WikiDer > Предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова.

Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit

В Предел Толмана – Оппенгеймера – Волкова. (или же Лимит ТОВ) является верхней границей масса холода, невращающегося нейтронные звезды, аналогично Предел Чандрасекара за белый Гном звезды.

Теоретическая работа 1996 года установила предел примерно в 1,5–3,0 солнечных массы,[1] соответствует исходной звездной массе от 15 до 20 масс Солнца; дополнительная работа в том же году дала более точный диапазон от 2,2 до 2,9 солнечных масс.[2]

Наблюдения за GW170817, первое событие гравитационной волны из-за слияния нейтронных звезд (которые, как считается, коллапсировали в черную дыру[3] в течение нескольких секунд после слияния[4]), поставил предел около 2,17M☉ (солнечные массы).[5][6][7][8] Это значение несовместимо с коротким гамма-всплеск Однако данные рентгеновского плато, которые предполагали значение MТОВ = 2.37M☉.[9] Повторный анализ данных события GW170817 в 2019 г. привел к более высокому значению MТОВ = 2.3M☉.[10] Нейтронная звезда в двоичная пара (PSR J2215 + 5135) имеет массу, близкую к этому пределу, 2.27+0.17
−0.15 M☉.[11] Более безопасное измерение PSR J0740 + 6620, пульсар, затмеваемый белым карликом, дает массу 2.14+0.10
−0.09 M☉.[12][13]

В случае жестко вращающейся нейтронной звезды[n 1] считается, что предел массы увеличится на 18–20%.[4][8]

История

Идея о том, что должен существовать абсолютный верхний предел массы холодного (в отличие от поддерживаемого тепловым давлением) самогравитирующего тела, восходит к работе 1932 г. Лев Ландау, на основе Принцип исключения Паули. Принцип Паули показывает, что фермионный частицы в достаточно сжатой материи будут вынуждены перейти в такое энергетическое состояние, что их масса покоя вклад станет незначительным по сравнению с релятивистским кинетическим вкладом (RKC). RKC определяется только соответствующими квантовая длина волны λ, что было бы порядка среднего межчастичного расстояния. С точки зрения Планковские единицы, с приведенная постоянная Планка час, то скорость света c, а гравитационная постоянная грамм все равны единице, будет соответствующий давление дан примерно

.

На верхнем пределе массы это давление будет равно давлению, необходимому для сопротивления гравитации. Давление, чтобы противостоять гравитации для тела массы M будет дано в соответствии с теорема вириала примерно по

,

куда ρ это плотность. Это будет дано ρ = м/λ3, куда м - соответствующая масса на частицу. Видно, что длина волны сокращается, так что можно получить приближенную формулу предела массы очень простой формы

.

В этих отношениях м можно приблизительно принять за масса протона. Это относится даже к белый Гном случай (тот из Предел Чандрасекара), для которых фермионные частицы, обеспечивающие давление, являются электронами. Это связано с тем, что массовая плотность обеспечивается ядрами, в которых нейтронов примерно столько же, сколько протонов. Точно так же протонов для нейтральности заряда должно быть столько же, сколько электронов снаружи.

В случае нейтронные звезды этот предел был впервые разработан Дж. Роберт Оппенгеймер и Георгий Волков в 1939 г., используя работу Ричард Чейс Толман. Оппенгеймер и Волков предположили, что нейтроны в нейтронной звезде образовалась выродиться холодный Ферми газ. Таким образом, они получили предельную массу около 0,7.солнечные массы,[14][15] что было меньше, чем Предел Чандрасекара для белых карликов. Принимая во внимание сильные силы ядерного отталкивания между нейтронами, современные исследования приводят к значительно более высоким оценкам в диапазоне примерно от 1,5 до 3,0 солнечных масс.[1] Неопределенность значения отражает тот факт, что уравнения состояния за чрезвычайно плотное вещество малоизвестны. Масса пульсара PSR J0348 + 0432, в 2.01±0.04 массы Солнца, устанавливает эмпирическую нижнюю границу предела TOV.

