Supermassiivinen musta aukko -Supermassive black hole

Wikipediasta, ilmaisesta tietosanakirjasta

Tämä on ensimmäinen suora kuva supermassiivisesta mustasta aukosta, joka sijaitsee Messier 87 :n galaktisessa ytimessä . Se näyttää radioaaltosäteilyn kuumennetusta akkretiorenkaasta, joka kiertää kohdetta keskimääräisellä etäisyydellä350 AU eli kymmenen kertaa suurempi kuin Neptunuksen kiertorata Auringon ympäri. Pimeä keskus on tapahtumahorisontti ja sen varjo. Kuvan julkaisi vuonna 2019 Event Horizon Telescope Collaboration.

Supermassiivinen musta aukko ( SMBH tai joskus SBH ) on suurin musta aukkotyyppi, jonka massa on luokkaa miljoonia - miljardeja kertoja Auringon massasta ( M ). Mustat aukot ovat luokka tähtitieteellisiä esineitä, jotka ovat läpikäyneet painovoiman romahtamisen ja jättäneet jälkeensä avaruuden pallomaisia ​​alueita, joista mikään ei pääse pakoon, ei edes valo . Havainnot osoittavat, että lähes jokaisen suuren galaksin keskellä on supermassiivinen musta aukko. Esimerkiksi Linnunradan galaktisessa keskustassa on supermassiivinen musta aukko, joka vastaa radiolähdettä Sagittarius A* . Tähtienvälisen kaasun kertyminen supermassiivisiin mustiin aukkoihin on prosessi, joka on vastuussa aktiivisten galaktisten ytimien ja kvasaarien syöttämisestä .

Event Horizon Telescope on kuvannut suoraan kaksi supermassiivista mustaa aukkoa : jättimäisen elliptisen galaksin Messier 87 :n musta aukko ja Linnunradan keskellä oleva musta aukko .

Kuvaus

Supermassiiviset mustat aukot määritellään klassisesti mustiksi aukoksi, joiden massa on yli 0,1–1 miljoonaa M . Jotkut tähtitieteilijät ovat alkaneet leimata vähintään 10 miljardin M mustia aukkoja ultramassiivisiksi mustiksi aukoksi. Useimmat näistä (kuten TON 618 ) liittyvät poikkeuksellisen energisiin kvasaareihin. Suurempiakin on kutsuttu hämmästyttävän suuriksi mustiksi aukoiksi (SLAB), joiden massat ovat yli 100 miljardia M . Vaikka he huomauttivat, että tällä hetkellä ei ole todisteita siitä, että hämmästyttävän suuret mustat aukot olisivat todellisia, he huomauttivat, että melkein tämän kokoisia supermassiivisia mustia aukkoja on olemassa. Jotkut tutkimukset ovat ehdottaneet, että suurin massa, jonka musta aukko voi saavuttaa, vaikka se on valonkiihtäjä, on noin 50 miljardia M .

Supermassiivisilla mustilla aukoilla on fysikaalisia ominaisuuksia, jotka erottavat ne selvästi pienempimassaisista luokitteluista. Ensinnäkin vuorovesivoimat tapahtumahorisontin läheisyydessä ovat huomattavasti heikompia supermassiivisten mustien aukkojen kannalta. Mustan aukon tapahtumahorisontissa olevaan kehoon kohdistuva vuorovesivoima on kääntäen verrannollinen mustan aukon massan neliöön: 10 miljoonan M mustan aukon tapahtumahorisontissa oleva ihminen kokee päänsä ja jalkojensa välillä suunnilleen saman vuorovesivoiman kuin ihminen maan pinnalla. Toisin kuin tähtimassan mustien aukkojen kohdalla, merkittävää vuorovesivoimaa ei kokea ennen kuin syvälle mustaan ​​aukkoon. Lisäksi on hieman ristiriitaista huomata, että SMBH: n keskimääräinen tiheys tapahtumahorisontissa (määritelty mustan aukon massa jaettuna sen Schwarzschild-säteen sisällä olevan tilan tilavuudella ) voi olla pienempi kuin veden tiheys . Tämä johtuu siitä, että Schwarzschildin säde on suoraan verrannollinen sen massaan . Koska pallomaisen kohteen tilavuus (kuten pyörimättömän mustan aukon tapahtumahorisontti) on suoraan verrannollinen säteen kuutioon, mustan aukon tiheys on kääntäen verrannollinen massan neliöön ja siten suurempi massaisten mustien aukkojen keskimääräinen tiheys on pienempi .

(ei-pyörivän ) supermassiivisen mustan aukon tapahtumahorisontin Schwarzschild-säde, jonka koko on ~1 miljardi M , on verrattavissa Uranus - planeetan kiertoradan puolipääakseliin, joka on 19 AU .

