1971 년 영국의 천문학자인 도널드 린든 벨 (Donald Lynden-Bell)과 마틴리스 (Martin Rees)는 우리 은하의 중심에 초 거대 블랙홀 (SMBH)이 있다고 가정했다. 이것은 전파 은하에 대한 연구에 근거한 것으로,이 물체들에 의해 방출 된 막대한 양의 에너지는 가스와 물질이 중앙의 블랙홀 (black hole)에 축적 된 것으로 인한 것임을 보여 주었다.
1974 년까지이 SMBH에 대한 첫 번째 증거는 천문학 자들이 우리 은하의 중심에서 나오는 거대한 라디오 소스를 감지했을 때 발견되었습니다. 그들이 궁수 자리 A *라고 명명 한이 지역은 우리 태양보다 천만 배가 넘습니다. 이 발견 이후 천문학 자들은 관측 가능한 우주에서 대부분의 나선형과 타원형 은하의 중심에 초 거대 블랙홀이 있다는 증거를 발견했다.
기술:
SMBH (Supermassive Black Hole)는 여러 가지 방법으로 저 질량 블랙홀과 다릅니다. 우선 SMBH는 작은 블랙홀보다 질량이 훨씬 높기 때문에 평균 밀도도 낮습니다. 이것은 모든 구형 물체의 경우 부피가 반지름의 입방체에 직접 비례하고 블랙홀의 최소 밀도는 질량의 제곱에 반비례하기 때문입니다.
또한, 사건 지평선 근처의 조력은 대규모 블랙홀의 경우 훨씬 약합니다. 밀도와 마찬가지로, 사건 지평에서 신체의 조력은 질량의 제곱에 반비례합니다. 따라서, 물체가 블랙홀에 깊어 질 때까지 상당한 조력을 겪지 않을 것입니다.
형성:
SMBH가 형성되는 방식은 여전히 많은 학술 토론 주제입니다. 천체 물리학 자들은 그들이 블랙홀 합병과 물질의 축적의 결과라고 믿고 있습니다. 그러나 이러한 블랙홀의 "씨앗"(즉, 조상)은 어디에서 의견이 일치하지 않는가입니다. 현재, 가장 명백한 가설은 그것들이 폭발 한 몇 개의 거대한 별들의 잔해이며, 은하 중심에서 물질의 축적에 의해 형성되었다는 것입니다.
또 다른 이론은 우리 은하에서 첫 번째 별이 형성되기 전에, 큰 가스 구름이“가위 성”으로 붕괴되어 방사형 교란에 불안정 해졌다는 것입니다. 그런 다음 초신성 폭발없이 약 20 태양 질량의 블랙홀로 바뀌 었습니다. 시간이 지남에 따라 중간 질량을 초월하여 질량이 큰 블랙홀이되었습니다.
또 다른 모델에서, 밀도가 높은 항성 클러스터는 코어에서 속도 분산의 결과로서 코어 붕괴를 경험했으며, 이는 음의 열 용량으로 인해 상대 속도로 발생했습니다. 마지막으로, 빅뱅 직후에 외부 압력에 의해 원시 블랙홀이 직접 생성되었다는 이론이있다. 이 이론들과 다른 이론들은 당분간 이론적으로 남아 있습니다.
궁수 자리 A * :
우리 은하의 중심에 SMBH가 존재한다는 증거가 여러 줄 있습니다. 궁수 자리 A *에 대한 직접적인 관찰은 없었지만, 존재는 주변 물체에 미치는 영향으로부터 추론되었습니다. 이 중 가장 주목할만한 것은 S2로, 궁수 자리 A * 라디오 소스 주위에 타원형 궤도를 흐르는 별입니다.
S2의 궤도주기는 15.2 년이며 중앙 물체의 중심에서 최소 180 억 킬로미터 (111 억 8000 만 마일, 120AU)에 이릅니다. 다른 원인을 식별 할 수 없으므로 초대형 물체 만이를 설명 할 수 있습니다. 그리고 S2의 궤도 매개 변수로부터 천문학 자들은 물체의 크기와 질량에 대한 추정치를 만들 수있었습니다.
예를 들어, 천문학 자들은 궤도 중심의 물체가 410 만 태양 질량 (8.2 × 10³ 미터 톤; 9.04 × 10³ 미국 톤) 이상이어야한다고 S2s 운동으로 계산했다. 또한이 물체의 반지름은 120AU보다 작아야합니다. 그렇지 않으면 S2가 충돌합니다.
그러나 현재까지 최고의 증거는 Max Planck 외계 물리 연구소 및 UCLAs 은하 센터 그룹에 의해 2008 년에 제공되었습니다. ESO의 Very Large Telescope와 Keck Telescope로 16 년 동안 얻은 데이터를 사용하여 우리 은하 중심까지의 거리 (지구에서 27,000 광년)를 정확하게 추정 할 수있을뿐만 아니라 별의 궤도를 추적 할 수있었습니다. 엄청나게 정밀하게
Maxin-Planck-Institute의 외계 물리학 팀장 인 Reinhard Genzel은 다음과 같이 말했습니다.
