Süper kütleli kara delik -Supermassive black hole

Vikipedi, özgür ansiklopedi

Bu, Messier 87'nin galaktik çekirdeğinde bulunan süper kütleli bir kara deliğin ilk doğrudan görüntüsü . Ortalama bir uzaklıkla nesnenin yörüngesinde dönen ısıtılmış bir yığılma halkasından radyo dalgası emisyonunu gösterir .350 AU veya Neptün'ün Güneş etrafındaki yörüngesinden on kat daha büyük . Karanlık merkez, olay ufku ve onun gölgesidir. Görüntü, 2019 yılında Event Horizon Telescope Collaboration tarafından yayınlandı.

Süper kütleli bir kara delik ( SMBH veya bazen SBH ) kütlesi Güneş'in kütlesinin ( M ) milyonlarca ila milyarlarca katı mertebesinde olan en büyük kara delik türüdür. Kara delikler, yerçekimi çöküşüne uğrayan ve arkalarında hiçbir şeyin, hatta ışığın bile kaçamayacağı sferoidal alan bölgelerini geride bırakan bir astronomik nesne sınıfıdır . Gözlemsel kanıtlar, neredeyse her büyük galaksinin merkezinde süper kütleli bir kara delik olduğunu gösteriyor.. Örneğin, Samanyolu'nun Galaktik Merkezinde, Sagittarius A* radyo kaynağına karşılık gelen süper kütleli bir kara delik vardır . Yıldızlararası gazın süper kütleli kara delikler üzerinde birikmesi, aktif galaktik çekirdeklere ve kuasarlara güç sağlamaktan sorumlu süreçtir .

İki süper kütleli kara delik, Event Horizon Teleskobu tarafından doğrudan görüntülendi : dev eliptik gökada Messier 87'deki kara delik ve Samanyolu'nun merkezindeki kara delik .

Tanım

Süper kütleli kara delikler klasik olarak 0,1 milyon ila 1 milyon M üzerinde kütleye sahip kara delikler olarak tanımlanır . Bazı gökbilimciler, en az 10 milyar M büyüklüğündeki kara delikleri ultra kütleli kara delikler olarak etiketlemeye başladılar. Bunların çoğu ( TON 618 gibi ) son derece enerjik kuasarlarla ilişkilidir. Daha büyükleri bile 100 milyar M☉'den daha büyük kütlelere sahip muazzam büyüklükteki kara delikler (SLAB) olarak adlandırıldı . Şu anda muazzam büyüklükteki karadeliklerin gerçek olduğuna dair hiçbir kanıt bulunmadığını belirtseler de, neredeyse bu büyüklükteki süper kütleli kara deliklerin var olduğuna dikkat çektiler. Bazı araştırmalar, bir kara deliğin ışık toplayıcıları iken ulaşabileceği maksimum kütlenin ~ 50 milyar M ☉ mertebesinde olduğunu öne sürdü .

Süper kütleli kara delikler, onları düşük kütleli sınıflandırmalardan açıkça ayıran fiziksel özelliklere sahiptir. İlk olarak, olay ufkunun yakınındaki gelgit kuvvetleri, süper kütleli kara delikler için önemli ölçüde daha zayıftır. Bir kara deliğin olay ufkunda bir cisim üzerindeki gelgit kuvveti, kara deliğin kütlesinin karesiyle ters orantılıdır: 10 milyon M kara deliğin olay ufkunda bulunan bir kişi, başları ve ayakları arasında yaklaşık olarak aynı gelgit kuvvetini deneyimler. yeryüzünün yüzeyinde bir kişi. Yıldız kütleli karadeliklerden farklı olarak, kara deliğin çok derinlerine inene kadar önemli bir gelgit kuvveti deneyimlemez . Ek olarak, bir SMBH'nin olay ufku içindeki ortalama yoğunluğunun (kara deliğin kütlesinin Schwarzschild yarıçapı içindeki uzay hacmine bölünmesi olarak tanımlanır ) suyun yoğunluğundan daha az olabileceğini belirtmek biraz mantığa aykırıdır . Bunun nedeni, Schwarzschild yarıçapının kütlesi ile doğru orantılı olmasıdır . Küresel bir cismin hacmi (dönmeyen bir kara deliğin olay ufku gibi) yarıçapın küpü ile doğru orantılı olduğundan, bir kara deliğin yoğunluğu kütlenin karesiyle ters orantılıdır ve dolayısıyla daha yüksektir. kütleli kara delikler daha düşük ortalama yoğunluğa sahiptir .

~1 milyar M büyüklüğünde (dönmeyen) bir süper kütleli kara deliğin olay ufkunun Schwarzschild yarıçapı, 19 AU olan Uranüs gezegeninin yörüngesinin yarı ana ekseni ile karşılaştırılabilir .