Tutkimuksen historia

Tarina supermassiivisten mustien aukkojen löytämisestä sai alkunsa Maarten Schmidtin radiolähteen 3C 273 :n tutkimuksesta vuonna 1963. Aluksi tämän luultiin olevan tähti, mutta spektri osoittautui hämmentäväksi. Sen määritettiin olevan vedyn päästöviivoja, jotka oli siirretty punaisiksi, mikä osoitti kohteen siirtyvän pois maasta. Hubblen laki osoitti, että kohde sijaitsi useiden miljardien valovuosien päässä, ja siksi sen täytyy säteillä satojen galaksien energiaekvivalenttia. Kvasitähtiobjektiksi tai kvasaariksi kutsutun lähteen valon vaihtelunopeus viittaa siihen, että säteilevän alueen halkaisija oli yksi parsekki tai vähemmän. Vuoteen 1964 mennessä oli tunnistettu neljä tällaista lähdettä.

Vuonna 1963 Fred Hoyle ja WA Fowler ehdottivat vetyä polttavien supermassiivisten tähtien (SMS) olemassaoloa selityksenä kvasaarien pienille mitoille ja korkealle energiantuotannolle. Näiden massa olisi noin 10 5 – 10 9 M . Richard Feynman kuitenkin huomautti, että tietyn kriittisen massan ylittävät tähdet ovat dynaamisesti epävakaita ja romahtaisivat mustaksi aukoksi, ainakin jos ne eivät pyörisi. Fowler ehdotti sitten, että nämä supermassiiviset tähdet kokisivat sarjan romahtamista ja räjähdysvärähtelyjä, mikä selittää energian tuotantokuvion. Appenzeller ja Fricke (1972) rakensivat malleja tästä käyttäytymisestä, mutta havaitsivat, että tuloksena oleva tähti silti romahtaisi ja päätteli, että pyörimätön0,75 × 10 6 M SMS "ei voi paeta romahdusta mustaan ​​aukkoon polttamalla sen vetyä CNO-syklin läpi ".

Edwin E. Salpeter ja Yakov Zeldovich tekivät vuonna 1964 ehdotuksen, että massiiviselle kompaktille esineelle putoava aine selittäisi kvasaarien ominaisuudet. Se vaatisi noin 10 8 M ☉ massan vastaamaan näiden esineiden lähtöä. Donald Lynden-Bell totesi vuonna 1969, että sisään tuleva kaasu muodostaisi litteän kiekon, joka kiertyy keskeiseen " Schwarzschildin kurkkuun ". Hän huomautti, että läheisten galaktisten ytimien suhteellisen alhainen tuotto osoitti, että nämä olivat vanhoja, passiivisia kvasaareja. Sillä välin, vuonna 1967, Martin Ryle ja Malcolm Longair ehdottivat, että melkein kaikki galaksin ulkopuolisen radiosäteilyn lähteet voitaisiin selittää mallilla, jossa hiukkasia irtoaa galakseista relativistisilla nopeuksilla ; eli ne liikkuvat lähellä valonnopeutta . Martin Ryle, Malcolm Longair ja Peter Scheuer ehdottivat sitten vuonna 1973, että kompakti keskusydin voisi olla näiden relativististen suihkukoneiden alkuperäinen energialähde .

Arthur M. Wolfe ja Geoffrey Burbidge panivat merkille vuonna 1970, että tähtien suuri nopeushajonta elliptisten galaksien ydinalueella voidaan selittää vain suurella massapitoisuudella ytimessä; suurempi kuin tavalliset tähdet voisivat selittää. He osoittivat, että käyttäytyminen voidaan selittää massiivisella mustalla aukolla, jonka koko on jopa 10 10 M , tai suurella määrällä pienempiä mustia aukkoja, joiden massa on alle 10 3 M . Dynaamiset todisteet massiivisesta tummasta esineestä löydettiin aktiivisen elliptisen galaksin Messier 87 ytimestä vuonna 1978, alun perin arvioiden mukaan5 × 10 9 M . Pian havaittiin samanlainen käyttäytyminen muissa galakseissa, mukaan lukien Andromedan galaksissa vuonna 1984 ja Sombreron galaksissa vuonna 1988.

Donald Lynden-Bell ja Martin Rees olettivat vuonna 1971, että Linnunradan galaksin keskustassa olisi massiivinen musta aukko. Tähtitieteilijät Bruce Balick ja Robert Brown löysivät ja nimesivät Sagittarius A*:n 13. ja 15. helmikuuta 1974 käyttäen National Radio Astronomy Observatoryn Green Bankin interferometriä . He löysivät radiolähteen, joka lähettää synkrotronisäteilyä ; sen todettiin olevan tiheä ja liikkumaton painovoimansa vuoksi. Tämä oli siksi ensimmäinen osoitus siitä, että Linnunradan keskustassa on supermassiivinen musta aukko.

