항성 블랙홀

Stellar black hole
블랙홀 별과 혼동하지 말 것.
나선은하 NGC 300의 항성질량 블랙홀(왼쪽)에 대한 예술가의 인상: 울프-레이에별과 관련되어 있습니다.

항성 블랙홀(또는 항성질량 블랙홀)은 [1]별의 중력 붕괴에 의해 형성된 블랙홀입니다.그것들은 약 5에서 수십 개의 태양 [2]질량에 이르는 질량을 가지고 있다.이 과정은 극초노바 폭발[3] 또는 감마선 [3]폭발로 관찰된다.이 블랙홀들은 붕괴자라고 불리기도 합니다.

특성.

무털정리에 따르면 블랙홀은 질량, 전하, 각운동량의 세 가지 기본적인 특성만을 가질 수 있습니다.항성 블랙홀의 각운동량은 별이나 블랙홀을 만든 물체의 각운동량이 보존되어 있기 때문입니다.

별의 중력 붕괴는 블랙홀을 만들 수 있는 자연스러운 과정이다.이것은 큰 별의 수명이 다했을 때 모든 별의 에너지원이 소진될 때 불가피합니다.별의 붕괴 부분의 질량이 중성자 축퇴 물질의 톨만-오펜하이머-볼코프(TOV) 한계 미만일 경우 최종 생성물은 백색왜성(찬드라세카르 한계 이하의 질량의 경우) 또는 중성자별 또는 가상의 쿼크별이다.붕괴하는 별의 질량이 TOV 한계를 초과할 경우, 충돌은 0의 부피가 달성되고 우주의 그 지점 주위에 블랙홀이 형성될 때까지 계속됩니다.

중성자별이 (블랙홀이 되지 않고) 가질 수 있는 최대 질량은 완전히 이해되지 않는다.1939년에는 TOV 한계라고 불리는 태양 질량이 0.7로 추정되었다.1996년, 다른 추정에 따르면 이 상한 질량은 1.5에서 3 태양 [4]질량의 범위에 속합니다.중성자별의 최대 질량은 약 2.14이다.M☉ 2019년 9월에 발견된 PSR J0740+[5]6620 용입니다.

일반 상대성 이론에서 블랙홀은 어떤 질량의 블랙홀도 존재할 수 있다.질량이 낮을수록 블랙홀을 형성하기 위해서는 물질의 밀도가 높아야 한다(예를 들어 블랙홀 반경인 슈바르츠실트 반지름에 대한 설명 참조).질량이 태양의 몇 배 미만인 블랙홀을 만들 수 있는 과정은 알려져 있지 않습니다.만약 그렇게 작은 블랙홀이 존재한다면, 그것들은 아마도 원시 블랙홀일 것입니다.2016년까지 알려진 가장 큰 항성 블랙홀은 15.65±1.45 [6]태양질량이었다.2015년 9월, 태양질량 62±[7]4의 회전 블랙홀이 두 개의 작은 블랙홀이 합쳐지면서 중력파에 의해 발견되었다.2020년 6월 현재, 쌍성계 2MASS J05215658+4359220은 태양 질량이 3.3이고 지름이 19.5km에 불과한 현재 알려진 가장 작은 질량의 블랙홀을 보유하고 있는[8] 것으로 보고되었다.

항성 블랙홀보다 훨씬 더 큰 두 가지 유형의 블랙홀에 대한 관측 증거가 있습니다.이들은 중간질량 블랙홀(구형성단의 중심에 있음)과 우리 은하와 다른 은하 중심에 있는 초질량 블랙홀입니다.

X선 콤팩트 바이너리 시스템

근접 쌍성계의 항성 블랙홀은 물질이 동반성에서 블랙홀로 이동했을 때 관측할 수 있습니다. 콤팩트 별 쪽으로 떨어지는 동안 방출되는 에너지가 너무 커서 물질이 수억 도까지 가열되고 X선으로 방사됩니다.따라서 블랙홀은 엑스레이로 관측할 수 있는 반면 동반성은 광학 망원경으로 관측할 수 있다.블랙홀과 중성자별의 에너지 방출은 같은 크기입니다.따라서 블랙홀과 중성자별은 종종 구별하기 어렵다.

그러나 중성자별에는 추가적인 특성이 있을 수 있다.이들은 서로 다른 회전을 보이며 자기장을 가질 수 있으며 국부적인 폭발(열핵 폭발)을 보인다.이러한 특성이 관찰될 때마다 쌍성계의 콤팩트한 물체는 중성자별이 됩니다.

