Wielka czarna dziura

Article

May 22, 2022

Supermasywna czarna dziura (SMBH lub czasami SBH) jest największym typem czarnej dziury, a jej masa jest rzędu milionów do miliardów mas Słońca (M☉). Czarne dziury to klasa obiektów astronomicznych, które uległy kolapsowi grawitacyjnemu, pozostawiając sferoidalne obszary przestrzeni, z których nic nie może uciec, nawet światło. Dowody obserwacyjne wskazują, że prawie każda duża galaktyka ma w swoim centrum supermasywną czarną dziurę. Na przykład Droga Mleczna ma supermasywną czarną dziurę w swoim centrum Galaktyki, odpowiadającą źródłu radiowemu Sagittarius A*. Akrecja gazu międzygwiazdowego na supermasywnych czarnych dziurach jest procesem odpowiedzialnym za zasilanie aktywnych jąder galaktycznych i kwazarów. Dwie supermasywne czarne dziury zostały bezpośrednio sfotografowane przez Teleskop Event Horizon: czarna dziura w gigantycznej galaktyce eliptycznej Messier 87 i czarna dziura w Centrum Drogi Mlecznej.

Opis

Supermasywne czarne dziury są klasycznie definiowane jako czarne dziury o masie powyżej 0,1 miliona do 1 miliona M☉. Niektórzy astronomowie zaczęli określać czarne dziury o wielkości co najmniej 10 miliardów M☉ jako ultramasywne czarne dziury. Większość z nich (takich jak TON 618) związana jest z wyjątkowo energetycznymi kwazarami. Jeszcze większe nazwano zdumiewająco dużymi czarnymi dziurami (SLAB) o masach przekraczających 100 miliardów M☉. Chociaż zauważyli, że obecnie nie ma dowodów na to, że zdumiewająco duże czarne dziury są prawdziwe, zauważyli, że istnieją supermasywne czarne dziury prawie tej wielkości. Niektóre badania sugerują, że maksymalna masa, jaką może osiągnąć czarna dziura, będąc akretorami światła, jest rzędu ~50 miliardów M☉. Supermasywne czarne dziury mają właściwości fizyczne, które wyraźnie odróżniają je od klasyfikacji o mniejszej masie. Po pierwsze, siły pływowe w pobliżu horyzontu zdarzeń są znacznie słabsze w przypadku supermasywnych czarnych dziur. Siła pływowa działająca na ciało na horyzoncie zdarzeń czarnej dziury jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu masy czarnej dziury: osoba na horyzoncie zdarzeń czarnej dziury o wielkości 10 milionów M☉ doświadcza mniej więcej takiej samej siły pływowej między głową a stopami, co osoba na powierzchni ziemi. Inaczej niż w przypadku czarnych dziur o masie gwiazdowej, znaczącej siły pływowej można doświadczyć dopiero bardzo głęboko w czarnej dziurze. Ponadto, nieco sprzeczne z intuicją jest zauważenie, że średnia gęstość SMBH w jej horyzoncie zdarzeń (zdefiniowana jako masa czarnej dziury podzielona przez objętość przestrzeni w promieniu Schwarzschilda) może być mniejsza niż gęstość wody. Dzieje się tak, ponieważ promień Schwarzschilda jest wprost proporcjonalny do jego masy. Ponieważ objętość obiektu kulistego (takiego jak horyzont zdarzeń nie obracającej się czarnej dziury) jest wprost proporcjonalna do sześcianu o promieniu, gęstość czarnej dziury jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu masy, a zatem wyższa masowe czarne dziury mają niższą średnią gęstość. Promień Schwarzschilda horyzontu zdarzeń (nieobrotowej) supermasywnej czarnej dziury o wartości ~1 miliarda M☉ jest porównywalny z półosią wielką orbity planety Uran, która wynosi 19 AU.

Historia badań

Historia odkrycia supermasywnych czarnych dziur rozpoczęła się od zbadania przez Maartena Schmidta źródła radiowego 3C 273 w 1963 roku. Początkowo uważano, że jest to gwiazda, ale widmo okazało się zagadkowe. Określono, że są to linie emisji wodoru, które zostały przesunięte ku czerwieni, co wskazuje, że obiekt oddala się od Ziemi. Prawo Hubble'a pokazało, że obiekt znajduje się kilka miliardów lat świetlnych od nas, a zatem musi emitować energię równoważną setkom galaktyk. Szybkość zmian światła źródła nazwanego quasi-gwiazdą lub kwazarem sugerowała, że ​​obszar emitujący ma średnicę jednego parseka lub mniej. Do roku 1964 zidentyfikowano cztery takie źródła. W 1963 Fred Hoyle i W. A. ​​Fowler zaproponowali istnienie supermasywnych gwiazd spalających wodór (SMS) jako wyjaśnienie