Astronomiya

Bu şəkildə "yaramaz" supermassive qara dəliklər edilə bilərmi?

Bu şəkildə

İki qalaktika (biri böyük, digəri kiçik) sürətlə kəsişərək daha kiçik qara dəliyin qaçmasına imkan verə bilərmi, ətrafdakı qalaktikanı?


Bəli və əslində buna bənzər bir mexanizm, çox güman ki, çox sayda BH-ni qalaktikalararası məkana atdı.

Qara dəliklər qalaktikaların mərkəzinə doğru yerləşməyə meyllidir (dinamik sürtünmənin təsiri). Yerləşdikcə buxarlanaraq "soyuyurlar". Kütlə mərkəzinin ətrafında dövr edən BH-lərin xaosu, xüsusən də ikisi yaxınlaşdıqda qarşılıqlı təsir göstərir. Darıxmağın həndəsəsindən asılı olaraq, bir BH digərinin hesabına enerji qazana bilər. Biri daha böyük bir orbitə, digəri daha kiçik bir orbitə çıxır.

Bəzən daha böyük orbit hiperbolikdir və BH qalaktikadan düz atılır. Bu, BH-lərin birləşməsindən orbital enerjini kənarlaşdırır və hər şey bir az azalır və qarşılaşmalar bir az daha yaygındır. Sonda, orijinal BH-lərin bir çoxu qalaktikalararası məkana atılır.

Nə qədər? Hələ heç kim bilmir. Çox böyük bir BH (> 10) haqqında yaxşı dəlillərimiz var6 Samanyolu'nun mərkəzində olan günəş kütlələri), lakin son nəticələrə görə ətrafdakı orbitdə 10.000 kiçik BH (hər biri ~ 10 günəş kütləsi) ola bilər.

İkincisi haqlıdırsa, ola bilər çox Qalaktikalararası məkanda gəzən BH-lərin sayı!


Güman edirəm ki, ulduz kütləsindəki qara dəliklər deyil, mərkəzi supermassive qara dəliklərdən (SMBHs, qalaktika başına bir) soruşursunuz.

Cavab bəli, amma əslində nə baş verirsə, iki SMBH əvvəl birləşməli, sonra da nəticə çıxmalıdır birləşdirilmişdir SMBH bəzən birləşmiş (birləşmiş) qalaktikadan xaric edilə bilər.

[Əlavə etmək üçün düzəliş edildi: Sualı bir sıra diaqramlarla yenilədiyiniz üçün açıq şəkildə bildirməliyəm ki, diaqramların təklif etdiyi ssenari - kiçik qalaktikadakı ulduzlar böyük qalaktikaya birləşir, lakin SMBH demək olar ki, təsir etmədən davam edir - deyil fiziki olaraq mümkündür. Kiçik qalaktikadakı ulduzların əksəriyyəti böyük qalaktikanın mərkəzində qalmayacaq, əksinə dinamik sürtünmə sayəsində SMBH olacaq.]

NASA-nın 2017-ci il tarixli bu press-relizində, yaxınlarda birləşdirilmiş qalaktikadan zahirən çıxarılan kvazarın aşkarlanması təsvir edilmişdir. Davam edib təklif olunan mexanizmin təsvirlərindən sitat gətirəcəyəm (bu ehtimalı ən azı on və ya on beş il əvvələ gedən nəzəri tədqiqatlar təklif etmişdir):

Nəzəriyyələrinə görə, iki qalaktika birləşir və qara dəlikləri yeni əmələ gələn eliptik qalaktikanın mərkəzinə yerləşmişdir. Qara dəliklər bir-birinin ətrafında fırlandıqca, cazibə dalğaları çəmən çiləyicidən çıxan su kimi atılır. Güclü cisimlər cazibə enerjisini yaydıqca zamanla bir-birlərinə yaxınlaşırlar. İki qara dəliyin kütləsi və fırlanma sürəti eyni deyilsə, bir istiqamət boyunca daha güclü cazibə dalğaları yayırlar. İki qara dəlik toqquşduqda, cazibə dalğaları istehsalını dayandırırlar. Yeni birləşdirilmiş qara dəlik daha güclü cazibə dalğalarının əks istiqamətində geri çəkilir və roket kimi atılır.

Əksər kütləvi qalaktikaların - keçmişdə böyük birləşmələrə məruz qalanların da daxilində - mərkəzlərində SMBH olduğu üçün, cazibə geri çəkilmələri ümumiyyətlə SMBH-ni çıxarmaq üçün kifayət qədər güclü deyildir; bunun əvəzinə SMBH dinamik sürtünmə yolu ilə birləşən qalaktikanın daxili hissəsindəki ulduzlara enerji itirir və yenidən mərkəzə yerləşir. Ancaq görünür ki, bəzən SMBH-nin qaçmasına imkan vermək üçün kifayət qədər bir zərbə var.

Başqa bir ehtimal ondan ibarətdir ki, iki qalaktikanın birləşməsi və SMBH-lərinin ikili olması və sonra başqa qalaktika (öz SMBH ilə) birləşir əvvəl əvvəlki iki SMBH həqiqətən birləşdi, sonra SMBH-lərin birinin atılmasına səbəb ola biləcək gec gəliş SMBH ilə ikili SMBH arasında üç bədənli qarşılıqlı əlaqə qura bilərsiniz. Ancaq bu, doğru vaxtı tələb edir və ehtimal ki, çox vaxt olmur.


Astronomlar 25.000 supermassive qara dəliyi göstərən xəritəni dərc edirlər

25.000 super-kütləvi qara dəliyi göstərən səma xəritəsi. Hər ağ nöqtə öz qalaktikasında böyük bir qara dəlikdir. Kredit: LOFAR / LOL Anket

Beynəlxalq astronomlar qrupu 25 mindən çox supermassive qara dəliyi göstərən səma xəritəsini yayımladı. Xəritə, jurnalda yayımlanacaq Astronomiya və Astrofizika, aşağı radio frekansları deyilən sahədəki ən ətraflı göy xəritəsidir. Leiden astronomları da daxil olmaqla astronomlar, doqquz Avropa ölkəsində yayılmış LOFAR antennalı 52 stansiyadan istifadə etdilər.

Təlim olunmamış bir göz üçün, səma xəritəsində minlərlə ulduz olduğu görünsə də, əslində çox böyük qara dəliklərdir. Hər qara dəlik fərqli, uzaq bir qalaktikada yerləşir. Radio tullantıları qara dəliyə yaxınlaşdıqda atılan maddə ilə yayılır.

Tədqiqat lideri Francesco de Gasperin (əvvəlki Leiden Universiteti, indiki Universität Hamburg, Almaniya) araşdırma haqqında deyir: "Bu, inanılmaz dərəcədə çətin məlumatlar üzərində aparılan uzun illərin işinin nəticəsidir. Radio siqnallarını görüntülərə çevirmək üçün yeni metodlar icad etməli olduq. səma."

Hovuzun dibindən

Uzun radio dalğalarındakı müşahidələr Yer kürəsini əhatə edən ionosfer tərəfindən çətinləşir. Bu sərbəst elektron təbəqəsi daim radio teleskopu boyunca hərəkət edən buludlu bir lens kimi fəaliyyət göstərir. Həmmüəllif, Reinout van Weeren (Leiden Rəsədxanası) izah edir: "Bir üzgüçülük hovuzuna batırarkən dünyanı görməyə çalışdığınıza bənzəyir. Başınızı qaldıranda hovuz suyundakı dalğalar işıq şüalarını sapdırır və şüaları pozur. baxış. "

Bütün səmanın xəritəsi

Yeni xəritə şimal səmasının 256 saatlıq müşahidələrini birləşdirərək yaradıldı. Tədqiqatçılar ionosferin təsirini dörd saniyədə bir düzəldən yeni alqoritmləri olan super kompüterləri yerləşdirdilər. Leiden Rəsədxanasının Elmi direktoru Huub Röttgering nəşrin son müəllifidir. Nəticələrdən məmnun qaldı: "Uzun illərdir proqram inkişafından sonra bunun həqiqətən işlək vəziyyətdə olduğunu görmək çox gözəldir."

Xəritə indi səmanın şimal yarısının 4 faizini əhatə edir. Astronomlar bütün şimal səmasını xəritəyə gətirənə qədər davam etməyi planlaşdırırlar. Xəritədə supermassive qara dəliklərin yanında, digər şeylər arasında kainatın genişmiqyaslı quruluşu haqqında da məlumat verilir.


