Supermasivní černá díra -Supermassive black hole

z Wikipedie, otevřené encyklopedie

Toto je první přímý snímek supermasivní černé díry, která se nachází v galaktickém jádru Messier 87 . Ukazuje emisi rádiových vln z vyhřívaného akrečního prstence obíhajícího objekt při střední vzdálenosti od350 AU neboli desetkrát větší než oběžná dráha Neptunu kolem Slunce. Tmavý střed je horizont události a její stín. Snímek byl zveřejněn v roce 2019 organizací Event Horizon Telescope Collaboration.

Supermasivní černá díra ( SMBH nebo někdy SBH ) je největší typ černé díry, jejíž hmotnost je v řádu milionů až miliardkrát větší než hmotnost Slunce ( M ). Černé díryou třídou astronomických objektů, které prošly gravitačním kolapsem a zanechaly za sebou sféroidní oblasti vesmíru, ze kterých nemůže uniknout nic, dokonce ani světlo . Důkazy pozorování ukazují, že téměř každá velká galaxie má ve svém středu supermasivní černou díru. Například Mléčná dráhave svém galaktickém středu supermasivní černou díru, která odpovídá rádiovému zdroji Sagittarius A* . Narůstání mezihvězdného plynu na supermasivní černé díry je proces zodpovědný za napájení aktivních galaktických jader a kvasarů .

Dvě supermasivní černé díry byly přímo zobrazeny dalekohledem Event Horizon Telescope : černá díra v obří eliptické galaxii Messier 87 a černá díra v centru Mléčné dráhy .

Popis

Supermasivní černé díryou klasicky definovány jako černé díry s hmotností nad 0,1 milionu až 1 milion M . Někteří astronomové začali označovat černé díry o velikosti alespoň 10 miliard M jako ultramasivní černé díry. Většina z nich (jako TON 618 ) je spojena s mimořádně energetickými kvasary. Ještě větší byly nazvány úžasně velké černé díry (SLAB) s hmotností větší než 100 miliard M . Ačkoli poznamenali, že v současné době neexistuje žádný důkaz, že ohromně velké černé díryou skutečné, poznamenali, že supermasivní černé díry téměř stejné velikosti skutečně existují. Některé studie naznačují, že maximální hmotnost, kterou může černá díra dosáhnout, i když jde o světelné akretory, je řádově ~50 miliard M .

Supermasivní černé díry mají fyzikální vlastnosti, které je jasně odlišují od klasifikací s nižší hmotností. Za prvé, slapové síly v blízkosti horizontu událostíou u supermasivních černých děr výrazně slabší. Slapová síla na těleso v horizontu událostí černé díry je nepřímo úměrná druhé mocnině hmotnosti černé díry: člověk na horizontu událostí 10 milionů M černé díry zažívá přibližně stejnou slapovou sílu mezi hlavou a nohama jako člověk na povrchu země. Na rozdíl od černých děr s hvězdnou hmotností by člověk nezažil významnou slapovou sílu, dokud nebyl velmi hluboko v černé díře. Navíc je poněkud kontraintuitivní poznamenat, že průměrná hustota SMBH v jejím horizontu událostí (definovaná jako hmotnost černé díry dělená objemem prostoru v jejím Schwarzschildově poloměru ) může být menší než hustota vody . Schwarzschildův poloměr je totiž přímo úměrný jeho hmotnosti . Protože objem kulového objektu (jako je horizont událostí nerotující černé díry) je přímo úměrný třetí mocnině poloměru, hustota černé díry je nepřímo úměrná druhé mocnině hmotnosti, a tedy vyšší. masové černé díry mají nižší průměrnou hustotu .

Schwarzschildův poloměr horizontu událostí (nerotující) supermasivní černé díry o velikosti ~1 miliardy M je srovnatelný s hlavní poloosou oběžné dráhy planety Uran, která je 19 AU .