Приложения

В нейтронной звезде меньшей массы, чем предел, вес звезды уравновешивается короткодействующими отталкивающими нейтронно-нейтронными взаимодействиями, опосредованными сильным взаимодействием, а также давлением квантового вырождения нейтронов, предотвращающим коллапс. Если ее масса будет выше предела, звезда схлопнется до более плотной формы. Это могло бы сформировать черная дыра, или изменить состав и получить поддержку другим способом (например, давление вырождения кварка если он станет кварковая звезда). Поскольку свойства гипотетических, более экзотических форм дегенеративная материя они даже хуже известны, чем нейтронно-вырожденная материя, большинство астрофизиков полагают, в отсутствие доказательств обратного, что нейтронная звезда сверх предела коллапсирует прямо в черную дыру.

А черная дыра, образованная коллапсом отдельной звезды должен иметь массу, превышающую предел Толмена – Оппенгеймера – Волкова. Теория предсказывает, что из-за потеря массы в течение звездная эволюция, черная дыра, образованная изолированной звездой солнечного металличность может иметь массу не более примерно 10 солнечные массы.[16]:Рис. 16 С точки зрения наблюдений, из-за их большой массы, относительной слабости и рентгеновских спектров, ряд массивных объектов в Рентгеновские двойные системы считаются звездными черными дырами. По оценкам, эти кандидаты в черные дыры имеют массу от 3 до 20 солнечные массы.[17][18] LIGO имеет обнаружен слияния черных дыр с участием черных дыр в диапазоне масс Солнца 7,5–50; возможно, хотя и маловероятно, что эти черные дыры сами были результатом предыдущих слияний.

Список самых массивных нейтронных звезд

Ниже приведен список нейтронных звезд, приближающихся к пределу TOV снизу.

ИмяМасса
(M☉)		Расстояние
(лы)		Компаньон учебный классМетод определения массыПримечанияСсылка
ПСР J1748-2021B2.74+0.21
−0.21		27,700DСкорость продвижение периастра.В шаровом скоплении NGC 6440.[19]
4U 1700-372.44+0.27
−0.27		6,910 ± 1,120O6.5Iaf+Моделирование Монте-Карло из тепловая комптонизация процесс.HMXB система.[20][21]
PSR J1311–34302.15–2.76,500–12,700Субзвездный объектСпектроскопический и фотометрический наблюдение.Пульсар черной вдовы.[22][23]
PSR B1957 + 202.4+0.12
−0.12		6,500Субзвездный объектСкорость продвижения периастра.Прототип звезды пульсаров черной вдовы.[24]
ПСР J1600-30532.3+0.7
−0.6		6,500 ± 1,000DАнализ Фурье из Задержка ШапироОртометрическое соотношение.[25][26]
PSR J2215 + 51352.27+0.17
−0.15		10,000G5VИнновационное измерение спутника радиальная скорость.Красноспинный пульсар.[11]
XMMU J013236.7 + 3032282.2+0.8
−0.6		2,730,000B1.5IVДетальное спектроскопическое моделирование.В M33, Система HMXB.[27]
PSR J0740 + 66202.14+0.10
−0.11		4,600DПараметр дальности и формы задержки Шапиро.Самая массивная нейтронная звезда с хорошо ограниченной массой[25][12]
PSR J0751 + 18072.10+0.2
−0.2		6,500 ± 1,300DТочные измерения времени импульса релятивистский орбитальный распад.[28]
GW190425-А2.03+0.15
−0.14		518,600,000NSГравитационно-волновые данные слияния нейтронных звезд с интерферометров LIGO и Virgo.Объединено с компаньоном в форму 3.4M☉ черная дыра[29][30]
PSR J0348 + 04322.01+0.04
−0.04		2,100DСпектроскопические наблюдения и гравитационная волна вызвали орбитальный распад спутника.[25][31]
PSR B1516 + 02B1.94+0.17
−0.19		24,500DСкорость продвижения периастра.В шаровом скоплении M5.[25][32]
ПСР J1614-22301.908+0.016
−0.016		3,900DПараметр дальности и формы задержки Шапиро.В Млечном Пути галактический диск.[25][26][33]
Vela X-11.88+0.13
−0.13		6,200 ± 650B0.5IbСкорость продвижения периастра.Прототипная отдельная система HMXB.[34]

Список наименее массивных черных дыр

Смотрите также: Звездная черная дыра

Ниже приведен список черных дыр, приближающихся к пределу TOV сверху.

