Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Зоряна чорна діра колапсар або чорна діра зоряної маси чорна діра утворена внаслідок гравітаційного колапсу зорі Вони ма

Колапсар

Колапсар

Зоряна чорна діра, колапсар (або чорна діра зоряної маси) — чорна діра, утворена внаслідок гравітаційного колапсу зорі. Вони мають маси приблизно від 5 до кількох десятків мас Сонця. Процес спостерігається як вибух гіпернової або як спалах гамма-променів. Властивості таких об'єктів описуються, згідно з сучасними науковими уявленнями, загальною теорією відносності[].

image
Вигляд чорної діри зоряної маси (ліворуч) у спіральній галактиці NGC 300 у представленні художника; чорна діра пов'язана із зорею Вольфа — Райє.

Властивості

Згідно з теоремою про відсутність волосся, чорна діра може мати лише три фундаментальні властивості: масу, електричний заряд і кутовий момент. Навколо чорної діри можна побудувати уявну поверхню, з-під якої не може виходити випромінювання, така поверхня називається горизонтом подій. Кутовий момент зоряної чорної діри зумовлений збереженням кутового моменту зорі або об'єктів, які його створили[].

Гравітаційний колапс зорі є природним процесом, який може призвести до появи чорної діри. Це неминучий етап у кінці життєвого циклу великої (за масою) зорі, коли всі внутрішні джерела енергії вичерпуються. Далі, в залежності від маси зорі, й обертального моменту можливі три кінцеві стани[].

Максимальна маса, яку може мати нейтронна зоря (без перетворення у чорну діру), точно невідома. У 1939 році вона оцінювалась у 0,7 маси Сонця (M☉); цю межу назвали межею Оппенгеймера. У 1996 році інша оцінка підвищила верхню межу мас до проміжку від 1,5 до 3 сонячних мас. Максимальна маса, яку спостерігали у нейтронних зір, становить 2.14 M☉ для , яку винайшли у вересні 2019 року.

Згідно із загальною теорією відносності, маса чорної діри може бути будь-якою. Що менша маса, то вищою повинна бути щільність речовини, щоб утворилася чорна діра. Немає відомих процесів, які можуть утворювати чорні діри з масою меншою, ніж кілька мас Сонця. Якщо такі маленькі чорні діри існують, то, найімовірніше, це [[Первинна чорна діра|первінні чорні діри[]]]. До 2016 року найбільша відома зоряна чорна діра мала 15,65 ± 1,45 маси Сонця. У вересні 2015 року за допомогою гравітаційних хвиль була виявлена обертова чорна діра з масою 62±4 маси Сонця, яка утворилася в результаті злиття двох менших чорних дір. Станом на червень 2020 року було повідомлено, що в подвійній системі 2MASS J05215658+4359220 є найменша з відомих науці чорна діра з масою 3,3 маси Сонця та діаметром лише 19,5 кілометра.

Є докази спостережень за чорними дірами, які набагато масивніші за зоряні чорні діри. Це чорні діри середньої маси (у центрі кулястих скупчень) і надмасивні чорні діри в центрі Чумацького Шляху та інших галактик[].

Рентгенівські компактні подвійні системи

Цей розділ не містить . Ви можете допомогти поліпшити цей розділ, додавши посилання на . Матеріал без джерел може бути піддано сумніву та вилучено. (23 серпня 2023)

Зоряні чорні діри в тісних подвійних системах можна спостерігати, коли речовина переноситься від зорі-компаньйона до чорної діри; енергія, що виділяється під час падіння на компактну зорю, настільки велика, що речовина нагрівається до температури в кілька сотень мільйонів градусів і випромінює рентгенівське випромінювання. Таким чином, чорну діру можна спостерігати в рентгенівських променях, тоді як зорю-компаньйона можна спостерігати за допомогою оптичних телескопів. Виділення енергії для чорних дір і нейтронних зір має однаковий порядок величини, тому чорні діри та нейтронні зорі часто важко відрізнити.

Однак нейтронні зорі можуть мати додаткові властивості. Вони демонструють диференціальне обертання, можуть мати магнітне поле та демонструвати локалізовані вибухи (термоядерні спалахи). Щоразу, коли спостерігаються такі властивості, компактний об'єкт у подвійній системі визначається як нейтронна зоря.

Усі виявлені нейтронні зорі мають масу менше 3,0 мас Сонця; жодна з компактних систем із масою вище 3,0 мас Сонця не має властивостей нейтронної зорі. Поєднання цих фактів робить усе більш імовірним те, що клас компактних зір із масою понад 3,0 маси Сонця насправді є чорними дірами.

Цей доказ існування зоряних чорних дір не ґрунтується повністю на спостереженнях: він також спирається на теорію. Поки не придумали жодного іншого об'єкта для цих масивних компактних систем у подвійних зорях, окрім чорної діри. Прямим доказом існування чорної діри було б фактичне спостереження за орбітою частинки (або хмари газу), яка падає в чорну діру.

Дослідження чорних дір зоряної маси

Цей розділ потребує доповнення. (23 серпня 2023)

2004 року з'явилось повідомлення про спостереження зіткнень в рентгенівському діапазоні. 25 серпня 2011 року з'явилося повідомлення про те, що вперше в історії науки група японських і американських фахівців змогла в березні 2011 року зафіксувати момент загибелі зорі, яку поглинає чорна діра.

11 лютого 2016 року колабораціями LIGO і Virgo було оголошено про перше пряме спостереження гравітаційних хвиль. Відкриття стало можливим внаслідок виявлення найважчої чорної діри зоряної маси, що коли-небудь спостерігалася.

Удари чорної діри

Великі відстані над галактичною площиною, досягнуті деякими подвійними системами, є результатом натальних ударів чорної діри. Розподіл швидкостей натальних ударів чорної діри здається подібним до розподілу швидкостей ударів нейтронної зорі. Можна було очікувати, що імпульси будуть однакові з чорними дірами, які отримують нижчу швидкість, ніж нейтронні зорі, через їхню більшу масу, але, здається, це не так, що може бути наслідком падіння назад асиметрично викинутої матерії, що збільшує імпульс утвореної чорної діри.

