Supermassivt svart hål -Supermassive black hole

Från Wikipedia, den fria encyklopedin

Detta är den första direkta bilden av ett supermassivt svart hål, beläget vid den galaktiska kärnan av Messier 87 . Den visar radiovågemission från en uppvärmd ansamlingsring som kretsar kring föremålet med en medelseparation av350 AU, eller tio gånger större än Neptunus omloppsbana runt solen. Det mörka centrumet är händelsehorisonten och dess skugga. Bilden släpptes 2019 av Event Horizon Telescope Collaboration.

Ett supermassivt svart hål ( SMBH eller ibland SBH ) är den största typen av svart hål, med dess massa i storleksordningen miljoner till miljarder gånger solens massa ( M ). Svarta hål är en klass av astronomiska föremål som har genomgått gravitationskollaps och lämnar efter sig sfäroidala områden i rymden som ingenting kan fly från, inte ens ljus . Observationsbevis tyder på att nästan varje stor galax har ett supermassivt svart hål i mitten. Till exempel har Vintergatan ett supermassivt svart hål i sitt galaktiska centrum, motsvarande radiokällan Sagittarius A* . Accretion av interstellär gas till supermassiva svarta hål är den process som är ansvarig för att driva aktiva galaktiska kärnor och kvasarer .

Två supermassiva svarta hål har avbildats direkt av Event Horizon-teleskopet : det svarta hålet i den jättelika elliptiska galaxen Messier 87 och det svarta hålet i Vintergatans centrum .

Beskrivning

Supermassiva svarta hål definieras klassiskt som svarta hål med en massa över 0,1 miljoner till 1 miljon M . Vissa astronomer har börjat märka svarta hål på minst 10 miljarder M som ultramassiva svarta hål. De flesta av dessa (som TON 618 ) är förknippade med exceptionellt energiska kvasarer. Även större har kallats överväldigande stora svarta hål (SLAB) med massor som är större än 100 miljarder M . Även om de noterade att det för närvarande inte finns några bevis för att otroligt stora svarta hål är verkliga, noterade de att supermassiva svarta hål nästan i den storleken existerar. Vissa studier har föreslagit att den maximala massan som ett svart hål kan nå, samtidigt som det är lysande ackretorer, är i storleksordningen ~50 miljarder M .

Supermassiva svarta hål har fysiska egenskaper som tydligt skiljer dem från klassificeringar med lägre massa. För det första är tidvattenkrafterna i närheten av händelsehorisonten betydligt svagare för supermassiva svarta hål. Tidvattenkraften på en kropp vid ett svart håls händelsehorisont är omvänt proportionell mot kvadraten på det svarta hålets massa: en person vid händelsehorisonten på ett 10 miljoner M svart hål upplever ungefär samma tidvattenkraft mellan huvudet och fötterna som en person på jordens yta. Till skillnad från svarta hål med stjärnmassa, skulle man inte uppleva betydande tidvattenkraft förrän mycket djupt in i det svarta hålet. Dessutom är det något kontraintuitivt att notera att medeldensiteten för en SMBH inom dess händelsehorisont (definierad som massan av det svarta hålet dividerat med volymen av rymden inom dess Schwarzschild-radie ) kan vara mindre än vattentätheten . Detta beror på att Schwarzschild-radien är direkt proportionell mot dess massa . Eftersom volymen av ett sfäriskt föremål (som händelsehorisonten för ett icke-roterande svart hål) är direkt proportionell mot kuben av radien, är tätheten av ett svart hål omvänt proportionell mot kvadraten av massan, och därmed högre massa svarta hål har lägre medeldensitet .

Schwarzschild-radien för händelsehorisonten för ett (icke-roterande) supermassivt svart hål på ~1 miljard M är jämförbar med halvstoraxeln för planeten Uranus bana, som är 19 AU .

