Надмасивна чорна діра - Журнал "Все про Космос"

1. формування
2. Виявлення надмасивних чорних дір
3. Метод відносини маса-світність
4. Вимірювання швидкості обертання газу
5. Вимірювання швидкості мікрохвильових джерел
6. Спостереження траєкторій окремих зірок
7. Надмасивна чорна діра в центрі Чумацького шляху
8. Спостереження в радіодіапазоні
9. Початок спостережень в інфрачервоному діапазоні
10. Виявлення компактних інфрачервоних джерел
11. Спостереження окремих зірок
12. Надмасивні чорні діри поза нашої галактики

Зверху: надмасивна чорна діра, що поглинає зірку, в поданні художника. Знизу: зображення, імовірно показують сверхмассивную чорну діру в галактиці RXJ 1242-11. Зліва: в рентгенівському випромінюванні. Справа: в оптичному діапазоні.

Надмасивні чорні діри мають специфічні властивості, що відрізняють їх від менших чорних дір:

• Парадоксально, але середня щільність надмасивної чорної діри (обчислюється шляхом ділення маси чорної діри на її обсяг Шварцшильда) може бути дуже мала (навіть менше щільності повітря). Це пояснюється тим, що радіус Шварцшильда прямо пропорційний масі, а щільність - обернено пропорційна обсягу (т. Е. В даному випадку щільність обернено пропорційна радіусу Шварцшильда). Так як обсяг сферичного об'єкта (наприклад, горизонту подій невращающейся чорної діри) прямо пропорційний кубу радіуса, а маса росте лише лінійно, то обсяг зростає швидше, ніж маса. В результаті середня щільність чорної діри зменшується зі збільшенням її радіусу.
• Приливні сили близько горизонту подій значно слабкіше через те, що центральна сингулярність розташована так далеко від горизонту, що гіпотетичний космонавт, який мандрує до центру чорної діри, не відчує впливу екстремальних приливних сил до тих пір, поки не зануриться в неї дуже глибоко.

формування

Надмасивна чорна діра і її аккреційний диск в поданні художника. Джерело: NASA / JPL-Caltech

Загальноприйнятої теорії освіти чорних дір такої маси ще немає. Існує кілька гіпотез, найбільш очевидною з яких є гіпотеза, що описує поступове нарощування маси чорної діри аккрецией речовини на чорну діру зоряної маси. Інша гіпотеза припускає, що надмасивні чорні діри утворюються при колапсі великих газових хмар і їх перетворенні в релятивістську зірку масою в кілька сотень тисяч Сонячних мас або більше. Така зірка швидко стає нестабільною до радіальних збурень у зв'язку з процесами освіти електронно-позитронного пар, що відбуваються в її ядрі, і може сколлапсіровать відразу в чорну діру. При цьому колапс йде, минаючи стадію наднової , При якій вибух розкидав би більшу частину маси, не дозволивши утворитися надмасивної чорної діри. Ще одна модель передбачає, що надмасивні чорні діри могли утворитися в результаті колапсу щільних зоряних кластерів, коли негативна теплоємність системи призводить дисперсію швидкості в ядрі до релятивістським значенням. Нарешті, первинні чорні діри могли утворитися з початкових збурень відразу після великого вибуху .

Труднощі освіти надмасивної чорної діри полягає в тому, що достатня для цього кількість речовини повинна бути сконцентрована у відносно невеликому обсязі. Для цього у матерії повинен бути дуже малий початковий кутовий момент - тобто повільне обертання. Зазвичай швидкість акреції на чорну діру обмежена саме кутовим моментом падаючої матерії, який повинен бути в основному переданий назад назовні, що і обмежує швидкість зростання маси чорної діри.

У що спостерігається списку кандидатів в чорні діри є провал у розподілі мас. Є чорні діри зоряних мас, що утворюються в результаті колапсу зірок, маси яких тягнуться, ймовірно, до 33 Сонячних мас. Мінімальна ж маса надмасивних чорних дір лежить в районі 105 сонячних мас (при максимальному значенні - не більше 5 * 1010 сонячних мас). Між цими значеннями повинні лежати чорні діри проміжних мас, але така чорна діра (HLX-1, виявлена ​​австралійським радіотелескопом CSIRO 9 липня 2012 року) поки відома лише в єдиному екземплярі, що є аргументом на користь різних механізмів утворення легких і важких чорних дір. Деякі астрофізичні моделі, однак, пояснюють характерні особливості надяскравих рентгенівських джерел , Як містять саме такі чорні діри (проміжних мас).

