Supermasivní černá díra

Supermasivní černá díra je černá díra o hmotnosti 10 5 -10 11 hmotností Slunce . Supermasivní černé díry byly nalezeny v centru mnoha galaxií , včetně Mléčné dráhy [2] .

Specifické vlastnosti

Supermasivní černé díry mají specifické vlastnosti, které je odlišují od menších černých děr:

Paradoxně průměrná hustota supermasivní černé díry (vypočtená vydělením hmotnosti černé díry jejím Schwarzschildovým objemem ) může být velmi malá (dokonce menší než hustota vzduchu [3] ve spodních vrstvách zemské atmosféry). Je to proto, že Schwarzschildův poloměr je přímo úměrný hmotnosti a hustota je nepřímo úměrná objemu (to znamená, že v tomto případě je hustota nepřímo úměrná Schwarzschildově poloměru ). Dále, objem kulového objektu (například horizont událostí nerotující černé díry) je přímo úměrný třetí mocnině poloměru. V důsledku toho se průměrná hustota černé díry snižuje, jak se zvyšuje její hmotnost:

\rho ={\frac {3\,c^{6}}{32\pi M^{2}G^{3}}}.

Slapové síly blízko horizontu událostí jsou mnohem slabší kvůli skutečnosti, že centrální singularita je umístěna tak daleko od horizontu, že hypotetický astronaut cestující do středu černé díry by nepocítil účinky extrémních slapových sil, dokud se neponoří velmi hluboko. do toho .
Supermasivní černé díry jsou zdrojem téměř všech kosmických neutrin [4] [5] .

Formace

Neexistuje žádná obecně uznávaná teorie vzniku černých děr takové hmotnosti. Existuje několik hypotéz, z nichž nejzřetelnější je hypotéza, která popisuje postupný nárůst hmotnosti černé díry při narůstání hmoty na černou díru s hvězdnou hmotností. Další hypotéza naznačuje, že supermasivní černé díry se tvoří, když se velká plynová mračna zhroutí a přemění se v relativistickou hvězdu s hmotností několika set tisíc hmotností Slunce nebo více. Taková hvězda se rychle stává nestabilní vůči radiálním poruchám v důsledku procesů tvorby elektron-pozitronových párů probíhajících v jejím jádru a může se okamžitě zhroutit do černé díry. V tomto případě kolaps obejde stádium supernovy , ve kterém by výbuch rozptýlil většinu hmoty a zabránil vytvoření supermasivní černé díry. . Jiný model naznačuje, že supermasivní černé díry by mohly vzniknout v důsledku kolapsu hustých hvězdokup, kdy negativní tepelná kapacita systému přivede rozptyl rychlosti v jádru na relativistické hodnoty. A konečně, prvotní černé díry se mohly zformovat z počátečních poruch bezprostředně po velkém třesku . .

Obtížnost vzniku supermasivní černé díry spočívá v tom, že dostatečné množství hmoty k tomu musí být soustředěno do relativně malého objemu. K tomu musí mít hmota velmi malý počáteční moment hybnosti – tedy pomalou rotaci. Obvykle je rychlost narůstání na černou díru přesně omezena momentem hybnosti dopadající hmoty, která musí být v podstatě přenesena zpět ven, což omezuje rychlost růstu hmoty černé díry (viz akreční disk ) .

V pozorovaném seznamu kandidátů na černé díry existuje mezera v distribuci hmoty. Existují černé díry hvězdné hmotnosti, vzniklé kolapsem hvězd, jejichž hmotnosti dosahují pravděpodobně až 33 hmotností Slunce. Minimální hmotnost supermasivních černých děr leží v oblasti 10 5 hmotností Slunce (s maximální hodnotou ne více než 5·10 10 hmotností Slunce [6] ). Nejhmotnější objevená černá díra, SDSS J140821.67+025733.2, má hmotnost 1,96 10 11 hmotností Slunce [7] . Středně hmotné černé díry by měly ležet mezi těmito hodnotami , ale taková černá díra ( HLX-1 , objevená australským radioteleskopem CSIRO 9. července 2012) je známá pouze v jediné kopii [8] , což je argument v prospěch různých mechanismů pro vznik lehkých a těžkých černých děr. Některé astrofyzikální modely [9] však vysvětlují charakteristické rysy superjasných rentgenových zdrojů , které obsahují právě takové černé díry (střední hmoty).

