Википедија

Ѕвездена црна дупка

Не треба да се поистоветува со квазиѕвезда.

Ѕвездена црна дупка (или црна дупка со ѕвездена маса) ― црна дупка настаната од гравитациониот колапс на една ѕвезда.[1] Тие имаат маси кои се движат од околу 5 до неколку десетици сончеви маси.[2] Тие се остатоци од експлозии на супернова, кои може да бидат забележани како вид на гама-експлозија. Овие црни дупки се нарекувани и колапсари.

Уметничк толкување за ѕвездена црна дупка (лево) во спиралната галаксија NGC 300; таа е поврзана со Волф-Рајеовата ѕвезда.

Својства

уреди

Според бесконата теорема, црната дупка може да има само три основни својства: маса, електричен полнеж и аголен импулс. Аголниот импулс на ѕвездената црна дупка се должи на зачувувањето на аголниот импулс на ѕвездата или телата што ја создале.

Гравитациониот колапс на една ѕвезда е природна постапка која може да создаде црна дупка. Неизбежно е на крајот од животот на масивна ѕвезда кога ќе се исцрпат сите ѕвездени извори на енергија. Ако масата на делот од ѕвездата што се распаѓа е под Толман-Опенхајмер-Волкофовата (ТОВ) граница за неутронско-изродена материја, крајниот производ е збиена ѕвезда - или бело џуџе (за маси под Чандрасекаровата граница) или неутронска ѕвезда или (хипотетичка) кваркова ѕвезда. Ако ѕвездата што пропаѓа има маса што ја надминува ТОВ-овата граница, здробувањето ќе продолжи се додека не се постигне нула волумен и не настане црна дупка околу таа точка во вселената.

Максималната маса што може да ја поседува неутронската ѕвезда пред понатамошно колабирање во црна дупка не е целосно разбрана. Во 1939 година, таа била проценета на 0,7 сончеви маси, наречена ТОВ-ова граница. Во 1996 година, различна проценка ја ставила оваа горна маса во опсег од 1,5 до 3 сончеви маси.[3] Максималната забележана маса на неутронски ѕвезди е околу 2.14 M☉ за PSR J0740+6620 откриено во септември 2019 година.[4]

Во теоријата на општата релативност, црна дупка може да постои од која било маса. Колку е помала масата, толку поголема треба да биде густината на материјата за да настане црна дупка. (Видете, на пример, дискусијата во Шварцшилдовиот полупречник, полупречникот на црната дупка.) Не постојат познати ѕвездени постапки кои можат да создадат црни дупки со маса помала од неколку пати поголема од масата на Сонцето. Ако постојат толку мали црни дупки, тие најверојатно се првобитни црни дупки. До 2016 година, најголемата позната ѕвездена црна дупка била 15,65 ± 1,45 сончеви маси.[5] Во септември 2015 година, вртежна црна дупка од 62 ± 4 сончеви бранови била откриена од гравитациските бранови додека настанала во настанот на спојување на две помали црни дупки.[6] Согласно јуни 2020 година, двојниот систем 2MASS J05215658+4359220 бил пријавен[7] дека е домаќин на црната дупка со најмала маса во моментов позната на науката, со маса од 3,3 сончеви маси и пречник од само 19,5 километри.

Постојат набљудувачки докази за два други типа на црни дупки, кои се многу помасивни од ѕвездените црни дупки. Тие се црни дупки со средна маса (во средиштето на збиените јата) и супермасивни црни дупки во средиштето на Млечниот Пат и другите галаксии.

Рендгенски збиени двојни системи

уреди

Ѕвездените црни дупки во блиските двојни системи се набљудувани кога материјата е префрлена од придружна ѕвезда во црната дупка; енергијата ослободена во падот кон збиената ѕвезда е толку голема што материјата се загрева до температури од неколку стотици милиони степени и зрачи со рендгенски зраци. Црната дупка, според тоа, може да биде набљудувана со рендгенски зраци, додека придружната ѕвезда може да биде набљудувана со оптички телескопи. Ослободувањето на енергија за црните дупки и неутронските ѕвезди е со ист ред на величина. Црните дупки и неутронските ѕвезди затоа честопати е тешко да бидат разликувани.