Виявлення надмасивних чорних дір

В даний час єдиний достовірний спосіб відрізнити чорну діру від об'єкта іншого типу полягає в тому, щоб виміряти масу і розміри об'єкту і порівняти його радіус з гравітаційним радіусом, який задається формулою

На жаль, сьогодні роздільна здатність телескопів недостатня для того, щоб розрізняти області простору розміром близько гравітаційного радіуса чорної діри. Тому в ідентифікації надмасивних об'єктів як чорних дір є певна ступінь допущення. Вважається, що встановлений верхню межу розмірів цих об'єктів недостатній, щоб розглядати їх як скупчення білих або коричневих карликів , нейтронних зірок , Чорних дір звичайної маси.

Існує безліч способів визначити масу і орієнтовні розміри надмасивної тіла, проте більшість з них засновано на вимірі характеристик орбіт обертаються навколо них об'єктів (зірок, радіоджерел, газових дисків). У самому простому і досить часто зустрічається випадку звернення відбувається по кеплеровским орбітах, про що говорить пропорційність швидкості обертання супутника квадратному кореню з велика піввісь орбіти:

Метод відносини маса-світність

Основним методом пошуку надмасивних чорних дір в даний час є дослідження розподілу яскравості і швидкості руху зірок в залежності від відстані до центру галактики. Розподіл яскравості знімається фотометрическими методами при фотографуванні галактик з великим дозволом, швидкості зірок - по червоному зсуву і уширення ліній поглинання в спектрі зірки.

Маючи розподіл швидкості зірок можна знайти радіальний розподіл мас в галактиці. Наприклад, при еліптичної симетрії поля швидкостей рішення рівняння Бернуллі дає наступний результат:

Оскільки чорна діра має велику масу при низькій світності, одним з ознак наявності в центрі галактики надмасивної чорної діри може служити високе відношення маси до світності для ядра галактики. Щільне скупчення звичайних зірок має відношення порядку одиниці (маса і світність виражаються в масах і світності Сонця), тому значення (Для деяких галактик ), Є ознакою наявності надмасивної чорної діри. Можливі, однак, альтернативні пояснення цього феномена: скупчення білих або коричневих карликів, нейтронних зірок, чорних дір звичайної маси.

Вимірювання швидкості обертання газу

Останнім часом завдяки підвищенню роздільної здатності телескопів стало можливим спостерігати і вимірювати швидкості руху окремих об'єктів в безпосередній близькості від центру галактик. Так, за допомогою спектрографа FOS (Faint Object Spectrograph) космічного телескопа «Хаббл» групою під керівництвом Х. Форда була виявлена ​​обертається газова структура в центрі галактики M87. Швидкість обертання газу на відстані близько 60 св. років від центру галактики склала 550 км / с, що відповідає кеплеровской орбіті з масою центрального тіла близько 3 · 109 мас Сонця. Незважаючи на гігантську масу центрального об'єкта, не можна сказати з повною визначеністю, що він є чорною дірою, оскільки гравітаційний радіус такої чорної діри становить близько 0,001 св. року.

Вимірювання швидкості мікрохвильових джерел

У 1995 р група під керівництвом Дж. Морана спостерігала точкові мікрохвильові джерела, що обертаються в безпосередній близькості від центру галактики NGС 4258. Спостереження проводилися за допомогою радіоінтерферометра, що включав мережу наземних радіотелескопів, що дозволило спостерігати центр галактики з кутовим дозволом 0,001 ". Всього було виявлено 17 компактних джерел, розташованих в дископодібної структурі радіусом близько 10 св. років. Джерела оберталися відповідно до кеплеровским законом (швидкість обертання обернено пропорційна квадратному кореню з відстані), звідки маса центрального об'єкта була оцінена як 4 · 107 мас сонця, а верхня межа радіусу ядра - 0,04 св. року.

Спостереження траєкторій окремих зірок

У 1993-1996 роках А. Екарт та Р. Генцель спостерігали рух окремих зірок в околицях центру нашої Галактики. Спостереження проводилися в інфрачервоних променях, для яких шар космічного пилу поблизу ядра галактики не є перешкодою. В результаті вдалося точно виміряти параметри руху 39 зірок, що знаходяться на відстані від 0,13 до 1,3 св. року від центру галактики. Було встановлено, що рух зірок відповідає кеплерівської, центральне тіло масою 2,5 · 106 мас сонця і радіусом не більше 0,05 св. року відповідає положенню компактного радіоджерела Стрілець-А (Sgr A).

Надмасивна чорна діра в центрі Чумацького шляху

Маса надмасивної чорної діри за різними оцінками становить від 2-х до 5-ти мільйонів сонячних мас.

