✖


Jump to content

Звездная черная дыра

(Перенаправлено из черной дыры звездной массы )
Не путать со звездой черной дыры .

Черная дыра звездной массы (слева) в спиральной галактике NGC 300 , представленная художником ; он связан со звездой Вольфа – Райе

Звездная черная дыра (или черная дыра звездной массы ) — это черная дыра, в результате гравитационного коллапса звезды образовавшаяся . [1] Они имеют массы от примерно 5 до нескольких десятков солнечных масс . [2] Это остатки взрывов сверхновых , которые можно наблюдать как разновидность гамма-всплеска . Эти черные дыры также называют коллапсарами .

Характеристики

[ редактировать ]

Согласно теореме об отсутствии волос , черная дыра может иметь только три фундаментальных свойства: массу, электрический заряд и угловой момент. Угловой момент звездной черной дыры обусловлен сохранением углового момента звезды или объектов, ее породивших.

Гравитационный коллапс звезды — это естественный процесс, который может привести к образованию черной дыры. Это неизбежно в конце жизни массивной звезды, когда исчерпаются все звездные источники энергии. Если масса коллапсирующей части звезды ниже предела Толмана-Оппенгеймера-Волкова (TOV) для нейтронно-вырожденной материи , конечным продуктом является компактная звезда - либо белый карлик (для масс ниже предела Чандрасекара ), либо нейтронная звезда или (гипотетическая) кварковая звезда . Если коллапсирующая звезда имеет массу, превышающую предел TOV, сжатие будет продолжаться до тех пор, пока не будет достигнут нулевой объем и вокруг этой точки пространства не образуется черная дыра.

Максимальная масса, которой может обладать нейтронная звезда перед дальнейшим коллапсом в черную дыру, до конца не изучена. В 1939 году ее оценили в 0,7 солнечной массы, что назвали пределом TOV . По другой оценке, в 1996 году эта верхняя масса находилась в диапазоне от 1,5 до 3 солнечных масс. [3] Максимальная наблюдаемая масса нейтронных звезд составляет около 2,14 M ☉ для PSR J0740+6620, открытой в сентябре 2019 года. [4]

В общей теории относительности черная дыра может существовать любой массы. Чем меньше масса, тем выше должна быть плотность материи, чтобы образовалась черная дыра. (См., например, обсуждение радиуса Шварцшильда , радиуса черной дыры.) Не существует известных звездных процессов, которые могут производить черные дыры с массой, меньшей чем в несколько раз превышающей массу Солнца. Если такие маленькие черные дыры существуют, то, скорее всего, это первичные черные дыры . До 2016 года самая большая известная звездная черная дыра имела массу 15,65 ± 1,45 солнечных. [5] В сентябре 2015 года вращающаяся черная дыра массой 62 ± 4 солнечных была обнаружена с помощью гравитационных волн , образовавшаяся в результате слияния двух меньших черных дыр. [6] По состоянию на июнь 2020 г. сообщалось о двойной системе 2MASS J05215658+4359220. [7] В ней находится самая маленькая из известных науке черных дыр с массой 3,3 солнечных массы и диаметром всего 19,5 километров.

Имеются наблюдательные данные о существовании двух других типов черных дыр, которые гораздо более массивны, чем звездные черные дыры. Это черные дыры промежуточной массы (в центре шаровых скоплений ) и сверхмассивные черные дыры в центре Млечного Пути и других галактик.

Рентгеновские компактные бинарные системы

[ редактировать ]

Звездные черные дыры в тесных двойных системах наблюдаются, когда вещество переносится от звезды-компаньона к черной дыре; энергия, выделяющаяся при падении на компактную звезду, настолько велика, что вещество нагревается до температур в несколько сотен миллионов градусов и излучает рентгеновские лучи . Таким образом, черную дыру можно наблюдать в рентгеновских лучах, тогда как звезду-компаньон можно наблюдать в оптические телескопы . Выделение энергии у черных дыр и нейтронных звезд одного порядка. Поэтому черные дыры и нейтронные звезды часто трудно отличить.

Полученные массы получены в результате наблюдений за компактными источниками рентгеновского излучения (объединением рентгеновских и оптических данных). Все идентифицированные нейтронные звезды имеют массу ниже 3,0 солнечных масс; ни одна из компактных систем с массой выше 3,0 масс Солнца не проявляет свойств нейтронной звезды. Сочетание этих фактов делает все более вероятным, что класс компактных звезд с массой выше 3,0 солнечных масс на самом деле является черными дырами.

Обратите внимание, что это доказательство существования звездных черных дыр не является полностью наблюдательным, а опирается на теорию: мы не можем придумать никакого другого объекта для этих массивных компактных систем в звездных двойных системах, кроме черной дыры. Прямым доказательством существования черной дыры было бы реальное наблюдение орбиты частицы (или облака газа), падающей в черную дыру.

