From Wikipedia, the free encyclopedia
Ѕвездена црна дупка (или црна дупка со ѕвездена маса) ― црна дупка настаната од гравитациониот колапс на една ѕвезда.[1] Тие имаат маси кои се движат од околу 5 до неколку десетици сончеви маси.[2] Тие се остатоци од експлозии на супернова, кои може да бидат забележани како вид на гама-експлозија. Овие црни дупки се нарекувани и колапсари.
.jpg)
Според бесконата теорема, црната дупка може да има само три основни својства: маса, електричен полнеж и аголен импулс. Аголниот импулс на ѕвездената црна дупка се должи на зачувувањето на аголниот импулс на ѕвездата или телата што ја создале.
Гравитациониот колапс на една ѕвезда е природна постапка која може да создаде црна дупка. Неизбежно е на крајот од животот на масивна ѕвезда кога ќе се исцрпат сите ѕвездени извори на енергија. Ако масата на делот од ѕвездата што се распаѓа е под Толман-Опенхајмер-Волкофовата (ТОВ) граница за неутронско-изродена материја, крајниот производ е збиена ѕвезда - или бело џуџе (за маси под Чандрасекаровата граница) или неутронска ѕвезда или (хипотетичка) кваркова ѕвезда. Ако ѕвездата што пропаѓа има маса што ја надминува ТОВ-овата граница, здробувањето ќе продолжи се додека не се постигне нула волумен и не настане црна дупка околу таа точка во вселената.
Максималната маса што може да ја поседува неутронската ѕвезда пред понатамошно колабирање во црна дупка не е целосно разбрана. Во 1939 година, таа била проценета на 0,7 сончеви маси, наречена ТОВ-ова граница. Во 1996 година, различна проценка ја ставила оваа горна маса во опсег од 1,5 до 3 сончеви маси.[3] Максималната забележана маса на неутронски ѕвезди е околу 2.14 M☉ за PSR J0740+6620 откриено во септември 2019 година.[4]
Во теоријата на општата релативност, црна дупка може да постои од која било маса. Колку е помала масата, толку поголема треба да биде густината на материјата за да настане црна дупка. (Видете, на пример, дискусијата во Шварцшилдовиот полупречник, полупречникот на црната дупка.) Не постојат познати ѕвездени постапки кои можат да создадат црни дупки со маса помала од неколку пати поголема од масата на Сонцето. Ако постојат толку мали црни дупки, тие најверојатно се првобитни црни дупки. До 2016 година, најголемата позната ѕвездена црна дупка била 15,65 ± 1,45 сончеви маси.[5] Во септември 2015 година, вртежна црна дупка од 62 ± 4 сончеви бранови била откриена од гравитациските бранови додека настанала во настанот на спојување на две помали црни дупки.[6] Согласно јуни 2020 година, двојниот систем 2MASS J05215658+4359220 бил пријавен[7] дека е домаќин на црната дупка со најмала маса во моментов позната на науката, со маса од 3,3 сончеви маси и пречник од само 19,5 километри.
Постојат набљудувачки докази за два други типа на црни дупки, кои се многу помасивни од ѕвездените црни дупки. Тие се црни дупки со средна маса (во средиштето на збиените јата) и супермасивни црни дупки во средиштето на Млечниот Пат и другите галаксии.
Ѕвездените црни дупки во блиските двојни системи се набљудувани кога материјата е префрлена од придружна ѕвезда во црната дупка; енергијата ослободена во падот кон збиената ѕвезда е толку голема што материјата се загрева до температури од неколку стотици милиони степени и зрачи со рендгенски зраци. Црната дупка, според тоа, може да биде набљудувана со рендгенски зраци, додека придружната ѕвезда може да биде набљудувана со оптички телескопи. Ослободувањето на енергија за црните дупки и неутронските ѕвезди е со ист ред на величина. Црните дупки и неутронските ѕвезди затоа честопати е тешко да бидат разликувани.
Добиените маси доаѓаат од набљудување на збиени извори на рендгенски зраци (комбинирање на рендгенски зраци и оптички податоци). Сите идентификувани неутронски ѕвезди имаат маса под 3,0 сончеви маси; ниту еден од збиените системи со маса над 3,0 сончеви маси не ги прикажува својствата на неутронската ѕвезда. Комбинацијата на овие факти ја прави сè поголема веројатноста дека класата на збиени ѕвезди со маса над 3,0 сончеви маси се всушност црни дупки.
