Gaura neagra supermasiva -Supermassive black hole

De la Wikipedia, enciclopedia liberă

Aceasta este prima imagine directă a unei găuri negre supermasive, situată în miezul galactic al lui Messier 87 . Acesta arată emisia de unde radio de la un inel de acumulare încălzit care orbitează obiectul la o distanță medie de350 UA, sau de zece ori mai mare decât orbita lui Neptun în jurul Soarelui. Centrul întunecat este orizontul evenimentelor și umbra acestuia. Imaginea a fost lansată în 2019 de Event Horizon Telescope Collaboration.

O gaură neagră supermasivă ( SMBH sau uneori SBH ) este cel mai mare tip de gaură neagră, cu masa sa fiind de ordinul a milioane până la miliarde de ori masa Soarelui ( M ). Găurile negre sunt o clasă de obiecte astronomice care au suferit colaps gravitațional, lăsând în urmă regiuni sferoidale ale spațiului din care nimic nu poate scăpa, nici măcar lumina . Dovezile observaționale indică faptul că aproape fiecare galaxie mare are o gaură neagră supermasivă în centru. De exemplu, Calea Lactee are o gaură neagră supermasivă în Centrul său Galactic, corespunzătoare sursei radio Săgetător A* . Acreția de gaz interstelar pe găurile negre supermasive este procesul responsabil pentru alimentarea nucleelor ​​galactice active și a quasarelor .

Două găuri negre supermasive au fost fotografiate direct de Telescopul Event Horizon : gaura neagră din galaxia eliptică gigantică Messier 87 și gaura neagră din centrul Căii Lactee .

Descriere

Găurile negre supermasive sunt definite în mod clasic ca găuri negre cu o masă peste 0,1 milioane până la 1 milion M . Unii astronomi au început să eticheteze găurile negre de cel puțin 10 miliarde M drept găuri negre ultramasive. Majoritatea acestora (cum ar fi TON 618 ) sunt asociate cu quasari excepțional de energici. Chiar și cele mai mari au fost denumite găuri negre grozav de mari (SLAB) cu mase mai mari de 100 de miliarde M . Deși au remarcat că în prezent nu există dovezi că găurile negre extraordinar de mari sunt reale, ei au remarcat că găurile negre supermasive există aproape de aceeași dimensiune. Unele studii au sugerat că masa maximă pe care o poate atinge o gaură neagră, deși este acretoare luminoase, este de ordinul a ~50 miliarde M .

Găurile negre supermasive au proprietăți fizice care le disting clar de clasificările cu masă mai mică. În primul rând, forțele de maree din vecinătatea orizontului de evenimente sunt semnificativ mai slabe pentru găurile negre supermasive. Forța de maree asupra unui corp la orizontul de evenimente al unei găuri negre este invers proporțională cu pătratul masei găurii negre: o persoană la orizontul de evenimente al unei găuri negre de 10 milioane M experimentează aproximativ aceeași forță de maree între cap și picioare ca o persoană de pe suprafața pământului. Spre deosebire de găurile negre cu masă stelară, nu s-ar experimenta o forță de maree semnificativă decât în ​​adâncimea găurii negre. În plus, este oarecum contraintuitiv să remarcăm că densitatea medie a unui SMBH în orizontul său de evenimente (definită ca masa găurii negre împărțită la volumul spațiului din raza lui Schwarzschild ) poate fi mai mică decât densitatea apei . Acest lucru se datorează faptului că raza Schwarzschild este direct proporțională cu masa sa . Deoarece volumul unui obiect sferic (cum ar fi orizontul de evenimente al unei găuri negre care nu se rotește) este direct proporțional cu cubul razei, densitatea unei găuri negre este invers proporțională cu pătratul masei și, prin urmare, mai mare. găurile negre de masă au o densitate medie mai mică .

Raza Schwarzschild a orizontului de evenimente al unei găuri negre supermasive (nerotative) de ~1 miliard M este comparabilă cu semi-axa majoră a orbitei planetei Uranus, care este de 19 UA .