Черная дыра бьет ключом

[ редактировать ]

Большие расстояния над галактической плоскостью, достигнутые некоторыми двойными звездами, являются результатом натальных ударов черных дыр. Распределение скоростей натальных ударов черных дыр похоже на распределение скоростей ударов нейтронных звезд . Можно было бы ожидать, что импульсы будут такими же, как и у черных дыр, имеющих меньшую скорость, чем у нейтронных звезд, из-за их более высокой массы, но, похоже, это не так. [8] что может быть связано с возвращением асимметрично выброшенной материи, увеличивающей импульс образующейся черной дыры. [9]

Массовые пробелы

[ редактировать ]

Некоторые модели звездной эволюции предсказывают, что черные дыры с массами в двух диапазонах не могут образоваться непосредственно в результате гравитационного коллапса звезды. Их иногда различают как «нижний» и «верхний» разрывы масс, примерно представляющие диапазоны от 2 до 5 и от 50 до 150 солнечных масс ( M ☉ ) соответственно. [10] Другой диапазон, указанный для верхнего зазора, составляет от 52 до 133 M ☉ . [11] 150 M ☉ считается верхним пределом массы звезд в нынешнюю эпоху существования Вселенной. [12]

Меньший массовый разрыв

[ редактировать ]

Меньший разрыв в массах подозревается на основании нехватки наблюдаемых кандидатов с массами на несколько солнечных масс выше максимально возможной массы нейтронной звезды. [10] Существование и теоретическая основа этого возможного разрыва неясны. [13] Ситуация может осложниться тем фактом, что любые черные дыры, обнаруженные в этом диапазоне масс, могли возникнуть в результате слияния систем двойных нейтронных звезд, а не в результате коллапса звезды. [14] Коллаборация LIGO / Virgo сообщила о трех событиях-кандидатах среди своих наблюдений гравитационных волн в ходе O3 с массами компонентов, которые попадают в этот нижний промежуток масс. Сообщалось также о наблюдении яркой, быстро вращающейся звезды-гиганта в двойной системе с невидимым спутником, не излучающим света, включая рентгеновские лучи, но имеющим массу 3,3 +2,8.
−0,7 солнечной массы. Это интерпретируется как предположение о том, что может существовать много таких черных дыр малой массы, которые в настоящее время не потребляют никакого материала и, следовательно, не обнаруживаются с помощью обычного рентгеновского сигнатуры. [15]

Верхний массовый разрыв

[ редактировать ]

Верхний разрыв масс предсказывается комплексными моделями поздней стадии звездной эволюции. Ожидается, что с увеличением массы сверхмассивные звезды достигают стадии, когда возникает сверхновая с парной нестабильностью , во время которой образование пар , образование свободных электронов и позитронов при столкновении атомных ядер и энергичных гамма-лучей , временно снижает внутреннее давление, поддерживающее ядро звезды против гравитационного коллапса. [16] Это падение давления приводит к частичному коллапсу, который, в свою очередь, вызывает значительно ускоренное горение в результате безудержного термоядерного взрыва, в результате чего звезда полностью разлетается на части, не оставляя после себя звездных остатков. [17]

с парной нестабильностью Сверхновые могут возникать только у звезд с диапазоном масс от 130 до 250 солнечных масс ( M ☉ от низкой до умеренной ) и металличностью (низкое содержание других элементов, кроме водорода и гелия - ситуация, обычная для звезд населения III ). Однако ожидается, что этот разрыв в массах увеличится примерно до 45 масс Солнца в результате процесса пульсационной потери массы парной нестабильности до того, как произойдет «нормальный» взрыв сверхновой и коллапс ядра. [18] У невращающихся звезд нижняя граница верхней разницы масс может достигать 60 M ☉ . [19] Возможность прямого коллапса в черные дыры звезд с массой ядра > 133 M ☉ , требующая общей звездной массы > 260 M ☉, рассматривалась, но шансов наблюдать такой массивный остаток сверхновой может быть мало; т.е. нижняя граница верхнего массового разрыва может представлять собой обрезание массы. [11]

Наблюдения системы звезды и невидимого компаньона LB-1 первоначально интерпретировались как черная дыра с массой около 70 солнечных масс, которую исключал бы верхний разрыв масс. Однако дальнейшие расследования ослабили это утверждение.

Черные дыры также могут быть обнаружены в разнице масс с помощью механизмов, отличных от тех, которые связаны с одной звездой, например, слияния черных дыр.

Кандидаты

[ редактировать ]
См. Также: Список черных дыр и Список ближайших известных черных дыр.

