Wielka czarna dziura -Supermassive black hole

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii

Jest to pierwszy bezpośredni obraz supermasywnej czarnej dziury znajdującej się w galaktycznym jądrze Messiera 87 . Pokazuje emisję fal radiowych z rozgrzanego pierścienia akrecyjnego krążącego wokół obiektu w średniej odległości350 AU, czyli dziesięć razy więcej niż orbita Neptuna wokół Słońca. Ciemny środek to horyzont zdarzeń i jego cień. Obraz został opublikowany w 2019 roku przez organizację Event Horizon Telescope Collaboration.

Supermasywna czarna dziura ( SMBH lub czasami SBH ) jest największym typem czarnej dziury, a jej masa jest rzędu milionów do miliardów mas Słońca ( M ). Czarne dziury to klasa obiektów astronomicznych, które uległy kolapsowi grawitacyjnemu, pozostawiając sferoidalne obszary przestrzeni, z których nic nie może uciec, nawet światło . Dowody obserwacyjne wskazują, że prawie każda duża galaktyka ma w swoim centrum supermasywną czarną dziurę. Na przykład, Droga Mleczna ma supermasywną czarną dziurę w swoim Centrum Galaktycznym, odpowiadającą źródłu radiowemu Sagittarius A* . Akrecja gazu międzygwiazdowego na supermasywne czarne dziury to proces odpowiedzialny za zasilanie aktywnych jąder i kwazarów galaktyki .

Teleskop Event Horizon bezpośrednio sfotografował dwie supermasywne czarne dziury : czarną dziurę w gigantycznej galaktyce eliptycznej Messier 87 oraz czarną dziurę w centrum Drogi Mlecznej .

Opis

Supermasywne czarne dziury są klasycznie definiowane jako czarne dziury o masie powyżej 0,1 miliona do 1 miliona M . Niektórzy astronomowie zaczęli określać czarne dziury o wielkości co najmniej 10 miliardów M jako ultramasywne czarne dziury. Większość z nich (takich jak TON 618 ) jest związana z wyjątkowo energetycznymi kwazarami. Jeszcze większe nazwano zdumiewająco dużymi czarnymi dziurami (SLAB) o masach przekraczających 100 miliardów M . Chociaż zauważyli, że obecnie nie ma dowodów na to, że zdumiewająco duże czarne dziury są prawdziwe, zauważyli, że istnieją supermasywne czarne dziury prawie tych rozmiarów. Niektóre badania sugerują, że maksymalna masa, jaką może osiągnąć czarna dziura, będąc akretorami światła, jest rzędu ~50 miliardów M .

Supermasywne czarne dziury mają właściwości fizyczne, które wyraźnie odróżniają je od klasyfikacji o mnizej masie. Po pierwsze, siły pływowe w pobliżu horyzontu zdarzeń są znacznie słabsze w przypadku supermasywnych czarnych dziur. Siła pływowa działająca na ciało na horyzoncie zdarzeń czarnej dziury jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu masy czarnej dziury: osoba na horyzoncie zdarzeń czarnej dziury o wielkości 10 milionów M doświadcza mniej więcej takiej samej siły pływowej między głową a stopami, co osoba na powierzchni ziemi. W przeciwieństwie do czarnych dziur o masie gwiazdowej, nie można doświadczyć znacznej siły pływowej, dopóki nie znajdzie się głęboko w czarnej dziurze. Ponadto, nieco sprzeczne z intuicją jest zauważenie, że średnia gęstość SMBH w jej horyzoncie zdarzeń (zdefiniowana jako masa czarnej dziury podzielona przez objętość przestrzeni w promieniu Schwarzschilda ) może być mniza niż gęstość wody . Dzieje się tak, ponieważ promień Schwarzschilda jest wprost proporcjonalny do jego masy . Ponieważ objętość obiektu kulistego (takiego jak horyzont zdarzeń nie obracającej się czarnej dziury) jest wprost proporcjonalna do sześcianu o promieniu, gęstość czarnej dziury jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu masy, a zatem wyższa masowe czarne dziury mają niższą średnią gęstość .

Promień Schwarzschilda horyzontu zdarzeń (nie obracającej się) supermasywnej czarnej dziury o wartości ~1 miliarda M jest porównywalny z półosią wielką orbity planety Uran, która wynosi 19 AU .

