Gaura neagra supermasiva

O gaură neagră supermasivă  este o gaură neagră cu o masă de 105-1011 mase solare . Găuri negre supermasive au fost găsite în centrul multor galaxii , inclusiv Calea Lactee [2] .

Proprietăți specifice

Găurile negre supermasive au proprietăți specifice care le deosebesc de găurile negre mai mici:

• Paradoxal, densitatea medie a unei găuri negre supermasive (calculată prin împărțirea masei unei găuri negre la volumul său Schwarzschild ) poate fi foarte mică (chiar mai mică decât densitatea aerului [3] în straturile inferioare ale atmosferei Pământului). Acest lucru se datorează faptului că raza Schwarzschild este direct proporțională cu masa, iar densitatea este invers proporțională cu volumul (adică, în acest caz, densitatea este invers proporțională cu raza Schwarzschild ). În plus, volumul unui obiect sferic (de exemplu, orizontul de evenimente al unei găuri negre care nu se rotește) este direct proporțional cu cubul razei. Ca urmare, densitatea medie a unei găuri negre scade pe măsură ce masa acesteia crește:

• Forțele mareelor ​​din apropierea orizontului evenimentelor sunt mult mai slabe datorită faptului că singularitatea centrală este situată atât de departe de orizont, încât un astronaut ipotetic care călătorește în centrul unei găuri negre nu ar simți efectele forțelor de maree extreme până când acestea se cufundă foarte adânc. în ea .
• Găurile negre supermasive sunt sursa aproape tuturor neutrinilor cosmici [4] [5] .

Formare

Nu există o teorie general acceptată a formării găurilor negre cu o astfel de masă. Există mai multe ipoteze, dintre care cea mai evidentă este ipoteza care descrie creșterea treptată a masei unei găuri negre prin acumularea de materie pe o gaură neagră cu masă stelară. O altă ipoteză sugerează că găurile negre supermasive se formează atunci când norii mari de gaz se prăbușesc și se transformă într-o stea relativistă cu o masă de câteva sute de mii de mase solare sau mai mult. O astfel de stea devine rapid instabilă la perturbațiile radiale din cauza proceselor de formare a perechilor electron-pozitron care au loc în miezul său și se poate prăbuși imediat într-o gaură neagră. În acest caz, prăbușirea ocolește stadiul supernovei , în care explozia ar împrăștia cea mai mare parte a masei, prevenind formarea unei găuri negre supermasive. . Un alt model sugerează că găurile negre supermasive s-ar putea forma ca urmare a prăbușirii clusterelor stelare dense, atunci când capacitatea de căldură negativă a sistemului aduce dispersia vitezei în miez la valori relativiste. În cele din urmă, găurile negre primordiale s-ar fi putut forma din perturbații inițiale imediat după Big Bang . .

Dificultatea în formarea unei găuri negre supermasive constă în faptul că o cantitate suficientă de materie pentru aceasta trebuie concentrată într-un volum relativ mic. Pentru a face acest lucru, materia trebuie să aibă un moment unghiular inițial foarte mic - adică o rotație lentă. De obicei, rata de acumulare pe o gaură neagră este limitată tocmai de momentul unghiular al materiei care intră, care practic trebuie să fie transferată înapoi spre exterior, ceea ce limitează rata de creștere a masei găurii negre (vezi discul de acreție ) .

Există un decalaj în distribuția de masă în lista observată a candidaților pentru găuri negre. Există găuri negre de masă stelară, formate din prăbușirea stelelor, ale căror mase se extind, probabil până la 33 de mase solare. Masa minimă a găurilor negre supermasive se află în regiunea de 10 5 mase solare (cu o valoare maximă de cel mult 5·10 10 mase solare [6] ). Cea mai masivă gaură neagră descoperită, SDSS J140821.67+025733.2, are o masă de 1,96 10 11 mase solare [7] . Găurile negre de masă intermediară ar trebui să se afle între aceste valori , dar o astfel de gaură neagră ( HLX-1 , descoperită de radiotelescopul australian CSIRO la 9 iulie 2012) este cunoscută doar într-o singură copie [8] , ceea ce este un argument în favoarea diferitelor mecanisme de formare a găurilor negre ușoare și grele. Unele modele astrofizice [9] , totuși, explică trăsăturile caracteristice ale surselor de raze X superbright ca conținând doar astfel de găuri negre (mase intermediare).