Масові розриви

Деякі моделі еволюції зір передбачають, що чорні діри з масами у двох діапазонах не можуть безпосередньо утворюватися внаслідок гравітаційного колапсу зорі. Іноді їх розрізняють як «нижні» та «верхні» розриви мас, що приблизно представляють діапазони від 2 до 5 і від 50 до 150 сонячних мас (M☉) відповідно. Інший діапазон, наведений для верхнього зазору, становить від 52 до 133 M☉. 150 M☉ розглядається як верхня межа маси для зір у поточну епоху Всесвіту.

Нижній розрив маси

Через дефіцит спостережень за кандидатами з масами в межах кількох мас Сонця, припускають нижній розрив мас, що перевищує максимально можливу масу нейтронної зорі. Існування та теоретична основа цього можливого розриву залишається невизначеною. Ситуація може бути ускладнена тим фактом, що будь-які чорні діри, знайдені в цьому діапазоні мас, могли бути створені в результаті злиття подвійних систем нейтронних зір, а не через колапс зір.

Колаборація LIGO/Virgo повідомила про три події-кандидати серед своїх у циклі O3 з масами компонентів, які потрапляють у цей нижній розрив мас. Також повідомлялося про спостереження яскравої гігантської зорі, що швидко обертається, у подвійній системі з невидимим компаньйоном, який не випромінює світла, включаючи рентгенівські промені, але має масу 3.3+2.8
−0.7 маси Сонця. Це інтерпретується як припущення про те, що може існувати багато таких чорних дір малої маси, які наразі не поглинають жодного матеріалу і, отже, їх неможливо виявити за допомогою звичайного рентгенівської сигнатури.

Верхній розрив маси

Верхній розрив маси передбачено комплексними моделями пізньої стадії еволюції зір. Очікується, що зі збільшенням маси надмасивні зорі досягають стадії, на якій виникає наднова з парною нестабільністю, під час якої утворення пар, утворення вільних електронів і позитронів під час зіткнення між атомними ядрами та енергетичними гамма-променями, тимчасово знижує внутрішній тиск, що не дає ядру зорі сколапсувати. Це падіння тиску призводить до часткового колапсу, який, своєю чергою, спричиняє значно прискорене горіння під час термоядерного вибуху, у результаті чого зоря повністю розлітається, не залишаючи зоряного залишку.

Наднові з парною нестабільністю можуть виникати лише в зорях із діапазоном мас від приблизно від 130 до 250 мас Сонця (M☉) (і металічністю від низької до помірної (мала кількість елементів, крім водню та гелію — ситуація, звичайна для зір популяції III)). Однак очікується, що цей розрив мас буде розширено приблизно до 45 мас Сонця в результаті процесу пульсаційної втрати маси парної нестабільності до виникнення «нормального» вибуху наднової та колапсу ядра. У зір, що не обертаються, нижня межа верхнього розриву мас може досягати 60 M☉. Була розглянута можливість прямого колапсу в чорні діри зір із масою ядра більше, ніж 133 M☉, для яких потрібна загальна зоряна маса більше, ніж 260 M☉, але ймовірність спостереження залишків наднової такої великої маси може бути малою; тобто нижня межа верхнього розриву мас може представляти відсічення маси.

Спостереження системи за зорею та невидимим компаньйоном спочатку інтерпретувалися як чорна діра з масою близько 70 мас Сонця, яка була б виключена верхнім розривом мас. Однак подальші дослідження послабили це твердження.

Чорні діри також можуть бути знайдені в розриві мас через механізми, відмінні від тих, що стосуються однієї зорі, наприклад злиття чорних дір.

Кандидати

У галактиці Чумацький Шлях міститься кілька кандидатів у чорні діри зоряної маси (BHC), які знаходяться ближче, ніж надмасивна чорна діра в центрі галактики. Більшість із цих кандидатів є членами рентгенівських подвійних систем, у яких компактний об’єкт відтягує речовину від свого партнера через акреційний диск. Маса ймовірних чорних дір у цих парах варіюється від трьох до більше десятка сонячних мас.

Позначення Маса BHC (сонячні маси) Маса компаньйона (сонячні маси) Орбітальний період (дні) Відстань від Землі (світлові роки) Розташування
68 +11/-13 8 78,9 15 000 06:11:49 +22:49:32
/ 11 ± 2 2,6—2,8 0,33 3500 06:22:44 −00:20:45
GRO J1655-40 / V1033 Sco 6,3 ± 0,3 2,6—2,8 2,8 5 000—11 000 16:54:00 −39:50:45
/ 6,8 ± 0,4 6—6,5 0,17 6200 11:18:11 +48:02:13
Cyg X-1 11 ± 2 ≥18 5,6 6000—8000 19:58:22 +35:12:06
/ 4 ± 1 1,1 0,21 8500 04:21:43 +32:54:27
≥4.9 ~1,6 можливо 0,6 8500 17:19:37 −25:01:03
/ 7,5 ± 0,3 4,9—5,1 0,35 8800 20:02:50 +25:14:11
V404 Cyg 12 ± 2 6,0 6,5 7800 ± 460 20:24:04 +33:52:03
/ 5,8 5—6 1,75 15 000 17:02:50 −48:47:23
/ 7,0 ± 0,6 0,43 17 000 11:26:27 −68:40:32
/ 9,6 ± 1,2 6,0—7,5 1,5 17 000 15:50:59 −56:28:36
/ 9,4 ± 1,0 0,25 1,1 24 000 15:47:09 −47:40:10
/ 7,1 ± 0,3 5—8 2,82 24 000—40 000 18:19:22 −25:24:25
/ 14 ± 4,0 ~1 33,5 40 000 19:15:12 +10:56:44
9,7 ± 1,6 5—10 0,32 10,763 16:50:01 −49:57:45

Кандидати з інших галактик

Позначення Маса BHC (сонячні маси) Маса компаньйона (сонячні маси) Орбітальний період (дні) Відстань від Землі (світлові роки) Розташування
GW150914 (62 ± 4) M☉ 36 ± 4 29 ± 4 . 1,3 мільярди
(48,7 ± 5) M☉ 31,2 ± 7 19,4 ± 6 . 1,4 мільярди
(21,8 ± 3,5) M☉ 14,2 ± 6 7,5 ± 2,3 . 2,9 мільярдів

Зникнення червоного надгіганта N6946-BH1 після невдалої наднової в NGC 6946 могло призвести до утворення чорної діри.