Forskningens historia

Historien om hur supermassiva svarta hål hittades började med undersökningen av Maarten Schmidt av radiokällan 3C 273 1963. Till en början trodde man att detta var en stjärna, men spektrumet visade sig vara förbryllande. Det fastställdes att det var väteutsläppslinjer som hade blivit rödförskjutna, vilket indikerar att föremålet rörde sig bort från jorden. Hubbles lag visade att objektet befann sig flera miljarder ljusår bort och därför måste sända ut energiekvivalenten till hundratals galaxer. Hastigheten för ljusvariationer av källan som kallas ett kvasi-stjärnobjekt eller kvasar, antydde att det emitterande området hade en diameter på en parsec eller mindre. Fyra sådana källor hade identifierats 1964.

1963 föreslog Fred Hoyle och WA Fowler förekomsten av vätebrännande supermassiva stjärnor (SMS) som en förklaring till kvasarernas kompakta dimensioner och höga energiproduktion. Dessa skulle ha en massa på cirka 10 5 – 10 9 M . Richard Feynman noterade dock att stjärnor över en viss kritisk massa är dynamiskt instabila och skulle kollapsa till ett svart hål, åtminstone om de inte roterade. Fowler föreslog då att dessa supermassiva stjärnor skulle genomgå en serie kollaps- och explosionsoscillationer, vilket förklarade energimönstret. Appenzeller och Fricke (1972) byggde modeller av detta beteende, men fann att den resulterande stjärnan fortfarande skulle kollapsa, och drog slutsatsen att en icke-roterande0,75 × 10 6 M SMS "kan inte undkomma kollaps till ett svart hål genom att bränna dess väte genom CNO-cykeln ".

Edwin E. Salpeter och Yakov Zeldovich lade fram förslaget 1964 att materia som faller på ett massivt kompakt föremål skulle förklara kvasarernas egenskaper. Det skulle krävas en massa på cirka 10 8 M för att matcha uteffekten från dessa objekt. Donald Lynden-Bell noterade 1969 att den infallande gasen skulle bilda en platt skiva som spiralerar in i den centrala " Schwarzschild-strupen ". Han noterade att den relativt låga produktionen av närliggande galaktiska kärnor antydde att dessa var gamla, inaktiva kvasarer. Under tiden, 1967, föreslog Martin Ryle och Malcolm Longair att nästan alla källor till extragalaktisk radioemission kunde förklaras av en modell där partiklar stöts ut från galaxer med relativistiska hastigheter ; vilket betyder att de rör sig nära ljusets hastighet . Martin Ryle, Malcolm Longair och Peter Scheuer föreslog sedan 1973 att den kompakta centrala kärnan kunde vara den ursprungliga energikällan för dessa relativistiska jetstrålar .

Arthur M. Wolfe och Geoffrey Burbidge noterade 1970 att stjärnornas stora hastighetsspridning i elliptiska galaxers kärnområde endast kunde förklaras av en stor masskoncentration vid kärnan; större än vad som kan förklaras av vanliga stjärnor. De visade att beteendet kunde förklaras av ett massivt svart hål med upp till 10 10 M , eller ett stort antal mindre svarta hål med massor under 10 3 M . Dynamiska bevis för ett massivt mörkt föremål hittades i kärnan av den aktiva elliptiska galaxen Messier 87 1978, ursprungligen uppskattad till5 × 10 9 M . Upptäckten av liknande beteende i andra galaxer följde snart, inklusive Andromedagalaxen 1984 och Sombrerogalaxen 1988.

Donald Lynden-Bell och Martin Rees antog 1971 att mitten av Vintergatans galax skulle innehålla ett massivt svart hål. Sagittarius A* upptäcktes och namngavs den 13 och 15 februari 1974 av astronomerna Bruce Balick och Robert Brown med hjälp av Green Bank Interferometer från National Radio Astronomy Observatory . De upptäckte en radiokälla som sänder ut synkrotronstrålning ; den visade sig vara tät och orörlig på grund av dess gravitation. Detta var därför den första indikationen på att det finns ett supermassivt svart hål i mitten av Vintergatan.