Aproape că nu există materie întunecată în galaxia pitică Leu I , dar există o gaură neagră supermasivă în centru cu o masă de ~3 milioane M ⊙ . Oamenii de știință nu au nicio explicație pentru modul în care a apărut o gaură neagră supermasivă într-o galaxie sferică pitică [10] .

Detectarea găurilor negre supermasive

În prezent, singura modalitate fiabilă de a distinge o gaură neagră de un alt tip de obiect este de a măsura masa și dimensiunea obiectului și de a compara raza acestuia cu raza gravitațională , care este dată de

.

unde  este constanta gravitațională,  este masa obiectului,  este viteza luminii .

Astăzi, rezoluția telescoapelor este insuficientă pentru a distinge regiunile spațiului de ordinul razei gravitaționale a unei găuri negre. Prin urmare, există un anumit grad de presupunere în identificarea găurilor negre supermasive. Se crede că limita de mărime superioară stabilită pentru aceste obiecte este insuficientă pentru a le considera grupuri de pitici albe sau maro , stele neutronice , găuri negre de masă obișnuită. .

Există multe modalități de a determina masa și dimensiunile aproximative ale unui corp supermasiv, dar cele mai multe dintre ele se bazează pe măsurarea caracteristicilor orbitelor obiectelor care se rotesc în jurul lor (stele, surse radio, discuri gazoase). În cel mai simplu și cel mai comun caz, inversarea are loc de-a lungul orbitelor Kepleriene, așa cum demonstrează proporționalitatea vitezei de rotație a satelitului cu rădăcina pătrată a semi-axei ​​majore a orbitei. :

.

În acest caz, masa corpului central este găsită prin formula binecunoscută

.

Într-o serie de cazuri, când obiectele satelit sunt un mediu continuu (un disc gazos, un grup de stele dens), care influențează caracteristicile orbitei prin gravitație, distribuția radială a masei în miezul galactic se obține prin rezolvarea so- numit. ecuația Bernoulli fără coliziune .

Metoda raportului masă-luminozitate

Principala metodă de căutare a găurilor negre supermasive în prezent este studiul distribuției luminozității și vitezei de mișcare a stelelor în funcție de distanța până la centrul galaxiei [11] .

Distribuția luminozității este luată prin metode fotometrice atunci când fotografiați galaxii cu o rezoluție mare, viteza stelelor - prin deplasarea spre roșu și lărgirea liniilor de absorbție în spectrul unei stele. .

Având distribuția vitezei stelare , se poate găsi distribuția radială a maselor în galaxie. De exemplu, cu o simetrie eliptică a câmpului de viteză, soluția ecuației Bernoulli dă următorul rezultat:

,

unde  este viteza de rotație și  sunt proiecțiile radiale și azimutale ale dispersiei vitezei,  este constanta gravitațională,  este densitatea materiei stelare, care se presupune de obicei a fi proporțională cu luminozitatea .

Deoarece o gaură neagră are o masă mare la luminozitate scăzută, unul dintre semnele prezenței unei găuri negre supermasive în centrul galaxiei poate fi un raport mare masă-luminozitate pentru miezul galactic. Un grup dens de stele obișnuite are un raport de ordinul unu (masa și luminozitatea sunt exprimate în termeni de masele și luminozitățile soarelui), astfel încât valorile (pentru unele galaxii ) sunt indicative ale prezenței unei supramasive. gaură neagră. Cu toate acestea, sunt posibile explicații alternative pentru acest fenomen: grupuri de pitice albe sau maro, stele neutronice, găuri negre de masă obișnuită. .

