Войти
A звездная черная дыра (или черная дыра звездной массы ) - это черный дыра, образованная гравитационным коллапсом звезды . Их массы колеблются от 5 до нескольких десятков масс Солнца. Процесс наблюдается как взрыв гиперновой или как всплеск гамма-излучения. Эти черные дыры также называются коллапсарами.
Автор Теорема без волос, черная дыра может иметь только три основных свойства: массу, электрический заряд и угловой момент (спин). Считается, что все черные дыры, образованные в природе, имеют какое-то вращение. Вращение звездной черной дыры происходит из-за сохранения углового момента звезды или объектов, которые ее создали.
гравитационный коллапс звезды - это естественный процесс, в результате которого может образоваться черная дыра. Это неизбежно в конце жизни большой звезды, когда все источники звездной энергии исчерпаны. Если масса коллапсирующей части звезды ниже предела Толмана – Оппенгеймера – Волкова (TOV) для нейтронно-вырожденной материи, конечным продуктом будет компактная звезда. - либо белый карлик (для масс ниже предела Чандрасекара ), либо нейтронная звезда, либо (гипотетическая) кварковая звезда. Если коллапсирующая звезда имеет массу, превышающую предел TOV, дробление будет продолжаться до тех пор, пока не будет достигнут нулевой объем и вокруг этой точки в космосе не образуется черная дыра.
Максимальная масса, которой может обладать нейтронная звезда (не превращаясь в черную дыру), полностью не изучена. В 1939 году она была оценена в 0,7 солнечной массы, что называлось предел TOV. По другой оценке, в 1996 году эта верхняя масса находилась в диапазоне от 1,5 до 3 масс Солнца.
Согласно теории общей теории относительности, черная дыра могла существовать любой массы. Чем меньше масса, тем выше должна быть плотность вещества, чтобы образовалась черная дыра. (См., Например, обсуждение в Радиус Шварцшильда, радиус черной дыры.) Не существует известных процессов, которые могли бы производить черные дыры с массой меньше, чем масса Солнца в несколько раз. Если такие маленькие черные дыры существуют, то, скорее всего, это изначальные черные дыры. До 2016 года самая большая из известных звездных черных дыр имела массу 15,65 ± 1,45 Солнца. В сентябре 2015 года вращающаяся черная дыра массой 62 ± 4 солнечных была обнаружена гравитационными волнами, образовавшимися в результате слияния двух меньших черных дыр. По состоянию на июнь 2020 года сообщалось, что в двойной системе 2MASS J05215658 + 4359220 находится самая маленькая черная дыра, известная в настоящее время науке, с массой 3,3 массы Солнца и диаметром всего 19,5 км.
Имеются данные наблюдений о двух других типах черных дыр, которые намного массивнее звездных черных дыр. Это черные дыры промежуточных масс (в центре шаровых скоплений ) и сверхмассивные черные дыры в центре Млечного Пути и другие галактики.
Звездные черные дыры в тесных двойных системах можно наблюдать, когда материя переносится от звезды-компаньона к черной дыре; высвобождение энергии при падении на компактную звезду настолько велико, что вещество нагревается до температур в несколько сотен миллионов градусов и излучается рентгеновскими лучами. Таким образом, черную дыру можно наблюдать в рентгеновских лучах, а звезду-компаньона можно наблюдать с помощью оптических телескопов. Выделение энергии для черных дыр и нейтронных звезд одного порядка величины. Поэтому черные дыры и нейтронные звезды часто трудно отличить.
Однако нейтронные звезды могут обладать дополнительными свойствами. Они показывают дифференциальное вращение, могут иметь магнитное поле и демонстрировать локальные взрывы (термоядерные взрывы). Когда бы ни наблюдались такие свойства, компактный объект в двойной системе обнаруживается как нейтронная звезда.
Полученные значения массы получены из наблюдений компактных источников рентгеновского излучения (объединение рентгеновских и оптических данных). Все идентифицированные нейтронные звезды имеют массу менее 3,0 масс Солнца; ни одна из компактных систем с массой более 3,0 масс Солнца не проявляет свойств нейтронной звезды. Комбинация этих фактов делает все более вероятным, что класс компактных звезд с массой выше 3,0 масс Солнца на самом деле является черными дырами.