V trpasličí galaxii Leo I není téměř žádná temná hmota , ale v jejím středu je supermasivní černá díra o hmotnosti ~3 miliony M⊙ . Vědci nemají žádné vysvětlení pro to, jak se supermasivní černá díra objevila v trpasličí kulové galaxii [10] .

Detekce supermasivních černých děr

V současnosti je jediným spolehlivým způsobem, jak odlišit černou díru od jiného typu objektu, změřit hmotnost a velikost objektu a porovnat jeho poloměr s gravitačním poloměrem , který je dán vztahem

$\ R_{g}={2GM \over c^{2}}$ .

kde je gravitační konstanta, je hmotnost objektu, je rychlost světla $\G$ $\M$ $\C$ .

Dnes je rozlišení dalekohledů nedostatečné k rozlišení oblastí vesmíru v řádu gravitačního poloměru černé díry. Proto existuje určitá míra předpokladů v identifikaci supermasivních černých děr. Předpokládá se, že stanovená horní hranice velikosti těchto objektů je nedostatečná k tomu, abychom je mohli považovat za shluky bílých nebo hnědých trpaslíků , neutronové hvězdy , černé díry běžné hmotnosti. .

Existuje mnoho způsobů, jak určit hmotnost a přibližné rozměry superhmotného tělesa, ale většina z nich je založena na měření charakteristik oběžných drah objektů rotujících kolem nich (hvězdy, rádiové zdroje, plynné disky). V nejjednodušším a nejběžnějším případě k obrácení dochází podél keplerovských drah, což dokazuje úměrnost rychlosti rotace satelitu k druhé odmocnině hlavní poloosy oběžné dráhy. :

$\ V={\sqrt {GM \over r))$ .

V tomto případě se hmotnost centrálního tělesa zjistí podle známého vzorce

$\ M={V^{2}r \over G}$ .

V řadě případů, kdy jsou družicové objekty souvislé médium (plynný disk, hustá hvězdokupa), které svou gravitací ovlivňuje charakteristiky oběžné dráhy, se radiální rozložení hmoty v galaktickém jádru získá řešením tzv. volala. bezkolizní Bernoulliho rovnice .

Metoda poměru hmotnosti a svítivosti

Hlavní metodou hledání supermasivních černých děr je v současnosti studium rozložení jasnosti a rychlosti pohybu hvězd v závislosti na vzdálenosti od středu galaxie [11] .

Rozložení jasu se měří fotometrickými metodami při fotografování galaxií s vysokým rozlišením, rychlostí hvězd - rudým posuvem a rozšířením absorpčních čar ve spektru hvězdy .

S rozložením hvězdné rychlosti lze najít radiální rozložení hmot v galaxii. Například s eliptickou symetrií rychlostního pole dává řešení Bernoulliho rovnice následující výsledek: $\ V(r)$ $\ M(r)$

$\ M(r)={V^{2}r \over G}+{\sigma _{r}^{2}r \over G}\left[-{d\,\ln \nu \over d\ ,\ln r}-{d\,\ln \sigma _{r}^{2} \over d\,\ln r}-\left(1-{\sigma _{\theta }^{2} \ přes \sigma _{r}^{2}}\right)-\left(1-{\sigma _{\phi }^{2} \over \sigma _{r}^{2}}\right)\ že jo]$ ,

kde je rychlost rotace a jsou radiální a azimutální projekce disperze rychlosti, je gravitační konstanta, je hustota hvězdné hmoty, o které se obvykle předpokládá, že je úměrná svítivosti $\PROTI$ $\ \sigma _{r},\,\,\sigma _{\theta }$ $\ \sigma _{\phi }$ $\G$ $\ \nu$ .

Protože černá díra má velkou hmotnost při nízké svítivosti, jedním ze známek přítomnosti supermasivní černé díry ve středu galaxie může být vysoký poměr hmotnosti ke svítivosti pro galaktické jádro. Hustá kupa obyčejných hvězd má poměr v řádu jedné (hmotnost a svítivost jsou vyjádřeny jako hmotnost a svítivost Slunce), takže hodnoty (u některých galaxií ) naznačují přítomnost superhmotnosti. Černá díra. Jsou však možná alternativní vysvětlení tohoto jevu: kupy bílých nebo hnědých trpaslíků, neutronové hvězdy, černé díry běžné hmotnosti $\M/L$ $\M/L$ $\M/L>>1$ $\M/L>1000$ .

