超大质量黑洞

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May 26, 2022

超大质量黑洞是质量为105-1011个太阳质量的黑洞。在包括银河系在内的许多星系的中心都发现了超大质量黑洞。

具体属性

超大质量黑洞具有区别于较小黑洞的特定属性:自相矛盾的是,超大质量黑洞的平均密度(通过将黑洞质量除以其史瓦西体积计算)可能非常小(甚至小于地球低层大气中的空气)。这是因为史瓦西半径与质量成正比,而密度与体积成反比(也就是说,在这种情况下,密度与史瓦西半径成反比)。此外,球形物体的体积(例如,非旋转黑洞的事件视界)与半径的立方成正比。结果,黑洞的平均密度随着其质量的增加而降低:ρ 3 c 6 32 π M 2 G 3。 {\ displaystyle \ rho {\ frac {3 \, c ^ {6}} {32 \ pi M ^ {2} G ^ {3}}}.} 由于这一事实,事件视界附近的潮汐力明显减弱奇点的中心距地平线如此之远,以至于一个假设的宇航员前往黑洞中心将不会感受到极端潮汐力的影响,直到直到他深深地陷进去。超大质量黑洞是几乎所有宇宙中微子的来源。

编队

普遍接受的黑洞形成理论还没有这样的质量。有几种假说,其中最明显的假说描述了通过将物质吸积到具有恒星质量的黑洞上而使黑洞质量逐渐增加的假说。另一种假设表明,当大型气体云坍塌并转变为具有数十万太阳质量或更大质量的相对论恒星时,就会形成超大质量黑洞。由于其核心中正负电子对的形成,这样的恒星很快就会变得对径向扰动不稳定,并且会立即坍缩成黑洞。在这种情况下,坍缩会绕过超新星阶段,在这个阶段,爆炸会散射大部分质量,从而阻止超大质量黑洞的形成。另一个模型表明当系统的负热容使核心中的速度色散达到相对论值时,超大质量黑洞可能是由于致密星团坍塌而形成的。最后,原始黑洞可能是在大爆炸后立即由初始扰动形成的。形成超大质量黑洞的难点在于,足够的物质必须集中在相对较小的体积中。为此,物质必须具有非常小的初始角动量——即缓慢旋转。通常,黑洞的吸积率受到下落物质角动量的精确限制,而下落物质的角动量应该主要向外传递,这限制了黑洞质量的增长速度(见吸积盘)。在观察到的黑洞候选者名单中,质量分布存在差距。有恒星质量的黑洞,是恒星坍缩的结果,其质量可能扩展到 33 个太阳质量。超大质量黑洞的最小质量在 105 个太阳质量的范围内(最大值 - 不超过 5·1010 个太阳质量)。检测到的最大质量黑洞 SDSS J140821.67 + 025733.2 的质量为 1.96 1011 个太阳质量。在这些值之间应该存在中等质量的黑洞,但这样的黑洞(HLX-1,由澳大利亚射电望远镜CSIRO于2012年7月9日发现)迄今为止只知道一个副本,这是一个争论有利于形成轻黑洞和重黑洞的各种机制。然而,一些天体物理模型解释超亮 X 射线源的特征,因为它只包含这样的黑洞(中等质量)。

探测超大质量黑洞

目前,区分黑洞与其他类型物体的唯一可靠方法是测量物体的质量和大小,并将其半径与引力半径进行比较,其公式为 R g 2 GM c 2 {\ displaystyle \ R_ {g} {2GM \ over c ^ {2}}}。其中 G {\ displaystyle \ G} 是万有引力常数, M {\ displaystyle \ M} 是物体的质量,c {\ displaystyle \ c} 是光速。不幸的是,今天望远镜的分辨率不足以区分黑洞引力半径数量级的空间区域。因此,在识别超大质量黑洞时,存在一定程度的假设。人们认为,这些物体大小的既定上限不足以将它们视为白矮星或棕矮星、中子星、普通质量黑洞的星团。有很多方法可以确定超大质量天体的质量和近似尺寸,但大多数都是基于测量围绕它们旋转的物体(恒星、射电源、气盘)的轨道特征。在最简单且相当常见的情况下,轨道发生在开普勒轨道上,这可以通过卫星旋转速度与轨道半长轴平方根的比例来证明: VGM r {\ displaystyle \ V {\ sqrt { GM \ 超过 r}}}。在这种情况下,根据众所周知的公式 M V 2 r G {\ displaystyle \ M {V ^ {2} r \ over G}} 求出中心体的质量。在某些情况下,当卫星天体为连续介质(气盘、致密星团)时,受其引力影响轨道特性,通过求解所谓的星系核中的径向质量分布。无碰撞伯努利方程。

