Предел Толман-Оппенгеймер-Волкофф (или предел ООО ) представляет собой верхнюю границу к массе холода, невращающийся нейтронным звезда , аналогичные чандрасекаровскому пределу для белых карликовых звезд.
Теоретическая работа 1996 г. установила предел примерно в 1,5–3,0 массы Солнца [1], что соответствует исходной массе звезды 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 , первым гравитационно-волновым событием из-за слияния нейтронных звезд (которые, как считается, коллапсировали в черную дыру [3] в течение нескольких секунд после слияния [4] ), установили предел, близкий к 2,17 M ☉ (солнечный масс). [5] [6] [7] [8] Однако это значение несовместимо с данными рентгеновского плато с короткими всплесками гамма-всплесков , которые предполагают значение M TOV = 2.37 M ☉ . [9] Повторный анализ данных события GW170817 в 2019 г. привел к более высокому значению M TOV = 2,3 M ☉. [10] Нейтронная звезда в двойной паре (PSR J2215 + 5135) имеет массу, близкую к этому пределу,2,27+0,17
-0,15 M ☉ . [11] Более надежное измерение PSR J0740 + 6620 , пульсара, затмеваемого белым карликом, дает массу2,14+0,10
-0,09 M ☉ . [12] [13]
Считается, что в случае жестко вращающейся нейтронной звезды [n 1] предел массы увеличивается до 18–20%. [4] [8]
История
Идея о том, что должен существовать абсолютный верхний предел для массы холодного (в отличие от поддерживаемого тепловым давлением) самогравитирующего тела, восходит к работе Льва Ландау 1932 года , основанной на принципе исключения Паули . Принцип Паули показывает, что фермионные частицы в достаточно сжатой материи были бы вынуждены перейти в такие энергетические состояния, что их вклад массы покоя стал бы незначительным по сравнению с релятивистским кинетическим вкладом (RKC). RKC определяется как раз соответствующей квантовой длиной волны λ , которая была бы порядка среднего межчастичного расстояния. С точки зрения единиц Планка , с уменьшенной постоянной Планка ħ , на скорости света с , и гравитационной постоянной G все установлены равными единице, то будет соответствующее давление дано грубо
При верхнем пределе массы это давление будет равно давлению, необходимому для сопротивления гравитации. Давление, чтобы противостоять гравитации для тела массы M, будет дано согласно теореме вириала примерно следующим образом:
где ρ - плотность. Это будет равно ρ =м/λ 3, где m - соответствующая масса частицы. Можно видеть, что длина волны сокращается, так что можно получить приближенную формулу предела массы очень простой формы
В этом соотношении m можно грубо выражать массой протона . Это применимо даже к случаю белого карлика ( предел Чандрасекара ), для которого 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 нейтронных звезд этот предел был впервые установлен Дж. Робертом Оппенгеймером и Джорджем Волковым в 1939 году с использованием работы Ричарда Чейза Толмена . Оппенгеймер и Волков предположили, что нейтроны в нейтронной звезде образуют вырожденный холодный ферми-газ . Таким образом , они получили предельную массу приблизительно 0,7 масс Солнца , [14] [15] , который был меньше , чем предел чандрасекаровского 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 в значении отражает тот факт , что уравнения состояния для очень плотного вещества не очень хорошо известны. Масса пульсара PSR J0348 + 0432 , при2,01 ± 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. Он может образовать черную дыру или изменить состав и поддерживаться каким-либо другим способом (например, давлением вырождения кварка, если он станет кварковой звездой ). Поскольку свойства гипотетических, более экзотических форм вырожденной материи еще хуже изучены, чем свойства вырожденной нейтронами материи, большинство астрофизиков предполагают, в отсутствие доказательств обратного, что нейтронная звезда выше предела коллапсирует прямо в черный цвет. отверстие.
Черная дыра образуется в результате распада отдельной звезды должны иметь массу превышения предела Толман-Оппенгеймера-Волкова. Теория предсказывает, что из-за потери массы во время звездной эволюции черная дыра, образованная изолированной звездой солнечной металличности, может иметь массу не более 10 солнечных масс . [16] : Рис. 16 С точки зрения наблюдений, из-за их большой массы, относительной слабости и рентгеновских спектров, ряд массивных объектов в рентгеновских двойных системах считается звездными черными дырами. По оценкам, эти кандидаты в черные дыры имеют массу от 3 до 20 масс Солнца . [17] [18] ЛЬИ было обнаружено черными слияния отверстий с участием черных дыр в диапазоне 7.5-50 масс Солнца; 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.