Добиените маси доаѓаат од набљудување на збиени извори на рендгенски зраци (комбинирање на рендгенски зраци и оптички податоци). Сите идентификувани неутронски ѕвезди имаат маса под 3,0 сончеви маси; ниту еден од збиените системи со маса над 3,0 сончеви маси не ги прикажува својствата на неутронската ѕвезда. Комбинацијата на овие факти ја прави сè поголема веројатноста дека класата на збиени ѕвезди со маса над 3,0 сончеви маси се всушност црни дупки.

Треба да биде забележано дека овој доказ за постоењето на ѕвездени црни дупки не е целосно набљудувачки, туку се потпира на теоријата: не можеме да биде помислено на друго тело за овие масивни збиени системи во ѕвездените двојни системи освен црна дупка. Директен доказ за постоењето на црна дупка би бил ако некој навистина ја набљудува орбитата на честичка (или облак од гас) што паѓа во црната дупка.

Удари на црна дупка

уреди

Големите растојанија над галактичката рамнина постигнати од некои двојни ѕвезди се резултат на наталните удари на црната дупка. Распределбата на брзината на наталните удари во црната дупка изгледа слична на онаа на брзините на удари со неутронска ѕвезда. Можело да биде очекувано дека тоа ќе биде моментот кој е ист со црните дупки кои добиваат помала брзина од неутронските ѕвезди поради нивната поголема маса, но се чини дека тоа не е така,[8] што може да се должи на падот- задниот дел на несиметрично исфрлената материја зголемувајќи го импулсот на добиената црна дупка.[9]

Празнини на масата

уреди

Со некои модели на ѕвездената еволуција е предвидувано дека црните дупки со маси во два опсези не можат директно да настанат со гравитациски колапс на ѕвезда. Овие понекогаш се разликувани како „долни“ и „горни“ празнини на масата, приближно ги претставуваат опсегот од 2 до 5 и 50 до 150 сончеви маси (M☉), соодветно.[10] Друг опсег даден за горната празнина е 52 до 133 M☉.[11] 150 M☉ се сметани за горната граница на масата за ѕвездите во сегашната доба на универзумот.[12]

Долна празнина на масата

уреди

Помала празнина на масата е сомневана врз основа на недостаток на набљудувани кандидати со маси во рамките на неколку сончеви маси над максималната можна маса на неутронска ѕвезда.[10] Постоењето и теоретската основа за овој можен јаз се неизвесни.[13] Ситуацијата може да биде сложена од фактот дека сите црни дупки пронајдени во овој опсег на маса можеби се создадени преку спојување на системи на двојни неутронски ѕвезди, наместо со колапс на ѕвездите.[14] Соработката меѓу Ласерскиот интерферометар при гравитациско-брановата набљудувачница и интерферометарот „Virgo“, објавила три настани-кандидати меѓу нивните набљудувања на гравитационите бранови во рок O3 со компонентни маси кои паѓаат во овој помала празнина на масата. Пријавено е и набљудување на светла, брзо вртежна џиновска ѕвезда во двоен систем со невиден придружник кој не емитува светлина, вклучително и рендгенски зраци, но има маса од 3,3+2,8
−0,7 сончеви маси. Ова е толкувано за да наведува дека може да има многу такви црни дупки со мала маса кои моментално не трошат никаков материјал и затоа се незабележливи преку вообичаениот рендгенски изглед.[15]