Hubble-avaruusteleskooppi, joka laukaistiin vuonna 1990, tarjosi resoluution, jota tarvitaan galaktisten ytimien tarkempien havaintojen tekemiseen. Vuonna 1994 Hubblen Faint Object Spectrographia käytettiin Messier 87:n havainnointiin ja havaittiin, että ionisoitunut kaasu kiertää ytimen keskiosaa nopeudella ±500 km/s. Tiedot osoittivat konsentroitua massaa(2,4 ± 0,7) × 10 9 M ovat a:n sisällä0,25 jänneväli, joka tarjoaa vahvan todisteen supermassiivisesta mustasta aukosta. Käyttämällä Very Long Baseline Array -järjestelmää Messier 106 :n tarkkailuun, Miyoshi et ai. (1995) pystyivät osoittamaan, että H 2 O -maserin emissio tässä galaksissa tuli ytimessä olevasta kaasumaisesta kiekosta, joka kiertää tiivistettyä massaa.3,6 × 10 7 M , joka rajoitettiin 0,13 parsekin säteeseen. Heidän uraauurtavassaan tutkimuksessaan havaittiin, että aurinkomassan mustien aukkojen parvi näin pienellä säteellä ei selviäisi pitkään ilman törmäyksiä, joten supermassiivinen musta aukko on ainoa elinkelpoinen ehdokas. Tämän havainnon ohella, joka toi ensimmäisen vahvistuksen supermassiivisista mustista aukoista, löydettiin erittäin levennyt, ionisoitunut raudan Ka-emissiolinja (6,4 keV) galaksista MCG-6-30-15. Laajentuminen johtui valon painovoiman punasiirtymästä, kun se pakeni vain 3:sta 10 Schwarzschildin säteelle mustasta aukosta.

10. huhtikuuta 2019 Event Horizon Telescope -yhteistyö julkaisi ensimmäisen horisonttimittakaavan kuvan mustasta aukosta Messier 87 -galaksin keskustassa.

Helmikuussa 2020 tähtitieteilijät raportoivat, että supermassiivisesta mustasta aukosta peräisin oleva onkalo Ophiuchus-superklusterissa on seurausta suurimmasta tunnetusta räjähdyksestä universumissa sitten alkuräjähdyksen .

Maaliskuussa 2020 tähtitieteilijät ehdottivat, että fotonirenkaan pitäisi muodostaa lisäosarenkaita , mikä ehdotti tapaa havaita paremmin nämä allekirjoitukset ensimmäisessä mustan aukon kuvassa.

Muodostus

Taiteilijan käsitys supermassiivisesta mustasta aukosta, jota ympäröi akkretiivinen kiekko ja joka lähettää relativistista suihkua

Supermassiivisten mustien aukkojen alkuperä on edelleen avoin tutkimuskenttä. Astrofyysikot ovat yhtä mieltä siitä, että mustat aukot voivat kasvaa aineen kertymisen seurauksena ja sulautumalla muihin mustiin aukkoihin. Supermassiivisten mustien aukkojen esi- tai "siementen" muodostumismekanismeista ja alkumassoista on olemassa useita hypoteeseja. Riippumatta mustan aukon siemenen spesifisestä muodostumiskanavasta, jos massa on riittävän lähellä, se voi kasvaa keskimassaiseksi mustaksi aukoksi ja mahdollisesti SMBH:ksi, jos lisääntymisnopeus jatkuu.

Varhaiset kantasiemenet voivat olla kymmenien tai ehkä satojen aurinkomassojen mustia aukkoja, jotka jäävät jälkeen massiivisten tähtien räjähdyksistä ja kasvavat aineen kertymisen seurauksena. Toisessa mallissa on tiheä tähtijoukko, jonka ydin romahtaa, kun järjestelmän negatiivinen lämpökapasiteetti ohjaa nopeuden dispersion ytimessä suhteellisiin nopeuksiin.

Ennen ensimmäisiä tähtiä suuret kaasupilvet saattoivat romahtaa " kvasitähdeksi ", joka puolestaan ​​romahti noin 20 M ☉ mustaksi aukoksi . Nämä tähdet ovat saattaneet muodostua myös pimeän aineen haloista, jotka vetävät sisäänsä valtavia määriä kaasua painovoiman vaikutuksesta, mikä tuottaisi sitten supermassiivisia tähtiä, joiden aurinkomassat ovat kymmeniä tuhansia. "Kvasitähti" muuttuu epävakaaksi säteittäisille häiriöille, koska sen ytimessä muodostuu elektroni-positronipari, ja se voi romahtaa suoraan mustaan ​​aukkoon ilman supernovaräjähdystä (joka sinkoaisi suurimman osan sen massasta, estäen mustaa aukkoa kasvamasta yhtä nopeasti ).

Uudempi teoria ehdottaa, että SMBH-siemenet syntyivät hyvin varhaisessa universumissa, kukin supermassiivisen tähden romahtamisesta, jonka massa on noin 100 000 aurinkomassaa.