Supermassive qara dəliklərin doğuşunu deşifrə etməkdə bir irəliləyiş

Cardiff Universiteti alimlərinin rəhbərlik etdiyi bir araşdırma qrupu, bu müəmmalı kosmik cisimlərdən birini misilsiz təfərrüatlarla böyütmələrini təmin edən yeni bir texnika sayəsində çox böyük bir qara dəliyin (SMBH) necə doğulduğunu anlamağa daha yaxın olduqlarını söylədi.

Elm adamları, SMBH-lərin böyük partlayışdan bir az sonra, 'birbaşa çökmə' adlanan bir müddətdə həddindən artıq şəraitdə meydana gəldiyinə və ya daha sonra kütləvi ulduzların ölümü ilə nəticələnən 'toxum' qara dəliklərindən böyüdülməsinə əmin deyillər.

Əvvəlki metod doğru olsaydı, SMBH-lər son dərəcə böyük kütlələrlə - Günəşimizdən yüz minlərlə milyon qat daha kütlə ilə doğulacaq və sabit minimum ölçüyə sahib olardılar.

İkincisi doğru olsaydı, SMBH-lər Günəşimizin kütləsindən 100 qat çox nisbi olaraq kiçik başlayacaq və ətrafdakı ulduzlara və qaz buludlarına bəslənərək zaman keçdikcə böyüməyə başlayacaqdılar.

Astronomlar uzun müddət bu problemi deşifr etmək üçün lazım olan itkin əlaqələr olan ən aşağı kütlə SMBH-lərini tapmaq üçün çalışırlar.

Bu gün nəşr olunan bir işdə, Cardiff rəhbərliyindəki qrup, sərhədləri aşdı və günəş kütləsindən bir milyon qat az olan, yaxınlıqdakı bir qalaktikanın mərkəzində indiyə qədər müşahidə edilən ən aşağı kütləli SMBH-lərdən birini ortaya qoydu.

SMBH, Mirach adlı çox parlaq bir ulduza yaxın olması və xəyalət kölgəsi verməsi səbəbindən tanış olduğu "Mirach's Ghost" kimi tanınan bir qalaktikada yaşayır.

Kəşflər, ən soyuq bəzi yerlərin işığını öyrənmək üçün istifadə edilən Çili And Dağları'ndaki Chajnantor yaylasının üstündə yerləşən ən müasir teleskop olan Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) ilə yeni bir texnika istifadə edilərək tapıldı. Kainatdakı obyektlər.

"Mirach's Ghost'dakı SMBH, 'birbaşa çökmə' modelləri tərəfindən proqnozlaşdırılan aralığında bir kütlə var görünür" dedi Cardiff Universitetinin Fizika və Astronomiya Fakültəsindən Dr Tim Davis.

"Hazırda aktiv olduğunu və qaz yutduğunu bilirik, bu səbəbdən yalnız çox böyük SMBH-lər yaradan daha həddindən artıq" birbaşa çökmə "modellərindən bəziləri doğru ola bilməz.

"Bu," toxum "mənzərəsi ilə" birbaşa çökmə "arasındakı fərqi qəti şəkildə izah etmək üçün kifayət deyil - bunun üçün statistikanı başa düşməliyik - ancaq bu düzgün istiqamətdə böyük bir addımdır."

Qara dəliklər cazibə ağırlığı altında çökmüş, heç bir şeyin, hətta işığın qaça bilməyəcəyi kiçik, lakin inanılmaz dərəcədə sıx bir kosmik bölgələrini geridə qoyan cisimlərdir.

SMBH, Günəş kütləsindən yüz minlərlə, hətta milyardlarla dəfə ola biləcək ən böyük qara dəlik növüdür.

Özümüzün Samanyolu kimi demək olar ki, bütün böyük qalaktikaların mərkəzində yerləşən bir SMBH ehtiva etdiyinə inanılır.

Armagh Rəsədxanası & amp Planetarium'dan Dr. Davis komandasının üzvü Dr Marc Sarzi, "SMBH'lar, böyük partlayışdan yalnız bir neçə yüz milyon il sonra ortaya çıxdıqları üçün çox uzaq qalaktikalarda tapıldı" dedi.

"Bu, ən azı bəzi SMBH-lərin qısa müddətdə çox kütləvi bir şəkildə böyüyə biləcəyini düşünür. Qalaktikaların meydana gəlməsi və təkamülü modellərinə görə izah etmək çətindir."

"Bütün qara dəliklər qaz buludlarını yutarkən və özlərinə çox yaxınlaşan ulduzları pozduqca böyüyür, lakin bəzilərinin həyatları digərlərindən daha aktivdir."

"Yaxınlıqdakı qalaktikalardakı ən kiçik SMBH-lərin axtarılması bu səbəbdən SMBH-lərin necə başladığını ortaya qoymağımıza kömək edə bilər" deyə Dr. Sarzi davam etdi.

Araşdırmalarında beynəlxalq komanda, NGC404 adlanan kiçik bir qalaktikanın ürəyinə əvvəlki zamankindən daha da yaxınlaşmaq üçün tamamilə yeni texnikalardan istifadə edərək SMBH-ni mərkəzində əhatə edən fırlanan qaz buludlarını müşahidə etməyə imkan verdi.

ALMA teleskopu, komandaya qalaktikanın qəlbindəki qaz buludlarını həll etməyə imkan verdi və yalnız 1,5 işıq ili boyunca detallar ortaya qoydu və bu, başqa bir qalaktikadan hazırlanan ən yüksək qaz xəritələrindən biri oldu.

Bu qalaktikanı belə yüksək qətnamə ilə müşahidə edə bilmək, komandanın on illik ziddiyyətli nəticələrin öhdəsindən gəlməsini və qalaktikanın mərkəzindəki SMBH-nin əsl mahiyyətini ortaya qoymasını təmin etdi.

"Araşdırmamız bu yeni texnika ilə həqiqətən bu sirli obyektlərin xüsusiyyətlərini və mənşəyini araşdırmağa başlaya biləcəyimizi göstərir" dedi Davis.

"Çox böyük bir qara dəlik üçün minimum bir kütlə varsa, hələ tapmadıq."


Astronomlar Nəhəng Qara deliklərin nəhəng qidalanma proseslərinə ev sahibliyi edirlər

Kainatı nə qədər çox öyrənsək, hər qalaktikanın kosmik nəhəng bir kosmos nəhəngini - çox böyük bir qara dəliyi dövr edərək qalaktik nüvəni gücləndirməsi ehtimalı daha çox görünür.

Bu nəhəng obyektlər haqqında bilmədiyimiz çox şey var - bunların bu qədər böyüdülməsinə dair gözə çarpan sual da daxil olmaqla - lakin yeni araşdırmalar bəzi boşluqları doldurmağa kömək edə bilər. Göydəki bir bölgədəki bütün qalaktikaların yeni bir radio araşdırmasına görə, qalaktik bir nüvədəki hər çox böyük qara dəlik maddəni yeyir, baxmayaraq ki, bu barədə bir az fərqli davranırlar.

Hollandiyada Groningen Universitetindən astronom Peter Barthel, "Bütün qalaktikaların mərkəzlərində çox böyük bir qara deşik olduğuna dair göstəricilər getdikcə artmaqdadır. Əlbətdə ki, bunlar indiki kütlələrinə qədər böyüməli idi" dedi.

"Görünür, müşahidələrimiz sayəsində indi bu böyümə proseslərini gözümüz önünə gətirdik və yavaş-yavaş, amma qətiliklə onları anlamağa başladıq."

Qara dəliklərin kütlə aralığında gülməli bir boşluq var, yəni supermassive qara dəliklərin necə formalaşıb böyüdüyünə dair bir tapmacanın vacib bir hissəsini itirdik. Ulduz kütləvi qara dəliklər - kütləvi bir ulduzun çökmüş nüvəsindən əmələ gələnlər - Günəşin yalnız 142 qatına qədər aşkar edildi və hətta bunlar həmişəkindən daha ağır idi, iki kiçik qara arasındakı toqquşmanın məhsulu deşiklər.

Digər tərəfdən, supermassive qara dəliklər bir neçə milyondan milyardlara qədər günəş kütləsi arasındadır. Ulduz kütlələrdən böyük küt qara dəliklər böyüdüyünü düşünsəniz, orada çox sayda ara kütlə olardı, ancaq çox az təsbit edildi.

Bunu anlamağa çalışa biləcəyimiz bir yol da olduğumuz qara dəlikləri araşdırmaqdır var Rəftarlarının bizə hər hansı bir ipucu verə biləcəyini görmək üçün Cənubi Afrikadakı Pretoria Universitetindən Jack Radcliffe rəhbərlik etdiyi astronomlar qrupunun etdiyi işi gördü.