Спостереження в радіодіапазоні

Довгий час центр нашої Галактики, приблизне положення якого (сузір'я Стрільця) було відомо з оптичним спостереженням, не був асоційований ні з яким компактним астрономічним об'єктом. Тільки в 1960 році Дж. Оорт і Г. Рогур встановили, що в невеликій відстані (менше 0,03 °) від галактичного центру знаходиться радіоджерело Стрілець A * (Sgr A). У 1966 році Д. Даунс і А. Максвелл, узагальнивши дані по Радіоспостереження в дециметровому і сантиметровому діапазонах, прийшли до висновку, що мале ядро ​​Галактики являє собою об'єкт діаметром 10 пк, пов'язаний з джерелом Стрілець-А.

До початку 1970-х років завдяки спостереженням в радіохвильове діапазоні було відомо, що радіоджерело Стрілець-А має складну просторову структуру. У 1971 р Даунс і Мартін, проводячи спостереження на Камбріджском радіотелескопі з базою 1,6 км на частотах 2,7 і 5 ГГц з роздільною здатністю близько 10 ', з'ясували, що радиоисточник складається з двох дифузних хмар, що знаходяться на відстані 1' один від друга: східна частина (Sgr A) випромінює радіохвильової спектр нетермічний природи, а західна (Sgr A *) являє собою радіовипромінювальних хмара гарячого іонізованого газу діаметром близько 45 "(1,8 пс). У 1974 році Б. Балик і С. Сандерс провели на 43-метровому радіотелескопі Національної радіоастрономічної обсерваторії (NRAO) картографування радіоджерела Стрілець-А на частотах 2,7 і 8,1 ГГц з роздільною здатністю 2 ". Було виявлено, що обидва радіоджерела є компактними освіти діаметром менше 10 "(0,4 пс), оточені хмарами гарячого газу.

Початок спостережень в інфрачервоному діапазоні

Аж до кінця 1960-х років не існувало ефективних інструментів для вивчення центральних областей Галактики, оскільки щільні хмари космічного пилу, що закривають від спостерігача галактичне ядро, повністю поглинають що йде з ядра видиме випромінювання і значно ускладнюють роботу в радіодіапазоні.

Ситуація докорінно змінилася завдяки розвитку інфрачервоної астрономії, для якої космічний пил практично прозора. Ще в 1947 році Стеббинс і А. Уітфорд, використовуючи фотоелемент, сканували галактичний екватор на довжині хвилі 1.03 мкм, проте не виявили дискретного інфрачервоного джерела. В. І. Мороз в 1961 році провів аналогічне сканування околиць Sgr A на хвилі 1.7 мкм і теж зазнав невдачі .. У 1966 році Е. Беклин сканував район Sgr A в діапазоні 2.0-2.4 мкм і вперше виявив джерело, за положенням і розмірами відповідав радіоджерел Стрілець-А. У 1968 році Е. Беклин і Г. Нейгебауер провели сканування для довжин хвиль 1.65, 2.2 і 3.4 мкм з роздільною здатністю 0.08-1.8 "і виявили об'єкт складної структури, що складався з основного інфрачервоного джерела діаметром 5 ', компактного об'єкта всередині нього, розширеної фонової області і декількох компактних зіркоподібних джерел в безпосередній близькості від основного джерела.

В середині 1970-х років починається дослідження динамічних характеристик спостережуваних об'єктів. У 1976 році Е.Воллман спектральними методами (використовувалася лінія випромінювання неону Ne II з довжиною хвилі 12,8 мкм) досліджував швидкість руху газів, в області діаметром 0,8 пс навколо галактичного центру. Спостереження показали симетричне рух газу зі швидкостями близько 75 км / c. За отриманими даними Воллман зробив одну з перших спроб оцінити масу об'єкта, імовірно знаходиться в центрі галактики. Отриманий ним верхню межу маси виявився рівним 4 · 106 мас сонця.