Наша галактика Млечный Путь содержит несколько кандидатов в черные дыры звездной массы (BHC), которые находятся ближе к нам, чем сверхмассивная черная дыра в области центра галактики . Большинство из этих кандидатов являются членами рентгеновских двойных систем, в которых компактный объект забирает материю от своего партнера через аккреционный диск. Вероятные черные дыры в этих парах имеют массу от трех до более чем десятка солнечных масс . [20] [21] [22]

Имя Масса ( солнечные массы ) Орбитальный период
(дней) 		Расстояние
от
Земля ( лай ) 		Небесный
Координаты [23]
БХК Компаньон
Гайя BH3 32.70 ± 0.82 0.76 ± 0.05 4,253.1 ± 98.5 0 1926 19:39:19 +14:55:54
Лебедь X-1 21.2 ± 2.2 [24] 40.6 +7.7
−7.1 [24] 		5.6 0 6000...8000 19:58:22 +35:12:06
GRS 1915+105 /V1487 Разум 14 ± 4.0 ≈1 33.5 40000 19:15:12 +10:56:44
V404 Ред. 12 ± 2 6.0 6.5 0 7800 ± 460 [25] 20:24:04 +33:52:03
A0620-00 /V616 Пн 11 ± 2 2.6–2.8 0.33 0 3500 06:22:44 −00:20:45
ХТЕ J1650-500 9.7 ± 1.6 [26] 5–10 0.32 [27] 10763 16:50:01 −49:57:45
Гайя BH1 9.62 ± 0.18 0.93 ± 0.05 185.59 ± 0.05 0 1560 17:28:41 −00:34:52
XTE J1550-564 /V381 Нор 9.6 ± 1.2 6.0...7.5 1.5 17000 15:50:59 −56:28:36
4U 1543-475 /ИЛ Лупи 9.4 ± 1.0 0.25 1.1 24000 15:47:09 −47:40:10
Гайя BH2 8.94 ± 0.34 1.07 ± 0.19 1,276.7 ± 0.6 0 3800 13:50:17 −59:14:20
МАКСИ 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 (ЧБ Циркуляр) [29] 7.9 ± 0.5 1.1 ± 0.1 2.5445 >81500 13:58:10 −64:44:06
XTE J1859+226 (V406 Вул) [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 0 7910 14:49:34 −56:25:38
НГК 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 Вул 7.5 ± 0.3 4.9...5.1 0.35 0 8800 20:02:50 +25:14:11
XTE J1819-254 /V4641 Сгр 7.1 ± 0.3 5...8 2.82 24000...40000 [34] 18:19:22 −25:24:25
ЛБ-1 (оспаривается) [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 /Nova Muscae 1991/GU Mus 7.0 ± 0.6 0.43 17000 11:26:27 −68:40:32
H 1705-25 /Новая Змееносца 1977/V2107 Оф [38] 6.95 ± 1.35 [39] 0.34 ± 0.08 0.52125 17:08:15 −25:05:30
XTE J1118+480 /КВ UМа 6.8 ± 0.4 6...6.5 0.17 0 6200 11:18:11 +48:02:13
МАКСИ J1820+070 [40] 6.75 +0.64
−0.46 		0.49 ± 0.1 0.68549 ± 0.00001 0 9800 18:20:22 +07:11:07
ГРО J1655-40 /V1033 Sco 6.3 ± 0.3 2.6...2.8 2.8 0 5000...11000 16:54:00 −39:50:45
GX 339-4 /V821 Ара 5.8 5...6 1.75 15000 17:02:50 −48:47:23
ГРО J1719-24 ≥4.9 ≈1.6 возможно 0,6 [41] 0 8500 17:19:37 −25:01:03
НГК 3201 #12560 [32] [33] 4.53 ± 0.21 0.81 ± 0.05 167.01 ± 0.09 15700 10:17:37 −46:24:55
ГРС 1009-45 /
Новые экраны 1993/ММ экраны [42] 		4.3 ± 0.1 0.5...0.65 0.285206 ±
0.0000014 		17200 10:13:36 −45:04:33
ГРО J0422+32 /V518 Пер 4 ± 1 1.1 0.21 0 8500 04:21:43 +32:54:27

Внегалактический

[ редактировать ]

Кандидаты за пределами нашей галактики появились в результате обнаружения гравитационных волн :

За пределами нашей галактики
Имя БХК масса
( солнечные массы ) 		Сопутствующая масса
(солнечные массы) 		Орбитальный период
(дней) 		Расстояние от Земли
( световые годы ) 		Расположение [23]
GW190521 ( 155 +17
−11 ) M ☉ 		78 +9
−5 [43] 		78 +9
−5 [43]
GW150914 (62 ± 4) М ☉ 36 ± 4 29 ± 4 . 1,3 миллиарда
GW170104 (48,7 ± 5) М ☉ 31.2 ± 7 19.4 ± 6 . 1,4 миллиарда
GW170814 ( 53,2 +3,2
−2.5 ) M ☉ 		30.5 +5.7
−3.0 		25.3 +2.8
−4.2 		1,8 миллиарда
GW190412 29.7 8.4 2,4 миллиарда
GW190814 22.2–24.3 2.50–2.67
GW151226 (21,8 ± 3,5) М ☉ 14.2 ± 6 7.5 ± 2.3 . 2,9 миллиарда
GW170608 12 +7
−2 		7 ± 2 1,1 миллиарда

