stringtranslate.com

Предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова

Предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова (или предел TOV ) — это верхняя граница массы холодных невращающихся нейтронных звезд , аналогичная пределу Чандрасекара для звезд белых карликов . Если масса нейтронной звезды достигнет предела, она схлопнется и превратится в более плотную форму, скорее всего, в черную дыру . Первоначальный расчет 1939 года, в котором не учитывались такие осложнения, как ядерные силы между нейтронами, установил этот предел примерно на уровне 0,7 солнечной массы ( M ☉ ). Позже более точный анализ привел к более высоким значениям.

Теоретическая работа 1996 года установила предел примерно от 1,5 до 3,0 M ☉ , [1] что соответствует исходной звездной массе от 15 до 20 M ☉ ; дополнительные работы в том же году дали более точный диапазон от 2,2 до 2,9 М ☉ . [2]

Данные GW170817 , первого наблюдения гравитационных волн, приписываемого слиянию нейтронных звезд (считавшихся коллапсирующими в черную дыру [3] в течение нескольких секунд после слияния [4] ), установили предел в диапазоне от 2,01 до 2,17 M ☉ . [5]

В случае жестко вращающейся нейтронной звезды, то есть все уровни внутри звезды вращаются с одинаковой скоростью, считается, что предел массы увеличивается на 18–20%. [4] [5]

История

Идея о том, что должен существовать абсолютный верхний предел массы холодного (в отличие от поддерживаемого тепловым давлением) самогравитирующего тела, восходит к работе Льва Ландау 1932 года , основанной на принципе исключения Паули . Принцип Паули показывает, что фермионные частицы в достаточно сжатой материи будут переведены в настолько высокие энергетические состояния, что их вклад в массу покоя станет незначительным по сравнению с релятивистским кинетическим вкладом (RKC). RKC определяется только соответствующей квантовой длиной волны λ , которая будет порядка среднего расстояния между частицами. В единицах Планка , когда приведенная постоянная Планка ħ , скорость света c и гравитационная постоянная G равны единице, будет соответствующее давление, примерно определяемое как

.

При верхнем пределе массы это давление будет равно давлению, необходимому для сопротивления гравитации. Давление, необходимое для сопротивления гравитации для тела массой M, согласно теореме вириала будет примерно равно

,

где ρ — плотность. Это будет определяться формулой ρ =м/λ 3, где m — соответствующая масса частицы. Видно, что длина волны сокращается, и получается приблизительная формула предела массы очень простой формы:

.

В этом соотношении m можно принять примерно равным массе протона . Это применимо даже в случае белого карлика (предел Чандрасекара ), для которого фермионные частицы, обеспечивающие давление, являются электронами. Это происходит потому, что плотность массы обеспечивается ядрами, в которых количество нейтронов не превышает количества протонов. Аналогично, для обеспечения нейтральности заряда протонов должно быть ровно столько же, сколько электронов снаружи.

В случае нейтронных звезд этот предел был впервые разработан Дж. Робертом Оппенгеймером и Джорджем Волковым в 1939 году с использованием работы Ричарда Чейса Толмана . Оппенгеймер и Волков предположили, что нейтроны нейтронной звезды образуют вырожденный холодный ферми-газ . Таким образом, они получили предельную массу примерно 0,7  солнечной массы [6] [7] , что было меньше предела Чандрасекара для белых карликов. В статье Оппенгеймера и Волкова отмечалось: «Если... эффект сил отталкивания, т. е. повышения давления для данной плотности выше значения, заданного уравнением состояния Ферми, это могло бы предотвратить коллапс». [7] И действительно, самая массивная нейтронная звезда, обнаруженная на данный момент, PSR J0952–0607 , по оценкам, намного тяжелее, чем предел TOV Оппенгеймера и Волкова, составляющий 2,35 ± 0,17 M ☉ . [8] [9] Более реалистичные модели нейтронных звезд, включающие сильное силовое отталкивание барионов , предсказывают предел массы нейтронной звезды от 2,2 до 2,9 M ☉ . [10] [11] Неопределенность значения отражает тот факт, что уравнения состояния чрезвычайно плотной материи недостаточно известны.

