Superzwaar zwart gat -Supermassive black hole

Van Wikipedia, de gratis encyclopedie

Dit is de eerste directe afbeelding van een superzwaar zwart gat in de galactische kern van Messier 87 . Het toont radiogolfemissie van een verwarmde accretiering die rond het object draait op een gemiddelde afstand van350 AU, of tien keer groter dan de baan van Neptunus rond de zon. Het donkere centrum is de gebeurtenishorizon en zijn schaduw. De afbeelding werd in 2019 vrijgegeven door de Event Horizon Telescope Collaboration.

Een superzwaar zwart gat ( SMBH of soms SBH ) is het grootste type zwart gat, met een massa in de orde van miljoenen tot miljarden keren de massa van de zon ( M☉ ) . Zwarte gaten zijn een klasse van astronomische objecten die door de zwaartekracht zijn ingestort en bolvormige gebieden in de ruimte hebben achtergelaten waaruit niets kan ontsnappen, zelfs geen licht . Observationeel bew geeft aan dat bijna elk groot sterrenstelsel een superzwaar zwart gat in het centrum heeft. De Melkweg heeft bijvoorbeeld een superzwaar zwart gat in zijn galactisch centrum, dat overeenkomt met de radiobron Sagittarius A* . Aanwas van interstellair gas op superzware zwarte gaten is het proces dat verantwoordelijk is voor het aandrijven van actieve galactische kernen en quasars .

Twee superzware zwarte gaten zijn rechtstreeks in beeld gebracht door de Event Horizon Telescope : het zwarte gat in het gigantische elliptische sterrenstelsel Messier 87 en het zwarte gat in het centrum van de Melkweg .

Beschrijving

Superzware zwarte gaten worden klassiek gedefinieerd als zwarte gaten met een massa van meer dan 0,1 miljoen tot 1 miljoen M☉ . Sommige astronomen zijn begonnen zwarte gaten van minstens 10 miljard M☉ als ultrazware zwarte gaten te bestempelen. De meeste hiervan (zoals TON 618 ) worden geassocieerd met uitzonderlijk energetische quasars. Zelfs grotere worden verbazingwekkend grote zwarte gaten (SLAB) genoemd met massa's van meer dan 100 miljard M . Hoewel ze opmerkten dat er momenteel geen bew is dat verbazingwekkend grote zwarte gaten echt zijn, merkten ze op dat er wel superzware zwarte gaten van bijna die grootte bestaan. Sommige studies hebben gesuggereerd dat de maximale massa die een zwart gat kan bereiken, hoewel het lichtgevende accretoren is, in de orde van ~50 miljard M is .

Superzware zwarte gaten hebben fysieke eigenschappen die ze duidelijk onderscheiden van classificaties met een lagere massa. Ten eerste zijn de getijkrachten in de buurt van de waarnemingshorizon aanzienlijk zwakker voor superzware zwarte gaten. De getijkracht op een lichaam aan de waarnemingshorizon van een zwart gat is omgekeerd evenredig met het kwadraat van de massa van het zwarte gat: een persoon aan de waarnemingshorizon van een 10 miljoen M zwart gat ervaart ongeveer dezelfde getijkracht tussen hoofd en voeten als een persoon op het aardoppervlak. In tegenstelling tot zwarte gaten met stellaire massa, zou men geen significante getijdenkracht ervaren tot zeer diep in het zwarte gat. Bovendien is het enigszins contra-intuïtief om op te merken dat de gemiddelde dichtheid van een SMBH binnen zijn waarnemingshorizon (gedefinieerd als de massa van het zwarte gat gedeeld door het ruimtevolume binnen zijn Schwarzschild-straal ) minder kan zijn dan de dichtheid van water . Dit komt omdat de straal van Schwarzschild recht evenredig is met zijn massa . Aangezien het volume van een bolvormig object (zoals de waarnemingshorizon van een niet-roterend zwart gat) recht evenredig is met de derde macht van de straal, is de dichtheid van een zwart gat omgekeerd evenredig met het kwadraat van de massa, en dus hoger massa zwarte gaten hebben een lagere gemiddelde dichtheid .

De Schwarzschild-straal van de waarnemingshorizon van een (niet-roterend) superzwaar zwart gat van ~ 1 miljard M is vergelijkbaar met de semi-hoofdas van de baan van planeet Uranus, die 19 AU is .