Rymdteleskopet Hubble, som lanserades 1990, gav den upplösning som behövdes för att utföra mer förfinade observationer av galaktiska kärnor. 1994 användes Faint Object Spectrograph på Hubble för att observera Messier 87, och upptäckte att joniserad gas kretsade kring den centrala delen av kärnan med en hastighet av ±500 km/s. Uppgifterna indikerade en koncentrerad massa av(2,4 ± 0,7) × 10 9 M låg inom en0,25 tum spännvidd, vilket ger starka bevis på ett supermassivt svart hål. Genom att använda Very Long Baseline Array för att observera Messier 106, Miyoshi et al. (1995) kunde visa att emissionen från en H 2 O -maser i denna galax kom från en gasformig skiva i kärnan som kretsade runt en koncentrerad massa av3,6 × 10 7 M , som var begränsad till en radie av 0,13 parsecs. Deras banbrytande forskning noterade att en svärm av svarta hål från solmassa inom en radie av så liten storlek inte skulle överleva länge utan att genomgå kollisioner, vilket gör ett supermassivt svart hål till den enda livskraftiga kandidaten. Tillsammans med denna observation som gav den första bekräftelsen på supermassiva svarta hål var upptäckten av den mycket breddade, joniserade järn-Kα-emissionslinjen (6,4 keV) från galaxen MCG-6-30-15. Utvidgningen berodde på den gravitationsmässiga rödförskjutningen av ljuset då det flydde från bara 3 till 10 Schwarzschild-radier från det svarta hålet.

Den 10 april 2019 släppte Event Horizon Telescope -samarbetet den första bilden i horisontskala av ett svart hål, i mitten av galaxen Messier 87.

I februari 2020 rapporterade astronomer att en hålighet i Ophiuchus Supercluster, som härrör från ett supermassivt svart hål, är ett resultat av den största kända explosionen i universum sedan Big Bang .

I mars 2020 föreslog astronomer att ytterligare underringar skulle bilda fotonringen, och föreslog ett sätt att bättre detektera dessa signaturer i den första svarta hålsbilden.

Bildning

En konstnärs föreställning om ett supermassivt svart hål omgivet av en ackretionsskiva och avger en relativistisk stråle

Ursprunget till supermassiva svarta hål är fortfarande ett öppet forskningsfält. Astrofysiker är överens om att svarta hål kan växa genom ansamling av materia och genom att smälta samman med andra svarta hål. Det finns flera hypoteser för bildningsmekanismerna och initiala massorna av stamfader, eller "frön", av supermassiva svarta hål. Oberoende av den specifika bildningskanalen för svarthålsfröet, givet tillräcklig massa i närheten, skulle det kunna växa till att bli ett svart hål med mellanmassa och möjligen en SMBH om ackretionshastigheten kvarstår.

De tidiga progenitorfröna kan vara svarta hål med tiotals eller kanske hundratals solmassor som lämnas kvar av explosioner av massiva stjärnor och växer genom att materia ansamlas. En annan modell involverar ett tätt stjärnkluster som genomgår kärnkollaps eftersom systemets negativa värmekapacitet driver hastighetsspridningen i kärnan till relativistiska hastigheter.

Före de första stjärnorna kunde stora gasmoln kollapsa till en " kvasistjärna ", som i sin tur skulle kollapsa till ett svart hål på cirka 20 M . Dessa stjärnor kan också ha bildats genom att mörk materia halos drar in enorma mängder gas genom gravitationen, som sedan skulle producera supermassiva stjärnor med tiotusentals solmassor. "Kvasistjärnan" blir instabil mot radiella störningar på grund av produktion av elektron-positronpar i dess kärna och kan kollapsa direkt in i ett svart hål utan en supernovaexplosion (vilket skulle skjuta ut det mesta av dess massa, vilket hindrar det svarta hålet från att växa lika snabbt ).

En nyare teori föreslår att SMBH-frön bildades i det mycket tidiga universum var och en från kollapsen av en supermassiv stjärna med en massa på cirka 100 000 solmassor.