Měření rychlosti rotace plynu

V poslední době je díky zvýšení rozlišení dalekohledů možné pozorovat a měřit rychlosti jednotlivých objektů v bezprostřední blízkosti středu galaxií. Skupina vedená H. Fordem tak pomocí spektrografu FOS (Faint Object Spectrograph) Hubbleova vesmírného dalekohledu objevila rotující strukturu plynu ve středu galaxie M87 [12] . Rychlost rotace plynu ve vzdálenosti asi 60 světelných let od středu galaxie byla 550 km/s, což odpovídá keplerovské dráze s centrální tělesnou hmotností asi 3⋅10 9 hmotností Slunce. Navzdory obrovské hmotnosti centrálního objektu nelze s jistotou říci, že se jedná o černou díru, protože gravitační poloměr takové černé díry je asi 0,001 světelných let. . Podle jiných zdrojů je objektem vyfotografovaným dalekohledem Event Horizon supermasivní černá díra [13] .

Měření rychlosti mikrovlnných zdrojů

V roce 1995 skupina vedená J. Moranem pozorovala bodové mikrovlnné zdroje rotující v bezprostřední blízkosti středu galaxie NGC 4258 [14] . Pozorování byla prováděna pomocí rádiového interferometru, který zahrnoval síť pozemních radioteleskopů, které umožňovaly pozorovat střed galaxie s úhlovým rozlišením 0,001″. Bylo objeveno celkem 17 kompaktních zdrojů umístěných v diskovité struktuře o poloměru asi 10 světelných let. Zdroje rotovaly v souladu s Keplerovským zákonem (rychlost rotace je nepřímo úměrná druhé odmocnině vzdálenosti), z něhož byla hmotnost centrálního objektu odhadnuta na 4⋅10 7 hmotností Slunce a horní hranice poloměr jádra byl 0,04 světelných let .

Pozorování trajektorií jednotlivých hvězd

V letech 1993-1996 A. Eckart a R. Genzel pozorovali pohyb jednotlivých hvězd v okolí středu naší Galaxie [15] . Pozorování byla prováděna v infračervených paprscích, pro které vrstva kosmického prachu v blízkosti galaktického jádra není překážkou. Díky tomu bylo možné přesně změřit parametry pohybu 39 hvězd nacházejících se ve vzdálenosti 0,13 až 1,3 světelných let od středu galaxie. Bylo zjištěno, že pohyb hvězd odpovídá keplerovskému pohybu, ve kterém centrální těleso o hmotnosti 2,5⋅10 6 hmotností Slunce a poloměru ne větším než 0,05 světelných let odpovídá poloze kompaktního rádiového zdroje Střelec- A (Sgr A) .

Supermasivní černá díra ve středu Mléčné dráhy

Hmotnost supermasivní černé díry je podle různých odhadů od dvou do pěti milionů hmotností Slunce.

Rádiová pozorování

Střed naší Galaxie, jehož přibližná poloha (souhvězdí Střelce) byla známa z optických pozorování, nebyl dlouho spojován s žádným kompaktním astronomickým objektem. Teprve v roce 1960 J. Oort a G. Rogur zjistili, že v bezprostřední blízkosti (méně než 0,03°) galaktického centra se nachází rádiový zdroj Sagittarius A* (Sgr A*) [16] . V roce 1966 D. Downes a A. Maxwell, shrnující data z rádiových pozorování v rozsahu decimetrů a centimetrů, dospěli k závěru, že malé jádro Galaxie je objekt o průměru 10 pc, spojený se Sagittarius-A zdroj [17] .

Na začátku 70. let 20. století bylo díky pozorování v oblasti rádiových vln známo, že rádiový zdroj Sagittarius-A má složitou prostorovou strukturu. V roce 1971 Downes a Martin při pozorování Cambridgeským radioteleskopem se základnou 1,6 km při frekvencích 2,7 a 5 GHz s rozlišením asi 10 ', zjistili, že rádiový zdroj se skládá ze dvou difúzních oblaků umístěných ve vzdálenosti 1. ' od sebe navzájem: východní část (Sgr A) vyzařuje spektrum rádiových vln netepelné povahy a západní část (Sgr A *) je rádiově emitující oblak horkého ionizovaného plynu o průměru asi 45" ( 1,8 ks) [18] V roce 1974 provedli B. Balik a S. Sanders mapování rádiového zdroje Sagittarius-A na frekvencích 2,7 a 8,1 GHz s rozlišením 2" na 43metrovém radioteleskopu Národní Radioastronomická observatoř (NRAO) [19] . Bylo zjištěno, že oba rádiové zdroje jsou kompaktní útvary o průměru menším než 10" (0,4 ks) obklopené oblaky horkého plynu.

