Отворите главни мени

Zvezdana crna rupa (ili crna rupa zvezdane mase) je crna rupa formirana putem gravitacionog kolapsa zvezde.[1] One imaju mase u rasponu od oko 5 do nekoliko desetina solarnih masa.[2] Proces je uočen kao eksplozija hipernove[3] ili kao bljesak gama-zračenja.[4] Ove crne rupe se takođe nazivaju kolapsirima.

SvojstvaУреди

Prema teoremi odsustva dlake (engl. No-hair theorem), crna rupa može da ima samo tri fundamentalna svojstva: masu, električno naelektrisanje i ugaoni momenat (spin). Smatra se da sve crne rupe formirane u prirodi imaju isti spin. Spin zvezdane crne rupe nastaje usled očuvanja ugaonog momenta zvezde ili objekata koji su je proizveli.

Gravitacioni kolaps zvezde je prirodni proces koji može stvoriti crnu rupu. To je neizbežno na kraju života velike zvezde, kada su svi zvezdani izvori energije iscrpljeni. Ako je masa urušavajućeg dela zvezde ispod Tolman–Openhajmer–Volkofove granice (TOV) za neutron-degenerisanu materiju, krajnji proizvod je kompaktna zvezda - ili beli patuljak (za mase ispod Čandrasekarove granice) ili neutronske zvezde ili (hipotetične) kvarkne zvezde. Ako zvezda koja se urušava ima masu koja prelazi TOV granicu, urušavanje će se nastaviti sve dok se ne postigne nulta zapremina i oko te tačke u prostoru stvora se crna rupa.

Maksimalna masa koju može da poseduje neutronska zvezda (a da ne postane crna rupa) nije u potpunosti razjašnjena. Godine 1939. procenjena je na 0,7 solarne mase, što se naziva TOV limit. Godine 1996. drugačija procena je stavila gornju masu na opseg 1,5 do 3 solarne mase.[5]

U teoriji opšte relativnosti, crna rupa bi mogla da postoji sa bilo kojom masom. Što je masa manja, to je veća gustina materije potrebna da bi se formirala crna rupa. (Pogledajte, na primer, raspravu o Švarcšildovom radijusu, poluprečniku crne rupe.) Ne postoje poznati procesi koji mogu proizvesti crne rupe sa masom manjom od nekoliko masa Sunca. Ako postoje male rupe, one su najverovatnije iskonske crne rupe. Do 2016. najveća poznata zvezdana crna rupa bila je 15,65 ± 1,45 solarnih masa.[6] U septembru 2015. godine pomoću gravitacionih talasa otkrivena je rotirajuća crna rupa veličine 62±4 sunčeve mase, nastala u slučaju spajanja dve manje crne rupe.[7] Prema podacima iz 2008. godine, NASA[8] i drugih[9][10] izvešteno je da je XTE J1650-500 crna rupa najmanje mase, sa 3,8 sunčevih masa i prečnikom od samo 24 kilometara (15 milja). Međutim, ta tvrdnja je kasnije povučena. Verovatnija masa je 5–10 solarnih masa.

Postoji evidencija prikupljena posmatranjem da postoje dva druga tipa crnih rupa, koje su mnogo masovnije od zvezdanih crnih rupa. To su crne rupe srednje mase (u centru globularnih klastera) i supermasivne crne rupe u centru Mlečnog puta i drugih galaksija.

KandidatiУреди

Galaksija Mlečni put sadrži nekoliko kandidata za crne rupe zvezdane mase (BHC) koje su bliže nama nego supermasivna crna rupa u regionu galaktičkog centra. Većina tih kandidata su članovi rendgenskih binarnih sistema u kojima kompaktni objekat privlači materiju svog partnera putem akcijskog diska. Moguće crne rupe u tim parovima su u opsegu od tri do više od desetak sunčevih masa.[11][12][13]

Ime BHC masa
(sunčevih masa)
Masa partnera
(sunčevih masa)
Orbitalni period
(dana)
Rastojanje od Zemlje
(svetlosnih godina)
Lokacija [14]
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 verovatno 0.6[15] 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[16] 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[17] 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 [18] . 0.32[19] 16:50:01 -49:57:45

Ekstragalaktičke zvezdane crne rupeУреди

Kandidati izvan naše galaksije su detektovani putem gravitacionih talasa :