ИмяМасса
(M☉)		Расстояние
(лы)		Компаньон учебный классМетод определения массыПримечанияСсылка
2MASS J05215658 + 43592203.3+2.8
−0.7		10,000К-тип (?) гигантСпектроскопические измерения лучевой скорости невзаимодействующего компаньона.На окраине Млечного Пути.[25][35][36]
Остаток GW1904253.4+0.3
−0.1		518,600,000Нет данныхГравитационно-волновые данные слияния нейтронных звезд с интерферометров LIGO и Virgo.97% шанс мгновенного коллапса в черную дыру сразу после слияния.[25][29][30]
LS 50393.7+1.3
−1.0		8,200 ± 300O (f) N6.5VСпектроскопия промежуточной дисперсии и подгонка модели атмосферы спутника.Микроквазар система.[37]
GRO J0422 + 32/V518 Per3.97+0.95
−0.95		8,500M4,5 ВФотометрический кривая блеска моделирование.SXT система.[25][38]
LS I +61 303≤4.07,000B0VeСпектроскопические измерения лучевой скорости спутника.Система микроквазаров.[39][40]
NGC 3201-14.36+0.41
−0.41		15,600(см. Примечания)Спектроскопические измерения лучевой скорости невзаимодействующего компаньона.В шаровом скоплении NGC 3201. Компаньон 0,8M☉ выключение главной последовательности.[25][41]
GRO J1719-24/
ГРС 1716−249		≥4.98,500К0-5 ВФотометрия в ближнем инфракрасном диапазоне компаньона и Поток Эддингтона.LMXB система.[25][42]
4У 1543-475.0+2.5
−2.3		30,000 ± 3,500A2 (V?)Спектроскопические измерения лучевой скорости спутника.Система SXT.[25][43]
XTE J1650-500≥5.18,500 ± 2,300K4VОрбитальный резонанс моделирование из QPOsПереходный бинарный источник рентгеновского излучения[44]
GRO J1655-405.31+0.07
−0.07		<5,500F6IVВысокоточные временные рентгеновские наблюдения от RossiXTE.Система LMXB.[45][46]

Список объектов в массовом разрыве

Эти объекты могут содержать нейтронные звезды, черные дыры, кварковые звезды, а также экзотические объекты; выделены из списка наименее массивных черных дыр из-за неясной природы этих объектов.

ИмяМасса
(M☉)		Расстояние
(лы)		Компаньон учебный классМетод определения массыПримечанияСсылка
GW170817Остаток2.74+0.04
−0.01		144,000,000Нет данныхГравитационная волна данные слияние нейтронных звезд из LIGO и Дева интерферометры.В NGC 4993. Возможно, через 5–10 секунд после слияния образовалась черная дыра.[47]
SS 433 3.0–30.0 18,000 ± 700A7IbПервая открытая система микроквазаров.[48]
LB-1 2.0–70.0 ок. 7 000Будь звездой/лишенная гелия звездаПервоначально считалось, что это первая черная дыра в разрыве масс парной неустойчивости.[49][50]
Лебедь X-3 2.0–5.0 24,100 ± 3,600WN4-6Спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне и примерка модели атмосферы спутника.Система микроквазаров.[51][52]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Это означает, что разные уровни внутри звезды вращаются с одинаковой скоростью.