Araştırma tarihi

Süper kütleli karadeliklerin nasıl bulunduğunun hikayesi, 1963'te 3C 273 radyo kaynağının Maarten Schmidt tarafından araştırılmasıyla başladı . Başlangıçta bunun bir yıldız olduğu düşünülüyordu, ancak tayfın kafa karıştırıcı olduğu ortaya çıktı. Nesnenin Dünya'dan uzaklaştığını gösteren kırmızıya kaydırılmış hidrojen emisyon çizgileri olduğu belirlendi . Hubble yasası, cismin birkaç milyar ışıkyılı uzaklıkta olduğunu ve bu nedenle yüzlerce galaksinin eşdeğer enerjisini yayması gerektiğini gösterdi. Yıldız benzeri bir nesne veya kuasar olarak adlandırılan kaynağın ışık değişimlerinin oranı, yayılan bölgenin bir parsek veya daha küçük bir çapa sahip olduğunu gösteriyordu. 1964 yılına kadar bu tür dört kaynak tespit edilmişti.

1963'te Fred Hoyle ve WA Fowler, kuasarların kompakt boyutları ve yüksek enerji çıktısı için bir açıklama olarak hidrojen yakan süper kütleli yıldızların (SMS) varlığını öne sürdüler. Bunların kütlesi yaklaşık 10 5 – 10 9 M ☉ olacaktır . Bununla birlikte, Richard Feynman, belirli bir kritik kütlenin üzerindeki yıldızların dinamik olarak kararsız olduğunu ve en azından dönmedikleri takdirde bir kara deliğe çökeceklerini belirtti. Fowler daha sonra bu süper kütleli yıldızların bir dizi çökme ve patlama salınımına maruz kalacaklarını ve böylece enerji çıktı modelini açıklayacaklarını öne sürdü. Appenzeller ve Fricke (1972) bu davranışın modellerini oluşturdular, ancak sonuçta ortaya çıkan yıldızın yine de çökmeye maruz kalacağını buldular ve dönmeyen bir yıldız olduğu sonucuna vardılar.0.75 × 10 6 M SMS "hidrojenini CNO döngüsü boyunca yakarak bir kara deliğe çökmekten kurtulamaz ".

Edwin E. Salpeter ve Yakov Zeldovich, 1964'te kütleli bir kompakt nesneye düşen maddenin kuasarların özelliklerini açıklayacağı önerisini yaptılar. Bu nesnelerin çıktısını eşleştirmek için yaklaşık 10 8 M ☉ kütle gerekir. Donald Lynden-Bell, 1969'da, içeri giren gazın, merkezi " Schwarzschild boğazına " doğru dönen düz bir disk oluşturacağını belirtti. Yakındaki galaktik çekirdeklerin nispeten düşük çıktısının, bunların eski, etkin olmayan kuasarlar olduğunu ima ettiğini kaydetti. Bu arada, 1967'de Martin Ryle ve Malcolm Longair, neredeyse tüm galaksi dışı radyo emisyon kaynaklarının, parçacıkların galaksilerden göreceli hızlarda fırlatıldığı bir modelle açıklanabileceğini öne sürdüler ; yani ışık hızına yakın hareket ediyorlar . Martin Ryle, Malcolm Longair ve Peter Scheuer daha sonra 1973'te kompakt merkezi çekirdeğin bu göreli jetler için orijinal enerji kaynağı olabileceğini öne sürdüler .

Arthur M. Wolfe ve Geoffrey Burbidge 1970'de, eliptik galaksilerin nükleer bölgesindeki yıldızların büyük hız dağılımının ancak çekirdekteki büyük kütle konsantrasyonu ile açıklanabileceğini belirttiler; sıradan yıldızların açıklayabileceğinden daha büyük. Davranışın, 10 10 M ☉'ye kadar olan büyük bir kara delik veya kütleleri 10 3 M ☉'nin altında olan çok sayıda daha küçük kara deliklerle açıklanabileceğini gösterdiler . 1978'de aktif eliptik gökada Messier 87'nin merkezinde, başlangıçta tahmini olarak tahmin edilen, devasa bir karanlık nesne için dinamik kanıt bulundu .5 × 10 9 M . Bunu 1984'teki Andromeda Galaksisi ve 1988'deki Sombrero Galaksisi de dahil olmak üzere diğer galaksilerde benzer davranışların keşfi izledi .

Donald Lynden-Bell ve Martin Rees, 1971'de Samanyolu galaksisinin merkezinin devasa bir kara delik içereceğini varsaydılar. Yay A*, 13 ve 15 Şubat 1974'te astronomlar Bruce Balick ve Robert Brown tarafından Ulusal Radyo Astronomi Gözlemevi'nin Green Bank İnterferometresi kullanılarak keşfedildi ve isimlendirildi . Senkrotron radyasyonu yayan bir radyo kaynağı keşfettiler ; yerçekimi nedeniyle yoğun ve hareketsiz olduğu bulundu. Dolayısıyla bu, Samanyolu'nun merkezinde süper kütleli bir kara deliğin var olduğunun ilk göstergesiydi.

