Надмасивна чорна діра: відмінності між версіями

Загальноприйнятої теорії утворення надмасивних чорних дір немає. Існує декілька гіпотез, найбільш очевидною з яких є гіпотеза поступового збільшення маси чорної діри шляхом [[Акреція (космос)|акреції]] речовини на [[Чорна діра зоряної маси|чорну діру зоряної маси]]. Інша гіпотеза припускає, що надмасивні чорні діри утворюються під час колапсу великих газових хмар і перетворюються на релятивістську зорю з масою в кількасот тисяч сонячних мас або більше. Така зоря швидко стає нестабільною до радіальних збурень внаслідок утворення електронно-позитронних пар у її ядрі, і може сколапсувати відразу в чорну діру. При цьому колапс відбувається минаючи стадію наднової, коли вибух розкидав би більшу частину маси, не дозволивши утворитися надмасивній чорній дірі. Ще одна модель припускає, що надмасивні чорні діри могли утворитися в результаті колапсу щільних зоряних скупчень, коли негативна теплоємністьтепломісткість системи призводить дисперсію швидкості в ядрі до релятивістських значень. Нарешті, первинні чорні діри могли утворюватися з початкових збурень відразу після Великого вибуху.

На сьогодні єдиний достовірнийвірогідний спосіб відрізнити чорну діру від об'єктуєкта іншого типу полягає в тому, щоб виміряти масу та розміри об'єкта й порівняти його радіус із гравітаційним радіусом, який визначається формулою

де <math>\ V</math>&nbsp;— швидкість обертання, <math>\ \sigma _r , \,\, \sigma _\theta </math> і <math>\ \sigma_\phi</math>&nbsp;— радіальна й азімутальнаазимутальна проекції дисперсії швидкості, <math>\ G</math>&nbsp;— гравітаційна стала, <math>\ \nu</math>&nbsp;— щільність зоряної речовини, яка звичайно вважається пропорційною світності.

1995 року група під керівництвом Дж. Морана спостерігала точкові мікрохвильові джерела, які обертались безпосередньо біля центру галактики NGСNGC 4258<ref>{{статья

}}</ref>. Спостереження проводились за допомогою радіоінтерферометра, який включав мережу наземних радіотелескопів, що дозволило спостерігати центр галактики з кутовою роздільною здатністю 0,001". Всього було знайдено 17 компактних джерел, які розташовані в дископодібній структурі радіусом 10 св. років. Джерела обертались відповідно до [[Закони Кеплера|кеплерівського закону]] (швидкість обертання обернено пропорційна квадратному кореню з відстані), звідки маса центрального об'єктуєкта була оцінена як 4{{e|7}} мас сонця, а верхня межа радіусу ядра&nbsp;— 0,04 св. року.

Довгий час центр нашої Галактики, приблизне положення якого (сузір'я Стрільця) було відомо за оптичними спостереженнями, не був асоційований ні з яким компактним астрономічним об'єктом. Тільки в 1960 Дж. Оорт і Г. Рогур встановили, що безпосередньо біля галактичного центру (на кутовій відстані меншеменш ніж 0,03°) перебуває радіоджерело Стрілець A* (Sgr A)<ref>{{статья

}}</ref>. До початку 1970-х років завдяки спостереженням у радіохвильовому діапазоні було відомо, що радіоджерело Стрілець-А має складну просторову структуру. У 1971&nbsp;р. Дауніс і Мартін, проводячи спостереження на КамбріджськомуКембриджському радіотелескопі з базою 1,6&nbsp;км на частотах 2,7 і 5 ГгцГГц з роздільною здатністю близько 10", з'ясували, що радіоджерело складається з двох дифузних хмар, які перебувають на відстані 1' одна від одної: східна частина (Sgr A) випромінює радіохвильовий спектр нетеплової природи, а західна (Sgr A*) являє собою радіовипромінюючурадіовипромінну хмару гарячого іонізованого газу діаметром близько 45" (1,8 пс)<ref>{{статья

}}</ref>. 1974 року Б. Балік та С. Сандерс на 43-метровому радіотелескопі Національної радіоастрономічної обсерваторії (NRAO) виконали картографування радіоджерела Стрілець-А на частотах 2,7 і 8,1 ГГц з розідільноюроздільною здатністю 2"<ref>{{статья

}}</ref>. Було виявлено, що обидва радіоджерела являють собою компактні утворення діаметром меншеменш ніж 10" (0,4 пс), оточені хмарами гарячого газу.

}}</ref>. 1966 року Е. Беклін сканував район Sgr A в діапазоні 2,0-2,4 мкм і вперше виявив джерело, яке за положенням і розмірами відповідало радіоджерелу Стрілець-А. 1968 року Е. Беклін та 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, який складається з основного інфрачервоного джерела діаметром 5', компактного об'єктуєкта всередині нього, розширеної фонової області і декількох компактних зореподібних джерел безпосередньо біля основного джерела<ref>{{статья

1991 року почав роботу інфрачервоний матричний детектор SHARP I на 3,5-метровому телескопі Європейської підвенноїпівденної обсерваторії (ESO) в Ла-Силла (Чилі). Камера діапазону 1-2,5 мкм забезпечувала роздільну здатність 50 кутових мкс на 1 піксель матриці. Окрім того, було встановлено 3D-спектрометр на 2,2-метровому телескопі тієї самої обсерваторії. З появою інфрачервоних детекторів високої роздільної здатності стало можливим спостерігати на центральних ділянках галактики окремі зорі. Вивчення їх спектральних характеристик показувало, показало, що більшість із них є молодими зорями віком декілька мільйонів років. Всупереч раніше прийнятим поглядам, було встановлено, що в околицях надмасивної чорної діри активно відбувається процес зореутворення. Вважають, що джерелом газу для цього процесу є два плоскі акреційні газові кільця, які були знайдені в центрі Галактики в 1980-х роках. Однак внутрішній діаметр цих кілець занадто великий, щоб пояснити процес зореутворення безпосередній біля чорної діри. Зорі, які перебувають у радіусі 1" від чорної діри (так звані «S-зорі») мають випадковий напрямок орбітальних моментів, що суперечить акреційному сценарію їх виникнення. Передбачається, що це гарячі ядра червоних гігантів, які утворились у віддалених районах Галактики, а потім мігрували ав центральну зону, де їх зовнішні оболонки були зірвані припливними силами чорної діри<ref>{{статья

}}</ref>. До 1996 року було відомо понад 600 зір на ділянці діаметром близько парсека (25") довкола радіоджерела Стрілець А*, а для 220 з них були надійно визначені радіальні швидкості. Оцінка маси центрального тіла становила 2-3{{e|6}} мас Сонця, радіуса&nbsp;— 0,2 св. роки. У жовтні 2009 року роздільна здатність інфрачервоних детекторів досягла 0.0003" (що на відстані 8кпс8 кпс відповідає 2.5 а.е.). Кількість зір у межах 1 пс від центру Галактики, для яких виміряно параметри руху, перевищила 6000<ref>{{статья

}}</ref>. Розраховано досить точні орбіти для найближчих до центру Галактики 28 зір, найбільш цікавоюнайцікавішою серед яких є зоря S2. За час спостерігань (1992–2007), вона зробила повний оберт довкола чорної діри, що дозволило з більшою вірогідністюймовірністю оцінити її параметри. Період обертання S2 становить 15,8 ± 0,11 роківроку, велика піввісь орбіти — 0,123" ± 0,001" (1000 а. о.), ексцентриситет — 0,880" ± 0,003", максимальне наближення до центрального тіла — 0,015" або 120 а. о.<ref name="2009_Gillessen">{{статья