Istoria cercetării

Povestea modului în care au fost găsite găurile negre supermasive a început odată cu investigarea de către Maarten Schmidt a sursei radio 3C 273 în 1963. Inițial se credea că aceasta este o stea, dar spectrul s-a dovedit derutant. S-a stabilit că sunt linii de emisie de hidrogen care au fost deplasate în roșu, indicând că obiectul se îndepărta de Pământ. Legea lui Hubble a arătat că obiectul era situat la câteva miliarde de ani lumină distanță și, prin urmare, trebuie să emită echivalentul energetic a sutelor de galaxii. Rata variațiilor luminii a sursei numită un obiect cvasi-stelar, sau quasar, a sugerat că regiunea emițătoare avea un diametru de un parsec sau mai puțin. Patru astfel de surse fuseseră identificate până în 1964.

În 1963, Fred Hoyle și WA Fowler au propus existența stelelor supermasive (SMS) care arde hidrogen ca o explicație pentru dimensiunile compacte și producția mare de energie a quasarelor. Acestea ar avea o masă de aproximativ 10 5 – 10 9 M . Cu toate acestea, Richard Feynman a remarcat că stelele peste o anumită masă critică sunt instabile din punct de vedere dinamic și s-ar prăbuși într-o gaură neagră, cel puțin dacă nu ar fi în rotație. Fowler a propus apoi că aceste stele supermasive vor suferi o serie de colaps și oscilații de explozie, explicând astfel modelul de producție de energie. Appenzeller și Fricke (1972) au construit modele ale acestui comportament, dar au descoperit că steaua rezultată va suferi în continuare colaps, ajungând la concluzia că o stea care nu se rotește.0,75 × 10 6 M SMS „nu ​​poate scăpa de colapsul într-o gaură neagră prin arderea hidrogenului său prin ciclul CNO ”.

Edwin E. Salpeter și Yakov Zeldovich au făcut propunerea în 1964 că materia căzând pe un obiect masiv compact ar explica proprietățile quasarului. Ar fi nevoie de o masă de aproximativ 10 8 M pentru a se potrivi cu ieșirea acestor obiecte. Donald Lynden-Bell a remarcat în 1969 că gazul care intră ar forma un disc plat care se învârte în spirală în „ gâtul Schwarzschild ” central . El a observat că producția relativ scăzută a nucleelor ​​galactice din apropiere a implicat că acestea erau quasari vechi, inactivi. Între timp, în 1967, Martin Ryle și Malcolm Longair au sugerat că aproape toate sursele de emisie radio extragalactică ar putea fi explicate printr-un model în care particulele sunt ejectate din galaxii la viteze relativiste ; adică se deplasează aproape de viteza luminii . Martin Ryle, Malcolm Longair și Peter Scheuer au propus apoi în 1973 că nucleul central compact ar putea fi sursa originală de energie pentru aceste jeturi relativiste .

Arthur M. Wolfe și Geoffrey Burbidge au observat în 1970 că dispersia cu viteză mare a stelelor în regiunea nucleară a galaxiilor eliptice nu putea fi explicată decât printr-o concentrație mare de masă la nucleu; mai mare decât ar putea fi explicat de stelele obișnuite. Ei au arătat că comportamentul ar putea fi explicat printr-o gaură neagră masivă cu până la 10 10 M , sau un număr mare de găuri negre mai mici cu mase sub 10 3 M . Dovezi dinamice pentru un obiect întunecat masiv au fost găsite în miezul galaxiei eliptice active Messier 87 în 1978, estimate inițial la5 × 10 9 M . A urmat curând descoperirea unui comportament similar în alte galaxii, inclusiv în Galaxia Andromeda în 1984 și în Galaxia Sombrero în 1988.

Donald Lynden-Bell și Martin Rees au emis ipoteza în 1971 că centrul galaxiei Calea Lactee ar conține o gaură neagră masivă. Sagetatorul A* a fost descoperit si numit pe 13 si 15 februarie 1974 de astronomii Bruce Balick si Robert Brown folosind interferometrul Green Bank al Observatorului National de Radio Astronomie . Ei au descoperit o sursă radio care emite radiații sincrotron ; s-a dovedit a fi dens și imobil din cauza gravitației sale. Acesta a fost, prin urmare, primul indiciu că există o gaură neagră supermasivă în centrul Căii Lactee.

