Надмасивна чорна діра
Надмасивна чорна діра- це чорна діра з масою 10 5 -10 11 мас Сонця. Станом на 2014 рік надмасивні чорні дірки виявлені в центрі багатьох галактик, включаючи Чумацький Шлях [2] .
Зміст
Надмасивні чорні діри мають специфічні властивості, що відрізняють їх від менших чорних дірок:
- Парадоксально, але середня щільність надмасивної чорної діри (обчислювана шляхом розподілу маси чорної діри на її обсяг Шварцшильда) може бути дуже мала (навіть менше щільності повітря [3]). Це тим, що радіус Шварцшильда прямо пропорційний масі, а щільність — обернено пропорційна обсягу (тобто у разі щільність обернено пропорційна радіусу Шварцшильда). Оскільки обсяг сферичного об'єкта (наприклад, горизонту подій чорної діри, що не обертається) прямо пропорційний кубу радіуса. В результаті середня щільність чорної дірки зменшується із збільшенням її маси:
- Приливні сили біля горизонту подій значно слабші через те, що центральна сингулярність розташована так далеко від горизонту, що гіпотетичний космонавт, що подорожує до центру чорної діри, не відчує впливу екстремальних приливних сил доти, доки не зануриться в неї дуже глибоко.
Загальноприйнятої теорії освіти чорних дірок такої маси ще немає. Існує кілька гіпотез, найбільш очевидною з яких є гіпотеза, що описує поступове нарощування маси чорної діри акрецією речовини на чорну дірку зоряної маси. Інша гіпотеза передбачає, що надмасивні чорні діри утворюються при колапсі великих газових хмар та їх перетворенні на релятивістську зірку масою кілька сотень тисяч сонячних мас.або більше. Така зірка швидко стає нестабільною до радіальних обурень у зв'язку з процесами утворення електронно-позитронних пар, що відбуваються в її ядрі, і може сколапсувати відразу в чорну дірку. При цьому колапс йде минаючи стадію наднової, коли б вибух розкидав більшу частину маси, не дозволивши утворитися надмасивної чорної дірі. Ще одна модель передбачає, що надмасивні чорні діри могли утворитися в результаті колапсу щільних зоряних кластерів, коли негативна теплоємність системи призводить до дисперсії швидкості в ядрі до релятивістських значень. Нарешті, первинні чорні діри могли утворитися з початкових збурень відразу після Великого вибуху.
Проблема утворення надмасивної чорної діри полягає в тому, що достатня для цього кількість речовини повинна бути сконцентрована у відносно невеликому обсязі. Для цього у матерії має бути дуже малий початковий кутовий момент — повільне обертання. Зазвичай швидкість акреції на чорну дірку обмежена саме кутовим моментом падаючої матерії, який повинен бути в основному переданий назовні, що і обмежує швидкість зростання маси чорної діри (див. акреційний диск).
В даний час єдиний достовірний спосіб відрізнити чорну дірку від об'єкта іншого типу полягає в тому, щоб виміряти масу та розміри об'єкта та порівняти його радіус з гравітаційним радіусом, який задається формулою
На жаль, сьогодні роздільна здатність телескопів недостатня для того, щоб розрізняти області простору розміром порядку гравітаційного радіусу чорної діри. Тому в ідентифікації надмасивних об'єктів як чорних дірок є певний ступінь припущення. Вважається, що встановлена верхня межа розмірів цих об'єктів недостатня,щоб розглядати їх як скупчення білих чи коричневих карликів, нейтронних зірок, чорних дірок звичайної маси.
Існує безліч способів визначити масу і орієнтовні розміри надмасивного тіла, проте більшість з них заснована на вимірі характеристик орбіт об'єктів, що обертаються навколо них (зірок, радіоджерел, газових дисків). У найпростішому випадку, що часто зустрічається, звернення відбувається по кеплерівських орбітах, про що говорить пропорційність швидкості обертання супутника квадратному кореню з великої півосі орбіти:
У цьому випадку маса центрального тіла знаходиться за відомою формулою
У ряді випадків, коли об'єкти-супутники є суцільним середовищем (газовий диск, щільне зоряне скупчення), яке своїм тяжінням впливає на характеристики орбіти, радіальний розподіл маси в ядрі галактики виходить шляхом вирішення т.з. беззіткне рівняння Бернуллі.
