyuk, amelynek tömege ~3 millió M⊙ . A tudósoknak nincs magyarázata arra, hogyan jelent meg egy szupermasszív fekete lyuk egy törpe gömbgalaxisban [10] .

Szupermasszív fekete lyukak észlelése

Jelenleg az egyetlen megbízható módszer a fekete lyukak más típusú objektumoktól való megkülönböztetésére, ha megmérjük az objektum tömegét és méretét, és összehasonlítjuk a sugarát a gravitációs sugárral , amelyet a következőképpen ad meg:

$\ R_{g}={2GM \over c^{2}}$ .

ahol a gravitációs állandó, a tárgy tömege, a fénysebesség $\G$ $\M$ $\c$ .

Manapság a teleszkópok felbontása nem elegendő ahhoz, hogy a fekete lyuk gravitációs sugarának nagyságrendjébe tartozó térrégiókat megkülönböztessük. Ezért van bizonyos fokú feltételezés a szupermasszív fekete lyukak azonosításában. Úgy gondolják, hogy ezeknek az objektumoknak a megállapított felső mérethatára nem elegendő ahhoz, hogy fehér vagy barna törpék , neutroncsillagok és közönséges tömegű fekete lyukak halmazainak tekintsük őket. .

A szupermasszív test tömegének és hozzávetőleges méreteinek meghatározására számos módszer létezik, de ezek többsége a körülöttük forgó objektumok (csillagok, rádióforrások, gáznemű korongok) pályájának jellemzőinek mérésén alapul. A legegyszerűbb és leggyakoribb esetben a megfordulás Kepleri pályák mentén történik, amit a műhold forgási sebességének a pálya fél-nagy tengelyének négyzetgyökével való arányossága bizonyít. :

$\ V={\sqrt {GM \over r))$ .

Ebben az esetben a központi test tömegét a jól ismert képlet alapján határozzuk meg

$\ M={V^{2}r \over G}$ .

Számos esetben, amikor a műholdobjektumok olyan folytonos közeg (gázkorong, sűrű csillaghalmaz), amely gravitációjával befolyásolja a pálya jellemzőit, a galaktikus magban a radiális tömegeloszlást úgy kapjuk meg, hogy megoldjuk az ún. hívott. ütközésmentes Bernoulli-egyenlet .

A tömeg-fényesség arány módszere

A szupermasszív fekete lyukak keresésének fő módszere jelenleg a csillagok fényességének és mozgási sebességének eloszlásának tanulmányozása a galaxis középpontjától való távolság függvényében [11] .

A fényesség eloszlását fotometriai módszerekkel veszik fel nagy felbontású galaxisok fényképezésekor, a csillagok sebességét - vöröseltolódással és az abszorpciós vonalak kiszélesedésével a csillag spektrumában. .

A csillagsebesség eloszlásának birtokában megtalálhatjuk a tömegek radiális eloszlását a galaxisban. Például a sebességmező elliptikus szimmetriájával a Bernoulli-egyenlet megoldása a következő eredményt adja: $\ V(r)$ $\ Úr)$

$\ M(r)={V^{2}r \over G}+{\sigma _{r}^{2}r \over G}\left[-{d\,\ln \nu \over d\ ,\ln r}-{d\,\ln \sigma _{r}^{2} \over d\,\ln r}-\left(1-{\sigma _{\theta }^{2} \ felett \sigma _{r}^{2}}\right)-\left(1-{\sigma _{\phi }^{2} \over \sigma _{r}^{2}}\right)\ jobb]$ ,

ahol a forgási sebesség és a sebességdiszperzió sugárirányú és azimut vetülete, a gravitációs állandó, a csillaganyag sűrűsége, amelyet általában a fényerővel arányosnak feltételeznek $\V$ $\ \sigma _{r},\,\,\sigma _{\theta }$ $\ \sigma _{\phi }$ $\G$ $\ \nu$ .