1990'da fırlatılan Hubble Uzay Teleskobu, galaktik çekirdeklerin daha rafine gözlemlerini gerçekleştirmek için gereken çözünürlüğü sağladı. 1994 yılında Hubble üzerindeki Soluk Nesne Spektrografı, Messier 87'yi gözlemlemek için kullanıldı ve iyonize gazın çekirdeğin orta kısmında ±500 km/s hızla döndüğünü buldu. Veriler konsantre bir kütleyi gösterdi(2.4 ± 0.7 ) × 10 9 M 0.25 açıklık, süper kütleli bir kara deliğin güçlü kanıtını sağlar. Messier 106'yı gözlemlemek için Çok Uzun Temel Dizini kullanma, Miyoshi ve ark. (1995), bu galaksideki bir H2O maserinden gelen emisyonun, çekirdekte yoğun bir kütlenin yörüngesinde dönen gazlı bir diskten geldiğini gösterebildiler .0,13 parseklik bir yarıçapla sınırlı olan 3,6 × 107 M ☉ . Çığır açan araştırmaları, bu kadar küçük bir yarıçap içindeki bir güneş kütleli karadelik sürüsünün, çarpışmalar olmadan uzun süre hayatta kalamayacağını ve süper kütleli bir kara deliği tek uygun aday haline getirdiğini kaydetti. Süper kütleli kara deliklerin ilk onayını sağlayan bu gözleme eşlik eden şey, MCG-6-30-15 gökadasından gelen oldukça genişlemiş, iyonize demir Ka emisyon hattının (6.4 keV) keşfiydi. Genişleme, karadelikten sadece 3 ila 10 Schwarzschild yarıçapından kaçan ışığın yerçekimsel kırmızıya kaymasından kaynaklanıyordu.

10 Nisan 2019'da Event Horizon Telescope işbirliği, Messier 87 galaksisinin merkezindeki bir kara deliğin ilk ufuk ölçekli görüntüsünü yayınladı.

Şubat 2020'de gökbilimciler, Yılancı Üstkümesi'nde süper kütleli bir kara delikten kaynaklanan bir boşluğun, Büyük Patlama'dan bu yana Evrende bilinen en büyük patlamanın bir sonucu olduğunu bildirdi .

Mart 2020'de gökbilimciler, ilk kara delik görüntüsünde bu imzaları daha iyi tespit etmenin bir yolunu önererek, ek alt halkaların foton halkasını oluşturması gerektiğini önerdiler .

oluşum

Bir sanatçının, bir yığılma diski ile çevrili ve göreli bir jet yayan süper kütleli bir kara delik anlayışı

Süper kütleli kara deliklerin kökeni açık bir araştırma alanı olmaya devam ediyor. Astrofizikçiler, kara deliklerin maddenin birikmesiyle ve diğer kara deliklerle birleşerek büyüyebileceği konusunda hemfikirdir . Süper kütleli karadeliklerin atalarının veya "tohumlarının" oluşum mekanizmaları ve ilk kütleleri için birkaç hipotez vardır. Karadelik tohumu için özel oluşum kanalından bağımsız olarak, yakınlarda yeterli kütle verildiğinde, birikim hızı devam ederse orta kütleli bir kara delik ve muhtemelen bir SMBH haline gelebilir.

Erken progenitör tohumlar, devasa yıldızların patlamasıyla geride kalan ve maddenin birikmesiyle büyüyen onlarca veya belki de yüzlerce güneş kütlesinden oluşan kara delikler olabilir. Başka bir model, sistemin negatif ısı kapasitesi çekirdekteki hız dağılımını göreli hızlara yönlendirdiği için çekirdek çökmesi geçiren yoğun bir yıldız kümesini içerir .

İlk yıldızlardan önce, büyük gaz bulutları çökerek bir " yarı yıldız "a dönüşebilir ve bu da 20 M civarında bir kara deliğe çökebilir . Bu yıldızlar, yerçekimi ile muazzam miktarda gaz çeken karanlık madde haleleri tarafından da oluşturulmuş olabilir, bu da daha sonra on binlerce güneş kütlesine sahip süper kütleli yıldızlar üretecektir. "Yıldız benzeri", çekirdeğindeki elektron-pozitron çifti üretimi nedeniyle radyal bozulmalara karşı kararsız hale gelir ve bir süpernova patlaması olmaksızın (kütlesinin çoğunu dışarı atacak ve kara deliğin o kadar hızlı büyümesini önleyecek) doğrudan bir kara deliğe çökebilir. ).

Daha yeni bir teori, SMBH tohumlarının çok erken evrende, her birinin kütlesi yaklaşık 100.000 güneş kütlesi olan Süperkütleli bir yıldızın çöküşünden oluştuğunu öne sürüyor.