Suuret, korkean punasiirtymän metallittoman kaasun pilvet, kun niitä säteilytetään riittävän voimakkaalla Lyman-Werner-fotonivuolla, voivat välttää jäähtymisen ja sirpaloitumisen, jolloin ne romahtavat yhdeksi esineeksi itsegravitaatiosta johtuen . Romahtavan esineen ydin saavuttaa erittäin suuret ainetiheyden arvot, luokkaa noin10 7 g/cm 3, ja laukaisee yleisen relativistisen epävakauden. Siten esine romahtaa suoraan mustaan ​​aukkoon siirtymättä pois tähden tai näennäistähden välivaiheesta. Näiden kohteiden tyypillinen massa on noin 100 000 M ja niitä kutsutaan suoran romahtamisen mustiksi aukoksi .

Taiteilijan näkemys kvasaarista SDSS J1106+1939 sinkoutuneesta valtavasta ulosvirtauksesta
Taiteilijan esitys galaksista supermassiivisen mustan aukon suihkuilla.

Lopuksi alkuperäiset mustat aukot olisi voitu syntyä suoraan ulkoisesta paineesta ensimmäisinä hetkinä alkuräjähdyksen jälkeen. Näillä alkuperäisillä mustilla aukoilla olisi silloin enemmän aikaa kuin millään yllä olevista malleista kasvaa, mikä antaisi niille riittävästi aikaa saavuttaa supermassiivinen koko. Ensimmäisten tähtien kuolemasta johtuvien mustien aukkojen muodostumista on tutkittu laajasti ja havainnot vahvistaneet. Muut yllä luetellut mustien aukkojen muodostumismallit ovat teoreettisia.

Supermassiivisen mustan aukon muodostuminen vaatii suhteellisen pienen määrän erittäin tiheää ainetta, jolla on pieni kulmamomentti . Normaalisti lisääntymisprosessiin kuuluu suuren alkuperäisen kulmamomentin kuljettaminen ulospäin, ja tämä näyttää olevan mustien aukkojen kasvua rajoittava tekijä. Tämä on tärkeä osa teoriaa akkretion kiekkojen teoriassa . Kaasun kertyminen on tehokkain ja myös näkyvin tapa mustien aukkojen kasvulle. Suurimman osan supermassiivisten mustien aukkojen massakasvusta uskotaan tapahtuvan nopean kaasun kertymisen kautta, jotka ovat havaittavissa aktiivisina galaktisina ytiminä tai kvasaarina. Havainnot osoittavat, että kvasaarit olivat paljon yleisempiä, kun universumi oli nuorempi, mikä osoittaa, että supermassiiviset mustat aukot muodostuivat ja kasvoivat aikaisin. Tärkeä supermassiivisten mustien aukkojen muodostumisen teorioiden rajoittava tekijä on kaukaisten valoisten kvasaarien havainnointi, joka osoittaa, että supermassiivisia mustia aukkoja, joiden aurinkomassoja on miljardeja, oli muodostunut jo universumin ollessa alle miljardi vuotta vanha. Tämä viittaa siihen, että supermassiiviset mustat aukot syntyivät hyvin varhain universumissa, ensimmäisten massiivisten galaksien sisällä.

Taiteilijan näkemys supermassiivisista mustista aukoista tuulessa syntyneistä tähdistä.

Supermassiivisten mustien aukkojen kasvamiselle on yläraja. Niin sanotuilla ultramassiivisilla mustilla aukoilla (UMBH), jotka ovat vähintään kymmenen kertaa suuremmat kuin useimmat supermassiiviset mustat aukot, 10 miljardilla tai suuremmalla massalla, näyttää olevan teoreettinen yläraja noin 50 miljardia auringon massaa, kuten kaikessa tämän yläpuolella. hidastaa kasvua ryömintäksi (hidastuminen alkaa yleensä noin 10 miljardista auringon massasta) ja saa mustaa aukkoa ympäröivän epävakaan accretion kiekon sulautumaan tähdiksi, jotka kiertävät sitä.

Kaukaisia ​​supermassiivisia mustia aukkoja, kuten J0313–1806 ja ULAS J1342+0928, on vaikea selittää niin pian alkuräjähdyksen jälkeen. Jotkut olettavat, että ne voivat johtua pimeän aineen suorasta romahtamisesta itsevuorovaikutuksen kanssa. Pieni vähemmistö lähteistä väittää, että ne voivat olla todisteita siitä, että maailmankaikkeus on tulosta isosta pomppimisesta alkuräjähdyksen sijaan, koska nämä supermassiiviset mustat aukot muodostuvat ennen isoa pomppimista.