Historie výzkumu

Příběh o tom, jak byly nalezeny supermasivní černé díry, začal výzkumem rádiového zdroje 3C 273, který provedl Maarten Schmidt v roce 1963. Původně se předpokládalo, že se jedná o hvězdu, ale spektrum se ukázalo jako záhadné. Bylo zjištěno, že se jedná o čáry emisí vodíku, které byly červeně posunuty, což naznačuje, že se objekt vzdaluje od Země. Hubbleův zákon ukázal, že objekt se nachází několik miliard světelných let daleko, a proto musí vyzařovat energii ekvivalentní stovkám galaxií. Rychlost světelných variací zdroje označovaného jako kvazi-hvězdný objekt nebo kvasar naznačovala, že oblast vyzařování má průměr jeden parsek nebo méně. Čtyři takové zdroje byly identifikovány do roku 1964.

V roce 1963 Fred Hoyle a WA Fowler navrhli existenci supermasivních hvězd spalujících vodík (SMS) jako vysvětlení kompaktních rozměrů a vysokého energetického výdeje kvasarů. Ty by měly hmotnost asi 10 5 – 10 9 M . Richard Feynman však poznamenal, že hvězdy nad určitou kritickou hmotnostíou dynamicky nestabilní a zhroutily by se do černé díry, alespoň pokud by byly nerotující. Fowler poté navrhl, že tyto supermasivní hvězdy projdou řadou kolapsových a explozivních oscilací, čímž se vysvětluje vzorec výstupu energie. Appenzeller a Fricke (1972) vytvořili modely tohoto chování, ale zjistili, že výsledná hvězda by stále podléhala kolapsu, a došli k závěru, že nerotující hvězda0,75 × 10 6 M SMS „nemůže uniknout kolapsu do černé díry spalováním vodíku v cyklu CNO “.

Edwin E. Salpeter a Yakov Zeldovich v roce 1964 navrhli, že hmota dopadající na masivní kompaktní objekt by vysvětlila vlastnosti kvasarů. Vyžadovalo by to hmotnost kolem 10 8 M , aby odpovídaly výkonu těchto objektů. Donald Lynden-Bell v roce 1969 poznamenal, že dopadající plyn vytvoří plochý disk, který se spirálovitě vine do centrálního „ Schwarschildova hrdla “. Poznamenal, že relativně nízký výstup blízkých galaktických jader naznačuje, že se jedná o staré, neaktivní kvasary. Mezitím, v roce 1967, Martin Ryle a Malcolm Longair navrhli, že téměř všechny zdroje mimogalaktické radiové emise lze vysvětlit modelem, ve kterémou částice vyhazovány z galaxií relativistickými rychlostmi ; což znamená, že se pohybují blízko rychlosti světla . Martin Ryle, Malcolm Longair a Peter Scheuer pak v roce 1973 navrhli, že by původním zdrojem energie pro tyto relativistické výtrysky mohlo být kompaktní centrální jádro .

Arthur M. Wolfe a Geoffrey Burbidge v roce 1970 poznamenali, že velký rozptyl rychlosti hvězd v jaderné oblasti eliptických galaxií lze vysvětlit pouze velkou koncentrací hmoty v jádře; větší, než by bylo možné vysvětlit běžnými hvězdami. Ukázali, že chování lze vysvětlit masivní černou dírou s velikostí až 10 10 M nebo velkým počtem menších černých děr s hmotností pod 10 3 M . Dynamický důkaz masivního tmavého objektu byl nalezen v jádru aktivní eliptické galaxie Messier 87 v roce 1978, původně odhadovaný na5 × 10 9 M . Objev podobného chování v dalších galaxiích brzy následoval, včetně galaxie Andromeda v roce 1984 a galaxie Sombrero v roce 1988.

Donald Lynden-Bell a Martin Rees v roce 1971 předpokládali, že střed galaxie Mléčná dráha bude obsahovat masivní černou díru. Sagittarius A* byl objeven a pojmenován 13. a 15. února 1974 astronomy Brucem Balickem a Robertem Brownem pomocí interferometru Green Bank z National Radio Astronomy Observatory . Objevili rádiový zdroj, který vysílá synchrotronové záření ; bylo zjištěno, že je hustá a nehybná kvůli své gravitaci. To byl tedy první náznak toho, že v centru Mléčné dráhy existuje supermasivní černá díra.