Diqqəti Ursa Major bürcündə yerləşən MALLAR-Şimal kimi tanınan bir kosmik bölgə idi. Hubble dərin səma araşdırmasının mövzusu olan bu bölgə yaxşı öyrənilmiş, lakin ilk növbədə optik, ultrabənövşəyi və infraqırmızı dalğa boylarında.

MALLARIN Şimal hissəsidir, hər biri qalaktikadır. (NASA / ESA / G. Illingworth / P. Oesch / R. Bouwens və I. Labbé və Elm Komandası)

Radcliffe və qrupu, rentgenə qədər bir sıra dalğa uzunluqlarından istifadə edərək bölgənin analizlərini apardılar və qarışığa çox uzun bir başlanğıc interferometriyasından istifadə edərək radio müşahidələri etdilər. Beləliklə, fərqli dalğa boylarında parlaq olan aktiv qalaktik nüvələri - aktiv supermassive qara dəlik olanları müəyyən etdilər.

Supermassive qara dəliklər aktiv bir şəkildə maddələr topladıqda - qazlarını və tozlarını ətrafdakı məkandan aşağı ataraq - material istiləşir və geniş kosmik məsafələrdə görünəcək qədər parlaq elektromaqnit şüalanma ilə parlayır.

Qalaktik nüvəni tozun nə qədər qaraladığına görə, bu işığın bəzi dalğa boyları daha güclü ola bilər, buna görə bir səma yamağındakı bütün aktiv qalaktik nüvələri müəyyən etmək üçün tək bir dalğa uzunluğu aralığından istifadə edilə bilməz.

Bu əlavə məlumatla təchiz olunmuş qrup, GOODS-North-da AGN-də bir araşdırma apardı və bir neçə müşahidələr apardı.

Birincisi, bütün aktiv yığılma eyni deyil. Bu heç bir fikir vermir kimi görünə bilər və əlbəttə ki, fərqli dərəcələrdə yığılmış fərqli supermassive qara dəliklər müşahidə etdik, lakin məlumatlar hələ də faydalıdır. Tədqiqatçılar bəzi aktiv supermassive qara dəliklərin materialı başqalarına nisbətən daha sürətli dərəcədə yeydiyini, bəzilərinin isə çox yemədiklərini tapdılar.

Ardından, aktiv bir qalaktik nüvə ilə üst-üstə düşən ulduz patlaması fəaliyyətinin - yəni bir bölgə və sıx bir ulduz meydana gəlməsi dövrünün mövcudluğunu araşdırdılar.

Fəal bir qalaktik nüvədən gələn rəylərin bütün maddi ulduzları uçuraraq ulduz meydana gəlməsini söndürə biləcəyi düşünülür, lakin bəzi araşdırmalar bunun əksinin də ola biləcəyini göstərdi - geribildirimlə şoka düşən və sıxılmış materialın körpə ulduzlara çevrilə biləcəyi.

Bəzi qalaktikaların ulduz patlaması aktivliyinə sahib olduqlarını, bəzilərində isə olmadığını gördülər. Maraqlıdır ki, davam edən ulduz patlaması fəaliyyəti, aktiv bir qalaktik nüvənin görünməsini çətinləşdirə bilər və söndürmədə əks əlaqə rolunu daha yaxşı müəyyənləşdirmək üçün daha çox araşdırma aparılması lazım olduğunu göstərir.

Nəhayət, aktiv yığılma zamanı superkütləvi bir qara dəliyin dirəklərindən atəş edə bilən nisbi reaktivləri araşdırdılar. Bu reaktivlərin yığılma diskinin daxili bölgəsindən qara deşik dirəklərinə qədər sürətlənərək kosmosa atıldığı yerdəki maqnit sahə xətləri boyunca yığılan materialın kiçik bir hissəsindən ibarət olduğu düşünülür. işıq sürətinin əhəmiyyətli bir faizi.

Bu təyyarələrin necə və niyə meydana gəldiyindən tamamilə əmin deyilik və komandanın araşdırması materialın yığılma dərəcəsinin böyük bir rol oynamadığını göstərir. Jetlərin yalnız bəzən meydana gəldiyini və qara bir çuxurun sürətli və ya yavaş yeyib-yeməməsinin vacib olmadığını tapdılar.

Tədqiqatçıların dediyinə görə, bu məlumatlar supermassive qara dəliklərin yığılma davranışını və böyüməsini daha yaxşı anlamağa kömək edə bilər. Və dedikləri kimi, bu da radio astronomiyasının bu işlərdə daha əhəmiyyətli bir rol oynaya biləcəyini göstərir.

Gələcəkdə ən təəccüblü qara dəlik sirlərindən birini açmağa çalışmaq üçün daha güclü bir alət dəstimizə sahib olacağıq - bu super heyrətləndirici superqruplaşdırıcıların hətta haradan gəldiyi deməkdir?

Komandanın araşdırması iki məqalədə dərc edildi və qəbul edildi Astronomiya & amp; Astrofizika. Onlara burada və burada tapa bilərsiniz.


ƏSAS EKSTRAGALAKTİK ASTRONOMİYA Hissə 8: Mərkəzi supermassive qara dəliklər - kəşf və xüsusiyyətlər

Bir neçə sübut müşahidə sübutu demək olar ki, bütün böyük qalaktikaların mərkəzini ehtiva etdiyi qənaətinə gəldi supermassive qara dəlik (SMBH) milyonlarla on milyardlarla günəş kütləsinə qədər dəyişir.

1909-cu ildə Edward Fath, M 81 və NGC 1068 qalaktik nüvələrinin spektrlərindəki emissiya xəttlərini bildirdi və güclü enerji ionlaşdırıcı şüalanma mənbələrini təklif etdi. Növbəti onilliklər ərzində Vesto Slipher, Milton Humason, Carl Seyfert və başqaları son dərəcə parlaq nüvələrə sahib olan bu yaxınlıqdakı qalaktikaların mərkəzi bölgələrində bəzilərinin dar və bəzilərinin yayılma xətlərinin spektroskopik dəlil olduğunu bildirdilər.

1930-cu illərin ortalarında radio astronomiyasının meydana gəlməsi ilə Samanyolunun mərkəzi də daxil olmaqla bu qalaktikaların bir qisminin də radio emissiya mənbəyi olduğu təsbit edildi. Bundan əlavə, güclü radio dalğa yayıcıları olan, lakin optik zolaqda yüksək parıldayan ulduza bənzər böyük parlaqlıq obyektləri kimi təqdim olunan çoxsaylı kvazarlar tapıldı. Erkən belə həddindən artıq enerji çıxışlarının yalnız ulduz patlaması fəaliyyəti ilə yarana bilməyəcəyi aydın oldu. Bu termini tanıdan Sovet Erməni astrofiziki Viktor Ambartsumian 1958-ci ilə qədər heç bir ağlabatan mexanizm təklif edilmədi Aktiv Galaktik Nüvə, bunları təklif etdi qalaktik nüvələrdə nəhəng kütlə, kiçik ölçülü və bilinməyən təbiət cisimləri olmalıdır. Bu cür cisimlərin ətrafındakı cisimlərin yığılması və ya cazibə qüvvəsi ilə sıxılması və istiləşməsi həddindən artıq enerji çıxışlarını hesaba gətirə bilər. Fikir əvvəlcə şübhə ilə qarşılansa da, 1915-ci ildə Karl Schwarzschild tərəfindən fərziyyə edilən qara dəliklərin sadəcə riyazi bir maraq deyil, fiziki gerçəklikdə mövcud olma ehtimalına doğru bir yol açıldı.

1960-cı illərdə rentgen astronomiyasının gəlişi bəzi aktiv qalaktik nüvələrin və kvazarların da güclü rentgen mənbəyi olduğunu ortaya çıxardı. Kəşf, qara dəliklərin varlığına inandırıcı dəlillər təqdim edən yeni enerjili hadisələrin yeni bir kainatını açdı. On və yüz milyonlarla K temperatur, rentgen şüalarının yaranması üçün ən isti ulduzların belə istiliyindən min qat daha yüksəkdir. Nəzəri olaraq, bu temperaturları yaratmaq üçün ən təsirli proses, düşən maddənin potensial (cazibə qüvvəsi) enerjisinin qara dəliyin yığılma diskinə salınması olacaqdır. Kütlənin enerjiyə çevrilməsinə nəticələnir nüvə bölünməsi ulduzdakı effektivlikdən yüksək olan əmrlər ola bilər nüvə birləşməsi. Ancaq o dövrdə bu cəlbedici nəzəriyyənin sübutu yox idi.

