Звездной черной дыры (или звездной массы черной дыры ) является черная дыра образуется в результате гравитационного коллапса в виде звезды . [1] Они имеют массу от 5 до нескольких десятков масс Солнца . [2] Процесс наблюдается как взрыв сверхновой [3] или как всплеск гамма-излучения . [3] Эти черные дыры также называют коллапсарами .
Характеристики
Согласно теореме об отсутствии волос , черная дыра может обладать только тремя фундаментальными свойствами: массой, электрическим зарядом и угловым моментом (вращением). Считается, что все черные дыры, образовавшиеся в природе, имеют какое-то вращение. Вращение звездной черной дыры происходит из-за сохранения углового момента звезды или объектов, которые ее создали.
Гравитационный коллапс звезды это естественный процесс , который может производить черную дыру. Это неизбежно в конце жизни большой звезды, когда все звездные источники энергии исчерпаны. Если масса коллапсирующей части звезды ниже предела Толмана-Оппенгеймера-Волкова (TOV) для нейтронно-вырожденной материи , конечным продуктом будет компактная звезда - либо белый карлик (для масс ниже предела Чандрасекара ), либо нейтронная звезда или (гипотетическая) кварковая звезда . Если коллапсирующая звезда имеет массу, превышающую предел TOV, дробление будет продолжаться до тех пор, пока не будет достигнут нулевой объем и вокруг этой точки в космосе не образуется черная дыра.
Максимальная масса, которой может обладать нейтронная звезда (не превращаясь в черную дыру), полностью не изучена. В 1939 году она была оценена в 0,7 солнечной массы, что называлось пределом ТОВ . В 1996 году, согласно другой оценке, эта верхняя масса находилась в диапазоне от 1,5 до 3 масс Солнца. [4]
Согласно общей теории относительности , черная дыра может существовать любой массы. Чем меньше масса, тем выше должна быть плотность вещества, чтобы образовалась черная дыра. (См., Например, обсуждение радиуса Шварцшильда , радиуса черной дыры.) Нет никаких известных процессов, которые могут производить черные дыры с массой меньше, чем масса Солнца в несколько раз. Если такие маленькие черные дыры существуют, они, скорее всего, являются первичными черными дырами . До 2016 года самая большая из известных звездных черных дыр имела массу 15,65 ± 1,45 Солнца. [5] В сентябре 2015 года вращающаяся черная дыра массой 62 ± 4 солнечных была обнаружена гравитационными волнами, поскольку она образовалась в результате слияния двух меньших черных дыр. [6] По состоянию на июнь 2020 г.[Обновить]сообщалось [7] , что в двойной системе 2MASS J05215658 + 4359220 находится самая маленькая черная дыра, известная в настоящее время науке, с массой 3,3 массы Солнца и диаметром всего 19,5 км.
Имеются данные наблюдений о двух других типах черных дыр, которые намного массивнее звездных черных дыр. Это черные дыры средней массы (в центре шаровых скоплений ) и сверхмассивные черные дыры в центре Млечного Пути и других галактик.
Рентгеновские компактные двойные системы
Звездные черные дыры в тесных двойных системах наблюдаемы, когда вещество переносится от звезды-компаньона к черной дыре; высвобождение энергии при падении на компактную звезду настолько велико, что вещество нагревается до температуры в несколько сотен миллионов градусов и излучается в рентгеновских лучах . Таким образом, черную дыру можно наблюдать в рентгеновских лучах, а звезду-компаньона можно наблюдать с помощью оптических телескопов . Выделение энергии для черных дыр и нейтронных звезд одного порядка величины. Поэтому черные дыры и нейтронные звезды часто трудно отличить.
Однако нейтронные звезды могут обладать дополнительными свойствами. Они демонстрируют дифференциальное вращение , могут иметь магнитное поле и вызывать локальные взрывы (термоядерные взрывы). Когда бы ни наблюдались такие свойства, компактный объект в двойной системе обнаруживается как нейтронная звезда.
Полученные значения масс получены из наблюдений компактных источников рентгеновского излучения (объединение рентгеновских и оптических данных). Все идентифицированные нейтронные звезды имеют массу менее 3,0 масс Солнца; ни одна из компактных систем с массой выше 3,0 масс Солнца не проявляет свойств нейтронной звезды. Сочетание этих фактов делает все более вероятным, что класс компактных звезд с массой выше 3,0 масс Солнца на самом деле является черными дырами.