Hubbleův vesmírný dalekohled, vypuštěný v roce 1990, poskytl rozlišení potřebné k provádění jemnějších pozorování galaktických jader. V roce 1994 byl spektrograf slabých objektů na HST použit k pozorování Messier 87, při zjištění, že ionizovaný plyn obíhá centrální část jádra rychlostí ±500 km/s. Údaje indikovaly koncentrovanou hmotnost(2,4 ± 0,7) × 10 9 M leželo uvnitř a0,25 rozpětí, poskytuje silný důkaz o supermasivní černé díře. Použitím pole velmi dlouhé základní linie k pozorování Messiera 106, Miyoshi et al. (1995) byli schopni prokázat, že emise z H2O maseru v této galaxii pocházejí z plynného disku v jádře, který obíhá kolem koncentrované hmoty3,6 × 10 7 M , která byla omezena na poloměr 0,13 parseků. Jejich průlomový výzkum zaznamenal, že roj černých děr sluneční hmoty v okruhu takto malého by dlouho nepřežil, aniž by podstoupil kolize, takže supermasivní černá díra je jediným životaschopným kandidátem. Toto pozorování, které poskytlo první potvrzení supermasivních černých děr, doprovázel objev vysoce rozšířené emisní čáry ionizovaného železa Kα (6,4 keV) z galaxie MCG-6-30-15. Rozšíření bylo způsobeno gravitačním rudým posunem světla, když uniklo z pouhých 3 až 10 Schwarzschildových poloměrů z černé díry.

Dne 10. dubna 2019 zveřejnila organizace Event Horizon Telescope první snímek černé díry v měřítku horizontu v centru galaxie Messier 87.

V únoru 2020 astronomové oznámili, že dutina v Ophiuchově superkupě, pocházející ze supermasivní černé díry, je výsledkem největší známé exploze ve vesmíru od velkého třesku .

V březnu 2020 astronomové navrhli, že by další podkruhy měly tvořit fotonový prstenec, čímž navrhli způsob, jak lépe detekovat tyto podpisy na prvním snímku černé díry.

Formace

Umělcova koncepce supermasivní černé díry obklopené akrečním diskem a vyzařující relativistický výtrysk

Původ supermasivních černých děr zůstává otevřeným polem výzkumu. Astrofyzici se shodují, že černé díry mohou růst akrecí hmoty a splynutím s jinými černými dírami. Existuje několik hypotéz o mechanismech formování a počátečních hmotnostech progenitorů neboli „semen“ supermasivních černých děr. Nezávisle na specifickém formovacím kanálu pro semeno černé díry, při dostatečné hmotě v blízkosti, by se mohla akretovat, aby se stala černou dírou střední hmotnosti a možná SMBH, pokud rychlost akrece přetrvává.

Prvními progenitorovými semeny mohou být černé díry o desítkách nebo možná stovkách slunečních hmot, které zanechávají výbuchy hmotných hvězd a rostou narůstáním hmoty. Další model zahrnuje hustou hvězdokupu procházející kolapsem jádra, protože záporná tepelná kapacita systému pohání rozptyl rychlosti v jádru na relativistické rychlosti.

Před prvními hvězdami se velká plynová mračna mohla zhroutit do " kvazihvězdy ", která by se zase zhroutila do černé díry o velikosti kolem 20 M . Tyto hvězdy mohly být také vytvořeny halony temné hmoty, které gravitací přitahovaly obrovské množství plynu, což by pak vytvořilo supermasivní hvězdy s desítkami tisíc hmotností Slunce. „Kvazihvězda“ se stává nestabilní vůči radiálním poruchám kvůli produkci páru elektron-pozitron ve svém jádru a mohla by se zhroutit přímo do černé díry bez výbuchu supernovy (což by vyvrhlo většinu její hmoty, což by černé díře bránilo v tak rychlém růstu. ).

Novější teorie navrhuje, že semena SMBH se vytvořila ve velmi raném vesmíru, každé z kolapsu supermasivní hvězdy o hmotnosti kolem 100 000 hmotností Slunce.

