Взвесить невидимку: чёрная дыра в ранней Вселенной ✛ ✎

Оригинал: "Resolving the black hole sphere of influence in a hyper-luminous obscured quasar at redshift 4.6"

arXiv:2504.13409 · 2025-04-18 · arXiv non-exclusive · собственный разбор · 1 мин

Астрономы впервые измерили массу сверхмассивной чёрной дыры в эпоху, когда Вселенной было всего чуть больше миллиарда лет.

Чтобы взвесить невидимую чёрную дыру возрастом 13 миллиардов лет, астрономы прибегли к силе водоворота. Логика проста: чем быстрее газ закручивается вокруг центра галактики, тем массивнее гравитационный «слив». Поймать это движение помог углерод — его ионы испускают инфракрасное свечение, которое пробивается даже сквозь плотную пыль. С помощью разложения света на цвета учёные замерили резкое ускорение облаков к центру. Расчёт показал: там прячется гигант в 6,3 миллиарда Солнц.

Для масштаба: такая дыра в полторы тысячи раз тяжелее той, что обитает в сердце Млечного Пути.

Раньше массу ранних чёрных дыр оценивали лишь косвенно. Теперь же удалось провести первое «динамическое взвешивание» — прямо по движению вещества. Пыльные галактики, которые считались неудобными для наблюдений, на деле сохранили сигнал, словно капсула времени. Неожиданный поворот: именно пыль, обычно мешающая астрономам, уберегла углеродное свечение от разрушения, превратив галактику в идеальный архив древней Вселенной. Теперь такие объекты — главная цель для поиска первых космических тяжеловесов.

Открытие перекликается с работой Мартена Шмидта, который обнаружил первые квазары в 1963 году.

Весь граф →

Свет от ионов углерода, использованный в исследовании, родился спустя всего 1,4 миллиарда лет после Большого взрыва и преодолел 12,8 миллиарда световых лет, чтобы достичь телескопов.

R_{\mathrm{SoI}} = \frac{G M_{\mathrm{BH}}}{\sigma^2}

Радиус, внутри которого гравитация чёрной дыры доминирует над гравитацией галактики; G — гравитационная постоянная, M_BH — масса чёрной дыры, σ — дисперсия скоростей звёзд или газа.

\sigma(r) = \sqrt{\frac{2}{3} \frac{G [M_{\mathrm{BH}} + M_{\mathrm{Host}}(<r)]}{r}}

Внутренняя дисперсия скоростей на радиусе r; M_Host(<r) — масса галактики внутри радиуса r.

Учёные

Stephen Hawking Jacob Bekenstein Fritz Zwicky John Archibald Wheeler Karl Schwarzschild Subrahmanyan Chandrasekhar

Понятия

чёрная дыра промежуточной массы сверхмассивная чёрная дыра радиус Шварцшильда предел массы нейтронной звезды затменный квазар метрика Шварцшильда спиновый параметр фотонная сфера поверхностная гравитация измерение тёмной энергии радиогромкий квазар эффективный спин последняя устойчивая круговая орбита метрика Керра gw190814 напряжённость Хаббла предел Чандрасекара масса чёрной дыры внутренний горизонт

Я автор

Взвесить невидимку: чёрная дыра в ранней Вселенной ✛ ✎