Telescopul spațial Hubble, lansat în 1990, a oferit rezoluția necesară pentru a efectua observații mai rafinate ale nucleelor ​​galactice. În 1994, Faint Object Spectrograph de pe Hubble a fost folosit pentru a observa Messier 87, constatând că gazul ionizat orbitează partea centrală a nucleului cu o viteză de ±500 km/s. Datele au indicat o masă concentrată de(2,4 ± 0,7) × 10 9 M se află în a0,25 inchi, oferind dovezi puternice ale unei găuri negre supermasive. Folosind Very Long Baseline Array pentru a observa Messier 106, Miyoshi et al. (1995) au reușit să demonstreze că emisia de la un maser de H 2 O din această galaxie provenea de la un disc gazos din nucleu care orbita o masă concentrată de3,6 × 10 7 M , care a fost constrâns la o rază de 0,13 parsecs. Cercetările lor inovatoare au remarcat că un roi de găuri negre cu masă solară într-o rază atât de mică nu ar supraviețui mult timp fără să sufere coliziuni, făcând o gaură neagră supermasivă singurul candidat viabil. Însoțită de această observație, care a oferit prima confirmare a găurilor negre supermasive, a fost descoperirea liniei de emisie Kα de fier ionizat foarte lărgită (6,4 keV) din galaxia MCG-6-30-15. Lărgirea s-a datorat deplasării gravitaționale spre roșu a luminii, care a scăpat de la doar 3 la 10 raze Schwarzschild din gaura neagră.

Pe 10 aprilie 2019, colaborarea Event Horizon Telescope a lansat prima imagine la scară de orizont a unei găuri negre, în centrul galaxiei Messier 87.

În februarie 2020, astronomii au raportat că o cavitate din Superclusterul Ophiuchus, care provine dintr-o gaură neagră supermasivă, este rezultatul celei mai mari explozii cunoscute din Univers de la Big Bang .

În martie 2020, astronomii au sugerat că subinele suplimentare ar trebui să formeze inelul fotonic, propunând o modalitate de a detecta mai bine aceste semnături în prima imagine a găurii negre.

Formare

Concepția unui artist despre o gaură neagră supermasivă înconjurată de un disc de acreție și care emite un jet relativist

Originea găurilor negre supermasive rămâne un câmp deschis de cercetare. Astrofizicienii sunt de acord că găurile negre pot crește prin acumularea de materie și prin fuziunea cu alte găuri negre. Există mai multe ipoteze pentru mecanismele de formare și mase inițiale ale progenitorilor, sau „semințe”, ale găurilor negre supermasive. Independent de canalul de formare specific pentru sămânța găurii negre, având în vedere o masă suficientă în apropiere, aceasta s-ar putea acumula pentru a deveni o gaură neagră cu masă intermediară și, eventual, un SMBH dacă rata de acumulare persistă.

Semințele progenitoare timpurii pot fi găuri negre de zeci sau poate sute de mase solare care sunt lăsate în urmă de exploziile stelelor masive și cresc prin acumularea de materie. Un alt model implică un cluster stelar dens care suferă colapsul nucleului, deoarece capacitatea de căldură negativă a sistemului conduce dispersia vitezei în nucleu la viteze relativiste .

Înainte de primele stele, norii mari de gaz s-ar putea prăbuși într-o „ cvasi-stea ”, care la rândul său s-ar prăbuși într-o gaură neagră de aproximativ 20 M . Este posibil ca aceste stele să fi fost formate și prin halouri de materie întunecată care atrage cantități enorme de gaz prin gravitație, care ar produce apoi stele supermasive cu zeci de mii de mase solare. „Cvasi-stea” devine instabilă la perturbații radiale din cauza producției de perechi electroni-pozitroni în miezul său și s-ar putea prăbuși direct într-o gaură neagră fără o explozie de supernovă (care ar ejecta cea mai mare parte a masei sale, împiedicând gaura neagră să crească la fel de rapid). ).

O teorie mai recentă propune că semințele SMBH s-au format în universul foarte timpuriu, fiecare din prăbușirea unei stele supermasive cu o masă de aproximativ 100.000 de mase solare.