Velká mračna plynu bez obsahu kovů s vysokým rudým posuvem, kdyžou ozářena dostatečně intenzivním tokem Lyman-Wernerových fotonů, se mohou vyhnout ochlazení a fragmentaci, a tak se zhroutí jako jediný objekt v důsledku vlastní gravitace . Jádro hroutícího se objektu dosahuje extrémně velkých hodnot hustoty hmoty, řádově asi10 7 g/cm 3 a spouští obecnou relativistickou nestabilitu. Objekt se tedy zhroutí přímo do černé díry, aniž by prošel střední fází hvězdy nebo kvazihvězdy. Tyto objekty mají typickou hmotnost asi 100 000 M a nazývají se černé díry s přímým kolapsem .

Umělcův dojem z obrovského odtoku vyvrženého z kvasaru SDSS J1106+1939
Umělcova ilustrace galaxie s výtrysky ze supermasivní černé díry.

Konečně, primordiální černé díry mohly být vytvořeny přímo z vnějšího tlaku v prvních okamžicích po Velkém třesku. Tyto primordiální černé díry by pak měly více času než kterýkoli z výše uvedených modelů na akreci, což by jim umožnilo dosáhnout supermasivních velikostí. Vznik černých děr ze smrti prvních hvězd byl rozsáhle studován a potvrzen pozorováními. Ostatní výše uvedené modely tvorby černých děrou teoretické.

Tvorba supermasivní černé díry vyžaduje relativně malý objem vysoce husté hmoty s malým momentem hybnosti . Normálně proces akrece zahrnuje transport velkého počátečního množství momentu hybnosti směrem ven, a to se zdá být limitujícím faktorem růstu černých děr. Toto je hlavní součást teorie akrečních disků . Narůstání plynu je nejúčinnějším a také nejnápadnějším způsobem růstu černých děr. Předpokládá se, že k většině masového růstu supermasivních černých děr dochází prostřednictvím epizod rychlé akrece plynu, kteréou pozorovatelné jako aktivní galaktická jádra nebo kvasary. Pozorování odhalují, že kvasary byly mnohem častější, když byl vesmír mladší, což naznačuje, že supermasivní černé díry vznikaly a rostly brzy. Hlavním omezujícím faktorem pro teorie tvorby supermasivních černých děr je pozorování vzdálených svítících kvasarů, které naznačují, že supermasivní černé díry o miliardách slunečních hmotností se vytvořily již v době, kdy byl vesmír starý méně než jednu miliardu let. To naznačuje, že supermasivní černé díry vznikly velmi brzy ve vesmíru, uvnitř prvních hmotných galaxií.

Umělcův dojem hvězd zrozených ve větru ze supermasivních černých děr.

Existuje horní hranice toho, jak velké supermasivní černé díry mohou růst. Zdá se, že takzvané ultramasivní černé díry (UMBH), kteréou nejméně desetkrát větší než většina supermasivních černých děr, mají hmotnost 10 miliard Slunce nebo více a mají teoretickou horní hranici přibližně 50 miliard hmotností Slunce, stejně jako cokoliv nad touto hranicí. zpomaluje růst až k plazení (zpomalení má tendenci začít kolem 10 miliard slunečních hmot) a způsobuje, že nestabilní akreční disk obklopující černou díru se spojí do hvězd, které kolem ní obíhají.

Vzdálené supermasivní černé díry, jakoou J0313–1806 a ULAS J1342+0928, je těžké vysvětlit tak brzy po velkém třesku. Někteří předpokládají, že mohou pocházet z přímého kolapsu temné hmoty s vlastní interakcí. Malá menšina zdrojů tvrdí, že mohou být důkazem toho, že vesmír je výsledkem velkého odskoku namísto velkého třesku, přičemž tyto supermasivní černé díry vznikly před velkým odskokem.

