천문학

블랙홀과 초대형 블랙홀의 차이점은 무엇입니까?

블랙홀과 초대형 블랙홀의 차이점은 무엇입니까?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

내가 이해하는 바에 따르면 블랙홀의 질량은 거의 무한해야합니다. 거대한 뭔가 얻을 수 있습니까?

  • 문자 그대로 해석되는 이름입니다. 초대형 블랙홀은 더 많은 것을 가지고 있습니다 질량?
  • 아니면 초 거대 질량 블랙홀은 직경이 더 큰 거의 무한한 질량을 가진 일반 블랙홀일까요?
  • 그 차이가 실제로 직경의 변화라면, 거대한 질량의 유지에 따른 크기 변화는 초 거대 질량 블랙홀의 중력장에 어떻게 반영됩니까?

스텔라 질량 블랙홀은 수명이 다한 거대한 별의 붕괴로 인해 형성됩니다. 그런 다음 거대한 별을 찾는 것처럼 은하계 전체에 흩어져있는 것을 찾을 수 있습니다. 그들은 일반적으로 태양 질량의 몇 배의 질량을 가지고 있습니다.

초 거대 질량 블랙홀은 은하의 중심에서 발견됩니다. 그들은 일반적으로 수백만 개의 태양을 가지고 있습니다.

최근에 그들은 항성 블랙홀과 초 거대 블랙홀 사이의 경계를 흐리게하는 중간 질량 블랙홀을 발견하기 시작했습니다. 일반적으로 태양 질량은 100 ~ 1 백만 태양 질량입니다.


블랙홀의 질량은 무한하지 않습니다. 사실, 증발을 견딜 수있을만큼 충분히 큰 블랙홀이 생성되면 그 질량은 시작 질량과 삼켜 진 질량을 더한 후 방사능을 뺀 것입니다.

그렇기 때문에 "우리 태양 질량의 10 배를 가진 블랙홀"또는 초대형 블랙홀의 경우 "… 수백만 개의 태양"과 같은 문구를 듣게됩니다.


스텔라 질량 블랙홀과 초 거대 블랙홀은 매우 다른 메커니즘에서 형성 될 가능성이 높습니다. 우리는 별의 질량 블랙홀이 어떻게 형성되는지 꽤 잘 알고 있지만, 초 거대 질량 블랙홀이 우주에서 아주 일찍 발생하기 때문에 어떻게 형성되는지는 아직 확실하지 않습니다.


블랙홀에는 무한한 질량이 없습니다. 그들은 아마도 무한하다 밀도 특이점에서. 블랙홀의 질량은 사건 지평선의 지름에 큰 역할을합니다 (탈출 속도가 빛의 속도를 초과하는 구체. '검은'부분).

당신이 제안했듯이 초대형 블랙홀은 더 많은 질량을 가지고 있습니다. 그것은 별의 질량 블랙홀보다 훨씬 더 많은 질량을 가지고 있습니다. 초 거대 질량 블랙홀은 일반적으로 은하의 중심에 있으며 은하 전체에 중력 영향을 미칠 수있는 반면, 항성 질량 블랙홀은 생성 된 이전의 큰 별의 크기와 같은 중력 영향을받습니다.


초대형 블랙홀의 기원

초 거대 질량 블랙홀 또는 SMBH는 우리 태양 질량의 수백만에서 수십억 배에 달하는 질량을 가진 블랙홀입니다. 은하수는 질량이 태양 질량의 수백만 배인 SMBH를 호스팅합니다. 놀랍게도 천체 물리학 적 관찰은 우주가 아주 어렸을 때 이미 SMBH가 존재했음을 보여줍니다. 예를 들어, 우주가 현재 나이 (137 억년)의 6 %에 불과했을 때 10 억 개의 태양 질량 블랙홀이 발견됩니다. 초기 우주에서 이러한 SMBH는 어떻게 유래합니까?

리버 사이드에있는 캘리포니아 대학의 이론 물리학자가 이끄는 팀은 암흑 물질 후광의 붕괴가 생성 할 수있는 거대한 씨앗 블랙홀에 대한 설명을 내놓았습니다.

암흑 물질 후광은 은하 또는 은하단을 둘러싼 보이지 않는 물질의 후광입니다. 암흑 물질은 실험실에서 발견 된 적이 없지만 물리학 자들은 우주 물질의 85 %를 구성하는이 신비한 물질이 존재한다고 확신합니다. 은하의 가시적 인 물질이 암흑 물질 후광에 박혀 있지 않았다면이 물질은 날아갈 것입니다.