Треба да биде забележано дека овој доказ за постоењето на ѕвездени црни дупки не е целосно набљудувачки, туку се потпира на теоријата: не можеме да биде помислено на друго тело за овие масивни збиени системи во ѕвездените двојни системи освен црна дупка. Директен доказ за постоењето на црна дупка би бил ако некој навистина ја набљудува орбитата на честичка (или облак од гас) што паѓа во црната дупка.
Големите растојанија над галактичката рамнина постигнати од некои двојни ѕвезди се резултат на наталните удари на црната дупка. Распределбата на брзината на наталните удари во црната дупка изгледа слична на онаа на брзините на удари со неутронска ѕвезда. Можело да биде очекувано дека тоа ќе биде моментот кој е ист со црните дупки кои добиваат помала брзина од неутронските ѕвезди поради нивната поголема маса, но се чини дека тоа не е така,[8] што може да се должи на падот- задниот дел на несиметрично исфрлената материја зголемувајќи го импулсот на добиената црна дупка.[9]
Со некои модели на ѕвездената еволуција е предвидувано дека црните дупки со маси во два опсези не можат директно да настанат со гравитациски колапс на ѕвезда. Овие понекогаш се разликувани како „долни“ и „горни“ празнини на масата, приближно ги претставуваат опсегот од 2 до 5 и 50 до 150 сончеви маси (M☉), соодветно.[10] Друг опсег даден за горната празнина е 52 до 133 M☉.[11] 150 M☉ се сметани за горната граница на масата за ѕвездите во сегашната доба на универзумот.[12]
Помала празнина на масата е сомневана врз основа на недостаток на набљудувани кандидати со маси во рамките на неколку сончеви маси над максималната можна маса на неутронска ѕвезда.[10] Постоењето и теоретската основа за овој можен јаз се неизвесни.[13] Ситуацијата може да биде сложена од фактот дека сите црни дупки пронајдени во овој опсег на маса можеби се создадени преку спојување на системи на двојни неутронски ѕвезди, наместо со колапс на ѕвездите.[14] Соработката меѓу Ласерскиот интерферометар при гравитациско-брановата набљудувачница и интерферометарот „Virgo“, објавила три настани-кандидати меѓу нивните набљудувања на гравитационите бранови во рок O3 со компонентни маси кои паѓаат во овој помала празнина на масата. Пријавено е и набљудување на светла, брзо вртежна џиновска ѕвезда во двоен систем со невиден придружник кој не емитува светлина, вклучително и рендгенски зраци, но има маса од 3,3+2,8
−0,7 сончеви маси. Ова е толкувано за да наведува дека може да има многу такви црни дупки со мала маса кои моментално не трошат никаков материјал и затоа се незабележливи преку вообичаениот рендгенски изглед.[15]
Горна празнина на масата е предвидена со сеопфатни модели на ѕвездената еволуција во доцната фаза. Очекувано е дека со зголемување на масата, супермасивните ѕвезди ќе стигнат до фаза кога ќе се појави супернова со парна нестабилност, при што создавањето на парови, производството на слободни електрони и позитрони во судирот помеѓу атомските јадра и енергетските гама-зраци, привремено го намалува внатрешниот притисок што го поддржува јадрото на ѕвездата против гравитацискиот колапс.[16] Овој пад на притисокот доведува до делумен колапс, што пак предизвикува значително забрзано горење во заминувачка топлинскојадрена експлозија, што резултира со целосно разнесување на ѕвездата без да остави ѕвезден остаток зад себе.[17]
Суперновите со парна нестабилност можат да се случат само кај ѕвезди со масен опсег од околу 130 до 250 сончеви маси (M☉) и ниска до умерена металичност (мало изобилство на други елементи освен водород и хелиум - ситуација вообичаена кај ѕвездите од населението III). Сепак, очекувано е оваа празнина на масата да биде проширена на околу 45 сончеви маси со постапката на губење на пулсирачката маса со парна нестабилност, пред да се појави „нормална“ експлозија на супернова и колапс на јадрото.[18] Кај невртежните ѕвезди, долната граница на горната празнина на масата може да биде висока до 60 M☉.[19] Разгледана е можноста за директен колапс во црни дупки на ѕвезди со маса на јадрото > 133 M☉, за која е потребна вкупна ѕвездена маса од > 260 M☉ , но можеби има мали шанси да биде набљудуван остаток од супернова со таква висока маса; т.е. долната граница на горната празнина на масата, може да претставува прекин на масата.[11]
Набљудувањата на системот LB-1 на ѕвезда и невиден придружник првично биле толкувани во однос на црна дупка со маса од околу 70 сончеви маси, што би било исклучено со горната празнинан на масата. Сепак, понатамошните истраги го ослабнале ова тврдење.