Кандидаты за пределами нашей галактики из рентгеновских двойных систем:

Имя Принимающая галактика БХК масса
( солнечные массы ) 		Сопутствующая масса
(солнечные массы) 		Орбитальный период
(дней) 		Расстояние от Земли
( световые годы )
ИК 10 Х-1 [44] ИК 10 ≥23.1 ± 2.1 ≥17 1.45175 2,15 миллиона
НГК 300 Х-1 [45] НГК 300 17 ± 4 26 +7
−5 		1.3663375 6,5 миллионов
М33 Х-7 Треугольная галактика 15.65 ± 1.45 70 ± 6.9 3.45301 ± 0.00002 2,7 миллиона
ЛМК Х-1 [46] Большое Магелланово Облако 10.91 ± 1.41 31.79 ± 3.48 3.9094 ± 0.0008 180,000 [47]
БМО Х-3 [48] Большое Магелланово Облако 6.98 ± 0.56 3.63 ± 0.57 1.704808 157,000

Исчезновение N6946-BH1 после неудавшейся сверхновой в NGC 6946 могло привести к образованию черной дыры. [49]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Челотти, А.; Миллер, Дж. К.; Скиама, Д.В. (1999). «Астрофизические доказательства существования черных дыр». Классическая и квантовая гравитация . 16 (12А): А3–А21. arXiv : astro-ph/9912186 . Бибкод : 1999CQGra..16A...3C . дои : 10.1088/0264-9381/16/12A/301 . S2CID   17677758 .
  2. ^ Хьюз, Скотт А. (2005). «Доверяй, но проверяй: аргументы в пользу астрофизических черных дыр». arXiv : hep-ph/0511217 .
  3. ^ Бомбачи, И. (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 305 : 871–877. Бибкод : 1996A&A...305..871B .
  4. ^ Кромарти, ХТ; Фонсека, Э.; Рэнсом, С.М.; Деморест, ПБ; Арзуманян З.; Блумер, Х.; Брук, PR; ДеСезар, Мэн; Дольч, Т. (16 сентября 2019 г.). «Релятивистские измерения задержки Шапиро чрезвычайно массивного миллисекундного пульсара». Природная астрономия . 4 : 72–76. arXiv : 1904.06759 . Бибкод : 2020НатАс...4...72С . дои : 10.1038/s41550-019-0880-2 . ISSN   2397-3366 . S2CID   118647384 .
  5. ^ Булик, Томаш (2007). «Черные дыры выходят за пределы галактики» . Природа . 449 (7164): 799–801. дои : 10.1038/449799а . ПМИД   17943114 . S2CID   4389109 .
  6. ^ Эбботт, BP; и др. (2016). «Наблюдение гравитационных волн в результате слияния двойных черных дыр». Письма о физических отзывах . 116 (6): 061102.arXiv : 1602.03837 . Бибкод : 2016PhRvL.116f1102A . doi : 10.1103/PhysRevLett.116.061102 . ПМИД   26918975 . S2CID   124959784 .
  7. ^ Томпсон, Тодд (1 ноября 2019 г.). «Невзаимодействующая двойная система черная дыра малой массы – звезда-гигант» . Наука . 366 (6465): 637–640. arXiv : 1806.02751 . Бибкод : 2019Sci...366..637T . дои : 10.1126/science.aau4005 . ПМИД   31672898 . S2CID   207815062 . Архивировано из оригинала 11 сентября 2020 года . Проверено 3 июня 2020 г.
  8. ^ Репетто, Серена; Дэвис, Мелвин Б.; Сигурдссон, Стейн (2012). «Исследование ударов черных дыр звездной массы» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 425 (4): 2799–2809. arXiv : 1203.3077 . Бибкод : 2012MNRAS.425.2799R . дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.21549.x . S2CID   119245969 .
  9. ^ Янка, Ханс-Томас (2013). «Натальные удары черных дыр звездной массы в результате асимметричного выброса массы в резервных сверхновых» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 434 (2): 1355–1361. arXiv : 1306.0007 . Бибкод : 2013MNRAS.434.1355J . дои : 10.1093/mnras/stt1106 . S2CID   119281755 .