UC 리버 사이드의 물리학 및 천문학 부교수 인 유하이 보 부교수는 "물리학 자들은 암흑 물질 후광의 중앙 지역에 위치한 초기 우주의 SMBH가 왜 단시간에 그렇게 크게 성장하는지 의아해합니다." 에 나타나는 연구를 주도 천체 물리학 저널 편지. "그것은 예를 들어 200 파운드 나되는 5 살짜리 아이와 같습니다. 그런 아이는 우리가 신생아의 일반적인 몸무게와이 아기가 얼마나 빨리 자랄 수 있는지 알고 있기 때문에 우리 모두를 놀라게 할 것입니다. 블랙홀에 관해서는, 물리학 자들은 종자 블랙홀의 질량과 그 성장률에 대해 일반적인 기대를 가지고 있습니다. SMBH의 존재는 이러한 일반적인 기대가 위반되어 새로운 지식이 필요하다는 것을 암시합니다. 그리고 그것은 흥미 진진합니다. "

씨앗 블랙홀은 초기 단계의 블랙홀입니다. 인간의 삶에서 아기 단계와 비슷합니다.

"우리는 두 가지 이유를 생각할 수있다"고 Yu는 덧붙였다. "씨앗 (또는 '아기') 블랙홀은 훨씬 더 거대하거나 우리가 생각했던 것보다 훨씬 더 빨리 자랍니다. 그 때 발생하는 질문은 충분한 양의 씨앗 블랙홀을 생성하기위한 물리적 메커니즘이 무엇입니까? 충분히 빠른 성장률 달성? "

시카고 대학의 Kavli 우주 물리학 연구소의 박사 후 연구원 인 Yi-Ming Zhong은 "주변 물질을 축적하여 블랙홀이 거대하게 성장하려면 시간이 걸립니다." "우리 논문은 만약 암흑 물질이 자기 상호 작용을 가지고 있다면 후광의 중력 열 붕괴는 충분히 거대한 씨앗 블랙홀로 이어질 수 있다는 것을 보여줍니다. 그것의 성장률은 일반적인 기대와 더 일치 할 것입니다."

천체 물리학에서 SMBH를 설명하는 데 사용되는 인기있는 메커니즘은 초기 우주의 원 은하에서 원시 가스의 붕괴입니다.

그러나이 메커니즘은 시드 블랙홀이 매우 빠른 성장률을 경험하지 않는 한 새로 관찰 된 SMBH를 수용 할 수있을만큼 충분히 거대한 시드 블랙홀을 생성 할 수 없습니다. "우리의 연구는 대안적인 설명을 제공합니다. 자체 상호 작용하는 암흑 물질 후광은 중력 불안정성을 경험하고 그 중앙 영역이 씨앗 블랙홀로 붕괴됩니다."

Yu와 그의 동료들은 다음과 같은 방식으로 작업을 제안합니다.

암흑 물질 입자는 먼저 중력의 영향으로 함께 모여 암흑 물질 후광을 형성합니다. 후광이 진화하는 동안 중력과 압력이라는 두 가지 경쟁 힘이 작동합니다. 중력이 암흑 물질 입자를 안쪽으로 당기는 동안 압력은 입자를 바깥쪽으로 밀어냅니다. 암흑 물질 입자에 자체 상호 작용이없는 경우 중력이 그들을 중앙 후광쪽으로 당기면 더 뜨거워집니다. 즉, 더 빨리 움직이고, 압력이 효과적으로 증가하고, 다시 튀어 오릅니다. 그러나 자체 상호 작용하는 암흑 물질의 경우, 암흑 물질 자체 상호 작용은 "더 뜨거운"입자에서 가까운 더 차가운 입자로 열을 전달할 수 있습니다. 이것은 암흑 물질 입자가 다시 튀는 것을 어렵게 만듭니다.

Yu는 블랙홀로 붕괴되는 중앙 후광이 각운동량을 가지고 있으며, 즉 회전한다고 설명했다. 자기 상호 작용은 각운동량을 소멸시키는 점도 또는 "마찰"을 유발할 수 있습니다. 붕괴 과정에서 고정 된 질량을 가진 중앙 후광은 반경이 줄어들고 점도로 인해 회전 속도가 느려집니다. 진화가 계속됨에 따라 중앙 후광은 결국 단일 상태 인 시드 블랙홀로 붕괴됩니다. 이 씨앗은 가스와 별과 같은 주변의 중압 (또는 가시적) 물질을 축적함으로써 더 거대해질 수 있습니다.

“우리 시나리오의 장점은 시드 블랙홀의 질량이 암흑 물질 후광의 붕괴에 의해 생성되기 때문에 높을 수 있다는 것입니다. 따라서 비교적 짧은 시간 내에 초대형 블랙홀로 성장할 수 있습니다.

새로운 연구는 연구자들이이 아이디어가 작동하기 위해 보통의 원자 및 분자 입자 인 바리온의 중요성을 확인했다는 점에서 새롭습니다.