Aktiivisuus ja galaktinen evoluutio

Monien galaksien keskustassa olevien supermassiivisten mustien aukkojen gravitaatiovoiman uskotaan saavan voiman aktiivisille kohteille, kuten Seyfert-galakseille ja kvasaareille, ja keskellä olevan mustan aukon massan ja isäntägalaksin massan välinen suhde riippuu galaksityypistä . Empiiristä korrelaatiota supermassiivisten mustien aukkojen koon ja galaksin pullistuman tähtien nopeusdispersion välillä kutsutaan M–sigma-relaatioksi .

Aktiivista galaktista ydintä (AGN) pidetään nykyään galaktisena ytimenä, jossa on massiivinen musta aukko, joka kerää ainetta ja jolla on riittävän voimakas valoisuus. Esimerkiksi Linnunradan ydinalueelta puuttuu riittävä valovoima tämän ehdon täyttämiseksi. AGN:n yhtenäinen malli on käsite, että AGN-taksonomian havaittujen ominaisuuksien laaja valikoima voidaan selittää käyttämällä vain pientä määrää fysikaalisia parametreja. Alkuperäisessä mallissa nämä arvot koostuivat akkretiolevyn toruksen kulmasta näkölinjaan ja lähteen valoisuudesta. AGN voidaan jakaa kahteen pääryhmään: säteilymoodiin AGN, jossa suurin osa lähdöstä on sähkömagneettisena säteilynä optisesti paksun akkrektiolevyn läpi, ja suihkumoodiin, jossa relativistiset suihkut tulevat esiin kohtisuorassa levyyn nähden.

SMBH:ta isännöivän galaksiparin vuorovaikutus voi johtaa fuusiotapahtumiin. Isännöityjen SMBH-objektien dynaaminen kitka saa ne vajoamaan kohti yhdistetyn massan keskustaa muodostaen lopulta parin, jonka ero on alle kiloparsekin. Tämän parin vuorovaikutus ympäröivien tähtien ja kaasun kanssa yhdistää vähitellen SMBH:n gravitaatiosidonnaiseksi binäärijärjestelmäksi, jonka ero on enintään kymmenen parsekkia. Kun pari lähestyy 0,001 parsekkia, gravitaatiosäteily saa ne sulautumaan yhteen. Siihen mennessä, kun tämä tapahtuu, tuloksena oleva galaksi on kauan sitten rentoutunut fuusiotapahtumasta, ja alkuperäinen tähtienpurkaus ja AGN ovat haihtuneet. Tämän yhdistymisen aiheuttamat gravitaatioaallot voivat lisätä tuloksena syntyvälle SMBH:lle jopa useiden tuhansien km/s nopeutta, mikä ajaa sen pois galaksin keskustasta ja mahdollisesti jopa heittää sen ulos galaksista.

Todisteet

Doppler-mittaukset

Simulaatio sivukuvasta mustasta aukosta, jossa on läpinäkyvä ionisoituneen aineen toroidinen rengas, ehdotetun Sgr A* mallin mukaisesti . Tässä kuvassa näkyy mustan aukon takaa tulevan valon taipumisen tulos, ja siinä näkyy myös Doppler-ilmiön aiheuttama epäsymmetria renkaan aineen äärimmäisen suuresta kiertonopeudesta.

Joitakin parhaita todisteita mustien aukkojen olemassaolosta tarjoaa Doppler-ilmiö, jossa lähellä kiertävän aineen valo on punasiirtymä väistyessään ja sininen siirtynyt edetessään. Hyvin lähellä mustaa aukkoa olevan aineen kiertoradan nopeuden on oltava verrattavissa valon nopeuteen, joten väistyvä aine näyttää hyvin himmeältä verrattuna etenevään aineeseen, mikä tarkoittaa, että järjestelmät, joissa on luonnostaan ​​symmetrisiä kiekkoja ja renkaita, saavat erittäin epäsymmetrisen visuaalisen ilmeen. Tämä vaikutus on sallittu nykyaikaisissa tietokoneella luoduissa kuvissa, kuten tässä esitetyssä esimerkissä, joka perustuu uskottavaan malliin Sgr A* :n supermassiivisesta mustasta aukosta Linnunradan keskellä. Tällä hetkellä saatavilla olevan teleskooppitekniikan tarjoama resoluutio ei kuitenkaan vielä riitä vahvistamaan suoraan tällaisia ​​ennusteita.

Se, mitä on jo havaittu suoraan monissa järjestelmissä, ovat aineen pienemmät ei-relativistiset nopeudet, jotka kiertävät kauempana mustista aukoista oletetut. Läheisten galaksien ytimiä ympäröivien vesimaserien suorat Doppler-mittaukset ovat paljastaneet erittäin nopean Keplerin liikkeen, joka on mahdollista vain korkealla ainepitoisuudella keskustassa. Tällä hetkellä ainoat tunnetut esineet, jotka voivat pakata tarpeeksi ainetta niin pieneen tilaan, ovat mustat aukot tai asiat, jotka kehittyvät mustiksi aukoksi astrofyysisesti lyhyessä ajassa. Kauempana olevissa aktiivisissa galakseissa leveiden spektriviivojen leveyttä voidaan käyttää tapahtumahorisontin lähellä kiertävän kaasun tutkimiseen. Jälkikaiuntakartoitustekniikka käyttää näiden linjojen vaihtelua aktiivisten galaksien voimanlähteenä toimivan mustan aukon massan ja mahdollisesti spinin mittaamiseen .