Norii mari, cu deplasare spre roșu, de gaz fără metal, atunci când sunt iradiați de un flux suficient de intens de fotoni Lyman-Werner, pot evita răcirea și fragmentarea, prăbușindu-se astfel ca un singur obiect din cauza autogravitației . Miezul obiectului care se prăbușește atinge valori extrem de mari ale densității materiei, de ordinul a cca.10 7 g/cm 3 și declanșează o instabilitate relativistică generală . Astfel, obiectul se prăbușește direct într-o gaură neagră, fără a trece din faza intermediară a unei stele, sau a unei quasi-stele. Aceste obiecte au o masă tipică de aproximativ 100.000 M☉ și sunt denumite găuri negre de colaps direct .

Impresia artistului despre uriașul flux evacuat din quasarul SDSS J1106+1939
Ilustrație de artist a galaxiei cu jeturi dintr-o gaură neagră supermasivă.

În cele din urmă, găurile negre primordiale ar fi putut fi produse direct din presiunea externă în primele momente după Big Bang. Aceste găuri negre primordiale ar avea atunci mai mult timp decât oricare dintre modelele de mai sus pentru a se acumula, permițându-le suficient timp pentru a atinge dimensiuni supermasive. Formarea găurilor negre din moartea primelor stele a fost studiată pe larg și coroborată de observații. Celelalte modele pentru formarea găurilor negre enumerate mai sus sunt teoretice.

Formarea unei găuri negre supermasive necesită un volum relativ mic de materie foarte densă cu un moment unghiular mic . În mod normal, procesul de acumulare implică transportul unei dotări inițiale mari de moment unghiular spre exterior, iar acesta pare a fi factorul limitator în creșterea găurii negre. Aceasta este o componentă majoră a teoriei discurilor de acreție . Acumularea de gaz este cea mai eficientă și, de asemenea, cea mai vizibilă modalitate prin care se dezvoltă găurile negre. Se crede că majoritatea creșterii în masă a găurilor negre supermasive are loc prin episoade de acumulare rapidă de gaz, care sunt observabile ca nuclee galactice active sau quasari. Observațiile arată că quasarii erau mult mai frecventi când Universul era mai tânăr, ceea ce indică faptul că găurile negre supermasive s-au format și au crescut devreme. Un factor major de constrângere pentru teoriile formării găurilor negre supermasive este observarea quasarelor luminoase îndepărtate, care indică faptul că găurile negre supermasive de miliarde de mase solare se formaseră deja când Universul avea mai puțin de un miliard de ani. Acest lucru sugerează că găurile negre supermasive au apărut foarte devreme în Univers, în interiorul primelor galaxii masive.

Impresia artistică a stelelor născute în vânturi din găurile negre supermasive.

Există o limită superioară a cât de mari pot crește găurile negre supermasive. Așa-numitele găuri negre ultramasive (UMBH), care au dimensiunea de cel puțin zece ori mai mare decât cea mai mare parte a găurilor negre supermasive, cu 10 miliarde de mase solare sau mai mult, par să aibă o limită superioară teoretică de aproximativ 50 de miliarde de mase solare, ca orice peste aceasta. încetinește creșterea până la un târâș (încetinirea tinde să înceapă cu aproximativ 10 miliarde de mase solare) și face ca discul instabil de acreție din jurul găurii negre să se unească în stele care o orbitează.

Găurile negre supermasive îndepărtate, cum ar fi J0313–1806 și ULAS J1342+0928, sunt greu de explicat atât de curând după Big Bang. Unii postulează că ar putea proveni din prăbușirea directă a materiei întunecate cu auto-interacțiune. O mică minoritate de surse susțin că acestea ar putea fi dovezi că Universul este rezultatul unui Big Bounce, în loc de Big Bang, aceste găuri negre supermasive fiind formate înainte de Big Bounce.

Activitate și evoluție galactică

Se crede că gravitația din găurile negre supermasive din centrul multor galaxii alimentează obiecte active, cum ar fi galaxiile și quasarii Seyfert, iar relația dintre masa găurii negre centrale și masa galaxiei gazdă depinde de tipul galaxiei . O corelație empirică între dimensiunea găurilor negre supermasive și dispersia vitezei stelare a umflăturii unei galaxii se numește relația M-sigma .

