АссистентНовый вопросИсторияОбласти знаний
Партнёрские проектыСпецпроектыСтать автором
Сменить язык
О РУВИКИ

Сверхмассивная чёрная дыра

Сверхмасси́вная чёрная дыра́ — чёрная дыра с массой 105—1011 масс Солнца[1]. Сверхмассивные чёрные дыры обнаружены в центрах многих галактик, включая Млечный Путь[2][3]. Гравитационная энергия, выделяющаяся при аккреции газа на эти объекты, является причиной активности ядер галактик[4] и мощного излучения квазаров[5].

Общие сведения

Общее описание и специфические свойства

Сверхмассивные чёрные дыры (СМЧД) присутствуют в ядрах большинства галактик, включая Млечный Путь. Массы СМЧД определяются по наблюдаемому движению объектов-индикаторов (звёзд, газовых облаков, аккреционных дисков) в их окрестностях и более косвенными методами. Масса чёрной дыры в центре Млечного Пути составляет около 4,3 миллионов масс Солнца. Размеры этих объектов оцениваются по наблюдаемой переменности излучения ядер галактик, а также при помощи радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами. Существует положительная корреляция между массой СМЧД в центре галактики и массой сфероидального компонента этой же галактики, а также дисперсией скоростей звёзд в нём[2].

СМЧД в центре галактики влияет на её свойства и эволюцию[6]. Обнаружено множество событий приливного разрушения звёзд вблизи СМЧД. При высоком темпе аккреции вещества галактики на центральную чёрную дыру давление излучения приводит к существенному оттоку газа из галактики и снижению темпа звездообразования в ней. Такие процессы влияют на спектральные характеристики галактики и структуру её центральных областей. Аккреция вещества на СМЧД является причиной мощного энерговыделения в активных ядрах галактик (в том числе в квазарах)[2].

Сверхмассивные чёрные дыры имеют специфические свойства, отличающие их от меньших чёрных дыр (звёздной или средней массы).

Средняя плотность СМЧД (вычисляемая путём деления её массы на объём воображаемой евклидовой сферы, радиус которой равен гравитационному радиусу[7]) может быть очень мала, даже меньше плотности воздуха при нормальных условиях[8]. Это объясняется тем, что гравитационный радиус пропорционален массе, а объём пространства внутри сферы пропорционален кубу радиуса. Следовательно, для указанной сферы объём пропорционален кубу массы чёрной дыры. В результате средняя плотность чёрной дыры обратно пропорциональна квадрату её массы:

где масса чёрной дыры, масса Солнца, гравитационная постоянная, скорость света в вакууме.

Приливные силы около горизонта событий СМЧД значительно слабее, чем у чёрных дыр малой массы, из-за того, что центральная сингулярность расположена на значительно большем расстоянии от горизонта. Поэтому гипотетический космонавт, путешествующий к центру чёрной дыры, не почувствует воздействия экстремальных приливных сил до тех пор, пока не погрузится в неё очень глубоко[9].

Согласно одной из гипотез, процессы, протекающие в окрестностях СМЧД (в активных ядрах галактик, включая квазары и блазары), являются источником почти всех космических нейтрино высоких энергий (~1 ТэВ и более), зарегистрированных детектором IceCube[10][11][12][13]. Однако другие модели предсказывают, что подобные нейтрино могут рождаться в результате слияния чёрных дыр звёздной массы и других событий.

undefined

Формирование

Общепринятой теории образования сверхмассивных чёрных дыр (СМЧД) ещё нет. Существует лишь несколько моделей, согласно которым этот процесс происходил в два этапа:

  1. образование «зародышей» СМЧД в виде чёрных дыр массой от ~102 до 105 M⊙;
  2. последующий рост этих зародышей до полноценных СМЧД массой ~106—109 M⊙ за счёт аккреции газа или слияний чёрных дыр[15][16].

Согласно одной из гипотез, зародышами СМЧД могли послужить первичные чёрные дыры, образовавшиеся из первичных возмущений плотности вещества в самой ранней Вселенной, сразу после Большого взрыва[17][18].

Зародыши могли сформироваться и на более поздних стадиях эволюции Вселенной, например в результате гравитационного коллапса самых первых звёзд (населения III типа), массы которых составляли ~100 M⊙ и более. В недрах таких массивных звёзд температуры настолько высоки, что гамма-кванты порождают электрон-позитронные па́ры, расходуя на это свою энергию. Из-за этого давление излучения в ядре звезды падает, оно теряет гидростатическую устойчивость и происходит гравитационный коллапс, который может привести к термоядерному взрыву звезды, разбрасывающему её вещество в окружающее пространство (парно-нестабильная сверхновая)[19]. Однако, если масса звезды достаточно велика, то выделяющаяся энергия взрыва тратится не на разлёт оболочки звезды, а на фотодиссоциацию атомных ядер, вследствие чего звезда практически полностью коллапсирует в чёрную дыру[19]. Согласно расчётам, это происходит со звёздами массой более 260 M⊙[20][15][21]. Гипотетически, чёрные дыры такой массы могли послужить зародышами СМЧД. Однако в этом случае их рост либо протекал бы слишком медленно, вступая в противоречие с наблюдательными данными, либо потребовал бы маловероятного сочетания очень благоприятных условий. Поэтому более правдоподобным считается сценарий с зародышами массой ~105 M⊙[15][16].

Некоторые модели предсказывают, что в результате коллапса газа в центрах гало тёмной материи формируются сверхмассивные звёзды массой ~104—105 M⊙[22]. Из-за высокой массы такие объекты подвержены общерелятивистской неустойчивости (называемой также неустойчивостью Фейнмана — Чандрасекара). Гравитационному сжатию таких звёзд препятствует в основном давление излучения в их недрах (а не давление горячего газа, как у звёзд типа Солнца)[23][21][24]. При сжатии звезды давление возрастает. В случае звёзд обычной массы (которые описываются законом всемирного тяготения Ньютона и для которых эффекты ОТО пренебрежимо малы) это избыточное давление стремилось бы расширить звезду и таким образом вносило бы вклад в поддержание её устойчивости. Однако в недрах сверхмассивных звёзд важную роль играют эффекты ОТО, в рамках которой давление само является источником гравитационного поля (в отличие от нерелятивистской физики, где источником гравитации является только масса). Следовательно, увеличение давления вместо стабилизации звезды приводит лишь к усилению её сжатия[25]. Поэтому сверхмассивные звёзды, если они существовали, должны были практически полностью коллапсировать в чёрные дыры массой ~104—105 M⊙[24].

Зародыши СМЧД могли образоваться в ядрах галактик вследствие прямого гравитационного коллапса газовых облаков в чёрную дыру звёздной массы (несколько масс Солнца) без формирования звезды. При этом возникшая чёрная дыра может быть окружена массивной газовой оболочкой (массой ~103 M⊙). Дальнейшая аккреция оболочки на эту же чёрную дыру увеличивает массу последней до 103—104 M⊙ за относительно короткое время, равное ~104 лет.

Ещё одна модель предполагает, что зародыши СМЧД могли образоваться в результате коллапса плотных звёздных скоплений. Внутри скоплений наиболее массивные звёзды передают кинетическую энергию объектам меньшей массы, вследствие чего последние преодолевают гравитационное притяжение скопления как целого и покидают его, а более тяжёлые объекты, отдавшие энергию, постепенно опускаются к центру системы[26]. Из-за отрицательной теплоёмкости звёздное скопление при потере энергии сжимается и «нагревается», то есть увеличивается дисперсия скоростей звёзд внутри него, вследствие чего часть звёзд ещё интенсивнее покидает систему, а другая часть ещё сильнее сжимается к центру. Это приводит к катастрофическому коллапсу ядра скопления с образованием либо сверхмассивной звезды, впоследствии превращающейся в чёрную дыру, либо непосредственным формированием чёрной дыры средней массы[15].

Трудность образования СМЧД заключается в том, что достаточное для этого количество вещества должно быть сконцентрировано в относительно небольшом объёме. Для этого у материи должен быть очень малый начальный момент импульса, то есть медленное вращение. Обычно скорость аккреции на чёрную дыру ограничена именно моментом импульса падающей материи, который должен быть в основном передан обратно наружу, что и ограничивает скорость роста массы чёрной дыры (см. Аккреционный диск). Одним из механизмов, позволяющих обойти это ограничение, является хаотическая аккреция вещества, при которой вокруг чёрной дыры формируются два аккреционных диска, расположенных под большими углами друг к другу или даже вращающихся в противоположных направлениях. Взаимодействие дисков может приводить к взаимному гашению момента импульса падающего вещества и, как следствие, увеличению скорости аккреции вещества на чёрную дыру более чем в 100 раз по сравнению с обычным плоским диском.

