Supermasivní černá díra

Supermasivní černá díra

Supermasivní černá díra ( SMBH nebo někdy SBH ) je největší druh černé díry s hmotností v řádu milionů až miliard násobku hmotnosti Slunce ( M ). Černé díry jsou třídou astronomických objektů , které prošly gravitačním kolapsem a zanechaly za sebou sféroidní oblasti vesmíru, ze kterých nemůže uniknout nic, dokonce ani světlo . Pozorovací důkazy naznačují, že téměř každá velká galaxie má ve středu galaxie supermasivní černou díru .Mléčná dráha má černá díra v centru jeho galaktického středu , který odpovídá umístění Sagittarius A *. Akrece z mezihvězdného plynu na supermasivních černých děr je proces zodpovědný pro napájení aktivních galaktických jader a kvasary .

Popis

Supermasivní černé díry jsou obecně definovány jako černé díry s hmotností nad 0,1 milionu až 1 milion M . Někteří astronomové začali označovat černé díry o minimálně 10 miliard M jako ultramasivní černé díry. Většina z nich (například TON 618 a SDSS J1408 + 0257 ) je spojena s výjimečně energetickými kvasary. Ještě větší byly nazvány ohromně velkými černými dírami (SLAB) s hmotností větší než 100 miliard M . Některé studie naznačují, že maximální hmota, které může černá díra dosáhnout, je světelný akceptor, je řádově ~ 50 miliard M .

Supermasivní černé díry mají fyzikální vlastnosti, které je jasně odlišují od klasifikací s nižší hmotností. Za prvé, slapové síly v blízkosti horizontu událostí jsou pro supermasivní černé díry výrazně slabší. Přílivová síla na tělese na horizontu událostí je nepřímo úměrná druhé mocnině hmotnosti: osoba na povrchu Země a jedna na horizontu události 10 milionů M černá díra prožívá přibližně stejný příliv síla mezi jejich hlavou a chodidly. Na rozdíl od hvězdných hmotných černých děr by člověk nezažil významnou slapovou sílu, dokud by nebyl příliš hluboko v černé díře. Navíc je poněkud neintuitivní poznamenat, že průměrná hustota SMBH s horizontem událostí (definovaná jako hmotnost černé díry děleno objemem v jejím poloměru Schwarzschild ) může být menší než hustota vody v případě některé SMBH.Důvodem je to, že poloměr Schwarzschilda je přímo úměrný jeho hmotnosti . Protože objem sférického objektu (například horizont událostí nerotující černé díry) je přímo úměrný krychli poloměru, hustota černé díry je nepřímo úměrná druhé mocnině hmoty, a tedy vyšší hromadné černé díry mají nižší průměrnou hustotu .

Poloměr horizontu událostí supermasivní černé díry o ~ 1 miliardě M je srovnatelný s osou oběžné dráhy planety Uran .

Historie výzkumu

Příběh o tom, jak byly nalezeny supermasivní černé díry, začal vyšetřováním Maartena Schmidta z rádiového zdroje 3C 273 v roce 1963. Zpočátku to bylo považováno za hvězdu, ale spektrum bylo záhadné. Bylo zjištěno, že jde o vodíkové emisní čáry, které byly červeně posunuty , což naznačuje, že se objekt vzdaloval od Země. Hubbleův zákon ukázal, že objekt byl umístěn několik miliard světelných let daleko, a proto musí vyzařovat energetický ekvivalent stovek galaxií. Rychlost světelných variací zdroje, nazývaného kvazihvězdný objekt , nebo kvazar, naznačuje, že emitující oblast měla průměr jednoho parseknebo méně. Do roku 1964 byly identifikovány čtyři takové zdroje.

V roce 1963 Fred Hoyle a WA Fowler navrhli existenci vodíkových supermasivních hvězd (SMS) jako vysvětlení kompaktních rozměrů a vysokého energetického výkonu kvasarů. Ty by měly hmotnost asi 10 5 - 10 9 M . Nicméně, Richard Feynman poznamenat hvězdy nad určitou kritickou hmotnost, dynamicky nestabilní a zhroutí do černé díry, alespoň v případě, že byly nerotační. Fowler poté navrhl, aby tyto supermasivní hvězdy podstoupily řadu kolapsů a explozních oscilací, což vysvětluje vzorec výdeje energie. Appenzeller a Fricke (1972) vytvořili modely tohoto chování, ale zjistili, že výsledná hvězda by se ještě zhroutila, a dospěla k závěru, že nerotující0,75 × 10 6 M SMS "nemůže uniknout zhroucení do černé díry spálením vodíku cyklem CNO ".