Mivel egy fekete lyuknak nagy tömege van kis fényerő mellett, a szupermasszív fekete lyuk jelenlétének egyik jele a galaxis közepén a galaktikus mag nagy tömeg/fényesség aránya lehet. A közönséges csillagok sűrű halmazának aránya egy nagyságrendű (a tömeget és a fényességet a nap tömegében és fényességében fejezzük ki), így az értékek (egyes galaxisoknál ) szupermasszív jelenlétét jelzik. fekete lyuk. Ennek a jelenségnek azonban más magyarázata is lehetséges: fehér vagy barna törpék halmazai, neutroncsillagok, közönséges tömegű fekete lyukak $\M/L$ $\M/L$ $\M/L>>1$ $\M/L>1000$ .

Gáz forgási sebességének mérése

Az utóbbi időben a teleszkópok felbontásának növekedésének köszönhetően lehetővé vált a galaxisok középpontjának közvetlen közelében lévő egyedi objektumok sebességének megfigyelése és mérése. Így a Hubble Űrteleszkóp FOS (Faint Object Spectrograph) spektrográfja segítségével egy H. Ford vezette csoport egy forgó gázszerkezetet fedezett fel az M87 galaxis közepén [12] . A gáz forgási sebessége a galaxis középpontjától körülbelül 60 fényévnyi távolságban 550 km/s volt, ami körülbelül 3⋅10 9 naptömegű központi testtömegű Kepleri-pályának felel meg. A központi objektum óriási tömege ellenére nem mondható biztosan, hogy fekete lyukról van szó, mivel egy ilyen fekete lyuk gravitációs sugara körülbelül 0,001 fényév. . Más források szerint az Event Horizon teleszkóp által lefényképezett objektum egy szupermasszív fekete lyuk [13] .

Mikrohullámú források sebességének mérése

1995-ben egy J. Moran vezette csoport megfigyelte az NGC 4258 galaxis központjának közvetlen közelében forgó pontszerű mikrohullámú forrásokat [14] . A megfigyeléseket rádióinterferométerrel végezték, amely egy földi rádióteleszkóp-hálózatot tartalmazott, amely lehetővé tette a galaxis középpontjának megfigyelését 0,001 hüvelykes szögfelbontással. Összesen 17 kompakt forrást fedeztek fel, amelyek körülbelül 10 fényév sugarú korongszerű szerkezetben helyezkedtek el. A források a Kepler-törvénynek megfelelően forogtak (a forgási sebesség fordítottan arányos a távolság négyzetgyökével), amelyből a központi objektum tömegét 4⋅10 7 naptömegnek becsülték, és a felső határt a mag sugara 0,04 fényév volt .

Az egyes csillagok pályáinak megfigyelése

1993-1996-ban A. Eckart és R. Genzel megfigyelte az egyes csillagok mozgását Galaxisunk középpontjának közelében [15] . A megfigyeléseket infravörös sugarakban végezték, aminek nem akadálya a galaktikus mag közelében lévő kozmikus porréteg. Ennek eredményeként a galaxis középpontjától 0,13-1,3 fényévnyi távolságra elhelyezkedő 39 csillag mozgási paramétereit lehetett pontosan megmérni. Megállapítást nyert, hogy a csillagok mozgása megfelel a Kepleri-féle mozgásnak, amelyben a 2,5⋅10 6 naptömegű központi test, amelynek sugara legfeljebb 0,05 fényév, megfelel a Nyilas kompakt rádióforrás helyzetének. A (Sgr A) .

A szupermasszív fekete lyuk a Tejútrendszer közepén

Egy szupermasszív fekete lyuk tömege különböző becslések szerint 2-5 millió naptömeg.

Rádiós megfigyelések

Galaxisunk középpontja, amelynek hozzávetőleges helyzete (a Nyilas csillagkép) optikai megfigyelésekből ismert volt, sokáig nem volt összefüggésben egyetlen kompakt csillagászati objektummal sem. Csak 1960-ban állapította meg J. Oort és G. Rogur, hogy a galaktikus központ közvetlen közelében (kevesebb, mint 0,03°) van egy Sagittarius A* (Sgr A*) rádióforrás [16] . 1966-ban D. Downes és A. Maxwell rádiós megfigyelések adatait összegezve deciméter és centiméter tartományban arra a következtetésre jutott, hogy a Galaxis kis magja egy 10 pc átmérőjű objektum, amely a Nyilas-A-hoz köthető. forrás [17] .