Geschiedenis van onderzoek

Het verhaal over de ontdekking van superzware zwarte gaten begon met het onderzoek door Maarten Schmidt van de radiobron 3C 273 in 1963. Aanvankelijk dacht men dat dit een ster was, maar het spectrum bleek raadselachtig. Er werd vastgesteld dat het waterstofemissielijnen waren die rood waren verschoven, wat aangeeft dat het object zich van de aarde af bewoog. De wet van Hubble toonde aan dat het object zich op enkele miljarden lichtjaren afstand bevond en dus het energie-equivalent van honderden sterrenstelsels moet uitstralen. De snelheid van lichtvariaties van de bron die een quasi-stellair object of quasar wordt genoemd, suggereerde dat het emitterende gebied een diameter van één parsec of minder had. In 1964 waren vier van dergelijke bronnen geïdentificeerd.

In 1963 stelden Fred Hoyle en WA Fowler het bestaan ​​van waterstofbrandende superzware sterren (SMS) voor als verklaring voor de compacte afmetingen en hoge energie-output van quasars. Deze zouden een massa hebben van ongeveer 10 5109 M . Richard Feynman merkte echter op dat sterren boven een bepaalde kritische massa dynamisch onstabiel zijn en zouden instorten tot een zwart gat, tenminste als ze niet-roterend waren. Fowler stelde toen voor dat deze superzware sterren een reeks van instortings- en explosieoscillaties zouden ondergaan, waarmee het energie-outputpatroon werd verklaard. Appenzeller en Fricke (1972) bouwden modellen van dit gedrag, maar ontdekten dat de resulterende ster nog steeds zou instorten, en concludeerden dat een niet-roterende ster0,75 × 10 6 M SMS "kan niet ontsnappen aan de ineenstorting van een zwart gat door zijn waterstof door de CNO-cyclus te verbranden ".

Edwin E. Salpeter en Yakov Zeldovich deden in 1964 het voorstel dat materie die op een enorm compact object valt, de eigenschappen van quasars zou verklaren. Er zou een massa van ongeveer 108 M☉ nodig zijn om de output van deze objecten te evenaren . Donald Lynden-Bell merkte in 1969 op dat het invallende gas een platte schijf zou vormen die spiraliseert in de centrale " Schwarzschild-keel ". Hij merkte op dat de relatief lage output van nabije galactische kernen impliceerde dat dit oude, inactieve quasars waren. Ondertussen, in 1967, suggereerden Martin Ryle en Malcolm Longair dat bijna alle bronnen van extra-galactische radio-emissie verklaard zouden kunnen worden door een model waarin deeltjes met relativistische snelheden uit sterrenstelsels worden uitgestoten ; wat betekent dat ze in de buurt van de lichtsnelheid bewegen . Martin Ryle, Malcolm Longair en Peter Scheuer stelden vervolgens in 1973 voor dat de compacte centrale kern de oorspronkelijke energiebron zou kunnen zijn voor deze relativistische jets .

Arthur M. Wolfe en Geoffrey Burbidge merkten in 1970 op dat de grote snelheidsverspreiding van de sterren in het nucleaire gebied van elliptische sterrenstelsels alleen kon worden verklaard door een grote massaconcentratie in de kern; groter dan zou kunnen worden verklaard door gewone sterren. Ze toonden aan dat het gedrag kon worden verklaard door een massief zwart gat met maximaal 10 10 M , of een groot aantal kleinere zwarte gaten met een massa van minder dan 103 M . Dynamisch bew voor een enorm donker object werd gevonden in de kern van het actieve elliptische sterrenstelsel Messier 87 in 1978, aanvankelijk geschat op5 × 10 9 M . _ De ontdekking van soortgelijk gedrag in andere sterrenstelsels volgde al snel, waaronder de Andromeda Galaxy in 1984 en de Sombrero Galaxy in 1988.

Donald Lynden-Bell en Martin Rees veronderstelden in 1971 dat het centrum van de Melkweg een enorm zwart gat zou bevatten. Sagittarius A* werd ontdekt en benoemd op 13 en 15 februari 1974 door astronomen Bruce Balick en Robert Brown met behulp van de Green Bank Interferometer van het National Radio Astronomy Observatory . Ze ontdekten een radiobron die synchrotronstraling uitzendt ; het bleek dicht en onbeweeglijk te zijn vanwege zijn zwaartekracht. Dit was dan ook de eerste aanwijzing dat er een superzwaar zwart gat bestaat in het centrum van de Melkweg.