Горна празнина на масата

уреди

Горна празнина на масата е предвидена со сеопфатни модели на ѕвездената еволуција во доцната фаза. Очекувано е дека со зголемување на масата, супермасивните ѕвезди ќе стигнат до фаза кога ќе се појави супернова со парна нестабилност, при што создавањето на парови, производството на слободни електрони и позитрони во судирот помеѓу атомските јадра и енергетските гама-зраци, привремено го намалува внатрешниот притисок што го поддржува јадрото на ѕвездата против гравитацискиот колапс.[16] Овој пад на притисокот доведува до делумен колапс, што пак предизвикува значително забрзано горење во заминувачка топлинскојадрена експлозија, што резултира со целосно разнесување на ѕвездата без да остави ѕвезден остаток зад себе.[17]

Суперновите со парна нестабилност можат да се случат само кај ѕвезди со масен опсег од околу 130 до 250 сончеви маси (M☉) и ниска до умерена металичност (мало изобилство на други елементи освен водород и хелиум - ситуација вообичаена кај ѕвездите од населението III). Сепак, очекувано е оваа празнина на масата да биде проширена на околу 45 сончеви маси со постапката на губење на пулсирачката маса со парна нестабилност, пред да се појави „нормална“ експлозија на супернова и колапс на јадрото.[18] Кај невртежните ѕвезди, долната граница на горната празнина на масата може да биде висока до 60 M☉.[19] Разгледана е можноста за директен колапс во црни дупки на ѕвезди со маса на јадрото > 133 M☉, за која е потребна вкупна ѕвездена маса од > 260 M☉ , но можеби има мали шанси да биде набљудуван остаток од супернова со таква висока маса; т.е. долната граница на горната празнина на масата, може да претставува прекин на масата.[11]

Набљудувањата на системот LB-1 на ѕвезда и невиден придружник првично биле толкувани во однос на црна дупка со маса од околу 70 сончеви маси, што би било исклучено со горната празнинан на масата. Сепак, понатамошните истраги го ослабнале ова тврдење.

Црните дупки може да бидат најдени и во празнината на масата преку механизми различни од оние што вклучуваат една ѕвезда, како што е спојувањето на црните дупки.

Кандидати

уреди

Нашата галаксија Млечен Пат содржи неколку кандидати за ѕвездени црни дупки кои се поблиску до нас од супермасивната црна дупка во подрачјето на галактичкото средиште. Повеќето од овие кандидати се членови на рендгенски двојни системи во кои збиеното тело ја црпи материјата од својот партнер преку насобирачки диск. Веројатните црни дупки во овие парови се движат од три до повеќе од десетина сончеви маси.[20][21][22]