Метод відношення маса-світність
Основним методом пошуку надмасивних чорних дірок в даний час є дослідження розподілу яскравості та швидкості руху зірок залежно від відстані до центру галактики [8] . Розподіл яскравості знімається фотометричними методами при фотографуванні галактик з великою роздільною здатністю, швидкості зірок - по червоному зміщенню та розширенню ліній поглинання у спектрі зірки.
Вимірювання швидкості обертання газу
Останнім часом завдяки підвищенню роздільної здатності телескопів стало можливим спостерігати та вимірювати швидкості руху окремих об'єктів у безпосередній близькості від центру галактик. Так, за допомогою спектрографа FOS (Faint Object Spectrograph) космічного телескопа «Хаббл» групою під керівництвом Х. Форда була виявлена газова, що обертається.структура у центрі галактики M87 [9] . Швидкість обертання газу на відстані близько 60 світлових років від центру галактики становила 550 км/с, що відповідає кеплерівській орбіті з масою центрального тіла близько 3⋅109 мас сонця. Незважаючи на гігантську масу центрального об'єкта, не можна сказати з певністю, що він є чорною діркою, оскільки гравітаційний радіус такої чорної діри становить близько 0,001 світлового року.
Вимірювання швидкості мікрохвильових джерел
В 1995 група під керівництвом Дж. Морана спостерігала точкові мікрохвильові джерела, що обертаються в безпосередній близькості від центру галактики NGС 4258 [10] . Спостереження проводилися за допомогою радіоінтерферометра, що включав мережу наземних радіотелескопів, що дозволило спостерігати центр галактики з кутовою роздільною здатністю 0,001. Усього було виявлено 17 компактних джерел, розташованих у дископодібній структурі радіусом близько 10 світлових років. Джерела оберталися відповідно до кеплерівського закону (швидкість обертання обернено пропорційна квадратному кореню з відстані), звідки маса центрального об'єкта була оцінена як 4⋅10 7 мас сонця, а верхня межа радіуса ядра — 0,04 світлового року.
Спостереження траєкторій окремих зірок
У 1993-1996 роках А. Екарт і Р. Генцель спостерігали рух окремих зірок на околицях центру нашої Галактики [11] . Спостереження проводилися в інфрачервоних променях, для яких шар космічного пилу поблизу ядра галактики не є на заваді. В результаті вдалося точно виміряти параметри руху 39 зірок, що знаходяться на відстані від 0,13 до 1,3 світлового року від центру галактики. Було встановлено, що рух зірок відповідає кеплерівському, центральне тіло масою 2,5⋅10 6 мас сонця та радіусом не більше 0,05світлового року відповідає положенню компактного радіоджерела Стрілець-А (Sgr A).
Маса надмасивної чорної діри за різними оцінками становить від двох до п'яти мільйонів сонячних мас.
Спостереження у радіодіапазоні
Довгий час центр нашої Галактики, приблизний стан якого (сузір'я Стрільця) був відомий за оптичними спостереженнями, не був асоційований ні з яким компактним астрономічним об'єктом. Тільки в 1960 Дж. Оорт і Г. Рогур встановили, що в безпосередній близькості (менше 0,03 °) від галактичного центру знаходиться радіоджерело Стрілець A * (Sgr A) [12] . В 1966 Д. Даунс і А. Максвелл, узагальнивши дані по радіоспостереження в дециметровому і сантиметровому діапазонах, дійшли висновку, що мале ядро Галактики являє собою об'єкт діаметром 10 пк, пов'язаний з джерелом Стрілець-А [13] .
До початку 1970-х років завдяки спостереженням у радіохвильовому діапазоні було відомо, що радіоджерело Стрілець-А має складну просторову структуру. У 1971 році Даунс і Мартін, проводячи спостереження на Кембриджському радіотелескопі з базою 1,6 км на частотах 2,7 і 5 ГГц з роздільною здатністю близько 10 ', з'ясували, що радіоджерело складається з двох дифузних хмар, що знаходяться на відстані 1' один від одного : східна частина (Sgr A) випромінює радіохвильовий спектр нетермічної природи, а західна (Sgr A*) є радіовипромінюючою хмарою гарячого іонізованого газу діаметром близько 45” (1,8 пк) [14] . Сандерс провели на 43-метровому радіотелескопі Національної радіоастрономічної обсерваторії (NRAO) картографування радіоджерела Стрілець-А на частотах 2,7 та 8,1 ГГц з роздільною здатністю 2" [15] . Було виявлено, що обидва радіоджерела є компактними утвореннями діаметром менше 10" (0,4пк), оточені хмарами гарячого газу.