Historia badań

Historia odkrycia supermasywnych czarnych dziur rozpoczęła się od zbadania przez Maartena Schmidta źródła radiowego 3C 273 w 1963 roku. Początkowo uważano, że jest to gwiazda, ale widmo okazało się zagadkowe. Określono, że są to linie emisji wodoru, które zostały przesunięte ku czerwieni, co wskazuje na oddalanie się obiektu od Ziemi. Prawo Hubble'a pokazało, że obiekt znajduje się kilka miliardów lat świetlnych od nas, a zatem musi emitować energię równoważną setkom galaktyk. Szybkość zmian światła w źródle nazwanym obiektem quasi-gwiazdowym lub kwazarem sugerowała, że ​​obszar emitujący ma średnicę jednego parseka lub mniej. Do roku 1964 zidentyfikowano cztery takie źródła.

W 1963 Fred Hoyle i WA Fowler zaproponowali istnienie supermasywnych gwiazd spalających wodór (SMS) jako wyjaśnienie kompaktowych wymiarów i wysokiej energii kwazarów. Miałyby one masę około 10 5 – 10 9 M . Jednak Richard Feynman zauważył, że gwiazdy powyżej pewnej masy krytycznej są dynamicznie niestabilne i zapadłyby się w czarną dziurę, przynajmniej gdyby nie obracały się. Fowler następnie zaproponował, że te supermasywne gwiazdy przejdą serię oscylacji kolapsu i eksplozji, wyjaśniając w ten sposób wzór wydzielania energii. Appenzeller i Fricke (1972) zbudowali modele tego zachowania, ale stwierdzili, że powstała w ten sposób gwiazda nadal ulegałaby zapadnięciu, dochodząc do wniosku, że nieobrotowa0,75 × 10 6 M SMS „nie może uciec przed zapadnięciem się do czarnej dziury poprzez spalanie jej wodoru w cyklu CNO ”.

Edwin E. Salpeter i Jakow Zeldowicz wysunęli w 1964 r. propozycję, aby materia opadająca na masywny, zwarty obiekt wyjaśniała właściwości kwazarów. Wymagałoby to masy około 10 8 M, aby dopasować moc tych obiektów. Donald Lynden-Bell zauważył w 1969 roku, że opadający gaz uformowałby płaski dysk, który opadał spiralnie w centralne „ gardło Schwarzschilda ”. Zauważył, że stosunkowo niska wydajność pobliskich jąder galaktycznych sugerowała, że ​​były to stare, nieaktywne kwazary. Tymczasem w 1967 Martin Ryle i Malcolm Longair zasugerowali, że prawie wszystkie źródła pozagalaktycznej emisji radiowej można wyjaśnić modelem, w którym cząstki są wyrzucane z galaktyk z relatywistycznymi prędkościami ; co oznacza, że ​​poruszają się z prędkością zbliżoną do prędkości światła . Martin Ryle, Malcolm Longair i Peter Scheuer zaproponowali następnie w 1973 roku, że zwarte centralne jądro może być pierwotnym źródłem energii dla tych relatywistycznych dżetów .

Arthur M. Wolfe i Geoffrey Burbidge zauważyli w 1970 roku, że duże rozproszenie prędkości gwiazd w obszarze jądrowym galaktyk eliptycznych można wytłumaczyć jedynie dużą koncentracją masy w jądrze; większe niż można by to wytłumaczyć zwykłymi gwiazdami. Wykazali, że zachowanie można wytłumaczyć masywną czarną dziurą o masie do 10 10 M lub dużą liczbą mnizych czarnych dziur o masach poniżej 10 3 M . Dynamiczny dowód na istnienie masywnego ciemnego obiektu został znaleziony w jądrze aktywnej galaktyki eliptycznej Messier 87 w 1978 roku, początkowo szacowany na5 × 10 9 mln . _ Wkrótce nastąpiło odkrycie podobnego zachowania w innych galaktykach, w tym w Galaktyce Andromedy w 1984 roku i Galaktyce Sombrero w 1988 roku.

Donald Lynden-Bell i Martin Rees wysunęli w 1971 roku hipotezę, że centrum galaktyki Drogi Mlecznej będzie zawierać masywną czarną dziurę. Sagittarius A* został odkryty i nazwany 13 i 15 lutego 1974 roku przez astronomów Bruce'a Balicka i Roberta Browna przy użyciu interferometru Green Bank z National Radio Astronomy Observatory . Odkryli źródło radiowe, które emituje promieniowanie synchrotronowe ; okazało się, że jest gęsty i nieruchomy z powodu grawitacji. Była to zatem pierwsza wskazówka, że ​​w centrum Drogi Mlecznej istnieje supermasywna czarna dziura.