Aktivita a galaktický vývoj

Předpokládá se, že gravitace ze supermasivních černých děr ve středu mnoha galaxií pohání aktivní objekty, jakoou Seyfertovy galaxie a kvasary, a vztah mezi hmotností centrální černé díry a hmotností hostitelské galaxie závisí na typu galaxie . Empirická korelace mezi velikostí supermasivních černých děr a rozptylem hvězdné rychlosti ve výduti galaxie se nazývá vztah M–sigma .

Aktivní galaktické jádro (AGN) je nyní považováno za galaktické jádro hostící masivní černou díru, která akretuje hmotu a vykazuje dostatečně silnou svítivost. Jaderná oblast Mléčné dráhy například postrádá dostatečnou svítivost ke splnění této podmínky. Jednotný model AGN je koncept, že velký rozsah pozorovaných vlastností taxonomie AGN lze vysvětlit pomocí malého počtu fyzikálních parametrů. U výchozího modelu se tyto hodnoty skládaly z úhlu torusu akrečního disku k přímce pohledu a svítivosti zdroje. AGN lze rozdělit do dvou hlavních skupin: radiační režim AGN, ve kterém je většina výstupu ve formě elektromagnetického záření přes opticky tlustý akreční disk, a jetový režim, ve kterém relativistické jety vycházejí kolmo k disku.

Interakce dvojice galaxií hostujících SMBH může vést k událostem sloučení. Dynamické tření na hostovaných objektech SMBH způsobuje, že klesají směrem ke středu sloučené hmoty a nakonec vytvoří pár se vzdáleností pod kiloparsek. Interakce tohoto páru s okolními hvězdami a plynem postupně spojí SMBH jako gravitačně vázaný binární systém se vzdáleností deseti parseků nebo méně. Jakmile se dvojice přiblíží na vzdálenost 0,001 parseku, gravitační záření způsobí jejich sloučení. V době, kdy k tomu dojde, bude výsledná galaxie již dávno uvolněná z události sloučení, přičemž počáteční aktivita vzplanutí hvězd a AGN odezní. Gravitační vlny z této koalescence mohou dát výslednému SMBH zvýšení rychlosti až o několik tisíc km/s, vyhánět ho pryč z galaktického centra a možná ho dokonce vymrštit z galaxie.

Důkaz

Dopplerovská měření

Simulace bočního pohledu na černou díru s průhledným toroidním prstencem ionizované hmoty podle navrženého modelu pro Sgr A* . Tento obrázek ukazuje výsledek ohybu světla zpoza černé díry a také ukazuje asymetrii vznikající Dopplerovým jevem z extrémně vysoké orbitální rychlosti hmoty v prstenci.

Některé z nejlepších důkazů pro přítomnost černých děr poskytuje Dopplerův jev, při kterém je světlo z blízké obíhající hmoty posunuto do červena, když se vzdaluje a do modré, když postupuje. U hmoty velmi blízké černé díře musí být orbitální rychlost srovnatelná s rychlostí světla, takže ustupující hmota se bude jevit jako velmi slabá ve srovnání s postupující hmotou, což znamená, že systémy s vnitřně symetrickými disky a prstenci získají vysoce asymetrický vizuální vzhled. Tento efekt byl umožněn v moderních počítačově generovaných obrázcích, jako je zde uvedený příklad, založený na věrohodném modelu pro supermasivní černou díru v Sgr A* ve středu Mléčné dráhy. Rozlišení poskytované v současnosti dostupnou teleskopickou technologií je však stále nedostatečné pro přímé potvrzení takových předpovědí.

To, co již bylo pozorováno přímo v mnoha systémech,ou nižší nerelativistické rychlosti hmoty obíhající dále od míst, kteráou považována za černé díry. Přímá Dopplerova měření vodních maserů obklopujících jádra blízkých galaxií odhalila velmi rychlý keplerovský pohyb, který je možný pouze s vysokou koncentrací hmoty ve středu. V současné doběou jedinými známými objekty, které dokážou zabalit dostatek hmoty na tak malý prostor, černé díry, neboli věci, které se vyvinou v černé díry v astrofyzikálně krátkých časových úsecích. U vzdálenějších aktivních galaxií lze použít šířku širokých spektrálních čar k sondování plynu obíhajícího blízko horizontu událostí. Technika mapování dozvuku využívá variabilitu těchto čar k měření hmotnosti a možná i rotace černé díry, která pohání aktivní galaxie.