Măsurarea vitezei de rotație a unui gaz

Recent, datorită creșterii rezoluției telescoapelor, a devenit posibil să se observe și să se măsoare vitezele obiectelor individuale din imediata vecinătate a centrului galaxiilor. Astfel, folosind spectrograful FOS (Faint Object Spectrograph) al telescopului spațial Hubble, un grup condus de H. Ford a descoperit o structură de gaz rotativă în centrul galaxiei M87 [12] . Viteza de rotație a gazului la o distanță de aproximativ 60 de ani lumină de centrul galaxiei a fost de 550 km/s, ceea ce corespunde unei orbite kepleriene cu o masă corporală centrală de aproximativ 3⋅10 9 mase solare. În ciuda masei uriașe a obiectului central, nu se poate spune cu certitudine că este o gaură neagră, deoarece raza gravitațională a unei astfel de găuri negre este de aproximativ 0,001 ani lumină. . Potrivit altor surse, obiectul fotografiat de telescopul Event Horizon este o gaură neagră supermasivă [13] .

Măsurarea vitezei surselor de microunde

În 1995, un grup condus de J. Moran a observat surse punctuale de microunde care se roteau în imediata vecinătate a centrului galaxiei NGC 4258 [14] . Observațiile au fost efectuate folosind un interferometru radio, care a inclus o rețea de radiotelescoape la sol, care a făcut posibilă observarea centrului galaxiei cu o rezoluție unghiulară de 0,001 inchi. Au fost descoperite în total 17 surse compacte, situate într-o structură asemănătoare unui disc, cu o rază de aproximativ 10 ani lumină. Sursele s-au rotit în conformitate cu legea Kepleriană (viteza de rotație este invers proporțională cu rădăcina pătrată a distanței), de la care masa obiectului central a fost estimată la 4⋅10 7 mase ale soarelui, iar limita superioară a raza miezului a fost de 0,04 ani lumină .

Observarea traiectoriilor stelelor individuale

În 1993-1996, A. Eckart și R. Genzel au observat mișcarea stelelor individuale în vecinătatea centrului galaxiei noastre [15] . Observațiile au fost efectuate în raze infraroșii, pentru care stratul de praf cosmic din apropierea miezului galactic nu este un obstacol. Ca rezultat, a fost posibil să se măsoare cu precizie parametrii de mișcare a 39 de stele situate la o distanță de 0,13 până la 1,3 ani lumină de centrul galaxiei. S-a constatat că mișcarea stelelor corespunde celei kepleriene, în care corpul central cu o masă de 2,5⋅10 6 mase solare și o rază de cel mult 0,05 ani lumină corespunde poziției sursei radio compacte Săgetător- A (Sgr A) .

Gaura neagră supermasivă din centrul Căii Lactee

Masa unei găuri negre supermasive, conform diverselor estimări, este de la două până la cinci milioane de mase solare.

Observații radio

Multă vreme centrul galaxiei noastre, a cărei poziție aproximativă (constelația Săgetător) era cunoscută din observații optice, nu a fost asociat cu niciun obiect astronomic compact. Abia în 1960, J. Oort și G. Rogur au stabilit că în imediata apropiere (mai puțin de 0,03°) a centrului galactic se află o sursă radio Sagittarius A* (Sgr A*) [16] . În 1966, D. Downes și A. Maxwell, rezumând datele din observațiile radio în intervalele decimetrice și centimetrice, au ajuns la concluzia că nucleul mic al Galaxiei este un obiect cu un diametru de 10 pc, asociat cu Săgetătorul-A. sursa [17] .

Până la începutul anilor 1970, datorită observațiilor în domeniul undelor radio, se știa că sursa radio Săgetător-A are o structură spațială complexă. În 1971, Downes și Martin, observând cu radiotelescopul Cambridge cu o bază de 1,6 km la frecvențe de 2,7 și 5 GHz cu o rezoluție de aproximativ 10′, au descoperit că sursa radio este formată din doi nori difuzi aflați la o distanță de 1. ' una de cealaltă: partea de est (Sgr A) emite un spectru de unde radio de natură non-termică, iar partea de vest (Sgr A *) este un nor radioemițător de gaz ionizat fierbinte cu un diametru de aproximativ 45" ( 1,8 buc) [18] .În 1974, B. Balik și S. Sanders au efectuat cartografierea sursei radio Sagittarius-A la frecvențe de 2,7 și 8,1 GHz cu o rezoluție de 2" pe radiotelescopul de 43 de metri al Naționalului. Observatorul de radioastronomie (NRAO) [19] . Ambele surse radio s-au dovedit a fi formațiuni compacte cu diametrul mai mic de 10" (0,4 buc) înconjurate de nori de gaz fierbinte.