Teleskop Kosmiczny Hubble'a, wystrzelony w 1990 roku, zapewnił rozdzielczość niezbędną do wykonywania bardziej wyrafinowanych obserwacji jąder galaktyk. W 1994 roku do obserwacji Messiera 87 użyto spektrografu Faint Object Spectrograph na Hubble'u, który odkrył, że zjonizowany gaz krąży wokół centralnej części jądra z prędkością ±500 km/s. Dane wskazywały na skoncentrowaną masę(2,4 ± 0,7) × 10 9 M leżał w obrębie aRozpiętość 0,25 , dostarcza mocnych dowodów na istnienie supermasywnej czarnej dziury. Wykorzystanie tablicy bardzo długich linii bazowych do obserwacji Messiera 106, Miyoshi et al. (1995) byli w stanie wykazać, że emisja z masera H 2 O w tej galaktyce pochodzi z dysku gazowego w jądrze, który krąży wokół skoncentrowanej masy3,6 × 107 M ☉, który był ograniczony do promienia 0,13 parseków. Ich przełomowe badania wykazały, że rój czarnych dziur o masie Słońca w tak małym promieniu nie przetrwałby długo bez zderzeń, co czyni supermasywną czarną dziurę jedynym realnym kandydatem. Obserwacjom tym, które dostarczyły pierwszego potwierdzenia istnienia supermasywnych czarnych dziur, towarzyszyło odkrycie bardzo poszerzonej linii emisyjnej zjonizowanego żelaza Kα (6,4 keV) z galaktyki MCG-6-30-15. Poszerzenie było spowodowane grawitacyjnym przesunięciem ku czerwieni światła, które uciekało z czarnej dziury z zaledwie 3 do 10 promieni Schwarzschilda.

10 kwietnia 2019 r. współpraca Event Horizon Telescope opublikowała pierwsze zdjęcie czarnej dziury w skali horyzontu w centrum galaktyki Messier 87.

W lutym 2020 roku astronomowie poinformowali, że wnęka w Supergromadzie Wężownika, pochodząca z supermasywnej czarnej dziury, jest wynikiem największej znanej eksplozji we Wszechświecie od czasu Wielkiego Wybuchu .

W marcu 2020 roku astronomowie zasugerowali, że dodatkowe podpierścienie powinny tworzyć pierścień fotonowy, proponując sposób na lepsze wykrywanie tych sygnatur na pierwszym obrazie czarnej dziury.

Tworzenie

Koncepcja artysty supermasywnej czarnej dziury otoczonej dyskiem akrecyjnym i emitującej relatywistyczny dżet

Pochodzenie supermasywnych czarnych dziur pozostaje otwartym polem badań. Astrofizycy zgadzają się, że czarne dziury mogą rosnąć poprzez akrecję materii i łączenie się z innymi czarnymi dziurami. Istnieje kilka hipotez dotyczących mechanizmów powstawania i początkowych mas przodków lub „nasion” supermasywnych czarnych dziur. Niezależnie od specyficznego kanału formacji zarodka czarnej dziury, przy wystarczającej masie w pobliżu, może akreować, stając się czarną dziurą o masie pośredniej i prawdopodobnie SMBH, jeśli tempo akrecji się utrzyma.

Wczesne nasiona przodków mogą być czarnymi dziurami o masie dziesiątek, a może setek mas Słońca, pozostawionych przez eksplozje masywnych gwiazd i rosnących w wyniku akrecji materii. Inny model obejmuje gęstą gromadę gwiazd, która ulega zapadnięciu się jądra, ponieważ ujemna pojemność cieplna układu napędza dyspersję prędkości w jądrze do prędkości relatywistycznych .

Przed pierwszymi gwiazdami duże obłoki gazu mogły zapaść się w „ quasi-gwiazdę ”, która z kolei zapadłaby się w czarną dziurę o wielkości około 20 M . Gwiazdy te mogły być również utworzone przez halo ciemnej materii, przyciągające grawitacyjnie ogromne ilości gazu, które następnie wytworzyłyby supermasywne gwiazdy o dziesiątkach tysięcy mas Słońca. „quasi-gwiazda” staje się niestabilna względem promieniowych perturbacji z powodu wytwarzania w jej jądrze par elektron-pozyton i może zapaść się bezpośrednio w czarną dziurę bez wybuchu supernowej (która wyrzuciłaby większość swojej masy, zapobiegając tak szybkiemu wzrostowi czarnej dziury). ).

Nowsza teoria sugeruje, że nasiona SMBH powstały we wczesnym wszechświecie, każde z kolapsu supermasywnej gwiazdy o masie około 100 000 mas Słońca.