도출된 질량은 콤팩트 X선 소스(X선과 광학 데이터 결합)의 관측에서 나온다.확인된 중성자별의 질량은 모두 3.0 태양질량 미만이다. 질량이 3.0 태양질량 이상인 소형 시스템은 중성자별의 특성을 나타내지 않는다.이러한 사실들의 조합으로 인해 질량이 3.0 태양질량을 넘는 작은 별들의 부류는 사실상 블랙홀일 가능성이 점점 더 높아집니다.

이 항성 블랙홀의 존재에 대한 증거는 완전히 관측된 것이 아니라 이론에 의존한다는 점에 주목하십시오. 우리는 블랙홀을 제외하고 별 쌍성의 이 거대한 콤팩트 시스템에 대해 다른 어떤 물체도 생각할 수 없습니다.블랙홀의 존재에 대한 직접적인 증거는 블랙홀에 떨어지는 입자(또는 가스 구름)의 궤도를 실제로 관찰하는 것이다.

블랙홀 킥

일부 쌍성이 은하면 위의 먼 거리는 블랙홀 나탈 킥의 결과입니다.블랙홀 나탈 킥의 속도 분포는 중성자별 킥 속도와 비슷하다.어떤 이는 블랙홀이 중성자별보다 질량이 크기 때문에 중성자별보다 느린 속도를 받는 것과 같은 모멘타일 것이라고 예상했을지도 모르지만,[9] 이는 비대칭으로 방출된 물질이 떨어져 블랙홀의 [10]운동량이 증가하기 때문일 수도 있다.

질량 간격

일부 항성진화 모델에 따르면 별의 중력붕괴로 인해 질량이 두 가지 범위에 있는 블랙홀이 직접 형성될 수 없다는 것이 예측된다.이것들은 때때로 "하위"와 "상위" 질량 간극으로 구분되며, 대략적으로 2에서 5 사이, 그리고 50에서 150 사이 태양 질량의 범위를 나타낸다.M☉)[11]을 참조해 주세요.상부 갭에 대해 지정된 다른 범위는 52~133입니다.M☉.[12]150M☉ 현재 [13]우주의 시대에 별의 질량 상한선으로 여겨져 왔다.

질량 간격 감소

중성자별의 [11]최대질량보다 몇 태양질량 내의 질량을 가진 관측된 후보의 희소성에 기초하여 낮은 질량의 차이가 의심된다.이 가능한 격차의 존재와 이론적 근거는 [14]불확실하다.이 질량 범위에서 발견된 블랙홀은 별의 [15]붕괴가 아니라 쌍성 중성자 별계의 합성을 통해 생성되었을 수 있다는 사실로 인해 상황은 복잡해질 수 있습니다.LIGO/Virgo 공동 연구에서는 O3 실행 시 중력파 관측 결과 중 질량이 이 낮은 질량 간격에 속하는 세 가지 사건이 발생했다고 보고했습니다.X선을 포함한 빛을 방출하지 않지만 태양 질량이 3.3+2.8
~0.7인 보이지 않는 동반성이 쌍성계에서 밝고 빠르게 회전하는 거성을 관찰한 사실도 보고되었다.이는 현재 물질을 소비하지 않고 있기 때문에 일반적인 X선 신호로는 [16]검출할 수 없는 저질량 블랙홀이 다수 존재할 수 있음을 시사하는 것으로 해석된다.

상부 질량 간격

질량의 상한 격차는 후기의 항성 진화 모델에 의해 예측된다.질량이 증가함에 따라 초대질량별은 쌍불안정성 초신성이 발생하는 단계에 이를 것으로 예상되며, 이 기간 동안 원자핵과 에너지 감마선 사이의 충돌에서 쌍생성, 자유전자 및 양전자의 생성은 일시적으로 중력에 대한 별의 중심부를 지탱하는 내부 압력을 감소시킨다.나는 [17]무너진다.이 압력 강하는 부분 붕괴로 이어지며, 이는 폭주하는 열핵 폭발로 인해 연소 속도를 크게 높여 별의 잔해를 [18]남기지 않고 완전히 산산조각이 나게 됩니다.