Yu의 대학원생 인 Wei-Xiang Feng은 "먼저, 우리는 가스와 별과 같은 중력의 존재가 후광의 중력 붕괴의 시작을 상당히 가속화 할 수 있고 씨앗 블랙홀이 충분히 일찍 생성 될 수 있음을 보여줍니다."라고 말했습니다. 그리고 논문의 공동 저자. "둘째, 우리는 자기 상호 작용이 중심 후광의 각운동량 잔재를 소멸시키는 점도를 유도 할 수 있음을 보여줍니다. 셋째, 붕괴 된 후광의 일반적인 상대 론적 불안정성을 유발하는 조건을 조사하는 방법을 개발하여 씨앗 블랙홀이 조건이 충족되면 양식. "

지난 10 년 동안 Yu는 암흑 물질의 자기 상호 작용과 그 관찰 결과에 대한 새로운 예측을 탐구했습니다. 그의 연구는 자체 상호 작용하는 암흑 물질이 은하에서 관측 된 별과 가스의 움직임에 대한 좋은 설명을 제공 할 수 있음을 보여주었습니다.

그는 "많은 은하에서 별과 가스가 중앙 지역을 지배하고있다"고 말했다. "따라서이 중성 물질의 존재가 붕괴 과정에 어떤 영향을 미치는지 묻는 것은 당연합니다. 우리는 그것이 붕괴의 시작을 가속화 할 것임을 보여줍니다.이 특징은 우리가 초기 우주에서 초 거대 질량 블랙홀의 기원을 설명하는 데 필요한 것입니다. . 자체 상호 작용은 또한 중심 후광의 각운동량을 분산시키고 붕괴 과정을 더욱 도울 수있는 점도로 이어집니다. "


블로그가 마음에 드십니까?

확인 상자 너머 공간 및 앰프: 우주 테마 구독 상자!

S 초 거대 질량 블랙홀은 어떻게 형성됩니까?

블랙홀은 합병을 통해 점점 더 커지는 경향이 있습니다. 그리고 그것은 초대형 블랙홀의 경우도 마찬가지 일 것으로 예상됩니다.

이 유형의 블랙홀이 어떻게 형성되는지에 대한 많은 이론이 있지만 가장 매력적인 것은 충돌하는 별과 블랙홀의 폭주 연쇄 반응을 통해 너무 커진다는 것입니다. 이 시나리오에서 초 거대 질량 블랙홀의 씨앗은 계속해서 합쳐지고 점점 더 많은 물질을 먹어 치우며 결국 은하의 중심으로 가라 앉게됩니다.

그 과정에서 블랙홀은 더 많은 항성 및 중간 질량 블랙홀과 결합하여 훨씬 더 거대하게 성장할 수 있습니다. 하지만 결국에는 은하계의 중심부까지 도달하고 (아직 시작하지 않았다면) 너무 가까이있는 물질이 무엇이든 계속해서 탐사 할 것입니다. 수십억 년 동안이 과정을 통해 블랙홀이 태양 질량의 수백만 배까지 커질 수 있습니다.

원시 블랙홀은 어떻게 형성됩니까 (존재하는 경우)?

마지막으로, 원시 블랙홀이라고하는 가상의 블랙홀 유형에 대해 간략히 논의하지 않으면 무시할 수 있습니다.

그들의 이름에서 알 수 있듯이, 우주가 아직 어렸을 때-빅뱅이 일어난 지 1 초 이내에 원시 블랙홀이 탄생했습니다. 이것은 별, 은하 및 기타 블랙홀이 존재하기 훨씬 이전의 시간이었습니다.

그러나 원시 블랙홀은 어쨌든 스타로 시작되지 않았을 것입니다. 그들은 새로 창조 된 우주가 아직 균질하지 않고 균등하게 분포되지 않았을 때 생겨 났을 것입니다. 이 시점에서 일부 과학자들은 우주의 특정 부분이 믿을 수 없을 정도로 에너지가 풍부하다고 생각합니다. 이론적으로 원시 블랙홀로 직접 붕괴 될 수 있었던 것은 우주의이 작고 미친 듯이 에너지적인 점입니다. 그리고 빅뱅이 발생한 후이 최초의 블랙홀이 얼마나 빨리 형성되었는지에 따라 종이 클립 질량의 약 0.00001 배에서 태양 질량의 약 100,000 배까지 다양합니다.


은하수 내부의 초 거대 블랙홀

은하수 은하의 중심에 궁수 자리 A *라는 지역에 초 거대 질량 블랙홀이 있다는 증거의 정점을 통해 가능성이 높습니다. 증거는 다음과 같습니다.

  • S2 별은 15.2 년의주기와 피사체 중심에서 17 광시 (1.8 × 10 13m 또는 120AU)의 주변 (가장 가까운 거리)의 궤도를 따릅니다.
  • S2의 움직임에서 물체의 질량은 410 만 M으로 추정 될 수 있습니다.
  • 블랙홀 이외의 알려진 천체는 410 만 M을 포함 할 수 없습니다. 이 공간에서.