Stora, högrödskiftade moln av metallfri gas, när de bestrålas av ett tillräckligt intensivt flöde av Lyman-Werner-fotoner, kan undvika kylning och fragmentering och därmed kollapsa som ett enda föremål på grund av självgravitation . Kärnan i det kollapsande föremålet når extremt stora värden av materiedensiteten, i storleksordningen ca.10 7 g/cm 3 och utlöser en allmän relativistisk instabilitet. Således kollapsar objektet direkt in i ett svart hål, utan att passera från mellanfasen av en stjärna, eller av en kvasistjärna. Dessa föremål har en typisk massa på cirka 100 000 M och kallas direkt kollaps svarta hål .

Konstnärens intryck av det enorma utflödet som kastades ut från kvasaren SDSS J1106+1939
Konstnärs illustration av galaxen med jetstrålar från ett supermassivt svart hål.

Slutligen kunde ursprungliga svarta hål ha producerats direkt från yttre tryck under de första ögonblicken efter Big Bang. Dessa ursprungliga svarta hål skulle då ha mer tid än någon av ovanstående modeller att samlas, vilket ger dem tillräckligt med tid för att nå supermassiva storlekar. Bildandet av svarta hål från de första stjärnornas död har studerats omfattande och bekräftats av observationer. De andra modellerna för bildning av svarta hål som anges ovan är teoretiska.

Bildandet av ett supermassivt svart hål kräver en relativt liten volym av mycket tät materia med liten rörelsemängd . Normalt innebär ackretionsprocessen att en stor initial kapacitet av vinkelmomentum transporteras utåt, och detta verkar vara den begränsande faktorn för tillväxt av svarta hål. Detta är en viktig komponent i teorin om accretion diskar . Gastillväxt är det mest effektiva och också det mest iögonfallande sättet på vilket svarta hål växer. Majoriteten av masstillväxten av supermassiva svarta hål tros ske genom episoder av snabb gastillväxt, som kan observeras som aktiva galaktiska kärnor eller kvasarer. Observationer avslöjar att kvasarer var mycket vanligare när universum var yngre, vilket tyder på att supermassiva svarta hål bildades och växte tidigt. En viktig begränsande faktor för teorier om bildning av supermassiva svarta hål är observationen av avlägsna lysande kvasarer, som indikerar att supermassiva svarta hål med miljarder solmassor redan hade bildats när universum var mindre än en miljard år gammalt. Detta tyder på att supermassiva svarta hål uppstod mycket tidigt i universum, inuti de första massiva galaxerna.

Konstnärens intryck av stjärnor födda i vindar från supermassiva svarta hål.

Det finns en övre gräns för hur stora supermassiva svarta hål kan växa. Så kallade ultramassiva svarta hål (UMBH), som är minst tio gånger så stora som de flesta supermassiva svarta hål, vid 10 miljarder solmassor eller mer, verkar ha en teoretisk övre gräns på runt 50 miljarder solmassor, eftersom allt över detta saktar ner tillväxten till en krypning (nedgången tenderar att starta omkring 10 miljarder solmassor) och gör att den instabila ansamlingsskivan som omger det svarta hålet smälter samman till stjärnor som kretsar runt det.

Avlägsna supermassiva svarta hål, som J0313–1806 och ULAS J1342+0928, är svåra att förklara så snart efter Big Bang. Vissa postulerar att de kan komma från direkt kollaps av mörk materia med självinteraktion. En liten minoritet av källor hävdar att de kan vara bevis på att universum är resultatet av en Big Bounce, istället för en Big Bang, med dessa supermassiva svarta hål som bildades före Big Bounce.

Aktivitet och galaktisk evolution

Gravitation från supermassiva svarta hål i mitten av många galaxer tros driva aktiva objekt som Seyfert-galaxer och kvasarer, och förhållandet mellan massan av det centrala svarta hålet och massan av värdgalaxen beror på galaxtypen . En empirisk korrelation mellan storleken på supermassiva svarta hål och stjärnhastighetsspridningen av en galaxutbuktning kallas M–sigma-relationen .

