중질량 블랙홀이란 무엇인가요?

중질량 블랙홀은 이론적으로 예측되는 블랙홀로, 질량이 태양의 100~10만 배 사이로, 항성 블랙홀(태양 질량의 수십 배)보다 크다. 그러나 초대질량 블랙홀(수십만 또는 수십억 태양질량)보다는 훨씬 작습니다.

블랙홀 분류:

블랙홀은 일반적으로 항성질량 블랙홀(항성질량 블랙홀, 'sMBH'라고도 함)과 중간질량 블랙홀(중간질량 블랙홀)로 구분됩니다. 구멍), "IMBH"라고 함) 및 초대질량 블랙홀(초거대 블랙홀, "SMBH"라고 함)입니다. 이론적으로는 우주 초기에 생성된 극도로 작은 크기와 질량을 지닌 원시 블랙홀이 있을 것으로 예측되고 있으며, 최근 몇 년 동안 제안된 초질량 블랙홀(HMBHs)도 있다. 이들의 질량은 태양의 1010배에서 1012배에 달하며, 초기 우주를 포함해 우주의 거대한 물질 웅덩이가 역동적으로 붕괴하면서 형성될 수 있으며, 이는 중요한 관측 증거에 의해 뒷받침되었습니다.

백색 왜성, 중성자별, 블랙홀과 같은 소형 천체의 질량 범위를 태양 질량 단위로 나타낸 것입니다.

중질량 블랙홀 형성 이론

중질량 블랙홀은 어떻게 발생하는가? 아인슈타인의 상대성 이론에 따르면 블랙홀은 어떠한 질량도 가질 수 있지만 특정 질량의 블랙홀은 우주의 천체 물리학 과정을 통해서만 생성될 수 있습니다. 거대한 별의 붕괴는 블랙홀을 형성하는 주요 방법이지만 질량은 몇 가지 한계를 설정합니다. 별의 진화에 따르면 별의 중심에서 나오는 광자와 가스의 외부 압력은 안쪽으로 밀어내는 중력과 균형을 이루어 별을 안정된 상태로 유지합니다. 힘의 균형이 깨지면 별은 자체 중력에 의해 붕괴되어 초신성 폭발을 촉발할 것입니다. 별 자체의 질량에 따라 백색왜성, 중성자별 또는 블랙홀이 될 수 있습니다.

매우 무거운 별의 연료가 고갈되면 중력의 영향으로 핵이 붕괴되기 시작하여 별 크기의 블랙홀이 형성됩니다. 전통적인 이론에서는 별이 붕괴할 때 태양 질량이 65~135배인 블랙홀이 생성되지 않는다고 주장합니다. 이 질량 "금지 구역"을 쌍 불안정 질량 격차라고 합니다.

뜨거운 별의 경우, 핵에서 생성된 감마선은 별의 바깥층에 '광자 압력'을 가하여 내부 중력에 저항하고 별을 평형 상태로 유지합니다. 그러나 항성핵의 질량이 태양 질량의 65배보다 크면 고에너지 감마선이 전자-양전자 쌍으로 효과적으로 변환되는데, 이는 쌍 불안정성이라고 알려진 현상입니다. 이러한 입자 쌍에 의해 생성된 압력은 광자의 압력보다 약하여 중력이 대신할 수 있습니다. 결과적으로 별의 외층은 안쪽으로 붕괴되고 핵 연소는 폭주하는 방식으로 가속화되기 시작합니다. 그 결과 별은 블랙홀 잔해를 남기지 않고 폭발하게 됩니다. 따라서 이론적으로 천문학자들은 태양질량 65~135배 사이의 블랙홀을 발견할 것으로 예상하지 않습니다.

중질량 블랙홀 GW190521 중력파 사건

2019년 5월 21일 LIGO의 간섭계 2대(워싱턴 주의 Hanford LHO와 미국 루이지애나의 Levine) LLO)와 이탈리아 북부에 있는 Virgo 간섭계는 세 번째 실행 중에 이벤트를 감지했습니다. 새로운 발견은 중력파 탐지에 대한 여러 기록을 세웠습니다. 초기 쌍성 블랙홀은 각각 태양 질량의 85배, 태양 질량의 66배로 가장 컸습니다. 파동에너지를 지닌 블랙홀은 태양질량의 약 8배로 가장 질량이 크며, 두 개의 블랙홀이 합쳐지면서 강력한 중력파에너지의 형태로 시공간으로 방출된다. 가장 먼 곳으로, 중력파 신호가 지구에 도달하는 데 70억년이 걸렸다. 우주 팽창 요인을 고려하면 블랙홀은 지구에서 약 170억 광년 떨어져 있다. 이번에는 신호가 0.1초 미만 동안 지속되었으며 피크 주파수는 약 60Hz였습니다.