Izvan naše galaksije
Ime BHC masa
(sunčevih masa)
Masa partnera
(sunčevih masa)
Orbitalni period
(dana)
Rastojanje od Zemlje
(svetlosnih godina)
Lokacija [20]
GW150914 (62 ± 4) M 36 ± 4 29 ± 4 . 1,3 milijarde
GW170104 (48,7 ± 5) M 31,2 ± 7 19,4 ± 6 . 1,4 milijarde
GW151226 (21,8 ± 3,5) M 14,2 ± 6 7,5 ± 2,3 . 2,9 milijardi

Moguće je da je nestanak N6946-BH1 nakon neuspele supernove u NGC 6946 rezultirao formiranjem crne rupe.[21]

Vidi jošУреди

ReferenceУреди

  1. ^ Celotti, A.; Miller, J.C.; Sciama, D.W. (1999). „Astrophysical evidence for the existence of black holes”. Classical and Quantum Gravity. 16 (12A): A3—A21. arXiv:astro-ph/9912186 . doi:10.1088/0264-9381/16/12A/301. 
  2. ^ Hughes, Scott A. (2005). „Trust but verify: The case for astrophysical black holes”. arXiv:hep-ph/0511217 . 
  3. ^ „HubbleSite: Black Holes: Gravity's Relentless Pull interactive: Encyclopedia”. hubblesite.org (на језику: енглески). Приступљено 2018-02-09. 
  4. ^ „HubbleSite: Black Holes: Gravity's Relentless Pull interactive: Encyclopedia”. hubblesite.org (на језику: енглески). Приступљено 2018-02-09. 
  5. ^ I. Bombaci (1996). „The Maximum Mass of a Neutron Star”. Astronomy and Astrophysics. 305: 871—877. Bibcode:1996A&A...305..871B. .
  6. ^ Nature 449, 799–801 (18 October 2007)
  7. ^ Abbott, BP; et al. (2016). „Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger”. Phys. Rev. Lett. 116 (6): 061102. Bibcode:2016PhRvL.116f1102A. PMID 26918975. arXiv:1602.03837 . doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102. 
  8. ^ „NASA - NASA Scientists Identify Smallest Known Black Hole”. nasa.gov. 
  9. ^ „HOUSTON, WE'VE HAD A PROBLEM”. Astronomy.com. 
  10. ^ „Smallest, lightest black hole ever is identified”. 1. 4. 2008. 
  11. ^ J. Casares: Observational evidence for stellar-mass black holes. Preprint
  12. ^ Garcia, M.R.; et al. „Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae”. arXiv:astro-ph/0302230 . 
  13. ^ J.E. McClintock and R.A. Remillard: Black Hole Binaries. Preprint
  14. ^ ICRS coordinates obtained from SIMBAD. Format: right ascension (hh:mm:ss) ±declination (dd:mm:ss).
  15. ^ Masetti, N.; Bianchini, A.; Bonibaker, J.; della Valle, M.; Vio, R. (1996), „The superhump phenomenon in GRS 1716-249 (=X-Ray Nova Ophiuchi 1993)”, Astronomy and Astrophysics, 314 
  16. ^ Miller-Jones, J. A. C.; Jonker; Dhawan (2009). „The first accurate parallax distance to a black hole”. The Astrophysical Journal Letters. 706 (2): L230. Bibcode:2009ApJ...706L.230M. arXiv:0910.5253 . doi:10.1088/0004-637X/706/2/L230. 
  17. ^ Orosz; et al. „A Black Hole in the Superluminal source SAX J1819.3-2525 (V4641 Sgr)”. arXiv:astro-ph/0103045v1 . 
  18. ^ Shaposhnikov, N.; Titarchuk, L. (2009). „Determination of Black Hole Masses in Galactic Black Hole Binaries using Scaling of Spectral and Variability Characteristics” (PDF). The Astrophysical Journal. 699 (1). doi:10.1088/0004-637X/699/1/453. 
  19. ^ Orosz, J.A.; et al. (2004). „Orbital Parameters for the Black Hole Binary XTE J1650–500”. The Astrophysical Journal. 616 (1): 376—382. Bibcode:2004ApJ...616..376O. arXiv:astro-ph/0404343 . doi:10.1086/424892. 
  20. ^ ICRS coordinates obtained from SIMBAD. Format: right ascension (hh:mm:ss) ±declination (dd:mm:ss).
  21. ^ Adams, S. M.; Kochanek, C. S; Gerke, J. R.; Stanek, K. Z.; Dai, X. (9. 9. 2016). „The search for failed supernovae with the Large Binocular Telescope: conformation of a disappearing star”. arXiv:1609.01283v1  [astro-ph.SR]. 

LiteraturaУреди

Spoljašnje vezeУреди