Размещено на http://www.allbest.ru/

Сверху: сверхмассивная чёрная дыра, поглощающая звезду, в представлении художника. Снизу: изображения, предположительно показывающие сверхмассивную чёрную дыру в галактике RXJ 1242-11. Слева: в рентгеновском излучении. Справа: в оптическом диапазоне.

Сверхмассивная чёрная дыра -- это чёрная дыра с массой около 10⁵--10¹⁰ масс Солнца, то есть 10³⁵--10⁴⁰ кг. По состоянию на 2014 год фактически общепринято, что сверхмассивные чёрные дыры обнаружены в центре многих галактик, включая Млечный Путь. Сверхмассивные чёрные дыры имеют специфические свойства, отличающие их от меньших чёрных дыр:

· Парадоксально, но средняя плотность сверхмассивной чёрной дыры (вычисляемая путём деления массы чёрной дыры на её объём Шварцшильда) может быть очень мала (даже меньше плотности воздуха). Это объясняется тем, что радиус Шварцшильда прямо пропорционален массе, а плотность -- обратно пропорциональна объёму (т. е. в данном случае плотность обратна пропорциональна радиусу Шварцшильда). Так как объём сферического объекта (например, горизонта событий невращающейся чёрной дыры) прямо пропорционален кубу радиуса, а масса растёт лишь линейно, то объём растёт быстрее, чем масса. В результате средняя плотность чёрной дыры уменьшается с увеличением её радиуса.

· Приливные силы около горизонта событий значительно слабее из-за того, что центральная сингулярность расположена так далеко от горизонта, что гипотетический космонавт, путешествующий к центру чёрной дыры, не почувствует воздействия экстремальных приливных сил до тех пор, пока не погрузится в неё очень глубоко.

Формирование

Сверхмассивная чёрная дыра и её аккреционный диск в представлении художника.

Общепринятой теории образования чёрных дыр такой массы ещё нет. Существует несколько гипотез, наиболее очевидной из которых является гипотеза, описывающая постепенное наращивание массы чёрной дыры экскрецией вещества на чёрную дыру звёздной массы. Другая гипотеза предполагает, что сверхмассивные чёрные дыры образуются при коллапсе больших газовых облаков и их превращении в релятивистскую звезду массой в несколько сотен тысяч Солнечных масс или больше. Такая звезда быстро становится нестабильной к радиальным возмущениям в связи с процессами образования электронно-позитронных пар, происходящими в её ядре, и может сколлапсировать сразу в чёрную дыру. При этом коллапс идёт, минуя стадию сверхновой, при которой взрыв разбросал бы большую часть массы, не позволив образоваться сверхмассивной чёрной дыре. Еще одна модель предполагает, что сверхмассивные чёрные дыры могли образоваться в результате коллапса плотных звёздных кластеров, когда отрицательная теплоёмкость системы приводит дисперсию скорости в ядре к релятивистским значениям. Наконец, первичные чёрные дыры могли образоваться из начальных возмущений сразу после Большого взрыва.

Трудность образования сверхмассивной чёрной дыры заключается в том, что достаточное для этого количество вещества должно быть сконцентрировано в относительно небольшом объёме. Для этого у материи должен быть очень малый начальный угловой момент -- то есть медленное вращение. Обычно скорость аккреции на чёрную дыру ограничена именно угловым моментом падающей материи, который должен быть в основном передан обратно наружу, что и ограничивает скорость роста массы чёрной дыры. В наблюдаемом списке кандидатов в чёрные дыры есть провал в распределении масс. Есть чёрные дыры звёздных масс, образующиеся в результате коллапса звёзд, массы которых простираются, вероятно, до 33 Солнечных масс. Минимальная же масса сверхмассивных чёрных дыр лежит в районе Солнечных масс. Между этими значениями должны лежать чёрные дыры промежуточных масс, но такая чёрная дыра (HLX-1, обнаруженная австралийским радиотелескопом CSIRO 9 июля 2012 года) пока известна лишь в единственном экземпляре, что является аргументом в пользу различных механизмов образования лёгких и тяжёлых чёрных дыр. Некоторые астрофизические модели, однако, объясняют характерные особенности сверх ярких рентгеновских источников, как содержащих именно такие чёрные дыры (промежуточных масс).