Začátek infračervených pozorování

Až do konce 60. let 20. století neexistovaly žádné účinné nástroje pro studium centrálních oblastí Galaxie, protože hustá mračna kosmického prachu, pokrývající před pozorovatelem galaktické jádro, zcela pohlcují viditelné záření přicházející z jádra a výrazně komplikují práci v dosah rádia.

Situace se radikálně změnila díky rozvoji infračervené astronomie, pro kterou je kosmický prach prakticky průhledný. V roce 1947 Stebbins a A. Whitford pomocí fotoelektrického článku naskenovali galaktický rovník při vlnové délce 1,03 μm, ale nezaznamenali diskrétní infračervený zdroj [20] . V. I. Moroz v roce 1961 provedl podobný sken okolí Sgr A na vlnové délce 1,7 mikronu a také neuspěl. [21] . V roce 1966 E. Böcklin naskenoval oblast Sgr A v rozsahu 2,0-2,4 µm a poprvé objevil zdroj, který polohou a velikostí odpovídal rádiovému zdroji Sagittarius-A.

V roce 1968 E. Böcklin a G. Neugebauer skenovali vlnové délky 1,65, 2,2 a 3,4 μm s rozlišením 0,08–1,8" a objevili objekt složité struktury, sestávající z hlavního infračerveného zdroje o průměru 5 ', kompaktní objekt v něm, rozšířená oblast pozadí a několik kompaktních hvězdicovitých zdrojů v těsné blízkosti hlavního zdroje [22] .

V polovině 70. let začal výzkum dynamických charakteristik pozorovaných objektů. V roce 1976 studoval E. Wollman pomocí spektrálních metod (s použitím neonové emisní čáry Ne II o vlnové délce 12,8 μm) rychlost plynů v oblasti o průměru 0,8 ps kolem galaktického středu. Pozorování ukázala symetrický pohyb plynu s rychlostmi asi 75 km/s. Ze získaných dat učinil Wollman jeden z prvních pokusů odhadnout hmotnost objektu, který se pravděpodobně nachází ve středu galaxie. Jím získaný horní hmotnostní limit se ukázal být 4⋅10 6 hmotností Slunce [23] .

Detekce kompaktních infračervených zdrojů

Další zvýšení rozlišení dalekohledů umožnilo vyčlenit několik kompaktních infračervených zdrojů v oblaku plynu obklopujícího střed Galaxie. V roce 1975 E. Böcklin a G. Neugebauer sestavili infračervenou mapu středu Galaxie pro vlnové délky 2,2 a 10 μm s rozlišením 2,5“, na které bylo identifikováno 20 izolovaných zdrojů, nazvaných IRS1-IRS20 [24] . Čtyři z nich (1, 2, 3, 5) se polohově shodovaly se složkami rádiového zdroje Sgr A známého z rádiových pozorování. Ukázalo se, že je to velmi hustá (10 6 hmotností Slunce na krychlový parsek) kupa obřích hvězd a trpaslíky. Zbývající zdroje byly pravděpodobně kompaktní oblaka H II a planetární mlhoviny, z nichž některé obsahovaly hvězdné složky [25] . Podélná rychlost jednotlivých zdrojů byla v rozmezí ± 260 km/s, průměr byl 0,1–0,45 pc, hmotnost 0,1–10 hmotnosti Slunce, vzdálenost od středu Galaxie 0,05–1,6 ks Hmotnost centrálního objektu byla odhadnuta na 3⋅10 6 hmotností Slunce a, stejný byl řád hmoty rozložené v oblasti s poloměrem 1 ks kolem středu. Vzhledem k tomu, že pravděpodobná chyba ve výpočtu hmotností byla stejného řádu, byla připuštěna možnost nepřítomnosti centrálního tělesa, zatímco hmotnost rozložená v poloměru 1 ks byla odhadnuta na 0,8–1,6⋅10 7 hmotností Slunce [26]. .