Linnunradalla

Päätelty 6 tähden kiertoradat supermassiivisen mustan aukon ehdokkaan Jousimies A* ympärillä Linnunradan galaktisessa keskustassa

Tähtitieteilijät uskovat, että Linnunradan galaksissa on supermassiivinen musta aukko keskellään 26 000 valovuoden päässä aurinkokunnasta alueella nimeltä Jousimies A*, koska:

  • Tähti S2 seuraa elliptistä kiertorataa, jonka jakso on 15,2 vuotta ja pericenter (lähin etäisyys) 17 valotuntia (1,8 × 10 13 m tai 120 AU) keskeisen kohteen keskustasta.
  • Tähden S2 liikkeestä kohteen massaksi voidaan arvioida 4,1 miljoonaa M eli noin8,2 × 10 36 kg .
  • Keskikohteen säteen tulee olla alle 17 valotuntia, koska muuten S2 törmää siihen. Tähden S14 havainnot osoittavat, että säde on enintään 6,25 valotuntia, suunnilleen Uranuksen kiertoradan halkaisija.
  • Mikään muu tunnettu tähtitieteellinen kohde kuin musta aukko voi sisältää 4,1 miljoonaa M tässä tilavuudessa.

Infrapunahavainnot kirkkaasta soihdusta Jousimies A*:n lähellä osoittavat plasman kiertoradan liikettä ajanjaksolla45 ± 15 min etäisyydellä 6-10 kertaa ehdokas SMBH:n gravitaatiosäde. Tämä emissio on yhdenmukainen polarisoidun "kuuman pisteen" kiertoradan kanssa voimakkaassa magneettikentässä akkrektiolevyllä. Säteilevä aine kiertää 30 % valon nopeudella aivan sisimmän vakaan ympyräradan ulkopuolella .

NASA raportoi 5. tammikuuta 2015 havainneensa Sagittarius A*:sta 400 kertaa tavallista kirkkaamman, ennätyksellisen röntgensäteen . Epätavallinen tapahtuma saattoi johtua mustaan ​​aukkoon putoavan asteroidin hajoamisesta tai magneettikenttälinjojen takertumisesta Jousimies A*:han virtaavaan kaasuun, tähtitieteilijöiden mukaan.

Havaittiin epätavallisen kirkas röntgensäde Sagittarius A*:sta, supermassiivisesta mustasta aukosta Linnunradan galaksin keskustassa .
Jousimies A* kuvannut Event Horizon Telescopella .

Linnunradan ulkopuolella

Taiteilijan vaikutelma supermassiivisesta mustasta aukosta, joka repii irti tähden. Alla: supermassiivinen musta aukko, joka nielee tähden galaksissa RX J1242−11 – röntgen (vasemmalla) ja optinen (oikealla).

Yksiselitteisiä dynaamisia todisteita supermassiivisista mustista aukoista on olemassa vain muutamassa galaksissa; näitä ovat Linnunrata, Paikallisen ryhmän galaksit M31 ja M32 ja muutama galaksi Paikallisen ryhmän ulkopuolella, esim . NGC 4395 . Näissä galakseissa tähtien tai kaasun keskimääräiset neliönopeudet (tai rms) nousevat suhteessa 1/ r :iin lähellä keskustaa, mikä osoittaa keskipisteen massaa. Kaikissa muissa tähän mennessä havaituissa galakseissa rms-nopeudet ovat tasaisia ​​tai jopa putoavat kohti keskustaa, mikä tekee mahdottomaksi todeta varmuudella, että supermassiivinen musta aukko on olemassa. Siitä huolimatta on yleisesti hyväksyttyä, että lähes jokaisen galaksin keskustassa on supermassiivinen musta aukko. Syynä tähän oletukseen on M–sigma-suhde, tiukka (pieni sironta) suhde noin 10 galaksiin turvallisesti havaittujen galaksien reiän massan ja tähtien nopeusdispersion välillä näiden galaksien pullistumissa. Tämä korrelaatio, vaikka se perustuu vain kouralliseen galakseihin, viittaa monien tähtitieteilijöiden mielestä vahvaan yhteyteen mustan aukon muodostumisen ja itse galaksin välillä.