Обратите внимание, что это доказательство существования звездных черных дыр не является полностью наблюдательным, но основывается на теории: мы не можем придумать другого объекта для этих массивных компактных систем в звездных двойных системах, кроме черной дыры. Прямым доказательством существования черной дыры может быть наблюдение за орбитой частицы (или облака газа), падающей в черную дыру.
Большие расстояния над галактической плоскостью, достигнутые некоторыми двойными звездами, являются результатом натальных ударов черной дыры. Распределение скоростей натальных ударов черной дыры похоже на распределение ударов нейтронной звезды. Можно было ожидать, что это будут импульсы, которые были бы такими же, когда черные дыры получали более низкую скорость, чем нейтронные звезды, из-за их более высокой массы, но это, похоже, не так, что может быть связано с откатом асимметрично вытесненное вещество увеличивает импульс образовавшейся черной дыры.
Некоторые модели звездной эволюции предсказывают, что черные дыры с массами в двух диапазонах не могут быть непосредственно образованы гравитационным коллапсом звезды. Иногда их различают как «нижний» и «верхний» промежутки между массами, что примерно соответствует диапазонам от 2 до 5 и от 50 до 150 солнечных масс (M☉) соответственно. Другой диапазон значений для верхнего зазора - от 52 до 133 M☉. 150 M☉считается верхним пределом массы звезд в нынешнюю эру Вселенной.
Меньший разрыв в массе подозревается на основании нехватки наблюдались кандидаты с массами в пределах нескольких масс Солнца выше максимально возможной массы нейтронной звезды. Существование и теоретическое обоснование этого возможного пробела неясны. Ситуация может осложняться тем фактом, что любые черные дыры, обнаруженные в этом диапазоне масс, могли быть созданы путем слияния двойных систем нейтронных звезд, а не звездного коллапса. Коллаборация LIGO / Virgo сообщила о трех возможных событиях среди своих наблюдений за гравитационными волнами в серии O3 с массами компонентов, которые попадают в этот меньший разрыв масс. Также сообщалось о наблюдении яркой, быстро вращающейся гигантской звезды в двойной системе с невидимым спутником, не излучающим света, включая рентгеновские лучи, но имеющим массу 3,3 + 2,8. −0,7 массы Солнца. Это интерпретируется как предположение, что может быть много таких черных дыр с малой массой, которые в настоящее время не потребляют какой-либо материал и, следовательно, не могут быть обнаружены с помощью обычной рентгеновской сигнатуры.
Верхний разрыв в массах предсказывается исчерпывающими моделями поздней стадии звездной эволюции. Ожидается, что с увеличением массы сверхмассивные звезды достигнут стадии, когда возникает сверхновая с нестабильностью пар, во время которой рождение пар, рождение свободных электроны и позитроны в столкновении между атомными ядрами и энергичными гамма-лучами, временно снижает внутреннее давление, поддерживающее ядро звезды против гравитационного коллапса. Этот перепад давления приводит к частичному коллапсу, который, в свою очередь, вызывает сильно ускоренное горение в неуправляемом термоядерном взрыве, в результате чего звезда полностью разлетается на части, не оставляя звездного остатка.
Пара. -неустойчивость сверхновые могут возникать только у звезд с массой от 130 до 250 солнечных масс (M☉) (и от низкой до умеренной металличности (низкое содержание элементов, кроме водорода и гелий - обычная ситуация для звезд населения III )). Однако ожидается, что этот разрыв в массах будет увеличен примерно до 45 солнечных масс в результате процесса парной нестабильности пульсационной потери массы, прежде чем произойдет «нормальный» взрыв сверхновой и коллапс ядра. У невращающихся звезд нижняя граница верхнего разрыва масс может достигать 60 M☉. Возможность прямого коллапса в черные дыры звезд с массой ядра>133 M☉, требующей полной звездной массы>260 M☉, была рассмотрена, но может быть мало шансов наблюдать такой массивный остаток сверхновой; т. е. нижняя граница верхнего зазора между массами может представлять собой ограничение массы.
Наблюдения за системой LB-1 звезды и невидимого компаньона первоначально интерпретировались в терминах черной дыры с массой около 70 солнечных масс, что было бы исключено верхним разрывом масс. Однако дальнейшие исследования ослабили это утверждение.
