stringtranslate.com

Звездная черная дыра

Художественное представление черной дыры звездной массы (слева) в спиральной галактике NGC 300 ; она связана со звездой Вольфа-Райе.

Звездная черная дыра (или черная дыра звездной массы ) — это черная дыра, образованная в результате гравитационного коллапса звезды . [1] Их масса составляет от 5 до нескольких десятков солнечных масс . [2] Они являются остатками взрывов сверхновых , которые можно наблюдать как тип гамма-всплеска . Эти черные дыры также называют коллапсарами .

Характеристики

По теореме об отсутствии волос черная дыра может иметь только три фундаментальных свойства: массу, электрический заряд и угловой момент. Угловой момент звездной черной дыры обусловлен сохранением углового момента звезды или объектов, которые ее создали.

Гравитационный коллапс звезды — естественный процесс, который может привести к образованию черной дыры. Он неизбежен в конце жизни массивной звезды, когда все источники звездной энергии исчерпаны. Если масса коллапсирующей части звезды ниже предела Толмена –Оппенгеймера–Волкова (TOV) для нейтронно-вырожденной материи , конечным продуктом является компактная звезда — либо белый карлик (для масс ниже предела Чандрасекара ), либо нейтронная звезда , либо (гипотетическая) кварковая звезда . Если коллапсирующая звезда имеет массу, превышающую предел TOV, сжатие будет продолжаться до тех пор, пока не будет достигнут нулевой объем и вокруг этой точки пространства не сформируется черная дыра.

Максимальная масса, которой может обладать нейтронная звезда, прежде чем она снова схлопнется в черную дыру, до конца не изучена. В 1939 году она была оценена в 0,7 солнечных масс, что называется пределом TOV . В 1996 году другая оценка установила эту верхнюю массу в диапазоне от 1,5 до 3 солнечных масс. [3] Максимальная наблюдаемая масса нейтронных звезд составляет около 2,14  M ☉ для PSR J0740+6620, обнаруженного в сентябре 2019 года. [4]

В общей теории относительности черная дыра может существовать любой массы. Чем меньше масса, тем выше должна быть плотность материи, чтобы образовалась черная дыра. (См., например, обсуждение в разделе радиус Шварцшильда , радиус черной дыры.) Не существует известных звездных процессов, которые могут производить черные дыры с массой, меньшей, чем несколько масс Солнца. Если черные дыры такого размера существуют, то они, скорее всего, являются первичными черными дырами . До 2016 года самой большой известной звездной черной дырой была15,65 ± 1,45 солнечных масс. [5] В сентябре 2015 года вращающаяся черная дыра62 ± 4 солнечных массы были обнаружены гравитационными волнами , когда они образовались в результате слияния двух меньших черных дыр. [6] По состоянию на июнь 2020 годасообщалось, что двойная система 2MASS J05215658+4359220 [7] содержит самую маленькую из известных науке черных дыр с массой 3,3 солнечных массы и диаметром всего 19,5 километров.

Существуют наблюдательные свидетельства о двух других типах черных дыр, которые намного массивнее звездных черных дыр. Это черные дыры средней массы (в центре шаровых скоплений ) и сверхмассивные черные дыры в центре Млечного Пути и других галактик.

Рентгеновские компактные двойные системы

Звездные черные дыры в тесных двойных системах наблюдаются, когда материя передается от звезды-компаньона к черной дыре; энергия, выделяемая при падении к компактной звезде, настолько велика, что материя нагревается до температур в несколько сотен миллионов градусов и излучается в рентгеновских лучах . Черная дыра, таким образом, наблюдается в рентгеновских лучах, тогда как звезда-компаньон может наблюдаться с помощью оптических телескопов . Выделение энергии для черных дыр и нейтронных звезд имеет один и тот же порядок величины. Поэтому черные дыры и нейтронные звезды часто трудно различить.