De Hubble-ruimtetelescoop, gelanceerd in 1990, bood de resolutie die nodig was om meer verfijnde waarnemingen van galactische kernen uit te voeren. In 1994 werd de Faint Object Spectrograph op de Hubble gebruikt om Messier 87 waar te nemen en ontdekte dat geïoniseerd gas met een snelheid van ±500 km/s om het centrale deel van de kern cirkelde. De gegevens wezen op een geconcentreerde massa van(2,4 ± 0,7) × 10 9 M lag binnen a0,25 spanwijdte, wat sterk bew levert van een superzwaar zwart gat . Het gebruik van de Very Long Baseline Array om Messier 106 te observeren, Miyoshi et al. (1995) konden aantonen dat de emissie van een H 2 O- maser in dit sterrenstelsel afkomstig was van een gasvormige schijf in de kern die rond een geconcentreerde massa van3,6 × 107 M , die was beperkt tot een straal van 0,13 parsec. Hun baanbrekende onderzoek wees uit dat een zwerm zwarte gaten met zonnemassa binnen een straal van deze kleine niet lang zou overleven zonder botsingen te ondergaan, waardoor een superzwaar zwart gat de enige levensvatbare kandidaat was. Deze waarneming, die de eerste bevestiging van superzware zwarte gaten gaf, ging vergezeld van de ontdekking van de sterk verbrede, geïoniseerde ijzeren Kα-emissielijn (6,4 keV) van het sterrenstelsel MCG-6-30-15. De verbreding was te wijten aan de gravitationele roodverschuiving van het licht toen het ontsnapte van slechts 3 tot 10 Schwarzschild-stralen uit het zwarte gat.

Op 10 april 2019 heeft de Event Horizon Telescope -samenwerking de eerste afbeelding op horizonschaal vrijgegeven van een zwart gat in het centrum van het sterrenstelsel Messier 87.

In februari 2020 rapporteerden astronomen dat een holte in de Ophiuchus Supercluster, afkomstig van een superzwaar zwart gat, het resultaat is van de grootste bekende explosie in het heelal sinds de oerknal .

In maart 2020 suggereerden astronomen dat extra subringen de fotonenring zouden moeten vormen, wat een manier voorstelde om deze handtekeningen beter te detecteren in de eerste afbeelding van een zwart gat.

Vorming

De opvatting van een kunstenaar van een superzwaar zwart gat omgeven door een accretieschijf en een relativistische straal uitzendend

De oorsprong van superzware zwarte gaten blijft een open onderzoeksveld. Astrofysici zijn het erover eens dat zwarte gaten kunnen groeien door aanwas van materie en door te versmelten met andere zwarte gaten. Er zijn verschillende hypothesen voor de vormingsmechanismen en initiële massa's van de voorlopers, of "zaden", van superzware zwarte gaten. Onafhankelijk van het specifieke formatiekanaal voor het zwart-gatzaad, zou het, gegeven voldoende massa in de buurt, kunnen aangroeien tot een zwart gat met gemiddelde massa en mogelijk een SMBH als de accretiesnelheid aanhoudt.

De vroege voorouderzaden kunnen zwarte gaten zijn van tientallen of misschien honderden zonnemassa's die zijn achtergelaten door de explosies van massieve sterren en groeien door aanwas van materie. Een ander model omvat een dichte stellaire cluster die de kern instort, aangezien de negatieve warmtecapaciteit van het systeem de snelheidsspreiding in de kern tot relativistische snelheden drijft.

Vóór de eerste sterren konden grote gaswolken instorten tot een " quasi-ster ", die op zijn beurt zou instorten tot een zwart gat van ongeveer 20 M . Deze sterren kunnen ook zijn gevormd door halo's van donkere materie die door de zwaartekracht enorme hoeveelheden gas aanzuigen, wat dan superzware sterren zou opleveren met tienduizenden zonnemassa's. De "quasi-ster" wordt onstabiel voor radiale verstoringen vanwege de productie van elektron-positronenparen in zijn kern en zou direct in een zwart gat kunnen instorten zonder een supernova - explosie (die het grootste deel van zijn massa zou uitstoten, waardoor het zwarte gat niet zo snel zou kunnen groeien) ).

Een meer recente theorie stelt dat SMBH-zaden werden gevormd in het zeer vroege heelal, elk door de ineenstorting van een superzware ster met een massa van ongeveer 100.000 zonsmassa's.