Початок спостережень в інфрачервоному діапазоні
Аж до кінця 1960-х років не існувало ефективних інструментів для вивчення центральних областей Галактики, оскільки щільні хмари космічного пилу, що закривають від спостерігача галактичне ядро, повністю поглинають видиме випромінювання, що йде з ядра, і значно ускладнюють роботу в радіодіапазоні.
Ситуація докорінно змінилася завдяки розвитку інфрачервоної астрономії, на яку космічний пил практично прозора. Ще в 1947 Стеббінс і А. Уітфорд, використовуючи фотоелемент, сканували галактичний екватор на довжині хвилі 1,03 мкм, проте не виявили дискретного інфрачервоного джерела [16] . В. І. Мороз в 1961 провів аналогічне сканування околиць Sgr A на хвилі 1,7 мкм і теж зазнав невдачі. [17]. У 1966 році Е. Беклін сканував район Sgr A в діапазоні 2,0-2,4 мкм і вперше виявив джерело, за становищем і розмірами відповідало радіоджерелу Стрілець-А.
В 1968 Е. Беклін і Г. Нейгебауер провели сканування для довжин хвиль 1,65, 2,2 і 3,4 мкм з роздільною здатністю 0,08-1,8" і виявили об'єкт складної структури, що складався з основного інфрачервоного джерела діаметром 5 ', компактного об'єкта всередині нього, розширеної фонової області та кількох компактних зіркоподібних джерел у безпосередній близькості від основного джерела [18] .
У 1970-х років починається дослідження динамічних характеристик об'єктів, що спостерігаються. У 1976 Е. Воллман спектральними методами (використовувалася лінія випромінювання неону Ne II з довжиною хвилі 12,8 мкм) досліджував швидкість руху газів, в області діаметром 0,8 пс навколо галактичного центру. Спостереження показали симетричний рух газу зі швидкостями близько75 км/с. За отриманими даними Воллман зробив одну з перших спроб оцінити масу об'єкта, що, ймовірно, знаходиться в центрі галактики. Отримана ним верхня межа маси виявилася рівною 4⋅10 6 мас Сонця [19] .
Виявлення компактних інфрачервоних джерел
Подальше збільшення роздільної здатності телескопів дозволило виділити в газовій хмарі, що оточує центр Галактики, кілька компактних інфрачервоних джерел. У 1975 році Е. Беклін і Г. Нейгебауер склали інфрачервону карту центру Галактики для довжин хвиль 2,2 і 10 мкм з роздільною здатністю 2,5", на якій виділили 20 відокремлених джерел, що отримали назву IRS1-IRS20 [20]. (1, 2, 3, 5) позиційно збіглися з відомими за радіоспостереженнями компонентами радіоджерела Sgr A. Природа виділених джерел тривалий час обговорювалася, одне з них (IRS 7) ідентифіковано як молода зірка-надгігант, кілька інших — як молоді гіганти. виявився дуже щільним (10 6 мас Сонця на кубічний парсек) скупченням зірок-гігантів і карликів.Інші джерела імовірно були компактними хмарами H II і планетарними туманностями, в деяких з яких були зоряні компоненти [21] Поздовжня швидкість окремих джерел лежала в межах ± 260 км/c, діаметр становив 0,1-0,45 пк, маса 0,1-10 мас Сонця, відстань від центру Галактики 0,05-1,6 пк. таким самим був порядок маси, розподіленої в області радіусом 1 пк навколо центру. Оскільки ймовірна помилка при обчисленні мас була того ж порядку, допускалася можливість відсутності центрального тіла, при цьому розподілена в радіусі 1 пк маса оцінювалася як 0,8-1,6⋅107 мас Сонця [22].
Наступне десятиліттяхарактеризувалося поступовим зростанням роздільної здатності оптичних приладів і виявленням більш докладної структури інфрачервоних джерел. До 1985 року стало ясно, що найбільш вірогідним місцем знаходження центральної чорної діри є джерело, позначене як IRS 16. Було виявлено також два потужні потоки іонізованого газу, один з яких обертався по круговій орбіті на відстані 1,7 пк від центру Галактики, а другий - по параболічній на відстані 0,5 пк. Маса центрального тіла, розрахована за швидкістю цих потоків склала 4,7⋅10 6 мас Сонця по першому потоку і 3,5⋅10 6 мас Сонця по другому [23] .