  10. ^ Перейти обратно: а б Эбботт, BP; Эбботт, Р.; Эбботт, Т.Д.; Авраам, С.; Ачернезе, Ф.; Экли, К.; Адамс, К.; Адхикари, RX; Адья, В.Б.; Аффельдт, К.; Агатос, М.; Агацума, К.; Аггарвал, Н.; Агиар, О.Д.; Айелло, Л.; Айн, А.; Аджит, П.; Аллен, Г.; Аллокка, А.; Элой, Массачусетс; Алтин, Пенсильвания; Амато, А.; Ананьева А.; Андерсон, С.Б.; Андерсон, РГ; Ангелова, С.В.; Антир, С.; Апперт, С.; Арай, К.; и др. (2019). «Свойства популяции бинарных черных дыр, полученные на основе первого и второго наблюдательных запусков Advanced LIGO и Advanced Virgo» . Астрофизический журнал . 882 (2): Л24. arXiv : 1811.12940 . Бибкод : 2019ApJ...882L..24A . дои : 10.3847/2041-8213/ab3800 . S2CID   119216482 . Архивировано из оригинала 11 сентября 2020 года . Проверено 20 марта 2020 г.
  11. ^ Перейти обратно: а б Вусли, ЮВ (2017). «Пульсационные сверхновые с парной нестабильностью» . Астрофизический журнал . 836 (2): 244. arXiv : 1608.08939 . Бибкод : 2017ApJ...836..244W . дои : 10.3847/1538-4357/836/2/244 . S2CID   119229139 .
  12. ^ Фигер, Д.Ф. (2005). «Верхний предел масс звезд». Природа . 434 (7030): 192–194. arXiv : astro-ph/0503193 . Бибкод : 2005Natur.434..192F . дои : 10.1038/nature03293 . ПМИД   15758993 . S2CID   4417561 .
  13. ^ Крейдберг, Лаура; Бейлин, Чарльз Д.; Фарр, Уилл М.; Калогера, Вики (2012). «Измерения массы черных дыр в рентгеновских переходных процессах: существует ли разница в массах?». Астрофизический журнал . 757 (1): 36. arXiv : 1205.1805 . Бибкод : 2012ApJ...757...36K . дои : 10.1088/0004-637X/757/1/36 . ISSN   0004-637X . S2CID   118452794 .
  14. ^ Сафарзаде, Мохаммедтахер; Хамерс, Адриан С.; Леб, Авраам; Бергер, Эдо (2019). «Формирование и слияние черных дыр с разницей масс в событиях гравитационно-волнового слияния из широких иерархических четверных систем» . Астрофизический журнал . 888 (1): Л3. arXiv : 1911.04495 . дои : 10.3847/2041-8213/ab5dc8 . ISSN   2041-8213 . S2CID   208527307 .
  15. ^ Томпсон, Тодд А.; Кочанек, Кристофер С.; Станек, Кшиштоф З.; Баденес, Карлес; Пост, Ричард С.; Джаясингхе, Таринду; Лэтэм, Дэвид В.; Биэрила, Эллисон; Эскердо, Гилберт А.; Берлинд, Перри; Калкинс, Майкл Л.; Тайар, Джейми; Линдегрен, Леннарт; Джонсон, Дженнифер А.; Холойен, Томас В.-С.; Очеттль, Кэти; Кови, Кевин (2019). «Невзаимодействующая двойная система черная дыра малой массы – звезда-гигант». Наука . 366 (6465): 637–640. arXiv : 1806.02751 . Бибкод : 2019Sci...366..637T . дои : 10.1126/science.aau4005 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   31672898 . S2CID   207815062 .
  16. ^ Ракави, Г.; Шавив, Г. (июнь 1967 г.). «Нестабильности в высокоразвитых звездных моделях» . Астрофизический журнал . 148 : 803. Бибкод : 1967ApJ...148..803R . дои : 10.1086/149204 .
  17. ^ Фрейли, Гэри С. (1968). «Взрывы сверхновых, вызванные нестабильностью образования пар» (PDF) . Астрофизика и космическая наука . 2 (1): 96–114. Бибкод : 1968Ap&SS...2...96F . дои : 10.1007/BF00651498 . S2CID   122104256 . Архивировано (PDF) из оригинала 1 декабря 2019 года . Проверено 25 февраля 2020 г.
  18. ^ Фармер, Р.; Ренцо, М.; де Минк, SE ; Маршан, П.; Джастэм, С. (2019). «Учитывайте разрыв: расположение нижнего края разрыва в массах черной дыры сверхновой с парной нестабильностью» (PDF) . Астрофизический журнал . 887 (1): 53. arXiv : 1910.12874 . Бибкод : 2019ApJ...887...53F . дои : 10.3847/1538-4357/ab518b . ISSN   1538-4357 . S2CID   204949567 . Архивировано (PDF) из оригинала 6 мая 2020 года . Проверено 20 марта 2020 г.
  19. ^ Мапелли, М.; Спера, М.; Монтанари, Э.; Лимонги, М.; Шеффи, А.; Джакоббо, Н.; Брессан, А.; Буффанае, Ю. (2020). «Влияние вращения и компактности прародителей на массу черных дыр» . Астрофизический журнал . 888 (2): 76. arXiv : 1909.01371 . Бибкод : 2020ApJ...888...76M . дои : 10.3847/1538-4357/ab584d . S2CID   213050523 .