궁수 자리 A * 근처의 밝은 플레어 활동에 대한 적외선 관찰은 SMBH의 중력 반경의 6 ~ 10 배 간격에서 45 ± 15 분의 주기로 플라즈마의 궤도 운동을 보여줍니다. 이 방출은 강한 자기장에서 부착 디스크에있는 극화 된 핫스팟의 원형 궤도와 일치합니다.


3 개의 주요 블랙홀

우리 은하 근처에서 관측 된 3 개의 주요 블랙홀이 있습니다.

  • A0620-00. 이것은 Monoceros 별자리에 속하는 이진성 계입니다. 이 시스템은 과학자들이 항성 질량 블랙홀이라고 믿는 미지의 질량이라는 두 개의 주요 물체로 구성됩니다. 이 시스템은 약 3000 광년 떨어져 있습니다.
  • Cygnus X-1. 이것은 백조 자리에서 발견되는 은하계 X 선 소스 유형의 시스템으로 과학자들에 의해 블랙홀로 널리 인정되고 있습니다. 1964 년에 발견 된이 시스템은 우리 태양의 질량이 15 배인 것으로 추정되는 공간에서 가장 많이 연구 된 천체입니다. 이 동일한 시스템은 Cygnus OB3라고하는 항성 연합에도 속합니다. 이것은 Cygnus X-1이 약 500 만년 전이고 태양 질량이 40 개가 넘는 선조 별에서 나왔다는 것을 의미합니다.
  • V404 Cygni. 이것은 이진 시스템이며 질량이 12 개인 블랙홀로 구성된 마이크로 퀘이사입니다. 그것은 또한 우리 태양보다 질량이 작은 K 동 반성을 가지고 있습니다. 블랙홀과 별은 가까운 거리에서 서로 공전합니다. 블랙홀의 강렬한 중력 (및 근접성)으로 인해 별은 블랙홀의 부착 디스크로 질량을 잃습니다.

Stephen Hawking에 따르면 일반적인 조건에서 블랙홀의 전체 면적은 질량을 흡수 한 후에도 결코 감소하지 않습니다. 이 가설은 이제 어떤 시스템의 엔트로피의 총합이 결코 감소 할 수 없다는 열역학의 제 2 법칙과 매우 유사한 블랙홀 역학의 제 2 법칙이라고 불립니다. 이 두 법칙의 연결은 블랙홀이 특정 온도에서 흑체 복사를 방출 할 수 있다는 사실로 더욱 보완되었습니다. 이 사건은 스티븐 호킹이 발견 한 양자 장 이론을 기반으로했다.

사진 제공 : ipicgr

Sonia Madaan 정보

Sonia Madaan은 과학 교육 블로그 EarthEclipse의 작가이자 창립 편집자입니다. 과학 교육에 대한 그녀의 열정으로 그녀는 재미 있고 흥미로운 과학 사실을 찾고 공유하는 유일한 목표로 EarthEclipse를 시작했습니다. 그녀는 우주, 환경, 화학, 생물학, 지질학 및 지리와 관련된 주제에 대한 글쓰기를 좋아합니다. 글을 쓰지 않을 때는 Netflix에서 공상 과학 영화를 보는 것을 좋아합니다.


다른 은하 :

천문학 자들은 또한 Local Group과 그 너머의 다른 은하 중심에서 SMBH의 증거를 발견했습니다. 여기에는 근처의 안드로메다 은하 (M31)와 타원 은하 M32, 먼 나선 은하 NGC 4395가 포함됩니다. 이것은이 은하의 중심 근처에있는 별과 가스 구름이 눈에 띄는 속도 증가를 보인다는 사실에 근거합니다.

또 다른 징후는 AGN (Active Galactic Nuclei)으로, 여기에서 대량의 라디오, 마이크로파, 적외선, 광학, 자외선 (UV), X 선 및 감마선 파장대가 냉기 (가스 및 먼지) 영역에서 주기적으로 감지됩니다. ) 더 큰 은하의 중심에서. 복사는 블랙홀 자체에서 나오지 않지만, 그러한 거대한 물체가 주변 물질에 미칠 영향이 원인으로 여겨집니다.

간단히 말해서, 가스와 먼지는 초 거대 질량 블랙홀을 공전하는 은하 중심에 축적 디스크를 형성하여 점차 물질을 공급합니다. 이 영역의 놀라운 중력은 디스크의 재질을 수백만 켈빈에 도달 할 때까지 압축하여 밝은 복사와 전자기 에너지를 생성합니다. 고온 물질의 코로나도 부착 디스크 위에 형성되며 X 선 에너지까지 광자를 산란시킬 수 있습니다.