“의심 할 여지없이 우리의 장기 연구에서 가장 장엄한 측면은 현재 초 거대 블랙홀이 실제로 존재한다는 가장 경험적인 증거로 여겨지는 것을 전달했다는 것입니다. 은하 센터의 항성 궤도는 4 백만 태양 질량의 중앙 질량 농도가 합리적인 의심을 넘어 블랙홀이어야 함을 보여줍니다.”
NASA가 우리 은하의 중심에서 나온 기록적인 X- 선 플레어를보고했을 때, 궁수 자리 A *의 존재에 대한 또 다른 표시는 2015 년 1 월 5 일에 나왔습니다. 그들은 찬드라 엑스레이 천문대 (Chandra X-ray Observatory)에서 읽은 수치를 바탕으로 평소보다 400 배 더 밝은 방출을보고했습니다. 이것은 소행성이 블랙홀에 떨어지거나 가스에 흐르는 자기장 선의 얽힘으로 인한 것으로 생각되었습니다.
다른 은하들 :
천문학 자들은 또한 지역 그룹과 그 밖의 다른 은하의 중심에서 SMBH의 증거를 발견했다. 여기에는 근처 안드로메다 은하 (M31)와 타원형 은하 M32, 먼 나선 은하 NGC 4395가 포함됩니다. 이것은 은하 중심 근처의 별과 가스 구름이 관측 된 속도의 증가를 보여줍니다.
또 다른 적응증은 AGN (Active Galactic Nuclei)으로, 차가운 물질 (가스 및 먼지) 영역에서 오는 대량의 라디오, 전자 레인지, 적외선, 광학, 자외선 (UV), X- 선 및 감마선 파장 대역이 주기적으로 감지됩니다. )를 더 큰 은하의 중심에. 방사선은 블랙홀 자체에서 나오지 않지만, 그러한 거대한 물체가 주변 물질에 미칠 영향은 원인으로 여겨집니다.
요컨대, 은하 중심에 가스와 분진이 형성되는 디스크는 초 거대 블랙홀을 공전하며 점차적으로 먹이를 공급한다. 이 지역의 놀라운 중력은 수백만 켈빈에 도달 할 때까지 디스크의 재료를 압축하여 밝은 방사선과 전자기 에너지를 생성합니다. 뜨거운 재료의 코로나도 accretion disc 위에 형성되며 X- 선 에너지까지 광자를 산란시킬 수 있습니다.
SMBH 회전 자기장과 가속 디스크 사이의 상호 작용은 또한 상대 속도 (즉, 광 속도의 상당 부분)에서 블랙홀 위와 아래로 재료를 연소시키는 강력한 자기 제트를 생성합니다. 이 제트기는 수십만 광년 동안 연장 될 수 있으며 관측 된 방사선의 두 번째 잠재적 공급원입니다.
안드로메다 은하가 수십억 년 안에 우리와 합쳐지면 그 중심에있는 초대형 블랙홀이 우리와 합쳐져 훨씬 더 강력하고 강력한 것입니다. 이 상호 작용은 우리의 결합 된 은하 (불량 별을 만들어내는 것)에서 여러 개의 별을 쫓아 낼 수 있으며, 우리 은하 핵 (현재 비활성 상태)이 다시 활성화 될 수 있습니다.
블랙홀에 대한 연구는 아직 초기 단계입니다. 지난 수십 년 동안 우리가 배운 것은 흥미롭고 경외심을 불러 일으켰습니다. 블랙홀은 질량이 적거나 초대형이든 우주에 없어서는 안될 부분이며 진화에 적극적인 역할을합니다.
우리가 우주에 대해 더 깊이 들여다 볼 때 누가 무엇을 알게 될까요? 아마도 언젠가 우리는 기술과 대담함이 존재하여 사건의 지평선 아래에서 정점에 도달하려고 시도 할 것입니다. 당신은 그 일이 일어날 것을 상상할 수 있습니까?
우리는 여기 스페이스 매거진에서 블랙홀에 관한 많은 흥미로운 기사를 썼습니다. 합리적인 의심의 여지가 있습니다 : 우리의 은하 중심에 초 거대 블랙홀이 살고 있습니다. X- 레이 플레어 에코는 초 거대 블랙홀 토러스를 보여줍니다. 온도와 온도가 매우 큰 블랙홀이 충돌하면 어떻게됩니까?
천문학 캐스트는 또한 주제와 관련된 몇 가지 에피소드를 보여줍니다. 에피소드 18 : 크고 작은 블랙홀, 에피소드 98 : 퀘이사.
더 알아보기 : 천문학 캐스트의 에피소드 퀘이사와 블랙홀 크고 작은.
출처 :
- Wikipedia – 초 거대 블랙홀
- NASA – 초 거대 블랙홀
- 스 윈번 대학교 : 코스모스 – 초 거대 블랙홀
