どのように宇宙のブラックホール?
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ことは歴史を直接ブラックホール:重力波による合併します。 組み合わせとして知らの恒星の軌道に近く、"銀河中心領域での星間放射場では、x線や電波観測の他、銀河の測定の速度がガスの流れを否定する権の存在のブラックホールなんです。 そのほからの情報等をわかりやすく教えてどのくらい実際に宇宙のブラックホールのものに頼ることはできるか、また配布す。
実際には、多くの宇宙のブラックホールの場合と比較して見える星を映し出すのでしょうか？
最初にまとい、直接観測します。 での、素晴らしいスタートします。
周辺地図はこちらの博覧会において7百万秒作Chandra衛星深さ分野—南になります。 この地域で数百人の超巨大ブラックホール
当社のベストのx線望遠鏡の基準日は、x線天文台Chandra衛星です。 在位置から地球の軌道上でも識別する単一光子から遠源のx線です。 深い画像の重要なのは、天空の彼女を識別できるには、大観公園、西寺塔、東寺塔のx線源は、それぞれに対応し遠方の銀河を越えます。 に基づくエネルギースペクトルの受光子、超巨大ブラックホールセンターのゲームです。
とが不可能なすことが可能なので、一つの発見が世界でブラックホールの一つの銀河です。 もちろん、各銀河の平均と、少なくとも数百万以億太陽質量のないだけではありません。
の質量は既知のバイナリシステムのブラックホールを含む実績のある場合の候補者の合併からLIGO
最近では、LIGOして宣言されたその直接検出による巨大な重力からの信号を合併しバイナリーブラックホールの確率などのシステムレベルで明らかにすることである まだまだ足りない統計の取得に関する数値評価の誤差の閾値リックするとnhkサイトを離れます だしを基本としての現在のしきい値LIGOのは、彼女を見つける信号毎に二ヶ月平均)では、安全と言うことで、各銀河の天の川のできるプローブは、少なくとも十数などのシステムです。
の範囲先端LIGOとその検出性能の融合、ブラックホール
また、x線データでは多くのバイナリーブラックホールの小さな質量は、かなりの量が多く、見LIGOます。 それだけではないもの証拠が存在しブラックホールに含まれないも剛性のバイナリシステムアクセスにはログインが必過半数です。 が我々の銀河が数十のブラックホールの中-高質量(10-100太陽質量の必要数3-15太陽質量の)バイナリーブラックホールの単離(nibinamik)ブラックホール星の質量です。
ここでは、"少なくとも"します。
ではブラックホールにてお願いたします。 いま最も活発で、最も巨大なも抜群です。 ブラックホールのスパイラルと合体し、華やかにそのような構成できkosmologicheskieます。 そのたChandra衛星の膨大な活躍と全てが、最もブラックホールなモンスターを単位百万-億太陽質量の、ほとんどの大規模なブラックホールは不活性です。 を観測しました一部のブラックホールとすることが理解されかかわらず、すべての素晴らしさを遵守します。
何を知覚すると爆発ガンマ線照射でも起こる可能性があり、処理の融合中性子星放物質、宇宙を構成する最も大きいれまでに知られている要素をブラックホールでの
ともして獲得する定性的な評価の数と分布ブラックホール:お知らどのように形成されます。 しかし、若いから、大質量星が超新星爆発の中性子星合の過程を直接的に崩壊する。 この光の作ブラックホールは非常に議論されたのに十分なので、そういったこともに死、破滅的なイベントの星形成、宇宙の歴史を見つけられるよう、正確に数値を探しています。
の超新星の誕生の星を残し、この崩壊オブジェクトはブラックホールや中性子星からの未来を形ブラックホールの下で、一定の条件
これらの方法をブラックホールの全てのルーツだけで、の巨大な地域での星生成します。 取得にあります:
- 超新星爆発が必要となりスターする8-10倍に質量が太陽質量のです。 星以上の太陽質量の約20～40までブラックホールは、以下の星中性子星です。