Рекомендации

  1. ^ а б Бомбачи, И. (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика. 305: 871–877. Bibcode:1996A и A ... 305..871B.
  2. ^ Калогера, В; Байм, Г. (11 августа 1996 г.). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрофизический журнал. 470: L61 – L64. arXiv:Astro-ph / 9608059v1. Bibcode:1996ApJ ... 470L..61K. Дои:10.1086/310296. S2CID 119085893.
  3. ^ Pooley, D .; Kumar, P .; Wheeler, J.C .; Гроссан, Б. (31.05.2018). «GW170817, скорее всего, создал черную дыру». Астрофизический журнал. 859 (2): L23. arXiv:1712.03240. Bibcode:2018ApJ ... 859L..23P. Дои:10.3847 / 2041-8213 / aac3d6. S2CID 53379493.
  4. ^ а б Чо, А. (16 февраля 2018 г.). «Для нейтронных звезд появляется предел веса». Наука. 359 (6377): 724–725. Bibcode:2018Научный ... 359..724C. Дои:10.1126 / science.359.6377.724. PMID 29449468.
  5. ^ Маргалит, Б .; Мецгер, Б. Д. (2017-12-01). «Ограничение максимальной массы нейтронных звезд из наблюдений за спутником GW170817». Астрофизический журнал. 850 (2): L19. arXiv:1710.05938. Bibcode:2017ApJ ... 850L..19M. Дои:10.3847 / 2041-8213 / aa991c. S2CID 119342447.
  6. ^ Shibata, M .; Fujibayashi, S .; Hotokezaka, K .; Kiuchi, K .; Кютоку, К .; Sekiguchi, Y .; Танака, М. (22.12.2017). «Моделирование GW170817 на основе численной теории относительности и ее последствий». Физический обзор D. 96 (12): 123012. arXiv:1710.07579. Bibcode:2017ПхРвД..96л3012С. Дои:10.1103 / PhysRevD.96.123012. S2CID 119206732.
  7. ^ Руис, М .; Shapiro, S.L .; Цокарос, А. (2018-01-11). «GW170817, общие релятивистские магнитогидродинамические модели и максимальная масса нейтронной звезды». Физический обзор D. 97 (2): 021501. arXiv:1711.00473. Bibcode:2018ПхРвД..97б1501Р. Дои:10.1103 / PhysRevD.97.021501. ЧВК 6036631. PMID 30003183.
  8. ^ а б Rezzolla, L .; Most, E. R .; Вей, Л. Р. (9 января 2018 г.). «Использование гравитационно-волновых наблюдений и квазиуниверсальных соотношений для ограничения максимальной массы нейтронных звезд». Астрофизический журнал. 852 (2): L25. arXiv:1711.00314. Bibcode:2018ApJ ... 852L..25R. Дои:10.3847 / 2041-8213 / aaa401. S2CID 119359694.
  9. ^ Gao, H .; Zhang, B .; Лю, Х. (24 февраля 2016 г.). «Ограничения на продукт слияния двойных нейтронных звезд из коротких наблюдений гамма-всплесков». Физический обзор D. 93 (4): 044065. arXiv:1511.00753. Bibcode:2016ПхРвД..93д4065Г. Дои:10.1103 / PhysRevD.93.044065. S2CID 43135862.
  10. ^ Shibata, M .; Zhou, E .; Kiuchi, K .; Фудзибаяси, С. (26.07.2019). «Ограничение максимальной массы нейтронных звезд с помощью события GW170817». Физический обзор D. 100 (2): 023015. arXiv:1905.03656. Bibcode:2019ПхРвД.100б3015С. Дои:10.1103 / PhysRevD.100.023015. S2CID 148574095.
  11. ^ а б Линарес, М .; Шахбаз, Т .; Casares, J .; Гроссан, Брюс (2018). «Заглянув на темную сторону: линии магния создают массивную нейтронную звезду в PSR J2215 + 5135». Астрофизический журнал. 859 (1): 54. arXiv:1805.08799. Bibcode:2018ApJ ... 859 ... 54L. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aabde6. S2CID 73601673.