Див. також

Список літератури

  1. Celotti, A.; Miller, J.C.; Sciama, D.W. (1999). Astrophysical evidence for the existence of black holes. Classical and Quantum Gravity. 16 (12A): A3—A21. arXiv:astro-ph/9912186. Bibcode:1999CQGra..16A...3C. doi:10.1088/0264-9381/16/12A/301.
  2. Hughes, Scott A. (2005). «Trust by verify: The case for astophysical black holes»
  3. HubbleSite: Black Holes: Gravity's Relentless Pull interactive: Encyclopedia. hubblesite.org (англ.). оригіналу за 13 February 2018. Процитовано 9 лютого 2018.
  4. Bombaci, I. (1996). The Maximum Mass of a Neutron Star. Astronomy and Astrophysics. 305: 871—877. Bibcode:1996A&A...305..871B.
  5. Cromartie, H. T.; Fonseca, E.; Ransom, S. M.; Demorest, P. B.; Arzoumanian, Z.; Blumer, H.; Brook, P. R.; DeCesar, M. E.; Dolch, T. (16 вересня 2019). Relativistic Shapiro delay measurements of an extremely massive millisecond pulsar. Nature Astronomy (англ.). 4: 72—76. arXiv:1904.06759. Bibcode:2020NatAs...4...72C. doi:10.1038/s41550-019-0880-2. ISSN 2397-3366.
  6. Bulik, Tomasz (2007). Black holes go extragalactic. Nature. 449 (7164): 799—801. doi:10.1038/449799a. PMID 17943114.
  7. Abbott, BP та ін. (2016). Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger. Physical Review Letters. 116 (6): 061102. arXiv:1602.03837. Bibcode:2016PhRvL.116f1102A. doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102. PMID 26918975.
  8. Thompson, Todd (1 листопада 2019). A noninteracting low-mass black hole–giant star binary system. Science. 366 (6465): 637—640. arXiv:1806.02751. Bibcode:2019Sci...366..637T. doi:10.1126/science.aau4005. PMID 31672898. оригіналу за 11 вересня 2020. Процитовано 3 червня 2020.
  9. Астрономы доказали: чёрные дыры действительно «съедают» звёзды. membrana.ru. оригіналу за 24 березня 2016. Процитовано 24 березня 2016.
  10. Василь Головнин. (25.08.2011). [http: //www.itar -tass.com/c11/211304.html Науковцям з Японії і США вперше в історії вдалося зафіксувати момент загибелі зірки]. ИТАР-ТАСС. Архів оригіналу за 03.02.2012. Процитовано 25 серпня 2011.
  11. [http: //lenta.ru/news/2011/08/25/black/ Астрономи зважили хижу дірку в сузір'ї Дракона]. Lenta.ru. 25.08.2011. Архів оригіналу за 03.02.2012. Процитовано 25 серпня 2011.
  12. Ігор Іванов (11.02.2016). Гравітаційні хвилі - відкриті! (рос.). Елементи Великий Науки. Процитовано 14 лютого 2016.
  13. Repetto, Serena; Davies, Melvyn B.; Sigurdsson, Steinn (2012). Investigating stellar-mass black hole kicks. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 425 (4): 2799—2809. arXiv:1203.3077. Bibcode:2012MNRAS.425.2799R. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21549.x.
  14. Janka, Hans-Thomas (2013). Natal kicks of stellar mass black holes by asymmetric mass ejection in fallback supernovae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 434 (2): 1355—1361. arXiv:1306.0007. Bibcode:2013MNRAS.434.1355J. doi:10.1093/mnras/stt1106.
  15. Abbott, B. P.; Abbott, R.; Abbott, T. D.; Abraham, S.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adhikari, R. X.; Adya, V. B. (2019). Binary Black Hole Population Properties Inferred from the First and Second Observing Runs of Advanced LIGO and Advanced Virgo. The Astrophysical Journal. 882 (2): L24. arXiv:1811.12940. Bibcode:2019ApJ...882L..24A. doi:10.3847/2041-8213/ab3800. оригіналу за 11 вересня 2020. Процитовано 20 березня 2020. {{}}: Недійсний |displayauthors=29 ()Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом ()
  16. Woosley, S.E. (2017). Pulsational Pair-instability Supernovae. The Astrophysical Journal. 836 (2): 244. arXiv:1608.08939. Bibcode:2017ApJ...836..244W. doi:10.3847/1538-4357/836/2/244.{{}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом ()
  17. Figer, D.F. (2005). An upper limit to the masses of stars. Nature. 434 (7030): 192—194. arXiv:astro-ph/0503193. Bibcode:2005Natur.434..192F. doi:10.1038/nature03293. PMID 15758993.
  18. Kreidberg, Laura; Bailyn, Charles D.; Farr, Will M.; Kalogera, Vicky (2012). Mass Measurements of Black Holes in X-Ray Transients: Is There a Mass Gap?. The Astrophysical Journal. 757 (1): 36. arXiv:1205.1805. Bibcode:2012ApJ...757...36K. doi:10.1088/0004-637X/757/1/36. ISSN 0004-637X.