Имя | Масса ( M ☉ ) | Расстояние ( ly ) | Сопутствующий класс | Метод определения массы | Заметки | Ссылка |
---|---|---|---|---|---|---|
ПСР J1748-2021 Б | 2,740,21 -0,21 | 27 700 | D | Скорость продвижения периастра . | В шаровом скоплении NGC 6440 . | [19] |
4U 1700-37 | 2,44+0,27 −0,27 | 6910 ± 1,120 | O6.5Iaf + | Моделирование процесса тепловой комптонизации методом Монте-Карло . | Система HMXB . | [20] [21] |
PSR J1311–3430 | 2,15–2,7 | 6 500–12 700 | Субзвездный объект | Спектроскопические и фотометрические наблюдения. | Пульсар черной вдовы. | [22] [23] |
PSR B1957 + 20 | 2,4+0,12 -0,12 | 6 500 | Субзвездный объект | Скорость продвижения периастра. | Прототип звезды пульсаров черной вдовы. | [24] |
ПСР J1600-3053 | 2.3+0,7 −0,6 | 6 500 ± 1 000 | D | Фурье - анализ из задержки Шапиро «ы ортометрических отношений. | [25] [26] | |
PSR J2215 + 5135 | 2,27+0,17 -0,15 | 10 000 | G5V | Инновационное измерение лучевой скорости спутника . | Красноспинный пульсар. | [11] |
XMMU J013236.7 + 303228 | 2.2+0,8 -0,6 | 2 730 000 | B1.5IV | Детальное спектроскопическое моделирование. | В M33 система HMXB. | [27] |
PSR J0740 + 6620 | 2,14+0,10 -0,11 | 4600 | D | Параметр дальности и формы задержки Шапиро. | Самая массивная нейтронная звезда с хорошо ограниченной массой | [25] [12] |
PSR J0751 + 1807 | 2.10+0,2 -0,2 | 6 500 ± 1300 | D | Прецизионные измерения времени импульса релятивистского орбитального распада . | [28] | |
GW190425-А | 2,03+0,15 -0,14 | 518 600 000 | NS | Гравитационно-волновые данные слияния нейтронных звезд с интерферометров LIGO и Virgo. | Слился с компаньоном, образуя черную дыру размером 3,4 M | [29] [30] |
PSR J0348 + 0432 | 2,01+0,04 -0,04 | 2100 | D | Спектроскопические наблюдения и гравитационная волна вызвали орбитальный распад спутника. | [25] [31] | |
PSR B1516 + 02B | 1,94+0,17 -0,19 | 24 500 | D | Скорость продвижения периастра. | В шаровом скоплении M5 . | [25] [32] |
ПСР J1614-2230 | 1,908+0,016 -0,016 | 3 900 | D | Параметр дальности и формы задержки Шапиро. | В галактическом диске Млечного Пути . | [25] [26] [33] |
Vela X-1 | 1,88+0,13 -0,13 | 6 200 ± 650 | B0.5Ib | Скорость продвижения периастра. | Прототипная отдельно стоящая система HMXB. | [34] |
Список наименее массивных черных дыр
Ниже приведен список черных дыр, приближающихся к пределу TOV сверху.