Další desetiletí bylo charakterizováno postupným zvyšováním rozlišení optických přístrojů a objevováním stále detailnější struktury infračervených zdrojů. V roce 1985 se ukázalo, že nejpravděpodobnějším místem centrální černé díry je zdroj označený jako IRS 16. Byly také detekovány dva silné proudy ionizovaného plynu, z nichž jeden rotoval po kruhové dráze ve vzdálenosti 1,7 pc od střed Galaxie a druhý - podél parabolického ve vzdálenosti 0,5 ks. Hmotnost centrálního tělesa, vypočtená z rychlosti těchto proudů, byla 4,7⋅10 6 hmotností Slunce pro první proud a 3,5⋅10 6 hmotností Slunce pro druhý proud [27] .

Pozorování jednotlivých hvězd

V roce 1991 byl uveden do provozu infračervený detektor Sharp I na 3,5metrovém dalekohledu Evropské jižní observatoře (ESO) v La Silla (Chile). Kamera s rozsahem 1–2,5 μm poskytovala rozlišení 50 úhlových μs na matici 1 pixel. Kromě toho byl na 2,2metrovém dalekohledu téže observatoře instalován 3D spektrometr.

S příchodem infračervených detektorů s vysokým rozlišením bylo možné pozorovat jednotlivé hvězdy v centrálních oblastech galaxie. Studie jejich spektrálních charakteristik ukázala, že většina z nich patří mladým hvězdám starým několik milionů let. Na rozdíl od dříve přijatých názorů bylo zjištěno, že proces formování hvězd aktivně probíhá v blízkosti supermasivní černé díry. Předpokládá se, že zdrojem plynu pro tento proces jsou dva ploché akreční plynové prstence objevené v centru Galaxie v 80. letech 20. století. Vnitřní průměr těchto prstenců je však příliš velký na to, aby vysvětlil proces vzniku hvězd v bezprostřední blízkosti černé díry. Hvězdy v okruhu 1" od černé díry (tzv. „S-hvězdy") mají náhodný směr orbitální hybnosti, což je v rozporu s akrečním scénářem jejich vzniku. Předpokládá se, že jde o horká jádra rudých obrů, kteří vznikly v odlehlých oblastech Galaxie a poté migrovaly do centrální zóny, kde byly jejich vnější obaly odtrženy slapovými silami černé díry [28] .

Do roku 1996 bylo známo více než 600 hvězd v oblasti o průměru asi parsek (25") kolem rádiového zdroje Sagittarius A * a u 220 z nich byly spolehlivě určeny radiální rychlosti. Hmotnost centrálního tělesa byla odhadnuta na být 2–3⋅10 .

Od října 2009 dosáhlo rozlišení infračervených detektorů 0,0003" (což odpovídá 2,5 AU ve vzdálenosti 8 kpc). Počet hvězd v 1 ks od středu Galaxie, u kterých byly měřeny parametry pohybu, překročil 6000 [29] .

Přesné dráhy byly vypočteny pro 28 hvězd nejblíže středu Galaxie, z nichž nejzajímavější je hvězda S2 . Během pozorovacího období (1992-2021) provedl téměř dvě úplné otáčky kolem černé díry, což umožnilo s velkou přesností odhadnout parametry její dráhy. Oběžná doba S2 je 15,8±0,11 let, hlavní poloosa oběžné dráhy je 0,12495±0,00004" (1000 AU), excentricita je 0,88441±0,00006 a maximální přiblížení k centrálnímu tělesu je 9154 a430,011. . e. [30] [31] Dráhy hvězd S2 a dalších hvězd shluku S (S29, S38, S55) se ukázaly být blízké keplerovským drahám, i když jsou pozorovány i relativistické korekce (zejména Schwarzschildova přímá precese obíhat). Retrográdní (newtonovská) precese drah, která by byla přítomna v přítomnosti dostatečně velké distribuované hmoty v blízkosti pericenter, není pozorována; to znamená, že téměř veškerá hmota, která ovlivňuje pohyb hvězd, je soustředěna ve středu. Měření vylučují (s významností 3σ) existenci distribuované hmoty větší než 7500 M ⊙ uvnitř oběžné dráhy S2 [31] . Přesné měření orbitálních parametrů umožnilo odhadnout hmotnost centrálního tělesa s vysokou přesností. Podle posledních odhadů (2021) se rovná

$\ (4{,}297\pm 0{,}012\mid _{\mathrm {stat} }\pm \,0{,}04\mid _{\mathrm {syst} })\times 10 ^{6}M_{\odot },$

se statistickou chybou 0,012 milionu hmotností Slunce a systematickou chybou 0,04 milionu M ⊙ [31] .