  12. ^ а б Cromartie, H.T .; Fonseca, E .; Ransom, S.M .; и другие. (2019). «Релятивистские измерения задержки Шапиро чрезвычайно массивного миллисекундного пульсара». Природа Астрономия. 4: 72–76. arXiv:1904.06759. Bibcode:2019NatAs.tmp..439C. Дои:10.1038 / с41550-019-0880-2. S2CID 118647384.
  13. ^ Плэйт, Фил (17.09.2019). "Рекордный рекорд: астрономы нашли самую массивную известную нейтронную звезду". Плохая астрономия. Получено 2019-09-19.
  14. ^ Толман, Р. К. (1939). «Статические решения уравнений поля Эйнштейна для сфер жидкости» (PDF). Физический обзор. 55 (4): 364–373. Bibcode:1939ПхРв ... 55..364Т. Дои:10.1103 / PhysRev.55.364.
  15. ^ Oppenheimer, J. R .; Волков, Г. М. (1939). «О массивных нейтронных ядрах». Физический обзор. 55 (4): 374–381. Bibcode:1939ПхРв ... 55..374О. Дои:10.1103 / PhysRev.55.374.
  16. ^ Woosley, S.E .; Heger, A .; Уивер, Т.А. (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики. 74 (4): 1015–1071. Bibcode:2002RvMP ... 74.1015 Вт. Дои:10.1103 / RevModPhys.74.1015. S2CID 55932331.
  17. ^ McClintock, J.E .; Ремиллард, Р. А. (2003). "Бинарные файлы черных дыр". arXiv:astro-ph / 0306213.
  18. ^ Касарес, Дж. (2006). "Наблюдательные доказательства черных дыр звездной массы". Труды Международного астрономического союза. 2: 3. arXiv:astro-ph / 0612312. Дои:10.1017 / S1743921307004590. S2CID 119474341.
  19. ^ Латтимер, Джеймс М. (25 февраля 2015 г.). «Введение в нейтронные звезды». Материалы конференции AIP. 1645 (1): 61–78. Bibcode:2015AIPC.1645 ... 61L. Дои:10.1063/1.4909560.
  20. ^ Clark, J. S .; Goodwin, S.P .; Crowther, P.A .; Капер, Л .; Fairbairn, M .; Langer, N .; Броксопп, К. (2002). «Физические параметры массивной рентгеновской двойной системы 4U1700-37». Астрономия и астрофизика. 392 (3): 909–920. arXiv:Astro-ph / 0207334. Bibcode:2002A & A ... 392..909C. Дои:10.1051/0004-6361:20021184. S2CID 119552560.
  21. ^ Мартинес-Чичарро, М .; Торрехон, Дж. М .; Оскинова, Л .; F urst, F .; Постнов, К .; Родес-Рока, Дж. Дж .; Hainich, R .; Бодаги, А. (2018). «Свидетельства комптоновского охлаждения во время рентгеновской вспышки подтверждают нейтронную звездную природу компактного объекта в 4U1700−37». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма. 473 (1): L74 – L78. arXiv:1710.01907. Bibcode:2018МНРАС.473Л..74М. Дои:10.1093 / mnrasl / slx165. S2CID 56539478.
  22. ^ Романи, Роджер В .; Филиппенко, Алексей В .; Сильверман, Джеффри М .; Ченко, С. Брэдли; Грейнер, Йохен; Рау, Арне; Эллиотт, Джонатан; Плетч, Хольгер Дж. (2012-10-25). «PSR J1311-3430: Нейтронная звезда в тяжелом весе с гелиевым компаньоном в легком весе». Письма в астрофизический журнал. 760 (2): L36. arXiv:1210.6884. Bibcode:2012ApJ ... 760L..36R. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 760/2 / L36. S2CID 56207483.
  23. ^ Романи, Роджер В. (2012-10-01). «2FGL J1311.7−3429 вступает в клуб« Черная вдова »». Письма в астрофизический журнал. 754 (2): L25. arXiv:1207.1736. Bibcode:2012ApJ ... 754L..25R. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 754/2 / L25. S2CID 119262868.