Un nucleu galactic activ (AGN) este acum considerat a fi un nucleu galactic care găzduiește o gaură neagră masivă care acumulează materie și prezintă o luminozitate suficient de puternică. Regiunea nucleară a Căii Lactee, de exemplu, nu are suficientă luminozitate pentru a satisface această condiție. Modelul unificat al AGN este conceptul conform căruia gama largă de proprietăți observate ale taxonomiei AGN poate fi explicată folosind doar un număr mic de parametri fizici. Pentru modelul inițial, aceste valori au constat în unghiul torului discului de acreție față de linia de vedere și luminozitatea sursei. AGN poate fi împărțit în două grupe principale: un mod radiativ AGN în care cea mai mare parte a ieșirii este sub formă de radiație electromagnetică printr-un disc de acreție gros optic și un mod cu jet în care jeturile relativiste ies perpendicular pe disc.

Interacțiunea unei perechi de galaxii care găzduiește SMBH poate duce la evenimente de fuziune. Frecarea dinamică asupra obiectelor SMBH găzduite le face să se scufunde spre centrul masei îmbinate, formând în cele din urmă o pereche cu o separare de sub un kiloparsec. Interacțiunea acestei perechi cu stelele și gazul din jur va aduce treptat SMBH împreună ca un sistem binar legat gravitațional, cu o separare de zece parsecs sau mai puțin. Odată ce perechea se apropie de 0,001 parsecs, radiația gravitațională le va face să se îmbine. Până când se va întâmpla acest lucru, galaxia rezultată se va relaxa de mult de evenimentul fuziunii, activitatea inițială a izbucnirii stelare și AGN dispărând. Undele gravitaționale din această coalescență pot da SMBH rezultat o creștere a vitezei de până la câteva mii de km/s, propulsându-l departe de centrul galactic și, posibil, chiar ejectându-l din galaxie.

Dovezi

Măsurătorile Doppler

Simularea unei vederi laterale a unei găuri negre cu inel toroidal transparent de materie ionizată conform unui model propus pentru Sgr A* . Această imagine arată rezultatul îndoirii luminii din spatele găurii negre și, de asemenea, arată asimetria rezultată de efectul Doppler din viteza orbitală extrem de mare a materiei din inel.

Unele dintre cele mai bune dovezi pentru prezența găurilor negre sunt furnizate de efectul Doppler, prin care lumina din materia orbitală din apropiere este deplasată spre roșu când se retrage și spre albastru când înaintează. Pentru materia foarte apropiată de o gaură neagră, viteza orbitală trebuie să fie comparabilă cu viteza luminii, astfel încât materia în retragere va părea foarte slabă în comparație cu materia în avans, ceea ce înseamnă că sistemele cu discuri și inele intrinsec simetrice vor dobândi un aspect vizual extrem de asimetric. Acest efect a fost permis în imaginile moderne generate de computer, cum ar fi exemplul prezentat aici, bazat pe un model plauzibil pentru gaura neagră supermasivă din Sgr A* din centrul Căii Lactee. Cu toate acestea, rezoluția oferită de tehnologia telescopului disponibilă în prezent este încă insuficientă pentru a confirma direct astfel de predicții.

Ceea ce a fost deja observat direct în multe sisteme sunt vitezele mai mici, non-relativiste, ale materiei care orbitează mai departe de ceea ce se presupune că sunt găuri negre. Măsurile Doppler directe ale maserelor de apă care înconjoară nucleele galaxiilor din apropiere au relevat o mișcare Kepleriană foarte rapidă, posibilă doar cu o concentrație mare de materie în centru. În prezent, singurele obiecte cunoscute care pot împacheta suficientă materie într-un spațiu atât de mic sunt găurile negre sau lucrurile care vor evolua în găuri negre în intervale de timp scurte din punct de vedere astrofizic. Pentru galaxiile active mai îndepărtate, lățimea liniilor spectrale largi poate fi folosită pentru a sonda gazul care orbitează în apropierea orizontului de evenimente. Tehnica de cartografiere cu reverberație folosește variabilitatea acestor linii pentru a măsura masa și, probabil, rotația găurii negre care alimentează galaxiile active.