Црните дупки може да бидат најдени и во празнината на масата преку механизми различни од оние што вклучуваат една ѕвезда, како што е спојувањето на црните дупки.
Нашата галаксија Млечен Пат содржи неколку кандидати за ѕвездени црни дупки кои се поблиску до нас од супермасивната црна дупка во подрачјето на галактичкото средиште. Повеќето од овие кандидати се членови на рендгенски двојни системи во кои збиеното тело ја црпи материјата од својот партнер преку насобирачки диск. Веројатните црни дупки во овие парови се движат од три до повеќе од десетина сончеви маси.[20][21][22]
| Име | Маса (сончеви маси) | Орбитален период (денови) |
Растојание од Земјата (светлосни години) | Небесни координати[23] | |
|---|---|---|---|---|---|
| Кандидат црна дупка | Придружник | ||||
| Гаја BH3 | 32.70 ± 0.82 | 0.76 ± 0.05 | 4,253.1 ± 98.5 | 1926 | 19:39:19 +14:55:54 |
| Cyg X-1 | 21.2 ± 2.2[24] | 40,6+7,7 −7,1[24] |
5.6 | 6000...8000 | 19:58:22 +35:12:06 |
| GRS 1915+105/V1487 Орел | 14 ± 4.0 | ≈1 | 33.5 | 40000 | 19:15:12 +10:56:44 |
| V404 Лебед | 12 ± 2 | 6.0 | 6.5 | 7800 ± 460[25] | 20:24:04 +33:52:03 |
| A0620-00/V616 Еднорог | 11 ± 2 | 2.6–2.8 | 0.33 | 3500 | 06:22:44 −00:20:45 |
| XTE J1650-500 | 9.7 ± 1.6[26] | 5–10 | 0.32[27] | 10763 | 16:50:01 −49:57:45 |
| Гаја BH1 | 9.62 ± 0.18 | 0.93 ± 0.05 | 185.59 ± 0.05 | 1560 | 17:28:41 −00:34:52 |
| XTE J1550-564/V381 Рамнило | 9.6 ± 1.2 | 6.0...7.5 | 1.5 | 17000 | 15:50:59 −56:28:36 |
| 4U 1543-475/IL Волк | 9.4 ± 1.0 | 0.25 | 1.1 | 24000 | 15:47:09 −47:40:10 |
| Гаја BH2 | 8.94 ± 0.34 | 1.07 ± 0.19 | 1,276.7 ± 0.6 | 3800 | 13:50:17 −59:14:20 |
| MAXI J1305-704[28] | 8,9+1,6 −1,0 |
0.43 ± 0.16 | 0.394 ± 0.004 | 24500 | 13:06:55 −70:27:05 |
| GS 1354-64 (BW Шестар)[29] | 7.9 ± 0.5 | 1.1 ± 0.1 | 2.5445 | >81500 | 13:58:10 −64:44:06 |
| XTE J1859+226 (V406 Лисица)[30] | 7.8 ± 1.9 | 0.55 ± 0.16 | 0.276 ± 0.003 | 18:58:42 +22:39:29 | |
| HD 130298[31] | >7.7 ± 1.5 | 24.2 ± 3.8 | 14.60 | 7910 | 14:49:34 −56:25:38 |
| NGC 3201 #21859[32][33] | 7.68 ± 0.50 | 0.61 ± 0.05 | 2.2422 ± 0.0001 | 15700 | 10:17:39 −46:24:25 |
| GS 2000+25/QZ Лисица | 7.5 ± 0.3 | 4.9...5.1 | 0.35 | 8800 | 20:02:50 +25:14:11 |
| XTE J1819-254/V4641 Стрелец | 7.1 ± 0.3 | 5...8 | 2.82 | 24000...40000[34] | 18:19:22 −25:24:25 |
| LB-1 (спорна)[35] | 7 ± 2[35] | 1.5 ± 0.4[35] | 78.7999 ± 0.0097[35] | 15000[36] | 06:11:49 +22:49:32[37] |
| GRS 1124-683/Нова Мува 1991/GU Мува | 7.0 ± 0.6 | 0.43 | 17000 | 11:26:27 −68:40:32 | |