  20. ^ Касарес, Хорхе (2006). «Наблюдательные доказательства существования черных дыр звездной массы». Труды Международного астрономического союза . 2 :3–12. arXiv : astro-ph/0612312 . дои : 10.1017/S1743921307004590 . S2CID   119474341 .
  21. ^ Гарсия, MR; и др. (2003). «Разрешенные джеты и новые черные дыры длительного периода». Астрофиз. Дж . 591 : 388–396. arXiv : astro-ph/0302230 . дои : 10.1086/375218 . S2CID   17521575 .
  22. ^ МакКлинток, Джеффри Э.; Ремиллард, Рональд А. (2003). «Двойные черные дыры». arXiv : astro-ph/0306213 .
  23. ^ Перейти обратно: а б Координаты ICRS , полученные от SIMBAD . Формат: прямое восхождение (чч:мм:сс) ± склонение (дд:мм:сс).
  24. ^ Перейти обратно: а б Миллер-Джонс, Джеймс Калифорния; Бахрамян, Араш; Орос, Джером А.; Мандель, Илья; Гоу, Лицзюнь; Маккароне, Томас Дж.; Нейссел, Коэнраад Дж.; Чжао, Сюешань; Зилковский, Януш; Рид, Марк Дж.; Аттли, Фил; Чжэн, Сюэин; Бён, До Ён; Додсон, Ричард; Гринберг, Виктория; Чон, Тэхен; Ким, Чон Сук; Маркоте, Бенито; Маркофф, Сера; Риоха, Мария Х.; Раштон, Энтони П.; Рассел, Дэвид М.; Сивакофф, Грегори Р.; Тетаренко Александра Дж.; Тудосе, Валериу; Вильмс, Йорн (5 марта 2021 г.). «Лебедь X-1 содержит черную дыру массой 21 солнечную энергию. Последствия для массивных звездных ветров». Наука . 371 (6533): 1046–1049. arXiv : 2102.09091 . Бибкод : 2021Sci...371.1046M . дои : 10.1126/science.abb3363 . ПМИД   33602863 . S2CID   231951746 .
  25. ^ Миллер-Джонс, JAC; Йонкер; Дхаван (2009). «Первое точное расстояние параллакса до черной дыры». Письма астрофизического журнала . 706 (2): L230. arXiv : 0910.5253 . Бибкод : 2009ApJ...706L.230M . дои : 10.1088/0004-637X/706/2/L230 . S2CID   17750440 .
  26. ^ Шапошников Н.; Титарчук, Л. (2009). «Определение масс черных дыр в двойных галактических черных дырах с использованием масштабирования спектральных и изменчивых характеристик». Астрофизический журнал . 699 (1): 453–468. arXiv : 0902.2852v1 . Бибкод : 2009ApJ...699..453S . дои : 10.1088/0004-637X/699/1/453 . S2CID   18336866 .
  27. ^ Орос, Дж. А.; и др. (2004). «Орбитальные параметры двойной черной дыры XTE J1650–500». Астрофизический журнал . 616 (1): 376–382. arXiv : astro-ph/0404343 . Бибкод : 2004ApJ...616..376O . дои : 10.1086/424892 . S2CID   13933140 .
  28. ^ Мата Санчес, Д.; Рау, А.; Альварес Эрнандес, А.; ван Грюнсвен, TFJ; Торрес, MAP; Йонкер, П.Г. (1 сентября 2021 г.). «Динамическое подтверждение существования черной дыры звездной массы в переходной рентгеновской двойной системе MAXI J1305-704» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 506 (1): 581–594. arXiv : 2104.07042 . Бибкод : 2021МНРАС.506..581М . дои : 10.1093/mnras/stab1714 . ISSN   0035-8711 .
  29. ^ Касарес, Дж.; Орос, Дж. А.; Зурита, К.; Шахбаз, Т.; Коррал-Сантана, Дж. М.; МакКлинток, Дж. Э.; Гарсия, MR; Мартинес-Паис, ИГ; Чарльз, Пенсильвания; Фендер, РП; Ремиллард, РА (1 марта 2009 г.). «Уточненное орбитальное решение и спокойная изменчивость в переходном процессе черной дыры GS 1354-64 (= BW Cir)» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 181 (1): 238–243. Бибкод : 2009ApJS..181..238C . дои : 10.1088/0067-0049/181/1/238 . ISSN   0067-0049 .
  30. ^ Янес-Ризо, IV; Торрес, MAP; Касарес, Дж.; Мотта, ЮВ; Муньос-Дариас, Т.; Родригес-Хиль, П.; Армас Падилья, М.; Хименес-Ибарра, Ф.; Джонкер, П.Г.; Коррал-Сантана, Дж. М.; Фендер, Р. (1 ноября 2022 г.). «Уточненная динамическая масса черной дыры в рентгеновском переходном процессе XTE J1859+226» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 517 (1): 1476–1482. arXiv : 2209.10395 . Бибкод : 2022MNRAS.517.1476Y . дои : 10.1093/mnras/stac2719 . ISSN   0035-8711 .