Обратите внимание, что это доказательство существования звездных черных дыр не является полностью наблюдательным, но опирается на теорию: мы не можем придумать другого объекта для этих массивных компактных систем в звездных двойных системах, кроме черной дыры. Прямым доказательством существования черной дыры может быть наблюдение за орбитой частицы (или облака газа), падающей в черную дыру.
Удары черной дыры
Большие расстояния над галактической плоскостью, достигаемые некоторыми двойными системами, являются результатом натальных ударов черной дыры. Распределение скоростей натальных ударов черной дыры похоже на распределение скоростей ударов нейтронной звезды . Можно было ожидать, что это будут те же импульсы, что и черные дыры, получающие более низкую скорость, чем нейтронные звезды, из-за их большей массы, но это, похоже, не так, [8] что может быть связано с падением задняя часть асимметрично вытесненной материи, увеличивающая импульс образовавшейся черной дыры. [9]
Массовые разрывы
Некоторые модели звездной эволюции предсказывают, что черные дыры с массами в двух диапазонах не могут быть непосредственно образованы гравитационным коллапсом звезды. Они иногда отличаются , как «нижний» и «верхний» массовые разрывы, примерно представляющие диапазоны от 2 до 5 и от 50 до 150 солнечных масс ( M ☉ ), соответственно. [10] Другой диапазон, указанный для верхнего зазора, составляет от 52 до 133 M ☉ . [11] 150 M ☉ считается верхним пределом массы звезд в нынешнюю эру Вселенной. [12]
Меньший разрыв в массе
Более низкий разрыв в массах подозревается на основании нехватки наблюдаемых кандидатов с массами в пределах нескольких масс Солнца выше максимально возможной массы нейтронной звезды. [10] Существование и теоретическое обоснование этого возможного пробела неясны. [13] Ситуация может быть осложнена тем фактом, что любые черные дыры, обнаруженные в этом диапазоне масс, могли быть созданы путем слияния двойных систем нейтронных звезд, а не звездного коллапса. [14] LIGO / Дева сотрудничество сообщило о трех кандидатах события среди своих гравитационных волн наблюдений в перспективе O3 с массами компонентов , которые входят в этом нижнем зазоре массы. Также сообщалось о наблюдении яркой, быстро вращающейся гигантской звезды в двойной системе с невидимым спутником, не излучающим света, включая рентгеновские лучи, но имеющим массу3.3+2,8
−0,7солнечные массы. Это интерпретируется как предположение, что может быть много таких черных дыр с малой массой, которые в настоящее время не потребляют никакого материала и, следовательно, не обнаруживаются с помощью обычной рентгеновской сигнатуры. [15]
Верхний зазор массы
Верхний разрыв в массах предсказывается исчерпывающими моделями поздней стадии звездной эволюции. Ожидается, что с увеличением массы сверхмассивные звезды достигнут стадии, когда возникает сверхновая с парной нестабильностью , во время которой образование пар , образование свободных электронов и позитронов при столкновении между атомными ядрами и энергичными гамма-лучами временно снижает внутреннее давление, поддерживающее ядро звезды против гравитационного коллапса. [16] Это падение давления приводит к частичному коллапсу, который, в свою очередь, вызывает сильно ускоренное горение при неуправляемом термоядерном взрыве, в результате чего звезда полностью разлетается на части, не оставляя после себя звездного остатка. [17]
Пара-нестабильность суперновинка может произойти только в звездах с диапазоном масс от около 130 до 250 солнечных масс ( M ☉ ) (и от низкого до умеренной металличности (низкого обилия других элементов , чем водород и гелий - ситуация распространена в звездах населения III )) . Однако ожидается, что этот разрыв в массах будет увеличен примерно до 45 масс Солнца в результате процесса парной нестабильности пульсационной потери массы, прежде чем произойдет «нормальный» взрыв сверхновой и коллапс ядра. [18] У невращающихся звезд нижняя граница верхнего разрыва масс может достигать 60 M ☉ . [19] Возможность прямого распада в черных дыр звезд с основной массой> 133 M ☉ , требующих общей звездной массы> 260 M ☉ был рассмотрен, но может быть мало шансов наблюдать такой высокой массы остаток сверхновой; т.е. нижняя граница верхнего зазора масс может представлять собой ограничение массы. [11]
Наблюдения системы LB-1 звезды и невидимого спутника первоначально интерпретировались как черная дыра с массой около 70 масс Солнца, которая не учитывалась бы верхним зазором масс. Однако дальнейшие исследования опровергли это утверждение.