Duże obłoki gazu wolnego od metali o dużym przesunięciu ku czerwieni, napromieniowane wystarczająco intensywnym strumieniem fotonów Lymana-Wernera, mogą uniknąć chłodzenia i fragmentacji, a tym samym zapadają się jako pojedynczy obiekt z powodu własnej grawitacji . Jądro zapadającego się obiektu osiąga niezwykle duże wartości gęstości materii, rzędu około10 7 g / cm3 i wyzwala ogólną relatywistyczną niestabilność. W ten sposób obiekt zapada się bezpośrednio w czarną dziurę, bez przechodzenia z fazy pośredniej gwiazdy lub quasi-gwiazdy. Obiekty te mają typową masę około 100 000 M i nazywane są czarnymi dziurami bezpośredniego kolapsu .

Wrażenie artystyczne ogromnego wypływu wyrzuconego z kwazara SDSS J1106+1939
Artystyczna ilustracja galaktyki z dżetami z supermasywnej czarnej dziury.

Wreszcie pierwotne czarne dziury mogły powstać bezpośrednio z ciśnienia zewnętrznego w pierwszych chwilach po Wielkim Wybuchu. Te pierwotne czarne dziury miałyby wtedy więcej czasu na akrecję niż którykolwiek z powyższych modeli, co dałoby im wystarczająco dużo czasu na osiągnięcie supermasywnych rozmiarów. Powstawanie czarnych dziur w wyniku śmierci pierwszych gwiazd było szeroko badane i potwierdzone obserwacjami. Inne wymienione powyżej modele powstawania czarnych dziur są teoretyczne.

Powstanie supermasywnej czarnej dziury wymaga stosunkowo małej objętości bardzo gęstej materii o małym momencie pędu . Normalnie proces akrecji obejmuje transportowanie dużej początkowej zdolności momentu pędu na zewnątrz i wydaje się, że jest to czynnik ograniczający wzrost czarnej dziury. Jest to główny składnik teorii dysków akrecyjnych . Akrecja gazu jest nkutecznizym i najbardziej rzucającym się w oczy sposobem wzrostu czarnych dziur. Uważa się, że większość wzrostu masy supermasywnych czarnych dziur zachodzi poprzez epizody gwałtownej akrecji gazu, które można zaobserwować jako aktywne jądra galaktyk lub kwazary. Obserwacje ujawniają, że kwazary były znacznie częstsze, gdy Wszechświat był młodszy, co wskazuje, że supermasywne czarne dziury powstały i rozrosły się wcześnie. Głównym czynnikiem ograniczającym teorie powstawania supermasywnych czarnych dziur jest obserwacja odległych, jasnych kwazarów, które wskazują, że supermasywne czarne dziury o miliardach mas Słońca powstały już, gdy Wszechświat miał mniej niż miliard lat. Sugeruje to, że supermasywne czarne dziury powstały we Wszechświecie bardzo wcześnie, wewnątrz pierwszych masywnych galaktyk.

Wizja artysty przedstawiająca gwiazdy zrodzone na wietrze z supermasywnych czarnych dziur.

Istnieje górna granica wzrostu dużych supermasywnych czarnych dziur. Tak zwane ultramasywne czarne dziury (UMBH), które są co najmniej dziesięć razy większe od większości supermasywnych czarnych dziur, przy 10 miliardach mas Słońca lub więcej, wydają się mieć teoretyczną górną granicę około 50 miliardów mas Słońca, ponieważ wszystko powyżej tego spowalnia wzrost do pełzania (spowolnienie zaczyna się zwykle od około 10 miliardów mas Słońca) i powoduje, że niestabilny dysk akrecyjny otaczający czarną dziurę łączy się w gwiazdy, które ją krążą.

Odległe supermasywne czarne dziury, takie jak J0313-1806 i ULAS J1342+0928, są trudne do wyjaśnienia tak szybko po Wielkim Wybuchu. Niektórzy postulują, że mogą one pochodzić z bezpośredniego zapadania się ciemnej materii z interakcją własną. Niewielka mnizość źródeł twierdzi, że mogą one być dowodem na to, że Wszechświat jest wynikiem Wielkiego Odbicia zamiast Wielkiego Wybuchu, przy czym te supermasywne czarne dziury powstały przed Wielkim Odbiciem.