Име Маса (сончеви маси) Орбитален период
(денови) 		Растојание од Земјата (светлосни години) Небесни координати[23]
Кандидат црна дупка Придружник
Гаја BH3 32.70 ± 0.82 0.76 ± 0.05 4,253.1 ± 98.5 01926 19:39:19 +14:55:54
Cyg X-1 21.2 ± 2.2[24] 40,6+7,7
−7,1[24] 		5.6 06000...8000 19:58:22 +35:12:06
GRS 1915+105/V1487 Орел 14 ± 4.0 ≈1 33.5 40000 19:15:12 +10:56:44
V404 Лебед 12 ± 2 6.0 6.5 07800 ± 460[25] 20:24:04 +33:52:03
A0620-00/V616 Еднорог 11 ± 2 2.6–2.8 0.33 03500 06:22:44 −00:20:45
XTE J1650-500 9.7 ± 1.6[26] 5–10 0.32[27] 10763 16:50:01 −49:57:45
Гаја BH1 9.62 ± 0.18 0.93 ± 0.05 185.59 ± 0.05 01560 17:28:41 −00:34:52
XTE J1550-564/V381 Рамнило 9.6 ± 1.2 6.0...7.5 1.5 17000 15:50:59 −56:28:36
4U 1543-475/IL Волк 9.4 ± 1.0 0.25 1.1 24000 15:47:09 −47:40:10
Гаја BH2 8.94 ± 0.34 1.07 ± 0.19 1,276.7 ± 0.6 03800 13:50:17 −59:14:20
MAXI J1305-704[28] 8,9+1,6
−1,0 		0.43 ± 0.16 0.394 ± 0.004 24500 13:06:55 −70:27:05
GS 1354-64 (BW Шестар)[29] 7.9 ± 0.5 1.1 ± 0.1 2.5445 >81500 13:58:10 −64:44:06
XTE J1859+226 (V406 Лисица)[30] 7.8 ± 1.9 0.55 ± 0.16 0.276 ± 0.003 18:58:42 +22:39:29
HD 130298[31] >7.7 ± 1.5 24.2 ± 3.8 14.60 07910 14:49:34 −56:25:38
NGC 3201 #21859[32][33] 7.68 ± 0.50 0.61 ± 0.05 2.2422 ± 0.0001 15700 10:17:39 −46:24:25
GS 2000+25/QZ Лисица 7.5 ± 0.3 4.9...5.1 0.35 08800 20:02:50 +25:14:11
XTE J1819-254/V4641 Стрелец 7.1 ± 0.3 5...8 2.82 24000...40000[34] 18:19:22 −25:24:25
LB-1 (спорна)[35] 7 ± 2[35] 1.5 ± 0.4[35] 78.7999 ± 0.0097[35] 15000[36] 06:11:49 +22:49:32[37]
GRS 1124-683/Нова Мува 1991/GU Мува 7.0 ± 0.6 0.43 17000 11:26:27 −68:40:32
H 1705-25/Нов Змијоносец 1977/V2107 Змијоносец[38] 6.95 ± 1.35[39] 0.34 ± 0.08 0.52125 17:08:15 −25:05:30
XTE J1118+480/KV UMa 6.8 ± 0.4 6...6.5 0.17 06200 11:18:11 +48:02:13
MAXI J1820+070[40] 6,75+0,64
−0,46 		0.49 ± 0.1 0.68549 ± 0.00001 09800 18:20:22 +07:11:07
GRO J1655-40/V1033 Sco 6.3 ± 0.3 2.6...2.8 2.8 05000...11000 16:54:00 −39:50:45
GX 339-4/V821 Олтар 5.8 5...6 1.75 15000 17:02:50 −48:47:23
GRO J1719-24 ≥4.9 ≈1.6 веројатно 0.6[41] 08500 17:19:37 −25:01:03
NGC 3201 #12560[32][33] 4.53 ± 0.21 0.81 ± 0.05 167.01 ± 0.09 15700 10:17:37 −46:24:55
GRS 1009-45 /

Ново Едро 1993/MM Едро[42] 		4.3 ± 0.1 0.5...0.65 0.285206 ±

0.0000014 		17200 10:13:36 −45:04:33
GRO J0422+32/V518 Per 4 ± 1 1.1 0.21 08500 04:21:43 +32:54:27

Вонгалактички

уреди

Кандидатите надвор од нашата галаксија доаѓаат од забележувања на гравитациски бранови:

Надвор од нашата галаксија
Име Маса на кандидатот црна дупка
(сончеви маси) 		Маса на придружникот
(сончеви маси) 		Орбитален период
(денови) 		Растојание од Земјата
(светлосни години) 		Местоположба
GW190521 (155+17
11) M☉ 		78+9
−5[43] 		78+9
−5[43]
GW150914 (62 ± 4) M☉ 36 ± 4 29 ± 4 . 1.3 милијарда
GW170104 (48.7 ± 5) M☉ 31.2 ± 7 19.4 ± 6 . 1.4 милијарда
GW170814 (53,2+3,2
2,5) M☉ 		30,5+5,7
−3,0 		25,3+2,8
−4,2 		1.8 милијарда
GW190412 29.7 8.4 2.4 милијарди
GW190814 22.2–24.3 2.50–2.67
GW151226 (21.8 ± 3.5) M☉ 14.2 ± 6 7.5 ± 2.3 . 2.9 милијарди
GW170608 12+7
−2 		7 ± 2 1.1 милијарда