Începutul observațiilor în infraroșu

Până la sfârșitul anilor 1960, nu existau instrumente eficiente pentru studierea regiunilor centrale ale Galaxiei, deoarece norii denși de praf cosmic, care acoperă miezul galactic de la observator, absorb complet radiația vizibilă care vine din nucleu și complică semnificativ munca în raza radio.

Situația s-a schimbat radical datorită dezvoltării astronomiei în infraroșu, pentru care praful cosmic este practic transparent. În 1947, Stebbins și A. Whitford, folosind o celulă fotoelectrică, au scanat ecuatorul galactic la o lungime de undă de 1,03 μm, dar nu au detectat o sursă de infraroșu discretă [20] . V. I. Moroz în 1961 a efectuat o scanare similară a vecinătății Sgr A la o lungime de undă de 1,7 microni și, de asemenea, a eșuat. [21] . În 1966, E. Böcklin a scanat regiunea Sgr A în intervalul de 2,0-2,4 µm și a descoperit pentru prima dată o sursă care corespundea ca poziție și dimensiune cu sursa radio Săgetător-A.

În 1968, E. Böcklin și G. Neugebauer au scanat lungimi de undă de 1,65, 2,2 și 3,4 μm cu o rezoluție de 0,08–1,8" și au descoperit un obiect cu structură complexă, constând dintr-o sursă principală de infraroșu cu un diametru de 5 ', un obiect compact în el, o regiune de fundal extinsă și câteva surse compacte asemănătoare stelelor aflate în imediata apropiere a sursei principale [22] .

La mijlocul anilor 1970, au început cercetările asupra caracteristicilor dinamice ale obiectelor observate. În 1976, E. Wollman, folosind metode spectrale (folosind linia de emisie de neon Ne II cu o lungime de undă de 12,8 μm), a studiat viteza gazelor într-o regiune cu diametrul de 0,8 ps în jurul centrului galactic. Observațiile au arătat mișcarea simetrică a gazului cu viteze de aproximativ 75 km/s. Din datele obținute, Wollman a făcut una dintre primele încercări de a estima masa unui obiect, probabil situat în centrul galaxiei. Limita superioară de masă obţinută de el s-a dovedit a fi 4⋅10 6 mase solare [23] .

Detectarea surselor infraroșii compacte

O creștere suplimentară a rezoluției telescoapelor a făcut posibilă identificarea mai multor surse compacte de infraroșu în norul de gaz din jurul centrului galaxiei. În 1975, E. Böcklin și G. Neugebauer au alcătuit o hartă în infraroșu a centrului Galaxiei pentru lungimi de undă de 2,2 și 10 μm cu o rezoluție de 2,5”, pe care au fost identificate 20 de surse izolate, numite IRS1-IRS20 [24] . Patru dintre ele (1, 2, 3, 5) au coincis în poziție cu componentele sursei radio Sgr A cunoscute din observațiile radio, s-au dovedit a fi un cluster foarte dens (10 6 mase solare pe parsec cubic) de stele gigantice și Sursele rămase erau probabil nori H II compacti și nebuloase planetare, dintre care unele conțineau componente stelare [25] .Viteza longitudinală a surselor individuale a fost de ± 260 km/s, diametrul a fost de 0,1–0,45 pc, masa 0,1–10. mase solare, distanța de la centrul galaxiei 0,05–1,6 pc Masa obiectului central a fost estimată la 3⋅10 6 mase solare a, aceeași a fost ordinea masei distribuite într-o regiune cu o rază de 1 pc în jurul centrului. Deoarece eroarea probabilă în calcularea maselor a fost de același ordin, a fost permisă posibilitatea absenței unui corp central, în timp ce masa distribuită pe o rază de 1 pc a fost estimată ca 0,8–1,6⋅10 7 mase solare [26] .