质光比法

目前,寻找超大质量黑洞的主要方法是研究恒星与星系中心距离的亮度和运动速度的分布。在以高分辨率拍摄星系时,亮度分布是通过光度法测量的,恒星的速度——通过恒星光谱中吸收线的红移和加宽。给定恒星速度分布 V (r) {\ displaystyle \ V (r)},您可以找到星系中的径向质量分布 M (r) {\ displaystyle \ M (r)}。例如,对于速度场的椭圆对称性,伯努利方程的解给出以下结果:M (r) V 2 r G + σ r 2 r G [- d ln ⁡ ν d ln ⁡r - d ln ⁡ σ r 2 d ln ⁡ r - (1 - θ θ 2σ r 2) - (1 - σ φ 2 σ r 2) ] {\displaystyle \ M(r){V^{2}r \over G}+{\sigma _{r}^{2}r \over G}\left[-{d\,\ln \nu \over d\,\ln r}-{d\,\ln \sigma _{r}^{2} \over d\,\ln r}-\left(1-{\sigma _{\theta }^ {2} \over \sigma _{r}^{2}}\right)-\left(1-{\sigma _{\phi }^{2} \over \sigma _{r}^{2}} \right)\right]} , где V {\displaystyle \ V} — скорость вращения, σ r , σ θ {\displaystyle \ \sigma _{r},\,\,\ sigma _ {\ theta}} 和 σ ϕ {\ displaystyle \ \ sigma _ {\ phi}} 是速度色散的径向和方位角投影,G {\ displaystyle \ G} 是引力常数,ν {\ displaystyle \ \ nu} - 恒星物质的密度,通常假设与光度成正比。由于黑洞在低光度下质量很大,因此星系中心存在超大质量黑洞的标志之一可能是高质光比 M / L {\ displaystyle \ M / L} 为星系核。一个密集的普通星团有一个 M / L {\ displaystyle \ M / L} 比值的数量级(质量和光度用太阳的质量和光度表示),所以 M / L >> 1 {\ displaystyle \ M / L >> 1}(对于某些星系 M / L> 1000 {\ displaystyle \ M / L> 1000}),是超大质量黑洞存在的标志。然而,对这种现象的其他解释是可能的:白矮星或棕矮星团、中子星、普通质量的黑洞。1 {\ displaystyle \ M / L >> 1}(对于某些星系 M / L> 1000 {\ displaystyle \ M / L> 1000})表示存在超大质量黑洞。然而,对这种现象的其他解释是可能的:白矮星或棕矮星团、中子星、普通质量的黑洞。1 {\ displaystyle \ M / L >> 1}(对于某些星系 M / L> 1000 {\ displaystyle \ M / L> 1000})表示存在超大质量黑洞。然而,对这种现象的其他解释是可能的:白矮星或棕矮星团、中子星、普通质量的黑洞。

气体转速测量

最近,由于望远镜分辨率的提高,可以观察和测量紧邻星系中心的单个物体的运动速度。因此,使用哈勃太空望远镜的 FOS(微弱天体光谱仪)光谱仪,由 H. Ford 领导的一个小组在星系 M87 的中心发现了一个旋转的气体结构。距离银河系中心约 60 光年的气体自转速度为 550 公里/秒,这对应于开普勒轨道,其中心体质量约为 3·109 个太阳质量。尽管中心天体质量巨大,但不能完全确定它是一个黑洞,因为这样一个黑洞的引力半径约为 0.001 光年。

测量微波源的速度

1995 年,由 J. Moran 领导的一个小组观察了在 NGC 4258 星系中心附近运行的点微波源。这些观察是使用射电干涉仪进行的,其中包括一个地面射电望远镜网络,它使可以以 0.001 英寸的角分辨率观察星系的中心。总共发现了 17 个致密源,它们位于一个半径约 10 光年的圆盘状结构中。光源按照开普勒定律旋转(旋转速度与距离的平方根成反比),从中估计中心天体的质量为 4·107 太阳质量,以及核心半径的上限是 0.04 光年。