Birinci ulduz kütləsi qara dəlik, 1971-ci ildə inamla təsbit edildi Cygnus X-1, bir X-ray ikili ulduz sistemi içində görünməz, kiçik bir cisim böyük, görünən bir yoldaşdan kütlə çəkir. 1974-cü ildə daha güclü bir rentgen mənbəyi, Oxatan A, Samanyolu qalaktikasının mərkəzində kəşf edildi və nəticədə çox böyük bir qara dəliyin (SMBH) varlığı ilə əlaqələndirildi. İlə başlayan tam görüntü kosmik rentgen rəsədxanalarının istifadəyə verilməsi Eynşteyn 1978-ci ildə və 1999-cu ildə izlədi ROSAT, XMM-NewtonChandra, çox sayda insanın aşkarlanmasına gətirib çıxardı Ultra-Parlaq rentgen mənbələri, və ya ULX, bütün növ qalaktikalarla əlaqələndirilir. Bu cisimlərin ən az parlaqlığı (10 ^ 32 ilə 10 ^ 33 vatt) adi rentgen ikili ulduzların şüalanmış tullantıları ilə izah edilsə də, bu mənbələrin əksəriyyəti tərəfindən sərbəst buraxılan enerji səviyyələri, fövqəlnövlər də daxil olmaqla, ulduz proseslərindən mümkün olanı çox aşır. , neytron ulduzları (pulsarlar) və ulduz kütləsindəki qara dəliklər. Hazırda ULX emissiyalarının SMBH və ya ətrafında yığılma nəticəsində meydana gəldiyi düşünülür ara kütləli qara dəliklər, IMBH, yüzlərlə min günəş kütlələri ilə.

Həddindən artıq enerji səviyyələri və yayılmış radiasiya, radio dalğalarından qamma şüalarına qədər, mərkəzi SMBH-nin mövcudluğunun bir sübutu idi.

Başqa bir dəlil xətti gəlir astrofizik təyyarələr, və ya relyativistik reaktivlər, bəzi aktiv qalaktikaların və kvazarların nüvələrindən nisbi sürətlə atılan çox qızdırılan plazmanın kütləvi axınlarıdır (bax. Bölmə 5, Bölmə 22). Bəziləri üç milyon işıq ilində uzanan, nazik, uzun və tez-tez boncuklu bu cür təyyarələr ilk dəfə 1918-ci ildə yaxınlıqdakı Messier 87 qalaktikasının optik görüntülərində nüvədən yayılan izah olunmayan bir jet olduğunu bildirən Heber Curtis tərəfindən aşkar edilmişdir. bəri radio dalğalarından rentgen şüalarına qədər bir çox başqa cisimdə və bütün zolaqlarda müşahidə edildi. Yenə də bu cür hadisələr üçün tələb olunan istilik və enerji səviyyələri adi ulduzlarda nüvə reaksiyalarının əmələ gələ biləcəyi səviyyələrdən çox böyükdür və yalnız qara dəliklərin yığılma disklərində tapılır.

1990-cı illərdən bəri, bir çox astronom - bu yaxınlarda Nobel mükafatı alanlar Andrea Ghez və Reinhard Genzel - Qalaktikamızın mərkəzində güclü bir radio və rentgen mənbəyi olan Oxatan A-nı müşahidə edirlər. İnfraqırmızı zolaqda müşahidə aparıldı, çünki bölgə qalaktik müstəvidə qalın qaz və toz təbəqələri ilə görünən zolaqda gizlədildi. Mənbə ətrafındakı ulduzların sıx eliptik orbitlərini izlədikləri təqdirdə, ümumilikdə minimal dərəcədə yığılmış supermassive qara dəliyə uyğun olduğu qəbul edilən, təxminən 4.1 milyon günəş kütləsindən ibarət qaranlıq bir "superkütləvi kompakt cisim" in yerini müəyyən etdilər.

Şəkil 8-1: Qalaktikamızın mərkəzindəki bir "superkütləvi kompakt cisim" ətrafında çoxlu ulduz dövrləri

2019-cu ildə Event Horizon Telescope Collaboration qrupu qonşu qalaktika Messier 87-də mərkəzi supermassive qara dəlik ətrafında toplama diskinin ilk görüntüsünü yayımladı. Bütün planetdə radio teleskopları istifadə edərək uzun bazalı interferometriya üsulları ilə yaradılan görüntü, kompüter simulyasiyalarına əsaslanan nəzəri proqnozlarla əlamətdar oxşarlıq.

Birbaşa vizuallaşdırma mərkəzi supermassive qara dəliklərin mövcudluğunun ən inandırıcı dəlili olsa da, texniki və iqtisadi səbəblərə görə bu metod uzaq qalaktikaların geniş miqyaslı araşdırmalarında tətbiq olunmur. Digər qalaktikalarda mərkəzi SMBH ətrafında ulduz orbitlərinin təsvir edilməsi də eyni səbəblərdən tətbiq olunmur. Xoşbəxtlikdən, ulduzların və qlobusik qrupların (yaxın görünən zolaqlarda) və ulduzlararası qaz buludlarının (radio zolaqlarında) hərəkətlərinin spektroskopik analizi uzaq qalaktikalarda mərkəzi SMBH-lərin aşkarlanmasında və kütlələrinin qiymətləndirilməsində yaxşı nəticələr verir.

(35) SPEKTROSKOPİK TƏHLİL, HÜCUMLÜK DİPERSİYASI VƏ TƏHLÜKƏLİ SİSTEM XÜSUSİYYƏTLƏRİ

Cazibə qüvvəsi ilə əlaqəli sistemlərdə hissəciklərin hərəkəti sistemin ümumi kütləsindən asılıdır . Ümumiyyətlə, daha yüksək kütlə ağırlıq mərkəzi ətrafında hissəciklərin daha sürətli hərəkətinə gətirib çıxarır.Bu hərəkət ola bilər fırlanma sabitləşdi, spiral qalaktikaların disklərindəki kimi və ya təsadüfi, kürə qruplarında olduğu kimi, eliptik qalaktikalarda, bəzi düzensiz qalaktikalarda və spiral qalaktikaların mərkəzi çıxıntılarında. Daha yüksək ümumi kütlə də daha böyükdür sürət dispersiyasıBu, fərdi hissəcik sürətlərinin orta sürət ətrafında dəyişkənliyi və ya yayılmasıdır. Qalaktik mərkəzin yaxınlığındakı təsadüfi bir sistemdə, işıq mənbələrinin (ulduzlar, qruplar və qaz buludları) təqribən yarısı müşahidəçidən uzaqlaşacaq və nisbi Doppler qırmızı sürüşmə göstərəcək, digər yarısı isə müşahidəçiyə doğru irəliləyəcək orta ilə nisbi mavi. Nəticədə sistemin spektroskopik təhlili spektral xətlərin genişlənməsini göstərəcəkdir. Əks məntiqdə daha geniş spektral xətlər daha yüksək sürət dispersiyasını, işıq mənbələrinin daha sürətli təsadüfi hərəkətini və bir cazibə sistemi ilə əlaqəli bir sistemin daha yüksək ümumi kütləsini nəzərdə tutur. Mərkəzi supermassive qara dəliyin olması, qalaktikanın nüvəsindəki ulduz sürət dispersiyasını yalnız işıq saçan maddənin kütləsi əsasında gözləniləndən əhəmiyyətli dərəcədə artıracaqdır.

Şəkil 8-2: Sürət dispersiyası ilə spektral xətt eni arasındakı əlaqə. Qırmızı və mavi rənglər həqiqi rəngləri deyil, mərkəzi dalğa uzunluğunun Doppler sürüşmə bölgələrini təmsil edir.

Sürət dispersiyasını qiymətləndirmək üçün ən çox istifadə olunan spektral bölgə, 8498 A, 8542 A və 8662 A dalğa boylarında infraqırmızı tək ionlaşmış Kalsium (CaII) üçlüyüdür.

Sürət dispersiyası, ulduz qruplarından, qalaktikalardan, bütün qalaktika qruplarından və qalaktik mərkəzi SMBH-lərin cazibə ilə əlaqəli sistemlərinin bir sıra fiziki xüsusiyyətləri ilə empirik şəkildə əlaqəli olan çox faydalı bir ölçüdür.