В августе 2026 года с помощью орбитального телескопа «Джеймс Уэбб» был обнаружен объект MoM-BH*-1, наблюдаемый в состоянии, в котором он находился через 660 миллионов лет после Большого взрыва. Исследователи предполагают, что он представляет собой «чёрную звезду» — сверхмассивную чёрную дыру, плотно окружённую оболочкой из раскалённого газа. Это открытие подтверждает гипотезу о том, что подобные объекты могли играть важную роль в аномально быстром росте сверхмассивных чёрных дыр в ранней Вселенной[27].

Нижняя граница массы

Чёрные дыры занимают практически весь диапазон масс от нескольких масс Солнца до нескольких десятков миллиардов масс Солнца. Долгое время между самыми тяжёлыми чёрными дырами звёздной массы (~10 M⊙) и самыми лёгкими сверхмассивными чёрными дырами (~106 M⊙) существовал пробел, который, как предполагалось, должны были заполнять чёрные дыры средней массы. После долгих поисков стало обнаруживаться всё больше свидетельств в пользу существования подобных объектов[28]. Нижняя граница массы сверхмассивных чёрных дыр, отделяющая их от чёрных дыр средней массы, условна и не определена точно.

Самая лёгкая из подтверждённых чёрных дыр имеет массу около 3,3 M⊙[29]. Самая тяжёлая чёрная дыра звёздной массы (образовавшаяся в результате гравитационного коллапса звезды) в нашей Галактике находится в двойной системе Gaia BH3 и имеет массу около 33 M⊙[30]. За пределами Млечного Пути самые массивные чёрные дыры такого типа были обнаружены путём регистрации гравитационных волн от их слияний. Например, в 2019 году зарегистрирован сигнал GW190521, порождённый слиянием чёрных дыр массой и . После слияния они образовали чёрную дыру массой [31][32]. В 2023 году был зафиксирован сигнал GW231123, порождённый слиянием ещё более массивных чёрных дыр, массы которых оцениваются в и [33].

Одна из самых лёгких чёрных дыр, которые классифицируются как сверхмассивные, находится в центре карликовой дисковой галактики RGG 118 и имеет массу 5 ⋅ 104 M⊙ (50 тысяч масс Солнца). Она была открыта в 2015 году. Для этой чёрной дыры выполняется то же соотношение между её массой и дисперсией скоростей звёзд в центральной области родительской галактики, которое справедливо для более массивных чёрных дыр[34][35][36]. Тем не менее иногда её классифицируют как чёрную дыру средней массы[37].

undefined

В 2004 году космический телескоп XMM-Newton зарегистрировал рентгеновское излучение сверхъяркого источника HLX-1, расположенного на окраине галактики ESO 243-49. После дополнительных наблюдений объекта астрономы пришли к выводу, что выделение энергии для столь мощного излучения может происходить только при падении вещества в гравитационном поле чёрной дыры массой не менее 500 M⊙, о чём было объявлено в публикации 2009 года[38]. В 2010—2011 годах с помощью антенной решётки ATCA в Австралии астрономы зафиксировали вспышки радиоизлучения от данного объекта, происходящие с временно́й задержкой от одних до нескольких суток после рентгеновских вспышек, наблюдавшихся орбитальной обсерваторией Swift. Эти данные указывали на дискретные выбросы релятивистских струй вещества, что послужило окончательным доказательством присутствия чёрной дыры и позволило установить ограничения на её массу: 9—90 тысяч масс Солнца, с наиболее вероятным значением около 20 тысяч масс Солнца[39][40][41].

В 2019 году было обнаружено, что чёрная дыра, расположенная в активном ядре карликовой галактики NGC 4395, имеет массу около 104 M⊙[42][43][44]. Она чаще всего классифицируется как чёрная дыра средней массы[42][45][46][44].

Согласно современным представлениям, чёрные дыры средней массы могут формироваться внутри компактных шаровых звёздных скоплений[26]. Наблюдаемое с помощью космического телескопа «Хаббл» движение 7 быстрых звёзд вокруг центра шарового скопления ω Центавра указывает на присутствие в нём чёрной дыры массой не менее 8200 M⊙[47][48] и наиболее вероятным значением в интервале 39—47 тысяч M⊙[49]. Последующие наблюдения телескопа «Джеймс Уэбб» не смогли определённо подтвердить существование этой чёрной дыры, однако наложили дополнительные ограничения на её возможную массу, исключив нижний предел в 8200 M⊙ и указав на вероятное значение около 20 тысяч M⊙[49]. С другой стороны, анализ наблюдаемого ускорения миллисекундных пульсаров в центральной области скопления показал, что особенности их движения лучше объясняются гравитационным влиянием совокупности чёрных дыр звёздной массы, а не одной чёрной дырой средней массы[50].

В 2024 году астрономы обнаружили 23 спиральные галактики, в центрах которых с вероятностью не менее 50% присутствуют чёрные дыры массой 102—106 M⊙[51]. Спектроскопические обзорные наблюдения прибора DESI выявили 300 новых кандидатов в чёрные дыры средней массы в активных ядрах галактик (увеличив их известное количество более чем в 3 раза)[52].

Некоторые астрофизические модели объясняют характерные особенности сверхъярких рентгеновских источников присутствием в них именно чёрных дыр средних масс[53].

Верхняя граница массы

Теоретическая оценка

Одним из важнейших механизмов роста массы чёрной дыры является аккреция (падение) на неё окружающего вещества. Поскольку притягиваемое вещество обладает моментом импульса, оно не падает на чёрную дыру радиально по прямой, а образует вокруг неё вращающийся аккреционный диск. Угловая скорость вращения диска уменьшается с увеличением расстояния от его центра (то есть от чёрной дыры). Поэтому между разными слоями диска возникает трение, под действием которого вещество диска разогревается и светится в разных диапазонах электромагнитного спектра. Это же трение обеспечивает передачу момента импульса от внутренних областей диска к внешним, вследствие чего внутренние слои постепенно приближаются к чёрной дыре по спирали и в конце концов падают на неё[54].

Внутренний край аккреционного диска совпадает с радиусом самой внутренней устойчивой круговой орбиты вокруг чёрной дыры . Если вещество приближается к чёрной дыре на расстояние меньше этого радиуса, то оно падает дальше на чёрную дыру по спирали с сохранением момента импульса и без заметного энерговыделения[54]. Этот радиус пропорционален массе чёрной дыры: .

Ещё одна характеристика диска — это радиус самогравитации . На расстояниях, превышающих этот радиус, градиент угловой скорости (скорость её падения с расстоянием) очень низок, вследствие чего вещество диска более холодное. Кроме того, на этих расстояниях приливные силы, действующие на некую массу вещества диска со стороны чёрной дыры, меньше, чем силы самогравитации этой массы. По этим причинам вещество аккреционного диска при неизбежно фрагментируется на отдельные плотные сгустки и превращается в звёзды. Поэтому радиус является внешней границей аккреционного диска. Он очень слабо зависит от массы чёрной дыры и лежит в интервале 0,01—0,1 пк.

undefined

Поскольку при росте массы чёрной дыры внутренняя граница аккреционного диска увеличивает свой радиус, а внешняя остаётся почти неизменной, при достижении определённого значения массы эти две границы сомкнутся и диск исчезнет. Чёрная дыра будет окружена только звёздами, которые ранее сформировались из аккреционного диска и обращаются вокруг неё по устойчивым орбитам, не падая на неё и не увеличивая более её массу. При медленном вращении чёрной дыры максимальное значение её массы, при достижении которого дальнейший рост останавливается, составляет 5 ⋅ 1010 M⊙ (50 млрд масс Солнца). Однако эта величина зависит от скорости вращения чёрной дыры и аккреционного диска. В предельном случае, когда параметр спина чёрной дыры стремится к единице и чёрная дыра с аккреционным диском вращаются в одну и ту же сторону (проградное вращение), этот предел возрастает до 2,7 ⋅ 1011 M⊙[55].

Масса чёрной дыры может увеличиться ещё больше, за счёт падения на неё звёзд или слияния чёрных дыр. Но эти процессы не будут сопровождаться ярким свечением окрестностей чёрной дыры, подобным тому, которое наблюдается у активных ядер галактик и квазаров. Поэтому данные оценки являются не максимальной массой чёрной дыры вообще, а максимальной массой чёрной дыры, которую можно наблюдать по яркому свечению аккреционного диска вокруг неё (например, в активных ядрах галактик). Тем не менее, сверхмассивные чёрные дыры с более высокими массами можно обнаружить другими способами, например с помощью гравитационного линзирования.