Az 1970-es évek elejére a rádióhullám-tartományban végzett megfigyeléseknek köszönhetően ismertté vált, hogy a Sagittarius-A rádióforrás összetett térszerkezettel rendelkezik. 1971-ben Downes és Martin az 1,6 km-es Cambridge-i rádióteleszkóppal 2,7 és 5 GHz-es frekvencián, körülbelül 10 '-es felbontással megfigyelve megállapították, hogy a rádióforrás két szórt felhőből áll, amelyek 1 távolságra helyezkednek el. Egymástól: a keleti rész (Sgr A) nem termikus jellegű rádióhullám-spektrumot bocsát ki, a nyugati rész (Sgr A *) pedig körülbelül 45" átmérőjű, forró ionizált gázból álló rádiósugárzást kibocsátó felhő. 1,8 db) [18] 1974-ben B. Balik és S. Sanders a Sagittarius-A rádióforrás feltérképezését végezte el 2,7 és 8,1 GHz-es frekvenciákon 2" felbontással a Nemzeti 43 méteres rádióteleszkópon. Radio Astronomy Observatory (NRAO) [19] . Mindkét rádióforrásról kiderült, hogy 10 hüvelyknél kisebb (0,4 db) átmérőjű kompakt képződmények, amelyeket forró gázfelhők vesznek körül.

Infravörös megfigyelések kezdete

Az 1960-as évek végéig nem voltak hatékony eszközök a Galaxis középső régióinak tanulmányozására, mivel a galaktikus magot a megfigyelő elől beborító sűrű kozmikus porfelhők teljesen elnyelik a magból érkező látható sugárzást, és jelentősen megnehezítik a munkát. a rádió hatótávolsága.

A helyzet gyökeresen megváltozott az infravörös csillagászat fejlődése miatt, amely számára a kozmikus por gyakorlatilag átlátszó. Stebbins és A. Whitford még 1947-ben egy fotocella segítségével 1,03 μm hullámhosszon letapogatta a galaktikus egyenlítőt, de nem észlelt diszkrét infravörös forrást [20] . V. I. Moroz 1961-ben hasonló pásztázást végzett az Sgr A környékén 1,7 mikronos hullámhosszon, és szintén meghiúsult. [21] . 1966-ban E. Böcklin átvizsgálta az Sgr A régiót 2,0-2,4 µm tartományban, és először fedezett fel olyan forrást, amely helyzetében és méretében megfelelt a Sagittarius-A rádióforrásnak.

1968-ban E. Böcklin és G. Neugebauer 1,65, 2,2 és 3,4 μm-es hullámhosszakat szkenneltek 0,08–1,8" felbontással, és felfedeztek egy összetett szerkezetű objektumot, amely egy 5" átmérőjű fő infravörös forrásból állt, egy kompakt objektum benne, egy kiterjesztett háttérrégió és több kompakt csillagszerű forrás a fő forrás közvetlen közelében [22] .

Az 1970-es évek közepén megkezdődtek a megfigyelt objektumok dinamikus jellemzőinek kutatásai. 1976-ban E. Wollman spektrális módszerekkel (12,8 μm hullámhosszú neon Ne II emissziós vonal segítségével) a gázok sebességét tanulmányozta a galaktikus középpont körüli 0,8 ps átmérőjű régióban. A megfigyelések szimmetrikus gázmozgást mutattak, körülbelül 75 km/s sebességgel. A kapott adatokból Wollman az egyik első kísérletet tette egy olyan objektum tömegének becslésére, amely feltehetően a galaxis közepén helyezkedik el. Az általa kapott felső tömeghatár 4⋅10 6 naptömegnek bizonyult [23] .