  31. ^ Мэхи, Л.; Сана, Х.; Шенар, Т.; Сен, К.; Лангер, Н.; Маршан, П.; Абдул-Масих, М.; Баньярд, Г.; Боденштайнер, Дж.; Боуман, DM; Дсильва, К.; Фабри, М.; Хокрофт, К.; Янссенс, С.; Ван Рит, Т. (1 августа 2022 г.). «Идентификация покоящихся компактных объектов в массивных галактических однолинейных спектроскопических двойных системах» . Астрономия и астрофизика . 664 : А159. arXiv : 2207.07752 . Бибкод : 2022A&A...664A.159M . дои : 10.1051/0004-6361/202243147 . ISSN   0004-6361 .
  32. ^ Перейти обратно: а б Гизерс, Бенджамин; Каманн, Себастьян; Дрейцлер, Стефан; Хуссер, Тим-Оливер; Аскар, Аббас; Гетгенс, Фабиан; Бринчманн, Ярле; Латур, Мэрилин; Вейльбахер, Питер М.; Вендт, Мартин; Рот, Мартин М. (1 декабря 2019 г.). «Звездная перепись в шаровых скоплениях с помощью MUSE: Двойные системы в NGC 3201» . Астрономия и астрофизика . 632 : А3. arXiv : 1909.04050 . Бибкод : 2019A&A...632A...3G . дои : 10.1051/0004-6361/201936203 . ISSN   0004-6361 .
  33. ^ Перейти обратно: а б Родригес, Карл Л. (1 апреля 2023 г.). «Ограничения на космологическое взаимодействие черных дыр из шарового скопления NGC 3201» . Астрофизический журнал . 947 (1): Л12. arXiv : 2302.12386 . Бибкод : 2023ApJ...947L..12R . дои : 10.3847/2041-8213/acc9b6 . ISSN   0004-637X .
  34. ^ Орос; и др. (2001). «Черная дыра в сверхсветовом источнике SAX J1819.3-2525 (V4641 Sgr)». Астрофизический журнал . 555 (1): 489. arXiv : astro-ph/0103045v1 . Бибкод : 2001ApJ...555..489O . дои : 10.1086/321442 . S2CID   50248739 .
  35. ^ Перейти обратно: а б с д Шенар, Т.; Боденштайнер, Дж.; Абдул-Масих, М.; Фабри, М.; Маршан, П.; Баньярд, Г.; Боуман, DM; Дсильва, К.; Хокрофт, К.; Реджани, М.; Сана, Х. (июль 2020 г.). «Скрытый» компаньон в LB-1, обнаруженный посредством призрачного распутывания» . Астрономия и астрофизика (Письмо в редакцию). 630 : Л6. arXiv : 2004.12882 . Бибкод : 2020A&A...639L...6S . дои : 10.1051/0004-6361/202038275 .
  36. ^ Китайская академия наук (27 ноября 2019 г.). «Китайская академия наук возглавляет открытие непредсказуемой звездной черной дыры» . ЭврекАлерт! . Архивировано из оригинала 28 ноября 2019 года . Проверено 29 ноября 2019 г.
  37. ^ Лю, Цзифэн; и др. (27 ноября 2019 г.). «Широкая двойная система звезда – черная дыра по измерениям лучевых скоростей». Природа . 575 (7784): 618–621. arXiv : 1911.11989 . Бибкод : 2019Natur.575..618L . дои : 10.1038/s41586-019-1766-2 . ПМИД   31776491 . S2CID   208310287 .
  38. ^ Дэшвуд Браун, Корделия; Ганди, Пошак; Чжао, Юэ (1 января 2024 г.). «О натальном ударе рентгеновской двойной черной дыры H 1705-250» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 527 (1): Л82–Л87. arXiv : 2310.11492 . Бибкод : 2024MNRAS.527L..82D . дои : 10.1093/mnrasl/slad151 . ISSN   0035-8711 .
  39. ^ Ремиллард, Рональд А.; МакКлинток, Джеффри Э. (1 сентября 2006 г.). «Рентгеновские свойства двойных черных дыр» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 44 (1): 49–92. arXiv : astro-ph/0606352 . Бибкод : 2006ARA&A..44...49R . дои : 10.1146/annurev.astro.44.051905.092532 . ISSN   0066-4146 .
  40. ^ Миколаевска, Иоанна; Здзярский, Анджей А.; Зилковский, Януш; Торрес, Мануэль А.П.; Касарес, Хорхе (1 мая 2022 г.). «Донор рентгеновской двойной системы черной дыры MAXI J1820+070» . Астрофизический журнал . 930 (1): 9. arXiv : 2201.13201 . Бибкод : 2022ApJ...930....9M . дои : 10.3847/1538-4357/ac6099 . ISSN   0004-637X .