Приложения

В нейтронной звезде, масса которой меньше предельной, вес звезды уравновешивается короткодействующими отталкивающими нейтрон-нейтронными взаимодействиями, опосредованными сильным взаимодействием, а также давлением квантового вырождения нейтронов, предотвращающим коллапс. Если ее масса превышает предел, звезда схлопнется и примет более плотную форму. Она могла образовать черную дыру или изменить состав и поддерживаться каким-либо другим способом (например, давлением вырождения кварков , если она станет кварковой звездой ). Поскольку свойства гипотетических, более экзотических форм вырожденной материи известны еще хуже, чем свойства нейтронно-вырожденной материи, большинство астрофизиков предполагают, в отсутствие доказательств обратного, что нейтронная звезда выше предела коллапсирует прямо в черную дыра.

Черная дыра, образовавшаяся в результате коллапса отдельной звезды, должна иметь массу, превышающую предел Толмана-Оппенгеймера-Волкова. Теория предсказывает, что из-за потери массы в ходе звездной эволюции черная дыра, образовавшаяся из изолированной звезды солнечной металличности , может иметь массу, не превышающую примерно 10 солнечных масс . [12] :Рис. 16 С точки зрения наблюдений, из-за их большой массы, относительной слабости и рентгеновских спектров, ряд массивных объектов в рентгеновских двойных системах считается звездными черными дырами. По оценкам, эти кандидаты в черные дыры имеют массу от 3 до 20 солнечных масс . [13] [14] LIGO обнаружила слияния черных дыр с участием черных дыр в диапазоне масс Солнца 7,5–50; возможно (хотя и маловероятно), что эти черные дыры сами были результатом предыдущих слияний.

Оппенгеймер и Волков не учитывали влияние тепла, заявляя, ссылаясь на работу Ландау (1932), «даже [при] 107 градусах ... давление определяется по существу только плотностью, а не температурой» [7] - тем не менее, было подсчитано [15] , что температуры могут достигать примерно >10 9 К во время образования нейтронной звезды, слияний и двойной аккреции. Другим источником тепла и, следовательно, давления, препятствующего коллапсу, в нейтронных звездах является «вязкое трение при наличии дифференциального вращения». [15]

В расчетах Оппенгеймера и Волкова предела массы нейтронных звезд также не учитывалось вращение нейтронных звезд, однако теперь мы знаем, что нейтронные звезды способны вращаться с гораздо большей скоростью, чем было известно во времена Оппенгеймера и Волкова. Самая быстровращающаяся из известных нейтронных звезд — PSR J1748-2446ad, вращающаяся со скоростью 716 раз в секунду [16] [17] или 43 000 оборотов в минуту, что дает линейную (тангенциальную) скорость на поверхности порядка 0,24c. (т.е. почти четверть скорости света). Вращение звезды препятствует конвективной потере тепла во время коллапса сверхновой, поэтому вращающиеся звезды с большей вероятностью коллапсируют непосредственно с образованием черной дыры [18] : 1044 

Список самых массивных нейтронных звезд

Ниже приведен список нейтронных звезд. К ним относятся вращающиеся нейтронные звезды и, следовательно, они не имеют прямого отношения к пределу TOV.

Список наименее массивных черных дыр

Ниже приведен список черных дыр.

Список объектов в массовом разрыве

Этот список содержит объекты, которые могут быть нейтронными звездами, черными дырами, кварковыми звездами или другими экзотическими объектами. Этот список отличается от списка наименее массивных черных дыр из-за неопределенной природы этих объектов, в основном из-за неопределенной массы или других плохих данных наблюдений.