Имя | Масса ( M ☉ ) | Расстояние ( ly ) | Сопутствующий класс | Метод определения массы | Заметки | Ссылка |
---|---|---|---|---|---|---|
2MASS J05215658 + 4359220 | 3.3+2,8 −0,7 | 10 000 | К-тип (?) Гигант | Спектроскопические измерения лучевой скорости невзаимодействующего компаньона. | На окраине Млечного Пути. | [25] [35] [36] |
Остаток GW190425 | 3,4+0,3 −0,1 | 518 600 000 | N / A | Гравитационно-волновые данные слияния нейтронных звезд с интерферометров LIGO и Virgo. | 97% шанс быстрого коллапса в черную дыру сразу после слияния. | [25] [29] [30] |
LS 5039 | 3,7+1,3 -1,0 | 8 200 ± 300 | O (f) N6.5V | Спектроскопия промежуточной дисперсии и подгонка модели атмосферы спутника. | Система микроквазаров . | [37] |
GRO J0422 + 32 / V518 Per | 3,97+0,95 -0,95 | 8 500 | M4,5 В | Фотометрическое моделирование кривой блеска . | Система SXT . | [25] [38] |
NGC 3201-1 | 4,36+0,41 −0,41 | 15,600 | (см. Примечания) | Спектроскопические измерения лучевой скорости невзаимодействующего компаньона. | В шаровом скоплении NGC 3201 . Спутник 0,8 M ☉ главная последовательность выключения . | [25] [39] |
GRO J1719-24 / GRS 1716−249 | ≥4,9 | 8 500 | К0-5 В | Фотометрия спутника в ближнем инфракрасном диапазоне и поток Эддингтона . | Система LMXB . | [25] [40] |
4У 1543-47 | 5.0+2,5 -2,3 | 30 000 ± 3 500 | A2 (V?) | Спектроскопические измерения лучевой скорости спутника. | Система SXT. | [25] [41] |
XTE J1650-500 | ≥5,1 | 8 500 ± 2300 | K4V | Моделирование орбитального резонанса с помощью QPO | Переходный бинарный источник рентгеновского излучения | [42] |
GRO J1655-40 | 5,31+0,07 -0,07 | <5 500 | F6IV | Точные рентгеновские временные наблюдения от RossiXTE . | Система LMXB. | [43] [44] |
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 (в значительной степени неопределенной массы и / или плохих данных наблюдений).
Имя | Масса ( M ☉ ) | Расстояние ( ly ) | Сопутствующий класс | Метод определения массы | Заметки | Ссылка |
---|---|---|---|---|---|---|
GW170817 остаток «s | 2,74+0,04 -0,01 | 144 000 000 | N / A | Гравитационно-волновые данные слияния нейтронных звезд с интерферометров LIGO и Virgo . | В NGC 4993 . Возможно, через 5–10 секунд после слияния он превратился в черную дыру. | [45] |
СС 433 | 3,0–30,0 | 18 000 ± 700 | A7Ib | Первая открытая система микроквазаров. Он соответствует магнитному полю, что нетипично для черных дыр, однако может быть записано на аккреционный диск, а не на компактный объект. | [46] [47] [48] | |
LB-1 | 2,0–70,0 | ок. 7 000 | Будьте звездой / лишенной гелиевой звездой | Первоначально считалось, что это первая черная дыра в разрыве масс парной неустойчивости. | [49] [50] | |
Лебедь X-3 | 2,0–5,0 | 24 100 ± 3 600 | WN4-6 | Спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне и подгонка модели атмосферы спутника. | Система микроквазаров. Существенные различия в спектре Cyg X-3 и типичной аккрецирующей ЧД можно объяснить свойствами звезды-компаньона. | [51] [52] |
LS I +61 303 | 1,0 - 4,0 | 7 000 | B0Ve | Спектроскопические измерения лучевой скорости спутника. | Система микроквазаров. Он имеет спектр, типичный для черных дыр, но излучает гамма-лучи HE и VHE, похожие на нейтронные звезды LS_2883 и HESS J0632 + 057, а также загадочный объект LS 5039. | [53] [54] |
Смотрите также
- Уравнение Толмана – Оппенгеймера – Волкова.
- Бекенштейн связан
- Кварковая звезда
Заметки
- ^ Это означает, что разные уровни внутри звезды вращаются с одинаковой скоростью.
Рекомендации
- ^ a b Bombaci, I. (1996). «Максимальная масса нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 305 : 871–877. Bibcode : 1996a & A ... 305..871B .
- ^ 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 . DOI : 10.1086 / 310296 . S2CID 119085893 .
- ^ Pooley, D .; Kumar, P .; Уиллер, JC; Гроссан, Б. (31.05.2018). «GW170817, скорее всего, сделал черную дыру». Астрофизический журнал . 859 (2): L23. arXiv : 1712.03240 . Bibcode : 2018ApJ ... 859L..23P . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / aac3d6 . S2CID 53379493 .
- ^ а б Чо, А. (16 февраля 2018 г.). «Для нейтронных звезд появляется ограничение по весу». Наука . 359 (6377): 724–725. Bibcode : 2018Sci ... 359..724C . DOI : 10.1126 / science.359.6377.724 . PMID 29449468 .
- ^ Маргалит, Б .; Мецгер, BD (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 . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / aa991c . S2CID 119342447 .