Următorul deceniu a fost caracterizat de o creștere treptată a rezoluției instrumentelor optice și de descoperirea unei structuri din ce în ce mai detaliate a surselor infraroșii. Până în 1985, a devenit clar că locația cea mai probabilă a găurii negre centrale este o sursă desemnată ca IRS 16. Au fost detectate și două fluxuri puternice de gaz ionizat, dintre care unul s-a rotit pe o orbită circulară la o distanță de 1,7 pc de centrul Galaxiei, iar al doilea - de-a lungul celui parabolic la o distanță de 0,5 buc. Masa corpului central, calculată din viteza acestor fluxuri, a fost de 4,7⋅10 6 mase solare pentru primul flux și 3,5⋅10 6 mase solare pentru al doilea [27] .

Observarea stelelor individuale

În 1991, detectorul cu matrice infraroșu Sharp I a fost pus în funcțiune la telescopul de 3,5 metri al Observatorului European de Sud (ESO) din La Silla (Chile). O cameră cu un interval de 1–2,5 μm a furnizat o rezoluție de 50 μs unghiular pe 1 matrice de pixeli. În plus, pe telescopul de 2,2 metri al aceluiași observator a fost instalat un spectrometru 3D.

Odată cu apariția detectoarelor cu infraroșu de înaltă rezoluție, a devenit posibilă observarea stelelor individuale în regiunile centrale ale galaxiei. Un studiu al caracteristicilor lor spectrale a arătat că majoritatea aparțin unor stele tinere vechi de câteva milioane de ani. Spre deosebire de opiniile acceptate anterior, s-a constatat că procesul de formare a stelelor se desfășoară în mod activ în vecinătatea unei găuri negre supermasive. Se crede că sursa de gaz pentru acest proces sunt două inele de gaz de acumulare plate descoperite în centrul Galaxiei în anii 1980. Cu toate acestea, diametrul interior al acestor inele este prea mare pentru a explica procesul de formare a stelelor în imediata apropiere a găurii negre. Stelele aflate pe o rază de 1" a găurii negre (așa-numitele "stele-S") au o direcție aleatorie a impulsului orbital, ceea ce contrazice scenariul de acreție al originii lor. Se presupune că acestea sunt nuclee fierbinți de giganți roșii care s-au format în regiunile îndepărtate ale Galaxiei, iar apoi au migrat în zona centrală, unde învelișurile lor exterioare au fost rupte de forțele de maree ale găurii negre [28] .

Până în 1996, erau cunoscute peste 600 de stele într-o regiune de aproximativ un parsec (25") în diametru în jurul sursei radio Sagittarius A *, iar pentru 220 dintre ele, vitezele radiale au fost determinate în mod fiabil. Masa corpului central a fost estimată la fie 2–3⋅10 .

Din octombrie 2009, rezoluția detectorilor în infraroșu a ajuns la 0,0003" (care corespunde la 2,5 UA la o distanță de 8 kpc). Numărul de stele aflate la 1 pc de centrul Galaxiei pentru care au fost măsurați parametrii de mișcare a depășit 6000 [ 29] .

Au fost calculate orbite exacte pentru cele 28 de stele cele mai apropiate de centrul galaxiei, dintre care cea mai interesantă este steaua S2 . În perioada de observație (1992-2021), a făcut aproape două revoluții complete în jurul găurii negre, ceea ce a făcut posibilă estimarea parametrilor orbitei sale cu mare precizie. Perioada orbitală a lui S2 este de 15,8±0,11 ani, semi-axa majoră a orbitei este de 0,12495±0,00004" (1000 AU), excentricitatea este de 0,88441±0,00006, iar apropierea maximă de corpul central este de 0,05" sau 0,04 a41943". . e. [30] [31] Orbitele S2 și ale altor stele S-cluster (S29, S38, S55) s-au dovedit a fi apropiate de orbitele Kepleriene, deși se observă și corecții relativiste (în special, precesia directă Schwarzschild a orbită). Precesia retrogradă (newtoniană) a orbitelor, care ar fi prezentă în prezența unei mase distribuite suficient de mare în apropierea pericentrelor, nu este observată; aceasta înseamnă că aproape toată masa care afectează mișcarea stelelor este concentrată în centru. Măsurătorile exclud (cu o semnificație de 3σ) existența unei mase distribuite mai mare de 7500 M ⊙ în interiorul orbitei S2 [31] . Măsurarea precisă a parametrilor orbitali a făcut posibilă estimarea masei corpului central cu o mare precizie. Conform ultimelor estimări (2021), este egal cu

cu o eroare statistică de 0,012 milioane de mase solare și o eroare sistematică de 0,04 milioane M ⊙ [31] .