Смотрите также

Примечания

Рекомендации

  1. ^ Бомбачи, И. (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 305 : 871–877. Бибкод : 1996A&A...305..871B.
  2. ^ Калогера, В; Байм, Г. (11 августа 1996 г.). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрофизический журнал . 470 : L61–L64. arXiv : astro-ph/9608059v1 . Бибкод : 1996ApJ...470L..61K. дои : 10.1086/310296. S2CID  119085893.
  3. ^ Пули, Д.; Кумар, П.; Уиллер, Дж. К.; Гроссан, Б. (31 мая 2018 г.). «GW170817, скорее всего, создал черную дыру». Астрофизический журнал . 859 (2): Л23. arXiv : 1712.03240 . Бибкод : 2018ApJ...859L..23P. дои : 10.3847/2041-8213/aac3d6 . S2CID  53379493.
  4. ^ Аб Чо, А. (16 февраля 2018 г.). «Для нейтронных звезд возникает предел веса». Наука . 359 (6377): 724–725. Бибкод : 2018Sci...359..724C. дои : 10.1126/science.359.6377.724. ПМИД  29449468.
  5. ^ аб Реццолла, Л.; Мост, скорая помощь; Вей, ЛР (9 января 2018 г.). «Использование гравитационно-волновых наблюдений и квазиуниверсальных соотношений для ограничения максимальной массы нейтронных звезд». Астрофизический журнал . 852 (2): Л25. arXiv : 1711.00314 . Бибкод : 2018ApJ...852L..25R. дои : 10.3847/2041-8213/aaa401 . S2CID  119359694.
  6. ^ Толман, RC (1939). «Статические решения уравнений поля Эйнштейна для сфер жидкости». Физический обзор . 55 (4): 364–373. Бибкод : 1939PhRv...55..364T. doi : 10.1103/PhysRev.55.364.
  7. ^ abc Оппенгеймер-младший; Волков, Г.М. (1939). «О массивных нейтронных ядрах». Физический обзор . 55 (4): 374–381. Бибкод : 1939PhRv...55..374O. doi : 10.1103/PhysRev.55.374.
  8. ^ Романи, Роджер В.; Кандел, Д.; Филиппенко Алексей Владимирович; Бринк, Томас Г.; Чжэн, Вэйкан (01 августа 2022 г.). «PSR J0952-0607: Самая быстрая и тяжелая известная галактическая нейтронная звезда». Письма астрофизического журнала . 934 (2): Л17. arXiv : 2207.05124 . Бибкод : 2022ApJ...934L..17R. дои : 10.3847/2041-8213/ac8007 . ISSN  2041-8205.
  9. ^ «Самая тяжелая нейтронная звезда в истории в 2,35 раза больше массы Солнца». 22 июля 2022 г. Проверено 4 января 2024 г.
  10. ^ Сигел, Итан. «Удивительная причина, почему нейтронные звезды не все коллапсируют, образуя черные дыры». Форбс . Проверено 4 января 2024 г.
  11. ^ Буркерт, В.Д.; Элуадрири, Л.; Жирод, FX (05.05.2019). «Распределение давления внутри протона». Природа . 557 (7705): 396–399. дои : 10.1038/s41586-018-0060-z. ISSN  1476-4687. PMID  29769668. S2CID  21724781.
  12. ^ Вусли, SE; Хегер, А.; Уивер, Т.А. (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Бибкод : 2002RvMP...74.1015W. doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015. S2CID  55932331.
  13. ^ МакКлинток, JE; Ремиллард, РА (2003). «Двойные черные дыры». arXiv : astro-ph/0306213 .
  14. ^ Касарес, Дж. (2006). «Наблюдательные доказательства существования черных дыр звездной массы». Труды Международного астрономического союза . 2 : 3. arXiv : astro-ph/0612312 . дои : 10.1017/S1743921307004590. S2CID  119474341.
  15. ^ аб Каминкер, AD; Кауров А.А.; Потехин А.Ю.; Яковлев, Д.Г. (21 августа 2014 г.). «Тепловое излучение нейтронных звезд с внутренними нагревателями». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 442 (4): 3484–3494. arXiv : 1406.0723 . doi : 10.1093/mnras/stu1102. ISSN  1365-2966.