K chybám přispívají zejména chyby v měření vzdálenosti od Slunce k Střelci A*; nejpřesnější moderní odhady této vzdálenosti dávají [31] :

${\displaystyle \ R_{0}=8277\pm 9\mid _{\mathrm {stat} }\pm \,30\mid _{\mathrm {syst} ))$ pc .

Gravitační poloměr černé díry o hmotnosti 4⋅10 6 hmotností Slunce je přibližně 12 milionů km neboli 0,08 AU. tj. 1400krát menší než nejbližší vzdálenost, o kterou se hvězda S2 přiblížila k centrálnímu tělesu . Mezi badateli však prakticky není pochyb o tom, že centrálním objektem není shluk hvězd s nízkou svítivostí, neutronové hvězdy nebo černé díry, protože ty, jsou-li soustředěny v tak malém objemu, by se v krátké době nevyhnutelně spojily do jediného. supermasivní objekt, který nemůže být ničím jiným, kromě černé díry .

Supermasivní černé díry mimo naši galaxii

Od roku 2022 se nejtěžší supermasivní černá díra nachází v kvasaru TON 618 v souhvězdí Canes Venatici ve vzdálenosti 10,37 miliardy světelných let od Slunce. Jeho hmotnost je 66 miliard M ⊙ .
Supermasivní černá díra v centru galaxie Holmberg 15A , která se nachází v souhvězdí Cetus 700 milionů světelných let daleko. let od Slunce, má hmotnost rovnající se přibližně 40 ± 8 miliardám hmotností Slunce [32] .
Supermasivní černá díra o hmotnosti 21 miliard slunečních hmotností se nachází v galaxii NGC 4889 v souhvězdí Coma Berenices.
Quasar OJ 287 v souhvězdí Raka je binární systém černých děr, z nichž největší má hmotnost rovnou 18 miliardám M ⊙ , ve skutečnosti hmotnost malé galaxie.
Hmotnost černé díry ve středu galaxie NGC 1277 v souhvězdí Persea je 17 miliard M ⊙ , což je 14 % hmotnosti celé galaxie [33] .
Supermasivní černá díra Q0906+6930 v souhvězdí Velké medvědice má hmotnost 10 miliard M ⊙ [34] .

Supermasivní černé díry v trpasličích galaxiích

V roce 2011 byla v trpasličí galaxii Henize 2−10 30 milionů světelných let od Slunce v souhvězdí Kompas nalezena aktivní supermasivní černá díra o hmotnosti 3⋅10 6 M ⊙ [35] . Poté bylo v galaxiích s relativně slabou tvorbou hvězd nalezeno asi 100 aktivních masivních černých děr. Další hledání pomocí delších rádiových vln odhalilo 39 kandidátů na méně aktivní masivní černé díry, z nichž nejméně 14 kandidátů jsou s největší pravděpodobností masivní černé díry. Některé z těchto potenciálních masivních černých děr nejsou v centrech jejich galaxií, ale na jejich okrajích. Počítačové simulace ukázaly, že až polovina všech trpasličích galaxií může mít necentrální černé díry [36] .