- ^ Shibata, M .; Fujibayashi, S .; Hotokezaka, K .; Kiuchi, K .; Кютоку, К .; Sekiguchi, Y .; Танака, М. (22 декабря 2017 г.). «Моделирование GW170817 на основе численной теории относительности и ее последствий». Physical Review D . 96 (12): 123012. arXiv : 1710.07579 . Bibcode : 2017PhRvD..96l3012S . DOI : 10.1103 / PhysRevD.96.123012 . S2CID 119206732 .
- ^ Руис, М .; Шапиро, С.Л .; Цокарос, А. (2018-01-11). «GW170817, общие релятивистские магнитогидродинамические модели и максимальная масса нейтронной звезды» . Physical Review D . 97 (2): 021501. arXiv : 1711.00473 . Bibcode : 2018PhRvD..97b1501R . DOI : 10.1103 / PhysRevD.97.021501 . PMC 6036631 . PMID 30003183 .
- ^ а б Rezzolla, L .; Большинство, ER; Вей, Л.Р. (9 января 2018 г.). «Использование гравитационно-волновых наблюдений и квазиуниверсальных отношений для ограничения максимальной массы нейтронных звезд». Астрофизический журнал . 852 (2): L25. arXiv : 1711.00314 . Bibcode : 2018ApJ ... 852L..25R . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / aaa401 . S2CID 119359694 .
- ^ Gao, H .; Чжан, Б .; Лю, Х. (24 февраля 2016 г.). «Ограничения на продукт слияния двойных нейтронных звезд из коротких наблюдений гамма-всплесков». Physical Review D . 93 (4): 044065. arXiv : 1511.00753 . Bibcode : 2016PhRvD..93d4065G . DOI : 10.1103 / PhysRevD.93.044065 . S2CID 43135862 .
- ^ Shibata, M .; Zhou, E .; Kiuchi, K .; Фудзибаяси, С. (26.07.2019). «Ограничение максимальной массы нейтронных звезд с помощью события GW170817». Physical Review D . 100 (2): 023015. arXiv : 1905.03656 . Bibcode : 2019PhRvD.100b3015S . DOI : 10.1103 / PhysRevD.100.023015 . S2CID 148574095 .
- ^ а б Линарес, М .; Шахбаз, Т .; Casares, J .; Гроссан, Брюс (2018). «Вглядываясь в темную сторону: линии магния создают массивную нейтронную звезду в PSR J2215 + 5135». Астрофизический журнал . 859 (1): 54. arXiv : 1805.08799 . Bibcode : 2018ApJ ... 859 ... 54L . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aabde6 . S2CID 73601673 .
- ^ а б Кромарти, HT; Fonseca, E .; Рэнсом, С. М.; и другие. (2019). «Релятивистские измерения задержки Шапиро чрезвычайно массивного миллисекундного пульсара». Природа Астрономия . 4 : 72–76. arXiv : 1904.06759 . Bibcode : 2019NatAs.tmp..439C . DOI : 10.1038 / s41550-019-0880-2 . S2CID 118647384 .
- ^ Плэйт, Фил (17.09.2019). «Рекордсмен: астрономы нашли самую массивную нейтронную звезду из известных» . Плохая астрономия . Проверено 19 сентября 2019 .
- ^ Толман, Р. К. (1939). "Статические решения уравнений поля Эйнштейна для сфер жидкости" (PDF) . Физический обзор . 55 (4): 364–373. Полномочный код : 1939PhRv ... 55..364T . DOI : 10.1103 / PhysRev.55.364 .
- ^ Оппенгеймер-младший; Волков, GM (1939). «О массивных нейтронных ядрах». Физический обзор . 55 (4): 374–381. Полномочный код : 1939PhRv ... 55..374O . DOI : 10.1103 / PhysRev.55.374 .
- ^ Woosley, SE; Heger, A .; Уивер, Т.А. (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд» . Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Bibcode : 2002RvMP ... 74.1015W . DOI : 10.1103 / RevModPhys.74.1015 . S2CID 55932331 .
- ^ Макклинток, Дж. Э .; Ремиллард, РА (2003). "Бинарные файлы черных дыр". arXiv : astro-ph / 0306213 .
- ^ Касарес, Дж. (2006). "Наблюдательные доказательства черных дыр звездной массы". Труды Международного астрономического союза . 2 : 3. arXiv : astro-ph / 0612312 . DOI : 10.1017 / S1743921307004590 . S2CID 119474341 .