观察单个恒星的轨迹

在 1993-1996 年,A. Eckart 和 R. Henzel 观察了我们银河系中心附近单个恒星的运动。观测是在红外线中进行的,银河核附近的宇宙尘埃层并不是障碍物。结果,可以准确测量距星系中心 0.13 至 1.3 光年的 39 颗恒星的运动参数。发现恒星的运动对应于开普勒运动,其中一个质量为2.5·106个太阳质量,半径不超过0.05光年的中心天体对应着致密射电源Strelets的位置—— A(人马座 A)。

银河系中心的超大质量黑洞

根据各种估计,超大质量黑洞的质量在 2 到 500 万个太阳质量之间。

无线电观测

长期以来,我们从光学观测中知道其大致位置(人马座)的银河系中心与任何致密天体都没有关联。直到 1960 年,J. Oort 和 G. Rogur 才确定射电源人马座 A*(Sgr A*)位于银河系中心附近(小于 0.03°)。 1966 年,D. Downes 和 A. Maxwell 总结了分米和厘米范围内的无线电观测数据,得出结论,银河系的小核是一个直径为 10 pc 的物体,与人马座的来源有关 -一种。到 1970 年代初,由于在无线电波范围内的观测,人们知道射电源 Strelets-A 具有复杂的空间结构。 1971 年,唐斯和马丁用 1 号基剑桥射电望远镜进行观测,在 2.7 和 5 GHz 频率下 6 公里,分辨率约为 10 ',我们发现射电源由两个相距 1' 的漫射云组成:东部(人马座 A)发射无线电非热性质的波谱,而西部(人马座 A *)是一个发射无线电的热电离气体云,直径约 45 英寸(1.8 pc)。1974 年,B. Balik 和 S. Sanders 绘制了无线电图来源 Strelets-A 在国家射电天文台 (NRAO) 的 43 米射电望远镜上。频率为 2.7 和 8.1 GHz,分辨率为 2"。两个射电源都被发现是直径小于 10 英寸(0.4 pc)的致密地层,周围环绕着热气云。彼此相距 1':东部(人马座 A)发射非热性质的无线电波频谱,西部(人马座 A *)是发射无线电的热电离气体云直径约 45" (1.8 pc)。1974 年,B Balik 和 S. Sanders 将频率为 2.7 和 8.1 GHz 的射电源 Strelets-A 以 2" 的分辨率映射到国家级 43 米射电望远镜上。射电天文台(NRAO)。两个射电源都被发现是直径小于 10 英寸(0.4 pc)的致密地层,周围环绕着热气云。彼此相距 1':东部(人马座 A)发射非热性质的无线电波频谱,西部(人马座 A *)是发射无线电的热电离气体云直径约 45" (1.8 pc)。1974 年,B Balik 和 S. Sanders 将频率为 2.7 和 8.1 GHz 的射电源 Strelets-A 以 2" 的分辨率映射到国家级 43 米射电望远镜上。射电天文台(NRAO)。两个射电源都被发现是直径小于 10 英寸(0.4 pc)的致密地层,周围环绕着热气云。1974 年,B. Balik 和 S. Sanders 在国家射电天文台 (NRAO) 的 43 米射电望远镜上以 2.7 和 8.1 GHz 的频率绘制了射电源 Strelets-A,分辨率为 2。小于 10 英寸的紧凑地层(0.4 pc) 直径,被热气云包围。1974 年,B. Balik 和 S. Sanders 在国家射电天文台 (NRAO) 的 43 米射电望远镜上以 2.7 和 8.1 GHz 的频率绘制了射电源 Strelets-A,分辨率为 2。小于 10 英寸的紧凑地层(0.4 pc) 直径,被热气云包围。