Черные дыры также могут быть обнаружены в разрыве массы с помощью механизмов, отличных от тех, которые связаны с одной звездой, таких как слияние черных дыр.
Кандидаты
Наша галактика Млечный Путь содержит несколько кандидатов в черные дыры звездной массы (BHC), которые ближе к нам, чем сверхмассивная черная дыра в области центра галактики . Большинство из этих кандидатов являются членами рентгеновских двойных систем, в которых компактный объект отбирает материю от своего партнера через аккреционный диск. Вероятные черные дыры в этих парах варьируются от трех до более десятка солнечных масс . [20] [21] [22]
Имя | Масса BHC ( массы Солнца ) | Масса компаньона (массы Солнца) | Орбитальный период (дни) | Расстояние от Земли ( световые годы ) | Местоположение [23] |
---|---|---|---|---|---|
LB-1 | 68 + 11 / -13 [24] | 8 [25] | 78,9 [24] | 15 000 [25] | 06:11:49 +22: 49: 32 [24] |
A0620-00 / V616 Пн | 11 ± 2 | 2,6–2,8 | 0,33 | 3500 | 06:22:44 -00: 20: 45 |
GRO J1655-40 / V1033 Sco | 6,3 ± 0,3 | 2,6–2,8 | 2,8 | 5 000–11 000 | 16:54:00 -39: 50: 45 |
XTE J1118 + 480 / кВ UMa | 6,8 ± 0,4 | 6-6,5 | 0,17 | 6 200 | 11:18:11 +48: 02: 13 |
Лебедь X-1 | 11 ± 2 | ≥18 | 5,6 | 6 000–8 000 | 19:58:22 +35: 12: 06 |
GRO J0422 + 32 / V518 Per | 4 ± 1 | 1.1 | 0,21 | 8 500 | 04:21:43 +32: 54: 27 |
GRO J1719-24 | ≥4,9 | ~ 1,6 | возможно 0,6 [26] | 8 500 | 17:19:37 -25: 01: 03 |
GS 2000 + 25 / QZ Vul | 7,5 ± 0,3 | 4,9–5,1 | 0,35 | 8 800 | 20:02:50 +25: 14: 11 |
V404 Cyg | 12 ± 2 | 6.0 | 6.5 | 7 800 ± 460 [27] | 20:24:04 +33: 52: 03 |
GX 339-4 / V821 Ара | 5,8 | 5–6 | 1,75 | 15 000 | 17:02:50 -48: 47: 23 |
ГРС 1124-683 / ГУ Мус | 7,0 ± 0,6 | 0,43 | 17 000 | 11:26:27 -68: 40: 32 | |
XTE J1550-564 / V381 Ни | 9,6 ± 1,2 | 6,0–7,5 | 1.5 | 17 000 | 15:50:59 -56: 28: 36 |
4U 1543-475 / IL Lupi | 9,4 ± 1,0 | 0,25 | 1.1 | 24 000 | 15:47:09 -47: 40: 10 |
XTE J1819-254 / V4641 Sgr | 7,1 ± 0,3 | 5–8 | 2,82 | 24 000–40 000 [28] | 18:19:22 -25: 24: 25 |
GRS 1915 + 105 / V1487 Aql | 14 ± 4,0 | ~ 1 | 33,5 | 40 000 | 19:15:12 +10: 56: 44 |
XTE J1650-500 | 9,7 ± 1,6 [29] | . | 0,32 [30] | 16:50:01 -49: 57: 45 |
Внегалактический
Кандидаты за пределами нашей галактики появляются в результате обнаружения гравитационных волн :
Имя | Масса BHC ( массы Солнца ) | Масса компаньона (массы Солнца) | Орбитальный период (дни) | Расстояние от Земли ( световые годы ) | Местоположение [23] |
---|---|---|---|---|---|
GW150914 (62 ± 4) M ☉ | 36 ± 4 | 29 ± 4 | . | 1.3 миллиарда | |
GW170104 (48,7 ± 5) M ☉ | 31,2 ± 7 | 19,4 ± 6 | . | 1,4 миллиарда | |
GW151226 (21,8 ± 3,5) M ☉ | 14,2 ± 6 | 7,5 ± 2,3 | . | 2,9 миллиарда |
Исчезновение N6946-BH1 после несостоявшейся сверхновой в NGC 6946 могло привести к образованию черной дыры. [31]
Смотрите также
- Черные дыры в художественной литературе
- Сверхмассивная черная дыра
Рекомендации
- ^ Селотти, А .; Миллер, JC; Sciama, DW (1999). «Астрофизические доказательства существования черных дыр». Классическая и квантовая гравитация . 16 (12A): A3 – A21. arXiv : astro-ph / 9912186 . Bibcode : 1999CQGra..16A ... 3C . DOI : 10.1088 / 0264-9381 / 16 / 12A / 301 . S2CID 17677758 .