SMBH 회전 자기장과 부착 디스크 사이의 상호 작용은 또한 상대 론적 속도 (즉, 빛 속도의 상당 부분)로 블랙홀 위와 아래에서 물질을 발사하는 강력한 자기 제트를 생성합니다. 이 제트는 수십만 광년 동안 확장 될 수 있으며 관측 된 방사선의 두 번째 잠재적 인 소스입니다.

안드로메다 은하는 수십억 년 안에 우리 은하와 합쳐지면 그 중심에있는 초 거대 질량 블랙홀은 우리 자신과 합쳐져 훨씬 더 거대하고 강력한 블랙홀을 생성합니다. 이 상호 작용은 결합 은하 (불량한 별을 생성)에서 여러 개의 별을 쫓아 내고, 우리 은하 핵 (현재 비활성 상태)이 다시 활성화되도록 할 가능성이 있습니다.

블랙홀에 대한 연구는 아직 초기 단계입니다. 그리고 지난 수십 년 동안 우리가 배운 것은 흥미롭고 경외심을 불러 일으키는 것입니다. 저 질량이든 초대 질량이든 블랙홀은 우리 우주의 필수적인 부분이며 진화에 적극적인 역할을합니다.

우리가 우주를 더 깊이 들여다 볼 때 우리가 무엇을 찾을 지 누가 알겠습니까? 아마도 언젠가는 우리의 기술과 대담함이 존재하여 사건의 지평선 아래에서 정점을 찍으려고 할 것입니다. 그런 일이 일어나는 것을 상상할 수 있습니까?

천문학 캐스트도 주제에 대한 몇 가지 관련 에피소드. Here & # 8217s Episode 18 : Black Holes Big and Small, Episode 98 : Quasars.

추가 정보 : Astronomy Cast의 에피소드 Quasars, Black Holes Big and Small


지금 신선한 뉴스

블랙홀은 우주에서 가장 밀도가 높은 물체로 주변 공간에 강력한 중력을 제공합니다.
그들은 태양과 행성보다 수백만 배 더 크거나 도시만큼 작을 수 있습니다.
중력 만 사용하면 블랙홀은 전체 행성과 별을 분리 할 수 ​​있지만 얼마나 강력한지는 내부의 질량에 따라 다릅니다.

다음은 비디오 대본입니다.

내레이터 : 우주는 위험한 곳이 될 수 있습니다. 예를 들어 블랙홀을 생각해보십시오. 그것들은 우리 우주에서 가장 폭력적인 물체로 별 전체를 산산조각 낼 수있을만큼 강력합니다.

그들의 비밀 무기는 중력입니다. 더 많은 질량을 작은 공간으로 축소할수록 중력이 더 강해집니다. 예를 들어 지구를 블랙홀로 만들려면 지구를 1 인치 미만으로 축소해야합니다.

그러나 실제 블랙홀은 그것보다 훨씬 크고 지구보다 훨씬 더 질량이 많습니다. 여기에 블랙홀이 얼마나 큰지 알 수 있습니다.

블랙홀에는 세 가지 일반적인 유형이 있습니다. 가장 작은 것은 별의 블랙홀로, 거대한 별이 스스로 폭발하고 붕괴 한 후 형성됩니다. 이처럼 지름은 약 40 마일로 맨해튼 길이의 약 3 배입니다. 그러나 그 작은 공간에는 우리 태양의 11 개와 같을만큼 충분한 질량이 있습니다.

M33이라고하는 또 다른 은하계에는 가로 58 마일의 블랙홀이 있으며 내부에는 15.7 개의 태양이 포함되어 있습니다.

다음은 이와 같은 중간 질량 블랙홀입니다. 1,460 마일에 걸쳐 플로리다에서 메인까지 뻗을 수있을만큼 충분히 크고 일부 계산에 따르면 400 개의 태양 질량을 포함합니다.

이 시점에서 블랙홀은 지구에 비해 꽤 커지기 시작하지만, 블랙홀이 가지고있는 순전 한 질량을 고려할 때 여전히 아무것도 아닙니다. 예를 들어,이 블랙홀을 생각해보십시오. 그것은 목성의 거의 두 배 크기로 약 172,000 마일 너비의 지역에 걸쳐 있지만 내부는 47,000 개의 태양과 같은 질량입니다.

그러나이 블랙홀은 우리 은하의 중심에 사는 궁수 자리 A *와 같은 초대 질량 블랙홀과 비교할 수 없습니다. 직경이 약 1,460 만 마일에 달합니다. 그것은 대략 168 개의 목성을 가로 질러 있고 내부는 400 만개의 태양을 합친 것과 같은 질량입니다. 큰 소리로 들릴지 모르지만 궁수 자리 A *는 다른 초대형 블랙홀에 비해 작습니다.