Кандидати надвор од нашата галаксија од рендгенски двојни ѕвезди:

Име Галаксија домаќин Маса на кандидатот црна дупка
(сончеви маси) 		Маса на придружникот
(сончеви маси) 		Орбитален период
(денови) 		Растојание од Земјата
(светлосни години)
IC 10 X-1[44] IC10 ≥23.1 ± 2.1 ≥17 1,45175 2.15 милиони
NGC 300 X-1[45] NGC 300 17 ± 4 26+7
−5 		1,3663375 6.5 милиони
М33 Х-7 Триаголоник 15.65 ± 1.45 70 ± 6.9 3,45301 ± 0,00002 2.7 милион
LMC X-1 [46] Голем Магеланов Облак 10.91 ± 1.41 31,79 ± 3.48 3,9094 ± 0,0008 180.000[47]
LMC X-3[48] Голем Магеланов Облак 6.98 ± 0,56 3.63 ± 0,57 1,704808 157.000

Исчезнувањето на N6946-BH1 по неуспешната супернова во NGC 6946 можеби резултирало со настанување на црна дупка.[49]

Поврзано

уреди

Наводи

уреди
  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. Bibcode:1999CQGra..16A...3C. 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. ↑ Bombaci, I. (1996). „The Maximum Mass of a Neutron Star“. Astronomy and Astrophysics. 305: 871–877. Bibcode:1996A&A...305..871B.
  4. ↑ Cromartie, H. T.; Fonseca, E.; Ransom, S. M.; Demorest, P. B.; Arzoumanian, Z.; Blumer, H.; Brook, P. R.; DeCesar, M. E.; Dolch, T. (2019-09-16). „Relativistic Shapiro delay measurements of an extremely massive millisecond pulsar“. Nature Astronomy (англиски). 4: 72–76. arXiv:1904.06759. Bibcode:2020NatAs...4...72C. doi:10.1038/s41550-019-0880-2. ISSN 2397-3366.
  5. ↑ Bulik, Tomasz (2007). „Black holes go extragalactic“. Nature. 449 (7164): 799–801. doi:10.1038/449799a. PMID 17943114.
  6. ↑ Abbott, BP; и др. (2016). „Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger“. Physical Review Letters. 116 (6): 061102. arXiv:1602.03837. Bibcode:2016PhRvL.116f1102A. doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102. PMID 26918975.
  7. ↑ Thompson, Todd (1 ноември 2019). „A noninteracting low-mass black hole–giant star binary system“. Science. 366 (6465): 637–640. arXiv:1806.02751. Bibcode:2019Sci...366..637T. doi:10.1126/science.aau4005. PMID 31672898. Архивирано од изворникот на 11 септември 2020. Посетено на 9 септември 2024.
  8. ↑ Repetto, Serena; Davies, Melvyn B.; Sigurdsson, Steinn (2012). „Investigating stellar-mass black hole kicks“. 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.
  9. ↑ Janka, Hans-Thomas (2013). „Natal kicks of stellar mass black holes by asymmetric mass ejection in fallback supernovae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 434 (2): 1355–1361. arXiv:1306.0007. Bibcode:2013MNRAS.434.1355J. doi:10.1093/mnras/stt1106.
  10. ↑ 10,0 10,1 Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Abraham, S.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adhikari, R. X.; Adya, V. B. (2019). „Binary Black Hole Population Properties Inferred from the First and Second Observing Runs of Advanced LIGO and Advanced Virgo“. The Astrophysical Journal. 882 (2): L24. arXiv:1811.12940. Bibcode:2019ApJ...882L..24A. doi:10.3847/2041-8213/ab3800. Архивирано од изворникот на 11 септември 2020. Посетено на 9 септември 2024.CS1-одржување: display-автори (link)