- ^ Хьюз, Скотт А. (2005). «Доверяй, но проверяй: случай астрофизических черных дыр». arXiv : hep-ph / 0511217 .
- ^ а б «HubbleSite: Черные дыры: неумолимое притяжение гравитации, интерактив: энциклопедия» . hubblesite.org . Архивировано 13 февраля 2018 года . Проверено 9 февраля 2018 .
- ^ И. Бомбачи (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 305 : 871–877. Bibcode : 1996a & A ... 305..871B .
- ^ Булик, Томаш (2007). «Черные дыры становятся внегалактическими» . Природа . 449 (7164): 799–801. DOI : 10.1038 / 449799a . PMID 17943114 . S2CID 4389109 .
- ^ Abbott, BP; и другие. (2016). "Наблюдение за гравитационными волнами от двойного слияния черных дыр". Phys. Rev. Lett . 116 (6): 061102. arXiv : 1602.03837 . Bibcode : 2016PhRvL.116f1102A . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.116.061102 . PMID 26918975 . S2CID 124959784 .
- ^ Томпсон, Тодд (1 ноября 2019 г.). «Невзаимодействующая двойная система черная дыра – гигантская звезда с малой массой» . Наука . 366 (6465): 637–640. arXiv : 1806.02751 . Bibcode : 2019Sci ... 366..637T . DOI : 10.1126 / science.aau4005 . PMID 31672898 . S2CID 207815062 . Архивировано 11 сентября 2020 года . Дата обращения 3 июня 2020 .
- ^ Репетто, Серена; Дэвис, Мелвин Б.; Сигурдссон, Стейнн (2012). «Исследование ударов черной дыры звездных масс». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 425 (4): 2799–2809. arXiv : 1203.3077 . Bibcode : 2012MNRAS.425.2799R . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2012.21549.x . S2CID 119245969 .
- ^ Янка, Ханс-Томас (2013). «Естественные удары черных дыр звездной массы асимметричным выбросом массы в резервных сверхновых». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 434 (2): 1355–1361. arXiv : 1306,0007 . Bibcode : 2013MNRAS.434.1355J . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt1106 . S2CID 119281755 .
- ^ а б Abbott, BP; Abbott, R .; Abbott, TD; Abraham, S .; Acernese, F .; Ackley, K .; Adams, C .; Адхикари, RX; Адья, В.Б .; Affeldt, C .; Agathos, M .; Agatsuma, K .; Aggarwal, N .; Aguiar, OD; Aiello, L .; Ain, A .; Ajith, P .; Allen, G .; Allocca, A .; Алой, Массачусетс; Алтин П.А.; Amato, A .; Ананьева А .; Андерсон, SB; Андерсон, WG; Ангелова С.В.; Antier, S .; Appert, S .; Arai, K .; и другие. (2019). «Свойства популяции бинарных черных дыр, полученные в результате первого и второго сеансов наблюдений Advanced LIGO и Advanced Virgo» . Астрофизический журнал . 882 (2): L24. arXiv : 1811.12940 . Bibcode : 2019ApJ ... 882L..24A . DOI : 10,3847 / 2041-8213 / ab3800 . S2CID 119216482 . Архивировано 11 сентября 2020 года . Проверено 20 марта 2020 года .