  16. ^ Хессельс, Джейсон WT; Рэнсом, Скотт М.; Лестница, Ингрид Х.; Фрейре, Пауло CC; Каспи, Виктория М.; Камило, Фернандо (31 марта 2006 г.). «Радиопульсар, вращающийся на частоте 716 Гц». Наука . 311 (5769): 1901–1904. arXiv : astro-ph/0601337 . Бибкод : 2006Sci...311.1901H. дои : 10.1126/science.1123430. ISSN  0036-8075.
  17. ^ "SkyandTelescope.com - Новости от Sky & Telescope - Вращающийся пульсар бьет рекорд" . 29 декабря 2007 г. Архивировано из оригинала 29 декабря 2007 г. Проверено 5 января 2024 г.
  18. ^ Фрайер, Крис Л.; Хегер, Александр (октябрь 2000 г.). «Моделирование коллапса ядра вращающихся звезд». Астрофизический журнал . 541 (2): 1033–1050. arXiv : astro-ph/9907433 . Бибкод : 2000ApJ...541.1033F. дои : 10.1086/309446. ISSN  0004-637X.
  19. ^ Латтимер, Джеймс М. (25 февраля 2015 г.). «Введение в нейтронные звезды». Материалы конференции AIP . 1645 (1): 61–78. Бибкод : 2015AIPC.1645...61L. дои : 10.1063/1.4909560 .
  20. ^ Кларк, Дж. С.; Гудвин, СП; Кроутер, Пенсильвания; Капер, Л.; Фэйрберн, М.; Лангер, Н.; Броксопп, К. (2002). «Физические параметры массивной рентгеновской двойной системы 4У1700-37». Астрономия и астрофизика . 392 (3): 909–920. arXiv : astro-ph/0207334 . Бибкод : 2002A&A...392..909C. дои : 10.1051/0004-6361:20021184. S2CID  119552560.
  21. ^ Мартинес-Чичарро, М.; Торрейон, Дж. М.; Оскинова Л.; Фёрст, Ф.; Постнов К.; Родес-Рока, Джей Джей; Хайнич, Р.; Бодаги, А. (2018). «Свидетельства комптоновского охлаждения во время рентгеновской вспышки подтверждают природу компактного объекта в 4U1700-37 как нейтронную звезду». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 473 (1): L74–L78. arXiv : 1710.01907 . Бибкод : 2018MNRAS.473L..74M. doi : 10.1093/mnrasl/slx165. S2CID  56539478.
  22. ^ Романи, Роджер В.; Кандел, Д.; Филиппенко Алексей Владимирович; Бринк, Томас Г.; Чжэн, Вэйкан (01 августа 2022 г.). «PSR J0952-0607: Самая быстрая и тяжелая известная галактическая нейтронная звезда». Письма астрофизического журнала . 934 (2): Л17. arXiv : 2207.05124 . Бибкод : 2022ApJ...934L..17R. дои : 10.3847/2041-8213/ac8007 . ISSN  2041-8205. S2CID  250451299.
  23. ^ Романи, Роджер В.; Филиппенко Алексей Владимирович; Сильверман, Джеффри М.; Ценко, С. Брэдли; Грейнер, Йохен; Рау, Арне; Эллиотт, Джонатан; Плеч, Хольгер Дж. (25 октября 2012 г.). «PSR J1311-3430: тяжелая нейтронная звезда с легковесным гелиевым спутником». Письма астрофизического журнала . 760 (2): Л36. arXiv : 1210.6884 . Бибкод : 2012ApJ...760L..36R. дои : 10.1088/2041-8205/760/2/L36. S2CID  56207483.
  24. ^ Романи, Роджер В. (1 октября 2012 г.). «2FGL J1311.7-3429 Присоединяется к клубу Черной Вдовы». Письма астрофизического журнала . 754 (2): L25. arXiv : 1207.1736 . Бибкод : 2012ApJ...754L..25R. дои : 10.1088/2041-8205/754/2/L25. S2CID  119262868.
  25. ^ abcdefghijk Елавский, Ф; Геллер А. «Массы на звездном кладбище». Северо-Западный университет .