Büyük, yüksek kırmızıya kaymalı metal içermeyen gaz bulutları, yeterince yoğun bir Lyman-Werner foton akışıyla ışınlandığında, soğumayı ve parçalanmayı önleyebilir, böylece kendi kendine yerçekimi nedeniyle tek bir nesne olarak çökebilir . Çöken cismin çekirdeği, yaklaşık mertebesinde, madde yoğunluğunun son derece büyük değerlerine ulaşır.10 7 g/cm3 ve genel bir göreli kararsızlığı tetikler . Böylece nesne, bir yıldızın veya bir yarı yıldızın ara evresinden geçmeden doğrudan bir kara deliğe çöker. Bu nesnelerin tipik kütleleri yaklaşık 100.000 M ☉'dir ve doğrudan çöken kara delikler olarak adlandırılırlar .

Sanatçının quasar SDSS J1106+1939'dan atılan devasa akışa ilişkin izlenimi
Sanatçının süper kütleli bir kara delikten jetleri olan galaksi illüstrasyonu.

Son olarak, ilkel kara delikler, Big Bang'den sonraki ilk anlarda doğrudan dış basınçtan üretilebilirdi. Bu ilkel karadelikler, o zaman, yukarıdaki modellerden herhangi birinin birikmesi için daha fazla zamana sahip olacak ve süper kütleli boyutlara ulaşmaları için yeterli zamana sahip olacaktır. İlk yıldızların ölümlerinden karadeliklerin oluşumu kapsamlı bir şekilde incelendi ve gözlemlerle doğrulandı. Yukarıda listelenen diğer kara delik oluşumu modelleri teoriktir.

Süper kütleli bir karadeliğin oluşumu, küçük açısal momentuma sahip, nispeten küçük hacimli oldukça yoğun madde gerektirir . Normalde, yığılma süreci, açısal momentumun büyük bir başlangıç ​​donanımını dışa doğru taşımayı içerir ve bu, karadeliğin büyümesinde sınırlayıcı faktör gibi görünmektedir. Bu, yığılma diskleri teorisinin önemli bir bileşenidir . Gaz birikimi, karadeliklerin büyüdüğü en etkili ve aynı zamanda en göze çarpan yoldur. Süper kütleli karadeliklerin kütle büyümesinin çoğunluğunun, aktif galaktik çekirdekler veya kuasarlar olarak gözlemlenebilen hızlı gaz birikimi bölümleri yoluyla gerçekleştiği düşünülmektedir. Gözlemler, Evren daha gençken kuasarların çok daha sık olduğunu ortaya koyuyor, bu da süper kütleli kara deliklerin erken oluştuğunu ve büyüdüğünü gösteriyor. Süper kütleli kara delik oluşumu teorileri için önemli bir kısıtlayıcı faktör, Evren bir milyar yaşından küçükken milyarlarca güneş kütlesine sahip süper kütleli kara deliklerin zaten oluştuğunu gösteren uzaktaki ışıklı kuasarların gözlemlenmesidir. Bu, süper kütleli kara deliklerin Evrende çok erken bir tarihte, ilk büyük galaksilerin içinde ortaya çıktığını gösteriyor.

Sanatçının süper kütleli karadeliklerden rüzgarda doğan yıldızlara dair izlenimi.

Süper kütleli kara deliklerin ne kadar büyüyebileceğinin bir üst sınırı vardır. 10 milyar güneş kütlesi veya daha fazla süper kütleli kara deliklerin en az on katı büyüklüğünde olan sözde ultra kütleli kara delikler (UMBH'ler), teorik olarak yaklaşık 50 milyar güneş kütlesi üst sınırına sahip gibi görünüyor, bunun üzerindeki herhangi bir şey gibi. büyümeyi sürünerek yavaşlatır (yavaşlama yaklaşık 10 milyar güneş kütlesi başlama eğilimindedir) ve kara deliği çevreleyen kararsız yığılma diskinin, onun yörüngesindeki yıldızlarda birleşmesine neden olur.

J0313–1806 ve ULAS J1342+0928 gibi uzak süper kütleli kara delikleri Büyük Patlama'dan hemen sonra açıklamak zor. Bazıları, karanlık maddenin kendi kendine etkileşimle doğrudan çöküşünden gelebileceğini öne sürüyor. Kaynakların küçük bir azınlığı, bu süper kütleli karadeliklerin Büyük Sıçramadan önce oluşmasıyla, Evrenin Büyük Patlama yerine Büyük Sıçrama'nın sonucu olduğunun kanıtı olabileceğini iddia ediyor .