Наблюдательные данные

Теоретическая оценка максимальной массы чёрных дыр, имеющих яркие аккреционные диски, по порядку величины соответствует наблюдательным данным. Самая массивная чёрная дыра, масса которой измерена наиболее надёжным методом — по скорости движения газа вокруг неё, находится внутри сверхъяркого квазара TON 618. Скорость движения газа в данном случае определялась по ширине линий в спектре его излучения. Оценка массы, полученная в 2004 году по ширине спектральной линии водорода Hβ серии Бальмера, составляет 6,6 · 1010 M⊙ (66 млрд масс Солнца)[56]. Более поздняя оценка, полученная в 2019 году по ширине линии трёхкратно ионизованного углерода (C IV), равна 4,1 · 1010 M⊙ (41 млрд масс Солнца)[57]. Оценка по линии Hβ считается более надёжной, поскольку линия C IV, используемая во втором методе, часто искажена мощными оттоками газа от квазара. Последнее может приводить к завышению вычисленной массы чёрной дыры в несколько раз или даже на порядок величины.

В 2017 году сообщалось, что масса чёрной дыры в квазаре SDSS J140821.67+025733.2 составляет 1,96 · 1011 M⊙, т. е. в 3 раза выше, чем в квазаре TON 618. Однако впоследствии было показано, что эта оценка ошибочна и основана на неверном измерении ширины линии ионизованного углерода C IV в спектре квазара. Более точная оценка, полученная в 2021 году и основанная на наблюдаемой ширине спектральной линии однократно ионизованного магния (Mg II), указывает на массу чёрной дыры около 8 · 109 M⊙ (8 млрд масс Солнца), что в 8 раз меньше, чем у квазара TON 618[58].

Все остальные оценки массы сверхмассивных чёрных дыр (некоторые из которых приведены ниже) ещё менее надёжны, поскольку получены более косвенными методами:

  • либо путём распространения на них корреляции между массой чёрной дыры и какой-либо другой измеряемой характеристикой галактики (например, её полной массой или массой балджа, светимостью, дисперсией скоростей звёзд балджа)[59];
  • либо путём расчёта на основании модели эволюции галактики, которая сама по себе построена на ряде гипотез.

В 2016 году была получена косвенная оценка массы сверхмассивной чёрной дыры Феникс A*, расположенной в центре самой яркой галактики скопления Феникса. Авторы построили компьютерную модель, которая связывает скорость аккреции вещества на чёрную дыру с мощностью её энерговыделения в виде электромагнитного излучения и релятивистских струй. Согласно модели, рост массы центрального объекта гравитационно перестраивает распределение звёзд в центральной области галактики, а релятивистские струи механически расталкивают межгалактический газ в окрестности галактики, создавая в нём горячие «пузыри». Затем авторы сравнили предсказания модели с наблюдательными данными о профиле поверхностной яркости галактики и мощности рентгеновского излучения горячего газа вокруг неё. Это позволило оценить скорость роста массы и саму массу центральной чёрной дыры, которая оказалась близкой к ~1011 M⊙.

В 2019 году были получены косвенные оценки массы чёрной дыры в ядре гигантской эллиптической галактики ESO 444-46 (также известной как A3558-BCG, то есть самая яркая галактика скопления Abell 3558) тремя разными способами. Оценки на основе дисперсии скоростей звёзд и общей светимости галактики дали значения около 500 млн и 78 млрд масс Солнца соответственно. Кроме того, авторы предположили, что эта галактика образовалась в результате множественных последовательных слияний меньших галактик, каждая из которых также содержала чёрную дыру в своём центре. После каждого слияния галактик их чёрные дыры объединялись в двойную систему и какое-то время обращались вокруг общего центра масс, оказывая гравитационное влияние на близкие звёзды и выбрасывая их на окраину новообразованной галактики. Из-за этого в самом центре галактики формировалась область пониженной концентрации звёзд. По размеру этой области авторы получили третью оценку массы центральной чёрной дыры, которая образовалась в результате слияния всех предшествующих чёрных дыр, — около 27 млрд масс Солнца[60][61].

Масса чёрной дыры в центре гигантской эллиптической галактики IC 1101, определённая аналогичными методами, лежит в интервале (4—10) · 1010 M⊙ (40—100 млрд масс Солнца).

Обнаружение сверхмассивных чёрных дыр

В современной астрономии существует два наиболее достоверных способа отличить чёрную дыру от объекта другого типа. Первый метод заключается в том, чтобы измерить массу и размер объекта и сравнить его радиус с гравитационным радиусом, который для заданной массы определяется формулой:

где гравитационная постоянная,  масса объекта,  скорость света[2].

Если радиус объекта массой меньше гравитационного радиуса для данной массы, то этот объект является чёрной дырой.

Долгое время разрешающая способность телескопов была недостаточной для того, чтобы различать области пространства размером порядка гравитационного радиуса чёрной дыры. Поэтому в идентификации сверхмассивных чёрных дыр существовала определённая степень допущения. Считалось, что установленный верхний предел размеров этих объектов недостаточен, чтобы рассматривать их как скопления белых или коричневых карликов, нейтронных звёзд или чёрных дыр звёздной массы[62][63].

Существует множество способов определить массу и приблизительный размер сверхмассивного тела, однако большинство из них основано на измерении характеристик орбит обращающихся вокруг них объектов (звёзд, радиоисточников, газовых дисков). В простейшем случае, характерном для вращения околоядерных газовых дисков, движение вещества происходит по траекториям, близким к круговым кеплеровским орбитам. При этом линейная скорость орбитального движения вещества обратно пропорциональна квадратному корню из радиуса орбиты :

Тогда масса центрального тела находится по известной формуле

Если спутник движется по эллиптической орбите (что чаще характерно для дискретных объектов, например для звёзд), то его скорость будет различной в разных точках орбиты. В этом случае массу центрального объекта можно определить с помощью обобщённого третьего закона Кеплера:

где период обращения спутника, большая полуось орбиты, масса центрального объекта, масса спутника. В большинстве случаев , то есть массой спутника можно пренебречь. Тогда массу центрального объекта можно вычислить по формуле:

В случаях, когда движение объектов-индикаторов (звёзд или газа) происходит в протяжённой среде, которая своим тяготением искажает кеплеровские орбиты, для определения радиального распределения массы в центральной области галактики применяют более сложные методы. Если рассматривается движение системы большого числа звёзд, то радиальный профиль массы рассчитывают с помощью уравнений Джинса (вытекающих из бесстолкновительного уравнения Больцмана). Если же исследуется динамика околоядерного газового диска, то распределение масс находят из уравнений гидродинамического баланса (с учётом гравитационного потенциала, центробежных сил, давления газа и встречного звёздного ветра, а также других факторов). Сравнение результатов моделирования с наблюдательными данными позволяет установить истинное распределение материи в центре галактики, обнаружить возможное присутствие там чёрной дыры и измерить её массу[64][65].

Второй метод обнаружения чёрной дыры основан на получении изображения центральной области её аккреционного диска со сверхвысоким угловым разрешением при помощи радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами. Этот подход позволяет напрямую визуализировать тень чёрной дыры, образующуюся вследствие гравитационного линзирования света в ближайшей окрестности горизонта событий, геометрия и размеры которого уникальны для данного класса объектов[2][66].

Метод отношения массы к светимости

Одним из основных методов поиска сверхмассивных чёрных дыр является исследование распределения яркости центральной области галактики и дисперсии (разброса) скорости движения звёзд в зависимости от расстояния до галактического центра[67]. Распределение яркости измеряется фотометрическими методами при фотографировании галактик с большим разрешением. Скорости звёзд определяются по красному смещению линий поглощения в их спектрах (вследствие эффекта Доплера). При этом рассматриваются не одиночные звёзды, а большие совокупности звёзд, движущихся с разными лучевыми скоростями относительно наблюдателя. Поскольку спектральные линии разных звёзд смещаются на разную величину и в разных направлениях, в сумме это приводит к доплеровскому уширению линий в спектре излучения той или иной области галактики, находящейся на определённом расстоянии от центра.

Зная распределение скорости звёзд в зависимости от расстояния до центра галактики , можно найти радиальное распределение массы в галактике. Например, при эллиптической симметрии поля скоростей решение уравнения Джинса даёт следующий результат:

,

где  линейная скорость движения звезды, , и  — радиальная и азимутальные проекции дисперсии скорости,  гравитационная постоянная,  плотность звёздного вещества, которая обычно принимается пропорциональной светимости.

Поскольку чёрная дыра имеет большую массу при низкой светимости, одним из признаков наличия в центре галактики сверхмассивной чёрной дыры может служить высокое отношение массы к светимости для ядра галактики. Плотное скопление обычных звёзд имеет отношение (масса и светимость выражаются в массе и светимости солнца). Поэтому значения (для некоторых галактик ), являются признаком наличия сверхмассивной чёрной дыры. Возможны, однако, альтернативные объяснения этого феномена: скопления белых или коричневых карликов, нейтронных звёзд, чёрных дыр звёздной массы.