| H 1705-25/Нов Змијоносец 1977/V2107 Змијоносец[38] | 6.95 ± 1.35[39] | 0.34 ± 0.08 | 0.52125 | 17:08:15 −25:05:30 | |
| XTE J1118+480/KV UMa | 6.8 ± 0.4 | 6...6.5 | 0.17 | 6200 | 11:18:11 +48:02:13 |
| MAXI J1820+070[40] | 6,75+0,64 −0,46 |
0.49 ± 0.1 | 0.68549 ± 0.00001 | 9800 | 18:20:22 +07:11:07 |
| GRO J1655-40/V1033 Sco | 6.3 ± 0.3 | 2.6...2.8 | 2.8 | 5000...11000 | 16:54:00 −39:50:45 |
| GX 339-4/V821 Олтар | 5.8 | 5...6 | 1.75 | 15000 | 17:02:50 −48:47:23 |
| GRO J1719-24 | ≥4.9 | ≈1.6 | веројатно 0.6[41] | 8500 | 17:19:37 −25:01:03 |
| NGC 3201 #12560[32][33] | 4.53 ± 0.21 | 0.81 ± 0.05 | 167.01 ± 0.09 | 15700 | 10:17:37 −46:24:55 |
| GRS 1009-45 / Ново Едро 1993/MM Едро[42] |
4.3 ± 0.1 | 0.5...0.65 | 0.285206 ± 0.0000014 |
17200 | 10:13:36 −45:04:33 |
| GRO J0422+32/V518 Per | 4 ± 1 | 1.1 | 0.21 | 8500 | 04:21:43 +32:54:27 |
Кандидатите надвор од нашата галаксија доаѓаат од забележувања на гравитациски бранови:
| Име | Маса на кандидатот црна дупка (сончеви маси) |
Маса на придружникот (сончеви маси) |
Орбитален период (денови) |
Растојание од Земјата (светлосни години) |
Местоположба |
|---|---|---|---|---|---|
| GW190521 (155+17 11) M☉ |
78+9 −5[43] |
78+9 −5[43] |
|||
| GW150914 (62 ± 4) M☉ | 36 ± 4 | 29 ± 4 | . | 1.3 милијарда | |
| GW170104 (48.7 ± 5) M☉ | 31.2 ± 7 | 19.4 ± 6 | . | 1.4 милијарда | |
| GW170814 (53,2+3,2 2,5) M☉ |
30,5+5,7 −3,0 |
25,3+2,8 −4,2 |
1.8 милијарда | ||
| GW190412 | 29.7 | 8.4 | 2.4 милијарди | ||
| GW190814 | 22.2–24.3 | 2.50–2.67 | |||
| GW151226 (21.8 ± 3.5) M☉ | 14.2 ± 6 | 7.5 ± 2.3 | . | 2.9 милијарди | |
| GW170608 | 12+7 −2 |
7 ± 2 | 1.1 милијарда |
Кандидати надвор од нашата галаксија од рендгенски двојни ѕвезди:
| Име | Галаксија домаќин | Маса на кандидатот црна дупка (сончеви маси) |
Маса на придружникот (сончеви маси) |
Орбитален период (денови) |
Растојание од Земјата (светлосни години) |
|---|---|---|---|---|---|
| IC 10 X-1[44] | IC10 | ≥23.1 ± 2.1 | ≥17 | 1,45175 | 2.15 милиони |
| NGC 300 X-1[45] | NGC 300 | 17 ± 4 | 26+7 −5 |
1,3663375 | 6.5 милиони |
| М33 Х-7 | Триаголоник | 15.65 ± 1.45 | 70 ± 6.9 | 3,45301 ± 0,00002 | 2.7 милион |
| LMC X-1 [46] | Голем Магеланов Облак | 10.91 ± 1.41 | 31,79 ± 3.48 | 3,9094 ± 0,0008 | 180.000[47] |
| LMC X-3[48] | Голем Магеланов Облак | 6.98 ± 0,56 | 3.63 ± 0,57 | 1,704808 | 157.000 |
Исчезнувањето на N6946-BH1 по неуспешната супернова во NGC 6946 можеби резултирало со настанување на црна дупка.[49]
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