  26. ^ аб Арзуманян, Завен; Брейзер, Адам; Берк-Сполаор, Сара; Чемберлин, Сидней; Чаттерджи, Шами; Кристи, Брайан; Кордес, Джеймс М.; Корниш, Нил Дж.; Кроуфорд, Фронфилд; Кромарти, Х. Благодарный (2018). «Набор данных NANOGrav за 11 лет: высокоточная синхронизация 45-миллисекундных пульсаров». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 235 (2): 37. arXiv : 1801.01837 . Бибкод : 2018ApJS..235...37A. дои : 10.3847/1538-4365/aab5b0 . hdl : 1959.3/443169. S2CID  13739724.
  27. ^ Линарес, М.; Шахбаз, Т.; Касарес, Дж.; Гроссан, Брюс (2018). «Вглядываясь в темную сторону: линии магния создают массивную нейтронную звезду в PSR J2215 + 5135». Астрофизический журнал . 859 (1): 54. arXiv : 1805.08799 . Бибкод : 2018ApJ...859...54L. дои : 10.3847/1538-4357/aabde6 . S2CID  73601673.
  28. ^ Бхалерао, Варун Б.; Ван Керквейк, Мартен Х.; Харрисон, Фиона А. (2012). «Ограничения на массу компактного объекта в затменно-массивной рентгеновской двойной системе XMMU J013236.7+303228 в M 33». Астрофизический журнал . 757 (1): 10. arXiv : 1207.0008 . Бибкод : 2012ApJ...757...10B. дои : 10.1088/0004-637X/757/1/10. S2CID  29852395.
  29. ^ Найс, Дэвид Дж.; Сплавер, Эрик М.; Лестница, Ингрид Х.; Лемер, Оливер; Джесснер, Аксель; Крамер, Майкл; Кордес, Джеймс М. (2005). «Пульсар с массой Солнца 2,1, измеренный методом релятивистского орбитального распада». Астрофизический журнал . 634 (2): 1242–1249. arXiv : astro-ph/0508050 . Бибкод : 2005ApJ...634.1242N. дои : 10.1086/497109. S2CID  16597533.
  30. ^ Фонсека, Э.; Кромарти, ХТ; Пеннуччи, ТТ; Рэй, PS; Кириченко А. Ю; Рэнсом, С.М.; Деморест, ПБ; Лестница, IH; Арзуманян З.; Гиймо, Л.; Партасарати, А. (1 июля 2021 г.). «Уточнение массы и геометрических измерений большой массы PSR J0740 + 6620». Письма астрофизического журнала . 915 (1): Л12. arXiv : 2104.00880 . Бибкод : 2021ApJ...915L..12F. дои : 10.3847/2041-8213/ac03b8 . ISSN  2041-8205. S2CID  233004363.
  31. ↑ Колер, Сюзанна (16 августа 2021 г.). «Перевзвешивание тяжелой нейтронной звезды» . Проверено 20 августа 2021 г.
  32. ^ Кромарти, ХТ; Фонсека, Э.; Рэнсом, С.М.; и другие. (2019). «Релятивистские измерения задержки Шапиро чрезвычайно массивного миллисекундного пульсара». Природная астрономия . 4 : 72–76. arXiv : 1904.06759 . Бибкод : 2020NatAs...4...72C. дои : 10.1038/s41550-019-0880-2. S2CID  118647384.
  33. ^ Деморест, ПБ; Пеннуччи, Т.; Рэнсом, С.М.; Робертс, MSE; Хессельс, JWT (2010). «Нейтронная звезда с двумя солнечными массами, измеренная с использованием задержки Шапиро». Природа . 467 (7319): 1081–1083. arXiv : 1010.5788 . Бибкод : 2010Natur.467.1081D. дои : 10.1038/nature09466. PMID  20981094. S2CID  205222609.
  34. ^ Фрейре, Пауло CC (2008). «Сверхмассивные нейтронные звезды». Материалы конференции AIP . 983 : 459–463. arXiv : 0712.0024 . Бибкод : 2008AIPC..983..459F. дои : 10.1063/1.2900274. S2CID  18565598.
  35. ^ Кроуфорд, Ф.; Робертс, MSE; Хессельс, JWT; Рэнсом, С.М.; Ливингстон, М.; Тэм, ЧР; Каспи, В.М. (2006). «Обзор 56 блоков ошибок EGRET для среднеширотных радиопульсаров». Астрофизический журнал . 652 (2): 1499–1507. arXiv : astro-ph/0608225 . Бибкод : 2006ApJ...652.1499C. дои : 10.1086/508403. S2CID  522064.