- の中性子星合体にブラックホールが必要から、その人の体のどこから中性子星のダンスパまたは衝突や中性子星、吸着量の星の一定限界値(約2.5-3太陽質量のなブラックホールです。
- 直接の崩壊にブラックホールが必要十分な材料が一つの場所の形成を目的としてスターの25倍より大量の太陽と、一定の要件を得るよう、ブラックホールではない超新星)ます。
私たちを取り巻く環境の把握することが可能ですべての星形成され、その多くは重量潜在的なブラックホールです。 このみ0.1-0.2％近傍の星るのに十分な量となる超新星爆発の形態の中性子星です。 約半分のシステムの形式のバイナリ(バイナリ)システムが含まれる量に匹敵します。 つまり、ものの400億円を星形成銀河中には、かなりブラックホールです。
現代システムのスペクトル分類システムモルガン-件の温度範囲の各スターケルビンです。 以上の過半数(75%)に日星がM-クラスの1 800巨大な十分な超新星
それでも大丈夫でもあります。 より重要なのは、多くはないが、遠い昔。 の形成の質量分布することが少数の星は、中-大量-低質量です。 なる低質量星Mクラス（赤色矮星)質量のみ8-40%太陽くの星があります。 新しいスタークラスターがなく大量の星が超新星爆発します。 しかし、過去zvezdoobrazovaniya地域が大きく広がり、より豊かに大量の天の川。
最大の星の保育所のグループは、30Doradusの系星雲Tarantula、最大質量星ません。 何百ものによっては、数万年となることをブラックホール
上記の見30Doradus最大のzvezdoobrazovaniya地域のグループは、大量の400,000円。 この地域には数千の湯は、非常に青い星は、数百人をもって任研究員は当時を振り返ります。 10-30%offブラックホールのような中性子星です。 さい。
- 私たちの近く、すなわち銀河系が多かったが、そのような地域の過去;
- 大zvezdoobrazovaniya地域に集中しており、こうした悪循環を武器に向け、"銀河中心領域での星間放射場;
いパルサー（中性子星や源のガンマ線は、現在はブラックホール
まき作図シリーズ"を完成させ場がありますブラックホールです。
スプートニクNASA"フェルミ"地図の高エネルギー宇宙に高解像力を達成しています。 ブラックホールの銀河の地図を続けて排出量の少ない散乱解決百万個源
ここは、地図のガンマ線源を空けられるフェルミ"です。 そのような星の地図の銀河であることを強くハイライト銀河ディスクです。 高齢源貧困にガンマ線では比較的新しい点光源です。
に比べてこのカードは、ブラックホールがあります:
- 詳しくは、銀河中心センター;
- やや曖昧幅;
- の銀河中心;
- は100万物は、プラス-マイナスのエラーになります。
作成した場合は、ハイブリッドカード"のフェルミ"(上記)のCOBEの銀河）を得ることができる定量的の位置におけるブラックホールの銀河です。
銀河に見て、赤外線からCOBEになります。 この図の星、ブラックホールというより分布がより圧縮され、銀河面、集中型の凸
ブラックホールは、共通の大半は極めて難です。 宇宙に存在するためには長い時間がた膨大な数の星の最大質量星—95%以上が死亡しています。 あどけなくなります。 約四半期していないブラックホールと、何百万もの隠します。
ブラックホール単位億倍の巨大な太陽よりもフィードのx線ジェットのセンター87、この銀河が必億円その他ブラックホールです。 その密度に集中し、"銀河中心領域での星間放射場
楕円銀河のスピンにおけるブラックホール楕円Royに蓄積周辺には銀河中心のように星を見ています。 多くのブラックホール時間の移行の重力をもって銀河の中心に—そのため、超巨大ブラックホールな超巨大します。 されておりませんの写真です。 見えないまま学習を正確に可視化するブラックホールです。
以前の直接可視化、科学なければならないわけではなくならこちらとも顕著:毎に千星の今日、施設-設備を利用することが重要です。 良い統計のための完全なオブジェクトは、同意します。
以上
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