  19. Safarzadeh, Mohammadtaher; Hamers, Adrian S.; Loeb, Abraham; Berger, Edo (2019). Formation and Merging of Mass Gap Black Holes in Gravitational-wave Merger Events from Wide Hierarchical Quadruple Systems. The Astrophysical Journal. 888 (1): L3. arXiv:1911.04495. doi:10.3847/2041-8213/ab5dc8. ISSN 2041-8213.{{}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом ()
  20. Thompson, Todd A.; Kochanek, Christopher S.; Stanek, Krzysztof Z.; Badenes, Carles; Post, Richard S.; Jayasinghe, Tharindu; Latham, David W.; Bieryla, Allyson; Esquerdo, Gilbert A. (2019). A noninteracting low-mass black hole–giant star binary system. Science. 366 (6465): 637—640. arXiv:1806.02751. Bibcode:2019Sci...366..637T. doi:10.1126/science.aau4005. ISSN 0036-8075. PMID 31672898.
  21. Rakavy, G.; Shaviv, G. (June 1967). Instabilities in Highly Evolved Stellar Models. The Astrophysical Journal. 148: 803. Bibcode:1967ApJ...148..803R. doi:10.1086/149204.
  22. Fraley, Gary S. (1968). Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability (PDF). . 2 (1): 96—114. Bibcode:1968Ap&SS...2...96F. doi:10.1007/BF00651498. (PDF) оригіналу за 1 грудня 2019. Процитовано 25 лютого 2020.
  23. Farmer, R.; Renzo, M.; ; Marchant, P.; Justham, S. (2019). Mind the Gap: The Location of the Lower Edge of the Pair-instability Supernova Black Hole Mass Gap (PDF). The Astrophysical Journal. 887 (1): 53. arXiv:1910.12874. Bibcode:2019ApJ...887...53F. doi:10.3847/1538-4357/ab518b. ISSN 1538-4357. (PDF) оригіналу за 6 травня 2020. Процитовано 20 березня 2020.{{}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом ()
  24. Mapelli, M.; Spera, M.; Montanari, E.; Limongi, M.; Chieffi, A.; Giacobbo, N.; Bressan, A.; Bouffanais, Y. (2020). Impact of the Rotation and Compactness of Progenitors on the Mass of Black Holes. The Astrophysical Journal. 888 (2): 76. arXiv:1909.01371. Bibcode:2020ApJ...888...76M. doi:10.3847/1538-4357/ab584d.{{}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом ()
  25. Casares, Jorge (2006). Observational evidence for stellar-mass black holes. Proceedings of the International Astronomical Union. 2: 3—12. arXiv:astro-ph/0612312. doi:10.1017/S1743921307004590.
  26. Garcia, M.R. та ін. (2003). Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae. Astrophys. J. 591: 388—396. arXiv:astro-ph/0302230. doi:10.1086/375218.
  27. McClintock, Jeffrey E. (2003). Black Hole Binaries. arXiv:astro-ph/0306213.
  28. ICRS coordinates obtained from SIMBAD. Format: (hh: mm: ss) ± (dd: mm: ss).
  29. Liu, Jifeng та ін. (27 листопада 2019). A wide star–black-hole binary system from radial-velocity measurements. Nature. 575 (7784): 618—621. arXiv:1911.11989. Bibcode:2019Natur.575..618L. doi:10.1038/s41586-019-1766-2. PMID 31776491.
  30. (27 листопада 2019). Chinese Academy of Sciences leads discovery of unpredicted stellar black hole. . оригіналу за 28 November 2019. Процитовано 29 листопада 2019.
  31. Masetti, N.; Bianchini, A.; Bonibaker, J.; della Valle, M.; Vio, R. (1996), The superhump phenomenon in GRS 1716-249 (=X-Ray Nova Ophiuchi 1993), Astronomy and Astrophysics, 314: 123, Bibcode:1996A&A...314..123M
  32. Miller-Jones, J. A. C.; Jonker; Dhawan (2009). The first accurate parallax distance to a black hole. The Astrophysical Journal Letters. 706 (2): L230. arXiv:0910.5253. Bibcode:2009ApJ...706L.230M. doi:10.1088/0004-637X/706/2/L230.
  33. Orosz та ін. (2001). A Black Hole in the Superluminal source SAX J1819.3-2525 (V4641 Sgr). The Astrophysical Journal. 555 (1): 489. arXiv:astro-ph/0103045v1. Bibcode:2001ApJ...555..489O. doi:10.1086/321442.
  34. Shaposhnikov, N.; Titarchuk, L. (2009). Determination of Black Hole Masses in Galactic Black Hole Binaries using Scaling of Spectral and Variability Characteristics. The Astrophysical Journal. 699 (1): 453—468. arXiv:0902.2852v1. Bibcode:2009ApJ...699..453S. doi:10.1088/0004-637X/699/1/453.
  35. Orosz, J.A. та ін. (2004). Orbital Parameters for the Black Hole Binary XTE J1650–500. The Astrophysical Journal. 616 (1): 376—382. arXiv:astro-ph/0404343. Bibcode:2004ApJ...616..376O. doi:10.1086/424892.
  36. Заповніть пропущені параметри: назву і/або авторів. arXiv:[1].