Grote, roodverschuivingswolken van metaalvrij gas kunnen, wanneer ze worden bestraald door een voldoende intense flux van Lyman-Werner-fotonen, afkoeling en fragmentatie vermijden, waardoor ze als een enkel object instorten als gevolg van zelfgravitatie . De kern van het instortende object bereikt extreem hoge waarden van de materiedichtheid, in de orde van ongeveer107 g/cm 3 , en veroorzaakt een algemene relativistische instabiliteit. Het object stort dus direct in een zwart gat in, zonder uit de tussenfase van een ster of van een quasi-ster te komen. Deze objecten hebben een typische massa van ongeveer 100.000 M☉ en worden directe instorting zwarte gaten genoemd .

Artistieke impressie van de enorme uitstroom uit de quasar SDSS J1106+1939
Artistieke illustratie van een melkwegstelsel met stralen van een superzwaar zwart gat.

Ten slotte zouden oerzwarte gaten direct na de oerknal direct door externe druk kunnen zijn geproduceerd. Deze oer-zwarte gaten zouden dan meer tijd hebben dan elk van de bovenstaande modellen om aan te groeien, waardoor ze voldoende tijd hebben om superzware afmetingen te bereiken. De vorming van zwarte gaten door de dood van de eerste sterren is uitgebreid bestudeerd en bevestigd door waarnemingen. De andere hierboven genoemde modellen voor de vorming van zwarte gaten zijn theoretisch.

De vorming van een superzwaar zwart gat vereist een relatief klein volume van zeer dichte materie met een klein impulsmoment . Normaal gesproken houdt het accretieproces in dat een grote initiële hoeveelheid impulsmoment naar buiten wordt getransporteerd, en dit lijkt de beperkende factor te zijn in de groei van een zwart gat. Dit is een belangrijk onderdeel van de theorie van accretieschijven . Gasaanwas is de meest efficiënte en ook de meest opvallende manier waarop zwarte gaten groeien. Het grootste deel van de massale groei van superzware zwarte gaten vindt plaats door episodes van snelle gasaanwas, die waarneembaar zijn als actieve galactische kernen of quasars. Waarnemingen laten zien dat quasars veel vaker voorkwamen toen het heelal jonger was, wat erop wt dat superzware zwarte gaten zich vroeg vormden en groeiden. Een belangrijke beperkende factor voor theorieën over de vorming van superzware zwarte gaten is de waarneming van verre lichtgevende quasars, die erop wijzen dat superzware zwarte gaten van miljarden zonnemassa's al waren gevormd toen het heelal minder dan een miljard jaar oud was. Dit suggereert dat superzware zwarte gaten heel vroeg in het heelal zijn ontstaan, in de eerste massieve sterrenstelsels.

Artistieke impressie van sterren geboren in wind uit superzware zwarte gaten.

Er is een bovengrens aan hoe grote superzware zwarte gaten kunnen groeien. Zogenaamde ultrazware zwarte gaten (UMBH's), die minstens tien keer zo groot zijn als de meeste superzware zwarte gaten, met een massa van 10 miljard zonsmassa's of meer, lijken een theoretische bovengrens te hebben van ongeveer 50 miljard zonsmassa's, aangezien alles daarboven vertraagt ​​de groei tot een kruipgang (de vertraging begint meestal met ongeveer 10 miljard zonsmassa's) en zorgt ervoor dat de onstabiele accretieschijf rond het zwarte gat samenvloeit tot sterren die eromheen draaien.

Verre superzware zwarte gaten, zoals J0313-1806 en ULAS J1342+0928, zijn moeilijk uit te leggen zo kort na de oerknal. Sommigen veronderstellen dat ze afkomstig kunnen zijn van een directe ineenstorting van donkere materie met zelfinteractie. Een kleine minderheid van bronnen beweert dat ze het bew kunnen zijn dat het heelal het resultaat is van een oerknal in plaats van een oerknal, waarbij deze superzware zwarte gaten vóór de oerknal zijn gevormd.

Activiteit en galactische evolutie

Aangenomen wordt dat de zwaartekracht van superzware zwarte gaten in het centrum van veel sterrenstelsels actieve objecten zoals Seyfert-stelsels en quasars aandrijft, en de relatie tussen de massa van het centrale zwarte gat en de massa van het gaststelsel hangt af van het type sterrenstelsel . Een empirische correlatie tussen de grootte van superzware zwarte gaten en de stellaire snelheidsverspreiding van een uitstulping van sterrenstelsels wordt de M-sigma-relatie genoemd .