우리 이웃 안드로메다 은하의 중심에있는 하나를 가져 가세요. 지름은 5 억 1 천 6 백만 마일로 목성 궤도보다 크고 1 억 4 천만 개의 태양과 같은 질량을 가지고 있습니다. 마침내 우리는 우주에서 가장 큰 블랙홀 중 일부에 도달했지만, 우리 태양계의 크기를 능가하는 블랙홀에는 도달하지 못했습니다.

그러니 솜브레로 은하의 중심에있는 초 거대 질량 블랙홀을 살펴 보겠습니다. 그것은 가로 20 억 마일을 측정하기 때문에 천왕성 ​​궤도보다 더 뻗을 것이고, 거의 같은 길이를 가질 것입니다.


초대형 블랙홀은 어디에서 왔습니까?

이 기사를 갱신하려면 내 프로필을 방문한 다음 저장된 스토리보기를 방문하십시오.

캐나다 온타리오에있는 Western University의 한 쌍의 연구원은 초대형 블랙홀 인 퀘이사를 조사하여 모델을 개발했습니다. NASA

이 기사를 갱신하려면 내 프로필을 방문한 다음 저장된 스토리보기를 방문하십시오.

천문학 자들은 대부분의 블랙홀이 어떻게 형성되는지에 대해 꽤 잘 알고 있습니다. 거대한 별이 죽고 초신성이 된 후에 나머지 질량 (충분한 경우)은 자체 중력의 힘으로 붕괴되어 그 사이에 블랙홀이 남습니다. 우리 태양 질량의 5 배와 50 배. 이 깔끔한 기원 이야기가 설명하지 못하는 것은 100,000에서 수 천억 태양의 질량은 몇 번이고 이 괴물들은 우주의 거의 모든 은하의 중심에 존재하며, 일부는 빅뱅 이후 6 억 9 천만 년 만에 출현했습니다. 우주 용어로 말하자면, 그것은 사실상 눈 깜짝 할 사이입니다. 별이 태어나고 블랙홀로 붕괴하고 초대형이 될만큼 충분한 질량을 먹기에는 그리 길지 않습니다.

직접 붕괴 이론으로 알려진이 미스터리에 대한 오랜 설명 중 하나는 고대 블랙홀이 초신성 단계의 이점없이 어떻게 든 커졌다는 가설을 세웁니다. 이제 캐나다 온타리오에있는 Western University의 연구원 인 Shantanu Basu와 Arpan Das는이 이론에 대한 최초의 확실한 관찰 증거를 발견했습니다. 지난달 말에 설명했듯이 천체 물리학 저널 편지, 그들은 퀘이사를보고 그것을했습니다.

퀘이사는 많은 양의 물질을 지속적으로 흡입하거나 축적하는 초 거대 질량 블랙홀로, 떨어지는 물질이 밝은 복사를 방출하여 다른 많은 종류의 블랙홀보다 쉽게 ​​관찰 할 수 있기 때문에 특별한 이름을 얻습니다. 그 질량의 분포 (얼마나 더 큰지, 얼마나 작은 지, 그 사이에 얼마나 많은가)는 그들이 어떻게 형성되었는지의 주요 지표입니다.

그 정보를 분석 한 후 Basu와 Das는 초대형 블랙홀이 연쇄 반응에서 발생했을 수 있다고 제안했습니다. 그들은 처음에 블랙홀의 씨앗이 어디에서 왔는지 정확히 말할 수 없지만 다음에 무슨 일이 일어 났는지 알고 있다고 생각합니다. 초기 블랙홀 중 하나가 물질을 축적 할 때마다 에너지를 방출하여 인접한 가스 구름을 가열합니다. 뜨거운 가스 구름은 매번 큰 식사를 할 때마다 차가운 가스 구름보다 더 쉽게 붕괴되고, 블랙홀은 더 많은 에너지를 방출하고 다른 가스 구름을 가열하는 식입니다. 이것은 초 거대 질량 블랙홀의 개체수가 우주 초기에 기하 급수적으로 증가했다고 믿는 몇몇 다른 천문학 자들의 결론과 일치합니다.

그러나 어느 시점에서 연쇄 반응이 중단되었습니다. 점점 더 많은 블랙홀과 별과 은하가 태어나고 에너지와 빛을 방출하기 시작하면서 가스 구름이 증발했습니다. Basu는“우주 전체의 복사 장이 너무 강 해져서 그렇게 많은 양의 가스가 직접 붕괴 할 수 없습니다. "그래서 전체 프로세스가 끝납니다." 그와 Das는 연쇄 반응이 약 1 억 5 천만 년 동안 지속되었다고 추정합니다.