Edwin E. Salpeter a Yakov Zeldovich v roce 1964 navrhli, aby hmota dopadající na masivní kompaktní objekt vysvětlovala vlastnosti kvasarů. To by vyžadovalo hmotnost kolem 10 8 M , aby odpovídaly výstup z těchto objektů. Donald Lynden-Bell v roce 1969 poznamenal, že nafukující se plyn vytvoří plochý disk, který se spirálovitě pohybuje v centrálním " Schwarzschildově hrdle ". Poznamenal, že relativně nízký výkon blízkých galaktických jader naznačoval, že se jedná o staré neaktivní kvasary. Mezitím, v roce 1967, Martin Ryle a Malcolm Longairnavrhl, že téměř všechny zdroje extra-galaktické rádiové emise lze vysvětlit modelem, ve kterém jsou částice vyvrhovány z galaxií relativistickými rychlostmi ; což znamená, že se pohybují rychlostí světla .Martin Ryle, Malcolm Longair a Peter Scheuer poté v roce 1973 navrhli, aby kompaktní centrální jádro mohlo být původním zdrojem energie pro tyto relativistické proudy .

Arthur M. Wolfe a Geoffrey Burbidge v roce 1970 poznamenali, že velkou rychlostní disperzi hvězd v jaderné oblasti eliptických galaxií lze vysvětlit pouze velkou koncentrací hmoty v jádře; větší, než by bylo možné vysvětlit obyčejnými hvězdami. Ukázali, že chování lze vysvětlit masivní černou dírou s až 10 10 M nebo velkým počtem menších černých děr s hmotností pod 10 3 M . Dynamický důkaz masivního tmavého objektu byl nalezen v jádru aktivní eliptické galaxie Messier 87 v roce 1978, původně odhadovaný na5 × 10 9 M . Objev podobného chování v jiných galaxiích brzy následoval, včetně galaxie Andromeda v roce 1984 a galaxie Sombrero v roce 1988.

Donald Lynden-Bell a Martin Rees v roce 1971 předpokládali, že střed galaxie Mléčné dráhy bude obsahovat masivní černou díru. Sagittarius A * byl objeven a pojmenován dne 13. února a 15. 1974, astronomové Bruce Balick a Robert Brown pomocí Green Bank Interferometr z Národního Radio Astronomy Observatory . Objevili rádiový zdroj, který emituje synchrotronové záření ; bylo zjištěno, že je hustý a nepohyblivý kvůli své gravitaci. To tedy byl první náznak toho, že ve středu Mléčné dráhy existuje supermasivní černá díra.

Hubble Space Telescope , který byl zahájen v roce 1990, za předpokladu, že rozlišení potřebné k provádění více rafinované pozorování galaktických jader. V roce 1994 byl k pozorování Messier 87 použit spektrograf Faint Object Spectrograph na HST, který zjišťoval, že ionizovaný plyn obíhá kolem centrální části jádra rychlostí ± 500 km / s. Data ukázala koncentrovanou hmotnost(2,4 ± 0,7) × 10 9 M leží uvnitř a0.25 " span, které poskytují silný důkaz supermasivní černé díry.Miyoshi et al. Pomocí pozorování Messier 106 pomocí velmi dlouhého základního pole . (1995) dokázali prokázat, že emise z H 2 O maseru v této galaxii pocházela z plynného disku v jádru, který obíhal koncentrovanou hmotu3,6 × 10 7 M , který byl omezen na poloměr 0,13 parseků. Jejich průkopnický výzkum zaznamenal, že roj solárních černých děr v poloměru tohoto malého by dlouho nepřežil bez kolizí, což by ze supermasivní černé díry učinilo jediného životaschopného kandidáta. K tomuto pozorování, které poskytlo první potvrzení supermasivních černých děr, byl objev vysoce rozšířené emisní linie ionizovaného železa Ka (6,4 keV) z galaxie MCG-6-30-15. Rozšíření bylo způsobeno gravitačním rudým posunem světla, které uniklo z pouhých 3 až 10 poloměrů Schwarzschildů z černé díry.