В ряде случаев, когда объекты-спутники представляют собой сплошную среду (газовый диск, плотное звёздное скопление), которая своим тяготением влияет на характеристики орбиты, радиальное распределение массы в ядре галактики получается путём решения т. н. уравнения Бернулли.

Измерение скорости вращения газа

В последнее время благодаря повышению разрешающей способности телескопов стало возможным наблюдать и измерять скорости движения отдельных объектов в непосредственной близости от центра галактик. Так, при помощи спектрографа FOS (Faint Object Spectrograph) космического телескопа «Хаббл» группой под руководством Х. Форда была обнаружена вращающаяся газовая структура в центре галактики M87. Скорость вращения газа на расстоянии около 60 св. лет от центра галактики составила 550 км/с, что соответствует кеплеровской орбите с массой центрального тела порядка 3·10⁹ масс солнца. Несмотря на гигантскую массу центрального объекта, нельзя сказать с полной определённостью, что он является чёрной дырой, поскольку гравитационный радиус такой чёрной дыры составляет около 0,001 св. года.

Измерение скорости микроволновых источников

В 1995 г. группа под руководством Дж. Морана наблюдала точечные микроволновые источники, вращающиеся в непосредственной близости от центра галактики NGС 4258. Наблюдения проводились при помощи радиоинтерферометра, включавшего сеть наземных радиотелескопов, что позволило наблюдать центр галактики с угловым разрешением 0,001". Всего было обнаружено 17 компактных источников, расположенных в дискообразной структуре радиусом около 10 св. лет. Источники вращались в соответствии с кеплеровским законом (скорость вращения обратно пропорциональна квадратному корню из расстояния), откуда масса центрального объекта была оценена как 4·10⁷ масс солнца, а верхний предел радиуса ядра -- 0,04 св. года.

Наблюдение траекторий отдельных звёзд

В 1993--1996 годах А. Экарт и Р. Генцель наблюдали движение отдельных звёзд в окрестностях центра нашей Галактики. Наблюдения проводились в инфракрасных лучах, для которых слой космической пыли вблизи ядра галактики не является препятствием. В результате удалось точно измерить параметры движения 39 звёзд, находящихся на расстоянии от 0,13 до 1,3 св. года от центра галактики. Было установлено, что движение звёзд соответствует кеплеровскому, центральное тело массой 2,5·10⁶ масс солнца и радиусом не более 0,05 св. года соответствует положению компактного радиоисточника Стрелец-А (Sgr A).

Сверхмассивная чёрная дыра в центре Млечного пути

Масса сверхмассивной чёрной дыры по разным оценкам составляет от 2-х до 5-ти миллионов солнечных масс.

Наблюдения в радиодиапазоне

Долгое время центр нашей Галактики, приблизительное положение которого (созвездие Стрельца) было известно по оптическим наблюдениям, не был ассоциирован ни с каким компактным астрономическим объектом. Только в 1960 году Дж. Оорт и Г. Рогур установили, что в непосредственной близости (менее 0,03°) от галактического центра находится радиоисточник Стрелец A* (Sgr A).

В 1966 году Д. Даунс и А. Максвелл, обобщив данные по радионаблюдениям в дециметровом и сантиметровом диапазонах, пришли к выводу, что малое ядро Галактики представляет собой объект диаметром 10 пк, связанный с источником Стрелец-А.

К началу 1970-х годов благодаря наблюдениям в радиоволновом диапазоне было известно, что радиоисточник Стрелец-А имеет сложную пространственную структуру.

В 1971 г. Даунс и Мартин, проводя наблюдения на Камбриджском радиотелескопе с базой 1,6 км на частотах 2,7 и 5 ГГц с разрешением около 10', выяснили, что радиоисточник состоит из двух диффузных облаков, находящихся на расстоянии 1' друг от друга: восточная часть (Sgr A) излучает радиоволновой спектр нетермической природы, а западная (Sgr A*) представляет собой радиоизлучающее облако горячего ионизированного газа диаметром около 45" (1,8 пс). В 1974 году Б. Балик и С. Сандерс провели на 43-метровом радиотелескопе Национальной радиоастрономической обсерватории (NRAO) картографирование радиоисточника Стрелец-А на частотах 2,7 и 8,1 ГГц с разрешением 2". Было обнаружено, что оба радиоисточника представляют собой компактные образования диаметром менее 10" (0,4 пс), окружённые облаками горячего газа.