  11. ↑ 11,0 11,1 Woosley, S.E. (2017). „Pulsational Pair-instability Supernovae“. The Astrophysical Journal. 836 (2): 244. arXiv:1608.08939. Bibcode:2017ApJ...836..244W. doi:10.3847/1538-4357/836/2/244.
  12. ↑ Figer, D.F. (2005). „An upper limit to the masses of stars“. Nature. 434 (7030): 192–194. arXiv:astro-ph/0503193. Bibcode:2005Natur.434..192F. doi:10.1038/nature03293. PMID 15758993.
  13. ↑ Kreidberg, Laura; Bailyn, Charles D.; Farr, Will M.; Kalogera, Vicky (2012). „Mass Measurements of Black Holes in X-Ray Transients: Is There a Mass Gap?“. The Astrophysical Journal. 757 (1): 36. arXiv:1205.1805. Bibcode:2012ApJ...757...36K. doi:10.1088/0004-637X/757/1/36. ISSN 0004-637X.
  14. ↑ Safarzadeh, Mohammadtaher; Hamers, Adrian S.; Loeb, Abraham; Berger, Edo (2019). „Formation and Merging of Mass Gap Black Holes in Gravitational-wave Merger Events from Wide Hierarchical Quadruple Systems“. The Astrophysical Journal. 888 (1): L3. arXiv:1911.04495. doi:10.3847/2041-8213/ab5dc8. ISSN 2041-8213.
  15. ↑ Thompson, Todd A.; Kochanek, Christopher S.; Stanek, Krzysztof Z.; Badenes, Carles; Post, Richard S.; Jayasinghe, Tharindu; Latham, David W.; Bieryla, Allyson; Esquerdo, Gilbert A. (2019). „A noninteracting low-mass black hole–giant star binary system“. Science. 366 (6465): 637–640. arXiv:1806.02751. Bibcode:2019Sci...366..637T. doi:10.1126/science.aau4005. ISSN 0036-8075. PMID 31672898.
  16. ↑ Rakavy, G.; Shaviv, G. (јуни 1967). „Instabilities in Highly Evolved Stellar Models“. 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. Архивирано од изворникот (PDF) на 1 декември 2019. Посетено на 9 септември 2024.
  18. ↑ Farmer, R.; Renzo, M.; de Mink, S. E.; 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. Архивирано од изворникот (PDF) на 6 мај 2020. Посетено на 9 септември 2024.
  19. ↑ Mapelli, M.; Spera, M.; Montanari, E.; Limongi, M.; Chieffi, A.; Giacobbo, N.; Bressan, A.; Bouffanais, Y. (2020). „Impact of the Rotation and Compactness of Progenitors on the Mass of Black Holes“. The Astrophysical Journal. 888 (2): 76. arXiv:1909.01371. Bibcode:2020ApJ...888...76M. doi:10.3847/1538-4357/ab584d.
  20. ↑ Casares, Jorge (2006). „Observational evidence for stellar-mass black holes“. Proceedings of the International Astronomical Union. 2: 3–12. arXiv:astro-ph/0612312. doi:10.1017/S1743921307004590.
  21. ↑ Garcia, M.R.; и др. (2003). „Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae“. Astrophys. J. 591: 388–396. arXiv:astro-ph/0302230. doi:10.1086/375218.
  22. ↑ McClintock, Jeffrey E.; Remillard, Ronald A. (2003). „Black Hole Binaries“. arXiv:astro-ph/0306213.
  23. ↑ Коордимнатите од МНКС се обезбедени од SIMBAD. Формат: ректасцензија (hh:mm:ss) ±деклинација (dd:mm:ss).
  24. ↑ 24,0 24,1 Miller-Jones, James C. A.; Bahramian, Arash; Orosz, Jerome A.; Mandel, Ilya; Gou, Lijun; Maccarone, Thomas J.; Neijssel, Coenraad J.; Zhao, Xueshan; Ziółkowski, Janusz (5 март 2021). „Cygnus X-1 contains a 21–solar mass black hole—Implications for massive star winds“. Science. 371 (6533): 1046–1049. arXiv:2102.09091. Bibcode:2021Sci...371.1046M. doi:10.1126/science.abb3363. PMID 33602863 Проверете ја вредноста |pmid= (help).