Черные дыры также могут быть обнаружены в разрыве массы с помощью механизмов, кроме тех, которые связаны с одной звездой, например слияния черных дыр.
Наша галактика Млечный Путь содержит несколько кандидатов в черные дыры звездной массы (BHC), которые ближе к нам, чем сверхмассивная черная дыра в галактике. центр регион. Большинство этих кандидатов являются членами рентгеновских двойных систем, в которых компактный объект вытягивает материю от своего партнера через аккреционный диск. Вероятные черные дыры в этих парах варьируются от трех до более десятка масс Солнца.
| Название | BHC масса. (массы Солнца ) | Масса компаньона. ( массы Солнца) | Орбитальный период. (дни) | Расстояние от Земли. (световых лет ) | Местоположение |
|---|---|---|---|---|---|
| LB-1 | 68 + 11 / -13 | 8 | 78,9 | 15,000 | 06:11:49 +22: 49: 32 |
| A0620-00 / V616 Пн | 11 ± 2 | 2,6–2,8 | 0,33 | 3,500 | 06:22:44 -00: 20: 45 |
| GRO J1655-40 / V1033 Sco | 6,3 ± 0,3 | 2,6–2,8 | 2,8 | 5,000–11,000 | 16:54: 00-39: 50: 45 |
| XTE J1118 + 480 / | 6,8 ± 0,4 | 6-6,5 | 0,17 | 6,200 | 11 : 18: 11 +48: 02: 13 |
| Cyg X-1 | 11 ± 2 | ≥18 | 5,6 | 6,000–8,000 | 19:58:22 +35: 12: 06 |
| GRO J0422 + 32 / | 4 ± 1 | 1,1 | 0,21 | 8,500 | 04:21:43 +32: 54: 27 |
| GRO J1719-24 | ≥4,9 | ~ 1,6 | возможно 0,6 | 8,500 | 17:19:37 -25: 01: 03 |
| GS 2000 + 25 / | 7,5 ± 0,3 | 4,9–5,1 | 0,35 | 8,800 | 20:02:50 +25: 14: 11 |
| V404 Cyg | 12 ± 2 | 6,0 | 6,5 | 7,800 ± 460 | 20:24:04 +33: 52: 03 |
| GX 339- 4 / | 5,8 | 5–6 | 1,75 | 15000 | 17:02:50 -48: 47: 23 |
| GRS 1124 -683 / GU Mus | 7,0 ± 0,6 | 0,43 | 17000 | 11:26:27 -68: 40: 32 | |
| XTE J1550 -564 / | 9,6 ± 1,2 | 6,0–7,5 | 1,5 | 17000 | 15:50:59 -56: 28: 36 |
| 4U 1543-475 / | 9,4 ± 1,0 | 0,25 | 1,1 | 24,000 | 15:47:09 -47: 40: 10 |
| /V4641 Sgr | 7,1 ± 0,3 | 5–8 | 2,82 | 24 000–40 000 | 18:19:22 -25: 24 : 25 |
| GRS 1915 + 105 / V1487 Aql | 14 ± 4,0 | ~1 | 33,5 | 40,000 | 19:15:12 +10: 56 : 44 |
| XTE J1650-500 | 9,7 ± 1,6 | . | 0,32 | 16:50:01 -49: 57: 45 |
Кандидаты за пределами нашей галактики происходят из гравитационные волны обнаружения:
| Имя | BHC масса. (солнечный массы ) | Масса компаньона. (солнечные массы) | Орбитальный период. (дни) | Расстояние от Земли. (световых лет ) | Местоположение |
|---|---|---|---|---|---|
| GW150914 (62 ± 4) M☉ | 36 ± 4 | 29 ± 4 | . | 1,3 миллиарда | |
| GW170104 (48,7 ± 5) M☉ | 31,2 ± 7 | 19,4 ± 6 | . | 1,4 миллиарда | |
| GW151226 (21,8 ± 3,5) M☉ | 14,2 ± 6 | 7,5 ± 2,3 | . | 2,9 миллиарда |
Исчезновение из N6946-BH1 после несостоявшейся сверхновой в NGC 6946, возможно, привело к образованию черной дыры.
Звездный портал  | Найдите collapsar в Wiktionary, бесплатный словарь. |