Hubble-avaruusteleskoopin valokuva Messier 87:n 4 400 valovuoden pituisesta relativistisesta suihkusta, joka on aineen, jonka sinkoileminen heittää ulos.6,4 × 10 9 M supermassiivinen musta aukko galaksin keskustassa

Läheinen Andromedan galaksi, 2,5 miljoonan valovuoden päässä, sisältää (1,1–2.3) × 10 8 (110–230 milj.) M keskellä oleva musta aukko, huomattavasti suurempi kuin Linnunrata. Suurin supermassiivinen musta aukko Linnunradan läheisyydessä näyttää olevan Messier 87 (eli M87*), jonka massa on(6,4 ± 0,5) × 10 9 (n. 6,4 miljardia) M 53,5 miljoonan valovuoden etäisyydellä. Superjättiläinen elliptinen galaksi NGC 4889, joka sijaitsee 336 miljoonan valovuoden etäisyydellä Coma Berenices -tähdistössä, sisältää mustan aukon, jonka mitataan2,1 × 10 10 (21 miljardia) M .

Kvasaarien mustien aukkojen massat voidaan arvioida epäsuorilla menetelmillä, joihin liittyy huomattavaa epävarmuutta. Kvasaari TON 618 on esimerkki esineestä, jossa on erittäin suuri musta aukko, jonka arvioitiin olevan6,6 × 10 10 (66 miljardia) M . Sen punasiirtymä on 2,219. Muita esimerkkejä kvasaareista, joilla on suuret arvioidut mustan aukon massat, ovat hypervaloava kvasaari APM 08279+5255, jonka arvioitu massa on2,3 × 10 10 (23 miljardia) M ja kvasaari S5 0014+81, jonka massa4,0 × 10 10 (40 miljardia) M eli 10 000 kertaa Linnunradan galaktisen keskuksen mustan aukon massa.

Joissakin galakseissa, kuten galaksissa 4C +37.11, näyttää olevan kaksi supermassiivista mustaa aukkoa keskuksissaan, jotka muodostavat binäärijärjestelmän . Jos ne törmäävät, tapahtuma loisi voimakkaita gravitaatioaaltoja . Binaaristen supermassiivisten mustien aukkojen uskotaan olevan yleinen seuraus galaktisista fuusioista . Julkaisun OJ 287 binääripari, joka sijaitsee 3,5 miljardin valovuoden päässä, sisältää parin massiivisimman mustan aukon, jonka massaksi arvioidaan 18 miljardia M . Vuonna 2011 kääpiögalaksista Henize 2-10 löydettiin supermassiivinen musta aukko, jossa ei ole pullistumaa. Tämän löydön tarkkoja vaikutuksia mustien aukkojen muodostumiseen ei tunneta, mutta se voi viitata siihen, että mustat aukot muodostuivat ennen pullistumia.

28. maaliskuuta 2011 supermassiivinen musta aukko nähtiin repimässä keskikokoista tähteä. Tämä on ainoa todennäköinen selitys äkillisen röntgensäteilyn päivän havainnoille ja sitä seuranneille laajakaistahavainnoille. Lähde oli aiemmin inaktiivinen galaktinen ydin, ja purkauksen tutkimuksen perusteella galaktisen ytimen on arvioitu olevan SMBH, jonka massa on noin miljoona auringon massaa. Tämän harvinaisen tapahtuman oletetaan olevan relativistinen ulosvirtaus (materiaalia säteilee suihkussa merkittävällä osalla valon nopeudesta) SMBH :n vuoroveden aiheuttamasta tähdestä. Huomattavan osan auringon materiaalimassasta odotetaan kertyneen SMBH:lle. Myöhempi pitkän aikavälin havainto mahdollistaa tämän oletuksen vahvistamisen, jos suihkun emissio vaimenee odotetulla nopeudella massan lisääntymiselle SMBH:hen.

Kaasupilvi, jonka massa on useita kertoja Maan massasta, kiihtyy kohti supermassiivista mustaa aukkoa Linnunradan keskellä.

Vuonna 2012 tähtitieteilijät raportoivat epätavallisen suuren, noin 17 miljardin M massan mustalla aukolla kompaktissa, linssimäisessä galaksissa NGC 1277, joka sijaitsee 220 miljoonan valovuoden päässä Perseuksen tähdistössä . Oletetulla mustalla aukolla on noin 59 prosenttia tämän linssimäisen galaksin pullistuman massasta (14 prosenttia galaksin tähtien kokonaismassasta). Toisessa tutkimuksessa päädyttiin hyvin erilaiseen johtopäätökseen: tämä musta aukko ei ole erityisen ylimassiivinen, sen arvioidaan olevan 2-5 miljardia M ja 5 miljardia M on todennäköisin arvo. 28. helmikuuta 2013 tähtitieteilijät raportoivat NuSTAR - satelliitin käyttämisestä supermassiivisen mustan aukon pyörimisen tarkkaan mittaamiseen ensimmäistä kertaa NGC 1365 :ssä, ja raportoivat, että tapahtumahorisontti pyörii melkein valon nopeudella.