Məsələn, (43) tənliyi, ulduz sürət dispersiyasına əsaslanan bir qalaktikanın ümumi kütləsi M-a yaxınlaşır, S, burada R radius, G isə cazibə sabitidir:

The M - sigma əlaqəsi mərkəzi supermassive qara dəliyin kütləsini, Mbh, günəş kütlələrindəki Ms ilə, ulduz sürət dispersiyasına, S, empirik olaraq korrelyasiya edir. qalaktik nüvənin spektrindən ölçülür. Bu münasibət əvvəlcə 1999-cu ildə təqdim edilmişdir Qara dəliklər üçün Faber-Jackson Qanunu, lakin o vaxtdan bəri yaxınlıqdakı qalaktikalarda artan sayda yayımlanan mərkəzi SMBH kütləsi əsasında bir sıra düzəlişlər edilmişdir. McConnell et al. (2011) əlaqəsi:

Giriş (Mbh / Ms) = 8.29 + 5.12 Giriş (S / 200km / s) (44a)

Marsden və digərlərinin son araşdırması. (2020) ən yaxşı statistik uyğunluğun aşağıdakılar tərəfindən verildiyini göstərir:

Giriş (Mbh / Ms) = 8.21 + 3.83 Giriş (S / 200km / s) (44b)

1976-cı ildə Amerikalı astronomlar Sandra Faber və Robert Jackson tərəfindən əvvəllər yazılmış bir iş Faber-Jackson münasibətləri ulduz sürət dispersiyasını mütləq böyüklüyə empirik şəkildə əlaqələndirən eliptik qalaktikalar nümunəsi üçün. Onlar belə qənaətə gəldilər qalaktik parlaqlıq, ulduz sürət dispersiyası ilə mütənasibdir 4-cü gücə qaldırıldı. Çox sonrakı məlumatlara əsaslanaraq, bu nisbət indi əsas qalaktikanın ölçüsünə və növünə bağlı olaraq əhəmiyyətli dərəcədə düzəlişlər edildi. Bu əlaqə mahiyyət etibarilə daha yüksək mütləq böyüklüyə sahib daha böyük qalaktikaların statistik olaraq daha böyük mərkəzi SMBH-lərə sahib olduğunu göstərir.

(36) FOTOMETRİK TƏHLİL VƏ MƏRKƏZİ SMBH XÜSUSİYYƏTLƏRİ

Mərkəzi SMBH xüsusiyyətlərini aşkarlamaq və qiymətləndirmək üçün başqa bir metod fotometrik ölçmələrə əsaslanır. Qara dəliklər və kvazarlardan bəhs edən bu məqalə seriyasının 5-ci hissəsində mövzu bir qədər uzun müddətə işlənir. Rahatlıq üçün burada yenidən işlənmiş və qısaldılmış bir hissə verilir.

Çoxsaylı qalaktikalar mərkəzi bölgələrində elektromaqnit spektri boyunca dəyişkənlik göstərir. Daha əvvəl də qeyd edildiyi kimi, radio dalğalarından qamma şüalarına qədər bu qədər yüksək radiasiya istehsal etmək üçün enerji tələbləri (temperaturları), ulduz nüvə sintezi reaksiyalarında mümkün olan hər şeyi bir çox əmrdən üstələyir. Bu, maddənin yığılması ilə enerji yaradan super-kütləli cazibə girdabının varlığını nəzərdə tutur. Hal-hazırda qara dəliklər bu qədər kiçik ölçülü və həddindən artıq kütləli bilinən yeganə obyektdir.

Qara dəlik tullantıları olduqca dəyişkən ola bilər. Ümumiyyətlə, dəyişkənlik, onun yığılma diskinə axan maddənin mövcudluğundakı dəyişikliklərdən qaynaqlanır. Çox sayda qara dəlik optik göstərir uzun müddət dəyişkənlik illərin müşahidə müddəti ərzində bir neçə böyüklükdə.

Şəkil 8-3: Kvarsların super-kütləvi qara dəliklərinin yığılmasında uzun müddət dəyişkənlik

Qara dəliklər də özünü göstərir qısa müddət dəyişkənliyi dəqiqə ilə həftənin səviyyəsində. Məsələn, 2002-ci ildə Samanyolu'nun mərkəzindəki SMBH Oxatan Bürcünün infraqırmızı axınının sıxlığı bir həftədə 4 dəfə, 40 dəqiqədə 2 dəfə dəyişdi.

Qısa müddət dalğalanmaları qara dəlik xüsusiyyətlərinin qiymətləndirilməsində xüsusilə faydalıdır.

Böyük miqyasda mümkün olan ən qısa dəyişkənlik dövrü yayan obyektin diametri ilə müəyyən edilir. Nümayiş etmək üçün Şəkil 8-4-ə baxın və diametri 1000 işıq saniyəsi olan bir cismi nəzərdən keçirinbütün həcmdən ani işıq parlaması. Uzaq bir müşahidəçiyə doğru gedərkən, W1 ön kənar dalğa cəbhəsi, W3 arxa kənar dalğa cəbhəsindən 1000 işıq saniyəsi ilə ayrılacaq. Müşahidə olunan işıq əyrisi W1, T1 'vaxtı gəldikdə ilkin bir yüksəliş, W2-nin yayan obyektin ən geniş hissəsindən çatması ilə maksimum artım və T3 vaxtı W3-in gəlişi ilə başlanğıc səviyyəsinə enmə göstərəcəkdir. '.

Nəzəri olaraq dəyişkənliyin saniyələr içində ən qısa ölçülən dövrü, Tp = T3 '- T1', hərəkət edən dalğa cəbhələri arasındakı zaman aralığına bərabərdir , Tdw = Tw1 - Tw3işıq saçan obyektin mümkün olan ən böyük diametrini işıq saniyələrində göstərir, D = C x Tp = C x (T3 '- T1'), burada C işığın sürətidir.

Şəkil 8-4: İşıq mənbəyinin işıq saniyələrindəki diametri saniyələr içərisindəki işıq əyrisinin enindən çox ola bilməz, uzun səyahətləri boyunca səyahət dalğa cəbhələri kosmoloji böyüməyə tabedir.

Əslində, böyük cisimlər həqiqətən ani işıq parıltısı vermir. İşıq yaradan hadisənin müddəti, Temənbənin həcmi boyunca tədricən yayılması da daxil olmaqla, işıq əyrisi müddətini genişləndirmək üçün səyahət dalğa cəbhələri, Tdw arasındakı zaman aralığına əlavə olunur.: Tp = Tdw + Te.

Bundan əlavə, uzaq, yüksək sürüşmə cisimləri vəziyyətində, ilk və son səyahət dalğası arasındakı boşluğa tabedir kosmoloji böyütmə kainatın genişlənməsindən qaynaqlanır (bax. Maddə 4, hissə 25). Bunun ölçülən dövrü Tp-ni (Z + 1) bir dəfə artırması təsiri var.

İşıq yayan obyektin diametri (işıq saniyələrində), D, ölçülən dövr, Tp, işıq yaradan hadisənin müddəti (saniyələrlə), Te və qırmızı sürüşmə, Z arasındakı ümumi əlaqə bundan sonra aşağıdakılarla təsvir olunur. tənlik:

D = C x (Tp - Te) / (Z + 1) (45a)

Qırmızı sürüşmə çox dəqiq ölçülə bilsə də, işıq yaradan hadisənin müddəti praktik olaraq heç vaxt dəqiq bilinmir, (45a) tənliyinin yeganə mümkün təfsiri bundan sonra olur:

Başqa sözlə, cismin işıq saniyələrindəki diametri kosmoloji böyüdülməsi üçün düzəldilmiş saniyələrdəki işıq əyrisi müddətindən kiçik olmalıdır. Yoxsa saniyələrdəki dəyişkənlik müddəti, işıq emissiya müddəti və kosmoloji böyüdülmə təsiri sayəsində mənbənin işıq saniyələrindəki diametrindən həmişə böyükdür.

Əhəmiyyətli kosmoloji böyüməyə məruz qalmayan, əhəmiyyətsiz qırmızı sürüşmələrə sahib olan yaxınlıqdakı obyektlər üçün tənlik sadəcə azalır:

Daha əvvəl də qeyd edildiyi kimi, Qalaktikamızın mərkəzindəki SMBH Oxatan Bürcünün infraqırmızı axınının sıxlığı, sadəcə 40 dəqiqə ərzində 2 dəfə artdı. Parlaqlığın dəyişməsi fotonun işıq mənbəyinin yaxınlığından uzaq kənarına qədər müşahidəçiyə çatmasını əhatə etdiyindən, maksimum, ən geniş, orta kəsikdən olan fotonlar müşahidəçiyə çatdıqda baş verir. Müddət, Tm = T2' - T1', between the minimum and the maximum on the light curve is an indicator of the radius, R, of the accretion disk. This can then be used in equation (45c) to estimate the mass and the size of an accreting, non-rotating black hole.