  24. ^ Van Kerkwijk, M. H .; Breton, R.P .; Кулькарни, С. Р. (2011). «Доказательства массивной нейтронной звезды из исследования радиальной скорости спутника пульсара« Черная вдова »Psr B1957 + 20». Астрофизический журнал. 728 (2): 95. arXiv:1009.5427. Bibcode:2011ApJ ... 728 ... 95 В. Дои:10.1088 / 0004-637X / 728/2/95. S2CID 37759376.
  25. ^ а б c d е ж грамм час я j k Елавский, Ф; Геллер, А. "Мессы на Звездном кладбище". Северо-Западный университет.
  26. ^ а б Арзуманян, Завен; Брейзер, Адам; Берк-Сполаор, Сара; Чемберлин, Сидней; Чаттерджи, Шами; Кристи, Брайан; Кордес, Джеймс М .; Корниш, Нил Дж .; Кроуфорд, Фронфилд; Кромарти, Х. Благодарен (2018). «11-летний набор данных NANOGrav: высокоточная синхронизация 45-миллисекундных пульсаров». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 235 (2): 37. arXiv:1801.01837. Bibcode:2018ApJS..235 ... 37A. Дои:10.3847 / 1538-4365 / aab5b0. HDL:1959.3/443169. S2CID 13739724.
  27. ^ Варун, Б. Бхалерао; ван Керквейк, Мартен Н; Харрисон, Фиона А. (2018-06-08). «Ограничения на массу компактного объекта в затмевающем HMXB XMMU J013236.7 + 303228 в M 33». arXiv:1207.0008. Дои:10.1088 / 0004-637X / 757/1/10. S2CID 29852395. Цитировать журнал требует | журнал = (помощь)
  28. ^ Отлично, Дэвид Дж .; Splaver, Эрик М .; Лестница, Ингрид Х .; Лёмер, Оливер; Джесснер, Аксель; Крамер, Майкл; Кордес, Джеймс М. (2005). «Пульсар 2.1 солнечной массы, измеренный по релятивистскому орбитальному распаду». Астрофизический журнал. 634: 1242–1249. arXiv:Astro-ph / 0508050. Дои:10.1086/497109. S2CID 16597533.
  29. ^ а б Научное сотрудничество LIGO; Сотрудничество Девы; и другие. (6 января 2020 г.). "GW190425: Наблюдение компактного двойного слияния с полной массой ∼ 3.4 M☉". Астрофизический журнал. 892 (1): L3. arXiv:2001.01761. Bibcode:2020ApJ ... 892L ... 3A. Дои:10.3847 / 2041-8213 / ab75f5. S2CID 210023687.
  30. ^ а б Фоли, Р.; Coulter, D; Килпатрик, Д; Пиро, А; Рамирес-Руис, Э; Шваб, Дж. (3 февраля 2020 г.). «Обновленные оценки параметров для GW190425 с использованием астрофизических аргументов и последствий для электромагнитного аналога». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 494 (1): 190–198. arXiv:2002.00956. Bibcode:2020МНРАС.494..190F. Дои:10.1093 / mnras / staa725. S2CID 211020885.
  31. ^ Demorest, P. B .; Pennucci, T .; Ransom, S.M .; Робертс, М. С. Э .; Хессельс, Дж. У. Т. (2010). «Нейтронная звезда с двумя массами Солнца, измеренная с помощью задержки Шапиро». Природа. 467 (7319): 1081–1083. arXiv:1010.5788. Bibcode:2010 Натур.467.1081D. Дои:10.1038 / природа09466. PMID 20981094. S2CID 205222609.
  32. ^ Фрейре, Пауло К. С. (2008). «Сверхмассивные нейтронные звезды». Материалы конференции AIP. 983: 459–463. arXiv:0712.0024. Дои:10.1063/1.2900274.
  33. ^ Crawford, F .; Робертс, М. С. Э .; Hessels, J. W. T .; Ransom, S.M .; Ливингстон, М .; Tam, C.R .; Каспи, В.М. (2006). "Обзор 56 ящиков ошибок EGRET на средних широтах для радиопульсаров". Астрофизический журнал. 652 (2): 1499–1507. arXiv:Astro-ph / 0608225. Bibcode:2006ApJ ... 652.1499C. Дои:10.1086/508403. S2CID 522064.