Полученные массы получены из наблюдений компактных рентгеновских источников (объединяя рентгеновские и оптические данные). Все идентифицированные нейтронные звезды имеют массу ниже 3,0 солнечных масс; ни одна из компактных систем с массой выше 3,0 солнечных масс не проявляет свойств нейтронной звезды. Сочетание этих фактов делает все более и более вероятным, что класс компактных звезд с массой выше 3,0 солнечных масс на самом деле является черными дырами.

Обратите внимание, что это доказательство существования звездных черных дыр не полностью наблюдательное, а опирается на теорию: мы не можем представить себе никакого другого объекта для этих массивных компактных систем в звездных двойных системах, кроме черной дыры. Прямым доказательством существования черной дыры было бы фактическое наблюдение орбиты частицы (или облака газа), которая падает в черную дыру.

Черная дыра пинается

Большие расстояния над галактической плоскостью, достигаемые некоторыми двойными звездами, являются результатом натальных толчков черных дыр. Распределение скоростей натальных толчков черных дыр, по-видимому, похоже на распределение скоростей толчков нейтронных звезд . Можно было бы ожидать, что импульсы будут такими же, поскольку черные дыры получают меньшую скорость, чем нейтронные звезды, из-за их большей массы, но, похоже, это не так, [8], что может быть связано с падением асимметрично выброшенной материи, увеличивающим импульс результирующей черной дыры. [9]

Массовые разрывы

Некоторые модели звездной эволюции предсказывают, что черные дыры с массами в двух диапазонах не могут быть напрямую образованы гравитационным коллапсом звезды. Иногда их различают как «нижний» и «верхний» разрывы масс, примерно представляющие диапазоны от 2 до 5 и от 50 до 150 солнечных масс ( M ☉ ) соответственно. [10] Другой диапазон, указанный для верхнего разрыва, составляет от 52 до 133 M ☉ . [11] 150  M ☉ считается верхним пределом массы для звезд в текущую эпоху Вселенной. [12]

Меньший разрыв масс

Подозрение на меньший разрыв масс основано на нехватке наблюдаемых кандидатов с массами в пределах нескольких солнечных масс выше максимально возможной массы нейтронной звезды. [10] Существование и теоретическая основа для этого возможного разрыва неопределенны. [13] Ситуация может быть осложнена тем фактом, что любые черные дыры, обнаруженные в этом диапазоне масс, могли быть созданы путем слияния двойных нейтронных звездных систем, а не звездного коллапса. [14] Сотрудничество LIGO / Virgo сообщило о трех событиях-кандидатах среди своих наблюдений гравитационных волн в запуске O3 с компонентными массами, которые попадают в этот меньший разрыв масс. Также было сообщено о наблюдении яркой, быстро вращающейся гигантской звезды в двойной системе с невидимым компаньоном, не испускающим свет, включая рентгеновские лучи, но имеющим массу3.3+2,8
−0,7массы Солнца. Это интерпретируется как предположение о том, что может быть много таких маломассивных черных дыр, которые в настоящее время не потребляют никакого материала и, следовательно, не могут быть обнаружены с помощью обычной рентгеновской сигнатуры. [15]

Верхний разрыв масс

Верхний разрыв массы предсказывается всеобъемлющими моделями поздней стадии эволюции звезд. Ожидается, что с увеличением массы сверхмассивные звезды достигают стадии, на которой происходит парная нестабильность сверхновой , во время которой рождение пар , рождение свободных электронов и позитронов при столкновении атомных ядер и энергичных гамма-лучей , временно снижает внутреннее давление, поддерживающее ядро ​​звезды против гравитационного коллапса. [16] Это падение давления приводит к частичному коллапсу, который, в свою очередь, вызывает значительно ускоренное горение в неуправляемом термоядерном взрыве, в результате чего звезда полностью разлетается на части, не оставляя после себя звездного остатка. [17]