Een actieve galactische kern (AGN) wordt nu beschouwd als een galactische kern die een enorm zwart gat herbergt dat materie aanwast en een voldoende sterke helderheid vertoont. Het nucleaire gebied van de Melkweg heeft bijvoorbeeld onvoldoende helderheid om aan deze voorwaarde te voldoen. Het uniforme model van AGN is het concept dat het grote scala aan waargenomen eigenschappen van de AGN-taxonomie kan worden verklaard met slechts een klein aantal fysieke parameters. Voor het initiële model bestonden deze waarden uit de hoek van de torus van de accretieschijf tot de zichtlijn en de lichtsterkte van de bron. AGN kan worden onderverdeeld in twee hoofdgroepen: een stralingsmodus AGN waarin het grootste deel van de output in de vorm van elektromagnetische straling is door een optisch dikke accretieschijf, en een straalmodus waarin relativistische stralen loodrecht op de schijf tevoorschijn komen.

De interactie van een paar SMBH-hosting sterrenstelsels kan leiden tot fusiegebeurtenissen. Dynamische wrijving op de gehoste SMBH-objecten zorgt ervoor dat ze naar het midden van de samengevoegde massa zinken en uiteindelijk een paar vormen met een scheiding van minder dan een kiloparsec. De interactie van dit paar met omringende sterren en gas zal de SMBH geleidelijk samenbrengen als een door zwaartekracht gebonden binair systeem met een scheiding van tien parsecs of minder. Zodra het paar dicht bij 0,001 parsec komt, zal zwaartekrachtstraling ervoor zorgen dat ze samensmelten. Tegen de tijd dat dit gebeurt, zal het resulterende sterrenstelsel allang ontspannen zijn van de fusiegebeurtenis, waarbij de initiële starburst-activiteit en AGN zijn verdwenen. De zwaartekrachtsgolven van deze samensmelting kunnen het resulterende SMBH een snelheidsboost geven van wel enkele duizenden km/sec, waardoor het van het galactische centrum wordt weggedreven en mogelijk zelfs uit de melkweg wordt geworpen.

Bew

Doppler-metingen

Simulatie van een zijaanzicht van een zwart gat met transparante ring van geïoniseerde materie volgens een voorgesteld model voor Sgr A* . Deze afbeelding toont het resultaat van het afbuigen van licht van achter het zwarte gat, en toont ook de asymmetrie die ontstaat door het Doppler-effect van de extreem hoge omloopsnelheid van de materie in de ring.

Een van de beste bewijzen voor de aanwezigheid van zwarte gaten wordt geleverd door het Doppler -effect, waarbij licht van nabije materie in een baan om de aarde rood wordt verschoven wanneer het zich terugtrekt en blauw wordt verschoven wanneer het voortbeweegt. Voor materie die zich zeer dicht bij een zwart gat bevindt, moet de baansnelheid vergelijkbaar zijn met de lichtsnelheid, dus terugtrekkende materie zal erg zwak lijken in vergelijking met voortbewegende materie, wat betekent dat systemen met intrinsiek symmetrische schijven en ringen een sterk asymmetrisch uiterlijk zullen krijgen. Met dit effect is rekening gehouden in moderne computergegenereerde afbeeldingen zoals het hier gepresenteerde voorbeeld, gebaseerd op een aannemelijk model voor het superzware zwarte gat in Sgr A* in het centrum van de Melkweg. De resolutie die de momenteel beschikbare telescooptechnologie biedt, is echter nog steeds onvoldoende om dergelijke voorspellingen direct te bevestigen.

Wat al direct in veel systemen is waargenomen, zijn de lagere niet-relativistische snelheden van materie die verder weg cirkelt van wat wordt verondersteld zwarte gaten te zijn. Directe Doppler-metingen van watermasers die de kernen van nabijgelegen sterrenstelsels omringen, hebben een zeer snelle Kepler-beweging onthuld, die alleen mogelijk is met een hoge concentratie materie in het centrum. Momenteel zijn de enige bekende objecten die genoeg materie in zo'n kleine ruimte kunnen verpakken, zwarte gaten, of dingen die binnen astrofysisch korte tijdschalen tot zwarte gaten zullen evolueren. Voor actieve sterrenstelsels die verder weg liggen, kan de breedte van brede spectraallijnen worden gebruikt om het gas te onderzoeken dat in een baan rond de waarnemingshorizon draait. De techniek van het in kaart brengen van nagalm gebruikt de variabiliteit van deze lijnen om de massa en misschien de spin te meten van het zwarte gat dat actieve sterrenstelsels aandrijft.