În Calea Lactee

Orbite deduse a 6 stele în jurul unei găuri negre supermasive, candidatul Săgetător A*, în centrul galactic al Căii Lactee

Astronomii sunt încrezători că galaxia Calea Lactee are o gaură neagră supermasivă în centru, la 26.000 de ani lumină de Sistemul Solar, într-o regiune numită Săgetător A*, deoarece:

  • Steaua S2 urmează o orbită eliptică cu o perioadă de 15,2 ani și un pericentru (cea mai apropiată distanță) de 17 ore lumină (1,8 × 10 13 m sau 120 AU) din centrul obiectului central.
  • Din mișcarea stelei S2, masa obiectului poate fi estimată la 4,1 milioane M , sau aproximativ8,2 × 10 36 kg .
  • Raza obiectului central trebuie să fie mai mică de 17 ore lumină, pentru că altfel S2 s-ar ciocni de el. Observațiile stelei S14 indică faptul că raza nu este mai mare de 6,25 ore lumină, aproximativ diametrul orbitei lui Uranus .
  • Niciun obiect astronomic cunoscut, altul decât o gaură neagră, nu poate conține 4,1 milioane M în acest volum de spațiu.

Observațiile în infraroșu ale activității luminii strălucitoare în apropiere de Săgetător A* arată mișcarea orbitală a plasmei cu o perioadă de45 ± 15 min la o separare de șase până la zece ori mai mare decât raza gravitațională a SMBH candidat. Această emisie este în concordanță cu o orbită circularizată a unui „punct fierbinte” polarizat pe un disc de acreție într-un câmp magnetic puternic. Materia radiantă orbitează cu 30% din viteza luminii chiar în afara celei mai interioare orbite circulare stabile .

Pe 5 ianuarie 2015, NASA a raportat că a observat o erupție cu raze X de 400 de ori mai strălucitoare decât de obicei, un record, de la Săgetător A*. Evenimentul neobișnuit ar putea fi cauzat de spargerea unui asteroid care cade în gaura neagră sau de încurcarea liniilor de câmp magnetic în gazul care curge în Săgetător A*, potrivit astronomilor.

Detectarea unei erupții cu raze X neobișnuit de strălucitoare de la Săgetător A*, o gaură neagră supermasivă din centrul galaxiei Calea Lactee .
Săgetător A* fotografiat de Telescopul Event Horizon .

În afara Căii Lactee

Impresia de artist despre o gaură neagră supermasivă care sfâșie o stea. Mai jos: gaură neagră supermasivă care devorează o stea din galaxia RX J1242−11 – cu raze X (stânga) și optică (dreapta).

Dovezi dinamice fără ambiguitate pentru găurile negre supermasive există doar într-o mână de galaxii; acestea includ Calea Lactee, galaxiile Grupului Local M31 și M32 și câteva galaxii dincolo de Grupul Local, de exemplu NGC 4395 . În aceste galaxii, viteza medie pătratică (sau rms) a stelelor sau gazului crește proporțional cu 1/ r în apropierea centrului, indicând o masă punctuală centrală. În toate celelalte galaxii observate până în prezent, vitezele rms sunt plate sau chiar în scădere, spre centru, ceea ce face imposibil să se afirme cu certitudine că este prezentă o gaură neagră supermasivă. Cu toate acestea, este de obicei acceptat că centrul aproape fiecarei galaxii conține o gaură neagră supermasivă. Motivul pentru această ipoteză este relația M-sigma, o relație strânsă (împrăștiere scăzută) între masa găurii din aproximativ 10 galaxii cu detectii sigure și dispersia vitezei stelelor în umflăturile respectivelor galaxii. Această corelație, deși bazată pe doar o mână de galaxii, sugerează multor astronomi o legătură puternică între formarea găurii negre și galaxia însăși.

