Звездана црна рупа
Звездана црна рупа (или црна рупа звездане масе) је црна рупа формирана путем гравитационог колапса звезде.[1] Оне имају масе у распону од око 5 до неколико десетина соларних маса.[2] Процес је уочен као експлозија хипернове[3] или као бљесак гама-зрачења.[3] Ове црне рупе се такође називају колапсирима.
Својства[уреди | уреди извор]
Према теореми одсуства длаке (енгл. No-hair theorem), црна рупа може да има само три фундаментална својства: масу, електрично наелектрисање и угаони моменат (спин). Сматра се да све црне рупе формиране у природи имају исти спин. Спин звездане црне рупе настаје услед очувања угаоног момента звезде или објеката који су је произвели.
Гравитациони колапс звезде је природни процес који може створити црну рупу. То је неизбежно на крају живота велике звезде, када су сви звездани извори енергије исцрпљени. Ако је маса урушавајућег дела звезде испод Толман–Опенхајмер–Волкофове границе (ТОВ) за неутрон-дегенерисану материју, крајњи производ је компактна звезда - или бели патуљак (за масе испод Чандрасекарове границе) или неутронске звезде или (хипотетичне) кваркне звезде. Ако звезда која се урушава има масу која прелази ТОВ границу, урушавање ће се наставити све док се не постигне нулта запремина и око те тачке у простору створа се црна рупа.
Максимална маса коју може да поседује неутронска звезда (а да не постане црна рупа) није у потпуности разјашњена. Године 1939. процењена је на 0,7 соларне масе, што се назива ТОВ лимит. Године 1996. другачија процена је ставила горњу масу на опсег 1,5 до 3 соларне масе.[4]
У теорији опште релативности, црна рупа би могла да постоји са било којом масом. Што је маса мања, то је већа густина материје потребна да би се формирала црна рупа. (Погледајте, на пример, расправу о Шварцшилдовом радијусу, полупречнику црне рупе.) Не постоје познати процеси који могу произвести црне рупе са масом мањом од неколико маса Сунца. Ако постоје мале рупе, оне су највероватније исконске црне рупе. До 2016. највећа позната звездана црна рупа била је 15,65 ± 1,45 соларних маса.[5] У септембру 2015. године помоћу гравитационих таласа откривена је ротирајућа црна рупа величине 62±4 сунчеве масе, настала у случају спајања две мање црне рупе.[6] Према подацима из 2008. године, НАСА[7] и других[8][9] извештено је да је XТЕ Ј1650-500 црна рупа најмање масе, са 3,8 сунчевих маса и пречником од само 24 километара (15 миља). Међутим, та тврдња је касније повучена. Вероватнија маса је 5–10 соларних маса.
Постоји евиденција прикупљена посматрањем да постоје два друга типа црних рупа, које су много масовније од звезданих црних рупа. То су црне рупе средње масе (у центру глобуларних кластера) и супермасивне црне рупе у центру Млечног пута и других галаксија.
Кандидати[уреди | уреди извор]
Галаксија Млечни пут садржи неколико кандидата за црне рупе звездане масе (БХЦ) које су ближе нама него супермасивна црна рупа у региону галактичког центра. Већина тих кандидата су чланови рендгенских бинарних система у којима компактни објекат привлачи материју свог партнера путем акцијског диска. Могуће црне рупе у тим паровима су у опсегу од три до више од десетак сунчевих маса.[10][11][12]