블랙홀 합병 사건(이미지 출처: LIGO/Caltech/MIT/R

이 발견에는 두 가지 중요한 의미가 있습니다. 첫째, 천문학자들은 중질량 블랙홀의 명확한 중력파 데이터를 수집했습니다. 둘째, "회색지대" 사이에 질량이 있는 블랙홀이 발견되었습니다.

LIGO-Virgo 협력팀은 신호를 식별하는 두 가지 유형의 알고리즘을 가지고 있습니다. 쌍성 합병 신호 모델에서는 쌍성 블랙홀 또는 중성자별과 같은 천체의 설계된 모션 모델을 템플릿으로 사용하며, 서로를 검증하기 위해 이러한 유형의 알고리즘에는 두 가지 도구(PyCBC 및 GstLAL)가 있습니다. 다른 하나는 보다 "보편적"입니다(일관된 WaveBurst, "cWB"라고 함). 다양한 버스트 신호의 경우 오류율은 4900년에 단 한 번만 발견되었습니다. 세 가지 알고리즘이 이 알고리즘을 발견했습니다. PRL 논문에서는 주로 알고리즘 식별의 신뢰성을 설명하고 신호가 중력파에서 유래했으며 이중 블랙홀 병합 모델을 준수함을 확인하고 관련성을 결정했습니다. 곧 연구자들은 천체물리학 연구에서 하나의 사건이 여러 모델에 적합한 경우가 일반적입니다(즉, 이론적 모델 퇴화). 대안으로는 이전의 두 블랙홀이 원형 궤도에서 회전하여 병합되는 것과는 달리 0이 아닌 궤도 이심률과 정면 충돌이 있으며, 원시 블랙홀 합병은 유감스러운 일입니다. .이 모델의 피팅 결과는 쌍성 블랙홀 합병 모델만큼 좋지 않습니다.

쌍성 블랙홀 합병이라면 태양 질량의 142배에 달하는 중간질량 블랙홀이 가능합니다. 그러나 처음 두 개의 블랙홀은 블랙홀(태양의 85배 질량을 가진 블랙홀)의 질량 간격 내에 있고 다른 하나는 질량 간격의 아래쪽 가장자리에 있습니다. 블랙홀(태양의 66배 질량을 가진 블랙홀). 그렇다면 그들은 어떻게 형성되었습니까?

연구자들은 세 가지 모델을 제시했습니다. (1) 두 쌍의 항성질량 블랙홀 두 개의 2세대 블랙홀로 합쳐진다. 이 두 개의 2세대 블랙홀이 밀집된 환경에서 계속해서 합쳐지는 것을 고려하면, 사실 이 모델의 이미지도 간단하지 않다. (2) 어린 성단의 별들이 합쳐지는 것. , 헬륨 핵을 진화시킨 별은 주계열 동반성과 충돌하여 거대별로 합성되고, 이는 PI 단계에 진입하기 전에 블랙홀로 붕괴됩니다. (3) 활동성 블랙홀은 은하 핵의 강착원반에서 합쳐집니다. , 그리고 블랙홀 강착 원반의 물질은 작은 블랙홀의 성장과 합병에 기여하며 결국 어떤 방법이 승리할지는 앞으로 더 많은 중간 질량 블랙홀이 발견되는지에 달려 있습니다.

중간질량 블랙홀 중간질량 블랙홀은 어디에 있나요?

천문학자들은 중간질량 블랙홀의 존재에 대한 결정적인 증거를 찾지 못했지만 세 가지 유형의 천체계에서 단서를 찾았습니다. 유형은 구상 성단(구형 성단의 중심입니다. 두 번째 유형은 초발광 X선 광원(ULX)입니다. 이 유형의 천체의 밝기는 1039 erg/s를 초과합니다(1초에 방출되는 에너지와 동일함). 1032J보다—— 약 20억 개의 원자폭탄에서 방출되는 에너지는 일반적인 은하수 X선 쌍성의 밝기를 훨씬 초과하며 은하의 역동적인 중심에 있지 않습니다. 세 번째 범주이자 현재 중질량 블랙홀을 찾을 수 있는 가장 유망한 장소는 왜소은하의 중심입니다.