  34. ^ Quaintrell, H .; и другие. (2003). «Масса нейтронной звезды в Vela X-1 и приливно-индуцированные нерадиальные колебания в GP Vel». Астрономия и астрофизика. 401: 313–324. arXiv:astro-ph / 0301243. Bibcode:2003A & A ... 401..313Q. Дои:10.1051/0004-6361:20030120. S2CID 5602110.
  35. ^ Томпсон, Т. А .; Kochanek, C.S .; Stanek, K. Z .; и другие. (2019). "Невзаимодействующая двойная система черная дыра – гигантская звезда малой массы". Наука. 366 (6465): 637–640. arXiv:1806.02751. Bibcode:2019Научный ... 366..637T. Дои:10.1126 / science.aau4005. PMID 31672898. S2CID 207815062.
  36. ^ Кумар, В. (2019-11-03). "Астрономы обнаружили новый класс черных дыр малой массы". RankRed. Получено 2019-11-05.
  37. ^ Касарес, Дж; Рибо, М; Рибас, I; Паредес, Дж. М.; Марти, Дж; Эрреро, А (2005). «Возможная черная дыра в гамма-микроквазаре LS 5039». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 364 (3): 899–908. arXiv:Astro-ph / 0507549. Bibcode:2005МНРАС.364..899С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2005.09617.x. S2CID 8393701.
  38. ^ Гелино, Д. М .; Харрисон, Т. Э. (2003). «GRO J0422 + 32: Черная дыра с наименьшей массой?». Астрофизический журнал. 599 (2): 1254–1259. arXiv:Astro-ph / 0308490. Bibcode:2003ApJ ... 599.1254G. Дои:10.1086/379311. S2CID 17785067.
  39. ^ Massi, M; Мильяри, S; Чернякова, М (2017). «Кандидат в черные дыры LS I + 61 ° 0303». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 468 (3): 3689. arXiv:1704.01335. Bibcode:2017МНРАС.468.3689М. Дои:10.1093 / мнрас / stx778. S2CID 118894005.
  40. ^ Альберт, Дж; и другие. (2006). «Переменное гамма-излучение очень высоких энергий от Microquasar LS I +61 303». Наука. 312 (5781): 1771–3. arXiv:Astro-ph / 0605549. Bibcode:2006Научный ... 312.1771A. Дои:10.1126 / science.1128177. PMID 16709745. S2CID 20981239.
  41. ^ Giesers, B; и другие. (2018). «Кандидат в оторвавшуюся черную дыру звездной массы в шаровом скоплении NGC 3201». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма. 475 (1): L15 – L19. arXiv:1801.05642. Bibcode:2018МНРАС.475Л..15Г. Дои:10.1093 / mnrasl / slx203. S2CID 35600251.
  42. ^ Чаты, С .; Мирабель, И. Ф .; Goldoni, P .; Mereghetti, S .; Дык, П.-А .; Martí, J .; Миньяни, Р. П. (2002). «Наблюдения кандидатов в галактические черные дыры в ближнем инфракрасном диапазоне». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 331 (4): 1065–1071. arXiv:astro-ph / 0112329. Bibcode:2002МНРАС.331.1065С. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2002.05267.x. S2CID 15529877.
  43. ^ Орос, Джером А .; Джайн, Радж К .; Бейлин, Чарльз Д .; МакКлинток, Джеффри Э .; Ремиллард, Рональд А. (2002). «Параметры орбиты для переходного процесса мягкого рентгеновского излучения 4U 1543-47: свидетельство наличия черной дыры». Астрофизический журнал. 499: 375–384. arXiv:astro-ph / 0112329. Дои:10.1086/305620. S2CID 16991861.
  44. ^ Slany, P .; Стучлик, З. (1 октября 2008 г.). «Оценка массы черной дыры XTE J1650-500 на основе модели расширенного орбитального резонанса для высокочастотных QPO». Астрономия и астрофизика. 492 (2): 319–322. arXiv:0810.0237. Bibcode:2008A&A ... 492..319S. Дои:10.1051/0004-6361:200810334. S2CID 5526948.