Contribuția la erori este făcută, în special, de erorile de măsurare a distanței de la Soare la Săgetător A*; cele mai precise estimări moderne ale acestei distanțe dau [31] :

pc .

Raza gravitațională a unei găuri negre cu o masă de 4⋅10 6 mase solare este de aproximativ 12 milioane km, sau 0,08 UA. adică de 1400 de ori mai mică decât distanța cea mai apropiată pe care steaua S2 s-a apropiat de corpul central . Cu toate acestea, printre cercetători nu există practic nicio îndoială că obiectul central nu este un grup de stele cu luminozitate scăzută, stele neutronice sau găuri negre, deoarece acestea, fiind concentrate într-un volum atât de mic, s-ar contopi inevitabil în scurt timp într-un singur obiect supermasiv, care nu poate fi nimic altceva, cu excepția găurii negre .

Găuri negre supermasive din afara galaxiei noastre

• Din 2022, cea mai grea gaură neagră supermasivă este situată în quasarul TON 618 din constelația Canes Venatici , la o distanță de 10,37 miliarde de ani lumină de Soare. Masa sa este de 66 miliarde M ⊙ .
• O gaură neagră supermasivă în centrul galaxiei Holmberg 15A , situată în constelația Cetus, la 700 de milioane de ani lumină distanță. ani de la Soare, are o masă egală cu aproximativ 40 ± 8 miliarde de mase solare [32] .
• O gaură neagră supermasivă cu o masă de 21 de miliarde de mase solare este situată în galaxia NGC 4889 din constelația Coma Berenices.
• Quasarul OJ 287 din constelația Cancer este un sistem binar de găuri negre, dintre care cel mai mare are o masă egală cu 18 miliarde M ⊙ , de fapt, masa unei galaxii mici.
• Masa găurii negre din centrul galaxiei NGC 1277 din constelația Perseus este de 17 miliarde M ⊙ , ceea ce reprezintă 14% din masa întregii galaxii [33] .
• Gaura neagră supermasivă Q0906+6930 din constelația Ursa Major are o masă de 10 miliarde M ⊙ [34] .

Găuri negre supermasive în galaxiile pitice

În 2011, o gaură neagră supermasivă activă cu o masă de 3⋅10 6 M ⊙ a fost găsită în galaxia pitică Henize 2−10 la 30 de milioane de ani lumină de Soare, în constelația Busolă [35] . Apoi, aproximativ 100 de găuri negre masive active au fost găsite în galaxii cu formare de stele relativ slabă. O căutare suplimentară folosind unde radio mai lungi a găsit 39 de candidați pentru găuri negre masive mai puțin active, dintre care cel puțin 14 dintre candidați sunt cel mai probabil găuri negre masive. Unele dintre aceste potențiale găuri negre masive nu se află în centrul galaxiilor lor, ci la periferie. Simulările pe computer au arătat că până la jumătate din galaxiile pitice pot avea găuri negre non-centrale [36] .