Aktivite ve galaktik evrim

Birçok gökadanın merkezindeki süper kütleli karadeliklerden gelen kütle çekiminin Seyfert gökadaları ve kuasarlar gibi aktif nesnelere güç sağladığı ve merkezi kara deliğin kütlesi ile ev sahibi gökadanın kütlesi arasındaki ilişkinin gökada tipine bağlı olduğu düşünülmektedir . Süper kütleli kara deliklerin boyutu ile bir galaksi çıkıntısının yıldız hızı dağılımı arasındaki ampirik korelasyona M-sigma ilişkisi denir .

Aktif bir galaktik çekirdek (AGN), artık madde biriktiren ve yeterince güçlü bir parlaklık sergileyen devasa bir kara deliğe ev sahipliği yapan bir galaktik çekirdek olarak kabul edilmektedir. Örneğin, Samanyolu'nun nükleer bölgesi, bu koşulu yerine getirmek için yeterli parlaklığa sahip değildir. AGN'nin birleşik modeli, AGN taksonomisinin çok çeşitli gözlenen özelliklerinin sadece az sayıda fiziksel parametre kullanılarak açıklanabileceği kavramıdır. İlk model için bu değerler, toplanma diskinin torusunun görüş hattına olan açısından ve kaynağın parlaklığından oluşuyordu. AGN iki ana gruba ayrılabilir: çıkışın çoğunun optik olarak kalın bir toplama diski yoluyla elektromanyetik radyasyon şeklinde olduğu bir ışınım modu AGN ve göreli jetlerin diske dik olarak çıktığı bir jet modu.

Bir çift SMBH barındıran gökadanın etkileşimi, birleşme olaylarına yol açabilir. Barındırılan SMBH nesneleri üzerindeki dinamik sürtünme, bunların birleştirilmiş kütlenin merkezine doğru batmalarına neden olur ve sonunda bir kiloparsekin altında bir ayrım ile bir çift oluşturur. Bu çiftin çevreleyen yıldızlar ve gaz ile etkileşimi, SMBH'yi, on parsek veya daha az bir ayırma ile yerçekimsel olarak bağlı bir ikili sistem olarak yavaş yavaş bir araya getirecektir. Çift 0,001 parsek kadar yaklaştığında, yerçekimi radyasyonu onların birleşmesine neden olacaktır. Bu gerçekleştiğinde, ortaya çıkan galaksi, ilk yıldız patlaması aktivitesi ve AGN'nin sönmesiyle birlikte, birleşme olayından çoktan rahatlamış olacak. Bu birleşmeden kaynaklanan yerçekimi dalgaları, ortaya çıkan SMBH'ye birkaç bin km/s'ye varan bir hız artışı sağlayarak onu galaktik merkezden uzaklaştırabilir ve hatta muhtemelen onu galaksiden fırlatabilir.

Kanıt

Doppler ölçümleri

Sgr A* için önerilen bir modele göre iyonize maddenin şeffaf toroidal halkasına sahip bir kara deliğin yandan görünüşünün simülasyonu . Bu görüntü, kara deliğin arkasından gelen ışığın bükülmesinin sonucunu gösterir ve ayrıca, halkadaki maddenin son derece yüksek yörünge hızından Doppler etkisinin ortaya çıkardığı asimetriyi de gösterir.

Kara deliklerin varlığına dair en iyi kanıtlardan bazıları, yakındaki yörüngedeki maddeden gelen ışığın uzaklaşırken kırmızıya, ilerlerken maviye kayması olan Doppler etkisi ile sağlanır. Bir kara deliğe çok yakın olan madde için yörünge hızı ışık hızıyla karşılaştırılabilir olmalıdır, bu nedenle uzaklaşan madde ilerleyen maddeye kıyasla çok zayıf görünecektir, bu da özünde simetrik disklere ve halkalara sahip sistemlerin oldukça asimetrik bir görsel görünüm kazanacağı anlamına gelir. Bu etkiye, Samanyolu'nun merkezindeki Sgr A* ' daki süper kütleli kara delik için makul bir modele dayanan, burada sunulan örnek gibi modern bilgisayar tarafından oluşturulan görüntülerde izin verilmiştir . Bununla birlikte, mevcut teleskop teknolojisi tarafından sağlanan çözünürlük, bu tür tahminleri doğrudan doğrulamak için hala yetersizdir.

Pek çok sistemde doğrudan gözlemlenen şey, kara delikler olduğu varsayılanlardan daha uzakta yörüngede dönen maddenin göreceli olmayan daha düşük hızlarıdır. Yakındaki galaksilerin çekirdeklerini çevreleyen su kütlelerinin doğrudan Doppler ölçümleri, çok hızlı bir Kepler hareketini ortaya çıkardı, bu ancak merkezdeki yüksek madde konsantrasyonuyla mümkün. Şu anda, bu kadar küçük bir alana yeterince madde sığdırabilen bilinen tek nesneler kara delikler veya astrofiziksel olarak kısa zaman dilimlerinde kara deliklere dönüşecek şeylerdir. Daha uzaktaki aktif gökadalar için, olay ufkunun yakınında yörüngede dönen gazı araştırmak için geniş tayf çizgilerinin genişliği kullanılabilir. Yankılanma haritalama tekniği, aktif galaksilere güç veren kara deliğin kütlesini ve belki de dönüşünü ölçmek için bu çizgilerin değişkenliğini kullanır.