Tm = 40 min = 2400 sec. Method (1)

1 Astronomical Unit = 149.6x10^6 Km

The radius of Sagittarius A accretion disk is smaller than 4.8 AU, or somewhat less than the orbit of Jupiter

The validity of this approach is shown by the following study by Morgan et al. based on the variability of eleven quasars

The study derives an empirical relationship between the accretion disk radius in cm, R, the black hole mass, M, and the solar mass, Ms:

log R = 15.8 + 0.8 log ( M / 10^9 Ms) Method (2) (46a)

Solving this equation for Sagittarius A with 4 x 10^6 solar masses yields an estimated accretion disk radius of 5.1 AU, fairly consistent with Method (1).

If Method (1) is used to estimate the accretion disk radius, equation (46a) in Method (2) can be solved for the black hole mass:

log ( M / 10^9 Ms ) = ( log R - 15.8 ) / 0.8

log M - log ( 10^9 Ms ) = ( log R - 15.8 ) / 0.8

log M = log ( 10^9 Ms ) + [ ( log R - 15.8 ) / 0.8 ] (46b)

Entering the black hole mass, M, into the Schwarzschild's equation (43) (see Part 5, section 22) will then give the radius of the event horizon, Rs, for a non-rotating black hole.

In the meter-kilogram-second (MKS) system of units, the gravitational constant G = 6.674×10^-11, and the speed of light C = 3x10^8 m/s. For radius, Rs, in meters, and the black hole mass, M, in kilograms, Schwarzschild's equation (43) becomes:

Rs = [ 2 (6.674×10^-11) M ] / (3x10^8)^2 (43a)

(37) RELATIONSHIPS BETWEEN THE CENTRAL SMBH MASS AND THE HOST GALAXY

We have shown how stellar velocity dispersion and photometric studies of a galactic bulge are used to estimate the mass and the dimension of the central SMBH. These values have in turn been empirically related to the morphological properties of host galaxies.

In 2011, McConnell et al. related central SMBH mass in solar units, Mbh/Ms, and host galaxy luminosity in solar units, L/Ls, with the following empirical equation:

Mbh - L relationship: Log( Mbh / Ms ) = 9.16 + 1.16 Log( L / Ls 10^11 ) (47)

Another study by Gutelkin et al. (2009) related central SMBH mass to the mass and the luminosity of the host galaxy. The following two diagrams are based on their data.

Fig. 8-5: The observed relationship between the central SMBH mass and host galaxy mass

Fig. 8-6: The observed relationship between the central SMBH mass and host galaxy luminosity

Substantial variance from the mean (on a logarithmic scale) indicates that the relationship between the central SMBH mass and host galaxy mass and luminosity is quite approximate. In general terms, larger galaxies contain larger central SMBHs, while most dwarf galaxies have no detectable ones. However, there are numerous inconsistencies and exceptions.

For example, the Milky Way SMBH has a mass of 4.1 million solar, while the Andromeda Galaxy SMBH has a much greater mass of 110-230 million solar, although the two galaxies are of approximately equal size. The moderately sized Triangulum Galaxy, M33, contains no SMBH at all. XMM-Newton studies of its central region detect an ULX compatible with an intermediate-mass black hole (IMBH) of only 1,500 solar. But the dwarf galaxy NGC 404 contains an IMBH nearly 35 times more massive. The supergiant elliptical galaxy M87, with baryonic mass about twice that of the Milky Way [ https://arxiv.org/abs/astro-ph/0508463 ], has a central SMBH that is nearly 1,600 times greater, at 6.5 billion solar [ https://arxiv.org/abs/1906.11243 ]. An even larger elliptical galaxy, A2261-BCG, 10 times the diameter, and 1,000 times the baryonic mass of the Milky Way, contains no detectable central black hole of any size. Yet, an elliptical radio galaxy 4C +37.11 was found to have two central SMBHs with a combined mass around 15 billion solar, orbiting each other at a distance of 24 light years with a period of 30,000 years [ https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aa74e1 ]. Another SMBH binary system (SMBHB), with masses of 18.35 billion and 150 million solar, was detected in the remote quasar OJ 287.

While a majority of dwarf galaxies does not have a central SMBH, there are exceptions in this area as well. A local early stage dwarf starburst galaxy without a central bulge, He 2-10, was discovered in 2011 to contain a 3 million solar mass SMBH. In 2014, a 20 million solar mass SMBH was detected in a dense ultracompact dwarf galaxy, M60-UCD1, constituting more than 10% of the total mass of the host galaxy. It was extraordinary to find a black hole five times larger than the Milky Way's in a galaxy which is more than 5,000 times smaller. In 2012, a 5 billion solar mass SMBH was reported in the compact lenticular galaxy NGC 1277, which constitutes about 5% of the total baryonic mass of the galaxy, or 20% of the stellar mass of the central bulge.


Can We Detect Binary Supermassive Black Holes?

At the center of most galaxies are black holes so massive—up to several billion times the mass of our sun—that they have earned the superlative descriptor supermassive. Compare this to your run-of-the-mill black holes, known as stellar-mass black holes, which are a measly 10 to 100 times our sun’s mass. Understanding these supermassive black holes will help astronomers understand the origin and evolution of galaxies. One open question is whether they can form binaries.

Stellar-mass black holes form binary systems, two black holes orbiting each other, if they form from the collapse of a binary star system, or possibly when two black holes capture each other in their gravitational pull. They spiral in, eventually merging in an event so powerful that it sends a ripple through space and time known as a gravitational wave. A few years ago, the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) detected gravitational waves from such an event for the first time.

The merging of two galaxies could result in a binary supermassive black hole, but so far astronomers have not unequivocally detected one of these events. Penn State Professor of Astronomy and Astrophysics Michael Eracleous is on the forefront of the hunt.

“About ten years ago, several papers were published claiming to have detected binary supermassive black holes,” he said. “I had done some work on binary supermassive black holes as a graduate student, so I felt compelled to embark on a project to gather a lot of data to be able to make a counterpoint to the claims of those papers. Once I got into it, I saw how connected it was to galaxy evolution.”

“When I came to Penn State, I knew that the department was a perfect fit for the type of research that I do,” he said. “I’ve made some great connections with my colleagues here, and now I know that if I’m ever stuck, all it takes is a cup of coffee and a conversation to clear things up.”

So how do you look for something you’ve never seen?

“In much of astronomy, observation comes first—we see something and that informs our theory,” said Eracleous. “For binary supermassive black holes, theory is driving the observations. Until we find one, the questions are ‘Should they exist?’ and ‘Should we look for them?’ And the answer to both questions is definitely ‘Yes.’”

A major difference between binary supermassive black holes and stellar-mass black holes is gas. When stellar-mass black holes form after a star explodes in a supernova, most of the gas is driven away. But supermassive black holes are thought to carry gases with them. These gases emit light signals that can be detected by large telescopes equipped with spectrographs here on Earth, such as the 11-meter Hobby-Eberly Telescope (HET).

Eracleous explained that the gases are detected by the spectrograph as emission lines of a particular wavelength and they could hold the key to identifying a supermassive binary. As the black holes orbit one another, the emission lines from these gases shift due to the Doppler effect. The emission lines from one black hole are shifted to longer wavelengths, and those from the other are shifted to shorter wavelengths. So we expect two separate emission lines, one from each black hole.

“If we could follow the emission lines over the course of an orbit, we would see them crossing back and forth as the signals from each black hole shifted one way and then the other,” said Eracleous.

Of course, the actual search is not that straightforward. Practicalities like limited availability of time on the large telescopes necessary to make these observations mean astronomers can’t just watch and wait to see the telltale signs of a supermassive binary. But they don’t need to. Instead, they identify candidates from an initial survey and make regular check-ins to see if the spectra from these candidates have changed as would be expected based on theoretical models.

“Using the Hobby-Eberly Telescope to make these observations makes our life easier because we don’t even need to go to the observatory to collect the data,” said Eracleous. “The HET is operated by resident astronomers who make the observations and send us the data.”

The process is slow, but Eracleous explained that once they find one binary supermassive black hole, the search should accelerate.

“The first confirmed binary supermassive black hole will be like the Rosetta Stone,” he said. “It will tell us which of our models were right and which were wrong. It will allow us to refine our next searches and we should be able to find more.”