  41. ^ Масетти, Н.; Бьянкини, А.; Бонибейкер, Дж.; делла Валле, М.; Вио, Р. (1996), «Феномен сверхгорба в GRS 1716-249 (= X-Ray Nova Ophiuchi 1993)», Astronomy and Astrophysicals , 314 : 123, Bibcode : 1996A&A...314..123M
  42. ^ Филиппенко Алексей Владимирович; Леонард, Дуглас К.; Мэтисон, Томас; Ли, Вэйдун; Моран, Эдвард К.; Рисс, Адам Г. (1 августа 1999 г.). «Черная дыра в рентгеновской Новой Велоруме 1993» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (762): 969–979. arXiv : astro-ph/9904271 . Бибкод : 1999PASP..111..969F . дои : 10.1086/316413 . ISSN   0004-6280 .
  43. ^ Перейти обратно: а б Гаятри, В.; и др. (2020). «GW190521 как весьма эксцентричное слияние черных дыр». arXiv : 2009.05461 [ astro-ph.HE ].
  44. ^ Лэйкок, Сайлас Г.Т.; Каппалло, Ригель К.; Моро, Мэтью Дж. (1 января 2015 г.). «Чандра и XMM-мониторинг рентгеновской двойной черной дыры IC 10 X-1» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 446 (2): 1399–1410. arXiv : 1410.3417 . Бибкод : 2015MNRAS.446.1399L . дои : 10.1093/mnras/stu2151 . ISSN   0035-8711 .
  45. ^ Биндер, Брианна А.; Сай, Джанель М.; Эраклеус, Майкл; Христодулу, Димитрис М.; Бхаттачарья, Саянтан; Каппалло, Ригель; Лэйкок, Сайлас; Плучинский, Пол П.; Уильямс, Бенджамин Ф. (1 марта 2021 г.). «Двойная система Вольфа-Райе + черная дыра NGC 300 X-1: какова масса черной дыры?» . Астрофизический журнал . 910 (1): 74. arXiv : 2102.07065 . Бибкод : 2021ApJ...910...74B . дои : 10.3847/1538-4357/abe6a9 . ISSN   0004-637X .
  46. ^ Орос, Джером А.; Стигс, Дэнни; МакКлинток, Джеффри Э.; Торрес, Мануэль А.П.; Бочков, Иван; Гоу, Лицзюнь; Нараян, Рамеш; Блащак, Майкл; Левин, Алан М.; Ремиллард, Рональд А.; Бейлин, Чарльз Д.; Дуайер, Морган М.; Бакстон, Мишель (1 мая 2009 г.). «Новая динамическая модель двойной черной дыры LMC X-1» . Астрофизический журнал . 697 (1): 573–591. arXiv : 0810.3447 . Бибкод : 2009ApJ...697..573O . дои : 10.1088/0004-637X/697/1/573 . ISSN   0004-637X .
  47. ^ Хаардт, Ф.; Галли, MR; Тревес, А.; Кьяппетти, Л.; Дал Фиуме, Д.; Коронгиу, А.; Беллони, Т.; Фронтера, Ф.; Куулкерс, Э.; Стелла, Л. (1 марта 2001 г.). «Широкополосные рентгеновские спектры кандидатов в постоянные черные дыры LMC X-1 и LMC X-3» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 133 (1): 187–193. arXiv : astro-ph/0009231 . Бибкод : 2001ApJS..133..187H . дои : 10.1086/319186 . ISSN   0067-0049 .
  48. ^ Орос, Джером А.; Штайнер, Джеймс Ф.; МакКлинток, Джеффри Э.; Бакстон, Мишель М.; Бейлин, Чарльз Д.; Стигс, Дэнни; Губерман, Алек; Торрес, Мануэль А.П. (1 октября 2014 г.). «Масса черной дыры в LMC X-3» . Астрофизический журнал . 794 (2): 154. arXiv : 1402.0085 . Бибкод : 2014ApJ...794..154O . дои : 10.1088/0004-637X/794/2/154 . ISSN   0004-637X .
  49. ^ Адамс, С.М.; Кочанек, CS; Герке, младший; Станек, Казахстан; Дай, X. (9 сентября 2016 г.). «Поиски неудавшихся сверхновых с помощью Большого бинокулярного телескопа: конформация исчезающей звезды». arXiv : 1609.01283v1 [ astro-ph.SR ].
[ редактировать ]
Найдите коллапсар в Викисловаре, бесплатном словаре.
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Stellar_black_hole&oldid=1235345624"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: e4b5fac6874a7b782877b3bb54458886__1721323920
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/e4/86/e4b5fac6874a7b782877b3bb54458886.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Stellar black hole - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)