쌍불안정성 초신성은 질량이 약 130~250 태양 질량의 별에서만 발생할 수 있다.M☉(및 낮은 금속성(수소와 헬륨을 제외한 원소들의 낮은 풍부성 - 종족 III 별에서 흔한 상황))이다.하지만, 이 질량 차이는 "정상적인" 초신성 폭발과 [19]중심핵 붕괴가 발생하기 전에 쌍 불안정 맥동 질량 손실의 과정에 의해 약 45 태양 질량으로 확대될 것으로 예상된다.회전하지 않는 별에서 질량 간격 상단의 하한은 최대 60일 수 있습니다.M중심☉ [20]질량이 133 이상인 별의 블랙홀로 직접 붕괴할 가능성M260 이상의 별의 총 질량이☉ 필요M☉ 고려되었지만 그러한 고질량 초신성 잔해를 관측할 가능성은 거의 없을 수 있다. 즉, 상한 질량 간격의 하한이 질량 [12]컷오프를 나타낼 수 있다.

별과 보이지 않는 동반성의 LB-1계 관측은 처음에는 태양 질량이 약 70인 블랙홀로 해석되었으며, 이는 질량 격차 상부에서 제외된다.그러나 추가 조사로 인해 이 주장은 약해졌다.

블랙홀은 블랙홀의 병합과 같은 단일 별과 관련된 메커니즘이 아닌 다른 메커니즘을 통해 질량 간격에서 발견될 수도 있습니다.

후보

다음 항목도 참조하십시오.블랙홀 목록과 가장 가까운 블랙홀 목록

우리 은하에는 은하 중심 영역에 있는 초대질량 블랙홀보다 우리에게 더 가까운 여러 개의 항성질량 블랙홀 후보(BHC)가 포함되어 있습니다.이러한 후보 대부분은 콤팩트한 물체가 부착 디스크를 통해 파트너로부터 물질을 끌어내는 X선 바이너리 시스템의 구성원입니다.이 쌍들의 블랙홀은 태양 질량이 [21][22][23]3개에서 12개 이상일 가능성이 있다.

이름. BHC 질량
(질량)		 동반 미사
(대량)		 공전 주기
(일)		 지구로부터의 거리
(광년)		 장소[24]
LB-1 68 + 11/-13[25] 8개[26] 78.9[25] 15,000[26] 06:11:49 +22:49:32[25]
A0620-00/V616 월 11 ± 2 2.6–2.8 0.33 3,500 06:22:44 -00:20:45
GRO J1655-40/V1033 스코 6.3 ± 0.3 2.6–2.8 2.8 5,000–11,000 16:54:00 -39:50:45
XTE J1118+480/KV UMA 6.8 ± 0.4 6−6.5 0.17 6,200 11:18:11 +48:02:13
Cyg X-1 11 ± 2 ≥18 5.6 6,000–8,000 19:58:22 +35:12:06
GRO J0422+32/V518 Per 4 ± 1 1.1 0.21 8,500 04:21:43 +32:54:27
GRO J1719-24 ≥4.9 ~1.6 0.6일[27] 가능성이 있다 8,500 17:19:37 -25:01:03
GS 2000+25/QZ Vul 7.5 ± 0.3 4.9–5.1 0.35 8,800 20:02:50 +25:14:11
V404 사이그 12 ± 2 6.0 6.5 7,800 ± 460[28] 20:24:04 +33:52:03
GX 339-4/V821 아라 5.8 5–6 1.75 15,000 17:02:50 -48:47:23
GRS 1124-683/GU뮤즈 7.0 ± 0.6 0.43 17,000 11:26:27 -68:40:32
XTE J1550-564/V381 또는 9.6 ± 1.2 6.0–7.5 1.5 17,000 15:50:59 -56:28:36
4U 1543-475/IL 루피 9.4 ± 1.0 0.25 1.1 24,000 15:47:09 -47:40:10
XTE J1819-254/V4641 Sgr 7.1 ± 0.3 5–8 2.82 24,000 ~ 40,000[29] 18:19:22 -25:24:25
GRS 1915+105/V1487 Aql 14 ± 4.0 ~1 33.5 40,000 19:15:12 +10:56:44
XTE J1650-500 9.7 ± 1.6[30] . 0.32[31] 16:50:01 -49:57:45

은하계 밖의

우리 은하계 밖의 후보들은 중력파 탐지를 통해 얻어집니다.

우리 은하계 밖
이름. BHC 질량
(질량)		 동반 미사
(대량)		 공전 주기
(일)		 지구로부터의 거리
(광년)		 장소[24]
GW150914 (62 ± 4 )M☉ 36 ± 4 29 ± 4 . 13억
GW170104(48.7±5)M☉ 31.2 ± 7 19.4 ± 6 . 14억
GW151226 (21.8 ± 3.5)M☉ 14.2 ± 6 7.5 ± 2.3 . 29억

NGC 6946의 초신성 실패 이후 N6946-BH1이 사라지면서 블랙홀이 [32]형성되었을 수 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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외부 링크

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