红外观测的开始

直到 1960 年代末,还没有研究银河系中心区域的有效仪器,因为从观察者看来,覆盖银河核心的密集宇宙尘埃云完全吸收了来自核心的可见辐射,并使无线电范围内的工作显着复杂化.由于红外天文学的发展,宇宙尘埃几乎是透明的,情况发生了巨大变化。早在 1947 年,Stebbins 和 A. Whitford 就使用光电池以 1.03 微米的波长扫描了银河赤道,但没有找到离散的红外源。 V. I. Moroz 在 1961 年对人马座 A 附近区域进行了类似的 1.7 微米波长扫描,也失败了。1966 年,E. Beklin 在 2.0-2.4 微米范围内扫描了人马座 A 区域并首次发现了源,在位置和大小对应于无线电源 Strelets-A。 1968 年,E. Becklin 和 G. Neugebauer 以 0.08-1.8 的分辨率扫描了 1.65、2.2 和 3.4 微米的波长,发现了一个结构复杂的物体,它由一个直径为 5' 的主红外源、一个内部的致密天体、扩展的背景区域和紧邻主要源的几个致密星状源。在 1970 年代中期,开始对观测对象的动态特性进行研究。1976 年,E. Vollman 光谱方法(使用波长为 12.8 微米的氖发射线 Ne II)研究了在银河系中心周围直径为 0.8 ps 的区域内气体运动的速度。观测显示气体的对称运动速度约为 75 km / s。根据获得的数据,沃尔曼首次尝试估计一个可能位于星系中心的物体的质量。他得到的质量上限竟然等于4·106个太阳质量。

检测紧凑型红外源

望远镜分辨率的进一步提高使得在银河系中心周围的气体云中识别几个紧凑的红外源成为可能。 1975 年,E. Becklin 和 G. Neugebauer 编制了一张波长为 2.2 微米和 10 微米、分辨率为 2.5 英寸的银河系中心红外图,在该图上他们确定了 20 个独立的源,称为 IRS1-IRS20。其中四个(1, 2, 3, 5) 在位置上与无线电观测中已知的射源 Sgr A 的组成部分重合。已识别源的性质被讨论了很长时间。其中一个 (IRS 7) 被确定为年轻的超巨星,其他几颗 - 作为年轻的巨星。结果证明 IRS 16 非常密集(每立方秒差距 106 个太阳质量),是由巨星和矮星组成的星团。其余的来源被认为是致密的 H II 云和行星状星云,其中一些包含恒星成分。单个源的纵向速度在±260 km/s以内,直径为0.1-0.45 pc,质量为0.1-10个太阳质量,距银河系中心的距离为0.05-1.6 pc。中心天体的质量估计为 3·106 个太阳质量,这与在中心半径为 1 pc 的区域内分布的质量顺序相同。由于计算质量的可能误差是相同的数量级,因此假设没有中心天体的可能性,而分布在 1 pc 半径内的质量估计为 0.8-1.6⋅107 个太阳质量。接下来的十年的特点是光学设备的分辨率逐渐提高,并且识别出越来越详细的红外源结构。到 1985 年,很明显中央黑洞最有可能的位置是指定为 IRS 16 的源。还探测到两股强大的电离气体流,其中一个在距银河系 1.7 pc 的圆形轨道上旋转中心,另一个 - 距离为 0.5 pc 的抛物线。根据这些流的速度计算出的中心天体的质量,第一条流的质量为 4.7·106 个太阳质量,第二个的质量为 3.5·106 个太阳质量。根据这些溪流的速度计算,第一条溪流为 4.7·106 个太阳质量,第二条为 3.5·106 个太阳质量。根据这些溪流的速度计算,第一条溪流为 4.7·106 个太阳质量,第二条为 3.5·106 个太阳质量。

