Stellar svart hull

Et stjernesort hull (eller stjernemasse sort hull ) er et svart hull som dannes ved gravitasjonskollaps av en massiv stjerne (20 eller flere solmasser , selv om massen ikke er nøyaktig kjent på grunn av de ulike parameterne den avhenger av). som stjernen burde ha) på slutten av utviklingen . Objektdannelsesprosessen fullføres med eksplosjonen av en supernova eller en gammastråleutbrudd .
Det mest massive sorte hullet som er kjent til dags dato (2019), referert til som LB-1 B (eller LB-1 *), har en masse på omtrent 70 ± 1,45 M ☉ [1] .

Generelt

Teoretisk sett kan et sort hull eksistere i hvilken som helst masse, ifølge teorien om generell relativitet . Jo mindre massen er, desto større må stoffets tetthet være for at et sort hull skal dannes (se diskusjonen om Schwarzschild - radiusen, en teoretisk radius under hvilken et legeme med en gitt masse ville være et svart hull). For tiden er astrofysikere tilbøyelige til å tro at sorte hull med masse mindre enn noen få ganger solens masse ikke kan eksistere ; hvis de eksisterte, ville de være primordiale sorte hull .

Gravitasjonskollapsen til en massiv stjerne , uunngåelig på slutten av dens eksistens fordi energikilden (dvs. kjernefusjonsreaksjoner) som motvirker tyngdekraften mangler , er en av prosessene som slike objekter oftest skapes ved. Temperaturen synker raskt, og dette forårsaker den progressive reduksjonen i volumet av objektet, som trekker seg sammen eller kollapser på seg selv, inntil minimumstemperaturen tillatt av stråling fra andre legemer er nådd; det som gjenstår er en gjenstand som er milliarder av ganger mindre, sammensatt av gjenværende stoff fra stjernelivet. Hvis du venter lenge nok til en hvit dverg er kald nok, og hvis du har et romfartøy som tåler de enorme gravitasjons- og tidevannskreftene , kan du lande på dens faste overflate. Imidlertid er den forventede tiden for overflaten til en hvit dverg å avkjøles enorm, enda lengre enn universets nåværende alder . [2] Hvis massen til stjernen er mindre enn en gitt grense, i stedet for å danne et sort hull, dannes en degenerert stjerne ( hvit dverg eller nøytronstjerne ). Den maksimale massen som kan nås av en hvit dverg er 1,44 M ☉ ( Chandrasekhar masse ), mens grensemassen som kan nås av en nøytronstjerne ennå ikke er nøyaktig kjent, men bør være rundt 3 M ☉ ; men det antas at det er en grense som ligner på Chandrasekhar, som tar navnet Oppenheimer-Volkoff-grensen og vil tilsvare 3,8 M ☉ . Massen til det minst massive sorte hullet som er observert så langt er nær denne grensen. [3]

Stellar sorte hull er det "letteste" eksemplet på denne klassen av objekter; faktisk har flere andre typer mye tyngre sorte hull blitt oppdaget: disse er sorte hull med middels masse , som finnes i sentrum av kulehoper , og supermassive sorte hull , som vil bli funnet i kjernen til alle galakser, som f.eks. som Melkeveien vår , inkludert aktive galakser .

Hvert sort hull har bare tre grunnleggende egenskaper: masse, elektrisk ladning og vinkelmoment ( spinn ). Det antas at denne sistnevnte egenskapen er typisk for alle sorte hull som dannes i naturen, selv om spesifikke observasjoner ennå ikke er utført på den. Spinnet til et stjernesort hull skyldes bevaringen av vinkelmomentet til stjernen som det kompakte himmellegemet stammer fra.

Svarte hull i binær X

Noen av de nylig oppdagede sorte hullene finnes i tette binære systemer , der de er gravitasjonsmessig bundet til en annen stjerne, som de er nær nok til å stjele materie . Dette stoffet danner en akkresjonsskive rundt himmellegemet , hvis bestanddeler, ettersom de utfelles på himmellegemet og tilegner seg energi , varmes opp til temperaturer på millioner av K ; på denne måten produseres en stor mengde X-stråling , som får systemet til å fremstå som en binær X. Det sorte hullet vil derfor være observerbart i røntgenstråler , mens stjernefølget også vil være synlig i det synlige . Men siden den energiske frigjøringen fra sorte hull og nøytronstjerner er av samme størrelsesorden, er svarte hull og nøytronstjerner i binære systemer vanskelig å skille. Nøytronstjerner har imidlertid forskjellige egenskaper, som gjør at eksperter kan skille dem fra sorte hull: de viser en differensiell rotasjon , har intense magnetiske felt og manifesterer noen ganger lokaliserte eksplosive fenomener (kalt termonukleære blink ).