Посилання

  • Black Holes: Gravity's Relentless Pull. Відзначений нагородою інтерактивний мультимедійний веб-сайт про фізику та астрономію чорних дір від Наукового інституту космічного телескопа
  • Ziółkowski, Janusz (2003). «Black Hole Candidates». Frontier Objects in Astrophysics and Particle Physics: 411. https://doi.org/10,48550/arXiv.astro-ph/0307307
  • Найважчу зоряну чорну діру виявлено в сусідній галактиці, Newswise, 17 жовтня 2007 р.

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Zoryana chorna dira kolapsar abo chorna dira zoryanoyi masi chorna dira utvorena vnaslidok gravitacijnogo kolapsu zori Voni mayut masi priblizno vid 5 do kilkoh desyatkiv mas Soncya Proces sposterigayetsya yak vibuh gipernovoyi abo yak spalah gamma promeniv Vlastivosti takih ob yektiv opisuyutsya zgidno z suchasnimi naukovimi uyavlennyami zagalnoyu teoriyeyu vidnosnosti dzherelo Viglyad chornoyi diri zoryanoyi masi livoruch u spiralnij galaktici NGC 300 u predstavlenni hudozhnika chorna dira pov yazana iz zoreyu Volfa Rajye VlastivostiZgidno z teoremoyu pro vidsutnist volossya chorna dira mozhe mati lishe tri fundamentalni vlastivosti masu elektrichnij zaryad i kutovij moment Navkolo chornoyi diri mozhna pobuduvati uyavnu poverhnyu z pid yakoyi ne mozhe vihoditi viprominyuvannya taka poverhnya nazivayetsya gorizontom podij Kutovij moment zoryanoyi chornoyi diri zumovlenij zberezhennyam kutovogo momentu zori abo ob yektiv yaki jogo stvorili dzherelo Gravitacijnij kolaps zori ye prirodnim procesom yakij mozhe prizvesti do poyavi chornoyi diri Ce neminuchij etap u kinci zhittyevogo ciklu velikoyi za masoyu zori koli vsi vnutrishni dzherela energiyi vicherpuyutsya Dali v zalezhnosti vid masi zori j obertalnogo momentu mozhlivi tri kincevi stani dzherelo Yaksho masa kolapsuyuchoyi chastini zori nizhcha mezhi Tolmena Oppengejmera Volkova skorocheno TOV dlya nejtronno virodzhenoyi materiyi kincevim produktom ye kompaktna zorya dlya mas nizhche mezhi Chandrasekara bilij karlik dlya mas mizh mezheyu Chandrasekara ta TOV nejtronna zorya abo narazi gipotetichna kvarkova zorya Yaksho kolapsuyucha zorya maye masu sho perevishuye mezhu TOV rujnuvannya trivatime doti doki ne bude dosyagnuto nulovogo ob yemu i navkolo ciyeyi tochki v prostori ne utvoritsya chorna dira Maksimalna masa yaku mozhe mati nejtronna zorya bez peretvorennya u chornu diru tochno nevidoma U 1939 roci vona ocinyuvalas u 0 7 masi Soncya M cyu mezhu nazvali mezheyu Oppengejmera U 1996 roci insha ocinka pidvishila verhnyu mezhu mas do promizhku vid 1 5 do 3 sonyachnih mas Maksimalna masa yaku sposterigali u nejtronnih zir stanovit 2 14 M dlya PSR J0740 6620 yaku vinajshli u veresni 2019 roku Zgidno iz zagalnoyu teoriyeyu vidnosnosti masa chornoyi diri mozhe buti bud yakoyu Sho mensha masa to vishoyu povinna buti shilnist rechovini shob utvorilasya chorna dira Nemaye vidomih procesiv yaki mozhut utvoryuvati chorni diri z masoyu menshoyu nizh kilka mas Soncya Yaksho taki malenki chorni diri isnuyut to najimovirnishe ce Pervinna chorna dira pervinni chorni diri dzherelo Do 2016 roku najbilsha vidoma zoryana chorna dira mala 15 65 1 45 masi Soncya U veresni 2015 roku za dopomogoyu gravitacijnih hvil bula viyavlena obertova chorna dira z masoyu 62 4 masi Soncya yaka utvorilasya v rezultati zlittya dvoh menshih chornih dir Stanom na cherven 2020 roku bulo povidomleno sho v podvijnij sistemi 2MASS J05215658 4359220 ye najmensha z vidomih nauci chorna dira z masoyu 3 3 masi Soncya ta diametrom lishe 19 5 kilometra Ye dokazi sposterezhen za chornimi dirami yaki nabagato masivnishi za zoryani chorni diri Ce chorni diri serednoyi masi u centri kulyastih skupchen i nadmasivni chorni diri v centri Chumackogo Shlyahu ta inshih galaktik dzherelo Rentgenivski kompaktni podvijni sistemiCej rozdil ne mistit posilan na dzherela Vi mozhete dopomogti polipshiti cej rozdil dodavshi posilannya na nadijni avtoritetni dzherela Material bez dzherel mozhe buti piddano sumnivu ta vilucheno 23 serpnya 2023 Zoryani chorni diri v tisnih podvijnih sistemah mozhna sposterigati koli rechovina perenositsya vid zori kompanjona do chornoyi diri energiya sho vidilyayetsya pid chas padinnya na kompaktnu zoryu nastilki velika sho rechovina nagrivayetsya do temperaturi v kilka soten miljoniv gradusiv i viprominyuye rentgenivske viprominyuvannya Takim chinom chornu diru mozhna sposterigati v rentgenivskih promenyah todi yak zoryu kompanjona mozhna sposterigati za dopomogoyu optichnih teleskopiv Vidilennya energiyi dlya chornih dir i nejtronnih zir maye odnakovij poryadok velichini tomu chorni diri ta nejtronni zori chasto vazhko vidrizniti Odnak nejtronni zori mozhut mati dodatkovi vlastivosti Voni demonstruyut diferencialne obertannya mozhut mati magnitne pole ta demonstruvati lokalizovani vibuhi termoyaderni spalahi Shorazu koli sposterigayutsya taki vlastivosti kompaktnij ob yekt u podvijnij sistemi viznachayetsya yak nejtronna zorya Usi viyavleni nejtronni zori mayut masu menshe 3 0 mas Soncya zhodna z kompaktnih sistem iz masoyu vishe 3 0 mas Soncya ne maye vlastivostej