观察单个恒星

1991 年,Sharp I 红外阵列探测器在智利拉西拉的欧洲南方天文台 (ESO) 的 3.5 米望远镜上投入使用。范围为 1–2.5 µm 的相机提供了每 1 个矩阵像素 50 角 µs 的分辨率。此外,在同一天文台的2.2米望远镜上还安装了3D光谱仪。随着高分辨率红外探测器的出现,观测星系中心区域的单个恒星成为可能。对它们的光谱特征的研究表明,它们中的大多数属于几百万年前的年轻恒星。与先前接受的观点相反,发现在超大质量黑洞附近,恒星形成的过程正在积极进行。相信这个过程的气源是两个扁平的吸积气环,1980年代在银河系中心被发现。然而,这些环的内径太大,无法解释紧邻黑洞的恒星形成过程。位于黑洞半径 1" 以内的恒星(所谓的“S 星”)具有随机的轨道矩方向,这与它们发生的吸积情景相矛盾。假设这些是红巨星的热核它们在银河系的遥远区域形成,然后迁移到中央区域,在那里它们的外壳被黑洞的潮汐力撕掉。到 1996 年,在大约 1 秒差距(25 ") 在射电源人马座 A * 周围的直径中​​,其中 220 个的径向速度被可靠地确定。中心天体的质量估计为 2-3⋅106 个太阳质量,半径 - 0,2光年。截至2009年10月,红外探测器的分辨率已达到0.0003"(相当于8 kpc距离处的2.5 AU。已测量运动参数的银河系中心1 pc内的恒星数量已超过6000. 计算了距离银河系中心最近的28颗恒星的确切轨道,其中最有趣的是恒星S2。在观测期间(1992-2007),它围绕黑洞进行了一次完整的公转,其中使得可以高精度地估计其轨道参数。15.8±0.11年,半长轴0.123±0.001英寸(1000天文单位),偏心率0.880±0.003,最大近似中心体0.015英寸或接近120天文单位。对开普勒,使高精度地估计中心体的质量成为可能。根据最新估算,为 (4.31 ± 0.06 ∣ stat ± 0.36 ∣ R 0) × 10 6 M ⊙, {\ displaystyle \ (4.31 \ pm 0.06 \ mid _ {stat} \ pm \, 0.36 \ mid _ { R_ {0 }}) \ times 10 ^ {6} M _ {\ odot},} 其中0.06的误差是由于S2星轨道参数测量误差造成的,误差为0,36 - 测量从太阳到银河系中心距离的误差。到银河系中心距离的最准确现代估计给出:R 0 8.33 ± 0.35 k p c。 {\ displaystyle \ R_ {0} 8.33 \ pm 0.35 \, \ mathrm {kpc}.} 使用公式更改距离估计值时重新计算中心体的质量:[4.31 (R 0 / 8.33 kpc) 2.19 ± 0.06 ± 8.6 Δ R / R 0] × 10 6 M ⊙。 {\ displaystyle \ [\, 4.31 (R_ {0} /8.33 \, \ mathrm {kpc}) ^ {2.19} \ pm 0.06 \ pm 8.6 \ Delta R / R_ {0} \,] \ times 10 ^ {6 } M _ {\ odot}.} 质量为 4·106 个太阳质量的黑洞的引力半径约为 1200 万公里,即 0.08 天文单位。即比恒星S2接近中心天体的最近距离小1400倍。然而,研究人员几乎毫无疑问地认为,中心天体不是由低光度恒星、中子星或黑洞组成的星团,因为集中在这么小的体积里,它们不可避免地会在短时间内融合成一个超大质量的物体,它只能是一个黑洞。

我们银河系外的超大质量黑洞

截至 2018 年,最重的超大质量黑洞位于 Canis Hounds 星座的类星体 TON 618,距离太阳 103.7 亿光年。它的质量是660亿M⊙。 Holmberg 15A 星系中心的超大质量黑洞,位于鲸鱼座中,质量为 7 亿 sv。距太阳多年,质量约为 40 ± 80 亿个太阳质量。一个质量是太阳质量 210 亿倍的超大质量黑洞位于后发维罗妮卡星座的 NGC 4889 星系中。巨蟹座的类星体OJ 287是一个双黑洞系统,其中最大的一个质量相当于180亿M⊙,实际上是一个小星系的质量。英仙座星系NGC 1277中心的黑洞质量为170亿M⊙,占整个星系质量的14%。大熊座超大质量黑洞Q0906+6930的质量为100亿M⊙。

矮星系中的超大质量黑洞

2011年,在距离太阳3000万光年的罗盘星座Henize 2-10矮星系中发现了一个质量为3·106M⊙的活动超大质量黑洞。然后在恒星形成相对较弱的星系中发现了大约 100 个活动的大质量黑洞。使用更长的无线电波进一步搜索发现了 39 个不太活跃的大质量黑洞的候选者,其中至少 14 个候选者最有可能是大质量黑洞。其中一些潜在的大质量黑洞并不位于星系的中心,而是位于星系的外围。计算机模拟表明,多达一半的矮星系可能有偏离中心的黑洞。

也可以看看

最大质量黑洞列表

注释(编辑)

链接

揭示了超大质量黑洞劳拉·费拉雷斯的形成机制;大卫·梅里特。超大质量黑洞(英文)//物理世界:杂志。- 2002. - 卷。15,没有。1. - 第 41-46 页。- doi:10.1088 / 2058-7058 / 15/6/43。-. - arXiv:astro-ph / 0206222。