10. dubna 2019 zveřejnila spolupráce na dalekohledu Event Horizon Telescope první obraz černé díry v horizontálním měřítku ve středu galaxie Messier 87.

V únoru 2020 astronomové uvedli, že dutina v nadkupě Ophiuchus pocházející ze supermasivní černé díry je výsledkem největší známé exploze ve vesmíru od velkého třesku .

V březnu 2020 astronomové navrhli, aby fotonový prsten vytvořil další podřetězce, a navrhl způsob lepší detekce těchto podpisů na prvním snímku černé díry.

Formace

Umělecké pojetí supermasivní černé díry obklopené akrečním diskem a vyzařující relativistický proud

Původ supermasivních černých děr zůstává otevřeným polem výzkumu. Astrofyzici souhlasí s tím, že černé díry mohou růst narůstáním hmoty a sloučením s jinými černými děrami.Existuje několik hypotéz pro mechanismy formování a počáteční množství předků neboli "semen" supermasivních černých děr.

Jedna hypotéza je, že semena jsou černé díry desítek nebo snad stovek slunečních hmot, které po sobě zanechaly výbuchy hmotných hvězd a rostou narůstáním hmoty. Jiný model hypotézu, že před prvními hvězdami, velké plynové mraky mohly zhroutit do " kvazi-star ", což by zhroucení do černé díry kolem 20 M . Tyto hvězdy mohly být také vytvořeny pomocí halo temné hmoty, které přitahovaly enormní množství plynu gravitací, což by potom vytvořilo supermasivní hvězdy s desítkami tisíc hmotností Slunce. "Kvazihvězda" se stává nestabilní vůči radiálním poruchám kvůli produkci párů elektronů a pozitronů v jejím jádru a mohla by se zhroutit přímo do černé díry bez exploze supernovy (která by vyvrhla většinu své hmoty a zabránila tomu, aby černá díra rostla tak rychle ). Alternativní scénář předpovídá, že velké mraky rudého posuvu plynu neobsahujícího kovy když jsou ozářeny dostatečně intenzivním tokem Lyman-Wernerových fotonů , mohou vyhnout ochlazení a fragmentaci, a tak se zhroutí jako jediný objekt kvůli sobě -gravitace .Jádro kolabujícího objektu dosahuje extrémně vysokých hodnot hustoty hmoty, řádověa spouští obecnou relativistickou nestabilitu. Objekt se tak zhroutí přímo do černé díry, aniž by prošel z mezifáze hvězdy nebo kvazihvězdy. Tyto objekty mají typickou hmotnost ~ 100 000 M a jsou pojmenovány černé díry s přímým zhroucením .

Umělecký dojem obrovského odlivu vyvrženého z kvasaru SDSS J1106 + 1939 Umělcova ilustrace galaxie pomocí trysek ze supermasivní černé díry.

Další model zahrnuje hustou hvězdnou hvězdokupu, která prochází zhroucením jádra, protože negativní tepelná kapacita systému pohání rychlostní disperzi v jádru na relativistické rychlosti. Konečně, prvotní černé díry mohly být vytvořeny přímo z vnějšího tlaku v prvních okamžicích po Velkém třesku. Tyto prvotní černé díry by pak měly více času než kterýkoli z výše uvedených modelů k akumulaci, což by jim poskytlo dostatek času k dosažení supermasivních velikostí. Tvorba černých děr ze smrti prvních hvězd byla rozsáhle studována a potvrzena pozorováním. Ostatní modely pro tvorbu černé díry uvedené výše jsou teoretické.

Nezávisle na konkrétním formačním kanálu pro semeno černé díry, vzhledem k dostatečné hmotnosti poblíž, by se mohlo stát, že by se stalo střední hmotou černé díry a případně SMBH, pokud by míra narůstání přetrvávala.