In de Melkweg

Afgeleid banen van 6 sterren rond superzware zwarte gat kandidaat Sagittarius A* in het melkwegcentrum van de Melkweg

Astronomen zijn ervan overtuigd dat het Melkwegstelsel een superzwaar zwart gat in het centrum heeft, 26.000 lichtjaar van het zonnestelsel, in een gebied dat Sagittarius A* wordt genoemd, omdat:

  • De ster S2 volgt een elliptische baan met een periode van 15,2 jaar en een pericentrum (kleinste afstand) van 17 lichturen (1,8 × 10 13 m of 120 AU) vanaf het midden van het centrale object.
  • Uit de beweging van ster S2 kan de massa van het object worden geschat op 4,1 miljoen M , of ongeveer8,2 × 10 36 kg .
  • De straal van het centrale object moet kleiner zijn dan 17 lichturen, omdat S2 er anders tegen zou botsen. Waarnemingen van de ster S14 geven aan dat de straal niet meer is dan 6,25 lichturen, ongeveer de diameter van de baan van Uranus .
  • Geen enkel ander bekend astronomisch object dan een zwart gat kan 4,1 miljoen M bevatten in dit ruimtevolume.

Infraroodwaarnemingen van heldere flare-activiteit in de buurt van Sagittarius A* tonen orbitale beweging van plasma met een periode van45 ± 15 min bij een afstand van zes tot tien keer de zwaartekrachtstraal van de kandidaat SMBH. Deze emissie komt overeen met een cirkelvormige baan van een gepolariseerde "hot spot" op een accretieschijf in een sterk magnetisch veld. De uitstralende materie draait met 30% van de lichtsnelheid in een baan net buiten de binnenste stabiele cirkelvormige baan .

Op 5 januari 2015 meldde NASA dat ze een 400 keer helderdere röntgenstraling dan normaal had waargenomen, een recordbreker, van Sagittarius A*. Volgens astronomen kan de ongebruikelijke gebeurtenis zijn veroorzaakt door het uiteenvallen van een asteroïde die in het zwarte gat valt of door de verstrengeling van magnetische veldlijnen in gas dat naar Sagittarius A* stroomt.

Detectie van een ongewoon heldere röntgenstraling van Sagittarius A*, een superzwaar zwart gat in het centrum van het Melkwegstelsel .
Boogschutter A* gefotografeerd door de Event Horizon Telescope .

Buiten de Melkweg

Artistieke impressie van een superzwaar zwart gat dat een ster uit elkaar scheurt. Onder: superzwaar zwart gat dat een ster verslindt in melkwegstelsel RX J1242−11 – Röntgenstraling (links) en optisch (rechts).

Ondubbelzinnig dynamisch bew voor superzware zwarte gaten bestaat slechts in een handvol sterrenstelsels; deze omvatten de Melkweg, de melkwegstelsels van de Lokale Groep M31 en M32 en een paar sterrenstelsels buiten de Lokale Groep, bijv . NGC 4395 . In deze sterrenstelsels stijgen de gemiddelde kwadraten (of rms) snelheden van de sterren of het gas proportioneel tot 1/ r nabij het centrum, wat wt op een massa in het middelpunt. In alle andere sterrenstelsels die tot nu toe zijn waargenomen, zijn de rms-snelheden vlak, of zelfs dalend, naar het centrum toe, waardoor het onmogelijk is om met zekerheid te stellen dat er een superzwaar zwart gat aanwezig is. Niettemin wordt algemeen aangenomen dat het centrum van bijna elk sterrenstelsel een superzwaar zwart gat bevat. De reden voor deze aanname is de M-sigma-relatie, een nauwe (lage verstrooiing) relatie tussen de massa van het gat in de ongeveer 10 sterrenstelsels met veilige detectie, en de snelheidsdispersie van de sterren in de uitstulpingen van die sterrenstelsels. Deze correlatie, hoewel gebaseerd op slechts een handvol sterrenstelsels, suggereert voor veel astronomen een sterk verband tussen de vorming van het zwarte gat en het sterrenstelsel zelf.