nejtronnoyi zori Poyednannya cih faktiv robit use bilsh imovirnim te sho klas kompaktnih zir iz masoyu ponad 3 0 masi Soncya naspravdi ye chornimi dirami Cej dokaz isnuvannya zoryanih chornih dir ne gruntuyetsya povnistyu na sposterezhennyah vin takozh spirayetsya na teoriyu Poki ne pridumali zhodnogo inshogo ob yekta dlya cih masivnih kompaktnih sistem u podvijnih zoryah okrim chornoyi diri Pryamim dokazom isnuvannya chornoyi diri bulo b faktichne sposterezhennya za orbitoyu chastinki abo hmari gazu yaka padaye v chornu diru Doslidzhennya chornih dir zoryanoyi masiCej rozdil potrebuye dopovnennya 23 serpnya 2023 2004 roku z yavilos povidomlennya pro sposterezhennya zitknen v rentgenivskomu diapazoni 25 serpnya 2011 roku z yavilosya povidomlennya pro te sho vpershe v istoriyi nauki grupa yaponskih i amerikanskih fahivciv zmogla v berezni 2011 roku zafiksuvati moment zagibeli zori yaku poglinaye chorna dira 11 lyutogo 2016 roku kolaboraciyami LIGO i Virgo bulo ogolosheno pro pershe pryame sposterezhennya gravitacijnih hvil Vidkrittya stalo mozhlivim vnaslidok viyavlennya najvazhchoyi chornoyi diri zoryanoyi masi sho koli nebud sposterigalasya Udari chornoyi diriVeliki vidstani nad galaktichnoyu ploshinoyu dosyagnuti deyakimi podvijnimi sistemami ye rezultatom natalnih udariv chornoyi diri Rozpodil shvidkostej natalnih udariv chornoyi diri zdayetsya podibnim do rozpodilu shvidkostej udariv nejtronnoyi zori Mozhna bulo ochikuvati sho impulsi budut odnakovi z chornimi dirami yaki otrimuyut nizhchu shvidkist nizh nejtronni zori cherez yihnyu bilshu masu ale zdayetsya ce ne tak sho mozhe buti naslidkom padinnya nazad asimetrichno vikinutoyi materiyi sho zbilshuye impuls utvorenoyi chornoyi diri Masovi rozriviDeyaki modeli evolyuciyi zir peredbachayut sho chorni diri z masami u dvoh diapazonah ne mozhut bezposeredno utvoryuvatisya vnaslidok gravitacijnogo kolapsu zori Inodi yih rozriznyayut yak nizhni ta verhni rozrivi mas sho priblizno predstavlyayut diapazoni vid 2 do 5 i vid 50 do 150 sonyachnih mas M vidpovidno Inshij diapazon navedenij dlya verhnogo zazoru stanovit vid 52 do 133 M 150 M rozglyadayetsya yak verhnya mezha masi dlya zir u potochnu epohu Vsesvitu Nizhnij rozriv masi Cherez deficit sposterezhen za kandidatami z masami v mezhah kilkoh mas Soncya pripuskayut nizhnij rozriv mas sho perevishuye maksimalno mozhlivu masu nejtronnoyi zori Isnuvannya ta teoretichna osnova cogo mozhlivogo rozrivu zalishayetsya neviznachenoyu Situaciya mozhe buti uskladnena tim faktom sho bud yaki chorni diri znajdeni v comu diapazoni mas mogli buti stvoreni v rezultati zlittya podvijnih sistem nejtronnih zir a ne cherez kolaps zir Kolaboraciya LIGO Virgo povidomila pro tri podiyi kandidati sered svoyih u cikli O3 z masami komponentiv yaki potraplyayut u cej nizhnij rozriv mas Takozh povidomlyalosya pro sposterezhennya yaskravoyi gigantskoyi zori sho shvidko obertayetsya u podvijnij sistemi z nevidimim kompanjonom yakij ne viprominyuye svitla vklyuchayuchi rentgenivski promeni ale maye masu 3 3 2 8 0 7 masi Soncya Ce interpretuyetsya yak pripushennya pro te sho mozhe isnuvati bagato takih chornih dir maloyi masi yaki narazi ne poglinayut zhodnogo materialu i otzhe yih nemozhlivo viyaviti za dopomogoyu zvichajnogo rentgenivskoyi signaturi Verhnij rozriv masi Verhnij rozriv masi peredbacheno kompleksnimi modelyami piznoyi stadiyi evolyuciyi zir Ochikuyetsya sho zi zbilshennyam masi nadmasivni zori dosyagayut stadiyi na yakij vinikaye nadnova z parnoyu nestabilnistyu pid chas yakoyi utvorennya par utvorennya vilnih elektroniv i pozitroniv pid chas zitknennya mizh atomnimi yadrami ta energetichnimi gamma promenyami timchasovo znizhuye vnutrishnij tisk sho ne daye yadru zori skolapsuvati Ce padinnya tisku prizvodit do chastkovogo kolapsu yakij svoyeyu chergoyu sprichinyaye znachno priskorene gorinnya pid chas termoyadernogo vibuhu u rezultati chogo zorya povnistyu rozlitayetsya ne zalishayuchi zoryanogo zalishku Nadnovi z parnoyu nestabilnistyu mozhut vinikati lishe v zoryah iz diapazonom mas vid priblizno vid 130 do 250 mas Soncya M i metalichnistyu vid nizkoyi do pomirnoyi mala kilkist elementiv krim vodnyu ta geliyu situaciya zvichajna dlya zir populyaciyi III Odnak ochikuyetsya sho cej rozriv mas bude rozshireno priblizno do 45 mas Soncya v rezultati procesu pulsacijnoyi vtrati masi parnoyi nestabilnosti do viniknennya normalnogo vibuhu nadnovoyi ta kolapsu yadra U zir sho ne obertayutsya nizhnya mezha verhnogo rozrivu mas mozhe dosyagati 60 M Bula rozglyanuta mozhlivist pryamogo kolapsu v chorni diri zir iz masoyu yadra bilshe nizh 133 M dlya yakih potribna zagalna zoryana masa bilshe nizh 260 M ale jmovirnist sposterezhennya zalishkiv nadnovoyi takoyi velikoyi masi mozhe buti maloyu tobto nizhnya mezha verhnogo rozrivu mas mozhe predstavlyati vidsichennya masi Sposterezhennya sistemi za zoreyu ta nevidimim kompanjonom spochatku interpretuvalisya yak chorna dira z masoyu blizko 70 mas Soncya yaka bula b viklyuchena verhnim rozrivom mas Odnak podalshi doslidzhennya poslabili ce tverdzhennya Chorni diri takozh