V Mléčné dráze

Odvozené dráhy 6 hvězd kolem kandidáta na supermasivní černou díru Sagittarius A* v galaktickém centru Mléčné dráhy

Astronomovéou přesvědčeni, že galaxie Mléčná dráha má ve svém středu supermasivní černou díru, 26 000 světelných let od Sluneční soustavy, v oblasti zvané Sagittarius A*, protože:

  • Hvězda S2 sleduje eliptickou dráhu s periodou 15,2 let a pericentrem (nejbližší vzdálenost) 17 světelných hodin (1,8 × 10 13 m nebo 120 AU) od středu centrálního objektu.
  • Z pohybu hvězdy S2 lze hmotnost objektu odhadnout na 4,1 milionu M , nebo přibližně8,2 × 10 36 kg .
  • Poloměr centrálního objektu musí být menší než 17 světelných hodin, protože jinak by s ním S2 kolidoval. Pozorování hvězdy S14 naznačují, že poloměr není větší než 6,25 světelných hodin, což je přibližně průměr oběžné dráhy Uranu .
  • Žádný známý astronomický objekt jiný než černá díra nemůže v tomto objemu prostoru obsahovat 4,1 milionu M ☉ .

Infračervená pozorování aktivity jasných erupcí poblíž Sagittarius A* ukazují orbitální pohyb plazmatu s periodou45 ± 15 min při vzdálenosti šesti až desetinásobku gravitačního poloměru kandidáta SMBH. Tato emise je v souladu s kruhovou dráhou polarizovaného "horkého bodu" na akrečním disku v silném magnetickém poli. Vyzařující hmota obíhá rychlostí 30 % rychlosti světla těsně mimo nejvnitřnější stabilní kruhovou dráhu .

5. ledna 2015 NASA oznámila pozorování rentgenové erupce 400krát jasnější než obvykle, rekordmanka, od Sagittarius A*. Neobvyklá událost mohla být podle astronomů způsobena rozpadem asteroidu padajícího do černé díry nebo propletením siločar magnetického pole v plynu proudícím do Sagittarius A*.

Detekce neobvykle jasného rentgenového záblesku ze Sagittarius A*, supermasivní černé díry v centru galaxie Mléčná dráha .
Sagittarius A* zachycený dalekohledem Event Horizon Telescope .

Mimo Mléčnou dráhu

Umělcův dojem supermasivní černé díry, která trhá hvězdu. Dole: supermasivní černá díra požírající hvězdu v galaxii RX J1242−11 – rentgenová (vlevo) a optická (vpravo).

Jednoznačný dynamický důkaz supermasivních černých děr existuje pouze v hrstce galaxií; mezi ně patří Mléčná dráha, galaxie místní skupiny M31 a M32 a několik galaxií za místní skupinou, např . NGC 4395 . V těchto galaxiích střední kvadratická (nebo rms) rychlost hvězd nebo plynu stoupá úměrně k 1/ r blízko středu, což ukazuje na hmotu centrálního bodu. Ve všech ostatních dosud pozorovaných galaxiíchou rms rychlosti ploché nebo dokonce klesající směrem ke středu, takže není možné s jistotou tvrdit, že je přítomna supermasivní černá díra. Přesto se obecně uznává, že střed téměř každé galaxie obsahuje supermasivní černou díru. Důvodem tohoto předpokladu je vztah M–sigma, těsný vztah (nízký rozptyl) mezi hmotností díry v asi 10 galaxiích se zabezpečenou detekcí a rozptylem rychlosti hvězd ve výdutích těchto galaxií. Tato korelace, i když je založena pouze na hrstce galaxií, naznačuje mnoha astronomům silné spojení mezi vznikem černé díry a samotnou galaxií.