  36. ^ Куэйнтрелл, Х.; и другие. (2003). «Масса нейтронной звезды в Vela X-1 и приливно-индуцированные нерадиальные колебания в GP Vel». Астрономия и астрофизика . 401 : 313–324. arXiv : astro-ph/0301243 . Бибкод : 2003A&A...401..313Q. дои : 10.1051/0004-6361:20030120. S2CID  5602110.
  37. ^ Ван Керквейк, Миннесота; Бретон, РП; Кулкарни, С.Р. (2011). «Доказательства существования массивной нейтронной звезды на основе исследования лучевых скоростей спутника пульсара Черной Вдовы Psr B1957+20». Астрофизический журнал . 728 (2): 95. arXiv : 1009.5427 . Бибкод : 2011ApJ...728...95В. дои : 10.1088/0004-637X/728/2/95. S2CID  37759376.
  38. ^ Кларк, CJ; Керр, М.; Барр, Эд; Бхаттачарья, Б.; Бретон, РП; Брюэль, П.; Камило, Ф.; Чен, В.; Коньяр, И.; Кромарти, ХТ; Денева, Дж.; Диллон, В.С.; Гиймо, Л.; Кеннеди, MR; Крамер, М. (26 января 2023 г.). «Оценки массы нейтронных звезд по гамма-затмениям в двойных миллисекундных пульсарах-пауках». Природная астрономия . 7 (4): 451–462. arXiv : 2301.10995 . Бибкод : 2023NatAs...7..451C. doi : 10.1038/s41550-022-01874-x. ISSN  2397-3366. ПМЦ 10119022 . PMID  37096051. S2CID  256274563. 
  39. ^ «Гамма-затмения проливают новый свет на пульсары-пауки». www.aei.mpg.de. _ Проверено 27 января 2023 г.
  40. ^ Джаясингхе, Т.; Станек, Казахстан; Томпсон, Тодд А.; Кочанек, CS; Роуэн, DM; Валлели, Пи Джей; Штрасмайер, КГ; Вебер, М.; Хинкль, Дж. Т.; Хамбш, Ф.Дж.; Мартин, Д.В.; Прието, Дж.Л.; Песси, Т.; Хубер, Д.; Очеттль, К.; Лопес, Луизиана; Ильин И.; Баденес, К.; Ховард, AW; Исааксон, Х.; Мерфи, SJ (2021). «Единорог в моноцере: темный спутник яркого ближайшего красного гиганта V723 Mon размером 3 M⊙ является невзаимодействующим кандидатом в черные дыры с разницей в массах». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 504 (2): 2577–2602. arXiv : 2101.02212 . Бибкод : 2021MNRAS.504.2577J. дои : 10.1093/mnras/stab907.
  41. ^ Томпсон, штат Калифорния; Кочанек, CS; Станек, Казахстан; и другие. (2019). «Невзаимодействующая двойная система черная дыра малой массы – звезда-гигант». Наука . 366 (6465): 637–640. arXiv : 1806.02751 . Бибкод : 2019Sci...366..637T. doi : 10.1126/science.aau4005. PMID  31672898. S2CID  207815062.
  42. ^ Кумар, В. (03.11.2019). «Астрономы обнаружили новый класс черных дыр малой массы». РангКрасный . Проверено 5 ноября 2019 г.
  43. ^ Эбботт, BP; и другие. (2020). «GW190425: Наблюдение компактного бинарного слияния с общей массой ~ 3,4 M ⊙». Астрофизический журнал . 892 (1): Л3. arXiv : 2001.01761 . Бибкод : 2020ApJ...892L...3A. дои : 10.3847/2041-8213/ab75f5 . S2CID  210023687.
  44. ^ Фоли, Райан Дж.; Коултер, Дэвид А.; Килпатрик, Чарльз Д.; Пиро, Энтони Л.; Рамирес-Руис, Энрико; Шваб, Иосия (2020). «Обновленные оценки параметров GW190425 с использованием астрофизических аргументов и последствий для электромагнитного аналога». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 494 (1): 190–198. arXiv : 2002.00956 . Бибкод : 2020MNRAS.494..190F. doi : 10.1093/mnras/staa725.
  45. ^ Гизерс, Б; и другие. (2018). «Отделенный кандидат в черные дыры звездной массы в шаровом скоплении NGC 3201». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 475 (1): Л15–Л19. arXiv : 1801.05642 . Бибкод : 2018MNRAS.475L..15G. doi : 10.1093/mnrasl/slx203. S2CID  35600251.