Сверхновые с парной нестабильностью могут происходить только в звездах с массой в диапазоне от около 130 до 250 солнечных масс ( M ☉ ) и низкой или умеренной металличностью (низкое содержание элементов, отличных от водорода и гелия — ситуация, обычная для звезд населения III ). Однако ожидается, что этот разрыв масс будет расширен примерно до 45 солнечных масс в результате процесса пульсационной потери массы из-за парной нестабильности до возникновения «нормального» взрыва сверхновой и коллапса ядра. [18] У невращающихся звезд нижняя граница верхнего разрыва масс может достигать 60 M ☉ . [19] Возможность прямого коллапса в черные дыры звезд с массой ядра > 133 M ☉ , требующая общей звездной массы > 260 M ☉ , рассматривалась, но может быть мало шансов наблюдать такой массивный остаток сверхновой; т. е. нижняя граница верхнего разрыва масс может представлять собой обрезание массы. [11]

Наблюдения за системой LB-1 , состоящей из звезды и невидимого компаньона, изначально интерпретировались в терминах черной дыры с массой около 70 солнечных масс, что исключалось бы верхним разрывом масс. Однако дальнейшие исследования ослабили это утверждение.

Черные дыры также могут быть обнаружены в разрыве масс посредством механизмов, отличных от тех, которые связаны с одной звездой, например, путем слияния черных дыр.

Кандидаты

Наша галактика Млечный Путь содержит несколько кандидатов в черные дыры звездной массы (BHC), которые находятся ближе к нам, чем сверхмассивная черная дыра в области галактического центра . Большинство этих кандидатов являются членами рентгеновских двойных систем, в которых компактный объект вытягивает материю из своего партнера через аккреционный диск. Вероятные черные дыры в этих парах варьируются от трех до более чем дюжины солнечных масс . [20] [21] [22]

Внегалактический

Кандидаты за пределами нашей галактики были обнаружены в результате обнаружения гравитационных волн :

Кандидаты за пределами нашей галактики из рентгеновских двойных систем:

Исчезновение N6946-BH1 после неудавшейся вспышки сверхновой в NGC 6946 могло привести к образованию черной дыры. [49]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Челотти, А.; Миллер, Дж. К.; Сьяма, Д. В. (1999). «Астрофизические доказательства существования черных дыр». Классическая и квантовая гравитация . 16 (12A): A3–A21. arXiv : astro-ph/9912186 . Bibcode : 1999CQGra..16A...3C. doi : 10.1088/0264-9381/16/12A/301. S2CID  17677758.
  2. ^ Хьюз, Скотт А. (2005). «Доверяй, но проверяй: аргументы в пользу астрофизических черных дыр». arXiv : hep-ph/0511217 .
  3. ^ Бомбачи, И. (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 305 : 871–877. Bibcode : 1996A&A...305..871B.
  4. ^ Cromartie, HT; Fonseca, E.; Ransom, SM; Demorest, PB; Arzoumanian, Z.; Blumer, H.; Brook, PR; DeCesar, ME; Dolch, T. (16 сентября 2019 г.). «Измерения задержки релятивистского Шапиро чрезвычайно массивного миллисекундного пульсара». Nature Astronomy . 4 : 72–76. arXiv : 1904.06759 . Bibcode : 2020NatAs...4...72C. doi : 10.1038/s41550-019-0880-2. ISSN  2397-3366. S2CID  118647384.
  5. ^ Булик, Томаш (2007). «Черные дыры выходят за пределы галактики». Nature . 449 (7164): 799–801. doi : 10.1038/449799a . PMID  17943114. S2CID  4389109.
  6. ^ Эбботт, Б. П.; и др. (2016). «Наблюдение гравитационных волн от слияния бинарных черных дыр». Physical Review Letters . 116 (6): 061102. arXiv : 1602.03837 . Bibcode : 2016PhRvL.116f1102A. doi : 10.1103/PhysRevLett.116.061102. PMID  26918975. S2CID  124959784.
  7. ^ Томпсон, Тодд (1 ноября 2019 г.). «Невзаимодействующая маломассивная черная дыра–гигантская звезда в двойной системе». Science . 366 (6465): 637–640. arXiv : 1806.02751 . Bibcode :2019Sci...366..637T. doi :10.1126/science.aau4005. PMID  31672898. S2CID  207815062. Архивировано из оригинала 11 сентября 2020 г. Получено 3 июня 2020 г.
  8. ^ Репетто, Серена; Дэвис, Мелвин Б.; Сигурдссон, Стайнн (2012). «Исследование толчков чёрных дыр звёздной массы». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 425 (4): 2799–2809. arXiv : 1203.3077 . Bibcode : 2012MNRAS.425.2799R. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21549.x . S2CID  119245969.
  9. ^ Янка, Ханс-Томас (2013). «Натальные толчки черных дыр звездной массы при асимметричном выбросе массы в сверхновых». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 434 (2): 1355–1361. arXiv : 1306.0007 . Bibcode : 2013MNRAS.434.1355J. doi : 10.1093/mnras/stt1106 . S2CID  119281755.
  10. ^ ab Abbott, BP; Abbott, R.; Abbott, TD; Abraham, S.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adhikari, RX; Adya, VB; Affeldt, C.; Agathos, M.; Agatsuma, K.; Aggarwal, N.; Aguiar, OD; Aiello, L.; Ain, A.; Ajith, P.; Allen, G.; Allocca, A.; Aloy, MA; Altin, PA; Amato, A.; Ananyeva, A.; Anderson, SB; Anderson, WG; Angelova, SV; Antier, S.; Appert, S.; Arai, K.; et al. (2019). «Свойства популяции двойных черных дыр, полученные в ходе первых и вторых наблюдений Advanced LIGO и Advanced Virgo». Астрофизический журнал . 882 (2): L24. arXiv : 1811.12940 . Bibcode :2019ApJ...882L..24A. doi : 10.3847/2041-8213/ab3800 . S2CID  119216482. Архивировано из оригинала 11 сентября 2020 г. Получено 20 марта 2020 г.