mozhut buti znajdeni v rozrivi mas cherez mehanizmi vidminni vid tih sho stosuyutsya odniyeyi zori napriklad zlittya chornih dir KandidatiU galaktici Chumackij Shlyah mistitsya kilka kandidativ u chorni diri zoryanoyi masi BHC yaki znahodyatsya blizhche nizh nadmasivna chorna dira v centri galaktiki Bilshist iz cih kandidativ ye chlenami rentgenivskih podvijnih sistem u yakih kompaktnij ob yekt vidtyaguye rechovinu vid svogo partnera cherez akrecijnij disk Masa jmovirnih chornih dir u cih parah variyuyetsya vid troh do bilshe desyatka sonyachnih mas Poznachennya Masa BHC sonyachni masi Masa kompanjona sonyachni masi Orbitalnij period dni Vidstan vid Zemli svitlovi roki Roztashuvannya 68 11 13 8 78 9 15 000 06 11 49 22 49 32 11 2 2 6 2 8 0 33 3500 06 22 44 00 20 45 GRO J1655 40 V1033 Sco 6 3 0 3 2 6 2 8 2 8 5 000 11 000 16 54 00 39 50 45 6 8 0 4 6 6 5 0 17 6200 11 18 11 48 02 13 Cyg X 1 11 2 18 5 6 6000 8000 19 58 22 35 12 06 4 1 1 1 0 21 8500 04 21 43 32 54 27 5 4 9 1 6 mozhlivo 0 6 8500 17 19 37 25 01 03 7 5 0 3 4 9 5 1 0 35 8800 20 02 50 25 14 11 V404 Cyg 12 2 6 0 6 5 7800 460 20 24 04 33 52 03 5 8 5 6 1 75 15 000 17 02 50 48 47 23 7 0 0 6 0 43 17 000 11 26 27 68 40 32 9 6 1 2 6 0 7 5 1 5 17 000 15 50 59 56 28 36 9 4 1 0 0 25 1 1 24 000 15 47 09 47 40 10 7 1 0 3 5 8 2 82 24 000 40 000 18 19 22 25 24 25 GRS 1915 105 V1487 Aql 14 4 0 1 33 5 40 000 19 15 12 10 56 44 9 7 1 6 5 10 0 32 10 763 16 50 01 49 57 45 Kandidati z inshih galaktik Poznachennya Masa BHC sonyachni masi Masa kompanjona sonyachni masi Orbitalnij period dni Vidstan vid Zemli svitlovi roki Roztashuvannya GW150914 62 4 M 36 4 29 4 1 3 milyardi 48 7 5 M 31 2 7 19 4 6 1 4 milyardi 21 8 3 5 M 14 2 6 7 5 2 3 2 9 milyardiv Zniknennya chervonogo nadgiganta N6946 BH1 pislya nevdaloyi nadnovoyi v NGC 6946 moglo prizvesti do utvorennya chornoyi diri Div takozhNadmasivna chorna diraSpisok literaturiCelotti A Miller J C Sciama D W 1999 Astrophysical evidence for the existence of black holes Classical and Quantum Gravity 16 12A A3 A21 arXiv astro ph 9912186 Bibcode 1999CQGra 16A 3C doi 10 1088 0264 9381 16 12A 301 Hughes Scott A 2005 Trust by verify The case for astophysical black holes HubbleSite Black Holes Gravity s Relentless Pull interactive Encyclopedia hubblesite org angl originalu za 13 February 2018 Procitovano 9 lyutogo 2018 Bombaci I 1996 The Maximum Mass of a Neutron Star Astronomy and Astrophysics 305 871 877 Bibcode 1996A amp A 305 871B Cromartie H T Fonseca E Ransom S M Demorest P B Arzoumanian Z Blumer H Brook P R DeCesar M E Dolch T 16 veresnya 2019 Relativistic Shapiro delay measurements of an extremely massive millisecond pulsar Nature Astronomy angl 4 72 76 arXiv 1904 06759 Bibcode 2020NatAs 4 72C doi 10 1038 s41550 019 0880 2 ISSN 2397 3366 Bulik Tomasz 2007 Black holes go extragalactic Nature 449 7164 799 801 doi 10 1038 449799a PMID 17943114 Abbott BP ta in 2016 Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger Physical Review Letters 116 6 061102 arXiv 1602 03837 Bibcode 2016PhRvL 116f1102A doi 10 1103 PhysRevLett 116 061102 PMID 26918975 Thompson Todd 1 listopada 2019 A noninteracting low mass black hole giant star binary system Science 366 6465 637 640 arXiv 1806 02751 Bibcode 2019Sci 366 637T doi 10 1126 science aau4005 PMID 31672898 originalu za 11 veresnya 2020 Procitovano 3 chervnya 2020 Astronomy dokazali chyornye dyry dejstvitelno sedayut zvyozdy membrana ru originalu za 24 bereznya 2016 Procitovano 24 bereznya 2016 Vasil Golovnin 25 08 2011 http www itar tass com c11 211304 html Naukovcyam z Yaponiyi i SShA vpershe v istoriyi vdalosya zafiksuvati moment zagibeli zirki ITAR TASS Arhiv originalu za 03 02 2012 Procitovano 25 serpnya 2011 http lenta ru news 2011 08 25 black Astronomi zvazhili hizhu dirku v suzir yi Drakona Lenta ru 25 08 2011 Arhiv originalu za 03 02 2012 Procitovano 25 serpnya 2011 Igor Ivanov 11 02 2016 Gravitacijni hvili vidkriti ros Elementi Velikij Nauki Procitovano 14 lyutogo 2016 Repetto Serena Davies Melvyn B Sigurdsson Steinn 2012 Investigating stellar mass black hole kicks Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 425 4 2799 2809 arXiv 1203 3077 Bibcode 2012MNRAS 425 2799R doi 10 1111 j 1365 2966 2012 21549 x Janka Hans Thomas 2013 Natal kicks of stellar mass black holes by asymmetric mass ejection in fallback supernovae Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 434 2 1355 1361 arXiv 1306 0007 Bibcode 2013MNRAS 434 1355J doi 10 1093 mnras stt1106 Abbott B P Abbott R Abbott T D Abraham S Acernese F Ackley K Adams C Adhikari R X Adya V B 2019 Binary Black Hole Population Properties Inferred from the First and Second Observing Runs of Advanced LIGO and Advanced Virgo The Astrophysical Journal 882 2 L24 arXiv 1811 12940 Bibcode 2019ApJ 882L 24A doi 10 3847 2041 8213 ab3800 originalu za 11 veresnya 2020 Procitovano 20 bereznya 2020 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Nedijsnij displayauthors 29 dovidka Obslugovuvannya CS1 Storinki iz nepoznachenim DOI z bezkoshtovnim dostupom posilannya Woosley S E 2017 Pulsational Pair instability Supernovae