Viz také

Seznam nejhmotnějších černých děr

Poznámky

↑ Chandra :: Fotoalbum :: RX J1242-11 :: 18. února 2004 . Staženo 2. prosince 2019. Archivováno z originálu dne 2. listopadu 2019. (neurčitý)
↑ Vědci se naučili vážit vzdálené černé díry . Staženo 2. prosince 2019. Archivováno z originálu 11. února 2021. (neurčitý)
↑ Paradoxy supermasivních černých děr . Získáno 9. srpna 2015. Archivováno z originálu dne 27. května 2015. (neurčitý)
↑ AV Plavin, YY Kovalev, Yu. A. Kovalev, SV Troitsky Directional Association of TeV to PeV Astrophysical Neutrinos with Radio Blazars Archived 12. června 2021 na Wayback Machine února 2021 The Astrophysical Journal 908(2):157 DOI:10.3847/1538-4387/abceb
↑ Vědecké novinky. Černé díry jsou nazývány zdrojem všech kosmických neutrin. // Knowledge is power , 2021, č. 6. - str. 44-45
↑ Astrofyzik určuje hmotnost nejtěžší černé díry . Získáno 2. prosince 2019. Archivováno z originálu dne 25. září 2020. (neurčitý)
↑ SDSSJ140821.67+025733.2 - kvasar s největší černou dírou (20. března 2019). Získáno 8. ledna 2020. Archivováno z originálu dne 2. června 2021. (neurčitý)
↑ Nease, Eriku. Astronomové zahlédli úplně první černou díru střední hmotnosti (nedostupný odkaz) . The Bunsen Burner (9. července 2012). Získáno 9. července 2012. Archivováno z originálu dne 13. července 2012. (neurčitý)
↑ Winter, L.M.; a kol. XMM-Newton Archival Study of the ULX Population in Blízké galaxie (anglicky) // The Astrophysical Journal : journal. - IOP Publishing , 2006. - Říjen ( roč. 649 ). - S. 730-752 . - doi : 10.1086/506579 .
↑ Texas Astronomers objevil podivně masivní černou díru v družicové galaxii Mléčná dráha Archivováno 12. prosince 2021 na Wayback Machine , 1. prosince 2021
↑ Kormendy J., Richstone D. Inward Bound – Hledání supermasivních černých děr v galaktických jádrech // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - Výroční přehledy , 1995. - Sv. 33 . — S. 581 . Archivováno z originálu 28. prosince 2007.
↑ Harms Richard J.; Ford Holland C.; Cvetanov Zlatan I. a spol. HST FOS spektroskopie M87: Důkaz pro disk ionizovaného plynu kolem masivní černé díry // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Sv. 435 , č.p. 1 . -P.L35- L38 . Archivováno z originálu 2. září 2017.
↑ Kaku, 2022 , str. 123.
↑ Greenhill LJ; Jiang D.R.; Moran JM; Reid MJ; LoKY; Claussen MJ Detekce disku s průměrem subparseků v jádře NGC 4258 // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1995. - Sv. 440 . — S. 619 . Archivováno z originálu 31. srpna 2017.
↑ Eckart A.; Genzel R. Pozorování vlastních pohybů hvězd v blízkosti galaktického středu // Nature . - 1996. - Sv. 383 . - str. 415-417 . Archivováno z originálu 1. září 2017.
↑ Oort JH; Rougoor GW Pozice galaktického středu // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti . - Oxford University Press , 1960. - Sv. 121 . — S. 171 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
↑ Downes D.; Maxwell A. Rádiová pozorování oblasti galaktického středu // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1966. - Sv. 146 . — S. 653 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
↑ Downes D.; Martin AHM Kompaktní rádiové zdroje v galaktickém jádru // Příroda . - 1971. - Sv. 233 . - str. 112-114 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
↑ Balick Bruce; Sanders Robert H. Radio Fine Structure in the Galactic Center // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1974. - Sv. 192 . - str. 325-336 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
↑ Joel Stebbins; Whitford AE Infračervené záření z oblasti galaktického středu // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1947. - Sv. 52 . — S. 131 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
↑ Moroz VI Pokus o pozorování infračerveného záření galaktického jádra // Astronomicheskii Zhurnal. - 1961. - Sv. 38. - S. 487 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
↑ Becklin EE; Neugebauer G. Infračervená pozorování galaktického středu // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1968. - Sv. 151 . - str. 145 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
↑ Wollman ER; Geballe TR; Lacy JH; Townes CH; Rank DM Spektrální a prostorové rozlišení 12,8 mikronové emise NE II z galaktického centra // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1976. - Sv. 205 . - P.L5-L9 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
↑ Becklin EE; Neugebauer G. Mapy galaktického centra s vysokým rozlišením při 2,2 a 10 mikronech // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1975. - Sv. 200 _ -P.L71 - L74 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
↑ Becklin EE; Matthews K.; Neugebauer G.; Willner SP Infračervená pozorování galaktického centra. I - Povaha kompaktních zdrojů // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1978. - Sv. 219 . - str. 121-128 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
↑ Lacy JH; Townes CH; Geballe TR; Hollenbach DJ Pozorování pohybu a distribuce ionizovaného plynu v centrálním parseku Galaxie. II (anglicky) // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Sv. 241 . - S. 132-146 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
↑ Serabyn E.; Lacy JH Forbidden NE II pozorování galaktického středu - Důkazy pro masivní blokovou díru // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1985. - Sv. 293 . - str. 445-458 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
↑ Martins F.; Gillessen S.; Eisenhauer F.; Genzel R.; Ott T.; Trippe S. O povaze rychle se pohybující hvězdy S2 v galaktickém středu // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2008. - Sv. 672 . -P.L119 - L122 . Archivováno z originálu 30. srpna 2017.
↑ Schödel R.; Merritt D.; Eckart A. Jaderná hvězdokupa Mléčné dráhy: správné pohyby a hmotnost // Astronomie a astrofyzika . - EDP Sciences , 2009. - Sv. 502 . - S. 91-111 . Archivováno z originálu 1. září 2009.
↑ Gillessen S. a kol. Monitorování hvězdných drah kolem masivní černé díry v galaktickém centru // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2009. - Sv. 692 . - S. 1075-1109 . Archivováno z originálu 15. dubna 2019.
↑ 1 2 3 4 Abuter R. a kol. ( GRAVITY Collaboration ). Rozložení hmoty v galaktickém centru založené na interferometrické astrometrii více hvězdných drah // Astronomy & Astrophysics. - 2021. - 14. prosince. — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/202142465 .
↑ Černá díra o hmotnosti 40 miliard sluneční hmotnosti v extrémním jádru Holm 15A, centrální galaxie Abell 85 Archivováno 3. srpna 2019 na Wayback Machine , 2019
↑ Časopis Cosmos: Největší černá díra . Získáno 26. února 2013. Archivováno z originálu 28. září 2015. (neurčitý)
↑ Astronomové objevili nejhmotnější černou díru ve vesmíru (nedostupný odkaz) . Staženo 2. prosince 2019. Archivováno z originálu 30. května 2016. (neurčitý)
↑ Amy E. Reines, Gregory R. Sivakoff, Kelsey E. Johnson, Crystal L. Brogan . Aktivně přibývající masivní černá díra v trpasličí galaxii Henize 2-10 Archivováno 9. června 2019 na Wayback Machine , 9. ledna 2011
↑ Velké černé díry se mohou usadit na okrajích malých galaxií Archivováno 25. května 2019 na Wayback Machine , 23. května 2019

