Hố đen siêu lớn

Article

May 23, 2022

Lỗ đen siêu lớn (SMBH hoặc đôi khi là SBH) là loại lỗ đen lớn nhất, với khối lượng của nó gấp hàng triệu đến hàng tỷ lần khối lượng của Mặt trời (M☉). Lỗ đen là một loại vật thể thiên văn đã trải qua sự sụp đổ của lực hấp dẫn, để lại những vùng không gian hình cầu mà từ đó không gì có thể thoát ra ngoài, kể cả ánh sáng. Bằng chứng quan sát chỉ ra rằng hầu hết mọi thiên hà lớn đều có một lỗ đen siêu lớn ở trung tâm của nó. Ví dụ, Dải Ngân hà có một lỗ đen siêu lớn trong Trung tâm Thiên hà của nó, tương ứng với nguồn vô tuyến Sagittarius A *. Sự tích tụ khí giữa các vì sao lên các lỗ đen siêu lớn là quá trình chịu trách nhiệm cung cấp năng lượng cho các hạt nhân và chuẩn tinh hoạt động của thiên hà. Hai lỗ đen siêu lớn đã được Kính viễn vọng Chân trời Sự kiện chụp ảnh trực tiếp: lỗ đen trong thiên hà hình elip khổng lồ Messier 87 và lỗ đen tại Trung tâm của Dải Ngân hà.

Mô tả

Lỗ đen siêu lớn được định nghĩa cổ điển là những lỗ đen có khối lượng trên 0,1 triệu đến 1 triệu M☉. Một số nhà thiên văn học đã bắt đầu dán nhãn các lỗ đen ít nhất 10 tỷ M☉ là lỗ đen siêu lớn. Hầu hết chúng (chẳng hạn như TON 618) được liên kết với các chuẩn tinh đặc biệt năng lượng. Thậm chí những cái lớn hơn còn được mệnh danh là lỗ đen lớn đến kinh ngạc (SLAB) với khối lượng lớn hơn 100 tỷ M☉. Mặc dù họ lưu ý rằng hiện tại không có bằng chứng nào cho thấy các lỗ đen lớn đến kinh ngạc là có thật, nhưng họ lưu ý rằng các lỗ đen siêu lớn gần như có kích thước đó thực sự tồn tại. Một số nghiên cứu đã gợi ý rằng khối lượng tối đa mà một lỗ đen có thể đạt tới, trong khi là vật tích tụ phát sáng, là khoảng ~ 50 tỷ M☉. Đầu tiên, lực thủy triều ở vùng lân cận của chân trời sự kiện yếu hơn đáng kể đối với các lỗ đen siêu lớn. Lực thủy triều lên một vật thể ở chân trời sự kiện của lỗ đen tỷ lệ nghịch với bình phương khối lượng của lỗ đen: một người ở chân trời sự kiện của lỗ đen 10 triệu M☉ trải nghiệm lực thủy triều giữa đầu và chân của họ bằng một người trên bề mặt trái đất. Không giống như các lỗ đen khối lượng sao, người ta sẽ không chịu lực thủy triều đáng kể cho đến khi ở rất sâu trong lỗ đen. Ngoài ra, hơi phản trực giác khi lưu ý rằng mật độ trung bình của một SMBH trong chân trời sự kiện của nó (được định nghĩa là khối lượng của lỗ đen chia cho thể tích không gian trong bán kính Schwarzschild của nó) có thể nhỏ hơn mật độ của nước. Điều này là do bán kính Schwarzschild tỷ lệ thuận với khối lượng của nó. Vì thể tích của một vật thể hình cầu (chẳng hạn như chân trời sự kiện của lỗ đen không quay) tỷ lệ thuận với bán kính hình lập phương, mật độ của lỗ đen tỷ lệ nghịch với bình phương khối lượng, và do đó cao hơn Các lỗ đen khối lượng lớn có mật độ trung bình thấp hơn. Bán kính Schwarzschild của chân trời sự kiện của một lỗ đen siêu lớn (không chuyển động) là ~ 1 tỷ M☉ có thể so sánh với trục bán chính của quỹ đạo hành tinh Sao Thiên Vương, là 19 AU.

Lịch sử nghiên cứu

Câu chuyện về cách các lỗ đen siêu lớn được tìm thấy bắt đầu từ cuộc điều tra của Maarten Schmidt thuộc nguồn vô tuyến 3C 273 vào năm 1963. Ban đầu người ta cho rằng đây là một ngôi sao, nhưng quang phổ tỏ ra khó hiểu. Nó được xác định là các vạch phát xạ hydro đã bị dịch chuyển màu đỏ, cho thấy vật thể đang di chuyển ra khỏi Trái đất. Định luật Hubble cho thấy vật thể này nằm cách xa vài tỷ năm ánh sáng, và do đó phải phát ra năng lượng tương đương với hàng trăm thiên hà. Tốc độ biến thiên ánh sáng của nguồn được mệnh danh là vật thể gần sao, hay chuẩn tinh, cho thấy vùng phát ra có đường kính từ một parsec trở xuống. Bốn nguồn như vậy đã được xác định vào năm 1964. Năm 1963, Fred Hoyle và W. A. ​​Fowler đề xuất sự tồn tại của các ngôi sao siêu khối lượng đốt cháy hydro (SMS) như một lời giải thích cho sự