Hubble Space Telescope -foto van de 4400 lichtjaar lange relativistische jet van Messier 87, materie die wordt uitgeworpen door de6,4 × 10 9 M superzwaar zwart gat in het centrum van de melkweg

Het nabijgelegen Andromedastelsel, op 2,5 miljoen lichtjaar afstand, bevat een (1,1-2,3) × 108 ( 110-230 miljoen) M centraal zwart gat, aanzienlijk groter dan dat van de Melkweg. Het grootste superzware zwarte gat in de buurt van de Melkweg lijkt die van Messier 87 (dwz M 87*) te zijn, met een massa van(6,4 ± 0,5) × 10 9 (ca. 6,4 miljard) M op een afstand van 53,5 miljoen lichtjaar. Het superreus elliptische sterrenstelsel NGC 4889, op een afstand van 336 miljoen lichtjaar in het Coma Berenices - sterrenbeeld, bevat een zwart gat waarvan gemeten is dat het2,1 × 10 10 (21 miljard) M .

Massa's zwarte gaten in quasars kunnen worden geschat via indirecte methoden die onderhevig zijn aan aanzienlijke onzekerheid. De quasar TON 618 is een voorbeeld van een object met een extreem groot zwart gat, geschat op6,6 × 10 10 (66 miljard) M . De roodverschuiving is 2.219. Andere voorbeelden van quasars met een grote geschatte massa van zwarte gaten zijn de hyperlumineuze quasar APM 08279+5255, met een geschatte massa van2,3 × 10 10 (23 miljard) M , en de quasar S5 0014+81, met een massa van4,0 × 10 10 (40 miljard) M , of 10.000 keer de massa van het zwarte gat in het Melkwegcentrum.

Sommige sterrenstelsels, zoals het sterrenstelsel 4C +37.11, lijken twee superzware zwarte gaten in hun centrum te hebben, die een binair systeem vormen . Als ze zouden botsen, zou de gebeurtenis sterke zwaartekrachtsgolven veroorzaken . Er wordt aangenomen dat binaire superzware zwarte gaten een veelvoorkomend gevolg zijn van galactische fusies . Het binaire paar in OJ 287, op 3,5 miljard lichtjaar afstand, bevat het meest massieve zwarte gat in een paar, met een massa van naar schatting 18 miljard M . In 2011 werd in het dwergstelsel Henize 2-10 een superzwaar zwart gat ontdekt, dat geen uitstulping heeft. De precieze implicaties voor deze ontdekking op de vorming van zwarte gaten zijn onbekend, maar kunnen erop wijzen dat zwarte gaten zijn gevormd voordat ze uitpuilen.

Op 28 maart 2011 werd een superzwaar zwart gat gezien dat een middelgrote ster uit elkaar scheurde. Dat is de enige waarschijnlijke verklaring voor de waarnemingen die dag van plotselinge röntgenstraling en de daarop volgende breedbandwaarnemingen. De bron was voorheen een inactieve galactische kern, en uit onderzoek van de uitbarsting wordt geschat dat de galactische kern een SMBH is met een massa in de orde van grootte van een miljoen zonsmassa's. Aangenomen wordt dat deze zeldzame gebeurtenis een relativistische uitstroom is (materiaal dat in een straal wordt uitgestoten met een significante fractie van de lichtsnelheid) van een ster die getij wordt verstoord door de SMBH. Er wordt verwacht dat een aanzienlijk deel van een zonnemassa aan materiaal op de SMBH is terechtgekomen. Daaropvolgende langetermijnobservatie zal het mogelijk maken deze aanname te bevestigen als de emissie van de jet vervalt met de verwachte snelheid voor massa-aanwas op een SMBH.

Een gaswolk met meerdere malen de massa van de aarde versnelt naar een superzwaar zwart gat in het centrum van de Melkweg.

In 2012 rapporteerden astronomen een ongewoon grote massa van ongeveer 17 miljard M voor het zwarte gat in het compacte, lensvormige sterrenstelsel NGC 1277, dat 220 miljoen lichtjaar verwijderd is in het sterrenbeeld Perseus . Het vermeende zwarte gat heeft ongeveer 59 procent van de massa van de uitstulping van dit lenticulaire sterrenstelsel (14 procent van de totale stellaire massa van het sterrenstelsel). Een ander onderzoek kwam tot een heel andere conclusie: dit zwarte gat is niet bijzonder groot, geschat op 2 tot 5 miljard M , waarbij 5 miljard M de meest waarschijnlijke waarde is. Op 28 februari 2013 rapporteerden astronomen over het gebruik van de NuSTAR -satelliet om de spin van een superzwaar zwart gat voor het eerst nauwkeurig te meten, in NGC 1365, en meldden dat de waarnemingshorizon met bijna de snelheid van het licht ronddraaide.


