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초대질량 블랙홀

2020. 7. 30. 17:01

초대질량 블랙홀

초대질량 블랙홀은 질량이 태양질량의 수십만 배에서 수십억 배까지의 가장 큰 유형의 블랙홀입니다. 대부분의 은하 중심에 초대질량 블랙홀이 있는 것으로 추정됩니다. 우리은하에서는 초대질량블랙홀이 궁수자리A의 위치에 있다고 생각됩니다. 초대질량블랙홀은 작은 질량 블랙홀과 구별되는 특징을 가지고 있습니다. 첫째, 초대질량블랙홀의 평균 밀도는 어떤 경우에는 물의 밀도보다 낮을 수 있습니다. 이것은 슈바르츠실트 반경이 질량과 규칙성에 비해 밀도는 부피에 반비례하기 때문입니다. 구형 천체의 부피는 질량의 제곱에 반비례합니다. 따라서 질량의 큰 블랙홀만큼 낮은 평균 밀도입니다. 또한 사건의 지평선 근처의 기조력은 밀도의 경우와 마찬가지로 사건의 지평선의 물체에 작용하는 무거운 블랙홀만큼 약하며 질량의 제곱에 반비례합니다. 인간의 머리와 발 사이에 느껴지는 기조력는 태양보다 천만 배 더 무거운 블랙홀의 사건의 지평선과 함께 지구 표면에서 동일합니다. 항성블랙홀과 달리 초대질량블랙홀에 있는 사람이 느끼는 기조력은 블랙홀의 깊숙이 들어갈 때까지 강하게 느껴지지 않습니다. 연구. 도널드 린든 벨과 마틴 리스는 1971년 은하 중심에 초대질량블랙홀이 있다는 가설을 발표했습니다. 1974년 2월 13일 미국 국립 라디오 관측소의 간섭계를 활용하고 15일에 명명된 브루스 발릭과 로버트 브라운에 의해 발견되었습니다. 그들은 싱크로트론복사를 방출하는 무선 방출의 원천을 발견했습니다. 무선전파원은 중력에 의해 미세하게 움직이지 않았으므로 이것은 우리의 은하 중심에 초대질량블랙홀이 있다는 첫 번째 암시였습니다. 형성. 초대질량블랙홀의 기원에 대한 연구 영역은 황무지와 다름이 없습니다. 천체물리학자들은 블랙홀이 은하의 중심에 위치해 외부 물질과 다른 블랙홀의 강한 접착력 사이의 충돌로 성장했다는 데 동의합니다. 그러나 원형 천체의 형성 메커니즘과 초기 질량 또는 초대질량블랙홀의 "씨드"에 관한 몇 가지 가설이 있습니다. 가장 강력한 가설은 씨앗인 태양 질량의 수십 배에서 수천 배에 이르는 블랙홀이 무거운 별 폭발로 형성되는 물질의 강한 접착력으로 성장했다는 것입니다. 또 다른 모델은 1기 별이 태양 질량 20여 개로 블랙홀을 형성하기 전에 '준성'으로 무너지는 거대한 가스 구름을 연동한 뒤 고속 하강에서 상대적으로 빠르게 중간 질량 블랙홀이 됩니다. 질량이 증가하면 증가 속도가 감소하지 않더라도 초대질량블랙홀이 됩니다. 원래의 "준성"는 전자입니다. 양전자 쌍의 형성으로 인한 방사 섭동에 의해 불안정하거나, 별의 대부분의 질량을 방출하고, 잔해가 블랙홀에 남아있는 것을 막는 초신성 폭발 없이 곧 붕괴되었을 것입니다. 다른 모델은 핵의 상대론적 속도의 분산 속도를 제공함으로써 핵붕괴를 경험하는 밀도가 높은 성단과 관련된 시스템의 음의 열용량을 봅니다. 마지막으로, 빅뱅 직후에 첫 번째 순간에 원시 블랙홀은 외부 압력에 의해 형성되었을 수 있습니다. 첫 번째 별의 죽음으로 인한 블랙홀의 형성은 주어진 관찰에 의해 널리 연구되었습니다. 위의 블랙홀 형성을 위한 모든 모델은 이론적입니다. 초대질량블랙홀의 형성의 어려움은 충분한 부피를 위해 충분한 재료를 필요로 합니다. 블랙홀을 형성하기 위해서는 물질이 매우 작은 각운동량을 가져야 합니다. 그러나 일반적으로 강착 과정은 외부에서 매우 큰 초기 각운동량을 운반하는 것을 포함하며, 이는 강착원반이론의 핵심 요소인 블랙홀의 성장에 한계 요소입니다. 가스 증가는 블랙홀 성장과 관련된 가장 효율적이고 명확한 방법입니다. 초대질량블랙홀의 질량 성장의 대부분은 활동은하핵 또는 퀘이사에서 관찰할 수 있는 빠른 가스 증착 과정을 통해 발생한 것으로 생각됩니다. 관측에 따르면 우주의 나이가 낮을 때 퀘이사는 매우 흔하며 초대질량블랙홀이 형성되고 초기에 성장했다는 것을 암시합니다. 초대질량 블랙홀의 형성 이론에 대한 중요한 제한 요소는 태양 질량이 형성되기 몇 억년 전에 이미 형성된 초대질량 블랙홀을 암시하는 먼 곳에서 매우 밝은 퀘이사의 관찰입니다. 이 관찰은 우주가 초기 중은하계 내에서 초대질량블랙홀을 형성했음을 암시합니다. 최근 블랙홀의 관찰된 질량 분포는 공백을 보여줍니다. 별의 붕괴로 인한 항성 질량 블랙홀은 아마도 33 개의 태양 질량의 질량 범위를 가지고 있습니다. 가장 작은 초대질량 블랙홀은 수십만 개의 태양 질량 범위 내에 있습니다. 이러한 분포 사이의 공백은 궁극적으로 중간 질량 블랙홀의 부족입니다. 이 공백은 두 그룹의 형성 과정이 질적으로 다른 과정임을 암시합니다. 그러나 일부 모델은 초발광 X 선 방출원이 빈 공간에 존재하는 집단의 블랙홀일 수 있다고 주장합니다.

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