Gaură neagră stelară

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Impresia artistului despre Cygnus X-1 , o sursă de X considerată a fi formată dintr-o stea și o gaură neagră stelară.

O gaură neagră stelară (sau gaura neagră a masei stelare ) este o gaură neagră care se formează din prăbușirea gravitațională a unei stele masive (20 sau mai multe mase solare , deși masa nu este exact cunoscută datorită diferiților parametri de care depinde. Minim pe care ar trebui să o aibă steaua) la sfârșitul evoluției sale. Procesul de formare a obiectelor este finalizat cu explozia unei supernove sau a unei explozii de raze gamma .
Cea mai masivă gaură neagră stelară cunoscută până în prezent (2019), denumită LB-1 B (sau LB-1 *), are o masă de aproximativ 70 ± 1,45 M ☉ [1] .

General

Evoluția finală a unei stele masive, culminând cu prăbușirea acesteia din urmă într-o gaură neagră și explozia unei raze gamma a izbucnit .

Teoretic, o gaură neagră ar putea exista la orice masă, conform teoriei relativității generale . Cu cât masa este mai mică, cu atât densitatea materiei trebuie să fie mai mare pentru a se forma o gaură neagră (vezi discuția asupra razei Schwarzschild , o rază teoretică sub care un corp al unei mase date ar fi o gaură neagră). În prezent, astrofizicienii sunt înclinați să creadă că nu pot exista găuri negre cu mase de mai puțin de câteva ori decât ale Soarelui ; dacă ar exista, ar fi găuri negre primordiale .

Prăbușirea gravitațională a unei stele masive , inevitabilă la sfârșitul existenței sale, deoarece nu reușește sursa de energie (adică reacțiile de fuziune nucleară ) care contracarează gravitația , este unul dintre procesele prin care cel mai frecvent creează astfel de obiecte. Temperatura scade rapid și acest lucru determină scăderea progresivă a volumului obiectului, care se contractă sau se prăbușește asupra sa, până când se atinge temperatura minimă permisă de radiația din alte corpuri; ceea ce rămâne este un obiect de miliarde de ori mai mic, alcătuit din materia reziduală a vieții stelare. Dacă aștepți suficient timp pentru ca o pitică albă să fie suficient de rece și dacă ai o navă spațială care să reziste la forțele gravitaționale și mareale enorme, poți ateriza pe suprafața sa solidă. Cu toate acestea, timpul așteptat pentru suprafața unei pitici albe să se răcească este enorm, chiar mai lung decât epoca actuală a Universului . [2] Dacă masa stelei este mai mică decât o anumită limită, în loc să se formeze o gaură neagră, se creează o stea degenerată ( pitica albă sau steaua neutronică ). Masa maximă care poate fi atinsă de o pitică albă este de 1,44 M ☉ ( masa Chandrasekhar ), în timp ce masa limită care poate fi atinsă de o stea de neutroni nu este încă cunoscută exact, dar ar trebui să fie în jur de 3 M ☉ ; cu toate acestea, se crede că există o limită similară cu cea a lui Chandrasekhar, care ia numele de limită Oppenheimer-Volkoff și ar corespunde la 3,8 M ☉ . Masa celei mai puțin masive găuri negre observată până acum este aproape de această limită. [3]

Găurile negre stelare sunt exemplul „cel mai ușor” al acestei clase de obiecte; de fapt, au fost descoperite alte câteva tipuri de găuri negre mult mai grele: acestea sunt găuri negre cu masă intermediară , care sunt situate în centrul grupurilor globulare și găuri negre supermasive , care ar fi găsite în nucleul tuturor galaxiilor, cum ar fi ca Calea Lactee , inclusiv galaxiile active .

Fiecare gaură neagră are doar trei caracteristici fundamentale: masă, sarcină electrică și impuls unghiular ( rotire ). Se crede că această din urmă caracteristică este tipică tuturor găurilor negre care se formează în natură, deși nu au fost încă efectuate observații specifice asupra acesteia. Rotirea unei găuri negre stelare se datorează conservării impulsului unghiular al stelei de la care s-a originat corpul celest compact.