Fotografie 4400 světelných let dlouhého relativistického výtrysku Messier 87 z Hubbleova vesmírného dalekohledu, což je hmota vyvrhovaná6,4 × 10 9 M supermasivní černá díra ve středu galaxie

Nedaleká galaxie Andromeda, vzdálená 2,5 milionu světelných let, obsahuje (1,1–2.3) × 10 8 (110–230 milionů) M centrální černá díra, výrazně větší než Mléčná dráha. Zdá se, že největší supermasivní černá díra v okolí Mléčné dráhy je díra Messier 87 (tj. M87*), o hmotnosti(6,4 ± 0,5) × 10 9 (cca 6,4 miliardy) M ve vzdálenosti 53,5 milionů světelných let. Nadobří eliptická galaxie NGC 4889 ve vzdálenosti 336 milionů světelných let v souhvězdí Coma Berenices obsahuje černou díru,2,1 × 1010 ( 21 miliard) M .

Hmotnosti černých děr v kvasarech lze odhadnout pomocí nepřímých metod, které podléhají značné nejistotě. Kvasar TON 618 je příkladem objektu s extrémně velkou černou dírou, odhadem na6,6 × 10 10 (66 miliard) M . Jeho červený posuv je 2,219. Další příklady kvasarů s velkou odhadovanou hmotností černých děrou hyperluminózní kvasar APM 08279+5255 s odhadovanou hmotností2,3 × 10 10 (23 miliard) M a kvasar S5 0014+81 o hmotnosti4,0 × 10 10 (40 miliard) M neboli 10 000násobek hmotnosti černé díry v Galaktickém centru Mléčné dráhy.

Zdá se, že některé galaxie, jako například galaxie 4C +37,11, mají ve svých centrech dvě supermasivní černé díry, které tvoří binární systém . Pokud by se srazily, událost by vytvořila silné gravitační vlny . Binární supermasivní černé díryou považovány za běžný důsledek galaktických sloučení . Binární pár v OJ 287, vzdálený 3,5 miliardy světelných let, obsahuje nejhmotnější černou díru v páru s hmotností odhadovanou na 18 miliard M . V roce 2011 byla v trpasličí galaxii Henize 2-10 objevena supermasivní černá díra, která nemá žádnou vybouleninu. Přesné důsledky tohoto objevu na tvorbu černých děr nou známy, ale mohou naznačovat, že černé díry vznikly před vyboulením.

28. března 2011 byla spatřena supermasivní černá díra, která trhala hvězdu střední velikosti. To je jediné pravděpodobné vysvětlení pozorování toho dne náhlého rentgenového záření a následných širokopásmových pozorování. Zdrojem bylo dříve neaktivní galaktické jádro a ze studia výbuchu se odhaduje, že galaktické jádro je SMBH s hmotností řádově miliónu slunečních hmot. Předpokládá se, že tato vzácná událost je relativistickým výtokem (materiál je emitován v jetu při významném zlomku rychlosti světla) z hvězdy slapově narušené SMBH. Očekává se, že na SMBH přibude značná část sluneční hmoty. Následné dlouhodobé pozorování umožní tento předpoklad potvrdit, pokud se emise z výtrysku rozpadají očekávanou rychlostí pro narůstání hmoty na SMBH.

Oblak plynu o několikanásobku hmotnosti Země se zrychluje směrem k supermasivní černé díře ve středu Mléčné dráhy.

V roce 2012 astronomové ohlásili neobvykle velkou hmotnost přibližně 17 miliard M pro černou díru v kompaktní čočkovité galaxii NGC 1277, která leží 220 milionů světelných let daleko v souhvězdí Perseus . Předpokládaná černá díra má přibližně 59 procent hmotnosti vyboulení této čočkovité galaxie (14 procent celkové hvězdné hmotnosti galaxie). Jiná studie dospěla k velmi odlišnému závěru: tato černá díra není nijak zvlášť masivní, odhaduje se na 2 až 5 miliard M ☉, přičemž 5 miliard M je nejpravděpodobnější hodnota. 28. února 2013 astronomové poprvé informovali o použití družice NuSTAR k přesnému měření rotace supermasivní černé díry v NGC 1365 a oznámili, že se horizont událostí otáčí téměř rychlostí světla.