Vytvoření supermasivní černé díry vyžaduje relativně malý objem vysoce husté hmoty s malým momentem hybnosti . Normálně proces narůstání zahrnuje transport velkého počátečního dotace momentu hybnosti směrem ven, což se jeví jako limitující faktor růstu černé díry. Toto je hlavní součást teorie akrečních disků . Akrece plynu je nejúčinnější a také nejnápadnější způsob, jak rostou černé díry. Předpokládá se, že většina masového růstu supermasivních černých děr nastává prostřednictvím epizod rychlého narůstání plynu, které lze pozorovat jako aktivní galaktická jádranebo kvasary. Pozorování ukazují, že kvasary byly mnohem častější, když byl vesmír mladší, což naznačuje, že supermasivní černé díry se formovaly a rostly brzy. Hlavním omezujícím faktorem pro teorie vzniku supermasivní černé díry je pozorování vzdálených světelných kvasarů, které naznačují, že supermasivní černé díry o miliardách hmot Slunce se již vytvořily, když byl vesmír méně než miliarda let starý. To naznačuje, že supermasivní černé díry vznikly velmi brzy ve vesmíru, uvnitř prvních hmotných galaxií.

Umělecký dojem hvězd zrozených ve větru ze supermasivních černých děr.

U pozorovaného hromadného rozložení černých děr existuje volné místo. Černé díry, které se rodí od umírajících hvězd, mají hmotnosti 5-80 M . Minimální supermasivní černá díra je přibližně sto tisíc hmotností Slunce. Hmotnostní stupnice mezi těmito rozsahy se nazývají černé díry se střední hmotou. Taková mezera naznačuje jiný proces formování. Některé modely naznačují, že ultrafialové rentgenové zdroje (ULX) mohou být černé díry z této chybějící skupiny.

Existuje horní hranice toho, jak velké supermasivní černé díry mohou růst. Takzvané ultramasivní černé díry (UMBH), které jsou minimálně desetkrát větší než většina supermasivních černých děr, s 10 miliardami hmotností Slunce a více, mají teoretickou horní hranici kolem 50 miliard hmotností Slunce, stejně jako cokoli nad tímto zpomaluje růst na procházení (zpomalení má tendenci začít kolem 10 miliard hmotností Slunce) a způsobí, že se nestabilní akreční disk obklopující černou díru spojí do hvězd, které ji obíhají.

Malá menšina zdrojů tvrdí, že vzdálené supermasivní černé díry, jejichž velká velikost je těžké vysvětlit tak brzy po Velkém třesku, jako ULAS J1342 + 0928 , mohou být důkazem toho, že náš vesmír je výsledkem Velkého odrazu . velkého třesku, přičemž tyto supermasivní černé díry vznikly před Velkým odrazem.

Aktivita a galaktický vývoj

Hlavní články: Aktivní galaktické jádro a tvorba a vývoj galaxií

Gravitace ze supermasivních černých děr ve středu mnoha galaxií je považována za energii pro aktivní objekty, jako jsou Seyfertovy galaxie a kvasary, a vztah mezi hmotou centrální černé díry a hmotou hostitelské galaxie závisí na typu galaxie.

Aktivní galaktické jádro (AGN) je nyní považováno za galaktické jádro hostující masivní černou díru, která akumuluje hmotu a vykazuje dostatečně silnou svítivost. Například jaderné oblasti Mléčné dráhy chybí dostatečná svítivost, aby byla tato podmínka splněna. Sjednoceným modelem AGN je koncept, že lze vysvětlit velkou škálu pozorovaných vlastností taxonomie AGN pomocí malého počtu fyzikálních parametrů. U počátečního modelu tyto hodnoty sestávaly z úhlu torusu akrečního disku k přímce viditelnosti a světelnosti zdroje. AGN lze rozdělit do dvou hlavních skupin: radiační režim AGN, ve kterém je většina výstupu ve formě elektromagnetického záření prostřednictvím opticky silného akrečního disku, a tryskový režim, ve kterém relativistické proudy vycházejí kolmo na disk.

Empirická korelace mezi velikostí supermasivních černých děr a hvězdnou disperzí rychlosti boule galaxie se nazývá vztah M-sigma.