  25. ↑ Miller-Jones, J. A. C.; Jonker; Dhawan (2009). „The first accurate parallax distance to a black hole“. The Astrophysical Journal Letters. 706 (2): L230. arXiv:0910.5253. Bibcode:2009ApJ...706L.230M. doi:10.1088/0004-637X/706/2/L230.
  26. ↑ Shaposhnikov, N.; Titarchuk, L. (2009). „Determination of Black Hole Masses in Galactic Black Hole Binaries using Scaling of Spectral and Variability Characteristics“. The Astrophysical Journal. 699 (1): 453–468. arXiv:0902.2852v1. Bibcode:2009ApJ...699..453S. doi:10.1088/0004-637X/699/1/453.
  27. ↑ Orosz, J.A.; и др. (2004). „Orbital Parameters for the Black Hole Binary XTE J1650–500“. The Astrophysical Journal. 616 (1): 376–382. arXiv:astro-ph/0404343. Bibcode:2004ApJ...616..376O. doi:10.1086/424892.
  28. ↑ Mata Sánchez, D.; Rau, A.; Álvarez Hernández, A.; van Grunsven, T. F. J.; Torres, M. A. P.; Jonker, P. G. (2021-09-01). „Dynamical confirmation of a stellar mass black hole in the transient X-ray dipping binary 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, J. A.; Zurita, C.; Shahbaz, T.; Corral-Santana, J. M.; McClintock, J. E.; Garcia, M. R.; Martínez-Pais, I. G.; Charles, P. A. (2009-03-01). „Refined Orbital Solution and Quiescent Variability in the Black Hole Transient GS 1354-64 (= BW Cir)“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 181 (1): 238–243. Bibcode:2009ApJS..181..238C. doi:10.1088/0067-0049/181/1/238. ISSN 0067-0049.
  30. ↑ Yanes-Rizo, I. V.; Torres, M. A. P.; Casares, J.; Motta, S. E.; Muñoz-Darias, T.; Rodríguez-Gil, P.; Armas Padilla, M.; Jiménez-Ibarra, F.; Jonker, P. G. (2022-11-01). „A refined dynamical mass for the black hole in the X-ray transient 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. (2022-08-01). „Identifying quiescent compact objects in massive Galactic single-lined spectroscopic binaries“. Astronomy and Astrophysics. 664: A159. arXiv:2207.07752. Bibcode:2022A&A...664A.159M. doi:10.1051/0004-6361/202243147. ISSN 0004-6361.
  32. ↑ 32,0 32,1 Giesers, Benjamin; Kamann, Sebastian; Dreizler, Stefan; Husser, Tim-Oliver; Askar, Abbas; Göttgens, Fabian; Brinchmann, Jarle; Latour, Marilyn; Weilbacher, Peter M. (2019-12-01). „A stellar census in globular clusters with MUSE: Binaries in 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. ↑ 33,0 33,1 Rodriguez, Carl L. (2023-04-01). „Constraints on the Cosmological Coupling of Black Holes from the Globular Cluster 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. ↑ Orosz; и др. (2001). „A Black Hole in the Superluminal source SAX J1819.3-2525 (V4641 Sgr)“. The Astrophysical Journal. 555 (1): 489. arXiv:astro-ph/0103045v1. Bibcode:2001ApJ...555..489O. doi:10.1086/321442.
  35. ↑ 35,0 35,1 35,2 35,3 Shenar, T.; Bodensteiner, J.; Abdul-Masih, M.; Fabry, M.; Marchant, P.; Banyard, G.; Bowman, D. M.; Dsilva, K.; Hawcroft, C. (јули 2020). „The 'hidden' companion in LB-1 unveiled by spectral disentangling“. Astronomy and Astrophysics (Letter to the Editor). 630: L6. arXiv:2004.12882. Bibcode:2020A&A...639L...6S. doi:10.1051/0004-6361/202038275.