  11. ^ ab Woosley, SE (2017). "Пульсационная парная нестабильность сверхновых". The Astrophysical Journal . 836 (2): 244. arXiv : 1608.08939 . Bibcode : 2017ApJ...836..244W. doi : 10.3847/1538-4357/836/2/244 . S2CID  119229139.
  12. ^ Figer, DF (2005). «Верхний предел масс звезд». Nature . 434 (7030): 192–194. arXiv : astro-ph/0503193 . Bibcode :2005Natur.434..192F. doi :10.1038/nature03293. PMID  15758993. S2CID  4417561.
  13. ^ Крейдберг, Лора; Бейлин, Чарльз Д.; Фарр, Уилл М.; Калогера, Вики (2012). «Измерения массы черных дыр в рентгеновских транзиентах: есть ли разрыв масс?». The Astrophysical Journal . 757 (1): 36. arXiv : 1205.1805 . Bibcode :2012ApJ...757...36K. doi :10.1088/0004-637X/757/1/36. ISSN  0004-637X. S2CID  118452794.
  14. ^ Сафарзаде, Мохаммадтахер; Хамерс, Адриан С.; Лёб, Абрахам; Бергер, Эдо (2019). «Формирование и слияние черных дыр с массовой щелью в событиях слияния гравитационных волн из широких иерархических четверных систем». The Astrophysical Journal . 888 (1): L3. arXiv : 1911.04495 . doi : 10.3847/2041-8213/ab5dc8 . ISSN  2041-8213. S2CID  208527307.
  15. ^ Томпсон, Тодд А.; Кочанек, Кристофер С.; Станек, Кшиштоф З.; Баденес, Карлес; Пост, Ричард С.; Джаясингхе, Таринду; Латам, Дэвид В.; Бирила, Эллисон; Эскердо, Гилберт А.; Берлинд, Перри; Калкинс, Майкл Л.; Тайар, Джейми; Линдегрен, Леннарт; Джонсон, Дженнифер А.; Холойен, Томас В.-С.; Ошеттл, Кэти; Кови, Кевин (2019). «Невзаимодействующая маломассивная черная дыра–гигантская звезда в двойной системе». Science . 366 (6465): 637–640. arXiv : 1806.02751 . Bibcode :2019Sci...366..637T. doi : 10.1126/science.aau4005. ISSN  0036-8075. PMID  31672898. S2CID  207815062.
  16. ^ Ракави, Г.; Шавив, Г. (июнь 1967 г.). «Неустойчивости в высокоразвитых звездных моделях». The Astrophysical Journal . 148 : 803. Bibcode : 1967ApJ...148..803R. doi : 10.1086/149204 .
  17. ^ Fraley, Gary S. (1968). "Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability" (PDF) . Astrophysics and Space Science . 2 (1): 96–114. Bibcode :1968Ap&SS...2...96F. doi :10.1007/BF00651498. S2CID  122104256. Архивировано (PDF) из оригинала 1 декабря 2019 года . Получено 25 февраля 2020 года .
  18. ^ Farmer, R.; Renzo, M.; de Mink, SE ; Marchant, P.; Justham, S. (2019). "Mind the Gap: The Location of the Lower Edge of the Pair-instability Supernova Black Hole Mass Gap" (PDF) . The Astrophysical Journal . 887 (1): 53. arXiv : 1910.12874 . Bibcode :2019ApJ...887...53F. doi : 10.3847/1538-4357/ab518b . ISSN  1538-4357. S2CID  204949567. Архивировано (PDF) из оригинала 6 мая 2020 г. . Получено 20 марта 2020 г. .
  19. ^ Mapelli, M.; Spera, M.; Montanari, E.; Limongi, M.; Chieffi, A.; Giacobbo, N.; Bressan, A.; Bouffanais, Y. (2020). «Влияние вращения и компактности прародителей на массу черных дыр». The Astrophysical Journal . 888 (2): 76. arXiv : 1909.01371 . Bibcode : 2020ApJ...888...76M. doi : 10.3847/1538-4357/ab584d . S2CID  213050523.
  20. ^ Касарес, Хорхе (2006). «Наблюдательные свидетельства существования черных дыр звездной массы». Труды Международного астрономического союза . 2 : 3–12. arXiv : astro-ph/0612312 . doi : 10.1017/S1743921307004590. S2CID  119474341.