Виявлення компактних інфрачервоних джерел

Подальше збільшення роздільної здатності телескопів дозволило виділити в газовій хмарі, що оточує центр Галактики, кілька компактних інфрачервоних джерел. У 1975 році Е. Беклин і Г. Нейгебауер склали інфрачервону карту центру Галактики для довжин хвиль 2,2 і 10 мкм з роздільною здатністю 2,5 ", на якій виділили 20 відокремлених джерел, що одержали назву IRS1-IRS20. Чотири з них (1, 2, 3, 5) позиційно збіглися з відомими по Радіоспостереження компонентами радиоисточника Sgr A. Природа виділених джерел довгий час обговорювалася. Один з них (IRS 7) ідентифікований як молода зірка-надгігант, кілька інших - як молоді гіганти. IRS 16 виявився дуже щільним (106 мас Сонця на пс³) скупченням зірок-гігантів і карликів. Інші джерела імовірно були компактними хмарами H II і планетарними туманностями, в деяких з яких були присутні зоряні компоненти. Поздовжня швидкість окремих джерел лежала в межах ± 260 км / c, діаметр складав 0.1-0.45 пс, маса 0.1-10 мас Сонця, відстань від центру Галактики 0,05-1,6 пс. Маса центрального об'єкта оцінювалася як 3 · 106 мас Сонця, таким же був порядок маси, розподіленої в області радіусом 1 пс навколо центру. Оскільки ймовірна помилка при обчисленні мас була того ж порядку, допускалася можливість відсутності центрального тіла, при цьому розподілена в радіусі 1 пс маса оцінювалася як 0,8-1,6 · 107 мас Сонця.

Наступне десятиліття характеризувалося поступовим зростанням роздільної здатності оптичних приладів та виявленням все більш докладної структури інфрачервоних джерел. До 1985 року стало ясно, що найбільш імовірним місцем знаходження центральної чорної діри є джерело, позначений як IRS 16. Були виявлені також два потужних потоку іонізованого газу, один з яких обертався по круговій орбіті на відстані 1,7 пс від центру Галактики, а другий - по параболічної на відстані 0,5 пс. Маса центрального тіла, розрахована за швидкістю цих потоків склала 4,7 · 106 мас Сонця по першому потоку і 3,5 · 106 мас Сонця по другому.

Спостереження окремих зірок

Зірки в межах ± 0,5 "від центру Галактики (малюнок)

З появою інфрачервоних детекторів з високою роздільною здатністю стало можливим спостерігати в центральних областях галактики окремі зірки. Вивчення їх спектральних характеристик показало, що більшість з них відносяться до молодих зірок віком кілька мільйонів років. Всупереч раніше прийнятим поглядам, було встановлено, що в околицях надмасивної чорної діри активно йде процес зореутворення. Вважають, що джерелом газу для цього процесу є два плоских акреційних газових кільця, виявлених в центрі Галактики в 1980-х роках. Однак внутрішній діаметр цих кілець занадто великий, щоб пояснити процес зореутворення в безпосередній близькості від чорної діри. Зірки, що знаходяться в радіусі 1 "від чорної діри (так звані« S-зірки ») мають випадкове напрям орбітальних моментів, що суперечить аккреционного сценарієм їх виникнення. Передбачається, що це гарячі ядра червоних гігантів , Які утворилися у віддалених районах Галактики, а потім мігрували в центральну зону, де їх зовнішні оболонки були зірвані приливними силами чорної діри.

Траєкторії зірок, найближчих до центру Галактики за даними спостережень 1995-2003 років

В даний час (жовтень 2009 року) роздільна здатність інфрачервоних детекторів досягла 0.0003 "(що на відстані 8 КПС відповідає 2.5 а. Е.). Число зірок в межах 1 пс від центру Галактики, для яких виміряні параметри руху, перевищила 6000.

Розраховані точні орбіти для найближчих до центру Галактики 28 зірок, найцікавішою серед яких є зірка S2. За час спостережень (1992-2007), вона зробила повний оборот навколо чорної діри, що дозволило з великою точністю оцінити параметри її орбіти. Період обертання S2 становить 15,8 ± 0,11 років, велика піввісь орбіти 0,123 "± 0,001" (1000 а. Е.), Ексцентриситет 0,880 "± 0,003", максимальне наближення до центрального тіла 0,015 "або 120 а. е. Точне вимірювання параметрів орбіти S2, яка виявилася близькою до кеплеровской, дозволило з високою точністю оцінити масу центрального тіла. За останніми оцінками вона дорівнює

Найбільш точні сучасні оцінки відстані до центру галактики дають

Надмасивні чорні діри поза нашої галактики

Найважча надмасивна чорна діра за межами нашої галактики знаходиться в галактиці NGC 4889.

Другий за масою є чорна діра в квазарі OJ 287. Квазар , Що знаходиться на відстані 3,5 млрд світлових років є подвійною системою чорних дір, велика з яких має масу рівну 18 млрд M ☉, фактично масу невеликої галактики.

Наступною за масою є чорна діра в центрі галактики NGC 1277 - 17 млрд M ☉, що становить 14% маси всієї галактики.

Ще одна надмасивна чорна діра, Q0906 + 6930 має масу в 10 млрд M ☉. Вона розташована в сузір'ї Великої Ведмедиці на відстані 12,7 млрд світлових років від Землі.