Aktywność i ewolucja galaktyczna

Uważa się, że grawitacja z supermasywnych czarnych dziur w centrum wielu galaktyk zasila aktywne obiekty, takie jak galaktyki Seyferta i kwazary, a związek między masą centralnej czarnej dziury a masą galaktyki macierzystej zależy od typu galaktyki . Empiryczna korelacja między wielkością supermasywnych czarnych dziur a dyspersją prędkości gwiazdowej zgrubienia galaktyki nazywana jest relacją M-sigma .

Aktywne jądro galaktyczne (AGN) jest obecnie uważane za jądro galaktyczne, w którym znajduje się masywna czarna dziura, która akreuje materię i wykazuje wystarczająco silną jasność. Na przykład jądrowe regiony Drogi Mlecznej nie mają wystarczającej jasności, aby spełnić ten warunek. Zunifikowany model AGN zakłada, że ​​szeroki zakres obserwowanych właściwości taksonomii AGN można wyjaśnić za pomocą niewielkiej liczby parametrów fizycznych. W przypadku modelu wyjściowego wartości te składały się z kąta torusa dysku akrecyjnego do linii widzenia oraz jasności źródła. AGN można podzielić na dwie główne grupy: tryb radiacyjny AGN, w którym większość sygnału wyjściowego ma postać promieniowania elektromagnetycznego poprzez dysk akrecyjny o grubości optycznie, oraz tryb dżetowy, w którym relatywistyczne dżety pojawiają się prostopadle do dysku.

Interakcja pary galaktyk hostujących SMBH może prowadzić do zdarzeń fuzji. Dynamiczne tarcie na hostowanych obiektach SMBH powoduje, że opadają one w kierunku środka połączonej masy, ostatecznie tworząc parę z separacją poniżej kiloparseka. Interakcja tej pary z otaczającymi gwiazdami i gazem będzie stopniowo łączyć SMBH jako grawitacyjnie związany układ podwójny z odstępem dziesięciu parseków lub mniej. Gdy para zbliży się do 0,001 parseka, promieniowanie grawitacyjne spowoduje ich połączenie. Do czasu, gdy to nastąpi, powstała galaktyka już dawno zrelaksuje się po połączeniu, a początkowa aktywność gwiazdozbioru i AGN znikną. Fale grawitacyjne z tej koalescencji mogą dać powstałemu SMBH wzrost prędkości nawet o kilka tysięcy km/s, odpychając go od centrum galaktyki, a być może nawet wyrzucając go z galaktyki.

Dowód

Pomiary dopplerowskie

Symulacja widoku bocznego czarnej dziury z przezroczystym pierścieniem toroidalnym zjonizowanej materii według zaproponowanego modelu dla Sgr A* . Ten obraz pokazuje wynik zakrzywienia światła zza czarnej dziury, a także pokazuje asymetrię wynikającą z efektu Dopplera z ekstremalnie dużej prędkości orbitalnej materii w pierścieniu.

Jednego z najlepszych dowodów na obecność czarnych dziur dostarcza efekt Dopplera, w którym światło z pobliskiej materii orbitującej jest przesuwane ku czerwieni podczas cofania się i ku czerwieni podczas narastania. W przypadku materii bardzo zbliżonej do czarnej dziury prędkość orbitalna musi być porównywalna z prędkością światła, więc oddalająca się materia będzie wydawała się bardzo słaba w porównaniu z materią postępującą, co oznacza, że ​​układy z wewnętrznie symetrycznymi dyskami i pierścieniami uzyskają wysoce asymetryczny wygląd. Efekt ten został uwzględniony w nowoczesnych obrazach generowanych komputerowo, takich jak przedstawiony tutaj przykład, oparty na wiarygodnym modelu supermasywnej czarnej dziury w Sgr A* w centrum Drogi Mlecznej. Jednak rozdzielczość zapewniana przez obecnie dostępną technologię teleskopową jest wciąż niewystarczająca, aby bezpośrednio potwierdzić takie przewidywania.

To, co już zaobserwowano bezpośrednio w wielu układach, to niższe nierelatywistyczne prędkości materii krążącej dalej od tego, co uważa się za czarne dziury. Bezpośrednie pomiary dopplerowskie maserów wodnych otaczających jądra pobliskich galaktyk ujawniły bardzo szybki ruch Keplera, możliwy tylko przy wysokim stężeniu materii w centrum. Obecnie jedynymi znanymi obiektami, które mogą zmieścić wystarczającą ilość materii na tak małej przestrzeni, są czarne dziury lub rzeczy, które ewoluują w czarne dziury w astrofizycznie krótkim czasie. W przypadku odległych galaktyk aktywnych szerokość szerokich linii widmowych może być wykorzystana do sondowania gazu krążącego w pobliżu horyzontu zdarzeń. Technika mapowania pogłosu wykorzystuje zmienność tych linii do pomiaru masy i być może spinu czarnej dziury, która zasila aktywne galaktyki.