En aktiv galaktisk kärna (AGN) anses nu vara en galaktisk kärna som är värd för ett massivt svart hål som samlar materia och uppvisar en tillräckligt stark ljusstyrka. Vintergatans kärnområde saknar till exempel tillräcklig ljusstyrka för att uppfylla detta villkor. Den enhetliga modellen för AGN är konceptet att det stora utbudet av observerade egenskaper hos AGN-taxonomien kan förklaras med bara ett litet antal fysiska parametrar. För den initiala modellen bestod dessa värden av vinkeln på accretionskivans torus mot siktlinjen och källans ljusstyrka. AGN kan delas in i två huvudgrupper: ett strålningsläge AGN där det mesta av utsignalen är i form av elektromagnetisk strålning genom en optiskt tjock ackretionsskiva, och ett jetläge där relativistiska strålar kommer ut vinkelrätt mot skivan.

Samspelet mellan ett par av SMBH-värdgalaxer kan leda till sammanslagningshändelser. Dynamisk friktion på de värdbaserade SMBH-objekten gör att de sjunker mot mitten av den sammanslagna massan och bildar så småningom ett par med en separation på under en kiloparsek. Interaktionen av detta par med omgivande stjärnor och gas kommer gradvis att sammanföra SMBH som ett gravitationsbundet binärt system med en separation på tio parsecs eller mindre. När paret närmar sig 0,001 parsec, kommer gravitationsstrålning att få dem att smälta samman. När detta händer kommer den resulterande galaxen för länge sedan att ha slappnat av från sammanslagningshändelsen, med den initiala starburst-aktiviteten och AGN har försvunnit. Gravitationsvågorna från denna koalescens kan ge den resulterande SMBH en hastighetsökning på upp till flera tusen km/s, driva den bort från det galaktiska centrumet och möjligen till och med kasta ut den från galaxen.

Bevis

Dopplermätningar

Simulering av en sidovy av ett svart hål med transparent ringformad ring av joniserat material enligt en föreslagen modell för Sgr A* . Den här bilden visar resultatet av böjningen av ljuset bakom det svarta hålet, och den visar också den asymmetri som uppstår av Dopplereffekten från den extremt höga omloppshastigheten för materien i ringen.

Några av de bästa bevisen för förekomsten av svarta hål tillhandahålls av Dopplereffekten, varvid ljus från närliggande kretsande materia rött skiftas när det går tillbaka och blått skiftas när det avancerar. För materia som är mycket nära ett svart hål måste omloppshastigheten vara jämförbar med ljusets hastighet, så avtagande materia kommer att se väldigt svag ut jämfört med materia framåt, vilket innebär att system med i sig symmetriska skivor och ringar kommer att få ett mycket asymmetriskt visuellt utseende. Denna effekt har tillåtits i moderna datorgenererade bilder som exemplet som presenteras här, baserat på en rimlig modell för det supermassiva svarta hålet i Sgr A* i mitten av Vintergatan. Upplösningen som tillhandahålls av för närvarande tillgänglig teleskopteknik är dock fortfarande otillräcklig för att direkt bekräfta sådana förutsägelser.

Det som redan har observerats direkt i många system är de lägre icke-relativistiska hastigheterna hos materia som kretsar längre ut från vad som antas vara svarta hål. Direkta dopplermått på vattenmasrar som omger kärnorna i närliggande galaxer har avslöjat en mycket snabb Kepler-rörelse, endast möjlig med en hög koncentration av materia i mitten. För närvarande är de enda kända objekten som kan packa tillräckligt med materia i ett så litet utrymme svarta hål, eller saker som kommer att utvecklas till svarta hål inom astrofysiskt korta tidsskalor. För aktiva galaxer längre bort kan bredden på breda spektrallinjer användas för att undersöka gasen som kretsar nära händelsehorisonten. Tekniken för efterklangskartläggning använder variabiliteten av dessa linjer för att mäta massan och kanske spinn av det svarta hålet som driver aktiva galaxer.