- ^ Латтимер, Джеймс М. (25 февраля 2015 г.). «Введение в нейтронные звезды» . Материалы конференции AIP . 1645 (1): 61–78. Bibcode : 2015AIPC.1645 ... 61L . DOI : 10.1063 / 1.4909560 .
- ^ Кларк, JS; Гудвин, ИП; Кроутер, Пенсильвания; 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 . Бибкод : 2002A & A ... 392..909C . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20021184 . S2CID 119552560 .
- ^ Мартинес-Чичарро, М .; Торрехон, JM; Оскинова, Л .; F urst, F .; Постнов, К .; Родес-Рока, Джей Джей; 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 : 2018MNRAS.473L..74M . DOI : 10.1093 / mnrasl / slx165 . S2CID 56539478 .
- ^ 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 спутником в легком весе». Письма в астрофизический журнал . 760 (2): L36. arXiv : 1210.6884 . Bibcode : 2012ApJ ... 760L..36R . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 760/2 / L36 . S2CID 56207483 .
- ^ 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 . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 754/2 / L25 . S2CID 119262868 .
- ^ Ван Керквейк, Миннесота; Бретон, РП; Кулькарни, SR (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 ... 95V . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 728/2/95 . S2CID 37759376 .
- ^ Б с д е е г ч я J K Елавский, Ф; Геллер, А. "Массы на звездном кладбище" . Северо-Западный университет .
- ^ 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. Благодарный (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 ... 37А . DOI : 10.3847 / 1538-4365 / aab5b0 . ЛВП : 1959,3 / 443169 . S2CID 13739724 .
- ^ 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 . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 757/1/10 . S2CID 29852395 . Цитировать журнал требует
|journal=
( помощь ) - ^ 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 . DOI : 10.1086 / 497109 . S2CID 16597533 .
- ^ а б Научное сотрудничество LIGO; Сотрудничество Девы; и другие. (6 января 2020 г.). «GW190425: Наблюдение Compact Binary коалесценции общей массой ~ 3,4 М ☉ ». Астрофизический журнал . 892 (1): L3. arXiv : 2001.01761 . Bibcode : 2020ApJ ... 892L ... 3А . DOI : 10,3847 / 2041-8213 / ab75f5 . S2CID 210023687 .
- ^ 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 : 2020MNRAS.494..190F . DOI : 10.1093 / MNRAS / staa725 . S2CID 211020885 .
- ^ Деморест, ПБ; Pennucci, T .; Рэнсом, С. М.; Робертс, MSE; Хессельс, JWT (2010). «Нейтронная звезда с двумя массами Солнца, измеренная с помощью задержки Шапиро». Природа . 467 (7319): 1081–1083. arXiv : 1010,5788 . Bibcode : 2010Natur.467.1081D . DOI : 10,1038 / природа09466 . PMID 20981094 . S2CID 205222609 .
- ^ Фрейре, Пауло CC (2008). «Сверхмассивные нейтронные звезды». Материалы конференции AIP . 983 : 459–463. arXiv : 0712.0024 . Bibcode : 2008AIPC..983..459F . DOI : 10.1063 / 1.2900274 . S2CID 18565598 .
- ^ Crawford, F .; Робертс, MSE; Hessels, JWT; Рэнсом, С. М.; Ливингстон, М .; Там, CR; Каспи, ВМ (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 . DOI : 10.1086 / 508403 . S2CID 522064 .
- ^ 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 . Бибкод : 2003A & A ... 401..313Q . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20030120 . S2CID 5602110 .
- ^ Томпсон, Т.А.; Кочанек, CS; Станек, KZ; и другие. (2019). «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 .
- ^ Кумар, В. (2019-11-03). «Астрономы обнаружили новый класс черных дыр малой массы» . RankRed . Проверено 5 ноября 2019 .
- ^ 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 : 2005MNRAS.364..899C . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09617.x . S2CID 8393701 .
- ^ Гелино, DM; Харрисон, Т. Е. (2003). «GRO J0422 + 32: Черная дыра с наименьшей массой?». Астрофизический журнал . 599 (2): 1254–1259. arXiv : astro-ph / 0308490 . Bibcode : 2003ApJ ... 599.1254G . DOI : 10.1086 / 379311 . S2CID 17785067 .