Vezi și

• Lista celor mai masive găuri negre

Note

1. ↑ Chandra :: Album foto :: RX J1242-11 :: 18 februarie 2004 . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 2 noiembrie 2019. (nedefinit)
2. ↑ Oamenii de știință au învățat să cântărească găurile negre îndepărtate . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 11 februarie 2021. (nedefinit)
3. ↑ Paradoxurile găurilor negre supermasive . Preluat la 9 august 2015. Arhivat din original la 27 mai 2015. (nedefinit)
4. ↑ AV Plavin, YY Kovalev, Yu. A. Kovalev, SV Troitsky Directional Association of TeV to PeV Astrophysical Neutrinos with Radio Blazars Arhivat 12 iunie 2021 la Wayback Machine februarie 2021 The Astrophysical Journal 908(2):157 DOI:10.3847/1538-4357/abceb
5. ↑ Știri științifice. Găurile negre sunt numite sursa tuturor neutrinilor cosmici. // Cunoașterea este putere , 2021, nr. 6. - p. 44-45
6. ↑ Astrofizicianul determină masa celei mai grele găuri negre . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 25 septembrie 2020. (nedefinit)
7. ↑ SDSSJ140821.67+025733.2 - quasarul cu cea mai mare gaură neagră (20 martie 2019). Preluat la 8 ianuarie 2020. Arhivat din original la 2 iunie 2021. (nedefinit)
8. ↑ Nease, Eric. Astronomii observă prima gaură neagră de masă intermediară (link indisponibil) . The Bunsen Burner (9 iulie 2012). Preluat la 9 iulie 2012. Arhivat din original la 13 iulie 2012. (nedefinit) 
9. ↑ Winter, L.M.; et al. XMM-Newton Archival Study of the ULX Population in Nearby Galaxies  (engleză)  // The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2006. - Octombrie ( vol. 649 ). - P. 730-752 . - doi : 10.1086/506579 .
10. ↑ Astronomii din Texas descoperă o gaură neagră ciudat de masivă în galaxia satelitului Calea Lactee Arhivată la 12 decembrie 2021 la Wayback Machine , 1 decembrie 2021
11. ↑ Kormendy J., Richstone D. Inward Bound – Căutarea găurilor negre supermasive în nucleele galactice   // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - Recenzii anuale , 1995. - Vol. 33 . — P. 581 . Arhivat din original pe 28 decembrie 2007.
12. ↑ Harms Richard J.; Ford Holland C.; Tsvetanov Zlatan I. și colab. Spectroscopia HST FOS a lui M87: Dovezi pentru un disc de gaz ionizat în jurul unei găuri negre masive  //  ​​The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1994. - Vol. 435 , nr. 1 . -P.L35- L38 . Arhivat din original pe 2 septembrie 2017.
13. ↑ Kaku, 2022 , p. 123.
14. ↑ Greenhill LJ; Jiang D.R.; Moran JM; Reid MJ; LoKY; Claussen MJ Detectarea unui disc cu diametru subparsec în nucleul NGC 4258  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1995. - Vol. 440 . — P. 619 . Arhivat din original pe 31 august 2017.
15. ↑ Eckart A.; Genzel R. Observații ale mișcărilor proprii stelare în apropierea Centrului Galactic   // Natura . - 1996. - Vol. 383 . - P. 415-417 . Arhivat din original la 1 septembrie 2017.
16. ↑ Oort JH; Rougoor GW Poziția centrului galactic  // Anunțurile lunare ale Societății Regale Astronomice  . - Oxford University Press , 1960. - Vol. 121 . — P. 171 . Arhivat din original pe 4 octombrie 2018.
17. ↑ Downes D.; Maxwell A. Radio Observations of the Galactic Center Region  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1966. - Vol. 146 . — P. 653 . Arhivat din original pe 4 octombrie 2018.
18. ↑ Downes D.; Martin AHM Surse radio compacte în nucleul galactic   // Natura . - 1971. - Vol. 233 . - P. 112-114 . Arhivat din original pe 4 octombrie 2018.
19. ↑ Balick Bruce; Sanders Robert H. Radio Fine Structure in the Galactic Center  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1974. - Vol. 192 . - P. 325-336 . Arhivat din original pe 4 octombrie 2018.
20. ↑ Joel Stebbins; Whitford AE Radiație infraroșie din regiunea centrului galactic  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1947. - Vol. 52 . — P. 131 . Arhivat din original pe 4 octombrie 2018.
21. ↑ Moroz VI O încercare de a observa radiația infraroșie a nucleului galactic  // Astronomicheskii Zhurnal. - 1961. - Vol. 38. - S. 487 . Arhivat din original pe 4 octombrie 2018.