I Vintergatan

Antagna banor av 6 stjärnor runt supermassiva svarta hålskandidaten Skytten A* vid Vintergatans galaktiska centrum

Astronomer är övertygade om att Vintergatans galax har ett supermassivt svart hål i sitt centrum, 26 000 ljusår från solsystemet, i en region som kallas Sagittarius A* eftersom:

  • Stjärnan S2 följer en elliptisk bana med en period på 15,2 år och ett pericenter (närmaste avstånd) på 17 ljustimmar (1,8 × 10 13 m eller 120 AU) från mitten av det centrala objektet.
  • Utifrån stjärnans S2 rörelse kan objektets massa uppskattas till 4,1 miljoner M , eller ca.8,2 × 10 36 kg .
  • Radien för det centrala objektet måste vara mindre än 17 ljustimmar, eftersom S2 annars skulle kollidera med det. Observationer av stjärnan S14 indikerar att radien inte är mer än 6,25 ljustimmar, ungefär som diametern på Uranus bana.
  • Inget känt astronomiskt föremål förutom ett svart hål kan innehålla 4,1 miljoner M i denna rymdvolym.

Infraröda observationer av ljusblossningsaktivitet nära Skytten A* visar omloppsrörelse hos plasma med en period av45 ± 15 min vid en separation av sex till tio gånger gravitationsradien för kandidaten SMBH. Denna emission överensstämmer med en cirkulär bana av en polariserad "hot spot" på en ackretionsskiva i ett starkt magnetfält. Den utstrålande materien kretsar med 30 % av ljusets hastighet strax utanför den innersta stabila cirkulära omloppsbanan .

Den 5 januari 2015 rapporterade NASA att de observerade en röntgenstrålning 400 gånger starkare än vanligt, en rekordbrytare, från Sagittarius A*. Den ovanliga händelsen kan ha orsakats av att en asteroid gick sönder som faller in i det svarta hålet eller av att magnetfältslinjer trasslats in i gas som strömmar in i Skytten A*, enligt astronomer.

Detektering av en ovanligt ljus röntgenstrålning från Sagittarius A*, ett supermassivt svart hål i mitten av Vintergatans galax .
Skytten A* avbildad av Event Horizon-teleskopet .

Utanför Vintergatan

Konstnärens intryck av ett supermassivt svart hål som sliter isär en stjärna. Nedan: supermassiva svarta hål som slukar en stjärna i galaxen RX J1242−11 – röntgen (vänster) och optisk (höger).

Entydiga dynamiska bevis för supermassiva svarta hål finns bara i en handfull galaxer; dessa inkluderar Vintergatan, de lokala gruppgalaxerna M31 och M32 och några galaxer bortom den lokala gruppen, t.ex. NGC 4395 . I dessa galaxer stiger stjärnornas eller gasens medelkvadrathastighet (eller rms) proportionellt med 1/ r nära mitten, vilket indikerar en central punktmassa. I alla andra galaxer som hittills observerats är rms-hastigheterna platta, eller till och med fallande, mot mitten, vilket gör det omöjligt att med säkerhet säga att det finns ett supermassivt svart hål. Ändå är det allmänt accepterat att mitten av nästan varje galax innehåller ett supermassivt svart hål. Anledningen till detta antagande är M-sigma-relationen, en snäv (låg spridning) relation mellan massan av hålet i de 10 eller så galaxerna med säkra detekteringar, och hastighetsspridningen av stjärnorna i utbuktningarna av dessa galaxer. Denna korrelation, även om den baseras på bara en handfull galaxer, antyder för många astronomer ett starkt samband mellan bildandet av det svarta hålet och själva galaxen.