Găuri negre în X binare

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Binary X.
M33 X-7, un binar X situat în galaxia triunghiului din apropiere; componenta principală este o stea masivă cu o masă de 70 de ori mai mare decât a Soarelui; gaura neagră are o masă de aproximativ 16 ori mai mare decât a Soarelui. Imaginea mai mare este o reprezentare artistică, în timp ce cutia este un fotomontaj în vizibil și în raze X (imaginea NASA )

Unele dintre găurile negre descoperite recent se găsesc în sistemele binare înguste, în care sunt legate gravitațional de o altă stea, de care sunt suficient de aproape pentru a fura materia . Această materie formează un disc de acumulare în jurul corpului ceresc, ai cărui constituenți, pe măsură ce precipită pe corpul ceresc capătă energie , sunt încălziți la temperaturi de milioane de K ; în acest fel se produce o cantitate mare de radiații X , ceea ce face ca sistemul să apară ca un X binar. Gaura neagră va fi, prin urmare, observabilă în raze X , în timp ce însoțitorul stelar va fi, de asemenea, vizibil în vizibil . Cu toate acestea, deoarece eliberarea energetică din găurile negre și stelele de neutroni este de același ordin de mărime, găurile negre și stelele de neutroni din sistemele binare sunt dificil de distins. Cu toate acestea, stelele neutronice au proprietăți diferite, care permit experților să le distingă de găurile negre: prezintă o rotație diferențială , posedă câmpuri magnetice intense și manifestă uneori fenomene explozive localizate (numite flash-uri termonucleare ).

Mai mult, găurile negre și stelele neutronice diferă în mase, care sunt calculate în binar X datorită observării combinate a imaginilor vizibile și cu raze X. Toate stelele neutronice identificate au o masă care nu depășește 3-5 M ☉ , în timp ce niciuna dintre cele descoperite obiectele având o masă mai mare de 5 M ☉ au prezentat proprietăți similare cu cele ale stelelor neutronice. Toate aceste date fac mai probabil ca obiectele cu mase mai mari de 5 mase solare să fie de fapt găuri negre.

Trebuie remarcat faptul că dovada existenței găurilor negre nu se bazează exclusiv pe date empirice observaționale, ci și pe ipoteze teoretice: de fapt nu este posibil să ne gândim la existența altor obiecte cu aceleași caracteristici în sistemele binare înguste. cu excepția găurilor negre. O anumită dovadă a existenței lor ar fi dacă cineva ar observa de fapt orbita unui obiect (sau a unei bule de gaz ) în timp ce acesta se aruncă în gaura neagră.

Posibile găuri negre cu masă stelară în galaxia noastră

Galaxia noastră, Calea Lactee , conține mai mulți candidați posibili pentru rolul găurilor negre cu masă stelară, situate mult mai aproape de noi decât gaura neagră supermasivă din centrul galactic , despre care se crede că este responsabilă pentru sursa radio Sagittarius A. Fiecare candidat face parte dintr-un X binar, în care obiectul compact îndepărtează materia de partenerul său. Gama de masă a acestor găuri negre variază de la minimum 3 la puțin peste o duzină de mase solare. [4] [5]

Nume Masa de
gaura neagra (M ☉ )		 Masa tovarășului
stelar (M ☉ )		 Perioada orbitală (zile) Distanța față de Pământ
( ani lumină )
A0620-00 9-13 2.6-2.8 0,33 ~ 3500
GRO J1655-40 6−6,5 2.6-2.8 2.8 5000−10000
XTE J1118 + 480 6.4-7.2 6−6,5 0,17 6200
Cyg X-1 7−13 ≥18 5.6 6000-8000
GRO J0422 + 32 3−5 1.1 0,21 ~ 8500
GS 2000 + 25 7−8 4.9-5.1 0,35 ~ 8800
V404 Cyg 10-14 6.0 6.5 ~ 10000
GX 339-4 5−6 1,75 ~ 15000
GRS 1124-683 6.5-8.2 0,43 ~ 17000
LB-1 B 69−71 8-10 78,9 ~ 13800
XTE J1550-564 10-11 6.0-7.5 1.5 ~ 17000
XTE J1819-254 10−18 ~ 3 2.8 <25000
4U 1543-475 8-10 0,25 1.1 ~ 24000
GRS 1915 + 105 > 14 ~ 1 33,5 ~ 40000
XTE J1650-500 3,8 ± 0,5 [6] . 0,32 [7] .
Un binar X: a GRO J1655-40 microquasar .

Notă

  1. ^ Nature 575, 618-621 (2019) (27 noiembrie 2019)
  2. ^ Fredrik Sandin, Stele compacte în modelul standard - și nu numai , în Eur. Phys. JC , DOI : 10.1140 / epjcd / s2005-03-003-y .
  3. ^ Oamenii de știință NASA identifică cea mai mică gaură neagră cunoscută , pe nasa.gov , 1 aprilie 2008.
  4. ^ J. Casares: Dovezi observaționale pentru găurile negre în masă stelară. Preimprimare
  5. ^ MR Garcia și colab.: Jeturi rezolvate și Novae cu găuri negre de lungă perioadă. Preimprimare
  6. ^ Oamenii de știință au descoperit cel mai mic orificiu negru
  7. ^ Orosz, JA și colab. (2004) ApJ 616,376-382. [1] , Volumul 616, Numărul 1, pp. 376-382.

Bibliografie

Elemente conexe

Alte proiecte

linkuri externe

Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Buco_nero_stellar&oldid=121831515 ”