Kompakt infravörös források észlelése

A teleszkópok felbontásának további növelése lehetővé tette több kompakt infravörös forrás kiemelését a Galaxis közepét körülvevő gázfelhőben. 1975-ben E. Böcklin és G. Neugebauer összeállította a Galaxis középpontjának infravörös térképét 2,2 és 10 μm hullámhosszra, 2,5" felbontással, amelyen 20 izolált forrást azonosítottak, IRS1-IRS20 néven [24] . Közülük négy (1, 2, 3, 5) helyzetében egybeesett a rádiós megfigyelésekből ismert Sgr A rádióforrás összetevőivel. kiderült, hogy egy igen sűrű (10 6 naptömeg köbparszekenként) óriáscsillaghalmaz, ill. törpék. A fennmaradó források feltehetően tömör H II felhők és bolygóködök voltak, amelyek egy része csillagkomponenseket tartalmazott [25] . Az egyes források hosszirányú sebessége ± 260 km/s tartományban volt, átmérője 0,1-0,45 pc, tömege 0,1-10 naptömegek, távolság a Galaxis középpontjától 0,05-1,6 db A központi objektum tömegét 3⋅10 6 naptömegre becsülték a, ugyanez volt a tömeg eloszlása a középpont körül 1 pc sugarú régióban. Mivel a tömegek kiszámításának valószínűsíthető hibája azonos nagyságrendű volt, a központi test hiányának lehetősége megengedett volt, míg az 1 db sugarú körben eloszló tömeget 0,8-1,6⋅10 7 naptömegre becsülték [26]. .

A következő évtizedet az optikai műszerek felbontásának fokozatos növekedése és az infravörös források egyre részletesebb szerkezetének felfedezése jellemezte. 1985-re világossá vált, hogy a központi fekete lyuk legvalószínűbb helye egy IRS 16-os forrás. Két erős ionizált gázáramot is észleltek, amelyek közül az egyik körpályán forgott 1,7 %-os távolságra a Galaxis központja, a második pedig a parabola mentén 0,5 db távolságra. A központi test tömege ezen áramlatok sebességéből számolva az első folyamnál 4,7⋅10 6 , a másodiknál 3,5⋅10 6 naptömeg volt [27] .

Egyedi csillagok megfigyelése

1991-ben üzembe helyezték a Sharp I infravörös tömbdetektort az Európai Déli Obszervatórium (ESO) 3,5 méteres távcsövénél La Sillában (Chile). Egy 1–2,5 μm hatótávolságú kamera 50 μs szögszögű felbontást biztosított 1 pixel mátrixonként. Ezenkívül egy 3D spektrométert szereltek fel ugyanennek az obszervatóriumnak a 2,2 méteres teleszkópjára.

A nagy felbontású infravörös detektorok megjelenésével lehetővé vált az egyes csillagok megfigyelése a galaxis központi tartományaiban. Spektrális jellemzőik vizsgálata kimutatta, hogy legtöbbjük fiatal, több millió éves csillagokhoz tartozik. A korábban elfogadott nézetekkel ellentétben azt találták, hogy a csillagkeletkezés folyamata aktívan zajlik egy szupermasszív fekete lyuk közelében. Úgy gondolják, hogy ennek a folyamatnak a gázforrása két lapos akkréciós gázgyűrű, amelyet a Galaxis közepén fedeztek fel az 1980-as években. Ezeknek a gyűrűknek a belső átmérője azonban túl nagy ahhoz, hogy megmagyarázza a csillagkeletkezés folyamatát a fekete lyuk közvetlen közelében. A fekete lyuk 1" sugarú körzetében lévő csillagok (úgynevezett "S-csillagok") keringési impulzusának véletlenszerű iránya van, ami ellentmond a keletkezésük akkréciós forgatókönyvének. Feltételezzük, hogy ezek vörös óriások forró magjai, amelyek a Galaxis távoli vidékein alakultak ki, majd a központi zónába vándoroltak, ahol a külső héjukat a fekete lyuk árapály-ereje leszakította [28] .

1996-ra több mint 600 csillagot ismertek a Sagittarius A * rádióforrás körül egy parszek (25") átmérőjű régióban, és közülük 220 csillag sugárirányú sebességét megbízhatóan meghatározták. A központi test tömegét a becslések szerint legyen 2–3⋅10 .