Důkazy

Dopplerova měření

Simulace bočního pohledu na černou díru s průhledným toroidním prstencem ionizované hmoty podle navrhovaného modelu pro Sgr A * . Tento obrázek ukazuje výsledek ohybu světla zpoza černé díry a také ukazuje asymetrii vznikající Dopplerovým jevem z extrémně vysoké orbitální rychlosti hmoty v prstenci.

Některé z nejlepších důkazů o přítomnosti černých děr poskytuje Dopplerův jev, kdy světlo z blízké obíhající hmoty je červeně posunuté při ústupu a modře posunuté při postupu. Pro hmotu velmi blízkou černé díře musí být orbitální rychlost srovnatelná s rychlostí světla, takže ustupující hmota bude vypadat velmi slabě ve srovnání s postupující hmotou, což znamená, že systémy s vnitřně symetrickými disky a prsteny získají vysoce asymetrický vizuální vzhled. Tento efekt byl povolen v moderních počítačem generovaných obrazech, jako je zde uvedený příklad, založený na věrohodném modelu pro supermasivní černou díru v Sgr A *ve středu naší vlastní galaxie. Rozlišení poskytované v současnosti dostupnou technologií dalekohledu je však stále nedostatečné k přímému potvrzení těchto předpovědí.

To, co již bylo přímo pozorováno v mnoha systémech, jsou nižší nerelativistické rychlosti hmoty obíhající dále od toho, co se předpokládá jako černé díry. Přímé dopplerovské měření vodních masérů obklopujících jádra blízkých galaxií odhalilo velmi rychlý Keplerianův pohyb , možný pouze s vysokou koncentrací hmoty ve středu. V současné době jsou jedinými známými objekty, které dokáží v tak malém prostoru zabalit dostatek hmoty, jsou černé díry nebo věci, které se v astrofyzicky krátkých časových intervalech vyvinou do černých děr. U aktivních galaxií dále lze použít šířku širokých spektrálních čar ke sondování plynu obíhajícího blízko horizontu událostí. Technika mapování dozvuku používá variabilitu těchto linií k měření hmotnosti a možná rotace černé díry, která pohání aktivní galaxie.

V Mléčné dráze

Odvozené oběžné dráhy 6 hvězd kolem kandidáta supermasivní černé díry Střelce A * v galaktickém středu Mléčné dráhy

Astronomové věří, že galaxie Mléčná dráha má ve svém středu supermasivní černou díru, 26 000 světelných let od sluneční soustavy , v oblasti zvané Sagittarius A * protože:

• Hvězda S2 sleduje eliptickou dráhu s dobou 15,2 let a pericentrem (nejbližší vzdálenost) 17 světelných hodin (1,8 × 10 13 m nebo 120 AU) od středu centrálního objektu.
• Z pohybu hvězdy S2 lze hmotnost objektu odhadnout na 4,1 milionu M , nebo přibližně8,2 × 10 36 kg .
• Poloměr centrálního objektu musí být menší než 17 světelných hodin, protože jinak by se S2 srazil. Pozorování hvězdy S14 naznačují, že poloměr není větší než 6,25 světelných hodin, což odpovídá průměru oběžné dráhy Uranu.
• Žádná známá astronomický objekt jiný než černá díra může obsahovat 4,1 milionu M v tomto objemu prostoru.

Infračervená pozorování jasně světlice aktivity v blízkosti Sagittarius A * ukazují orbitálního pohybu plazmatu s obdobím roku45 ± 15 minut při vzdálenosti šesti až desetinásobku gravitačního poloměru kandidátského SMBH. Tato emise odpovídá cirkularizované oběžné dráze polarizovaného "horkého bodu" na akrečním disku v silném magnetickém poli. Vyzařovaná hmota obíhá kolem 30% rychlosti světla těsně mimo nejvnitřnější stabilní kruhovou dráhu.

5. ledna 2015 NASA uvedla, že pozorovala rentgenovou erupci 400krát jasnější než obvykle, rekordman, od Sagittarius A *. Neobvyklá událost mohla být podle astronomů způsobena rozpadem asteroidu padajícího do černé díry nebo zapletením čar magnetického pole do plynu proudícího do Střelce A *.

Detekce neobvykle jasné rentgenové erupce od Sagittarius A *, supermasivní černé díry ve středu galaxie Mléčná dráha.