  21. ^ Гарсия, MR; и др. (2003). «Разрешенные струи и новые черные дыры с длинным периодом». Astrophys. J . 591 : 388–396. arXiv : astro-ph/0302230 . doi :10.1086/375218. S2CID  17521575.
  22. ^ МакКлинток, Джеффри Э.; Ремиллард, Рональд А. (2003). «Двойные чёрные дыры». arXiv : astro-ph/0306213 .
  23. ^ ab Координаты ICRS получены из SIMBAD . Формат: прямое восхождение (чч:мм:сс) ± склонение (дд:мм:сс).
  24. ^ аб Миллер-Джонс, Джеймс Калифорния; Бахрамян, Араш; Орос, Джером А.; Мандель, Илья; Гоу, Лицзюнь; Маккароне, Томас Дж.; Нейссел, Коэнраад Дж.; Чжао, Сюешань; Зилковский, Януш; Рид, Марк Дж.; Аттли, Фил; Чжэн, Сюэин; Бён, До Ён; Додсон, Ричард; Гринберг, Виктория; Чон, Тэхен; Ким, Чон Сук; Маркоте, Бенито; Маркофф, Сера; Риоха, Мария Х.; Раштон, Энтони П.; Рассел, Дэвид М.; Сивакофф, Грегори Р.; Тетаренко Александра Дж.; Тудосе, Валериу; Вильмс, Йорн (5 марта 2021 г.). «Cygnus X-1 содержит черную дыру массой 21 солнечную — Последствия для массивных звездных ветров». Science . 371 (6533): 1046–1049. arXiv : 2102.09091 . Bibcode :2021Sci...371.1046M. doi :10.1126/science .abb3363. PMID  33602863. S2CID  231951746.
  25. ^ Миллер-Джонс, JAC; Йонкер; Дхаван (2009). «Первое точное расстояние параллакса до черной дыры». The Astrophysical Journal Letters . 706 (2): L230. arXiv : 0910.5253 . Bibcode : 2009ApJ...706L.230M. doi : 10.1088/0004-637X/706/2/L230. S2CID  17750440.
  26. ^ Шапошников, Н.; Титарчук, Л. (2009). «Определение масс черных дыр в двойных галактических черных дырах с использованием масштабирования спектральных и переменных характеристик». The Astrophysical Journal . 699 (1): 453–468. arXiv : 0902.2852v1 . Bibcode :2009ApJ...699..453S. doi :10.1088/0004-637X/699/1/453. S2CID  18336866.
  27. ^ Orosz, JA; et al. (2004). "Параметры орбиты для двойной черной дыры XTE J1650–500". The Astrophysical Journal . 616 (1): 376–382. arXiv : astro-ph/0404343 . Bibcode : 2004ApJ...616..376O. doi : 10.1086/424892. S2CID  13933140.
  28. ^ Мата Санчес, Д.; Рау, А.; Альварес Эрнандес, А.; ван Грюнсвен, TFJ; Торрес, MAP; Йонкер, PG (1 сентября 2021 г.). «Динамическое подтверждение черной дыры звездной массы в транзитной рентгеновской двойной системе MAXI J1305-704». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 506 (1): 581–594. arXiv : 2104.07042 . Bibcode : 2021MNRAS.506..581M. doi : 10.1093/mnras/stab1714 . ISSN  0035-8711.
  29. ^ Casares, J.; Orosz, JA; Zurita, C.; Shahbaz, T.; Corral-Santana, JM; McClintock, JE; Garcia, MR; Martínez-Pais, IG; Charles, PA; Fender, RP; Remillard, RA (1 марта 2009 г.). "Уточненное орбитальное решение и спокойная изменчивость в транзиенте черной дыры GS 1354-64 (= BW Cir)". Серия приложений к астрофизическому журналу . 181 (1): 238–243. Bibcode :2009ApJS..181..238C. doi :10.1088/0067-0049/181/1/238. hdl : 1721.1/95899 . ISSN  0067-0049.
  30. ^ Янес-Ризо, IV; Торрес, MAP; Касарес, J.; Мотта, SE; Муньос-Дариас, T.; Родригес-Хиль, P.; Армас Падилья, M.; Хименес-Ибарра, F.; Йонкер, PG; Корраль-Сантана, JM; Фендер, R. (1 ноября 2022 г.). "Уточненная динамическая масса для черной дыры в рентгеновском транзиенте XTE J1859+226". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 517 (1): 1476–1482. arXiv : 2209.10395 . Bibcode : 2022MNRAS.517.1476Y. doi : 10.1093/mnras/stac2719 . ISSN  0035-8711.