2009 októberétől az infravörös detektorok felbontása elérte a 0,0003"-ot (ami 8 kpc távolságban 2,5 AU-nak felel meg). A Galaxis középpontjától számított 1 pc-n belüli csillagok száma, amelyek mozgási paramétereit mérték, meghaladta 6000 [29] .

A Galaxis középpontjához legközelebb eső 28 csillagra számolták ki a pontos keringést, amelyek közül a legérdekesebb az S2 csillag . A megfigyelési időszakban (1992-2021) csaknem két teljes fordulatot tett a fekete lyuk körül, ami lehetővé tette pályája paramétereinek nagy pontosságú becslését. Az S2 keringési periódusa 15,8±0,11 év, a pálya fél-nagytengelye 0,12495±0,00004" (1000 AU), az excentricitás 0,88441±0,00006, a központi test maximális megközelítése 0,9"a144" . e. [30] [31] Az S2 és más S-halmaz csillagok (S29, S38, S55) pályája a Kepleri-pályákhoz közelinek bizonyult, bár relativisztikus korrekciók is megfigyelhetők (különösen a Schwarzschild-féle direkt precesszió pálya). Nem figyelhető meg a pályák retrográd (newtoni) precessziója, amely kellően nagy eloszlású tömeg jelenlétében a pericentrumok közelében lenne; ez azt jelenti, hogy szinte az összes tömeg, amely a csillagok mozgását befolyásolja, a központban összpontosul. A mérések kizárják (3σ szignifikancia mellett), hogy az S2 pályán belül 7500 M⊙-nál nagyobb eloszlású tömeg létezik [ 31 ] . A pályaparaméterek pontos mérése lehetővé tette a központi test tömegének nagy pontosságú becslését. A legújabb becslések szerint (2021) egyenlő

$\ (4{,}297\pm 0{,}012\mid _{\mathrm {stat} }\pm \,0{,}04\mid _{\mathrm {syst} })\times 10 ^{6}M_{\odot },$

0,012 millió naptömeg statisztikai hibával és 0,04 millió M ⊙ szisztematikus hibával [31] .

A hibákhoz különösen a Nap és a Nyilas A* közötti távolság mérésének hibái járulnak hozzá; ennek a távolságnak a legpontosabb modern becslései [31] :

${\displaystyle \ R_{0}=8277\pm 9\mid _{\mathrm {stat} }\pm \,30\mid _{\mathrm {syst} ))$ pc .

A 4⋅10 6 naptömegű fekete lyuk gravitációs sugara körülbelül 12 millió km, vagyis 0,08 AU. azaz 1400-szor kisebb, mint a legközelebbi távolság, amennyivel az S2 csillag megközelítette a központi testet . A kutatók körében azonban gyakorlatilag kétségtelen, hogy a központi objektum nem kis fényerejű csillagok, neutroncsillagok vagy fekete lyukak halmaza, hiszen ezek ilyen kis térfogatban koncentrálódva elkerülhetetlenül rövid időn belül egyetlen csillaggá egyesülnének. szupermasszív tárgy, ami nem lehet más, csak a fekete lyuk .

Szupermasszív fekete lyukak galaxisunkon kívül

2022-ben a legnehezebb szupermasszív fekete lyuk a TON 618 kvazárban található a Canes Venatici csillagképben , 10,37 milliárd fényévnyi távolságra a Naptól. Tömege 66 milliárd M ⊙ .
Szupermasszív fekete lyuk a Holmberg 15A galaxis közepén , amely a Cetus csillagképben található, 700 millió fényévnyire tőle. évre a Naptól, tömege megközelítőleg 40 ± 8 milliárd naptömegnek felel meg [32] .
Egy 21 milliárd naptömegű szupermasszív fekete lyuk található az NGC 4889 galaxisban , a Coma Berenices csillagképben.
Az OJ 287 kvazár a Rák csillagképben fekete lyukak bináris rendszere, amelyek közül a legnagyobb tömege 18 milliárd M ⊙ , valójában egy kis galaxis tömege.
Az NGC 1277 galaxis közepén, a Perszeusz csillagképben található fekete lyuk tömege 17 milliárd M ⊙ , ami a teljes galaxis tömegének 14%-a [33] .
Az Ursa Major csillagképben található Q0906+6930 szupermasszív fekete lyuk tömege 10 milliárd M⊙ [34] .