| Име | БХЦ маса (сунчевих маса) |
Маса партнера (сунчевих маса) |
Орбитални период (дана) |
Растојање од Земље (светлосних година) |
Локација [13] |
|---|---|---|---|---|---|
| A0620-00/V616 Mon | 11 ± 2 | 2,6–2,8 | 0,33 | 3500 | 06:22:44 -00:20:45 |
| GRO J1655-40/V1033 Sco | 6,3 ± 0,3 | 2,6–2,8 | 2.8 | 5000−11000 | 16:54:00 -39:50:45 |
| XTE J1118+480/KV UMa | 6,8 ± 0,4 | 6−6,5 | 0,17 | 6200 | 11:18:11 +48:02:13 |
| Cyg X-1 | 11 ± 2 | ≥18 | 5,6 | 6000–8000 | 19:58:22 +35:12:06 |
| GRO J0422+32/V518 Per | 4 ± 1 | 1,1 | 0,21 | 8500 | 04:21:43 +32:54:27 |
| GRO J1719-24 | ≥4,9 | ~1,6 | вероватно 0.6[14] | 8500 | 17:19:37 -25:01:03 |
| GS 2000+25/QZ Vul | 7,5 ± 0,3 | 4,9–5,1 | 0,35 | 8800 | 20:02:50 +25:14:11 |
| V404 Cyg | 12 ± 2 | 6,0 | 6,5 | 7800±460[15] | 20:24:04 +33:52:03 |
| GX 339-4/V821 Ara | 5,8 | 5–6 | 1,75 | 15000 | 17:02:50 -48:47:23 |
| GRS 1124-683/GU Mus | 7,0 ± 0,6 | 0,43 | 17000 | 11:26:27 -68:40:32 | |
| XTE J1550-564/V381 Nor | 9,6 ± 1,2 | 6,0–7,5 | 1,5 | 17000 | 15:50:59 -56:28:36 |
| 4U 1543-475/IL Lupi | 9,4 ± 1,0 | 0,25 | 1,1 | 24000 | 15:47:09 -47:40:10 |
| XTE J1819-254/V4641 Sgr | 7,1 ± 0.3 | 5–8 | 2,82 | 24000 – 40000[16] | 18:19:22 -25:24:25 |
| GRS 1915+105/V1487 Aql | 14 ± 4.0 | ~1 | 33,5 | 40000 | 19:15:12 +10:56:44 |
| XTE J1650-500 | 9,7 ± 1,6 [17] | . | 0.32[18] | 16:50:01 -49:57:45 |
Екстрагалактичке звездане црне рупе[уреди | уреди извор]
Кандидати изван наше галаксије су детектовани путем гравитационих таласа :
| Име | БХЦ маса (сунчевих маса) |
Маса партнера (сунчевих маса) |
Орбитални период (дана) |
Растојање од Земље (светлосних година) |
Локација [13] |
|---|---|---|---|---|---|
| GW150914 (62 ± 4) M☉ | 36 ± 4 | 29 ± 4 | . | 1,3 милијарде | |
| GW170104 (48,7 ± 5) M☉ | 31,2 ± 7 | 19,4 ± 6 | . | 1,4 милијарде | |
| GW151226 (21,8 ± 3,5) M☉ | 14,2 ± 6 | 7,5 ± 2,3 | . | 2,9 милијарди |
Могуће је да је нестанак N6946-BH1 након неуспеле супернове у NGC 6946 резултирао формирањем црне рупе.[19]
Види још[уреди | уреди извор]
Референце[уреди | уреди извор]
- ^ Целотти, А.; Миллер, Ј.C.; Сциама, D.W. (1999). „Астропхyсицал евиденце фор тхе еxистенце оф блацк холес”. Цлассицал анд Qуантум Гравитy. 16 (12А): А3—А21. Бибцоде:1999ЦQГра..16А...3Ц. С2ЦИД 250867247. арXив:астро-пх/9912186
. дои:10.1088/0264-9381/16/12А/301.
- ^ Хугхес, Сцотт А. (2005). „Труст бут верифy: Тхе цасе фор астропхyсицал блацк холес”. арXив:хеп-пх/0511217 .
- ^ а б „ХубблеСите: Блацк Холес: Гравитy'с Релентлесс Пулл интерацтиве: Енцyцлопедиа”. хубблесите.орг (на језику: енглески). Приступљено 9. 2. 2018.
- ^ I. Бомбаци (1996). „Тхе Маxимум Масс оф а Неутрон Стар”. Астрономy анд Астропхyсицс. 305: 871—877. Бибцоде:1996А&А...305..871Б.
- ^ Натуре 449, 799–801 (18 Оцтобер 2007)
- ^ Абботт, БП; et al. (2016). „Обсерватион оф Гравитатионал Wавес фром а Бинарy Блацк Холе Мергер”. Пхyс. Рев. Летт. 116 (6): 061102. Бибцоде:2016ПхРвЛ.116ф1102А. ПМИД 26918975. арXив:1602.03837 . дои:10.1103/ПхyсРевЛетт.116.061102.
- ^ „НАСА - НАСА Сциентистс Идентифy Смаллест Кноwн Блацк Холе”. наса.гов. Архивирано из оригинала 03. 12. 2017. г. Приступљено 31. 08. 2019.