  36. ↑ Chinese Academy of Science (27 ноември 2019). „Chinese Academy of Sciences leads discovery of unpredicted stellar black hole“. EurekAlert!. Архивирано од изворникот на 28 ноември 2019. Посетено на 9 септември 2024.
  37. ↑ Liu, Jifeng; и др. (27 ноември 2019). „A wide star–black-hole binary system from radial-velocity measurements“. Nature. 575 (7784): 618–621. arXiv:1911.11989. Bibcode:2019Natur.575..618L. doi:10.1038/s41586-019-1766-2. PMID 31776491.
  38. ↑ Dashwood Brown, Cordelia; Gandhi, Poshak; Zhao, Yue (2024-01-01). „On the natal kick of the black hole X-ray binary 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. (2006-09-01). „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. ↑ Mikołajewska, Joanna; Zdziarski, Andrzej A.; Ziółkowski, Janusz; Torres, Manuel A. P.; Casares, Jorge (2022-05-01). „The Donor of the Black Hole X-Ray Binary MAXI J1820+070“. The Astrophysical Journal. 930 (1): 9. arXiv:2201.13201. Bibcode:2022ApJ...930....9M. doi:10.3847/1538-4357/ac6099. ISSN 0004-637X.
  41. ↑ 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: 123, Bibcode:1996A&A...314..123M
  42. ↑ Filippenko, Alexei V.; Leonard, Douglas C.; Matheson, Thomas; Li, Weidong; Moran, Edward C.; Riess, Adam G. (1999-08-01). „A Black Hole in the X-Ray Nova Velorum 1993“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (762): 969–979. arXiv:astro-ph/9904271. Bibcode:1999PASP..111..969F. doi:10.1086/316413. ISSN 0004-6280.
  43. ↑ 43,0 43,1 Gayathri, V.; и др. (2020). „GW190521 as a Highly Eccentric Black Hole Merger“. arXiv:2009.05461 [astro-ph.HE].
  44. ↑ Laycock, Silas G. T.; Cappallo, Rigel C.; Moro, Matthew J. (2015-01-01). „Chandra and XMM monitoring of the black hole X-ray binary 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. ↑ Binder, Breanna A.; Sy, Janelle M.; Eracleous, Michael; Christodoulou, Dimitris M.; Bhattacharya, Sayantan; Cappallo, Rigel; Laycock, Silas; Plucinsky, Paul P.; Williams, Benjamin F. (2021-03-01). „The Wolf-Rayet + Black Hole Binary NGC 300 X-1: What is the Mass of the Black Hole?“. 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 A. P.; Bochkov, Ivan; Gou, Lijun; Narayan, Ramesh; Blaschak, Michael; Levine, Alan M. (2009-05-01). „A New Dynamical Model for the Black Hole Binary 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, M. R.; Treves, A.; Chiappetti, L.; Dal Fiume, D.; Corongiu, A.; Belloni, T.; Frontera, F.; Kuulkers, E. (2001-03-01). „Broadband X-Ray Spectra of the Persistent Black Hole Candidates LMC X-1 and LMC X-3“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 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 A. P. (2014-10-01). „The Mass of the Black Hole in 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. ↑ Adams. „The search for failed supernovae with the Large Binocular Telescope: conformation of a disappearing star“. arXiv:1609.01283v1.

Надворешни врски

уреди
Поимот колапсар во Викиречникот, слободниот речник.
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ѕвездена_црна_дупка&oldid=5264059“