Szupermasszív fekete lyukak törpegalaxisokban

2011-ben egy 3⋅10 6 M ⊙ tömegű, aktív szupermasszív fekete lyukat találtak a Henize 2−10 törpegalaxisban, 30 millió fényévre a Naptól, az Iránytű csillagképben [35] . Ezután körülbelül 100 aktív, hatalmas fekete lyukat találtak a viszonylag gyenge csillagkeletkezésű galaxisokban. A hosszabb rádióhullámokat használó további kutatás során 39 jelöltet találtak a kevésbé aktív, masszív fekete lyukakra, amelyek közül a jelöltek közül legalább 14 nagy valószínűséggel hatalmas fekete lyuk. Néhány ilyen potenciálisan hatalmas fekete lyuk nem a galaxisaik középpontjában, hanem a peremén található. Számítógépes szimulációk kimutatták, hogy a törpegalaxisok legfeljebb felében lehetnek nem központi fekete lyukak [36] .

Lásd még

A legmasszívabb fekete lyukak listája

Jegyzetek

↑ Chandra :: Fotóalbum :: RX J1242-11 :: 2004. február 18 . Letöltve: 2019. december 2. Az eredetiből archiválva : 2019. november 2. (határozatlan)
↑ A tudósok megtanulták lemérni a távoli fekete lyukakat . Letöltve: 2019. december 2. Az eredetiből archiválva : 2021. február 11. (határozatlan)
↑ A szupermasszív fekete lyukak paradoxonai . Letöltve: 2015. augusztus 9. Az eredetiből archiválva : 2015. május 27. (határozatlan)
↑ AV Plavin, YY Kovalev, Yu. A. Kovalev, SV Troitsky A TeV és a PeV asztrofizikai neutrínók irányított társulása Radio Blazarokkal archiválva 2021. június 12-én a Wayback Machine -nál, 2021. február The Astrophysical Journal 908(2):157 DOI:10.3847/1538/abceb4387
↑ Tudományos hírek. A fekete lyukakat minden kozmikus neutrínó forrásának nevezik. // A tudás hatalom , 2021, 6. sz. - p. 44-45
↑ Az asztrofizikus meghatározza a legnehezebb fekete lyuk tömegét . Letöltve: 2019. december 2. Az eredetiből archiválva : 2020. szeptember 25. (határozatlan)
↑ SDSSJ140821.67+025733.2 – a legnagyobb fekete lyukkal rendelkező kvazár (2019. március 20.). Letöltve: 2020. január 8. Az eredetiből archiválva : 2021. június 2. (határozatlan)
↑ Nease, Eric. A csillagászok észlelik a legelső közepes tömegű fekete lyukat (nem elérhető link) . The Bunsen Burner (2012. július 9.). Letöltve: 2012. július 9. Az eredetiből archiválva : 2012. július 13. (határozatlan)
↑ Winter, L.M.; et al. XMM-Newton Archival Study of the ULX Population in Nearby Galaxies (angol) // The Astrophysical Journal : Journal. - IOP Publishing , 2006. - október ( 649. kötet ). - P. 730-752 . - doi : 10.1086/506579 .
↑ A texasi csillagászok furcsán hatalmas fekete lyukat fedeztek fel a Tejút-műholdgalaxisban Archiválva 2021. december 12. a Wayback Machine -en, 2021. december 1.
↑ Kormendy J., Richstone D. Inward Bound – a szupermasszív fekete lyukak keresése a galaktikus atommagokban // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - Annual Reviews , 1995. - Vol. 33 . - 581. o . Az eredetiből archiválva : 2007. december 28.
↑ Harms Richard J.; Ford Holland C.; Tsvetanov Zlatan I. et al. Az M87 HST FOS spektroszkópiája: Bizonyíték egy ionizált gáz korongjára egy hatalmas fekete lyuk körül // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Vol. 435 , sz. 1 . -P.L35- L38 . Archiválva az eredetiből 2017. szeptember 2-án.
↑ Kaku, 2022 , p. 123.
↑ Greenhill LJ; Jiang D.R.; Moran JM; Reid MJ; LoKY; Claussen MJ Egy szubparszekenciális átmérőjű lemez észlelése az NGC 4258 magjában // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1995. - Vol. 440 . - 619. o . Archiválva az eredetiből 2017. augusztus 31-én.
↑ Eckart A.; Genzel R. A csillagok megfelelő mozgásainak megfigyelései a Galaktikus Központ közelében // Természet . - 1996. - 1. évf. 383 . - P. 415-417 . Archiválva az eredetiből 2017. szeptember 1-jén.
↑ Oort JH; Rougoor GW A galaktikus központ helyzete // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 1960. - Vol. 121 . - 171. o . Az eredetiből archiválva: 2018. október 4.
↑ Downes D.; Maxwell A. Radio Observations of the Galactic Center Region // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1966. - Vol. 146 . - 653. o . Az eredetiből archiválva: 2018. október 4.