The Astrophysical Journal 836 2 244 arXiv 1608 08939 Bibcode 2017ApJ 836 244W doi 10 3847 1538 4357 836 2 244 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Obslugovuvannya CS1 Storinki iz nepoznachenim DOI z bezkoshtovnim dostupom posilannya Figer D F 2005 An upper limit to the masses of stars Nature 434 7030 192 194 arXiv astro ph 0503193 Bibcode 2005Natur 434 192F doi 10 1038 nature03293 PMID 15758993 Kreidberg Laura Bailyn Charles D Farr Will M Kalogera Vicky 2012 Mass Measurements of Black Holes in X Ray Transients Is There a Mass Gap The Astrophysical Journal 757 1 36 arXiv 1205 1805 Bibcode 2012ApJ 757 36K doi 10 1088 0004 637X 757 1 36 ISSN 0004 637X Safarzadeh Mohammadtaher Hamers Adrian S Loeb Abraham Berger Edo 2019 Formation and Merging of Mass Gap Black Holes in Gravitational wave Merger Events from Wide Hierarchical Quadruple Systems The Astrophysical Journal 888 1 L3 arXiv 1911 04495 doi 10 3847 2041 8213 ab5dc8 ISSN 2041 8213 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Obslugovuvannya CS1 Storinki iz nepoznachenim DOI z bezkoshtovnim dostupom posilannya Thompson Todd A Kochanek Christopher S Stanek Krzysztof Z Badenes Carles Post Richard S Jayasinghe Tharindu Latham David W Bieryla Allyson Esquerdo Gilbert A 2019 A noninteracting low mass black hole giant star binary system Science 366 6465 637 640 arXiv 1806 02751 Bibcode 2019Sci 366 637T doi 10 1126 science aau4005 ISSN 0036 8075 PMID 31672898 Rakavy G Shaviv G June 1967 Instabilities in Highly Evolved Stellar Models The Astrophysical Journal 148 803 Bibcode 1967ApJ 148 803R doi 10 1086 149204 Fraley Gary S 1968 Supernovae Explosions Induced by Pair Production Instability PDF 2 1 96 114 Bibcode 1968Ap amp SS 2 96F doi 10 1007 BF00651498 PDF originalu za 1 grudnya 2019 Procitovano 25 lyutogo 2020 Farmer R Renzo M Marchant P Justham S 2019 Mind the Gap The Location of the Lower Edge of the Pair instability Supernova Black Hole Mass Gap PDF The Astrophysical Journal 887 1 53 arXiv 1910 12874 Bibcode 2019ApJ 887 53F doi 10 3847 1538 4357 ab518b ISSN 1538 4357 PDF originalu za 6 travnya 2020 Procitovano 20 bereznya 2020 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Obslugovuvannya CS1 Storinki iz nepoznachenim DOI z bezkoshtovnim dostupom posilannya Mapelli M Spera M Montanari E Limongi M Chieffi A Giacobbo N Bressan A Bouffanais Y 2020 Impact of the Rotation and Compactness of Progenitors on the Mass of Black Holes The Astrophysical Journal 888 2 76 arXiv 1909 01371 Bibcode 2020ApJ 888 76M doi 10 3847 1538 4357 ab584d a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Obslugovuvannya CS1 Storinki iz nepoznachenim DOI z bezkoshtovnim dostupom posilannya Casares Jorge 2006 Observational evidence for stellar mass black holes Proceedings of the International Astronomical Union 2 3 12 arXiv astro ph 0612312 doi 10 1017 S1743921307004590 Garcia M R ta in 2003 Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae Astrophys J 591 388 396 arXiv astro ph 0302230 doi 10 1086 375218 McClintock Jeffrey E 2003 Black Hole Binaries arXiv astro ph 0306213 ICRS coordinates obtained from SIMBAD Format hh mm ss dd mm ss Liu Jifeng ta in 27 listopada 2019 A wide star black hole binary system from radial velocity measurements Nature 575 7784 618 621 arXiv 1911 11989 Bibcode 2019Natur 575 618L doi 10 1038 s41586 019 1766 2 PMID 31776491 27 listopada 2019 Chinese Academy of Sciences leads discovery of unpredicted stellar black hole originalu za 28 November 2019 Procitovano 29 listopada 2019 Masetti N Bianchini A Bonibaker J della Valle M Vio R 1996 The superhump phenomenon in GRS 1716 249 X Ray Nova Ophiuchi 1993 Astronomy and Astrophysics 314 123 Bibcode 1996A amp A 314 123M Miller Jones J A C Jonker Dhawan 2009 The first accurate parallax distance to a black hole The Astrophysical Journal Letters 706 2 L230 arXiv 0910 5253 Bibcode 2009ApJ 706L 230M doi 10 1088 0004 637X 706 2 L230 Orosz ta in 2001 A Black Hole in the Superluminal source SAX J1819 3 2525 V4641 Sgr The Astrophysical Journal 555 1 489 arXiv astro ph 0103045v1 Bibcode 2001ApJ 555 489O doi 10 1086 321442 Shaposhnikov N Titarchuk L 2009 Determination of Black Hole Masses in Galactic Black Hole Binaries using Scaling of Spectral and Variability Characteristics The Astrophysical Journal 699 1 453 468 arXiv 0902 2852v1 Bibcode 2009ApJ 699 453S doi 10 1088 0004 637X 699 1 453 Orosz J A ta in 2004 Orbital Parameters for the Black Hole Binary XTE J1650 500 The Astrophysical Journal 616 1 376 382 arXiv astro ph 0404343 Bibcode 2004ApJ 616 376O doi 10 1086 424892 Zapovnit propusheni parametri nazvu i abo avtoriv arXiv 1 PosilannyaBlack Holes Gravity s Relentless Pull Vidznachenij nagorodoyu interaktivnij multimedijnij veb sajt pro fiziku ta astronomiyu chornih dir vid Naukovogo institutu kosmichnogo teleskopa Ziolkowski Janusz 2003 Black Hole Candidates Frontier Objects in Astrophysics and Particle Physics 411 https doi org 10 48550 arXiv astro ph 0307307 Najvazhchu zoryanu chornu diru viyavleno v susidnij galaktici Newswise 17 zhovtnya 2007 r

Дата публікації:
Топ