Измерение скорости вращения газа

В последнее время благодаря повышению разрешающей способности телескопов стало возможным наблюдать и измерять скорости движения отдельных объектов в непосредственной близости от центра галактик. Так, при помощи спектрографа FOS (Faint Object Spectrograph) космического телескопа «Хаббл» группой под руководством Х. Форда была обнаружена вращающаяся газовая структура в центре галактики M87[68]. Скорость вращения газа на расстоянии около 60 световых лет от центра галактики составила 550 км/с, что соответствует кеплеровской орбите с массой центрального тела порядка 3⋅109 масс солнца. Несмотря на гигантскую массу центрального объекта, нельзя сказать с полной определённостью, что он является чёрной дырой, поскольку гравитационный радиус такой чёрной дыры составляет около 0,001 светового года. По другим данным, объект сфотографированный Телескопом горизонта событий, является сверхмассивной чёрной дырой[69].

Измерение скорости микроволновых источников

В 1995 году группа под руководством Дж. Морана наблюдала точечные микроволновые источники, вращающиеся в непосредственной близости от центра галактики M 106[70]. Наблюдения проводились при помощи радиоинтерферометра, включавшего сеть наземных радиотелескопов, что позволило наблюдать центр галактики с угловым разрешением 0,001″. Всего было обнаружено 17 компактных источников, расположенных в дискообразной структуре радиусом около 10 световых лет. Источники вращались в соответствии с кеплеровским законом (скорость вращения обратно пропорциональна квадратному корню из расстояния), откуда масса центрального объекта была оценена как 4⋅107 масс солнца, а верхний предел радиуса ядра — 0,04 светового года.

Наблюдение траекторий отдельных звёзд

В 1993—1996 годах Андреас Эккарт и Райнхард Генцель наблюдали движение отдельных звёзд в окрестностях центра нашей Галактики[71]. Наблюдения проводились в инфракрасных лучах, для которых слой космической пыли вблизи ядра галактики не является препятствием. В результате удалось точно измерить параметры движения 39 звёзд, находящихся на расстоянии от 0,13 до 1,3 светового года от центра галактики. Было установлено, что движение звёзд соответствует кеплеровскому, при котором центральное тело массой 2,5⋅106 масс солнца и радиусом не более 0,05 светового года соответствует положению компактного радиоисточника Стрелец А (Sgr A).

Сверхмассивная чёрная дыра в центре Млечного Пути

Подробнее
Стрелец A*

Масса сверхмассивной чёрной дыры в центре нашей Галактики составляет около 4,3 миллионов масс Солнца[2].

Ранние наблюдения в радиодиапазоне

Долгое время центр Галактики, приблизительное положение которого (созвездие Стрелец) было известно по оптическим наблюдениям, не был ассоциирован ни с каким компактным астрономическим объектом. Только в 1960 году Ян Оорт и Геррит Ругур установили, что в непосредственной близости (менее 0,03°) от галактического центра находится радиоисточник Стрелец A (Sgr A)[72]. В 1966 году Деннис Даунс и Алан Максвелл, обобщив данные по радионаблюдениям в дециметровом и сантиметровом диапазонах длин волн, пришли к выводу, что малое ядро Галактики представляет собой объект диаметром 10 пк, связанный с источником Стрелец А[73].

К началу 1970-х годов благодаря наблюдениям в радиодиапазоне было известно, что Стрелец А имеет сложную пространственную структуру. В 1971 году Даунс и Мартин, проводя наблюдения на Кембриджском радиоинтерферометре с базой 1,6 км (англ. One-Mile Telescope) на частотах 2,7 и 5 ГГц с угловым разрешением 11″ и 6″ соответственно, выяснили, что радиоисточник состоит из двух диффузных облаков, находящихся на угловом расстоянии 1′ друг от друга: восточная часть (Sgr A East) испускает нетепловое радиоизлучение, а западная (Sgr A West) представляет собой радиоизлучающее облако горячего ионизованного газа диаметром около 45″ (1,8 пк)[74]. В 1974 году Б. Балик и С. Сандерс провели на 43-метровом радиотелескопе Национальной радиоастрономической обсерватории (NRAO) картографирование радиоисточника Стрелец А на частотах 2,7 и 8,1 ГГц с разрешением 2″[75]. Было обнаружено, что обе части радиоисточника представляют собой компактные образования диаметром менее 10″ (0,4 пк), окружённые облаками горячего газа.

Начало наблюдений в инфракрасном диапазоне

Вплоть до конца 1960-х годов не существовало эффективных инструментов для изучения центральных областей Галактики, поскольку плотные облака космической пыли, закрывающие от наблюдателя галактическое ядро, полностью поглощают идущее из ядра видимое излучение и значительно осложняют работу в радиодиапазоне.

Ситуация коренным образом изменилась благодаря развитию инфракрасной астрономии, для которой космическая пыль практически прозрачна. Ещё в 1947 году Джоуэл Стеббинс и А. Уитфорд, используя фотоэлемент, сканировали галактический экватор на длине волны 1,03 мкм, однако не обнаружили дискретного инфракрасного источника[76]. В. И. Мороз в 1961 году провёл аналогичное сканирование окрестностей Стрельца A на волне 1,7 мкм и тоже потерпел неудачу[77]. В 1966 году Е. Беклин сканировал район Стрельца А в диапазоне 2,0—2,4 мкм и впервые обнаружил источник, по положению и размерам соответствовавший радиоисточнику Стрелец А.

В 1968 году Е. Беклин и Г. Нейгебауэр провели сканирование для длин волн 1,65, 2,2 и 3,4 мкм с разрешением 0,08—1,8″ и обнаружили объект сложной структуры, состоявший из основного инфракрасного источника диаметром 5', компактного объекта внутри него, расширенной фоновой области и нескольких компактных звездообразных источников в непосредственной близости от основного источника[78].

В середине 1970-х годов начинается исследование динамических характеристик наблюдаемых объектов. В 1976 году Е. Воллман спектральными методами (использовалась линия излучения ионизованного неона Ne II с длиной волны 12,8 мкм) исследовал скорость движения газов, в области диаметром 0,8 пс вокруг галактического центра. Наблюдения показали симметричное движение газа со скоростями около 75 км/c. По полученным данным Воллман предпринял одну из первых попыток оценить массу объекта, предположительно находящегося в центре галактики. Полученный им верхний предел массы оказался равным 4⋅106 масс Солнца[79].

Обнаружение компактных инфракрасных источников

Дальнейшее увеличение разрешающей способности телескопов позволило выделить в газовом облаке, окружающем центр Галактики, несколько компактных инфракрасных источников. В 1975 году Е. Беклин и Г. Нейгебауэр составили инфракрасную карту центра Галактики для длин волн 2,2 и 10 мкм с разрешением 2,5″, на которой выделили 20 обособленных источников, получивших название IRS1—IRS20[80]. Четыре из них (1, 2, 3, 5) позиционно совпали с известными по радионаблюдениям компонентами радиоисточника Sgr A. Природа выделенных источников долгое время обсуждалась. Один из них (IRS 7) идентифицирован как молодая звезда-сверхгигант, несколько других — как молодые гиганты. IRS 16 оказался очень плотным (106 масс Солнца на кубический парсек) скоплением звёзд-гигантов и карликов. Остальные источники предположительно являлись компактными облаками H II и планетарными туманностями, в некоторых из которых присутствовали звёздные компоненты[81]. Продольная скорость отдельных источников лежала в пределах ±260 км/c, диаметр составлял 0,1—0,45 пк, масса 0,1—10 масс Солнца, расстояние от центра Галактики 0,05—1,6 пк. Масса центрального объекта оценивалась как 3⋅106 масс Солнца, таким же был порядок массы, распределённой в области радиусом 1 пк вокруг центра. Поскольку вероятная ошибка при вычислении масс была того же порядка, допускалась возможность отсутствия центрального тела, при этом распределённая в радиусе 1 пк масса оценивалась как (0,8—1,6) ⋅ 107 масс Солнца[82].

Последующее десятилетие характеризовалось постепенным ростом разрешающей способности оптических приборов и выявлением всё более подробной структуры инфракрасных источников. К 1985 году стало ясно, что наиболее вероятным местом нахождения центральной чёрной дыры является источник, обозначенный как IRS 16. Были обнаружены также два мощных потока ионизированного газа, один из которых вращался по круговой орбите на расстоянии 1,7 пк от центра Галактики, а второй — по параболической на расстоянии 0,5 пк. Масса центрального тела, рассчитанная по скорости этих потоков составила 4,7⋅106 масс Солнца по первому потоку и 3,5⋅106 масс Солнца по второму[83].

Наблюдение отдельных звёзд

В 1991 году вступил в строй инфракрасный матричный детектор Sharp I на 3,5-метровом телескопе Европейской южной обсерватории (ESO) в Ла-Силла (Чили). Камера диапазона 1—2,5 мкм обеспечивала разрешение 50 угловых мкс на 1 пиксель матрицы. Кроме того, был установлен 3D-спектрометр на 2,2-метровом телескопе той же обсерватории.