Начало наблюдений в инфракрасном диапазоне

Вплоть до конца 1960-х годов не существовало эффективных инструментов для изучения центральных областей Галактики, поскольку плотные облака космической пыли, закрывающие от наблюдателя галактическое ядро, полностью поглощают идущее из ядра видимое излучение и значительно осложняют работу в радиодиапазоне.

Ситуация коренным образом изменилась благодаря развитию инфракрасной астрономии, для которой космическая пыль практически прозрачна. Ещё в 1947 году Стеббинс и А. Уитфорд, используя фотоэлемент, сканировали галактический экватор на длине волны 1.03 мкм, однако не обнаружили дискретного инфракрасного источника. В. И. Мороз в 1961 году провёл аналогичное сканирование окрестностей Sgr A на волне 1.7 мкм и тоже потерпел неудачу. В 1966 году Е. Беклин сканировал район Sgr A в диапазоне 2.0-2.4 мкм и впервые обнаружил источник, по положению и размерам соответствовавший радиоисточнику Стрелец-А. В 1968 году Е. Беклин и Г. Нейгебауэр провели сканирование для длин волн 1.65, 2.2 и 3.4 мкм с разрешением 0.08-1.8" и обнаружили объект сложной структуры, состоявший из основного инфракрасного источника диаметром 5', компактного объекта внутри него, расширенной фоновой области и нескольких компактных звездообразных источников в непосредственной близости от основного источника.

В середине 1970-х годов начинается исследование динамических характеристик наблюдаемых объектов. В 1976 году Е.Воллман спектральными методами (использовалась линия излучения неона Ne II с длиной волны 12,8 мкм) исследовал скорость движения газов, в области диаметром 0,8 пс вокруг галактического центра. Наблюдения показали симметричное движение газа со скоростями около 75 км/c. По полученным данным Воллман предпринял одну из первых попыток оценить массу объекта, предположительно находящегося в центре галактики. Полученный им верхний предел массы оказался равным 4·10⁶ масс солнца.

Обнаружение компактных инфракрасных источников

Дальнейшее увеличение разрешающей способности телескопов позволило выделить в газовом облаке, окружающем центр Галактики, несколько компактных инфракрасных источников. В 1975 году Е. Беклин и Г. Нейгебауэр составили инфракрасную карту центра Галактики для длин волн 2,2 и 10 мкм с разрешением 2,5", на которой выделили 20 обособленных источников, получивших название IRS1--IRS20. Четыре из них (1, 2, 3, 5) позиционно совпали с известными по радионаблюдениям компонентами радиоисточника Sgr A. Природа выделенных источников долгое время обсуждалась. Один из них (IRS 7) идентифицирован как молодая звезда-сверхгигант, несколько других -- как молодые гиганты. IRS 16 оказался очень плотным (10⁶ масс Солнца на псі) скоплением звёзд-гигантов и карликов. Остальные источники предположительно являлись компактными облаками H II и планетарными туманностями, в некоторых из которых присутствовали звёздные компоненты. Продольная скорость отдельных источников лежала в пределах ±260 км/c, диаметр составлял 0.1--0.45 пс, масса 0.1--10 масс Солнца, расстояние от центра Галактики 0,05--1,6 пс. Масса центрального объекта оценивалась как 3·10⁶ масс Солнца, таким же был порядок массы, распределённой в области радиусом 1 пс вокруг центра. Поскольку вероятная ошибка при вычислении масс была того же порядка, допускалась возможность отсутствия центрального тела, при этом распределённая в радиусе 1 пс масса оценивалась как 0,8-1,6·10⁷ масс Солнца. Последующее десятилетие характеризовалось постепенным ростом разрешающей способности оптических приборов и выявлением всё более подробной структуры инфракрасных источников. К 1985 году стало ясно, что наиболее вероятным местом нахождения центральной чёрной дыры является источник, обозначенный как IRS 16. Были обнаружены также два мощных потока ионизированного газа, один из которых вращался по круговой орбите на расстоянии 1,7 пс от центра Галактики, а второй -- по параболической на расстоянии 0,5 пс. Масса центрального тела, рассчитанная по скорости этих потоков составила 4,7·10⁶ масс Солнца по первому потоку и 3,5·10⁶ масс Солнца по второму.

Наблюдение отдельных звёзд