- ^ „ХОУСТОН, WЕ'ВЕ ХАД А ПРОБЛЕМ”. Астрономy.цом. Архивирано из оригинала 10. 01. 2021. г. Приступљено 31. 08. 2019.
- ^ „Смаллест, лигхтест блацк холе евер ис идентифиед”. 1. 4. 2008.
- ^ Цасарес, Јорге (2006). „Обсерватионал евиденце фор стеллар-масс блацк холес”. Процеедингс оф тхе Интернатионал Астрономицал Унион. 2: 3—12. С2ЦИД 119474341. арXив:астро-пх/0612312 . дои:10.1017/С1743921307004590.
- ^ Гарциа, M.Р.; et al. (2003). „Ресолвед Јетс анд Лонг‐Период Блацк Холе X‐Раy Новае”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 591 (1): 388—396. Бибцоде:2003АпЈ...591..388Г. С2ЦИД 17521575. арXив:астро-пх/0302230 . дои:10.1086/375218.
- ^ МцЦлинтоцк, Јеффреy Е.; Ремиллард, Роналд А. (2003). „Блацк Холе Бинариес”. арXив:астро-пх/0306213 .
- ^ а б ИЦРС цоординатес обтаинед фром СИМБАД. Формат: ригхт асценсион (хх:мм:сс) ±децлинатион (дд:мм:сс).
- ^ Масетти, Н.; Бианцхини, А.; Бонибакер, Ј.; делла Валле, M.; Вио, Р. (1996), „Тхе суперхумп пхеноменон ин ГРС 1716-249 (=X-Раy Нова Опхиуцхи 1993)”, Астрономy анд Астропхyсицс, 314: 123, Бибцоде:1996А&А...314..123М
- ^ Миллер-Јонес, Ј. А. C.; Јонкер; Дхаwан (2009). „Тхе фирст аццурате параллаx дистанце то а блацк холе”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал Леттерс. 706 (2): Л230. Бибцоде:2009АпЈ...706Л.230М. С2ЦИД 17750440. арXив:0910.5253 . дои:10.1088/0004-637X/706/2/Л230.
- ^ Оросз; et al. (2001). „А Блацк Холе ин тхе Суперлуминал Соурце САX Ј1819.3−2525 (В4641 СГР)”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 555 (1): 489—503. Бибцоде:2001АпЈ...555..489О. С2ЦИД 50248739. арXив:астро-пх/0103045в1 . дои:10.1086/321442.
- ^ Схапосхников, Н.; Титарцхук, L. (2009). „Детерминатион оф Блацк Холе Массес ин Галацтиц Блацк Холе Бинариес усинг Сцалинг оф Спецтрал анд Вариабилитy Цхарацтеристицс”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 699 (1): 453—468. Бибцоде:2009АпЈ...699..453С. С2ЦИД 18336866. арXив:0902.2852в1 . дои:10.1088/0004-637X/699/1/453.
- ^ Оросз, Ј.А.; et al. (2004). „Орбитал Параметерс фор тхе Блацк Холе Бинарy XТЕ Ј1650–500”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 616 (1): 376—382. Бибцоде:2004АпЈ...616..376О. С2ЦИД 13933140. арXив:астро-пх/0404343 . дои:10.1086/424892.
- ^ Адамс, С. M.; Коцханек, C. С; Герке, Ј. Р.; Станек, К. З.; Даи, X. (9. 9. 2016). „Тхе сеарцх фор фаилед суперновае wитх тхе Ларге Биноцулар Телесцопе: цонформатион оф а дисаппеаринг стар”. арXив:1609.01283в1 [астро-пх.СР].
Литература[уреди | уреди извор]
- Фергусон, Киттy (1991). Блацк Холес ин Спаце-Тиме. Wаттс Франклин. ИСБН 978-0-531-12524-3.
- Хаwкинг, Степхен (1988). А Бриеф Хисторy оф Тиме. Бантам Боокс, Инц. ИСБН 978-0-553-38016-3.
- Хаwкинг, Степхен; Пенросе, Рогер (1996). Тхе Натуре оф Спаце анд Тиме. Принцетон Университy Пресс. ИСБН 978-0-691-03791-2.
- Мелиа, Фулвио (2003). Тхе Блацк Холе ат тхе Центер оф Оур Галаxy. Принцетон У Пресс. ИСБН 978-0-691-09505-9.