Literatura

Michio Kaku . Boží rovnice. Při hledání teorie všeho = Michio Kaku. Boží rovnice: Hledání teorie všeho. - M. : Alpina literatura faktu, 2022. - 246 s. - ISBN 978-5-00139-431-0 .

Odkazy

Je odhalen mechanismus vzniku supermasivních černých děr
Laura Ferrareseová; David MerrittSupermassive Black Holes (anglicky) // Physics World : magazín. - 2002. - Sv. 15 , č. 1 . - str. 41-46 . - doi : 10.1088/2058-7058/15/6/43 . - . — arXiv : astro-ph/0206222 .

Slovníky a encyklopedie	Skvělý norský

Černé díry

Typy

Rozměry

Vzdělání

Vlastnosti

Modelky

teorie

Přesná řešení v obecné teorii relativity

Schwarzschild
Kerra
Reisner-Nordström
Kerr-Newman
Přesné řešení černé díry

související témata

Kategorie:Černé díry

galaxií
Druhy	eliptické (E) spirála (S) vločkovitý S uspořádanou strukturou spirála s příčkou (SB) Lentikulární (S0) Špatně (Irr) trpaslík (d) Trpasličí nepravidelný (dI) trpasličí eliptický tvar (dE) Trpasličí sféroidní (dSph) Ultra kompaktní trpaslík (UCD) Ultradifuzní prstencový S polárním kroužkem anemický
Struktura	Supermasivní černá díra Boule Bar Disk Jádro Objektiv (galaxie) spirálová větev galaktická rovina Svatozář polární prsten Protogalaxie mlhoviny
Aktivní jádra	Relativistický tryskáč Seyfertova galaxie rádiová galaxie Lacertida Quasar Quazag
Interakce	interagujících galaxií "Hořící" galaxie Satelit skupina galaxií místní skupina Cluster nadkupa Neplatné hvězdný proud
Jevy a procesy	Vznik a evoluce Gravitační čočka zvláštní galaxie Galaktický rok Metagalaxie Galaktické vlákno Velká zeď ( Sloan , CfA2 , Hercules - North Crown ) Skvělý atraktor
Seznamy	Atlas zvláštních galaxií Nejbližší Satelity Mléčné dráhy Nejvzdálenější