22. ↑ Becklin EE; Neugebauer G. Observații în infraroșu ale Centrului Galactic  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1968. - Vol. 151 . - P. 145 . Arhivat din original pe 4 octombrie 2018.
23. ↑ Wollman ER; Geballe TR; Lacy JH; Townes CH; Rank DM Rezoluția spectrală și spațială a emisiei NE II de 12,8 microni din centrul galactic  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1976. - Vol. 205 . - P.L5-L9 . Arhivat din original pe 4 octombrie 2018.
24. ↑ Becklin EE; Neugebauer G. Hărți de înaltă rezoluție ale centrului galactic la 2,2 și 10 microni  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1975. - Vol. 200 . -P.L71 - L74 . Arhivat din original pe 4 octombrie 2018.
25. ↑ Becklin EE; Matthews K.; Neugebauer G.; Willner SP Observații în infraroșu ale centrului galactic. I - Natura surselor compacte  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1978. - Vol. 219 . - P. 121-128 . Arhivat din original pe 4 octombrie 2018.
26. ↑ Lacy JH; Townes CH; Geballe TR; Hollenbach DJ Observații ale mișcării și distribuției gazului ionizat în parsecul central al Galaxiei. II  (engleză)  // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1980. - Vol. 241 . - P. 132-146 . Arhivat din original pe 4 octombrie 2018.
27. ↑ Serabyn E.; Lacy JH Forbidden NE II observații ale centrului galactic - Dovezi pentru o gaură masivă de bloc  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1985. - Vol. 293 . - P. 445-458 . Arhivat din original pe 4 octombrie 2018.
28. ↑ Martins F.; Gillessen S.; Eisenhauer F.; Genzel R.; Ott T.; Trippe S. Despre natura stelei în mișcare rapidă S2 în Centrul Galactic  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2008. - Vol. 672 . -P.L119 - L122 . Arhivat din original pe 30 august 2017.
29. ↑ Schödel R.; Merritt D.; Eckart A. Clusterul de stele nucleare al Căii Lactee: mișcări și masă adecvate  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 2009. - Vol. 502 . - P. 91-111 . Arhivat din original la 1 septembrie 2009.
30. ↑ Gillessen S. și colab. Monitorizarea orbitelor stelare în jurul găurii negre masive din Centrul Galactic  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2009. - Vol. 692 . - P. 1075-1109 . Arhivat din original pe 15 aprilie 2019.
31. ↑ 1 2 3 4 Abuter R. și colab. ( Colaborare GRAVITY ). Distribuția de masă în Centrul Galactic bazată pe astrometria interferometrică a orbitelor stelare multiple  //  Astronomie și astrofizică. - 2021. - 14 decembrie. — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/202142465 .
32. ↑ O gaură neagră cu o masă solară de 40 de miliarde în miezul extrem al Holm 15A, galaxia centrală a lui Abell 85 Arhivat 3 august 2019 la Wayback Machine , 2019
33. ↑ Revista Cosmos: Cea mai mare gaură neagră . Consultat la 26 februarie 2013. Arhivat din original pe 28 septembrie 2015. (nedefinit)
34. ↑ Astronomii au descoperit cea mai masivă gaură neagră din univers (link inaccesibil) . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 30 mai 2016. (nedefinit) 
35. ↑ Amy E. Reines, Gregory R. Sivakoff, Kelsey E. Johnson, Crystal L. Brogan . O gaură neagră masivă care se acrește în mod activ în galaxia pitică de explozie stelară Henize 2-10 Arhivată la 9 iunie 2019 la Wayback Machine , 09 ianuarie 2011
36. ↑ Găurile negre mari se pot instala la periferia galaxiilor mici Arhivat 25 mai 2019 la Wayback Machine , 23 mai 2019

Literatură

• Michio Kaku . Ecuația lui Dumnezeu. În căutarea unei teorii a totul = Michio Kaku. Ecuația lui Dumnezeu: căutarea unei teorii a totul. - M. : Alpina non-fiction, 2022. - 246 p. - ISBN 978-5-00139-431-0 .

Link -uri

• Mecanismul de formare a găurilor negre supermasive este dezvăluit
• Laura Ferrarese; David MerrittSupermassive Black Holes  (engleză)  // Physics World  : revistă. - 2002. - Vol. 15 , nr. 1 . - P. 41-46 . - doi : 10.1088/2058-7058/15/6/43 . - . — arXiv : astro-ph/0206222 .

Dicționare și enciclopedii	Un norvegian grozav