С появлением инфракрасных детекторов высокого разрешения стало возможным наблюдать в центральных областях галактики отдельные звёзды. Изучение их спектральных характеристик показало, что большинство из них относятся к молодым звёздам возрастом несколько миллионов лет. Вопреки ранее принятым взглядам, было установлено, что в окрестностях сверхмассивной чёрной дыры активно идёт процесс звездообразования. Полагают, что источником газа для этого процесса являются два плоских аккреционных газовых кольца, обнаруженных в центре Галактики в 1980-х годах. Однако внутренний диаметр этих колец слишком велик, чтобы объяснить процесс звездообразования в непосредственной близости от чёрной дыры. Звёзды, находящиеся в радиусе 1″ от чёрной дыры (так называемые «S-звёзды») имеют случайное направление орбитальных моментов, что противоречит аккреционному сценарию их возникновения. Предполагается, что это горячие ядра красных гигантов, которые образовались в отдалённых районах Галактики, а затем мигрировали в центральную зону, где их внешние оболочки были сорваны приливными силами чёрной дыры[84].

Звёзды в пределах ±0,5″ от центра Галактики (рисунок).
Траектории звёзд, ближайших к центру Галактики по данным наблюдений 1995—2003 годов.

К 1996 году были известны более 600 звёзд в области диаметром около парсека (25″) вокруг радиоисточника Стрелец А*, а для 220 из них были надёжно определены радиальные скорости. Оценка массы центрального тела составляла (2—3) · 106 масс Солнца, радиуса — 0,2 светового года.

По состоянию на октябрь 2009 года разрешающая способность инфракрасных детекторов достигла 0,0003″ (что на расстоянии 8 кпк соответствует 2,5 а. е.). Число звёзд в пределах 1 пк от центра Галактики, для которых измерены параметры движения, превысило 6000[85].

Рассчитаны точные орбиты для ближайших к центру Галактики 28 звёзд, наиболее интересной среди которых является звезда S2. За время наблюдений (1992—2021), она сделала почти два полных оборота вокруг чёрной дыры, что позволило с большой точностью оценить параметры её орбиты. Период обращения S2 составляет 15,8 ± 0,11 лет, большая полуось орбиты 0,12495 ± 0,00004″ (1000 а. е.), эксцентриситет 0,88441 ± 0,00006, максимальное приближение к центральному телу 0,014443″ или 119,54 а. е[86]. Орбиты S2 и других звёзд S-скопления (S29, S38, S55) оказались близкими к кеплеровским орбитам, хотя наблюдаются и релятивистские поправки (в частности, шварцшильдовская прямая прецессия орбиты). Ретроградная (ньютоновская) прецессия орбит, которая присутствовала бы при наличии достаточно большой распределённой массы вблизи перицентров, не наблюдается; это означает, что почти вся масса, влияющая на движение звёзд, сосредоточена в центре. Измерения исключают (со значимостью 3σ) существование распределённой массы более 7500 M⊙ внутри орбиты S2[87]. Точное измерение параметров орбит позволило с высокой точностью оценить массу центрального тела. По последним оценкам (2021) она равна

со статистической погрешностью 0,012 млн масс Солнца и систематической погрешностью 0,04 млн M⊙.

Вклад в погрешности вносят, в частности, ошибки измерений расстояния от Солнца до Стрельца А*; наиболее точные современные оценки этого расстояния дают:

пк.

Гравитационный радиус чёрной дыры массой 4⋅106 масс Солнца составляет примерно 12 млн км, или 0,08 а. е., то есть в 1400 раз меньше, чем ближайшее расстояние, на которое подходила к центральному телу звезда S2. Однако среди исследователей практически нет сомнений, что центральный объект не является скоплением звёзд малой светимости, нейтронных звёзд или чёрных дыр, поскольку они, будучи сконцентрированными в таком малом объёме, неизбежно слились бы за короткое время в единый сверхмассивный объект, который не может быть ничем иным, кроме чёрной дыры.

Получение изображения тени РСДБ-методом

По наблюдательным данным, полученным в 2017 году методом радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами при помощи радиоинтерферометра «Телескоп горизонта событий», построено изображение центральной части аккреционного диска вокруг сверхмассивной чёрной дыры в ядре нашей Галактики. В центре диска видна тень чёрной дыры. Радиус тени в 2,6 раза больше радиуса горизонта событий. Впервые это изображение было опубликовано 12 мая 2022 года[88].

Наблюдаемый размер тени чёрной дыры совпал в пределах 10% с теоретически рассчитанным на основе общей теории относительности с учётом массы чёрной дыры, ранее измеренной по наблюдаемому движению звёзд в её окрестности, и известного расстояния до неё[89].

undefined

Сверхмассивные чёрные дыры вне нашей Галактики

  • По состоянию на 2026 год, самая тяжёлая сверхмассивная чёрная дыра находится в квазаре TON 618 в созвездии Гончие Псы, на расстоянии 10,37 млрд световых лет от Млечного Пути. Её масса, измеренная по ширине спектральной линии водорода Hβ, составляет 66 млрд M⊙. Другая оценка, основанная на ширине линии трижды ионизованного углерода C IV, равна 41 млрд M⊙.
  • Сверхмассивная чёрная дыра Феникс A*, расположенная в центре самой яркой галактики скопления Феникса, имеет массу, которая косвенным методом оценивается в 100 млрд M⊙.
  • Сверхмассивная чёрная в центре эллиптической галактики IC 1101. Три разных косвенных метода дают для её массы значения в интервале 40—100 млрд M⊙.
  • Сверхмассивная чёрная в ядре гигантской эллиптической галактики ESO 444-46, самой яркой галактики скопления Abell 3558. Три различных метода оценки её массы дают значения 500 млн, 27 млрд и 78 млрд M⊙[61].
  • Сверхмассивная чёрная дыра в центре галактики Holmberg 15A, находящейся в созвездии Кит в 700 млн св. лет от Солнца, имеет массу примерно 40 ± 8 млрд M⊙[90].
  • Сверхмассивная чёрная дыра массой 21 млрд масс Солнца находится в галактике NGC 4889 в созвездии Волосы Вероники.
  • Квазар OJ 287 в созвездии Рак представляет собой двойную систему чёрных дыр, бо́льшая из которых имеет массу равную 18 млрд M⊙.
  • Масса чёрной дыры в центре галактики NGC 1277 в созвездии Персей составляет 17 млрд M⊙, что составляет 14% массы всей галактики[91].
  • Сверхмассивная чёрная дыра Q0906+6930 в созвездии Большая Медведица имеет массу 10 млрд M⊙[92].
  • Объект MoM-BH*-1 в созвездии Кит, находящийся на расстоянии 13 млрд световых лет от Земли, представляет собой «чёрную звезду» — сверхмассивную чёрную дыру, плотно окружённую оболочкой из раскалённого газа[93].
  • Сверхмассивная чёрная дыра в центре галактики M77 (созвездие Кит), окружённая компактной областью раскалённого газа, излучающей радиацию[94].

Сверхмассивные чёрные дыры в карликовых галактиках

В 2011 году активную сверхмассивную чёрную дыру массой 3 · 106 M⊙ нашли в карликовой галактике Henize 2−10 в 30 млн световых лет от Солнца в созвездии Компас[95]. Затем было найдено около 100 активных массивных чёрных дыр в галактиках с относительно слабым звездообразованием. Дальнейший поиск с помощью более длинных радиоволн помог обнаружить в карликовых галактиках 39 радиоисточников, из которых минимум 14 с высокой вероятностью являются массивными чёрными дырами. Некоторые из них находятся не в центрах галактик, а на окраинах. Компьютерное моделирование показало, что до половины всех карликовых галактик могут иметь нецентральные чёрные дыры[96].

В 2021 году было выполнено компьютерное моделирование карликовой сфероидальной галактики Лев I, являющейся спутником Млечного Пути. Сравнение предсказаний модели с реально наблюдаемым движением звёзд указывало на то, что в галактике содержится очень мало тёмной материи, но в центре присутствует сверхмассивная чёрная дыра массой около 3,3 млн M⊙ (что всего в 1,3 раза меньше массы чёрной дыры Стрелец A* в центре Млечного Пути). Такая масса чёрной дыры является аномально высокой для карликовой галактики и поначалу не имела удовлетворительного объяснения[97][98]. В 2023 году была предложена гипотеза, согласно которой изначально галактика Лев I была значительно массивнее, однако впоследствии потеряла до 90% своей звёздной массы в результате приливного разрушения при тесном сближении с Млечным Путём, при этом её массивная чёрная дыра сохранилась[99]. Более того, новое моделирование, проведённое в 2025 году, показало прямо противоположный результат по сравнению с работой 2021 года: наблюдаемое движение звёзд в галактике может объясняться присутствием в её центре очень плотного ядра из тёмной материи, а не сверхмассивной чёрной дыры.