Samanyolu'nda

Samanyolu galaktik merkezinde süper kütleli kara delik adayı Yay A* etrafındaki 6 yıldızın çıkarsanan yörüngeleri

Gökbilimciler, Samanyolu galaksisinin merkezinde, Güneş Sistemi'nden 26.000 ışıkyılı uzaklıkta, Sagittarius A* adlı bir bölgede süper kütleli bir kara delik bulunduğundan eminler çünkü:

  • Yıldız S2, 15.2 yıllık bir periyot ve 17 ışık saatlik bir pericenter (en yakın mesafe) ile eliptik bir yörüngeyi takip ediyor (1.8 × 10 13 m veya 120 AU) merkezi nesnenin merkezinden.
  • S2 yıldızının hareketinden, cismin kütlesi 4,1 milyon M veya yaklaşık olarak tahmin edilebilir.8.2 × 10 36 kg .
  • Merkezi nesnenin yarıçapı 17 ışık saatinden daha az olmalıdır, çünkü aksi takdirde S2 onunla çarpışır. S14 yıldızının gözlemleri, yarıçapın Uranüs'ün yörüngesinin çapıyla ilgili olarak 6.25 ışık saatinden daha fazla olmadığını gösteriyor.
  • Bir kara delik dışında bilinen hiçbir astronomik nesne bu uzay hacminde 4,1 milyon M ☉ içeremez.

Sagittarius A* yakınındaki parlak parlama aktivitesinin kızılötesi gözlemleri, Aday SMBH'nin yerçekimi yarıçapının altı ila on katı bir ayrımda 45 ± 15 dakika . Bu emisyon, güçlü bir manyetik alanda bir yığılma diski üzerindeki polarize bir "sıcak nokta"nın dairesel yörüngesiyle tutarlıdır. Yayılan madde, en içteki kararlı dairesel yörüngenin hemen dışında ışık hızının %30'u oranında yörüngede dönüyor .

5 Ocak 2015'te NASA, Sagittarius A*'dan normalden 400 kat daha parlak, rekor kıran bir X-ışını parlaması gözlemlediğini bildirdi. Gökbilimcilere göre olağandışı olay, kara deliğe düşen bir asteroitin parçalanması veya Yay A*'ya akan gaz içindeki manyetik alan çizgilerinin dolaşmasından kaynaklanmış olabilir.

Samanyolu galaksisinin merkezindeki süper kütleli bir kara delik olan Sagittarius A*'dan alışılmadık derecede parlak bir X-ışını parlamasının tespiti .
Event Horizon Teleskobu tarafından görüntülenen Yay A* .

Samanyolu'nun Dışında

Sanatçının bir yıldızı parçalayan süper kütleli bir kara delik izlenimi. Aşağıda: galaksideki bir yıldızı yutan süper kütleli kara delik RX J1242−11 – X-ışını (solda) ve optik (sağda).

Süper kütleli kara delikler için kesin dinamik kanıtlar sadece bir avuç galakside var; bunlara Samanyolu, Yerel Grup gökadaları M31 ve M32 ve Yerel Grup'un ötesindeki birkaç gökada, örneğin NGC 4395 dahildir . Bu galaksilerde, yıldızların veya gazların ortalama kare (veya rms) hızları, merkeze yakın 1/ r ile orantılı olarak yükselir, bu da merkezi bir nokta kütlesini gösterir. Bugüne kadar gözlemlenen tüm diğer galaksilerde, rms hızları düzdür, hatta merkeze doğru düşüyor, bu da süper kütleli bir karadeliğin var olduğunu kesin olarak belirtmeyi imkansız hale getiriyor. Bununla birlikte, hemen hemen her galaksinin merkezinin süper kütleli bir kara delik içerdiği yaygın olarak kabul edilir. Bu varsayımın nedeni, güvenli tespitlere sahip yaklaşık 10 galaksideki deliğin kütlesi ile bu galaksilerin çıkıntılarındaki yıldızların hız dağılımı arasındaki sıkı (düşük dağılımlı) bir ilişki olan M-sigma ilişkisidir . Bu korelasyon, sadece bir avuç gökadaya dayanmasına rağmen, birçok gökbilimciye kara deliğin oluşumu ile gökadanın kendisi arasında güçlü bir bağlantı olduğunu düşündürüyor.