Mimo Mléčnou dráhu

Viz také: Seznam nejhmotnějších černých děr Umělecký dojem supermasivní černé díry, která trhá hvězdu. Dole: supermasivní černá díra pohlcující hvězdu v galaxii RX J1242-11 - rentgenová (vlevo) a optická (vpravo).

Jednoznačné dynamické důkazy o supermasivních černých dírách existují pouze v několika galaxiích; ně patří Mléčná dráha, galaxie místní skupiny M31 a M32 a několik galaxií mimo místní skupinu, např. NGC 4395. V těchto galaxiích střední čtvercová (nebo efektivní hodnota) rychlosti hvězd nebo plynu stoupá úměrně k 1 / r blízko středu, což naznačuje hmotu centrálního bodu. Ve všech ostatních dosud pozorovaných galaxiích jsou rychlosti rms ploché nebo dokonce klesají směrem ke středu, což znemožňuje s jistotou konstatovat přítomnost supermasivní černé díry. Nicméně je všeobecně přijímáno, že střed téměř každé galaxie obsahuje supermasivní černou díru. Důvodem tohoto předpokladu je vztah M-sigma , těsný (nízký rozptyl) vztah mezi hmotou díry v deseti galaxiích se zabezpečenými detekcemi a disperzí rychlosti hvězd v boulích těchto galaxie.Tato korelace, i když je založena na pouhé hrstce galaxií, naznačuje mnoha astronomům silné spojení mezi vznikem černé díry a galaxií samotnou.

Fotografie Hubblova kosmického dalekohledu z 4400 světelných let dlouhého relativistického paprsku Messier 87, což je hmota vymrštěná6,4 × 10 9 supermasivní černá díra ve středu galaxie

Nedaleká galaxie Andromeda vzdálená 2,5 milionu světelných let obsahuje (1,1-2.3) × 10 8 (110-230 milionů) M centrální černá díra, výrazně větší než u Mléčné dráhy. Největší supermasivní černou dírou v blízkosti Mléčné dráhy se zdá být ta z Messier 87 (tj. M87 *) o hmotnosti(6,4 ± 0,5) × 10 9 (asi 6,4 miliardy) M ve vzdálenosti 53,5 milionů světelných let. Supergiantní eliptická galaxie NGC 4889 , ve vzdálenosti 336 milionů světelných let daleko vsouhvězdí Coma Berenices , obsahuje černou díru měřenou jako2,1 × 10 10 (21 miliard) M .

Hmoty černých děr v kvasarech lze odhadnout nepřímými metodami, které podléhají značné nejistotě. Kvasar TON 618 je příkladem objektu s extrémně velkou černou dírou, odhadovanou na6,6 × 10 10 (66 miliard) M . Jeho rudý posuv je 2,219. Dalšími příklady kvasarů s velkou odhadovanou hmotností černé díry jsou hyperluminózní kvasar APM 08279 + 5255 s odhadovanou hmotností2,3 × 10 10 (23 miliard) M a kvasar S5 0014 + 81 o hmotnosti4,0 × 10 10 (40 miliard) M neboli 10 hmotnosti černé díry v galaktickém středu Mléčné dráhy.

Některé galaxie, například galaxie 4C +37.11 , mají ve svých centrech dvě supermasivní černé díry, které tvoří binární systém . Pokud by se srazily, událost by vytvořila silné gravitační vlny . Binární supermasivní černé díry jsou považovány za běžný důsledek galaktických fúzí . Binární pár v OJ 287 , vzdálený 3,5 miliardy světelných let, obsahuje nejmohutnější černou díru v páru s hmotností odhadovanou na 18 miliard M . V roce 2011 byla v trpasličí galaxii Henize 2-10 objevena superhmotná černá díra, který nemá žádné boule. Přesné důsledky tohoto objevu na tvorbu černé díry nejsou známy, ale mohou naznačovat, že černé díry se vytvořily před boulemi.