Вспышки активности

За последние 35 лет в центре галактике IC 3599 были зафиксированы три вспышки активности сверхмассивной чёрной дыры: в 1990, 2010 и 2025—2026 годах[100][101].

Примечания

  1. ↑ Засов, Постнов. Общая астрофизика, 2022, с. 434.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 Черепащук А. М. Сверхмассивные чёрные дыры. Большая российская энциклопедия: научно-образовательный портал (22 июня 2022). Архивировано 15 июня 2024 года.
  3. ↑ Учёные научились взвешивать отдаленные черные дыры. Lenta.ru (5 июня 2008). Дата обращения: 27 июля 2026. Архивировано 11 февраля 2021 года.
  4. ↑ Засов А. В. Активные ядра галактик. Большая российская энциклопедия: научно-образовательный портал (9 июля 2022). Архивировано 15 июня 2024 года.
  5. ↑ Комберг Б. В. Квазары. Большая российская энциклопедия: научно-образовательный портал (8 июня 2022). Архивировано 15 июня 2024 года.
  6. ↑ Kormendy J., Ho L. C. (2013). “Coevolution (or not) of supermassive black holes and host galaxies”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics [англ.]. 51 (1): 511—653. arXiv:1304.7762. Bibcode:2013ARA&A..51..511K. DOI:10.1146/annurev-astro-082708-101811. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 1 августа 2026 на Wayback Machine.
  7. ↑ Понятие «объём чёрной дыры» не определено. Объём пространства внутри горизонта событий зависит от выбранной системы отсчёта и может меняться со временем (в том числе внутри статичной чёрной дыры Шварцшильда) или даже быть нулевым:
  8. ↑ Парадоксы сверхмассивных черных дыр. Дата обращения: 12 августа 2026. Архивировано 27 мая 2015 года.
  9. ↑ What Would Happen if You Fell Into a Black Hole? «Что произойдет, если вы будете падать в черную дыру?» Дата обращения: 12 августа 2026.
  10. ↑ Plavin A. V. et al. (2021). “Directional association of TeV to PeV astrophysical neutrinos with radio blazars”. The Astrophysical Journal [англ.]. 908 (2): 157. arXiv:2009.08914. Bibcode:2021ApJ...908..157P. DOI:10.3847/1538-4357/abceb8. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 12 февраля 2026 на Wayback Machine.
  11. ↑ Российские ученые нашли источник космических нейтрино высоких энергий. Российская академия наук (20 февраля 2021). Дата обращения: 27 июля 2026. Архивировано 3 марта 2021 года.
  12. ↑ Российские ученые нашли источник космических нейтрино высоких энергий. РИА Новости (20 февраля 2021). Дата обращения: 27 июля 2026. Архивировано 1 июля 2025 года.
  13. ↑ Сверхмассивные черные дыры назвали источником всех космических нейтрино. ТАСС (19 февраля 2021). Дата обращения: 27 июля 2026. Архивировано 22 января 2026 года.
  14. ↑ RX J1242–11: giant black hole rips star apart (англ.). Harvard University: Chandra X-ray Observatory (18 февраля 2004). Дата обращения: 12 августа 2026. Архивировано 2 ноября 2019 года.
  15. ↑ 1 2 3 4 Latif M. A., Ferrara A. (2016). “Formation of supermassive black hole seeds”. Publications of the Astronomical Society of Australia [англ.]. 33: e051. arXiv:1605.07391. Bibcode:2016PASA...33...51L. DOI:10.1017/pasa.2016.41. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 7 июня 2026 на Wayback Machine.
  16. ↑ 1 2 Inayoshi K. et al. (2020). “The assembly of the first massive black holes”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics [англ.]. 58: 27—97. arXiv:1911.05791. Bibcode:2020ARA&A..58...27I. DOI:10.1146/annurev-astro-120419-014455. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 18 июля 2026 на Wayback Machine.
  17. ↑ Ziparo F. et al. (2025). “Primordial black holes as supermassive black hole seeds”. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics [англ.]. 2025 (04): 040. arXiv:2411.03448. Bibcode:2025JCAP...04..040Z. DOI:10.1088/1475-7516/2025/04/040. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 7 июня 2026 на Wayback Machine.
  18. ↑ Галактики, 2019, с. 404–405.
  19. ↑ 1 2 Renzo M., Smith N. (2024). “Pair-instability evolution and explosions in massive stars” [англ.]. arXiv:2407.16113. Bibcode:2024arXiv240716113R. DOI:10.48550/arXiv.2407.16113. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 26 ноября 2025 на Wayback Machine.
  20. ↑ Woosley S. E. et al. The evolution and explosion of massive stars (англ.) // Reviews of Modern Physics. — 2002. — Vol. 74, no. 4. — P. 1015–1071. — doi:10.1103/RevModPhys.74.1015. — Bibcode: 2002RvMP...74.1015W.
  21. ↑ 1 2 Sun L. et al. (2018). “Simulating the magnetorotational collapse of supermassive stars: Incorporating gas pressure perturbations and different rotation profiles”. Physical Review D [англ.]. 98 (10): 103008. arXiv:1807.07970. Bibcode:2018PhRvD..98j3008S. DOI:10.1103/PhysRevD.98.103008. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 30 июля 2026 на Wayback Machine.
  22. ↑ Wise J. H. et al. (2019). “Formation of massive black holes in rapidly growing pre-galactic gas clouds”. Nature [англ.]. 566 (7742): 85—88. arXiv:1901.07563. Bibcode:2019Natur.566...85W. DOI:10.1038/s41586-019-0873-4. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 8 июля 2026 на Wayback Machine.
  23. ↑ Fuller G. M. et al. (1986). “The evolution of radiation-dominated stars. I. Nonrotating supermassive stars”. The Astrophysical Journal [англ.]. 307: 675—686. Bibcode:1986ApJ...307..675F. DOI:10.1086/164452. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 8 июля 2022 на Wayback Machine.
  24. ↑ 1 2 Kehrer K. S., Fuller G. M. (2024). “Dark matter and general relativistic instability in supermassive stars”. Physical Review D [англ.]. 110 (8): 083035. arXiv:2406.13887. Bibcode:2024PhRvD.110h3035K. DOI:10.1103/PhysRevD.110.083035. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 6 февраля 2026 на Wayback Machine.
  25. ↑ Pössel M. Mass and more (англ.). Einstein Online (интернет-журнал Института гравитационной физики Общества Макса Планка) (2005). Дата обращения: 12 августа 2026. Архивировано 19 мая 2026 года.
  26. ↑ 1 2 Глушкова Е. В. Шаровые звёздные скопления. Большая российская энциклопедия: научно-образовательный портал (18 марта 2024). Архивировано 15 июня 2024 года.
  27. ↑ Телескоп «Джеймс Уэбб» обнаружил «чёрную звезду» MoM-BH*-1. ТАСС. Дата обращения: 12 августа 2026.
  28. ↑ Miller M. C., Colbert E. J. M. (2004). “Intermediate-mass black holes”. International Journal of Modern Physics D [англ.]. 13 (01): 1—64. arXiv:astro-ph/0308402. Bibcode:2004IJMPD..13....1M. DOI:10.1142/S0218271804004426. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 19 июля 2026 на Wayback Machine.
  29. ↑ Кешелава Т. Найдена рекордно маленькая черная дыра. N + 1 (1 ноября 2019). Дата обращения: 4 августа 2026. Архивировано 19 ноября 2025 года.
  30. ↑ Most massive stellar black hole in our galaxy found (англ.). European Southern Observatory (16 апреля 2024). Дата обращения: 12 августа 2026. Архивировано 8 июня 2026 года.
  31. ↑ Abbott R. et al. (2020). “GW190521: A binary black hole merger with a total mass of 150 M⊙”. Physical Review Letters [англ.]. 125 (10): 101102. arXiv:2009.01075. Bibcode:2020PhRvL.125j1102A. DOI:10.1103/PhysRevLett.125.101102. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 2 августа 2026 на Wayback Machine.
  32. ↑ GW190521: The most massive black hole collision observed to date (англ.). LIGO. Дата обращения: 12 августа 2026. Архивировано 6 июня 2026 года.
  33. ↑ Abac A. G. et al. (2025). “GW231123: A binary black hole merger with total mass 190─265 M⊙”. The Astrophysical Journal Letters [англ.]. 993 (1): L25. arXiv:2507.08219. Bibcode:2025ApJ...993L..25A. DOI:10.3847/2041-8213/ae0c9c. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 24 июля 2026 на Wayback Machine.
  34. ↑ Baldassare V. F. et al. (2015). “A ∼50,000 M☉ solar mass black hole in the nucleus of RGG 118”. The Astrophysical Journal Letters [англ.]. 809 (1): L14. arXiv:1506.07531. Bibcode:2015ApJ...809L..14B. DOI:10.1088/2041-8205/809/1/L14. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 28 июля 2026 на Wayback Machine.
