Войти
| OJ 287 | |
|---|---|
 Сравнение больших и малых черных дыр в галактике OJ 287 с Солнечной системой | |
| Данные наблюдений (Эпоха J2000 ) | |
| Созвездие | Рак |
| Прямое восхождение | 08 54 48,9 |
| Склонение | + 20 ° 06 ′ 31 ″ |
| Красное смещение | 0,306000 |
| Расстояние | 3,5 Gly (1,073 Гпк ) |
| Тип | BL Lac |
| Кажущаяся звездная величина (В) | 15,43 |
| Другие обозначения | |
| EGO 0851 + 202, 3EG J0853 + 1941, RGB J0854 + 201 | |
| См. Также: Quasar, Список квазаров | |
OJ 287 - это объект BL Lac, расположенный 3,5 миллиардов световых лет от нас, которые породили квазипериодические оптические вспышки, возникшие примерно 120 лет назад, что впервые стало заметно на фотопластинках с 18 91. Наблюдаемый на фотопластинках по крайней мере с 1887 года, он был впервые обнаружен в радиоволнах в ходе Ohio Sky Survey. Это двойная сверхмассивная черная дыра . Собственная яркость вспышек более чем в триллион раз превышает светимость Солнца, что превышает световой поток всей галактики Млечный Путь.
Ее центральная сверхмассивная черная дыра среди самый большой из известных с массой 18,35 миллиарда масс Солнца, что более чем в шесть раз превышает значение, вычисленное для предыдущего самого большого объекта. Его радиус Шварцшильда составляет ~ 362 а.е., что примерно в 12 и 0,75 раза больше больших полуосей орбит Нептуна и карликовой планеты Седна соответственно.
Воспроизвести Вспышки диска черной дыры в галактике OJ 287 (1:22; анимация; 28 апреля 2020 г.) Оптическая кривая блеска показывает, что OJ 287 имеет периодическое изменение в 11–12 лет с узким двойной пик на максимальной яркости. Такой вариант предполагает, что это бинарная сверхмассивная черная дыра . Считается, что изменчивость двойного всплеска является результатом того, что меньшая черная дыра пробивает аккреционный диск большей черной дыры дважды за каждые 12 лет.
Меньшая сверхмассивная черная дыра с массой «всего» 150 миллионов M☉вращается вокруг большей с наблюдаемым периодом обращения ~ 12 лет и расчетным эксцентриситетом ~ 0,65. Максимальная яркость достигается, когда второстепенный компонент движется через аккреционный диск сверхмассивного компонента в перинигриконе. Перинигрикон и апонигрикон его орбиты составляют ~ 3,250 и ~ 17,500 а.е., или примерно в 9 и 48 раз больше радиуса Шварцшильда первичной звезды; последняя также составляет ~ 0,275 светового года и ~ 0,085 парсек.
Масса была рассчитана в 2008 году группой под руководством Маури Валтонена из обсерватории Туорла в Финляндии. Время этих вспышек позволяет измерить прецессию эллиптической орбиты спутника (39 ° на орбиту), что позволяет рассчитать массу центральной черной дыры с использованием принципов Эйнштейна. общей теории относительности (см. проблема Кеплера в общей теории относительности ). Тайминги также обеспечивают проверку теоремы о черной дыре об отсутствии волос, которая пока согласуется с результатами.
Чтобы воспроизвести все известные вспышки, вращение первичной черная дыра должна быть 38% от максимально допустимого вращения для черной дыры Керра.
Орбита компаньона уменьшается из-за испускания гравитационного излучения, и это ожидается слиться с центральной черной дырой примерно через 10 000 лет.