In september 2014 hebben gegevens van verschillende röntgentelescopen aangetoond dat het extreem kleine, dichte, ultracompacte dwergstelsel M60-UCD1 in het centrum een ​​zwart gat van 20 miljoen zonsmassa herbergt, goed voor meer dan 10% van de totale massa van de heelal. De ontdekking is nogal verrassend, aangezien het zwarte gat vijf keer massiever is dan het zwarte gat van de Melkweg, ondanks dat de melkweg minder dan vijfduizendste van de massa van de Melkweg is.

Sommige sterrenstelsels hebben geen superzware zwarte gaten in hun centrum. Hoewel de meeste sterrenstelsels zonder superzware zwarte gaten erg kleine dwergstelsels zijn, blijft één ontdekking mysterieus: het superreus elliptische cd-stelsel A2261-BCG heeft geen actief superzwaar zwart gat gevonden, ondanks dat het een van de grootste bekende sterrenstelsels is ; tien keer zo groot en duizend keer de massa van de Melkweg. Aangezien een superzwaar zwart gat alleen zichtbaar zal zijn terwijl het aangroeit, kan een superzwaar zwart gat bijna onzichtbaar zijn, behalve in zijn effecten op de banen van sterren.

In december 2017 rapporteerden astronomen de detectie van de meest verre quasar die momenteel bekend is, ULAS J1342+0928, die het meest verre superzware zwarte gat bevat, met een gerapporteerde roodverschuiving van z = 7,54, meer dan de roodverschuiving van 7 voor de eerder bekende meest verre quasar ULAS J1120+0641 .

Superzwaar zwart gat en kleiner zwart gat in sterrenstelsel OJ 287
Vergelijkingen van grote en kleine zwarte gaten in sterrenstelsel OJ 287 met het zonnestelsel
Schijf van zwart gat fakkels in sterrenstelsel OJ 287
(1:22; animatie; 28 april 2020)
Het superzware zwarte gat van NeVe 1 is verantwoordelijk voor de uitbarsting van de Ophiuchus Supercluster - de meest energetische uitbarsting die ooit is gedetecteerd.
Van: Chandra X-ray Observatory

In februari 2020 rapporteerden astronomen de ontdekking van de uitbarsting van de Ophiuchus Supercluster, de meest energetische gebeurtenis in het heelal die ooit is waargenomen sinds de oerknal . Het vond plaats in de Ophiuchus-cluster in de melkweg NeVe 1, veroorzaakt door de aanwas van bijna 270 miljoen zonnemassa's van materiaal door zijn centrale superzware zwarte gat. De uitbarsting duurde ongeveer 100 miljoen jaar en er kwam 5,7 miljoen keer meer energie vrij dan de krachtigste gammaflits die we kennen. De uitbarsting bracht schokgolven en stralen van hoogenergetische deeltjes vrij die het intracluster-medium stootten, waardoor een holte ontstond van ongeveer 1,5 miljoen lichtjaar breed - tien keer de diameter van de Melkweg .

In februari 2021 hebben astronomen voor het eerst een afbeelding met zeer hoge resolutie vrijgegeven van 25.000 actieve superzware zwarte gaten, die vier procent van het noordelijk hemelhalfrond beslaan, gebaseerd op ultralage radiogolflengten, zoals gedetecteerd door de Low-Frequency Array (LOFAR) in Europa.

Hawking-straling

Hawking -straling is straling van zwarte lichamen waarvan wordt voorspeld dat ze vrijkomt door zwarte gaten, vanwege kwantumeffecten nabij de waarnemingshorizon. Deze straling vermindert de massa en energie van zwarte gaten, waardoor ze krimpen en uiteindelijk verdwijnen. Als zwarte gaten via Hawking-straling verdampen, zal een superzwaar zwart gat met een massa van 10 11 (100 miljard) M in ongeveer 2×10 100 jaar verdampen. Er wordt voorspeld dat sommige monsterlijke zwarte gaten in het universum zullen blijven groeien tot misschien wel 10 14 M☉ tijdens de ineenstorting van superclusters van sterrenstelsels. Zelfs deze zouden over een tijdschaal van 10 106 jaar verdampen.

Zie ook

Referenties

Verder lezen

Externe links

Luister naar dit artikel ( 22 minuten )
Gesproken Wikipedia-pictogram
Dit audiobestand is gemaakt op basis van een herziening van dit artikel van 20 maart 2017 en geeft geen latere bewerkingen weer. ( 2017-03-20 )