Superzwaar zwart gat

Article

May 21, 2022

Een superzwaar zwart gat (SMBH of soms SBH) is het grootste type zwart gat, met een massa in de orde van miljoenen tot miljarden keren de massa van de zon (M☉). Zwarte gaten zijn een klasse van astronomische objecten die door de zwaartekracht zijn ingestort en bolvormige gebieden in de ruimte hebben achtergelaten waaruit niets kan ontsnappen, zelfs geen licht. Observationeel bewijs geeft aan dat bijna elk groot sterrenstelsel een superzwaar zwart gat in het centrum heeft. De Melkweg heeft bijvoorbeeld een superzwaar zwart gat in zijn galactisch centrum, dat overeenkomt met de radiobron Sagittarius A*. Aanwas van interstellair gas op superzware zwarte gaten is het proces dat verantwoordelijk is voor het aandrijven van actieve galactische kernen en quasars. Twee superzware zwarte gaten zijn rechtstreeks in beeld gebracht door de Event Horizon Telescope: het zwarte gat in het gigantische elliptische sterrenstelsel Messier 87 en het zwarte gat aan de Het centrum van de Melkweg.

Beschrijving

Superzware zwarte gaten worden klassiek gedefinieerd als zwarte gaten met een massa van meer dan 0,1 miljoen tot 1 miljoen M☉. Sommige astronomen zijn begonnen zwarte gaten van minstens 10 miljard M☉ als ultrazware zwarte gaten te bestempelen. De meeste hiervan (zoals TON 618) worden geassocieerd met uitzonderlijk energetische quasars. Zelfs grotere worden verbazingwekkend grote zwarte gaten (SLAB) genoemd met massa's van meer dan 100 miljard M☉. Hoewel ze opmerkten dat er momenteel geen bewijs is dat verbazingwekkend grote zwarte gaten echt zijn, merkten ze op dat er wel superzware zwarte gaten van bijna die grootte bestaan. Sommige studies hebben gesuggereerd dat de maximale massa die een zwart gat kan bereiken, hoewel het lichtgevende accretors zijn, in de orde van ~ 50 miljard M☉ is. Superzware zwarte gaten hebben fysieke eigenschappen die ze duidelijk onderscheiden van classificaties met een lagere massa. Ten eerste zijn de getijkrachten in de buurt van de waarnemingshorizon aanzienlijk zwakker voor superzware zwarte gaten. De getijkracht op een lichaam aan de waarnemingshorizon van een zwart gat is omgekeerd evenredig met het kwadraat van de massa van het zwarte gat: een persoon aan de waarnemingshorizon van een zwart gat van 10 miljoen M☉ ervaart ongeveer dezelfde getijkracht tussen hoofd en voeten als een persoon op het aardoppervlak. In tegenstelling tot zwarte gaten met stellaire massa, zou men geen significante getijdenkracht ervaren tot zeer diep in het zwarte gat. Bovendien is het enigszins contra-intuïtief om op te merken dat de gemiddelde dichtheid van een SMBH binnen zijn waarnemingshorizon (gedefinieerd als de massa van het zwarte gat gedeeld door het ruimtevolume binnen zijn Schwarzschild-straal) minder kan zijn dan de dichtheid van water. Dit komt omdat de straal van Schwarzschild recht evenredig is met zijn massa. Aangezien het volume van een bolvormig object (zoals de waarnemingshorizon van een niet-roterend zwart gat) recht evenredig is met de derde macht van de straal, is de dichtheid van een zwart gat omgekeerd evenredig met het kwadraat van de massa, en dus hoger massale zwarte gaten hebben een lagere gemiddelde dichtheid. De Schwarzschild-straal van de waarnemingshorizon van een (niet-roterend) superzwaar zwart gat van ~ 1 miljard M☉ is vergelijkbaar met de semi-hoofdas van de baan van planeet Uranus, die 19 is AU.

Geschiedenis van onderzoek

Het verhaal over de ontdekking van superzware zwarte gaten begon met het onderzoek door Maarten Schmidt van de radiobron 3C 273 in 1963. Aanvankelijk dacht men dat dit een ster was, maar het spectrum bleek raadselachtig. Er werd vastgesteld dat het waterstofemissielijnen waren die rood waren verschoven, wat aangeeft dat het object zich van de aarde af bewoog. De wet van Hubble toonde aan dat het object zich op enkele miljarden lichtjaren afstand bevond en dus het energie-equivalent van honderden sterrenstelsels moet uitstralen. De snelheid van lichtvariaties van de bron die een quasi-stellair object of quasar wordt genoemd, suggereerde dat het emitterende gebied een diameter van één parsec of minder had. Vier van dergelijke bronnen waren in 1964 geïdentificeerd. In 1963 stelden Fred Hoyle en W.A. Fowler het bestaan ​​van waterstofbrandende superzware sterren (SMS) voor als verklaring voor de comp