- Мелиа, Фулвио (2003). Тхе Едге оф Инфинитy. Супермассиве Блацк Холес ин тхе Универсе. Цамбридге У Пресс. ИСБН 978-0-521-81405-8.
- Пицковер, Цлиффорд (1998). Блацк Холес: А Травелер'с Гуиде. Wилеy, Јохн & Сонс, Инц. ИСБН 978-0-471-19704-1.
- Тхорне, Кип С. (1994). Блацк Холес анд Тиме Wарпс. Нортон, W. W. & Цомпанy, Инц. ИСБН 978-0-393-31276-8.
- Сусскинд, Леонард (2008). Тхе Блацк Холе Wар: Мy Баттле wитх Степхен Хаwкинг то Маке тхе Wорлд Сафе фор Qуантум Мецханицс. Литтле, Броwн анд Цомпанy. ИСБН 978-0316016407.
- Wхеелер, Ј. Цраиг (2007). Цосмиц Цатастропхес (2нд изд.). Цамбридге Университy Пресс. ИСБН 978-0-521-85714-7.
- Царролл, Сеан M. (2004). Спацетиме анд Геометрy. Аддисон Wеслеy. ИСБН 978-0-8053-8732-2., тхе лецтуре нотес он wхицх тхе боок wас басед аре аваилабле фор фрее фром Сеан Царролл'с wебсите.
- Цартер, Б. (1973). „Блацк холе еqуилибриум статес”. Ур.: ДеWитт, Б. С.; ДеWитт, C. Блацк Холес.
- Цхандрасекхар, Субрахманyан (1999). Матхематицал Тхеорy оф Блацк Холес. Оxфорд Университy Пресс. ИСБН 978-0-19-850370-5.
- Фролов, V. П.; Новиков, I. D. (1998). „Блацк холе пхyсицс”.
- Фролов, Валери П.; Зелников, Андреи (2011). Интродуцтион то Блацк Холе Пхyсицс. Оxфорд: Оxфорд Университy Пресс. ИСБН 978-0-19-969229-3. Збл 1234.83001.
- Хаwкинг, С. W.; Еллис, Г. Ф. Р. (1973). Ларге Сцале Струцтуре оф спаце тиме. Цамбридге Университy Пресс. ИСБН 978-0-521-09906-6.
- Мелиа, Фулвио (2007). Тхе Галацтиц Супермассиве Блацк Холе. Принцетон У Пресс. ИСБН 978-0-691-13129-0.
- Миснер, Цхарлес; Тхорне, Кип С.; Wхеелер, Јохн (1973). Гравитатион. W. Х. Фрееман анд Цомпанy. ИСБН 978-0-7167-0344-0.
- Таyлор, Едwин Ф.; Wхеелер, Јохн Арцхибалд (2000). Еxплоринг Блацк Холес. Аддисон Wеслеy Лонгман. ИСБН 978-0-201-38423-9.
- Wалд, Роберт M. (1984). Генерал Релативитy. Университy оф Цхицаго Пресс. ИСБН 978-0-226-87033-5.
- Wалд, Роберт M. (1992). Спаце, Тиме, анд Гравитy: Тхе Тхеорy оф тхе Биг Банг анд Блацк Холес. Университy оф Цхицаго Пресс. ИСБН 978-0-226-87029-8.
- Прице, Рицхард; Цреигхтон, Тевиет (2008). „Блацк холес”. Сцхоларпедиа. 3 (1): 4277. Бибцоде:2008СцхпЈ...3.4277Ц. дои:10.4249/сцхоларпедиа.4277 .
- Галло, Елена; Маролф, Доналд (2009). „Ресоурце Леттер БХ-2: Блацк Холес”. Америцан Јоурнал оф Пхyсицс. 77 (4): 294—307. Бибцоде:2009АмЈПх..77..294Г. С2ЦИД 118494056. арXив:0806.2316 . дои:10.1119/1.3056569.
- Хугхес, Сцотт А. (2005). „Труст бут верифy: Тхе цасе фор астропхyсицал блацк холес”. арXив:хеп-пх/0511217 . Лецтуре нотес фром 2005 СЛАЦ Суммер Институте.
Спољашње везе[уреди | уреди извор]
- Black Holes: Gravity's Relentless Pull Award-winning interactive multimedia Web site about the physics and astronomy of black holes from the Space Telescope Science Institute
- Black hole diagrams
- Janusz Ziółkowski "Black Hole Candidates"
- Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy, Newswise, 17-Oct-2007