- ^ а б Вусли, SE (2017). «Пульсационные сверхновые с парной нестабильностью». Астрофизический журнал . 836 (2): 244. arXiv : 1608.08939 . Bibcode : 2017ApJ ... 836..244W . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / 836/2/244 . S2CID 119229139 .
- ^ Фигер, Д.Ф. (2005). «Верхний предел масс звезд». Природа . 434 (7030): 192–194. arXiv : astro-ph / 0503193 . Bibcode : 2005Natur.434..192F . DOI : 10,1038 / природа03293 . PMID 15758993 . S2CID 4417561 .
- ^ Крейдберг, Лаура; Бейлин, Чарльз Д .; Фарр, Уилл М .; Калогера, Вики (2012). "Измерение массы черных дыр в рентгеновских переходных процессах: есть ли разрыв в массе?". Астрофизический журнал . 757 (1): 36. arXiv : 1205.1805 . Bibcode : 2012ApJ ... 757 ... 36K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 757/1/36 . ISSN 0004-637X . S2CID 118452794 .
- ^ Сафарзаде, Мохаммадтахер; Hamers, Adrian S .; Лоеб, Авраам; Бергер, Эдо (2019). «Формирование и слияние черных дыр с разрывами массы в событиях гравитационно-волнового слияния из широких иерархических четверных систем». Астрофизический журнал . 888 (1): L3. arXiv : 1911.04495 . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / ab5dc8 . ISSN 2041-8213 . S2CID 208527307 .
- ^ Томпсон, Тодд А .; Кочанек, Кристофер С .; Stanek, Krzysztof Z .; Баденес, Карлес; Пост, Ричард С .; Джаясингхе, Таринду; Латам, Дэвид В .; Биерила, Эллисон; Эскердо, Гилберт А .; Берлинд, Перри; Калкинс, Майкл Л .; Тайар, Джейми; Линдегрен, Леннарт; Джонсон, Дженнифер А .; Holoien, Thomas W.-S .; Auchettl, Кэти; Кови, Кевин (2019). "Невзаимодействующая двойная система черная дыра – гигантская звезда малой массы". Наука . 366 (6465): 637–640. arXiv : 1806.02751 . Bibcode : 2019Sci ... 366..637T . DOI : 10.1126 / science.aau4005 . ISSN 0036-8075 . PMID 31672898 . S2CID 207815062 .
- ^ Ракави, Г .; Шавив, Г. (июнь 1967). «Неустойчивости в высокоразвитых звездных моделях». Астрофизический журнал . 148 : 803. Bibcode : 1967ApJ ... 148..803R . DOI : 10.1086 / 149204 .
- ^ Фрейли, Гэри С. (1968). "Взрывы сверхновых, вызванные нестабильностью образования пар" (PDF) . Астрофизика и космическая наука . 2 (1): 96–114. Bibcode : 1968Ap & SS ... 2 ... 96F . DOI : 10.1007 / BF00651498 . S2CID 122104256 . Архивировано (PDF) из оригинала 1 декабря 2019 года . Проверено 25 февраля 2020 года .
- ^ Фермер, Р .; Ренцо, М .; de Mink, SE ; Marchant, P .; Джастхэм, С. (2019). "Не забывайте о разрыве: расположение нижнего края парной нестабильности сверхновой черной дыры, массового разрыва" (PDF) . Астрофизический журнал . 887 (1): 53. arXiv : 1910.12874 . Bibcode : 2019ApJ ... 887 ... 53F . DOI : 10,3847 / 1538-4357 / ab518b . ISSN 1538-4357 . S2CID 204949567 . Архивировано (PDF) из оригинала 6 мая 2020 года . Проверено 20 марта 2020 года .
- ^ Mapelli, M .; Спера, М .; Montanari, E .; Limongi, M .; Chieffi, A .; Giacobbo, N .; Bressan, A .; Буффане Ю. (2020). «Влияние вращения и компактности прародителей на массу черных дыр». Астрофизический журнал . 888 (2): 76. arXiv : 1909.01371 . Bibcode : 2020ApJ ... 888 ... 76М . DOI : 10,3847 / 1538-4357 / ab584d . S2CID 213050523 .