W Drodze Mlecznej

Wywnioskowane orbity 6 gwiazd wokół kandydata na supermasywną czarną dziurę Sagittarius A* w galaktycznym centrum Drogi Mlecznej

Astronomowie są przekonani, że galaktyka Drogi Mlecznej ma supermasywną czarną dziurę w swoim centrum, 26 000 lat świetlnych od Układu Słonecznego, w regionie zwanym Sagittarius A*, ponieważ:

  • Gwiazda S2 porusza się po eliptycznej orbicie z okresem 15,2 lat i perycentrum (najbliższa odległość) 17 godzin świetlnych (1,8 × 10 13 m lub 120 AU) od środka centralnego obiektu.
  • Na podstawie ruchu gwiazdy S2 masę obiektu można oszacować na 4,1 miliona M , czyli około8,2 × 10 36 kg .
  • Promień centralnego obiektu musi być mnizy niż 17 godzin świetlnych, bo inaczej zderzyłoby się z nim S2. Obserwacje gwiazdy S14 wskazują, że promień nie przekracza 6,25 godziny świetlnej, mniej więcej o średnicy orbity Urana .
  • Żaden znany obiekt astronomiczny inny niż czarna dziura nie może zawierać 4,1 miliona M w tej objętości przestrzeni.

Obserwacje w podczerwieni aktywności jasnych rozbłysków w pobliżu Strzelca A* pokazują ruch orbitalny plazmy z okresem45 ± 15 min w odstępie wynoszącym od sześciu do dziesięciu razy promień grawitacji kandydata SMBH. Emisja ta jest zgodna z kołową orbitą spolaryzowanego „gorącego punktu” na dysku akrecyjnym w silnym polu magnetycznym. Promieniująca materia krąży z prędkością 30% prędkości światła tuż poza najbardziej wewnętrzną stabilną orbitą kołową .

5 stycznia 2015 r. NASA poinformowała o obserwowaniu rozbłysku rentgenowskiego 400 razy jaśnizego niż zwykle, rekordowego, z Sagittarius A*. Według astronomów to niezwykłe wydarzenie mogło być spowodowane rozbiciem się asteroidy wpadającej do czarnej dziury lub splątaniem linii pola magnetycznego w gazie wpływającym do Sagittarius A*.

Wykrycie niezwykle jasnego rozbłysku rentgenowskiego z Sagittarius A*, supermasywnej czarnej dziury w centrum galaktyki Drogi Mlecznej .
Sagittarius A* sfotografowany przez Teleskop Event Horizon .

Poza Drogą Mleczną

Wizja artysty przedstawiająca supermasywną czarną dziurę rozrywającą gwiazdę. Poniżej: supermasywna czarna dziura pożerająca gwiazdę w galaktyce RX J1242−11 – rentgenowska (po lewej) i optyczna (po prawej).

Jednoznaczne dynamiczne dowody na istnienie supermasywnych czarnych dziur istnieją tylko w kilku galaktykach; należą do nich Droga Mleczna, galaktyki Grupy Lokalnej M31 i M32 oraz kilka galaktyk poza Grupą Lokalną, np . NGC 4395 . W tych galaktykach średnia kwadratowa (lub rms) prędkości gwiazd lub gazu wzrasta proporcjonalnie do 1/ rw pobliżu środka, wskazując masę punktu centralnego. We wszystkich innych galaktykach obserwowanych do tej pory, prędkości rms są płaskie, a nawet spadają w kierunku centrum, co uniemożliwia stwierdzenie z całą pewnością obecności supermasywnej czarnej dziury. Niemniej jednak powszechnie przyjmuje się, że centrum prawie każdej galaktyki zawiera supermasywną czarną dziurę. Powodem tego założenia jest relacja M-sigma, ścisła (małe rozproszenie) relacja między masą dziury w około 10 galaktykach z pewnymi detekcjami a dyspersją prędkości gwiazd w zgrubieniach tych galaktyk. Ta korelacja, chociaż oparta na zaledwie kilku galaktykach, sugeruje wielu astronomom silny związek między powstawaniem czarnej dziury a samą galaktyką.