V září 2014 data z různých rentgenových teleskopů ukázala, že extrémně malá, hustá, ultrakompaktní trpasličí galaxie M60-UCD1 hostí ve svém středu černou díru o hmotnosti 20 milionů slunečních paprsků, což představuje více než 10 % celkové hmotnosti galaxie. galaxie. Objev je docela překvapivý, protože černá díra je pětkrát hmotnější než černá díra Mléčné dráhy, přestože galaxie má méně než pět tisícin hmotnosti Mléčné dráhy.

Některé galaxie postrádají ve svých centrech supermasivní černé díry. Ačkoli většina galaxií bez supermasivních černých děr je velmi malá, trpasličí galaxie, jeden objev zůstává záhadný: Nebylo zjištěno, že by superobří eliptická cD galaxie A2261-BCG obsahovala aktivní supermasivní černou díru, přestože je galaxie jednou z největších známých galaxií. ; desetkrát větší a tisíckrát větší než Mléčná dráha. Vzhledem k tomu, že supermasivní černá díra bude viditelná pouze při akreci, může být supermasivní černá díra téměř neviditelná, s výjimkou jejích účinků na hvězdné dráhy.

V prosinci 2017 astronomové ohlásili detekci nejvzdálenějšího v současnosti známého kvasaru, ULAS J1342+0928, obsahujícího nejvzdálenější supermasivní černou díru, s hlášeným rudým posuvem z = 7,54, který překonal rudý posuv 7 u dříve známého nejvzdálenějšího kvasaru. ULAS J1120+0641 .

Supermasivní černá díra a menší černá díra v galaxii OJ 287
Srovnání velkých a malých černých děr v galaxii OJ 287 se sluneční soustavou
Záblesky disku černé díry v galaxii OJ 287
(1:22; animace; 28. dubna 2020)
Supermasivní černá díra NeVe 1 je zodpovědná za erupci Ophiuchus Supercluster – nejenergičtější erupci, která kdy byla zjištěna.
Od: rentgenová observatoř Chandra

V únoru 2020 astronomové ohlásili objev erupce erupce Ophiuchus Supercluster, nejenergičtější události ve vesmíru, která byla kdy zaznamenána od velkého třesku . Došlo k němu v kupě Ophiuchus v galaxii NeVe 1, což bylo způsobeno akrecí téměř 270 milionů slunečních hmot materiálu její centrální supermasivní černou dírou. Erupce trvala asi 100 milionů let a uvolnila 5,7 milionkrát více energie než nilnější známý záblesk gama . Erupce uvolnila rázové vlny a výtrysky vysokoenergetických částic, které prorazily médium uvnitř kupy a vytvořily dutinu širokou asi 1,5 milionu světelných let – desetkrát větší než je průměr Mléčné dráhy .

V únoru 2021 astronomové poprvé zveřejnili snímek 25 000 aktivních supermasivních černých děr s velmi vysokým rozlišením, pokrývající čtyři procenta severní nebeské polokoule, na základě ultranízkých rádiových vlnových délek, jak bylo detekováno nízkofrekvenčním polem. (LOFAR) v Evropě.

Hawkingovo záření

Hawkingovo záření je záření černého tělesa, o kterém se předpokládá, že jej uvolňují černé díry v důsledku kvantových efektů v blízkosti horizontu událostí. Toto záření snižuje hmotnost a energii černých děr, což způsobuje, že se zmenšují a nakonec zmizí. Pokud se černé díry vypaří Hawkingovým zářením, supermasivní černá díra o hmotnosti 10 11 (100 miliard) M se vypaří přibližně za 2×10 100 let. Předpovídá se, že některé monstrózní černé díry ve vesmíru budou během kolapsu superkup galaxií nadále růst až na možná 10 14 M ☉ . I ty by se vypařily v časovém horizontu až 10 106 let.

Viz také

Reference

Další čtení

externí odkazy

Poslechněte si tento článek ( 22 minut )
Ikona mluvené Wikipedie
Tento zvukový soubor byl vytvořen na základě revize tohoto článku ze dne 20. března 2017 a neodráží následné úpravy. ( 2017-03-20 )