Hubble Uzay Teleskobu tarafından fırlatılan madde olan Messier 87'nin 4.400 ışıkyılı uzunluğundaki göreli jetinin fotoğrafı.6.4 × 10 9 M galaksinin merkezindeki süper kütleli kara delik

2,5 milyon ışıkyılı uzaklıktaki yakındaki Andromeda Gökadası (1.1–2.3) × 10 8 (110–230 milyon) M merkezi kara delik, Samanyolu'ndan önemli ölçüde daha büyük. Samanyolu'nun çevresindeki en büyük süper kütleli kara delik, Messier 87'nin (yani M87*) karadeliği gibi görünüyor.(6.4 ± 0.5) × 109 ( yaklaşık 6.4 milyar) M 53.5 milyon ışıkyılı uzaklıkta. Berenices Saçı Takımyıldızı yönünde 336 milyon ışıkyılı uzaklıkta bulunansüperdev eliptik gökada NGC 4889, bir kara delik içerir.2,1 × 10 10 (21 milyar ) M☉ .

Kuasarlardaki karadelik kütleleri, önemli belirsizliğe tabi olan dolaylı yöntemlerle tahmin edilebilir. Kuasar TON 618, tahminen son derece büyük bir kara deliğe sahip bir nesnenin bir örneğidir.6.6 × 10 10 (66 milyar ) M☉ . Kırmızıya kayması 2.219'dur. Büyük tahmini kara delik kütlelerine sahip diğer kuasar örnekleri, tahmini kütlesi olan hiper-ışıltılı kuasar APM 08279+5255'tir .2.3 × 10 10 (23 milyar) M ve quasar S5 0014+81, bir kütle ile4.0 × 10 10 (40 milyar) M veya Samanyolu Galaktik Merkezindeki kara deliğin kütlesinin 10.000 katı.

4C +37.11 gökadası gibi bazı gökadaların merkezlerinde, ikili bir sistem oluşturan iki süper kütleli kara delik varmış gibi görünüyor . Çarpışırlarsa, olay güçlü yerçekimi dalgaları yaratacaktır . İkili süper kütleli karadeliklerin, galaktik birleşmelerin ortak bir sonucu olduğuna inanılıyor . 3.5 milyar ışıkyılı uzaklıktaki OJ 287'deki ikili çift, 18 milyar M olduğu tahmin edilen bir kütle ile bir çiftteki en büyük kara deliği içerir . 2011 yılında cüce gökada Henize 2-10'da çıkıntısı olmayan süper kütleli bir kara delik keşfedildi. Karadelik oluşumu üzerindeki bu keşfin kesin sonuçları bilinmiyor, ancak karadeliklerin şişkinliklerden önce oluştuğunu gösterebilir.

28 Mart 2011'de, orta büyüklükte bir yıldızı parçalayan süper kütleli bir kara delik görüldü. O günkü ani X-ışını radyasyonu gözlemlerinin ve takip eden geniş bant gözlemlerinin tek olası açıklaması budur. Kaynak daha önce aktif olmayan bir galaktik çekirdekti ve patlamanın incelenmesinden, galaktik çekirdeğin kütlesi bir milyon güneş kütlesi mertebesinde olan bir SMBH olduğu tahmin ediliyor. Bu nadir olayın, SMBH tarafından gelgit olarak bozulan bir yıldızdan göreceli bir çıkış (ışık hızının önemli bir bölümünde bir jet içinde yayılan malzeme) olduğu varsayılmaktadır. Güneş enerjisi kütlesinin önemli bir bölümünün SMBH üzerine birikmesi bekleniyor. Müteakip uzun vadeli gözlem, jetten gelen emisyonun bir SMBH üzerine kütlesel birikim için beklenen oranda azalması durumunda bu varsayımın doğrulanmasına izin verecektir.

Kütlesi Dünya'nın birkaç katı olan bir gaz bulutu, Samanyolu'nun merkezindeki süper kütleli bir kara deliğe doğru hızlanıyor.

2012 yılında, gökbilimciler, Kahraman takımyıldızında 220 milyon ışıkyılı uzaklıkta yer alan kompakt, merceksi gökada NGC 1277'deki kara delik için yaklaşık 17 milyar M ☉'lik alışılmadık derecede büyük bir kütle bildirdiler . Varsayılan kara delik, bu merceksi gökadanın şişkinliğinin kütlesinin yaklaşık yüzde 59'una sahiptir (galaksinin toplam yıldız kütlesinin yüzde 14'ü). Başka bir çalışma çok farklı bir sonuca ulaştı: bu kara delik özellikle aşırı kütleli değil, 2 ila 5 milyar M arasında olduğu tahmin ediliyor ve en olası değer 5 milyar M ☉ . 28 Şubat 2013'te gökbilimciler, NGC 1365'te ilk kez süper kütleli bir kara deliğin dönüşünü doğru bir şekilde ölçmek için NuSTAR uydusunun kullanıldığını ve olay ufkunun neredeyse ışık hızında döndüğünü bildirdiler.


