블랙홀은 가장 흥미롭고 경외심을 불러 일으키는 자연의 힘입니다. 그것들은 또한 기존 물리학의 규칙이 존재하는 방식으로 인해 가장 신비한 것 중 하나입니다. 수십 년간의 연구와 관찰에도 불구하고 아직까지 우리가 모르는 것이 많습니다. 사실, 최근까지 천문학 자들은 블랙홀의 이미지를 본 적이 없었으며 질량을 측정 할 수 없었습니다.
그러나 모스크바 물리 기술 연구소 (MIPT)의 물리학 자 팀은 최근 블랙홀의 질량을 간접적으로 측정하면서 그 존재를 확인하는 방법을 고안했다고 발표했습니다. 최근의 연구에서, 그들은 Messier 87 활성 은하의 중심에있는 최근에 이미징 된 초 거대 블랙홀에서이 방법을 어떻게 테스트했는지 보여주었습니다.
이 연구는 8 월호에 실렸다. 왕립 천문 학회 월간 고지. 이 팀에는 MIPT 연구원 외에도 네덜란드에 본사를 둔 VLBI ERIC 공동 연구소 (JIVE), 아카데미아 시니카 천문학 및 천체 물리학 연구소 및 일본 NOAJ의 미즈 사와 VLBI 천문대 원이 포함되었습니다.
수십 년 동안 천문학 자들은 대부분의 거대한 은하들이 중심에 초 거대 블랙홀 (SMBH)을 가지고 있음을 알고있었습니다. 이 SMBH의 존재는 가스와 먼지가 부착 디스크로 떨어지고 라디오, 전자 레인지, 엑스레이 및 감마- 광선 방사선.
일부 은하의 경우, 핵심 영역에서 생성 된 방사선의 양이 너무 밝아서 디스크의 모든 별에서 나오는 빛을 실제로 압도합니다. 이것들은 활동적인 핵을 가지고 있고 다른 은하들은 비교적“조용”하기 때문에 능동 은하 핵 (AGN) 은하라고 알려져있다. 은하가 활성화되어 있다는 또 다른 이야기는 연장되는 과열 물질의 긴 광선입니다.
수백만 광년 동안 바깥쪽으로 연장 될 수있는 이러한 "상대적 제트기"는 그 재료가 빛의 속도의 일부로 가속되기 때문에 소위 명명됩니다. 이 제트기는 아직 완전히 이해되지는 않았지만, 현재 합의는 빠르게 회전하는 SMBH에 의해 발생하는 특정 "운동 효과"에 의해 생성된다는 것입니다.
상대 론적 제트기가있는 활동 은하의 좋은 예는 처녀 자리 별자리 방향에 위치한 초대형 은하 인 메시에 87 (일명 처녀 자리 A)이다. 이 은하는 지구와 가장 가까운 은하이며, 따라서 가장 잘 연구 된 것 중 하나입니다. Charles Messier (성운으로 착각 한)가 1781 년에 처음 발견 한 이래로 정기적으로 연구되어 왔습니다. 1918 년에이 광학 제트는 최초로 관찰 된 종류가되었습니다.
근접성 덕분에 천문학 자들은 구조와 플라즈마 속도를 매핑하고 제트 기류 근처의 온도와 입자 밀도를 측정하여 Messier 87의 제트기를 세 심하게 연구 할 수있었습니다. 제트기의 경계는 연구자들이 길이에 따라 균질하고 길이가 멀수록 (포물선에서 원추형으로) 모양이 바뀌는 것을 발견 한 것으로 세밀하게 연구되었습니다.
이 모든 관측을 통해 천문학 자들은 활성 은하의 구조와 제트 모양의 변화와 은하 핵의 블랙홀의 영향 사이의 관계에 관한 가설을 테스트 할 수있었습니다. 이 경우 국제 연구팀은이 관계를 이용하여 M87s SMBH의 질량을 결정했습니다.
이 팀은 또한 제트기의 파손을 예측하는 이론적 모델에 의존하여 SMBH 질량이 관측 된 M87 제트의 모양을 정확하게 재현 할 수있는 모델을 만들 수있었습니다. 제트의 폭과 코어와 형상의 파단 사이의 거리를 측정하여 M87의 제트 경계가 두 개의 독특한 곡선을 가진 두 개의 세그먼트로 구성되어 있음을 발견했습니다.
결국 이론적 모델, 관찰 및 컴퓨터 계산의 조합으로 팀은 블랙홀의 질량과 스핀 속도를 간접적으로 측정 할 수있었습니다. 이 연구는 블랙홀 추정을위한 새로운 모델과 제트를위한 새로운 측정 수단을 제공 할뿐만 아니라 제트 구조의 기본이되는 가설을 확인합니다
기본적으로 팀의 결과는 제트를 자화 된 유체의 흐름으로 설명하는데, 여기서 전자기장에 의해 형태가 결정됩니다. 이는 제트 입자의 속도 및 전하, 제트 내의 전류 및 SMBH가 주변 디스크로부터 물질을 방출하는 속도와 같은 것들에 의존합니다.
이 모든 요소들 사이의 상호 작용은 제트 형태의 관측 된 파단을 일으켜 SMBH 질량을 추정하고 회전 속도를 추정하는 데 사용될 수 있습니다. 이 연구에 참여한 MIPT 연구소의 부국장 인 엘레나 노크 리나 (Elena Nokhrina)는 다음과 같은 방식으로 개발 된 방법을 설명합니다.
“블랙홀 질량 및 스핀을 추정하기위한 새로운 독립적 인 방법은 우리 작업의 핵심 결과입니다. 정확도는 기존 방법의 정확도와 비슷하지만 최종 목표에 더 가까워진다는 이점이 있습니다. 즉, 핵심‘운동’의 매개 변수를 수정하여 본질을 더 깊이 이해할 수 있습니다. "
SMBH (Event Horizon Telescope와 같은) 연구를위한 정교한 기기와 곧 작동 할 차세대 우주 망원경 덕분에이 새 모델을 철저히 테스트하는 데 시간이 오래 걸리지 않습니다. 우리의 은하 중심에있는 SMBH 인 궁수 자리 A *가 350 만 470 만 태양 질량으로 추정됩니다.
이 질량에보다 정확한 제한을 두는 것 외에도, 미래 관측은 우리 은하의 핵이 얼마나 활동적 (또는 비활성)인지를 결정할 수 있습니다. 이 블랙홀 미스터리가 기다리고 있습니다!