  35. ↑ Oxymoronic black hole provides clues to growth (англ.). NASA (11 августа 2015). Дата обращения: 12 августа 2026. Архивировано 29 марта 2026 года.
  36. ↑ Астрономы нашли самую маленькую сверхмассивную черную дыру. Интерфакс (12 августа 2015). Дата обращения: 4 августа 2026. Архивировано 12 февраля 2025 года.
  37. ↑ Graham A. W. et al. (2016). “Does the intermediate-mass black hole in LEDA 87300 (RGG 118) follow the near-quadratic MBH—MSpheroid relation?”. The Astrophysical Journal [англ.]. 818 (2): 172. arXiv:1512.00991. Bibcode:2016ApJ...818..172G. DOI:10.3847/0004-637X/818/2/172. Дата обращения 2026-08-12.
  38. ↑ XMM-Newton discovers a new class of black holes (англ.). European Space Agency (1 июля 2009). Дата обращения: 4 августа 2026. Архивировано 14 июля 2026 года.
  39. ↑ Webb N. et al. (2012). “Radio detections during two state transitions of the intermediate-mass black hole HLX-1” (PDF). Science [англ.]. 337 (6094): 554. arXiv:1311.6918. Bibcode:2012Sci...337..554W. DOI:10.1126/science.1222779. Дата обращения 2026-08-12.
  40. ↑ Norrie J. Scientists find evidence of first 'middleweight' black hole (англ.). The Conversation (6 июля 2012). Дата обращения: 12 августа 2026. Архивировано 6 июля 2024 года.
  41. ↑ Belching black hole proves a biggie (англ.). Space Daily (9 июля 2012). Дата обращения: 12 августа 2026.
  42. ↑ 1 2 Woo J.-H. et al. (2019). “A 10,000-solar-mass black hole in the nucleus of a bulgeless dwarf galaxy”. Nature Astronomy [англ.]. 3: 755—759. arXiv:1905.00145. Bibcode:2019NatAs...3..755W. DOI:10.1038/s41550-019-0790-3. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 16 июня 2026 на Wayback Machine.
  43. ↑ Ученые нашли галактику с рекордно легкой "сверхмассивной" черной дырой. РИА Новости (10 июня 2019). Дата обращения: 4 августа 2026. Архивировано 3 декабря 2019 года.
  44. ↑ 1 2 Астрономы лишили черную дыру Гончих Псов сверхмассивности. Новое измерение показало, что объект в центре плоской галактики NGC 4395 почти в 40 раз меньше, чем астрономы считали ранее. ТАСС (10 июня 2019). Дата обращения: 4 августа 2026. Архивировано 15 января 2026 года.
  45. ↑ Wrobel J. M., Ho L. C. (2006). “Radio emission on subparsec scales from the intermediate-mass black hole in NGC 4395”. The Astrophysical Journal [англ.]. 646 (2): L95—L98. arXiv:astro-ph/0606600. Bibcode:2006ApJ...646L..95W. DOI:10.1086/507102. Дата обращения 2026-08-12.
  46. ↑ Pan Y. et al. (2026). “The intermediate-mass black hole reverberation mapping project: Stable optical continuum lags of an intermediate-mass black hole in the dwarf galaxy NGC 4395 over years”. The Astrophysical Journal [англ.]. 1003: 196. arXiv:2601.14787. DOI:10.3847/1538-4357/ae6857. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 4 августа 2026 на Wayback Machine.
  47. ↑ NASA’s Hubble finds strong evidence for intermediate-mass black hole in Omega Centauri (англ.). NASA (10 июля 2024). Дата обращения: 12 августа 2026. Архивировано 21 июля 2026 года.
  48. ↑ В Млечном Пути обнаружена крупная черная дыра массой в 8,2 тыс. Солнц. ТАСС (10 июля 2024). Дата обращения: 4 августа 2026.
  49. ↑ 1 2 Gough E. It's the JWST's turn to look for an intermediate mass black hole (англ.). Universe Today (8 декабря 2025). Дата обращения: 12 августа 2026. Архивировано 14 мая 2026 года.
  50. ↑ Black hole debate settled? Stellar-mass black holes found at the heart of the Milky Way's largest star cluster (англ.). University of Surrey (9 декабря 2024). Дата обращения: 12 августа 2026. Архивировано 25 января 2026 года.
  51. ↑ Davis B. L. et al. (2024). “Identification of intermediate-mass black hole candidates among a sample of Sd galaxies”. The Astrophysical Journal [англ.]. 971 (2): 123. arXiv:2406.05778. Bibcode:2024ApJ...971..123D. DOI:10.3847/1538-4357/ad55eb. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 21 февраля 2026 на Wayback Machine.
  52. ↑ DESI uncovers 300 new intermediate-mass black holes plus 2500 new active black holes in dwarf galaxies (англ.). NOIRLab (19 февраля 2025). Дата обращения: 12 августа 2026. Архивировано из оригинала 9 мая 2026 года.
  53. ↑ Winter L. M. et al. (2006). “XMM-Newton archival study of the ultraluminous X-ray population in nearby galaxies”. The Astrophysical Journal [англ.]. 649 (2): 730—752. arXiv:astro-ph/0512480. Bibcode:2006ApJ...649..730W. DOI:10.1086/506579. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 17 июля 2026 на Wayback Machine.
  54. ↑ 1 2 Шакура Н. И. Аккреционный диск. Большая российская энциклопедия: научно-образовательный портал (9 июня 2022). Дата обращения: 31 июля 2026. Архивировано 16 июня 2024 года.
  55. ↑ Астрофизик определил массу самой тяжелой чёрной дыры. Lenta.ru (13 декабря 2015). Дата обращения: 31 июля 2026. Архивировано 25 сентября 2020 года.
  56. ↑ Shemmer O. et al. (2004). “Near-infrared spectroscopy of high-redshift active galactic nuclei. I. A metallicity-accretion rate relationship”. The Astrophysical Journal [англ.]. 614 (2): 547—557. arXiv:astro-ph/0406559. Bibcode:2004ApJ...614..547S. DOI:10.1086/423607. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 27 июля 2026 на Wayback Machine. (См. Таблицу 2 на стр. 553).
  57. ↑ Ge X. et al. (2019). “The blueshift of the C IV broad emission line in QSOs”. The Astronomical Journal [англ.]. 157 (4): 148. arXiv:1903.08830. Bibcode:2019AJ....157..148G. DOI:10.3847/1538-3881/ab0956. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 27 июля 2026 на Wayback Machine.
  58. ↑ Guo H., Barth A. J. The quasar SDSS J140821.67+025733.2 does not contain a 196 billion solar mass black hole (англ.) // Research Notes of the AAS. — 2021. — Vol. 5, no. 1. — P. 2. — doi:10.3847/2515-5172/abd7f9. — Bibcode: 2021RNAAS...5....2G. Архивная копия от 25 июля 2026 на Wayback Machine.
  59. ↑ Галактики, 2019, с. 399.
  60. ↑ Dullo B. T. (2019). “The most massive galaxies with large depleted cores: Structural parameter relations and black hole masses”. The Astrophysical Journal [англ.]. 886 (2): 80. arXiv:1910.10240. Bibcode:2019ApJ...886...80D. DOI:10.3847/1538-4357/ab4d4f. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 11 марта 2026 на Wayback Machine.
  61. ↑ 1 2 Dullo B. T. et al. (2021). “Ultramassive black holes in the most massive galaxies: MBH–σ versus MBH–Rb”. The Astrophysical Journal [англ.]. 908 (2): 134. arXiv:2012.04471. Bibcode:2021ApJ...908..134D. DOI:10.3847/1538-4357/abceae. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 27 мая 2026 на Wayback Machine.
  62. ↑ Maoz E. (1998). “Dynamical constraints on alternatives to supermassive black holes in galactic nuclei”. The Astrophysical Journal [англ.]. 494 (2): L181—L184. arXiv:astro-ph/9710309. Bibcode:1998ApJ...494L.181M. DOI:10.1086/311194. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 10 января 2026 на Wayback Machine.
  63. ↑ Kormendy J. (2000). “Monsters at the heart of galaxy formation”. Science [англ.]. 289 (5484): 1484—1485. arXiv:astro-ph/0007400. DOI:10.1126/science.289.5484.1484. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 17 ноября 2024 на Wayback Machine.
  64. ↑ Marconi A. et al. (2003). “Is there really a black hole at the center of NGC 4041? Constraints from gas kinematics”. The Astrophysical Journal [англ.]. 586 (2): 868—890. arXiv:astro-ph/0211650. Bibcode:2003ApJ...586..868M. DOI:10.1086/367764. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 26 июля 2018 на Wayback Machine.
  65. ↑ Walsh J. L. et al. (2013). “The M87 black hole mass from gas-dynamical models of Space Telescope Imaging Spectrograph observations”. The Astrophysical Journal [англ.]. 770 (2): 86. arXiv:1304.7273. Bibcode:2013ApJ...770...86W. DOI:10.1088/0004-637X/770/2/86. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 22 июня 2026 на Wayback Machine.
  66. ↑ Понятов А. Изображение чёрной дыры: что на самом деле получили астрономы. Элементы.ру (2019). Дата обращения: 7 августа 2026. Архивировано 6 октября 2022 года.