Eylül 2014'te, farklı X-ışını teleskoplarından alınan veriler, son derece küçük, yoğun, ultra kompakt cüce gökada M60-UCD1'in merkezinde, toplam kütlesinin %10'undan fazlasını oluşturan 20 milyon güneş kütleli bir kara deliğe ev sahipliği yaptığını göstermiştir. gökada. Keşif oldukça şaşırtıcı, çünkü karadelik, galaksinin Samanyolu'nun kütlesinin beş binde beşinden daha az olmasına rağmen, Samanyolu'nun kara deliğinden beş kat daha büyük.

Bazı galaksilerin merkezlerinde süper kütleli kara delikler yoktur. Süper kütleli kara delikleri olmayan çoğu gökada çok küçük, cüce gökadalar olsa da, bir keşif hala gizemini koruyor: Süperdev eliptik cD gökadası A2261-BCG'nin, bilinen en büyük gökadalardan biri olmasına rağmen, aktif bir süper kütleli kara delik içerdiği bulunamadı. ; Samanyolu'nun on katı büyüklüğünde ve bin katı kütlesinde. Süper kütleli bir karadelik yalnızca birikirken görünür olacağından, süper kütleli bir kara delik, yıldız yörüngeleri üzerindeki etkileri dışında neredeyse görünmez olabilir.

Aralık 2017'de, gökbilimciler, en uzak süper kütleli kara deliği içeren, şu anda bilinen en uzak kuasar olan ULAS J1342+0928'in, daha önce bilinen en uzak kuasar için 7'nin kırmızıya kaymasını aşarak, bildirilen kırmızıya kayması z = 7.54'te tespit edildiğini bildirdiler. ULAS J1120+0641 .

OJ 287 galaksisindeki süper kütleli kara delik ve daha küçük kara delik
OJ 287 galaksisindeki büyük ve küçük kara deliklerin Güneş Sistemi ile karşılaştırılması
OJ 287 galaksisindeki kara delik disk parlamaları
(1:22; animasyon; 28 Nisan 2020)
NeVe 1'in süper kütleli kara deliği, şimdiye kadar tespit edilen en enerjik patlama olan Yılancı Üstkümesi patlamasından sorumludur .
Gönderen: Chandra X-ray Gözlemevi

Şubat 2020'de gökbilimciler, Büyük Patlama'dan bu yana Evrende şimdiye kadar tespit edilen en enerjik olay olan Yılancı Üstkümesi patlamasının keşfini bildirdiler . NeVe 1 galaksisindeki Yılan Kümesi'nde, merkezi süper kütleli kara deliği tarafından yaklaşık 270 milyon güneş kütlesi kütlesinin birikmesiyle meydana geldi. Patlama yaklaşık 100 milyon yıl sürdü ve bilinen en güçlü gama ışını patlamasından 5,7 milyon kat daha fazla enerji açığa çıkardı . Patlama, küme içi ortamı delip geçen ve Samanyolu'nun çapının on katı olan yaklaşık 1,5 milyon ışıkyılı genişliğinde bir boşluk yaratan şok dalgaları ve yüksek enerjili parçacıkların jetlerini serbest bıraktı .

Şubat 2021'de gökbilimciler, ilk kez, Düşük Frekans Dizisi tarafından tespit edilen ultra düşük radyo dalga boylarına dayalı olarak, Kuzey göksel yarımkürenin yüzde dördünü kapsayan 25.000 aktif süper kütleli kara deliğin çok yüksek çözünürlüklü bir görüntüsünü yayınladılar. (LOFAR) Avrupa'da.

Hawking radyasyonu

Hawking radyasyonu, olay ufkuna yakın kuantum etkileri nedeniyle kara delikler tarafından serbest bırakılacağı tahmin edilen kara cisim radyasyonudur . Bu radyasyon, kara deliklerin kütlesini ve enerjisini azaltarak onların küçülmelerine ve nihayetinde yok olmalarına neden olur. Kara delikler Hawking radyasyonu yoluyla buharlaşırsa, kütlesi 10 11 (100 milyar) M olan süper kütleli bir kara delik yaklaşık 2×10 100 yıl içinde buharlaşacaktır. Evrendeki bazı canavar karadeliklerin, galaksilerin üstkümelerinin çöküşü sırasında belki de 10 14 M kadar büyümeye devam edecekleri tahmin ediliyor . Bunlar bile 10 106 yıllık bir zaman ölçeğinde buharlaşacaktır.

Ayrıca bakınız

Referanslar

daha fazla okuma

Dış bağlantılar

Bu makaleyi dinleyin ( 22 dakika )
Sözlü Wikipedia simgesi
Bu ses dosyası, bu makalenin 20 Mart 2017 tarihli bir revizyonundan oluşturulmuştur ve sonraki düzenlemeleri yansıtmamaktadır. ( 2017-03-20 )