Syyskuussa 2014 eri röntgenteleskooppien tiedot osoittivat, että erittäin pieni, tiheä, ultrakompakti kääpiögalaksi M60-UCD1 isännöi keskellään 20 miljoonan aurinkomassan mustaa aukkoa, joka muodostaa yli 10 % koko galaksin massasta. galaksi. Löytö on varsin yllättävä, sillä musta aukko on viisi kertaa massiivisempi kuin Linnunradan musta aukko, vaikka galaksi on alle viisi tuhannesosaa Linnunradan massasta.

Joidenkin galaksien keskuksissa ei ole supermassiivisia mustia aukkoja. Vaikka useimmat galaksit, joissa ei ole supermassiivisia mustia aukkoja, ovat hyvin pieniä, kääpiögalakseja, yksi löytö on edelleen mystinen: elliptisen superjättimäisen cD-galaksin A2261-BCG :n ei ole havaittu sisältävän aktiivista supermassiivista mustaa aukkoa, vaikka galaksi on yksi suurimmista tunnetuista galakseista. ; kymmenen kertaa Linnunradan koko ja tuhat kertaa massa. Koska supermassiivinen musta aukko on näkyvissä vain sen kasvaessa, supermassiivinen musta aukko voi olla lähes näkymätön, paitsi sen vaikutuksista tähtien kiertoradalle.

Joulukuussa 2017 tähtitieteilijät ilmoittivat havaitseensa kaukaisimman tällä hetkellä tunnetun kvasaarin, ULAS J1342+0928, joka sisältää kaukaisimman supermassiivisen mustan aukon, raportoidulla punasiirtymällä z = 7,54, joka ylittää aiemmin tunnetun kaukaisimman kvasaarin punasiirtymän 7. ULAS J1120+0641 .

Supermassiivinen musta aukko ja pienempi musta aukko galaksissa OJ 287
Galaksin OJ 287 suurten ja pienten mustien aukkojen vertailu aurinkokuntaan
Mustan aukon levyn soihdut galaksissa OJ 287
(1:22; animaatio; 28.4.2020)
NeVe 1 : n supermassiivinen musta aukko on vastuussa Ophiuchus-superklusterin purkauksesta, joka on kaikkien aikojen energisin purkaus.
Lähde: Chandra X-ray Observatory

Helmikuussa 2020 tähtitieteilijät ilmoittivat löytäneensä Ophiuchus-superklusterin purkauksen, joka on universumin energisin tapahtuma, joka on koskaan havaittu alkuräjähdyksen jälkeen . Se esiintyi Ophiuchus-klusterissa galaksissa NeVe 1, jonka aiheutti lähes 270 miljoonan aurinkomassan kerääntyminen sen keskeiseen supermassiiviseen mustaan ​​aukkoon. Purkaus kesti noin 100 miljoonaa vuotta ja vapautui 5,7 miljoonaa kertaa enemmän energiaa kuin tehokkain tunnettu gammapurkaus . Purkaus vapautti shokkiaaltoja ja suurienergisiä hiukkassuihkuja, jotka lävistivät klusterin sisäisen väliaineen ja loivat noin 1,5 miljoonaa valovuotta leveän ontelon – kymmenen kertaa Linnunradan halkaisijan.

Helmikuussa 2021 tähtitieteilijät julkaisivat ensimmäistä kertaa erittäin korkearesoluutioisen kuvan 25 000 aktiivisesta supermassiivisesta mustasta aukosta, jotka kattavat neljä prosenttia pohjoisesta taivaanpuoliskosta . Kuva perustuu erittäin pieniin radioaallonpituuksiin, kuten Low-Frequency Array havaitsi. (LOFAR) Euroopassa.

Hawkingin säteily

Hawking -säteily on mustan kappaleen säteilyä, jonka ennustetaan vapautuvan mustista aukoista, mikä johtuu kvanttivaikutuksista lähellä tapahtumahorisonttia. Tämä säteily vähentää mustien aukkojen massaa ja energiaa, jolloin ne kutistuvat ja lopulta katoavat. Jos mustat aukot haihtuvat Hawking-säteilyn kautta, supermassiivinen musta aukko, jonka massa on 10 11 (100 miljardia) M , haihtuu noin 2 × 10 100 vuodessa. Joidenkin universumin hirviömustien aukkojen ennustetaan jatkavan kasvuaan jopa 10 14 M galaksien superklusterien romahtamisen aikana. Nämäkin haihtuisivat jopa 10 106 vuoden kuluessa.

Katso myös

Viitteet

Lue lisää

Ulkoiset linkit

Kuuntele tämä artikkeli ( 22 minuuttia )
Puhuttu Wikipedia-kuvake
Tämä äänitiedosto luotiin tämän 20. maaliskuuta 2017 päivätyn artikkelin versiosta, eikä se kuvasta myöhempiä muokkauksia. ( 20.3.2017 )