  31. ^ Mahy, L.; Sana, H.; Shenar, T.; Sen, K.; Langer, N.; Marchant, P.; Abdul-Masih, M.; Banyard, G.; Bodensteiner, J.; Bowman, DM; Dsilva, K.; Fabry, M.; Hawcroft, C.; Janssens, S.; Van Reeth, T. (1 августа 2022 г.). «Идентификация спокойных компактных объектов в массивных галактических однолинейных спектроскопических двойных». Астрономия и астрофизика . 664 : A159. arXiv : 2207.07752 . Bibcode : 2022A&A...664A.159M. doi : 10.1051/0004-6361/202243147. ISSN  0004-6361.
  32. ^ ab Giesers, Benjamin; Kamann, Sebastian; Dreizler, Stefan; Husser, Tim-Oliver; Askar, Abbas; Göttgens, Fabian; Brinchmann, Jarle; Latour, Marilyn; Weilbacher, Peter M.; Wendt, Martin; Roth, Martin M. (1 декабря 2019 г.). "Звездная перепись в шаровых скоплениях с помощью MUSE: Двойные звезды в NGC 3201". Astronomy and Astrophysics . 632 : A3. arXiv : 1909.04050 . Bibcode :2019A&A...632A...3G. doi :10.1051/0004-6361/201936203. ISSN  0004-6361.
  33. ^ ab Rodriguez, Carl L. (1 апреля 2023 г.). «Ограничения на космологическую связь черных дыр из шарового скопления NGC 3201». The Astrophysical Journal . 947 (1): L12. arXiv : 2302.12386 . Bibcode :2023ApJ...947L..12R. doi : 10.3847/2041-8213/acc9b6 . ISSN  0004-637X.
  34. ^ Орос; и др. (2001). "Черная дыра в сверхсветовом источнике SAX J1819.3-2525 (V4641 Sgr)". The Astrophysical Journal . 555 (1): 489. arXiv : astro-ph/0103045v1 . Bibcode :2001ApJ...555..489O. doi :10.1086/321442. S2CID  50248739.
  35. ^ abcd Шенар, Т.; Боденштайнер, Дж.; Абдул-Масих, М.; Фабри, М.; Марчант, П.; Баньярд, Г.; Боуман, Д.М.; Дсилва, К.; Хоукрофт, К.; Реджиани, М.; Сана, Х. (июль 2020 г.). «Скрытый спутник LB-1 обнаружен с помощью спектрального распутывания». Астрономия и астрофизика (письмо в редакцию). 630 : L6. arXiv : 2004.12882 . Bibcode : 2020A&A...639L...6S. doi : 10.1051/0004-6361/202038275 .
  36. ^ Китайская академия наук (27 ноября 2019 г.). «Китайская академия наук лидирует в открытии непредсказуемой звёздной чёрной дыры». EurekAlert! . Архивировано из оригинала 28 ноября 2019 г. . Получено 29 ноября 2019 г. .
  37. ^ Лю, Цзифэн и др. (27 ноября 2019 г.). «Широкая двойная система звезда–черная дыра по измерениям радиальной скорости». Nature . 575 (7784): 618–621. arXiv : 1911.11989 . Bibcode :2019Natur.575..618L. doi :10.1038/s41586-019-1766-2. PMID  31776491. S2CID  208310287.
  38. ^ Дэшвуд Браун, Корделия; Ганди, Пошак; Чжао, Юэ (1 января 2024 г.). «О натальном толчке рентгеновской двойной черной дыры H 1705-250». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 527 (1): L82–L87. arXiv : 2310.11492 . Bibcode : 2024MNRAS.527L..82D. doi : 10.1093/mnrasl/slad151 . ISSN  0035-8711.
  39. ^ Remillard, Ronald A.; McClintock, Jeffrey E. (1 сентября 2006 г.). "X-Ray Properties of Black-Hole Binaries". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 44 (1): 49–92. arXiv : astro-ph/0606352 . Bibcode : 2006ARA&A..44...49R. doi : 10.1146/annurev.astro.44.051905.092532. ISSN  0066-4146.