↑ Downes D.; Martin AHM Compact Radio Sources in the Galactic Nucleus // Természet . - 1971. - 1. évf. 233 . - 112-114 . o . Az eredetiből archiválva: 2018. október 4.
↑ Balick Bruce; Sanders Robert H. Radio Fine Structure in the Galactic Center // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1974. - Vol. 192 . - P. 325-336 . Az eredetiből archiválva: 2018. október 4.
↑ Joel Stebbins; Whitford AE Infravörös sugárzás a galaktikus központ régiójából // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1947. - Vol. 52 . — 131. o . Az eredetiből archiválva: 2018. október 4.
↑ Moroz VI. Kísérlet a galaktikus mag infravörös sugárzásának megfigyelésére // Astronomicheskii Zhurnal. - 1961. - 1. évf. 38. - S. 487 . Az eredetiből archiválva: 2018. október 4.
↑ Becklin EE; Neugebauer G. A Galaktikus Központ infravörös megfigyelései // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1968. - Vol. 151 . - 145. o . Az eredetiből archiválva: 2018. október 4.
↑ Wollman ER; Geballe TR; Lacy JH; Townes CH; Rank DM A galaktikus központból származó 12,8 mikronos NE II emisszió spektrális és térbeli felbontása // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1976. - Vol. 205 . - P.L5-L9 . Az eredetiből archiválva: 2018. október 4.
↑ Becklin EE; Neugebauer G. A galaktikus központ nagy felbontású térképei 2,2 és 10 mikronnál // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1975. - Vol. 200 . -P.L71 - L74 . Az eredetiből archiválva: 2018. október 4.
↑ Becklin EE; Matthews K.; Neugebauer G.; Willner SP A galaktikus központ infravörös megfigyelései. I - A tömör források természete // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1978. - Vol. 219 . - 121-128 . o . Az eredetiből archiválva: 2018. október 4.
↑ Lacy JH; Townes CH; Geballe TR; Hollenbach DJ Az ionizált gáz mozgásának és eloszlásának megfigyelései a Galaxis központi parszekjában. II (angol) // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Vol. 241 . - 132-146 . o . Az eredetiből archiválva: 2018. október 4.
↑ Serabyn E.; Lacy JH Tiltott NE II megfigyelések a galaktikus központról - Bizonyíték egy hatalmas blokklyukról // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1985. - Vol. 293 . - P. 445-458 . Az eredetiből archiválva: 2018. október 4.
↑ Martins F.; Gillessen S.; Eisenhauer F.; Genzel R.; Ott T.; Trippe S. A gyorsan mozgó csillag S2 természetéről a Galaktikus Központban // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2008. - Vol. 672 . -P.L119 - L122 . Az eredetiből archiválva : 2017. augusztus 30.
↑ Schödel R.; Merritt D.; Eckart A. A Tejútrendszer magcsillaghalmaza: megfelelő mozgások és tömeg // Csillagászat és asztrofizika . - EDP Sciences , 2009. - Vol. 502 . - P. 91-111 . Az eredetiből archiválva : 2009. szeptember 1.
↑ Gillessen S. et al. Csillagpályák megfigyelése a galaktikus központban található hatalmas fekete lyuk körül // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2009. - Vol. 692 . - P. 1075-1109 . Archiválva az eredetiből: 2019. április 15.
↑ 1 2 3 4 Abuter R. et al. ( GRAVITY Együttműködés ). Tömegeloszlás a Galaktikus Központban több csillagpálya interferometrikus asztrometriáján // Astronomy & Astrophysics. - 2021. - december 14. — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/202142465 .
↑ 40 milliárdos naptömegű fekete lyuk a Holm 15A szélső magjában, az Abell 85 központi galaxisában Archiválva 2019. augusztus 3-án a Wayback Machine -nél , 2019
↑ Cosmos magazin: A legnagyobb fekete lyuk . Letöltve: 2013. február 26. Az eredetiből archiválva : 2015. szeptember 28.. (határozatlan)
↑ A csillagászok felfedezték a világegyetem legmasszívabb fekete lyukát (hozzáférhetetlen link) . Letöltve: 2019. december 2. Az eredetiből archiválva : 2016. május 30. (határozatlan)
↑ Amy E. Reines, Gregory R. Sivakoff, Kelsey E. Johnson, Crystal L. Brogan . Aktívan gyarapodó hatalmas fekete lyuk a Henize 2-10 törpecsillaggalaxisban Archiválva : 2019. június 9. a Wayback Machine -nél , 2011. január 9.
↑ Nagy fekete lyukak telepedhetnek meg a kis galaxisok peremén Archiválva : 2019. május 25., a Wayback Machine , 2019. MÁJUS 23.