- ^ Касарес, Хорхе (2006). «Наблюдательные доказательства черных дыр звездных масс». Труды Международного астрономического союза . 2 : 3–12. arXiv : astro-ph / 0612312 . DOI : 10.1017 / S1743921307004590 . S2CID 119474341 .
- ^ Гарсия, MR; и другие. (2003). «Разрешенные джеты и долгопериодические новые черные дыры». Astrophys. Дж . 591 : 388–396. arXiv : astro-ph / 0302230 . DOI : 10.1086 / 375218 . S2CID 17521575 .
- ^ МакКлинток, Джеффри Э .; Ремиллард, Рональд А. (2003). "Бинарные файлы черных дыр". arXiv : astro-ph / 0306213 .
- ^ a b Координаты ICRS получены из SIMBAD . Формат: прямое восхождение (чч: мм: сс) ± склонение (дд: мм: сс).
- ^ а б в 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 : 2019Natur.575..618L . DOI : 10.1038 / s41586-019-1766-2 . PMID 31776491 . S2CID 208310287 .
- ^ а б Китайская академия наук (27 ноября 2019 г.). «Китайская академия наук ведет открытие непредсказуемой звездной черной дыры» . EurekAlert! . Архивировано 28 ноября 2019 года . Проверено 29 ноября 2019 года .
- ^ Masetti, N .; Bianchini, A .; Bonibaker, J .; делла Валле, М .; Вио, Р. (1996), "Явление сверхгорба в GRS 1716-249 (= X-Ray Nova Ophiuchi 1993)", Astronomy and Astrophysics , 314 : 123, Bibcode : 1996A & A ... 314..123M
- ^ Миллер-Джонс, JAC; Йонкер; Дхаван (2009). «Первое точное параллаксное расстояние до черной дыры». Письма в астрофизический журнал . 706 (2): L230. arXiv : 0910.5253 . Bibcode : 2009ApJ ... 706L.230M . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 706/2 / L230 . S2CID 17750440 .
- ^ Орош; и другие. (2001). «Черная дыра в сверхсветовом источнике SAX J1819.3-2525 (V4641 Sgr)». Астрофизический журнал . 555 (1): 489. arXiv : astro-ph / 0103045v1 . Bibcode : 2001ApJ ... 555..489O . DOI : 10.1086 / 321442 . S2CID 50248739 .
- ^ Шапошников, Н .; Титарчук, Л. (2009). "Определение масс черных дыр в двойных галактических черных дырах с использованием масштабирования спектральных характеристик и характеристик изменчивости". Астрофизический журнал . 699 (1): 453–468. arXiv : 0902.2852v1 . Bibcode : 2009ApJ ... 699..453S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 699/1/453 . S2CID 18336866 .
- ^ Orosz, JA; и другие. (2004). «Параметры орбиты для двоичной системы« черная дыра »XTE J1650–500». Астрофизический журнал . 616 (1): 376–382. arXiv : astro-ph / 0404343 . Bibcode : 2004ApJ ... 616..376O . DOI : 10.1086 / 424892 . S2CID 13933140 .
- ^ Адамс, С. М.; Kochanek, C.S; Герке, младший; Станек, KZ; Дай, X. (9 сентября 2016 г.). «Поиск неудавшихся сверхновых с помощью Большого бинокулярного телескопа: конформация исчезающей звезды». arXiv : 1609.01283v1 [ astro-ph.SR ].
Внешние ссылки
- Black Holes: Gravity's Relentless Pull Отмеченный наградой интерактивный мультимедийный веб-сайт о физике и астрономии черных дыр от Научного института космического телескопа
- Диаграммы черной дыры
- Ziółkowski, Януш (2003). «Кандидаты в черные дыры». Пограничные объекты в астрофизике и физике элементарных частиц : 411. arXiv : astro-ph / 0307307 . Bibcode : 2003foap.conf..411Z .
- Самая тяжелая звездная черная дыра обнаружена в соседней галактике, Newswise, 17 октября 2007 г.