  40. ^ Миколаевска, Джоанна; Здзярский, Анджей А.; Зилковский, Януш; Торрес, Мануэль А.П.; Касарес, Хорхе (1 мая 2022 г.). «Донор рентгеновской двойной системы черной дыры MAXI J1820 + 070». Астрофизический журнал . 930 (1): 9. arXiv : 2201.13201 . Бибкод : 2022ApJ...930....9M. дои : 10.3847/1538-4357/ac6099 . ISSN  0004-637X.
  41. ^ Масетти, Н.; Бьянкини, А.; Бонибейкер, Дж.; делла Валле, М.; Вио, Р. (1996), «Феномен сверхгорба в GRS 1716-249 (= X-Ray Nova Ophiuchi 1993)», Astronomy and Astrophysicals , 314 : 123, Бибкод : 1996A&A...314..123M
  42. ^ Филиппенко, Алексей В.; Леонард, Дуглас К.; Матесон, Томас; Ли, Вейдонг; Моран, Эдвард К.; Рисс, Адам Г. (1 августа 1999 г.). «Черная дыра в рентгеновской Новой Парусов 1993 г.». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 111 (762): 969–979. arXiv : astro-ph/9904271 . Bibcode : 1999PASP..111..969F. doi : 10.1086/316413. ISSN  0004-6280.
  43. ^ ab Gayathri, V.; et al. (2020). «GW190521 как высокоэксцентричное слияние черных дыр». arXiv : 2009.05461 [astro-ph.HE].
  44. ^ Laycock, Silas GT; Cappallo, Rigel C.; Moro, Matthew J. (1 января 2015 г.). «Chandra и XMM-мониторинг рентгеновской двойной черной дыры IC 10 X-1». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 446 (2): 1399–1410. arXiv : 1410.3417 . Bibcode : 2015MNRAS.446.1399L. doi : 10.1093/mnras/stu2151 . ISSN  0035-8711.
  45. ^ Биндер, Брианна А.; Си, Джанель М.; Эраклеус, Майкл; Христодулу, Димитрис М.; Бхаттачарья, Сайантан; Каппалло, Ригель; Лейкок, Сайлас; Плучински, Пол П.; Уильямс, Бенджамин Ф. (1 марта 2021 г.). «Двойная система Вольф-Райе + черная дыра NGC 300 X-1: какова масса черной дыры?». The Astrophysical Journal . 910 (1): 74. arXiv : 2102.07065 . Bibcode : 2021ApJ...910...74B. doi : 10.3847/1538-4357/abe6a9 . ISSN  0004-637X.
  46. ^ Orosz, Jerome A.; Steeghs, Danny; McClintock, Jeffrey E.; Torres, Manuel AP; Bochkov, Ivan; Gou, Lijun; Narayan, Ramesh; Blaschak, Michael; Levine, Alan M.; Remillard, Ronald A.; Bailyn, Charles D.; Dwyer, Morgan M.; Buxton, Michelle (1 мая 2009 г.). "Новая динамическая модель для двойной черной дыры LMC X-1". The Astrophysical Journal . 697 (1): 573–591. arXiv : 0810.3447 . Bibcode :2009ApJ...697..573O. doi :10.1088/0004-637X/697/1/573. ISSN  0004-637X.
  47. ^ Haardt, F.; Galli, MR; Treves, A.; Chiappetti, L.; Dal Fiume, D.; Corongiu, A.; Belloni, T.; Frontera, F.; Kuulkers, E.; Stella, L. (1 марта 2001 г.). «Широкополосные рентгеновские спектры кандидатов в постоянные черные дыры LMC X-1 и LMC X-3». Серия приложений к астрофизическому журналу . 133 (1): 187–193. arXiv : astro-ph/0009231 . Bibcode : 2001ApJS..133..187H. doi : 10.1086/319186. ISSN  0067-0049.
  48. ^ Orosz, Jerome A.; Steiner, James F.; McClintock, Jeffrey E.; Buxton, Michelle M.; Bailyn, Charles D.; Steeghs, Danny; Guberman, Alec; Torres, Manuel AP (1 октября 2014 г.). "Масса черной дыры в LMC X-3". The Astrophysical Journal . 794 (2): 154. arXiv : 1402.0085 . Bibcode :2014ApJ...794..154O. doi :10.1088/0004-637X/794/2/154. ISSN  0004-637X.
  49. ^ Адамс, SM; Кочанек, C. S; Герке, JR; Станек, KZ; Дай, X. (9 сентября 2016 г.). «Поиск неудавшихся сверхновых с помощью Большого бинокулярного телескопа: структура исчезающей звезды». arXiv : 1609.01283v1 [astro-ph.SR].

Внешние ссылки

Найдите слово collapsar в Викисловаре, бесплатном словаре.