Fotografia telescopului spațial Hubble a avionului relativist de 4.400 de ani lumină al lui Messier 87, care este materie ejectată de către6,4 × 10 9 M gaură neagră supermasivă în centrul galaxiei

Galaxia Andromeda din apropiere, aflată la 2,5 milioane de ani lumină distanță, conține o (1,1–2,3) × 10 8 (110–230 milioane) M gaura neagră centrală, semnificativ mai mare decât cea a Căii Lactee. Cea mai mare gaură neagră supermasivă din vecinătatea Căii Lactee pare a fi cea a lui Messier 87 (adică M87*), la o masă de(6,4 ± 0,5) × 10 9 (c. 6,4 miliarde) M la o distanță de 53,5 milioane de ani-lumină. Galaxia eliptică supergigantă NGC 4889, la o distanță de 336 de milioane de ani lumină depărtare în constelația Coma Berenices, conține o gaură neagră măsurată a fi2,1 × 10 10 (21 miliarde) M .

Masele găurilor negre din quasari pot fi estimate prin metode indirecte care sunt supuse unei incertitudini substanțiale. Quasarul TON 618 este un exemplu de obiect cu o gaură neagră extrem de mare, estimată la6,6 × 10 10 (66 miliarde) M . Deplasarea sa spre roșu este 2.219. Alte exemple de quasari cu mase mari de găuri negre estimate sunt quasarul hiperluminos APM 08279+5255, cu o masă estimată de2,3 × 10 10 (23 miliarde) M , iar quasarul S5 0014+81, cu o masă de4,0 × 10 10 (40 de miliarde) M , sau de 10.000 de ori masa găurii negre din Centrul Galactic al Căii Lactee.

Unele galaxii, cum ar fi galaxia 4C +37.11, par să aibă două găuri negre supermasive în centrul lor, formând un sistem binar . Dacă s-ar ciocni, evenimentul ar crea unde gravitaționale puternice . Se crede că găurile negre binare supermasive sunt o consecință comună a fuziunilor galactice . Perechea binară din OJ 287, aflată la 3,5 miliarde de ani lumină distanță, conține cea mai masivă gaură neagră dintr-o pereche, cu o masă estimată la 18 miliarde M . În 2011, a fost descoperită o gaură neagră super-masivă în galaxia pitică Henize 2-10, care nu are umflături. Implicațiile precise pentru această descoperire asupra formării găurilor negre sunt necunoscute, dar ar putea indica faptul că găurile negre s-au format înainte de umflături.

Pe 28 martie 2011, o gaură neagră supermasivă a fost văzută sfâșiind o stea de mărime medie. Aceasta este singura explicație probabilă a observațiilor din acea zi a radiației bruște de raze X și a observațiilor ulterioare în bandă largă. Sursa a fost anterior un nucleu galactic inactiv, iar din studiul izbucnirii nucleul galactic este estimat a fi un SMBH cu o masă de ordinul a un milion de mase solare. Acest eveniment rar este presupus a fi un flux relativist (materialul fiind emis într-un jet la o fracțiune semnificativă din viteza luminii) de la o stea perturbată în mod maree de SMBH. Se așteaptă ca o fracțiune semnificativă a masei solare să se fi acumulat pe SMBH. Observarea ulterioară pe termen lung va permite confirmarea acestei ipoteze dacă emisia din jet se descompune la rata așteptată pentru acumularea de masă pe un SMBH.

Un nor de gaz cu masa de câteva ori mai mare a Pământului accelerează către o gaură neagră supermasivă în centrul Căii Lactee.

În 2012, astronomii au raportat o masă neobișnuit de mare de aproximativ 17 miliarde M☉ pentru gaura neagră din galaxia compactă, lenticulară NGC 1277, care se află la 220 de milioane de ani lumină depărtare în constelația Perseus . Presupusa gaură neagră are aproximativ 59 la sută din masa umflăturii acestei galaxii lenticulare (14 la sută din masa totală a stelelor a galaxiei). Un alt studiu a ajuns la o concluzie foarte diferită: această gaură neagră nu este deosebit de masivă, estimată la 2 și 5 miliarde M , 5 miliarde M fiind valoarea cea mai probabilă. Pe 28 februarie 2013, astronomii au raportat despre utilizarea satelitului NuSTAR pentru a măsura cu precizie rotația unei găuri negre supermasive pentru prima dată, în NGC 1365, raportând că orizontul evenimentului se învârtea aproape cu viteza luminii.