28. března 2011 byla vidět supermasivní černá díra, která roztrhla hvězdu střední velikosti na kusy. To je jediné pravděpodobné vysvětlení pozorování v ten den náhlého rentgenového záření a následných širokopásmových pozorování. Zdrojem bylo dříve neaktivní galaktické jádro a ze studie výbuchu se odhaduje, že galaktické jádro je SMBH s hmotností řádově milionu hmotností Slunce. U této vzácné události se předpokládá relativistický odtok (materiál emitovaný v tryskovém paprsku při významném zlomku rychlosti světla) z hvězdy přílivově narušenéSMBH. Očekává se, že se na SMBH nahromadila významná část sluneční hmoty. Následné dlouhodobé pozorování umožní tento předpoklad potvrdit, pokud se emise z trysky rozpadne očekávanou rychlostí hromadění na SMBH.

"> Mrak plynu s několikanásobnou hmotností Země se zrychluje směrem k supermasivní černé díře ve středu Mléčné dráhy.

V roce 2012 astronomové zaznamenali neobvykle velkou hmotnost přibližně 17 miliard M pro černou díru v kompaktní lentikulární galaxii NGC 1277 , která leží 220 miliónů světelných let daleko v souhvězdí Perseus . Předpokládaná černá díra má přibližně 59 procent hmotnosti boule této lentikulární galaxie (14 procent z celkové hvězdné hmotnosti galaxie). Další studie dospěla k velmi odlišnému závěru: tato černá díra není nijak zvlášť přehnaně masivní, odhaduje se na 2 až 5 miliard M , přičemž nejpravděpodobnější hodnotou je 5 miliard M ..28. února 2013 astronomové v NGC 1365 informovali o použití satelitu NuSTAR k přesnému měření rotace supermasivní černé díry, přičemž uvedli , že horizont událostí se točí téměř rychlostí světla.

Hubbleův pohled na supermasivní černou díru, která se "řítí".

V září 2014 údaje z různých rentgenových dalekohledů ukázaly, že extrémně malá, hustá, ultrakompaktní trpasličí galaxie M60-UCD1 hostí ve svém středu 20 milionů černé díry sluneční hmoty, což představuje více než 10% celkové hmotnosti galaxie. Objev je docela překvapivý, protože černá díra je pětkrát hmotnější než černá díra Mléčné dráhy, přestože galaxie je menší než pět tisícin hmotnosti Mléčné dráhy.

Některé galaxie nemají ve svých centrech žádné supermasivní černé díry. Ačkoli většina galaxií bez supermasivních černých děr jsou velmi malé, trpasličí galaxie, jeden objev zůstává záhadný: Nebylo zjištěno, že by supergiantní eliptická cD galaxie A2261-BCG obsahovala aktivní supermasivní černou díru, přestože je galaxie jednou z největších známých galaxií ; desetkrát větší a tisíckrát větší než hmotnost Mléčné dráhy. Vzhledem k tomu, že supermasivní černá díra bude viditelná pouze během jejího nárůstu, může být supermasivní černá díra téměř neviditelná, s výjimkou jejích účinků na hvězdné oběžné dráhy.

V prosinci 2017 astronomové oznámili detekci nejvzdálenějšího dosud známého kvazaru ULAS J1342 + 0928, který obsahuje nejvzdálenější supermasivní černou díru, při hlášeném červeném posuvu z = 7,54, který překonal rudý posuv 7 u dříve známého nejvzdálenějšího kvasaru ULAS J1120 + 0641.

Supermasivní černá díra a menší černá díra v galaxii OJ 287Srovnání velkých a malých černých děr v galaxii OJ 287 ke sluneční soustavě">Black Hole Disk Flares In galaxy OJ 287
(1:22; animace; 28. dubna 2020)

Hawkingovo záření

Hlavní článek: Hawkingovo záření

Hawkingovo záření je záření černého tělesa, u kterého se předpokládá, že bude uvolňováno černými dírami , kvůli kvantovým účinkům blízko horizontu událostí. Toto záření snižuje hmotnost a energii černých děr, což způsobuje jejich zmenšení a nakonec zmizí. Pokud se černé díry odpaří pomocí Hawkingova záření , supermasivní černá díra s hmotností 10 11 (100 miliard) M se vypaří za přibližně 2 × 10 100 let. Předpokládá se, že některé černé díry monster ve vesmíru budou i nadále narůstat až na 10 14 M během kolapsu galaxií. I tyto by se odpařily v časovém měřítku až 10106 let.

 Hubblova kosmického dalekohledu z 4400 světelných let