  67. ↑ Kormendy J., Richstone D. Inward Bound – the Search of Supermassive Black Holes in Galactic Nuclei (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — Annual Reviews, 1995. — Vol. 33. — P. 581. Архивировано 28 декабря 2007 года.
  68. ↑ Harms Richard J.; Ford Holland C.; Tsvetanov Zlatan I. et al. HST FOS spectroscopy of M87: Evidence for a disk of ionized gas around a massive black hole (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1994. — Vol. 435, no. 1. — P. L35—L38. Архивировано 2 сентября 2017 года.
  69. ↑ Каку, 2022, с. 123.
  70. ↑ Greenhill L. J.; Jiang D. R.; Moran J. M.; Reid M. J.; Lo K. Y.; Claussen M. J. Detection of a Subparsec Diameter Disk in the Nucleus of NGC 4258 (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1995. — Vol. 440. — P. 619. Архивировано 31 августа 2017 года.
  71. ↑ Eckart A.; Genzel R. Observations of stellar proper motions near the Galactic Centre (англ.) // Nature. — 1996. — Vol. 383. — P. 415—417. Архивировано 1 сентября 2017 года.
  72. ↑ Oort J. H., Rougoor G. W. The position of the galactic centre (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1960. — Vol. 121. — P. 171. Архивировано 4 октября 2018 года.
  73. ↑ Downes D.; Maxwell A. Radio Observations of the Galactic Center Region (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1966. — Vol. 146. — P. 653. Архивировано 4 октября 2018 года.
  74. ↑ Downes D.; Martin A. H. M. Compact Radio Sources in the Galactic Nucleus (англ.) // Nature. — 1971. — Vol. 233. — P. 112—114. Архивировано 4 октября 2018 года.
  75. ↑ Balick Bruce; Sanders Robert H. Radio Fine Structure in the Galactic Center (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1974. — Vol. 192. — P. 325—336. Архивировано 4 октября 2018 года.
  76. ↑ Stebbins Joel; Whitford A. E. Infrared radiation from the region of the galactic center (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1947. — Vol. 52. — P. 131. Архивировано 4 октября 2018 года.
  77. ↑ Moroz V. I. An Attempt to Observe the Infrared Radiation of the Galactic Nucleus // Astronomicheskii Zhurnal. — 1961. — Vol. 38. — С. 487. Архивировано 4 октября 2018 года.
  78. ↑ Becklin E. E.; Neugebauer G. Infrared Observations of the Galactic Center (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1968. — Vol. 151. — P. 145. Архивировано 4 октября 2018 года.
  79. ↑ Wollman E. R.; Geballe T. R.; Lacy J. H.; Townes C. H.; Rank D. M. Spectral and spatial resolution of the 12.8 micron NE II emission from the galactic center (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1976. — Vol. 205. — P. L5—L9. Архивировано 4 октября 2018 года.
  80. ↑ Becklin E. E.; Neugebauer G. High-resolution maps of the galactic center at 2.2 and 10 microns (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1975. — Vol. 200. — P. L71—L74. Архивировано 4 октября 2018 года.
  81. ↑ Becklin E. E.; Matthews K.; Neugebauer G.; Willner S. P. Infrared observations of the galactic center. I - Nature of the compact sources (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1978. — Vol. 219. — P. 121—128. Архивировано 4 октября 2018 года.
  82. ↑ Lacy J. H. et al. Observations of the motion and distribution of the ionized gas in the central parsec of the Galaxy. II (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1980. — Vol. 241. — P. 132—146. Архивировано 4 октября 2018 года.
  83. ↑ Serabyn E.; Lacy J. H. Forbidden NE II observations of the galactic center - Evidence for a massive block hole (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1985. — Vol. 293. — P. 445—458. Архивировано 4 октября 2018 года.
  84. ↑ Martins F. et al. On the Nature of the Fast-Moving Star S2 in the Galactic Center (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2008. — Vol. 672. — P. L119—L122. Архивировано 30 августа 2017 года.
  85. ↑ Schödel R.; Merritt D.; Eckart A. The nuclear star cluster of the Milky Way: proper motions and mass (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2009. — Vol. 502. — P. 91—111. Архивировано 1 сентября 2009 года.
  86. ↑ Gillessen S. et al. Monitoring Stellar Orbits Around the Massive Black Hole in the Galactic Center (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2009. — Vol. 692. — P. 1075—1109. Архивировано 15 апреля 2019 года.
  87. ↑ Abuter R. et al. (GRAVITY Collaboration). Mass distribution in the Galactic Center based on interferometric astrometry of multiple stellar orbits (англ.) // Astronomy & Astrophysics. — 2021. — 14 December. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/202142465. [исправить]
  88. ↑ Сурдин В. Г. Центр Галактики. Большая российская энциклопедия: научно-образовательный портал (1 ноября 2023). Архивировано 15 июня 2024 года.
  89. ↑ Event Horizon Telescope Collaboration (2022). “First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results. VI. Testing the black hole metric”. The Astrophysical Journal Letters [англ.]. 930 (2): L17. arXiv:2311.09484. Bibcode:2022ApJ...930L..17E. DOI:10.3847/2041-8213/ac6756. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 30 июля 2026 на Wayback Machine.
  90. ↑ A 40-billion solar mass black hole in the extreme core of Holm 15A, the central galaxy of Abell 85 Архивная копия от 3 августа 2019 на Wayback Machine, 2019
  91. ↑ Космос-журнал: Самая крупная чёрная дыра. Дата обращения: 26 февраля 2013. Архивировано 28 сентября 2015 года.
  92. ↑ Астрономы обнаружили самую массивную черную дыру во Вселенной. Дата обращения: 2 декабря 2019. Архивировано из оригинала 30 мая 2016 года.
  93. ↑ Телескоп "Джеймс Уэбб" обнаружил в ранней Вселенной экзотический объект MoM-BH*-1. ТАСС. ТАСС (8 августа 2026). Дата обращения: 12 августа 2026.
  94. ↑ Webb reveals the heart of M77. ESA Webb. European Space Agency (ESA) (26 апреля 2026). Дата обращения: 12 августа 2026.
  95. ↑ Reines A. E. et al. (2011). “An actively accreting massive black hole in the dwarf starburst galaxy Henize 2–10”. Nature [англ.]. 470 (7332): 66—68. arXiv:1101.1309. Bibcode:2011Natur.470...66R. DOI:10.1038/nature09724. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 29 января 2026 на Wayback Machine.
  96. ↑ Grossman L. Big black holes can settle in the outskirts of small galaxies (англ.). Science News (23 мая 2019). Дата обращения: 12 августа 2026. Архивировано 14 мая 2026 года.
  97. ↑ Bustamante-Rosell M. J. et al. (2021). “Dynamical analysis of the dark matter and central black hole mass in the dwarf spheroidal Leo I”. The Astrophysical Journal [англ.]. 921 (2): 107. arXiv:2111.04770. Bibcode:2021ApJ...921..107B. DOI:10.3847/1538-4357/ac0c79. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 16 февраля 2026 на Wayback Machine.
  98. ↑ Johnson R. Texas astronomers discover strangely massive black hole in Milky Way satellite galaxy (англ.). McDonald Observatory (1 декабря 2021). Дата обращения: 12 августа 2026. Архивировано 12 декабря 2021 года.
  99. ↑ Pacucci F. et al. (2023). “Extreme tidal stripping may explain the overmassive black hole in Leo I: A proof of concept”. The Astrophysical Journal Letters [англ.]. 956 (2): L37. arXiv:2309.02487. Bibcode:2023ApJ...956L..37P. DOI:10.3847/2041-8213/acff5e. Дата обращения 2026-08-12. Архивная копия от 24 октября 2024 на Wayback Machine.
  100. ↑ Grupe D. et al. In the eye of the storm: The third giant X-ray outburst of the extreme changing-look AGN IC 3599 (англ.). arXiv:2607.09036 [astro-ph.GA] (10 июля 2026). Дата обращения: 12 августа 2026. Архивировано 24 июля 2026 года.
  101. ↑ Третья вспышка за 35 лет: астрономы впервые в реальном времени зафиксировали вспышку черной дыры в галактике IC 3599. IXBT.com (21 июля 2026). Дата обращения: 12 августа 2026. Архивировано 7 августа 2026 года.
Ошибка в сносках?: Тег <ref> с именем «N+1 2015», определённый в <references>, не используется в предшествующем тексте.

Литература

Ссылки

Дополнительно по теме

Категории