  46. ^ Мишель Старр (20 октября 2020 г.). «Ближайшая к Земле черная дыра, возможно, на самом деле не является черной дырой» . Проверено 20 декабря 2020 г.
  47. ^ Чати, С.; Мирабель, ИФ; Гольдони, П.; Мерегетти, С.; Дюк, Пенсильвания; Марти, Дж.; Миньяни, Р.П. (2002). «Наблюдения кандидатов в галактические черные дыры в ближнем инфракрасном диапазоне». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 331 (4): 1065–1071. arXiv : astro-ph/0112329 . Бибкод : 2002MNRAS.331.1065C. дои : 10.1046/j.1365-8711.2002.05267.x. S2CID  15529877.
  48. ^ Орос, Джером А.; Джайн, Радж К.; Бейлин, Чарльз Д.; МакКлинток, Джеффри Э.; Ремиллард, Рональд А. (2002). «Орбитальные параметры мягкого рентгеновского переходного процесса 4U 1543-47: доказательства существования черной дыры». Астрофизический журнал . 499 (1): 375–384. arXiv : astro-ph/9712018 . Бибкод : 1998ApJ...499..375O. дои : 10.1086/305620. S2CID  16991861.
  49. ^ Слани, П.; Стучлик, З. (1 октября 2008 г.). «Оценка массы черной дыры XTE J1650-500 на основе модели расширенного орбитального резонанса для высокочастотных QPO». Астрономия и астрофизика . 492 (2): 319–322. arXiv : 0810.0237 . Бибкод : 2008A&A...492..319S. дои : 10.1051/0004-6361:200810334. S2CID  5526948.
  50. ^ Мотта, SE; Беллони, ТМ; Стелла, Л.; Муньос-Дариас, Т.; Фендер, Р. (2014). «Точные измерения массы и вращения черной дыры звездной массы с помощью рентгеновского времени: случай GRO J1655-40». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 437 (3): 2554. arXiv : 1309.3652 . Бибкод : 2014MNRAS.437.2554M. doi : 10.1093/mnras/stt2068.
  51. ^ Фоэллми, К.; Депань, Э.; Далл, TH; Мирабель, IF (12 июня 2006 г.). «На дистанции ГРО J1655-40». Астрономия и астрофизика . 457 (1): 249–255. arXiv : astro-ph/0606269 . Бибкод : 2006A&A...457..249F. дои : 10.1051/0004-6361:20054686. S2CID  119395985.
  52. ^ ван Путтен, Морис HPM; Делла Валле, Массимо (январь 2019 г.). «Наблюдательные доказательства расширенного излучения GW 170817». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 482 (1): Л46–Л49. arXiv : 1806.02165 . Бибкод : 2019MNRAS.482L..46V. дои : 10.1093/mnrasl/sly166 . мы сообщаем о возможном обнаружении расширенного излучения (EE) гравитационного излучения во время GRB170817A: нисходящего чирпа с характерным временным масштабом τ s =3,01 ± 0,2 с в (H1,L1)-спектрограмме до 700 Гц с гауссовым эквивалентным уровнем достоверности более 3,3 σ, основанным только на причинно-следственной связи после обнаружения границ, примененного к (H1,L1)-спектрограммам, объединенным совпадением частот. Дополнительная уверенность проистекает из силы этого ЭЭ. Наблюдаемые частоты ниже 1 кГц указывают на гипермассивный магнетар, а не на черную дыру, вращающуюся под действием магнитных ветров и взаимодействия с динамическими выбросами массы.
  53. ^ Черепащук, Анатолий (2002). «Наблюдательные проявления прецессии аккреционного диска в двойной системе SS 433». Обзоры космической науки . 102 (1): 23–35. Бибкод :2002ССРв..102...23С. дои : 10.1023/А: 1021356630889. S2CID  115604949.