Hubble Space Telescope -fotografi av den 4 400 ljusår långa relativistiska jetstrålen från Messier 87, som är materia som kastas ut av6,4 × 10 9 M supermassiva svarta hål i mitten av galaxen

Den närliggande Andromedagalaxen, 2,5 miljoner ljusår bort, innehåller en (1,1–2,3) × 10 8 (110–230 miljoner) M centralt svart hål, betydligt större än Vintergatans. Det största supermassiva svarta hålet i Vintergatans närhet verkar vara Messier 87 (dvs. M87*), med en massa av(6,4 ± 0,5) × 10 9 (ca 6,4 miljarder) M på ett avstånd av 53,5 miljoner ljusår. Den superjätte elliptiska galaxen NGC 4889, på ett avstånd av 336 miljoner ljusår bort i stjärnbilden Coma Berenices, innehåller ett svart hål som mäts vara2,1 × 10 10 (21 miljarder) M .

Massor av svarta hål i kvasarer kan uppskattas via indirekta metoder som är föremål för stor osäkerhet. Kvasaren TON 618 är ett exempel på ett föremål med ett extremt stort svart hål, uppskattat till6,6 × 10 10 (66 miljarder) M . Dess rödförskjutning är 2,219. Andra exempel på kvasarer med stora beräknade svarta hålsmassor är den hyperluminösa kvasaren APM 08279+5255, med en uppskattad massa på2,3 × 10 10 (23 miljarder) M , och kvasaren S5 0014+81, med en massa på4,0 × 10 10 (40 miljarder) M , eller 10 000 gånger massan av det svarta hålet vid Vintergatans galaktiska centrum.

Vissa galaxer, som galaxen 4C +37.11, verkar ha två supermassiva svarta hål i sina centra, vilket bildar ett binärt system . Om de kolliderade skulle händelsen skapa starka gravitationsvågor . Binära supermassiva svarta hål tros vara en vanlig konsekvens av galaktiska sammanslagningar . Det binära paret i OJ 287, 3,5 miljarder ljusår bort, innehåller det mest massiva svarta hålet i ett par, med en massa som uppskattas till 18 miljarder M . 2011 upptäcktes ett supermassivt svart hål i dvärggalaxen Henize 2-10, som inte har någon utbuktning. De exakta implikationerna för denna upptäckt på svarthålsbildning är okända, men kan tyda på att svarta hål bildades innan utbuktningar.

Den 28 mars 2011 sågs ett supermassivt svart hål slita isär en medelstor stjärna. Det är den enda troliga förklaringen till observationerna den dagen av plötslig röntgenstrålning och de uppföljande bredbandsobservationerna. Källan var tidigare en inaktiv galaktisk kärna, och från studier av utbrottet uppskattas den galaktiska kärnan vara en SMBH med massa i storleksordningen en miljon solmassor. Denna sällsynta händelse antas vara ett relativistiskt utflöde (material som sänds ut i en jet med en betydande del av ljusets hastighet) från en stjärna som störs av SMBH. En betydande del av en solmassa av material förväntas ha ansamlats på SMBH. Efterföljande långtidsobservationer kommer att göra det möjligt att bekräfta detta antagande om emissionen från jetplanet avtar med den förväntade hastigheten för massaccretion på en SMBH.

Ett gasmoln med flera gånger jordens massa accelererar mot ett supermassivt svart hål i mitten av Vintergatan.

2012 rapporterade astronomer en ovanligt stor massa på cirka 17 miljarder M för det svarta hålet i den kompakta, linsformade galaxen NGC 1277, som ligger 220 miljoner ljusår bort i stjärnbilden Perseus . Det förmodade svarta hålet har ungefär 59 procent av massan av utbuktningen av denna linsformade galax (14 procent av galaxens totala stjärnmassa). En annan studie kom till en helt annan slutsats: detta svarta hål är inte särskilt övermassivt, uppskattat till mellan 2 och 5 miljarder M med 5 miljarder M som det mest sannolika värdet. Den 28 februari 2013 rapporterade astronomer om användningen av NuSTAR- satelliten för att exakt mäta spinn av ett supermassivt svart hål för första gången, i NGC 1365, och rapporterade att händelsehorisonten snurrade med nästan ljusets hastighet.