  45. ^ Motta, S.E .; Belloni, T.M .; Stella, L .; Муньос-Дариас, Т .; Фендер, Р. (14 сентября 2013 г.). «Точные измерения массы и спина черной дыры звездной массы с помощью рентгеновского хронометража: случай GRO J1655-40». arXiv:1309.3652. Дои:10.1093 / mnras / stt2068. S2CID 119226257. Цитировать журнал требует | журнал = (помощь)
  46. ^ Foellmi, C .; Depagne, E .; Dall, T.H .; Мирабель И.Ф. (12 июня 2006 г.). «На дистанции GRO J1655-40». Астрономия и астрофизика. 457 (1): 249–255. arXiv:astro-ph / 0606269. Bibcode:2006A&A ... 457..249F. Дои:10.1051/0004-6361:20054686. S2CID 119395985.
  47. ^ ван Путтен, Морис Х. П. М; Делла Валле, Массимо (январь 2019 г.). "Наблюдательные свидетельства расширенной эмиссии до GW 170817". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма. 482 (1): L46 – L49. arXiv:1806.02165. Bibcode:2019МНРАС.482Л..46В. Дои:10.1093 / мнрасл / sly166. мы сообщаем о возможном обнаружении расширенного излучения (EE) в гравитационном излучении во время GRB170817A: нисходящий чирп с характерным временным масштабом τs = 3.01±0,2 с в (H1, L1) -спектрограмме с частотой до 700 Гц с гауссовым эквивалентным уровнем достоверности, превышающим 3,3 σ, основанным только на причинно-следственной связи после обнаружения края, примененного к (H1, L1) -спектрограммам, объединенным частотными совпадениями. Дополнительная уверенность проистекает из силы этого ЭЭ. Наблюдаемые частоты ниже 1 кГц указывают на сверхмассивный магнитар, а не на черную дыру, вращающуюся под действием магнитных ветров и взаимодействий с динамическими выбросами массы.
  48. ^ Черепащук, Анатолий (2002). «Наблюдательные проявления прецессии аккреционного диска в двоичной системе SS 433». Обзоры космической науки. 102 (1): 23–35. Bibcode:2002ССРв..102 ... 23С. Дои:10.1023 / А: 1021356630889. S2CID 115604949.
  49. ^ Лю, Цзифэн; и другие. (27 ноября 2019 г.). «Широкая двойная система звезда – черная дыра по измерениям лучевых скоростей». Природа. 575 (7784): 618–621. arXiv:1911.11989. Bibcode:2019Натура.575..618L. Дои:10.1038 / s41586-019-1766-2. PMID 31776491. S2CID 208310287.
  50. ^ Irrgang, A .; Geier, S .; Kreuzer, S .; Pelisoli, I .; Хебер, У. (январь 2020 г.). "Обрезанная гелиевая звезда в потенциальной двойной системе черной дыры LB-1". Астрономия и астрофизика (Письмо редактору). 633: L5. arXiv:1912.08338. Bibcode:2020A & A ... 633L ... 5I. Дои:10.1051/0004-6361/201937343.
  51. ^ Кольонен, К. И. И .; Маккарон, Т. Дж. (2017). "Инфракрасная спектроскопия Gemini / GNIRS звездного ветра Вольфа-Райе в Лебеде X-3". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 472 (2): 2181. arXiv:1708.04050. Bibcode:2017МНРАС.472.2181К. Дои:10.1093 / мнрас / stx2106. S2CID 54028568.
  52. ^ Zdziarski, A. A .; Mikolajewska, J .; Бельчинский, К. (2013). «Cyg X-3: маломассивная черная дыра или нейтронная звезда». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 429: L104 – L108. arXiv:1208.5455. Bibcode:2013МНРАС.429Л.104З. Дои:10.1093 / mnrasl / sls035. S2CID 119185839.