Dessuten skiller sorte hull og nøytronstjerner seg i masse, som beregnes i binær X takket være kombinert observasjon av synlige bilder og røntgenbilder Alle identifiserte nøytronstjerner har en masse som ikke overstiger 3-5 M ☉ , mens ingen av de oppdagede objekter med en masse større enn 5 M ☉ viste egenskaper som ligner på nøytronstjerner. Alle disse dataene gjør det mer sannsynlig at objekter med masse større enn 5 solmasser faktisk er sorte hull.

Det skal bemerkes at beviset for eksistensen av sorte hull ikke utelukkende er basert på observasjonsempiriske data, men også på teoretiske hypoteser: faktisk er det ikke mulig å tenke på eksistensen av andre objekter med de samme egenskapene i smale binære systemer unntatt sorte hull.. Et sikkert bevis på deres eksistens ville være hvis noen faktisk observerte banen til en gjenstand (eller gassboble ) mens den stuper ned i det sorte hullet.

Mulige sorte hull med stjernemasse i galaksen vår

Galaksen vår , Melkeveien , inneholder flere mulige kandidater til rollen som sorte hull med stjernemasse, som ligger mye nærmere oss enn det supermassive sorte hullet i det galaktiske sentrum , som antas å være ansvarlig for Skytten A -radiokilden . Hver kandidat er en del av en binær X, der den kompakte gjenstanden tar materie bort fra sin partner. Masseområdet til slike sorte hull varierer fra minimum 3 til litt over et dusin solmasser. [4] [5]

          Fornavn           Masse av
det sorte hullet (M ☉ )		 Massen til den
stjernefølgesvenn (M ☉ )		 Omløpsperiode (dager) Avstand fra jorden
( lysår )
A0620-00 9-13 2,6-2,8 0,33 ~ 3500
GRO J1655-40 6−6,5 2,6-2,8 2.8 5000–10000
XTE J1118 + 480 6,4-7,2 6−6,5 0,17 6200
Cyg X-1 7–13 ≥18 5.6 6000-8000
GRO J0422 + 32 3−5 1.1 0,21 ~ 8500
GS 2000 + 25 7-8 4,9-5,1 0,35 ~ 8800
V404 Cyg 10-14 6.0 6.5 ~ 10 000
GX 339-4 5−6 1,75 ~ 15 000
GRS 1124-683 6,5-8,2 0,43 ~ 17 000
LB-1 B 69–71 8-10 78,9 ~ 13800
XTE J1550-564 10-11 6,0-7,5 1.5 ~ 17 000
XTE J1819-254 10–18 ~ 3 2.8 <25 000
4U 1543-475 8-10 0,25 1.1 ~ 24000
GRS 1915 + 105 > 14 ~ 1 33,5 ~ 40 000
XTE J1650-500 3,8 ± 0,5 [6] . 0,32 [7] .

Merknader

  1. ^ Nature 575, 618–621 (2019) (27. november 2019)
  2. ^ Fredrik Sandin, Compact stjerner i standardmodellen - og utover , i Eur. Phys. JC , 18. oktober 2004, DOI : 10.1140 / epjcd / s2005-03-003-y .
  3. ^ NASA-forskere identifiserer minste kjente svarte hull på nasa.gov 1. april 2008.
  4. ^ J. Casares: Observasjonsbevis for stjernemasse sorte hull. Fortrykk
  5. ^ MR Garcia et al.: Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae. Fortrykk
  6. ^ Forskere oppdaget det minste svarte hullet
  7. ^ Orosz, JA et al. (2004) ApJ 616,376-382. [1] , bind 616, utgave 1, s. 376-382.

Bibliografi

Relaterte elementer

Andre prosjekter

Eksterne lenker