Astronomers are already developing the technology for those next searches. Eracleous is involved in the planning for the Laser Interferometer Space Antenna (LISA). LISA is to LIGO what a supermassive black hole is to a stellar-mass black hole. Where LIGO consists of two four-kilometer-long lasers at right angles to each other, LISA’s three spacecrafts will be connected by lasers that travel 2.5 million kilometers forming an equilateral triangle. LISA’s scale and the fact that it is space based means that it can detect low-wavelength gravitational waves away from noise sources here on Earth.

“LISA will be tuned to find gravitational waves like those that would result from a supermassive black hole merger,” said Eracleous.

For Eracleous, Penn State’s Department of Astronomy and Astrophysics has provided the supportive environment necessary for his search.


Astronomers Unexpected Discovery Could Explain Supermassive Black Hole Growth in Early Universe

Artist impression of the heart of galaxy NGC 1068, which harbors an actively feeding supermassive black hole, hidden within a thick doughnut-shaped cloud of dust and gas. ALMA discovered two counter-rotating flows of gas around the black hole. The colors in this image represent the motion of the gas: blue is material moving toward us, red is moving away. Credit: NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello

At the center of a galaxy called NGC 1068, a supermassive black hole hides within a thick doughnut-shaped cloud of dust and gas. When astronomers used the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) to study this cloud in more detail, they made an unexpected discovery that could explain why supermassive black holes grew so rapidly in the early Universe.

“Thanks to the spectacular resolution of ALMA, we measured the movement of gas in the inner orbits around the black hole,” explains Violette Impellizzeri of the National Radio Astronomy Observatory (NRAO), working at ALMA in Chile and lead author on a paper published in the Astrofizik Jurnal Məktubları. “Surprisingly, we found two disks of gas rotating in opposite directions.”

ALMA image showing two disks of gas moving in opposite directions around the black hole in galaxy NGC 1068. The colors in this image represent the motion of the gas: blue is material moving toward us, red is moving away. The white triangles are added to show the accelerated gas that is expelled from the inner disk – forming a thick, obscuring cloud around the black hole. Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), V. Impellizzeri NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello

Supermassive black holes already existed when the Universe was young – just a billion years after the Big Bang. But how these extreme objects, whose masses are up to billions of times the mass of the Sun, had time to grow in such a relatively short timespan, is an outstanding question among astronomers. This new ALMA discovery could provide a clue. “Counter-rotating gas streams are unstable, which means that clouds fall into the black hole faster than they do in a disk with a single rotation direction,” said Impellizzeri. “This could be a way in which a black hole can grow rapidly.”

NGC 1068 (also known as Messier 77) is a spiral galaxy approximately 47 million light-years from Earth in the direction of the constellation Cetus. At its center is an active galactic nucleus, a supermassive black hole that is actively feeding itself from a thin, rotating disk of gas and dust, also known as an accretion disk.

“We did not expect to see this, because gas falling into a black hole would normally spin around it in only one direction.Something must have disturbed the flow, because it is impossible for a part of the disk to start rotating backward all on its own.” – Violette Impellizzeri

Previous ALMA observations revealed that the black hole is not only gulping down material, but also spewing out gas at incredibly high speeds – up to 500 kilometers per second (more than one million miles per hour). This gas that gets expelled from the accretion disk likely contributes to hiding the region around the black hole from optical telescopes.

Star chart showing the location of NGC 1068 (also known as Messier 77), a spiral galaxy approximately 47 million light-years from Earth in the direction of the constellation Cetus. Credit: IAU Sky & Telescope magazine NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello

Impellizzeri and her team used ALMA’s superior zoom lens ability to observe the molecular gas around the black hole. Unexpectedly, they found two counter-rotating disks of gas. The inner disk spans 2-4 light-years and follows the rotation of the galaxy, whereas the outer disk (also known as the torus) spans 4-22 light-years and is rotating the opposite way.

“We did not expect to see this, because gas falling into a black hole would normally spin around it in only one direction,” said Impellizzeri. “Something must have disturbed the flow, because it is impossible for a part of the disk to start rotating backward all on its own.”

Counter-rotation is not an unusual phenomenon in space. “We see it in galaxies, usually thousands of light-years away from their galactic centers,” explained co-author Jack Gallimore from Bucknell University in Lewisburg, Pennsylvania. “The counter-rotation always results from the collision or interaction between two galaxies. What makes this result remarkable is that we see it on a much smaller scale, tens of light-years instead of thousands from the central black hole.”

Funded by the U.S. National Science Foundation and its international partners (NRAO/ESO/NAOJ), ALMA is among the most complex and powerful astronomical observatories on Earth or in space. The telescope is an array of 66 high-precision dish antennas in northern Chile. Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

The astronomers think that the backward flow in NGC 1068 might be caused by gas clouds that fell out of the host galaxy, or by a small passing galaxy on a counter-rotating orbit captured in the disk.

At the moment, the outer disk appears to be in a stable orbit around the inner disk. “That will change when the outer disk begins to fall onto the inner disk, which may happen after a few orbits or a few hundred thousand years. The rotating streams of gas will collide and become unstable, and the disks will likely collapse in a luminous event as the molecular gas falls into the black hole. Unfortunately, we will not be there to witness the fireworks,” said Gallimore.

The National Radio Astronomy Observatory is a facility of the National Science Foundation, operated under cooperative agreement by Associated Universities, Inc.

Reference: “Counter-Rotation and High Velocity Outflow in the Parsec-Scale Molecular Torus of NGC 1068” by C. M. Violette Impellizzeri, Jack F. Gallimore, Stefi A. Baum, Moshe Elitzur, Richard Davies, Dieter Lutz, Roberto Maiolino, Alessandro Marconi, Robert Nikutta, Christopher P. O’Dea and Eleonora Sani, 14 October 2019, The Astrophysical Journal Letters.
DOI: 10.3847/2041-8213/ab3c64


How Spiral Graph Works

To investigate further, astronomers launched Spiral Graph. The project aims to measure how spiral arms wind in thousands of distant galaxies.

First, users confirm that each galaxy they’re shown is indeed a spiral. Then, they draw lines to sketch out its shape. These lines measure how tight or open the spiral galaxy’s arms are.

Tight spiral arms suggest a large supermassive black hole. Open spiral arms indicate a more modest black hole.

As citizen scientists find interesting candidates, it creates a list of target galaxies that astronomers can study in more detail with their telescopes.


Energy Production around a Black Hole

By now, you may be willing to entertain the idea that huge black holes lurk at the centers of active galaxies. But we still need to answer the question of how such a black hole can account for one of the most powerful sources of energy in the universe. As we saw in Black Holes and Curved Spacetime, a black hole itself can radiate no energy. Any energy we detect from it must come from material very close to the black hole, but not inside its event horizon.

In a galaxy, a central black hole (with its strong gravity) attracts matter—stars, dust, and gas—orbiting in the dense nuclear regions. This matter spirals in toward the spinning black hole and forms an accretion disk of material around it. As the material spirals ever closer to the black hole, it accelerates and becomes compressed, heating up to temperatures of millions of degrees. Such hot matter can radiate prodigious amounts of energy as it falls in toward the black hole.

To convince yourself that falling into a region with strong gravity can release a great deal of energy, imagine dropping a printed version of your astronomy textbook out the window of the ground floor of the library. It will land with a thud, and maybe give a surprised pigeon a nasty bump, but the energy released by its fall will not be very great. Now take the same book up to the fifteenth floor of a tall building and drop it from there. For anyone below, astronomy could suddenly become a deadly subject when the book hits, it does so with a great deal of energy.

Dropping things from far away into the much stronger gravity of a black hole is much more effective in turning the energy released by infall into other forms of energy. Just as the falling book can heat up the air, shake the ground, or produce sound energy that can be heard some distance away, so the energy of material falling toward a black hole can be converted to significant amounts of electromagnetic radiation.

What a black hole has to work with is not textbooks but streams of infalling gas. If a dense blob of gas moves through a thin gas at high speed, it heats up as it slows by friction. As it slows down, kinetic (motion) energy is turned into heat energy. Just like a spaceship reentering the atmosphere (Figure 3) gas approaching a black hole heats up and glows where it meets other gas. But this gas, as it approaches the event horizon, reaches speeds of 10% the speed of light and more. It therefore gets far, far hotter than a spaceship, which reaches no more than about 1500 K. Indeed, gas near a supermassive black hole reaches a temperature of about 150,000 K, about 100 times hotter than a spaceship returning to Earth. It can even get so hot—millions of degrees—that it radiates X-rays.