블랙홀 성장에 대해 일반적으로 허용되는 속도 제한은에 딩턴 속도 (Eddington rate)라고 불리며, 이는 방사의 외부 힘과 내부 중력 사이의 균형입니다. 이 속도 제한은 이론적으로 물질이 충분히 빠르게 붕괴되는 경우 초과 될 수 있습니다. Basu 및 Das 모델은 연쇄 반응이 발생하는 동안 블랙홀이 Eddington 속도의 3 배로 물질을 축적했다고 제안합니다. 수백만, 수십억 및 수조의 숫자를 정기적으로 다루는 천문학 자에게 3 개는 매우 겸손합니다.

Basu는“Eddington 증가율의 100 배가 필요하거나 생산 기간이 20 억년 또는 10 년인 것처럼 수치가 미친 것으로 밝혀 졌다면 아마도 모델이 잘못되었다고 결론을 내릴 것입니다. .”


블랙홀이 휴면 상태라는 것은 무엇을 의미합니까?

휴면 블랙홀이란 무엇입니까? 원래 Quora에 등장했습니다. 독특한 통찰력을 가진 사람들이 설득력있는 질문에 답하는 지식 공유 네트워크.

Quora에서 물리학자인 David Kahana의 답변 :

은하 중심에있는 일부 초 거대 질량 블랙홀은 별과 가스가 끊임없이 떨어지는 상태에있는 것으로 보입니다. 거대한 가스를 은하계 매체로 방출하고 제트의 방향을 따라 매우 밝습니다.

이것은 대부분 매우 먼 은하의 경우이며 초기 우주에서 더 흔하게 보였습니다.

이것들은 아주 오랫동안 활동 은하 핵과 퀘이사라고 불렸지만, 지금까지 많은 별과 가스를 흡수하고있는 초 거대 질량 블랙홀이라는 해석이 가장 가능성이 높습니다.

시간이 지남에 따라 흡수 될 수있는 블랙홀 근처의 모든 별과 가스가 이미 흡수되었을 가능성이 있습니다.

블랙홀은 진공 청소기와는 달리 실제로 가까이있는 물질을 빨아 들여 끌어 당기지 않습니다. 그들은 근처의 물질에 중력과 조수를 가하고 회전도 효과가 있지만 가스와 별은 블랙홀이 안전한 거리에 있으면 아주 오랫동안 안정된 궤도를 돌고 있습니다.

이것이 근처의 모든 가스와 별의 경우라면, 활성 블랙홀은 정지 상태가되고 아무 일도 일어나지 않는 긴 기간이있을 것입니다. 그것은 단지 거기에 있고 물질은 계속해서 주위를 돌고 있습니다. 이 단계에서는 대기 또는 휴면이라고합니다.

그러나 블랙홀로 인해 별에 조력이 있고 가스에 마찰이 있으며 시간이 지남에 따라 휴면 블랙홀에 매우 가까운 궤도를 도는 가스와 별에서 에너지를 제거 할 수 있습니다.

결국 이것은 별이나 가스 구름이 떨어지는 지점에 도달 할 수 있습니다. 에너지가 손실됨에 따라 궤도가 점점 더 작아지고 빨라지고 빨라지기 때문입니다.

이 시점에서 휴면 블랙홀이 눈부신 방식으로 깨어납니다.

이것이 바로 지금 우리 은하의 중심에있는 블랙홀에서 일어나는 일입니다. 대부분 정지 상태입니다. 가끔 작은 가스 구름이 떨어지면 깨어납니다. 이것이 일어날 것이라는 마지막 예측은 불과 몇 년 전 이었지만, 제가 기억한다면 약간의 소름 끼치는 일이었고 예상했던 것만 큼 많은 반응이 보이지 않았습니다.

별이 사라지고 우주가 계속 확장됨에 따라 결국 모든 블랙홀이 휴면 상태가 될 것으로 예상됩니다.

그들은 단지 그들이있는 곳에 앉아 조용히 회전 할 것입니다. 호킹이 블랙홀 복사에 대해 옳다면 아주 점차적으로 증발 할 것입니다. 결국 그것들은 완전히 증발하고 사라질 것이고, 아무것도 남지 않을 것이지만 그것이 일어나는 데 걸리는 시간은 엄청납니다. 10 ^ 100 년 정도입니다.

따라서 방금 발견 된 크기 (210 억 태양 질량)의 휴면 블랙홀은 빠르게 이동하지 않습니다.

이 질문 고유 한 통찰력을 가진 사람들이 설득력있는 질문에 답하는 지식 공유 네트워크 인 Quora에 처음 등장했습니다. Twitter, Facebook 및 Google+에서 Quora를 팔로우 할 수 있습니다. 추가 질문 :


확장 데이터 그림 1 두 가지 예제 스펙트럼 (검은 색 선) 및 운동 학적 맞춤 (빨간색 선).

