Звездная черная дыра
.jpg)
Звездная черная дыра (или черная дыра звездной массы ) — это черная дыра образовавшаяся в результате гравитационного коллапса звезды , . [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 .
Свойства [ править ]
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. [update]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 [ править ]
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 . Энергетическое выделение черных дыр и нейтронных звезд имеют один и тот же порядок. 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.
Удар черной дыры [ править ]
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 большей массы, но, похоже, это не так. [8] что может быть связано с возвращением асимметрично выброшенной материи, увеличивающей импульс образующейся черной дыры. [9]
Массовые пробелы [ править ]
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]
массы разрыв Меньший
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]
Разрыв верхней массы [ править ]
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 массой 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 изначально интерпретировались как черная дыра с массой около 70 солнечных масс, которую можно было бы исключить из-за верхнего разрыва 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 [ править ]
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 | 1926 | 19:39:19 +14:55:54 |
| Лебедь 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 Разум | 14 ± 4.0 | ≈1 | 33.5 | 40000 | 19:15:12 +10:56:44 |
| V404 Ред. | 12 ± 2 | 6.0 | 6.5 | 7800 ± 460 [25] | 20:24:04 +33:52:03 |
| A0620-00 /V616 Пн | 11 ± 2 | 2.6–2.8 | 0.33 | 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 | 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 | 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 | 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 | 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] |
| ГРС 1124-683 /Новый Муска 1991/ГУ Муз | 7.0 ± 0.6 | 0.43 | 17000 | 11:26:27 −68:40:32 | |
| H 1705-25 /Нова 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 | 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 | 9800 | 18:20:22 +07:11:07 |
| ГРО 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 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] | 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 | 8500 | 04:21:43 +32:54:27 |
Внегалактический [ править ]
Кандидаты за пределами нашей галактики появились в результате обнаружения гравитационных волн :
| Имя | БХК масса ( солнечные массы ) |
Сопутствующая масса (солнечные массы) |
Орбитальный период (дней) |
Расстояние от Земли ( световых лет ) |
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 ( световых лет ) |
|---|---|---|---|---|---|
| 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 [ править ]
- Черные дыры в художественной литературе
- Огромная черная дыра
- Блуждающая черная дыра
- Первичная черная дыра
Ссылки [ править ]
- ^ 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 .
- ^ Хьюз, Скотт А. (2005). «Доверяй, но проверяй: аргументы в пользу астрофизических черных дыр». arXiv : hep-ph/0511217 .
- ^ Бомбачи, И. (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 305 : 871–877. Бибкод : 1996A&A...305..871B .
- ^ 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 .
- ^ Булик, Томаш (2007). «Черные дыры выходят за пределы галактики» . Природа . 449 (7164): 799–801. дои : 10.1038/449799а . ПМИД 17943114 . S2CID 4389109 .
- ^ Эбботт, BP; и другие. (2016). «Наблюдение гравитационных волн в результате слияния двойных черных дыр». Письма о физических отзывах . 116 (6): : 1602.03837 061102.arXiv . Бибкод : 2016PhRvL.116f1102A . doi : 10.1103/PhysRevLett.116.061102 . ПМИД 26918975 . S2CID 124959784 .
- ^ 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.
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 другие. (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.
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ Ракави, Г.; Шавив, Г. (июнь 1967 г.). «Нестабильности в высокоразвитых звездных моделях» . Астрофизический журнал . 148 : 803. Бибкод : 1967ApJ...148..803R . дои : 10.1086/149204 .
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ Гарсия, MR; и другие. (2003). «Разрешенные джеты и новые черные дыры длительного периода». Астрофиз. Дж . 591 : 388–396. arXiv : astro-ph/0302230 . дои : 10.1086/375218 . S2CID 17521575 .
- ^ МакКлинток, Джеффри Э.; Ремиллард, Рональд А. (2003). «Двойные черные дыры». arXiv : astro-ph/0306213 .
- ^ Перейти обратно: а б Координаты ICRS, полученные от SIMBAD . Формат: прямое восхождение (чч:мм:сс) ± склонение (дд:мм:сс).
- ^ 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 массу. 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ Орос, Дж.А.; и другие. (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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ Орос; и другие. (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 .
- ^ 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 .
- ^ 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.
- ^ Лю, Цзифэн; и другие. (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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 . doi : 10.1146/annurev.astro.44.051905.092532 . ISSN 0066-4146 .
- ^ 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 .
- ^ 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
- ^ 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 .
- ^ Перейти обратно: а б Гаятри, В.; и другие. (2020). «GW190521 как весьма эксцентричное слияние черных дыр». arXiv : 2009.05461 [ astro-ph.HE ].
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ Адамс, С.М.; Кочанек, К.С.; 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 ].
Внешние ссылки [ править ]
- Черные дыры: неустанное притяжение гравитации. Архивировано 17 мая 2008 года на отмеченном наградой интерактивном мультимедийном веб-сайте Wayback Machine о физике и астрономии черных дыр от Научного института космического телескопа.
- Диаграммы черных дыр
- Зилковский, Януш (2003). «Кандидаты в черные дыры». Пограничные объекты в астрофизике и физике элементарных частиц : 411. arXiv : astro-ph/0307307 . Бибкод : 2003foap.conf..411Z .
- В соседней галактике обнаружена самая тяжелая звездная черная дыра, Newswise, 17 октября 2007 г.