Zdjęcie z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a przedstawiające 4400 lat świetlnych relatywistycznego dżetu Messiera 87, który jest materią wyrzucaną przez6,4 × 10 9 M supermasywna czarna dziura w centrum galaktyki

Pobliska Galaktyka Andromedy, odległa o 2,5 miliona lat świetlnych, zawiera (1,1–2,3) × 10 8 (110–230 milionów) M centralna czarna dziura, znacznie większa niż w Drodze Mlecznej. Największą supermasywną czarną dziurą w sąsiedztwie Drogi Mlecznej wydaje się być ta z Messier 87 (tj. M87*), o masie(6,4 ± 0,5) × 10 9 (ok. 6,4 miliarda) M w odległości 53,5 miliona lat świetlnych. Nadolbrzym, galaktyka eliptyczna NGC 4889, w odległości 336 milionów lat świetlnych od nas w konstelacji Warkocza Bereniki, zawiera czarną dziurę mierzoną jako2,1 × 10 10 (21 miliardów) M .

Masy czarnych dziur w kwazarach można oszacować metodami pośrednimi, które są obarczone znaczną niepewnością. Kwazar TON 618 jest przykładem obiektu z niezwykle dużą czarną dziurą, szacowaną na6,6 × 10 10 (66 miliardów) M . Jego przesunięcie ku czerwieni to 2,219. Innymi przykładami kwazarów o dużych szacowanych masach czarnej dziury są hiperjasny kwazar APM 08279+5255, o szacowanej masie2,3 × 10 10 (23 miliardy) M , oraz kwazar S5 0014+81, o masie4,0 × 10 10 (40 miliardów) M lub 10 000 mas czarnej dziury w Centrum Galaktyki Drogi Mlecznej.

Niektóre galaktyki, takie jak galaktyka 4C +37.11, wydają się mieć w swoich centrach dwie supermasywne czarne dziury, tworząc układ podwójny . Gdyby się zderzyły, zdarzenie wywołałoby silne fale grawitacyjne . Uważa się, że dwójkowe supermasywne czarne dziury są powszechną konsekwencją łączenia się galaktyk . Podwójna para w OJ 287, 3,5 miliarda lat świetlnych od nas, zawiera najmasywnizą czarną dziurę w parze, o masie szacowanej na 18 miliardów M . W 2011 roku w galaktyce karłowatej Henize 2-10 odkryto supermasywną czarną dziurę, która nie ma wybrzuszenia. Dokładne implikacje dla tego odkrycia na temat powstawania czarnych dziur są nieznane, ale mogą wskazywać, że czarne dziury powstały przed wybrzuszeniami.

28 marca 2011 r. zaobserwowano, że supermasywna czarna dziura rozrywa gwiazdę średniej wielkości. To jedyne prawdopodobne wyjaśnienie obserwacji tego dnia nagłego napromieniowania rentgenowskiego i dalszych obserwacji szerokopasmowych. Źródłem było wcześniej nieaktywne jądro galaktyczne, a na podstawie badań wybuchu szacuje się, że jądro galaktyczne jest SMBH o masie rzędu miliona mas Słońca. Zakłada się, że to rzadkie zdarzenie jest relatywistycznym wypływem (materiał jest emitowany w dżecie ze znaczną częścią prędkości światła) z gwiazdy zakłóconej pływowo przez SMBH. Oczekuje się, że znaczna część masy Słońca zgromadziła się na SMBH. Późnize długoterminowe obserwacje pozwolą na potwierdzenie tego założenia, jeśli emisja z dżetu zanika z oczekiwanym tempem akrecji masy na SMBH.

Obłok gazu o masie kilkukrotnie większej od Ziemi przyspiesza w kierunku supermasywnej czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej.

W 2012 roku astronomowie odnotowali niezwykle dużą masę około 17 miliardów M czarnej dziury w zwartej, soczewkowatej galaktyce NGC 1277, która znajduje się 220 milionów lat świetlnych od nas w konstelacji Perseusza . Domniemana czarna dziura ma około 59 procent masy zgrubienia tej galaktyki soczewkowatej (14 procent całkowitej masy gwiazdy galaktyki). Inne badanie doprowadziło do zupełnie innego wniosku: ta czarna dziura nie jest szczególnie nadmierna, szacowana na od 2 do 5 miliardów M , przy czym 5 miliardów M jest najbardziej prawdopodobną wartością. 28 lutego 2013 roku astronomowie donieśli o użyciu satelity NuSTAR do dokładnego pomiaru rotacji supermasywnej czarnej dziury po raz pierwszy w NGC 1365, informując, że horyzont zdarzeń wirował prawie z prędkością światła.