În septembrie 2014, datele de la diferite telescoape cu raze X au arătat că galaxia pitică extrem de mică, densă și ultracompactă M60-UCD1 găzduiește o gaură neagră de 20 de milioane de masă solară în centrul său, reprezentând mai mult de 10% din masa totală a galaxie. Descoperirea este destul de surprinzătoare, deoarece gaura neagră este de cinci ori mai masivă decât gaura neagră a Căii Lactee, în ciuda faptului că galaxia are mai puțin de cinci miimi din masa Căii Lactee.

Unor galaxii nu au găuri negre supermasive în centrele lor. Deși majoritatea galaxiilor fără găuri negre supermasive sunt foarte mici, galaxii pitice, o descoperire rămâne misterioasă: nu s-a descoperit că galaxia cD eliptică supergigant A2261-BCG conține o gaură neagră supermasivă activă, în ciuda faptului că galaxia este una dintre cele mai mari galaxii cunoscute. ; de zece ori mai mare și de o mie de ori mai mare decât masa Căii Lactee. Deoarece o gaură neagră supermasivă va fi vizibilă doar în timp ce se acrește, o gaură neagră supermasivă poate fi aproape invizibilă, cu excepția efectelor sale asupra orbitelor stelare.

În decembrie 2017, astronomii au raportat detectarea celui mai îndepărtat quasar cunoscut în prezent, ULAS J1342+0928, care conține cea mai îndepărtată gaură neagră supermasivă, la o deplasare spre roșu raportată de z = 7,54, depășind deplasarea către roșu de 7 pentru cel mai îndepărtat quasar cunoscut anterior. ULAS J1120+0641 .

Gaură neagră supermasivă și gaură neagră mai mică în galaxie OJ 287
Comparații între găurile negre mari și mici din galaxia OJ 287 cu sistemul solar
Erupții de disc găuri negre în galaxie OJ 287
(1:22; animație; 28 aprilie 2020)
Gaura neagră supermasivă a NeVe 1 este responsabilă pentru erupția Ophiuchus Supercluster - cea mai energetică erupție detectată vreodată.
De la: Observatorul de raze X Chandra

În februarie 2020, astronomii au raportat descoperirea erupției Superclusterului Ophiuchus, cel mai energetic eveniment din Univers detectat vreodată de la Big Bang . A avut loc în Clusterul Ophiuchus din galaxia NeVe 1, cauzat de acumularea a aproape 270 de milioane de mase solare de material de către gaura sa neagră supermasivă centrală. Erupția a durat aproximativ 100 de milioane de ani și a eliberat de 5,7 milioane de ori mai multă energie decât cea mai puternică explozie de raze gamma cunoscută. Erupția a eliberat unde de șoc și jeturi de particule de înaltă energie care au lovit mediul intracluster, creând o cavitate cu o lățime de aproximativ 1,5 milioane de ani lumină - de zece ori diametrul Căii Lactee .

În februarie 2021, astronomii au lansat, pentru prima dată, o imagine de foarte înaltă rezoluție a 25.000 de găuri negre supermasive active, care acoperă patru procente din emisfera cerească nordică, bazată pe lungimi de undă radio ultra-scăzute, detectate de Low-Frequency Array. (LOFAR) în Europa.

Radiația Hawking

Radiația Hawking este radiația de corp negru despre care se preconizează că va fi eliberată de găurile negre, datorită efectelor cuantice din apropierea orizontului de evenimente. Această radiație reduce masa și energia găurilor negre, făcându-le să se micșoreze și, în cele din urmă, să dispară. Dacă găurile negre se evaporă prin radiația Hawking, o gaură neagră supermasivă cu o masă de 10 11 (100 miliarde) M se va evapora în aproximativ 2×10 100 de ani. Se preconizează că unele găuri negre monstruoase din univers vor continua să crească până la probabil 10 14 M în timpul prăbușirii superclusterelor de galaxii. Chiar și acestea s-ar evapora pe o scală de timp de până la 10 106 ani.

Vezi si

Referințe

Lectură în continuare

linkuri externe

Ascultă acest articol ( 22 minute )
Pictograma Wikipedia vorbită
Acest fișier audio a fost creat dintr-o revizuire a acestui articol din 20 martie 2017 și nu reflectă editările ulterioare. ( 20.03.2017 )