- ^ 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 : 2018MNRAS.475L..15G . DOI : 10.1093 / mnrasl / slx203 . S2CID 35600251 .
- ^ Чаты, С .; Мирабель, ИФ; 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 : 2002MNRAS.331.1065C . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2002.05267.x . S2CID 15529877 .
- ^ Orosz, Jerome A .; 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 . DOI : 10.1086 / 305620 . S2CID 16991861 .
- ^ 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 . Бибкод : 2008A & A ... 492..319S . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200810334 . S2CID 5526948 .
- ^ Motta, SE; Беллони, TM; Stella, L .; Муньос-Дариас, Т .; Фендер, Р. (14 сентября 2013 г.). «Точные измерения массы и вращения черной дыры звездной массы с помощью рентгеновского хронометража: случай GRO J1655-40». arXiv : 1309.3652 . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt2068 . S2CID 119226257 . Цитировать журнал требует
|journal=
( помощь ) - ^ Foellmi, C .; Depagne, E .; Далл, штат TH; Мирабель, ИФ (12 июня 2006 г.). «На дистанции GRO J1655-40». Астрономия и астрофизика . 457 (1): 249–255. arXiv : astro-ph / 0606269 . Бибкод : 2006A & A ... 457..249F . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20054686 . S2CID 119395985 .
- ^ ван Путтен, Морис HPM; 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 : 2019MNRAS.482L..46V . DOI : 10.1093 / mnrasl / sly166 .
мы сообщаем о возможном обнаружении расширенного излучения (EE) в гравитационном излучении во время GRB170817A: нисходящего чирпа с характерным временным масштабом τ s =3,01 ± 0,2 с на (H1, L1) -спектрограмме 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 магнетар, а не на черную дыру, вращающуюся под действием магнитных ветров и взаимодействий с динамическими выбросами массы.
- ^ Черепащук, Анатолий (2002). «Наблюдательные проявления прецессии аккреционного диска в двоичной системе SS 433» . Обзоры космической науки . 102 (1): 23–35. Bibcode : 2002SSRv..102 ... 23C . DOI : 10,1023 / A: 1021356630889 . S2CID 115604949 .
- ^ Abeysekara, AU; Альберт, А .; Alfaro, R .; Alvarez, C .; Альварес, JD; Arceo, R .; Артеага-Веласкес, JC; Avila Rojas, D .; Ayala Solares, HA; Belmont-Moreno, E .; Benzvi, SY; Brisbois, C .; Кабальеро-Мора, Канзас; Capistrán, T .; Carramiñana, A .; Казанова, С .; Castillo, M .; Cotti, U .; Cotzomi, J .; Coutiño De León, S .; Де Леон, К .; de la Fuente, E .; Диас-Велес, JC; Dichiara, S .; Дингус, BL ; Дювернуа, Массачусетс; Ellsworth, RW; Энгель, К .; Espinoza, C .; и другие. (2018). «Ускорение частиц очень высоких энергий на струях микроквазара SS 433». Природа . 562 (7725): 82–85. arXiv : 1810.01892 . Bibcode : 2018Natur.562 ... 82A . DOI : 10.1038 / s41586-018-0565-5 . PMID 30283106 . S2CID 52918329 .
- ^ Ученые открыли новый питомник сверхмощных фотонов , Space Daily , 2018-10-04
- ^ 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 .
- ^ Irrgang, A .; Geier, S .; Kreuzer, S .; Pelisoli, I .; Хебер, У. (январь 2020 г.). «Обрезанная гелиевая звезда в потенциальной двойной двойной черной дыре LB-1» . Астрономия и астрофизика (письмо в редакцию). 633 : L5. arXiv : 1912.08338 . Bibcode : 2020A & A ... 633L ... 5I . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201937343 .
- ^ Кольонен, КИИ; 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 : 2017MNRAS.472.2181K . DOI : 10.1093 / MNRAS / stx2106 . S2CID 54028568 .
- ^ Здзярский, АА; 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 : 2013MNRAS.429L.104Z . DOI : 10.1093 / mnrasl / sls035 . S2CID 119185839 .
- ^ 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 : 2017MNRAS.468.3689M . DOI : 10.1093 / MNRAS / stx778 . S2CID 118894005 .
- ^ 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 : 2006Sci ... 312.1771A . DOI : 10.1126 / science.1128177 . PMID 16709745 . S2CID 20981239 .