Irodalom

Michio Kaku . Isten egyenlet. Mindennek elméletét keresve = Michio Kaku. Az Isten-egyenlet: Mindennek elméletének keresése. - M. : Alpina non-fiction, 2022. - 246 p. - ISBN 978-5-00139-431-0 .

Linkek

Felfedik a szupermasszív fekete lyukak kialakulásának mechanizmusát
Laura Ferrarese; David MerrittSzupermasszív fekete lyukak (angol) // Physics World : magazin. - 2002. - 20. évf. 15 , sz. 1 . - 41-46 . o . - doi : 10.1088/2058-7058/15/6/43 . - . — arXiv : astro-ph/0206222 .

Szótárak és enciklopédiák	Nagy norvég

Fekete lyukak

Típusok

Méretek

Oktatás

Tulajdonságok

Modellek

elméletek

Pontos megoldások az általános relativitáselméletben

Schwarzschild
Kerra
Reisner-Nordström
Kerr-Newman
Pontos fekete lyuk megoldás

Kapcsolódó témák

Fekete lyukak listája
- A kvazárok listája
A fekete lyuk fizika krónikája
RXTE
Hiperkompakt csillagrendszer
szingularitás reaktor
A numerikus relativitáselmélet
Gravitációs hullámok

Kategória: Fekete lyukak

galaxisok
Fajták	Elliptikus (E) Spirál (S) pelyhes Rendezett szerkezettel Barred Spiral (SB) Lencse alakú (S0) Rossz (Irr) törpe (d) Törpe szabálytalan (dI) Elliptikus törpe (dE) Törpe gömb alakú (dSph) Ultra kompakt törpe (UCD) Ultradiffúz gyűrűs Polárgyűrűvel vérszegény
Szerkezet	Szupernehéz fekete lyuk Kidudorodás Rúd Korong Sejtmag Lencse (galaxisok) spirális ág galaktikus sík Halo sarki gyűrű Protogalaxis Ködök
Aktív magok	Relativisztikus sugárhajtású Seyfert galaxis rádiógalaxis Lacertida kvazár Quazag
Kölcsönhatás	kölcsönható galaxisok "Égő" galaxis Műhold galaxisok csoportja helyi csoport Fürt szuperhalmaz Üres csillagfolyam
Jelenségek és folyamatok	Eredet és evolúció Gravitációs lencse különös galaxis Galaktikus év Metagalaxis Galaktikus szál Great Wall ( Sloan , CfA2 , Hercules - North Crown ) Nagy attraktor
Listák	Különleges galaxisok atlasza A legközelebbi A Tejútrendszer műholdai A legtávolabbi