  54. ^ Абейсекара, Австралия; Альберт, А.; Альфаро, Р.; Альварес, К.; Альварес, JD; Арсео, Р.; Артеага-Веласкес, ХК; Авила Рохас, Д.; Айала Соларес, HA; Бельмонт-Морено, Э.; Бенцви, Ю.Ю.; Брисбуа, К.; Кабальеро-Мора, Канзас; Капистран, Т.; Карраминьана, А.; Казанова, С.; Кастильо, М.; Котти, У.; Котзоми, Дж.; Коутиньо Де Леон, С.; Де Леон, К.; де ла Фуэнте, Э.; Диас-Велес, ХК; Дикьяра, С.; Дингус, Британская Колумбия ; Дювернуа, Массачусетс; Эллсуорт, RW; Энгель, К.; Эспиноза, К.; и другие. (2018). «Ускорение частиц очень высоких энергий с помощью струй микроквазара SS 433». Природа . 562 (7725): 82–85. arXiv : 1810.01892 . Бибкод : 2018Natur.562...82A. дои : 10.1038/s41586-018-0565-5. PMID  30283106. S2CID  52918329.
  55. ^ Штатные авторы (04.10.2018). «Ученые открывают новый рассадник сверхмощных фотонов». Космическая газета .
  56. ^ Лю, Цзифэн; и другие. (27 ноября 2019 г.). «Широкая двойная система звезда – черная дыра по измерениям лучевых скоростей». Природа . 575 (7784): 618–621. arXiv : 1911.11989 . Бибкод : 2019Natur.575..618L. дои : 10.1038/s41586-019-1766-2. PMID  31776491. S2CID  208310287.
  57. ^ Иррганг, А.; Гейер, С.; Кройцер, С.; Пелисоли, И.; Хибер, У. (январь 2020 г.). «Раздетая гелиевая звезда в потенциальной двойной черной дыре LB-1». Астрономия и астрофизика (Письмо в редакцию). 633 : Л5. arXiv : 1912.08338 . Бибкод : 2020A&A...633L...5I. дои : 10.1051/0004-6361/201937343 .
  58. ^ Колйонен, КИИ; Маккароне, Ти Джей (2017). «Инфракрасная спектроскопия Gemini/GNIRS звездного ветра Вольфа-Райе в Лебеде X-3». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 472 (2): 2181. arXiv : 1708.04050 . Бибкод : 2017MNRAS.472.2181K. doi : 10.1093/mnras/stx2106. S2CID  54028568.
  59. ^ Здзиарский, А.А.; Миколаевска, Ю.; Бельчинский, К. (2013). «Cyg X-3: черная дыра малой массы или нейтронная звезда». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 429 : L104–L108. arXiv : 1208.5455 . Бибкод : 2013MNRAS.429L.104Z. doi : 10.1093/mnrasl/sls035. S2CID  119185839.
  60. ^ Масси, М; Мильяри, С; Чернякова, М (2017). «Кандидат в чёрную дыру LS I +61°0303». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 468 (3): 3689. arXiv : 1704.01335 . Бибкод : 2017MNRAS.468.3689M. doi : 10.1093/mnras/stx778. S2CID  118894005.
  61. ^ Альберт, Дж; и другие. (2006). «Переменное гамма-излучение очень высоких энергий микроквазара LS I +61 303». Наука . 312 (5781): 1771–3. arXiv : astro-ph/0605549 . Бибкод : 2006Sci...312.1771A. дои : 10.1126/science.1128177. PMID  16709745. S2CID  20981239.
  62. ^ Касарес, Дж; Рибо, М; Рибас, я; Паредес, Дж. М.; Марти, Дж; Эрреро, А. (2005). «Возможная черная дыра в γ-квазаре LS 5039». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 364 (3): 899–908. arXiv : astro-ph/0507549 . Бибкод : 2005MNRAS.364..899C. дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09617.x. S2CID  8393701.
  63. ^ Гелино, DM; Харрисон, TE (2003). «GRO J0422 + 32: Черная дыра с наименьшей массой?». Астрофизический журнал . 599 (2): 1254–1259. arXiv : astro-ph/0308490 . Бибкод : 2003ApJ...599.1254G. дои : 10.1086/379311. S2CID  17785067.