I september 2014 har data från olika röntgenteleskop visat att den extremt lilla, täta, ultrakompakta dvärggalaxen M60-UCD1 är värd för ett svart hål på 20 miljoner solmassa i mitten, vilket står för mer än 10 % av den totala massan av galax. Upptäckten är ganska överraskande, eftersom det svarta hålet är fem gånger mer massivt än Vintergatans svarta hål trots att galaxen är mindre än fem tusendelar av Vintergatans massa.

Vissa galaxer saknar supermassiva svarta hål i sina centra. Även om de flesta galaxer utan supermassiva svarta hål är mycket små, dvärggalaxer, förblir en upptäckt mystisk: Den supergigantiska elliptiska cD-galaxen A2261-BCG har inte visat sig innehålla ett aktivt supermassivt svart hål, trots att galaxen är en av de största galaxerna som är kända ; tio gånger Vintergatans storlek och tusen gånger massan. Eftersom ett supermassivt svart hål bara kommer att vara synligt medan det ansamlas, kan ett supermassivt svart hål vara nästan osynligt, förutom i dess effekter på stjärnbanor.

I december 2017 rapporterade astronomer upptäckten av den mest avlägsna kvasaren som för närvarande är känd, ULAS J1342+0928, innehållande det mest avlägsna supermassiva svarta hålet, med en rapporterad rödförskjutning på z = 7,54, vilket överträffade rödförskjutningen på 7 för den tidigare kända mest avlägsna kvasaren ULAS J1120+0641 .

Supermassiva svarta hål och mindre svarta hål i galaxen OJ 287
Jämförelser av stora och små svarta hål i galaxen OJ 287 med solsystemet
Svarta hålsskivor blossar upp i galaxen OJ 287
(1:22; animation; 28 april 2020)
Det supermassiva svarta hålet i NeVe 1 är ansvarigt för Ophiuchus Supercluster-utbrottet – det mest energiska utbrottet som någonsin upptäckts.
Från: Chandra X-ray Observatory

I februari 2020 rapporterade astronomer upptäckten av Ophiuchus Supercluster-utbrott, den mest energiska händelsen i universum som någonsin upptäckts sedan Big Bang . Det inträffade i Ophiuchus-klustret i galaxen NeVe 1, orsakat av ansamlingen av nästan 270 miljoner solmassor av material av dess centrala supermassiva svarta hål. Utbrottet varade i cirka 100 miljoner år och frigjorde 5,7 miljoner gånger mer energi än den mest kraftfulla gammastrålning som är känd. Utbrottet släppte chockvågor och strålar av högenergipartiklar som slog i intraklustermediet och skapade en hålighet cirka 1,5 miljoner ljusår bred – tio gånger Vintergatans diameter.

I februari 2021 släppte astronomer, för första gången, en mycket högupplöst bild av 25 000 aktiva supermassiva svarta hål, som täcker fyra procent av det norra himmelska halvklotet, baserat på ultralåga radiovåglängder, som detekterats av Low-Frequency Array (LOFAR) i Europa.

Hawking-strålning

Hawking-strålning är strålning från den svarta kroppen som förutspås släppas ut av svarta hål på grund av kvanteffekter nära händelsehorisonten. Denna strålning minskar massan och energin hos svarta hål, vilket får dem att krympa och slutligen försvinna. Om svarta hål avdunstar via Hawking-strålning kommer ett supermassivt svart hål med en massa på 10 11 (100 miljarder) M att avdunsta på cirka 2×10 100 år. Vissa monstersvarta hål i universum förutspås fortsätta växa upp till kanske 10 14 M under kollapsen av superkluster av galaxer. Även dessa skulle avdunsta under en tidsskala på upp till 10 106 år.

Se även

Referenser

Vidare läsning

externa länkar

Lyssna på den här artikeln ( 22 minuter )
Talad Wikipedia-ikon
Den här ljudfilen skapades från en revidering av denna artikel daterad 20 mars 2017 och återspeglar inte efterföljande redigeringar. ( 2017-03-20 )