두 스펙트럼의 잔차는 녹색으로 표시됩니다. 상단 스펙트럼은 가장 중앙에있는 픽셀 중 하나의 스펙트럼이며 단일 0.05 ′ ′ × 0.05 ′ ′ 픽셀의 스펙트럼입니다. 하단 스펙트럼은 반경 0.4 ''에 있으며 17 개의 공간 픽셀의 합입니다. 신호 대 잡음비는 분해능 요소별로 제공됩니다. 분산의 대비는 상단 스펙트럼의 넓고 부드러운 선과 하단의 날카로운 선으로 매우 명확하게 보입니다. 두 스펙트럼 모두 하나로 정규화되었으며 중앙 스펙트럼은 가시성을 위해 +1만큼 오프셋되었습니다. 잔차는 0.5와 1.5로 상쇄되었습니다.

확장 데이터 그림 2 M60-UCD1에 대한 운동 학적 피팅의 전체 결과.

, 레이디 얼 속도 , 분산 , 왜도 h3 , 첨도 h4. 검은 색 윤곽선은 1 mag arcsec −2 간격으로 K- 밴드 연속체를 보여줍니다. 중앙값 1σ 오류는 속도의 경우 5.8 km s -1, 분산의 경우 6.8 km s -1, h3 및 0.07 h4. 왜도는 속도 (49)와 일반적으로 보이는 반 상관을 명확하게 보여줍니다.

확장 데이터 그림 3 동적 모델에서 추론 된 궤도의 평균 반경과 스핀 함수로서의 질량 분포.

평균 스핀은 다음과 같이 정의됩니다. , 어디 평균 각운동량은 -방향, 평균 반경이고 궤도의 평균 2 차 모멘트입니다. 몇 가지 다른 구성 요소가 표시됩니다. 질량의 70 %가 함께 회전하는 궤도에 있지만 (빨간색 및 파란색 선으로 표시됨) 회전 및 역 회전이없는 구성 요소에도 상당한 양의 질량이 있습니다.

확장 데이터 그림 4 반경의 함수로서 이방성 및 궤도 유형 분포.

, ββ 실선과 파선으로 각각 표시됩니다. 이방성 구형 좌표에서 속도 타원체의 상대적 크기를 나타내며 운동학에 의해 프로브 된 반경에서 상대적으로 일정합니다. 반면에 (원통 단위) 점차 감소합니다. 그러나 속도 타원체는 항성계 전체에 걸쳐 원통형 좌표와 정렬 될 수 없으므로 β 간단하지 않습니다. , 반경의 함수로서의 상대 궤도 비율.

확장 데이터 그림 5 질량 대 광비 경사 동적 모델.

, 실선은 가장 적합한 g-band 질량 대 광비 (미디엄/)이 포함 된 모델의 경우 미디엄/ 그라데이션이지만 블랙홀은 없습니다. 최대 미디엄/ 정상적인 항성 인구 (표준 IMF 및 13Gyr 연령 가정)에 대해 예상되는 것은 ~ 5.1입니다. 미디엄/ 이 값의 약 3 배입니다. 회색 선은 범위를 나타냅니다. 미디엄/ 1 이내의 그래디언트 모델 값σ 가장 적합합니다. 점선은 가장 적합한 상수를 보여줍니다.미디엄/ 초대형 블랙홀을 포함하는 모델을위한 모델. , 반경의 함수로서 동봉 된 질량. 변수 미디엄/ 블랙홀이없는 적합은 불확도가 회색으로 실선으로 표시됩니다. 검은 색과 빨간색 점선은 둘러싸인 항성 질량과 상수로부터의 블랙홀을 포함한 질량을 보여줍니다.미디엄/ + 블랙홀 적합.

확장 데이터 그림 6 조석 제거 시뮬레이션.

, UCD를 형성하기 위해 벗겨지는 것과 같이 선조에 결합 된 질량의 진화. 선조 특성은 M60-UCD1의 추정치를 기반으로 한 반면, 박리은하는 M60의 잠재력을 기반으로합니다. , M60-UCD1과 유사한 최종 물체를 만드는 조석 박탈 은하의 밀도 프로파일 진화.


비디오보기: 블랙홀과 화이트홀의 충격적인 충돌 순간 (할 수있다 2022).


코멘트:

  1. Telkree

    비교할 수없는 주제, 정말 좋아합니다)))))

  2. Darius

    나는 당신이 옳지 않다고 생각합니다. 나는 그것을 증명할 수있다.

  3. Meztile

    죄송합니다. 방해가되어 의견을 표현하고 싶습니다.

  4. Toktilar

    This beautiful sentence just engraved

  5. Lifton

    thank you and good luck in organizing your business

  6. Sciymgeour

    나는 당신을 도울 준비가되어 있습니다. 함께 우리는 정답에 도달 할 수 있습니다.



메시지 쓰기