We wrześniu 2014 r. dane z różnych teleskopów rentgenowskich wykazały, że niezwykle mała, gęsta, ultrakompaktowa galaktyka karłowata M60-UCD1 zawiera w swoim centrum czarną dziurę o masie 20 milionów mas Słońca, co stanowi ponad 10% całkowitej masy galaktyka. Odkrycie jest dość zaskakujące, ponieważ czarna dziura jest pięć razy masywniza niż czarna dziura Drogi Mlecznej, mimo że galaktyka ma mniej niż pięć tysięcznych masy Drogi Mlecznej.

Niektóre galaktyki nie mają w swoich centrach żadnych supermasywnych czarnych dziur. Chociaż większość galaktyk bez supermasywnych czarnych dziur to bardzo małe galaktyki karłowate, jedno odkrycie pozostaje tajemnicze: nadolbrzym eliptyczna galaktyka cD A2261-BCG nie zawiera aktywnej supermasywnej czarnej dziury, mimo że galaktyka jest jedną z największych znanych galaktyk. ; dziesięć razy większy i tysiąc razy większy od Drogi Mlecznej. Ponieważ supermasywna czarna dziura będzie widoczna tylko podczas akrecji, supermasywna czarna dziura może być prawie niewidoczna, z wyjątkiem jej wpływu na orbity gwiazd.

W grudniu 2017 roku astronomowie poinformowali o wykryciu najbardziej odległego obecnie znanego kwazara, ULAS J1342+0928, zawierającego najdalszą supermasywną czarną dziurę, z odnotowanym przesunięciem ku czerwieni z = 7,54, przekraczającym przesunięcie ku czerwieni 7 dla wcześniej znanego najdalszego kwazara ULAS J1120+0641 .

Supermasywna czarna dziura i mniza czarna dziura w galaktyce OJ 287
Porównanie dużych i małych czarnych dziur w galaktyce OJ 287 z Układem Słonecznym
Rozbłyski dysku czarnej dziury w galaktyce OJ 287
(1:22; animacja; 28 kwietnia 2020)
Supermasywna czarna dziura NeVe 1 jest odpowiedzialna za erupcję supergromady Wężownika – najbardziej energetyczną erupcję, jaką kiedykolwiek wykryto.
Od: Obserwatorium Rentgenowskie Chandra

W lutym 2020 roku astronomowie poinformowali o odkryciu erupcji supergromady Wężownika, najbardziej energetycznego zdarzenia we Wszechświecie, jakie kiedykolwiek wykryto od Wielkiego Wybuchu . Miało to mice w gromadzie Wężownik w galaktyce NeVe 1, spowodowane akrecją prawie 270 milionów mas Słońca przez centralną supermasywną czarną dziurę. Erupcja trwała około 100 milionów lat i wyzwoliła 5,7 miliona razy więcej energii niż najpotężnizy znany rozbłysk gamma . Erupcja uwolniła fale uderzeniowe i dżety wysokoenergetycznych cząstek, które uderzyły w ośrodek wewnątrz gromady, tworząc wnękę o szerokości około 1,5 miliona lat świetlnych – dziesięć razy większą od średnicy Drogi Mlecznej .

W lutym 2021 roku astronomowie po raz pierwszy opublikowali obraz o bardzo wysokiej rozdzielczości 25 000 aktywnych supermasywnych czarnych dziur, pokrywających cztery procent północnej półkuli niebieskiej, w oparciu o ultraniskie fale radiowe, wykryte przez układ niskich częstotliwości (LOFAR) w Europie.

Promieniowanie Hawkinga

Promieniowanie Hawkinga to promieniowanie ciała doskonale czarnego, które zgodnie z przewidywaniami będzie emitowane przez czarne dziury z powodu efektów kwantowych w pobliżu horyzontu zdarzeń. Promieniowanie to zmniza masę i energię czarnych dziur, powodując ich kurczenie się i ostatecznie zanikanie. Jeśli czarne dziury wyparują pod wpływem promieniowania Hawkinga, supermasywna czarna dziura o masie 10 11 (100 miliardów) M wyparuje w ciągu około 2×10 100 lat. Przewiduje się, że niektóre potworne czarne dziury we wszechświecie będą nadal rosły do ​​być może 10 14 M podczas zapadania się supergromad galaktyk. Nawet one wyparowałyby w okresie do 10 106 lat.

Zobacz też

Bibliografia

Dalsze czytanie

Zewnętrzne linki

Posłuchaj tego artykułu ( 22 minuty )
Mówiona ikona Wikipedii
Ten plik audio został utworzony na podstawie rewizji tego artykułu z dnia 20 marca 2017 r. i nie odzwierciedla kolejnych edycji. ( 2017-03-20 )