Figure 3. Friction in Earth’s Atmosphere: In this artist’s impression, the rapid motion of a spacecraft (the Apollo mission reentry capsule) through the atmosphere compresses and heats the air ahead of it, which heats the spacecraft in turn until it glows red hot. Pushing on the air slows down the spacecraft, turning the kinetic energy of the spacecraft into heat. Fast-moving gas falling into a quasar heats up in a similar way. (credit: modification of work by NASA)

The amount of energy that can be liberated this way is enormous. Einstein showed that mass and energy are interchangeable with his famous formula E = mc 2 (see The Sun: A Nuclear Powerhouse). A hydrogen bomb releases just 1% of that energy, as does a star. Quasars are much more efficient than that. The energy released falling to the event horizon of a black hole can easily reach 10% or, in the extreme theoretical limit, 32%, of that energy. (Unlike the hydrogen atoms in a bomb or a star, the gas falling into the black hole is not actually losing mass from its atoms to free up the energy the energy is produced just because the gas is falling closer and closer to the black hole.) This huge energy release explains how a tiny volume like the region around a black hole can release as much power as a whole galaxy. But to radiate all that energy, instead of just falling inside the event horizon with barely a peep, the hot gas must take the time to swirl around the star in the accretion disk and emit some of its energy.

Most black holes don’t show any signs of quasar emission. We call them “quiescent.” But, like sleeping dragons, they can be woken up by being roused with a fresh supply of gas. Our own Milky Way black hole is currently quiescent, but it may have been a quasar just a few million years ago (Figure 4). Two giant bubbles that extend 25,000 light-years above and below the galactic center are emitting gamma rays. Were these produced a few million years ago when a significant amount of matter fell into the black hole at the center of the galaxy? Astronomers are still working to understand what remarkable event might have formed these enormous bubbles.

Figure 4. Fermi Bubbles in the Galaxy: Giant bubbles shining in gamma-ray light lie above and below the center of the Milky Way Galaxy, as seen by the Fermi satellite. (The gamma-ray and X-ray image is superimposed on a visible-light image of the inner parts of our Galaxy.) The bubbles may be evidence that the supermassive black hole at the center of our Galaxy was a quasar a few million years ago. (credit: modification of work by NASA’s Goddard Space Flight Center)

The physics required to account for the exact way in which the energy of infalling material is converted to radiation near a black hole is far more complicated than our simple discussion suggests. To understand what happens in the “rough and tumble” region around a massive black hole, astronomers and physicists must resort to computer simulations (and they require supercomputers, fast machines capable of awesome numbers of calculations per second). The details of these models are beyond the scope of our book, but they support the basic description presented here.


Astronomers Discover Supermassive Black Holes on a Collision Course

Titanic Twosome: A galaxy roughly 2.5 billion light-years away has a pair of supermassive black holes (inset). The locations of the black holes are lit up by warm gas and bright stars that surround the objects. The finding improves estimates of when astronomers will first detect gravitational wave background generated by supermassive black holes. A.D. Goulding et al./Astrophysical Journal Letters 2019

Astronomers have spotted a distant pair of titanic black holes headed for a collision.

Each black hole’s mass is more than 800 million times that of our sun. As the two gradually draw closer together in a death spiral, they will begin sending gravitational waves rippling through space-time. Those cosmic ripples will join the as-yet-undetected background noise of gravitational waves from other supermassive black holes.

Even before the destined collision, the gravitational waves emanating from the supermassive black hole pair will dwarf those previously detected from the mergers of much smaller black holes and neutron stars.

“Supermassive black hole binaries produce the loudest gravitational waves in the universe,” says co-discoverer Chiara Mingarelli, an associate research scientist at the Flatiron Institute’s Center for Computational Astrophysics in New York City. Gravitational waves from supermassive black hole pairs “are a million times louder than those detected by LIGO.”

The study was led by Andy Goulding, an associate research scholar at Princeton University. Goulding, Mingarelli and collaborators from Princeton and the U.S. Naval Research Laboratory in Washington, D.C., report the discovery July 10 in The Astrophysical Journal Letters.

The two supermassive black holes are especially interesting because they are around 2.5 billion light-years away from Earth. Since looking at distant objects in astronomy is like looking back in time, the pair belong to a universe 2.5 billion years younger than our own. Coincidentally, that’s roughly the same amount of time the astronomers estimate the black holes will take to begin producing powerful gravitational waves.

In the present-day universe, the black holes are already emitting these gravitational waves, but even at light speed the waves won’t reach us for billions of years. The duo is still useful, though. Their discovery can help scientists estimate how many nearby supermassive black holes are emitting gravitational waves that we could detect right now.

Detecting the gravitational wave background will help resolve some of the biggest unknowns in astronomy, such as how often galaxies merge and whether supermassive black hole pairs merge at all or become stuck in a near-endless waltz around each other.

“It’s a major embarrassment for astronomy that we don’t know if supermassive black holes merge,” says study co-author Jenny Greene, a professor of astrophysical sciences at Princeton. “For everyone in black hole physics, observationally this is a long-standing puzzle that we need to solve.”

Supermassive black holes contain millions or even billions of suns’ worth of mass. Nearly all galaxies, including the Milky Way, contain at least one of the behemoths at their core. When galaxies merge, their supermassive black holes meet up and begin orbiting one another. Over time, this orbit tightens as gas and stars pass between the black holes and steal energy.

Once the supermassive black holes get close enough, though, this energy theft all but stops. Some theoretical studies suggest that black holes then stall at around 1 parsec (roughly 3.2 light-years) apart. This slowdown lasts nearly indefinitely and is known as the final parsec problem. In this scenario, only very rare groups of three or more supermassive black holes result in mergers.

Astronomers can’t just look for stalled pairs because long before the black holes are 1 parsec apart, they’re too close to distinguish as two separate objects. Moreover, they don’t produce strong gravitational waves until they overcome the final-parsec hurdle and get closer together. (Observed as they were 2.5 billion years ago, the newfound supermassive black holes appear about 430 parsecs apart.)

If the final parsec problem doesn’t exist, then astronomers expect that the universe is filled with the clamor of gravitational waves from supermassive black hole pairs. “This noise is called the gravitational wave background, and it’s a bit like a chaotic chorus of crickets chirping in the night,” says Goulding. “You can’t discern one cricket from another, but the volume of the noise helps you estimate how many crickets are out there.” (When two supermassive black holes finally collide and combine, they send out a thundering chirp that dwarfs all others. Such an event is brief and extraordinarily rare, though, so scientists don’t expect to detect one any time soon.)

The gravitational waves generated by supermassive black hole pairs are outside the frequencies currently observable by experiments such as LIGO and Virgo. Instead, gravitational wave hunters rely on arrays of special stars called pulsars that act like metronomes. The rapidly spinning stars send out radio waves in a steady rhythm. If a passing gravitational wave stretches or compresses the space between Earth and the pulsar, the rhythm is slightly thrown off.

Detecting the gravitational wave background using one of these pulsar timing arrays takes patience and plenty of monitored stars. A single pulsar’s rhythm might be disrupted by only a few hundred nanoseconds over a decade. The louder the background noise, the bigger the timing disruption and the sooner the first detection will be made.

Goulding, Greene and the other observational astronomers on the team detected the two titans with the Hubble Space Telescope. Although supermassive black holes aren’t directly visible through an optical telescope, they are surrounded by bright clumps of luminous stars and warm gas drawn in by the powerful gravitational tug. For its time in history, the galaxy harboring the newfound supermassive black hole pair “is basically the most luminous galaxy in the universe,” Goulding says. What’s more, the galaxy’s core is shooting out two unusually colossal plumes of gas. After the researchers pointed the Hubble Space Telescope at the galaxy to uncover the origins of its spectacular gas clouds, they discovered that the system contained not one but two massive black holes.

The observationalists then teamed up with gravitational wave physicists Mingarelli and Princeton graduate student Kris Pardo to interpret the finding in the context of the gravitational wave background. The discovery provides an anchor point for estimating how many supermassive black hole pairs are within detection distance of Earth. Previous estimates relied on computer models of how often galaxies merge, rather than actual observations of supermassive black hole pairs.

Based on the findings, Pardo and Mingarelli predict that in an optimistic scenario there are about 112 nearby supermassive black holes emitting gravitational waves. The first detection of the gravitational wave background from supermassive black holes should therefore come within the next five years or so. If such a detection isn’t made, that would be evidence that the final parsec problem may be insurmountable. The team is currently looking at other galaxies similar to the one harboring the newfound supermassive black hole pair. Finding additional pairs will help them further hone their predictions.

Publication: Andy D. Goulding, et al., “Discovery of a Close-separation Binary Quasar at the Heart of a z

0.2 Merging Galaxy and Its Implications for Low-frequency Gravitational Waves,” ApJL, 879, L21, 2019 doi:10.3847/2041-8213/ab2a14