Stjerneformede svarte hull

Kunnskapsbuen · Universet · Kapittel 04 / Artikkel 08

Stjernelignende sorte hull når en hendelseshorisont blir igjen etter en stjerne

En massiv stjerne kan etterlate seg en rest som lyset ikke kan unnslippe fra. Men bevegelsene til stjerner i nærheten, lysende gass og bølger i romtiden gjør det mulig å studere det som er blitt usynlig.

StjernekollapsAkkresjon og jetstrålerGravitasjonsbølger

Kunstnerisk framstilling av et sort hull som akkreterer materie. Den lyse strukturen viser den omkringliggende gassen og lyset som bøyes, ikke stråling som slipper ut innenfra horisonten. Fargene og geometrien er illustrerende.

En grense i romtidenHendelseshorisonten markerer grensen innenfor hvilken signaler ikke kan unnslippe og nå fjerne observatører.

Flere veier til kollapsDet er ikke bare stjernens opprinnelige masse som betyr noe, men også kjernens endelige tilstand, massetapet og utviklingshistorien i et dobbeltstjernesystem.

Gravitasjonen setter sporBanebevegelser, gravitasjonslinser og gravitasjonsbølger avslører ellers usynlige mørke rester.

Vi følger de mest kompakte stjernerestene

Hvordan studerer vi noe som ikke kan lyse?

Et stjernelignende sort hull påvirker omgivelsene selv etter at stjernen er borte. En ledsagerstjerne kan fortsette å gå i bane rundt det. Gass som faller mot det, kan bli ekstremt varm. Et annet sort hull kan etter hvert nærme seg det i en spiralbane og smelte sammen med det.

Hver av disse situasjonene gir ulike typer bevis. Ut fra disse virkningene fastslår astronomer restens masse og oppførsel ved å sammenholde observasjoner med modeller for gravitasjon og materie.[9]

I artikkelen «Magnetarer: ekstremt sterke magnetfelt» undersøkte vi magnetaktiviteten til en nøytronstjerne. Her følger vi utviklingsveiene som fører forbi nøytronstjernens stabilitetsgrense.

Det avgjørende kjennetegnet – hendelseshorisonten

Hva gjør et sort hull til et sort hull?

Et sort hull er et område av romtiden avgrenset av en hendelseshorisont. Når materie eller lys krysser denne grensen på vei innover, kan den ikke lenger sende signaler tilbake til fjerne observatører. Horisonten er ikke en fast overflate som et objekt støter mot.[1]

Uttrykket «rømningshastigheten er større enn lysets hastighet» fungerer som en innledende analogi. Den generelle relativitetsteorien gir en dypere forklaring: Innenfor horisonten fører mulige fremtidsrettede baner ikke tilbake til det ytre universet.[2]

Et nyttig målestokkreferansepunkt

r_s = 2GM / c²

Et svart hull uten rotasjon og elektrisk ladning har en horisontradius på omtrent 3 kilometer per solmasse. Derfor har et svart hull med en masse ti ganger større enn Solens en horisontradius på omtrent 30 kilometer– og en diameter på omtrent 60 kilometer.[2]

G – gravitasjonskonstanten, M – det svarte hullets masse, og c – lysets hastighet. Rotasjon endrer geometrien, så dette er bare et referansetilfelle, ikke en nøyaktig formel for størrelsen på hvert svart hull.

Horisonten og singulariteten er ulike begreper

Klassiske løsninger som beskriver svarte hull, forutsier en singularitet der beskrivelsen av romtiden de gir, ikke lenger gjelder. Denne forutsigelsen betyr ikke at astronomer har observert et fysisk punkt med uendelig tetthet. Hva som erstatter den klassiske beskrivelsen under slike ekstreme forhold, er fortsatt et spørsmål som en mer fullstendig gravitasjonsteori bør besvare.[25]

Og horisonten er en grense som er viktig for å vurdere hvilke signaler som kan nå observatører utenfor. Vi kan undersøke hvordan omgivelsene oppfører seg, uten å hevde at vi forstår fysikken i det skjulte indre i detalj.[1]

Stjernens endelige struktur er viktigere enn én enkelt grenseverdi

Hvordan blir en stjerne som kollapser, til et svart hull?

Mot slutten av en massiv stjernes levetid kan ikke en jernrik kjerne lenger opprettholde stabiliteten ved hjelp av energifrigjørende kjernefusjon. Elektroninnfangning reduserer elektrongasstrykket, og når kjernen brytes opp under kollapsen, kan det absorbere energi. Den sentrale delen trekker seg raskt sammen.

Under en vanlig kollaps av en jernkjerne dannes først en varm protoneutronstjerne i sentrum. Om den overlever, avhenger av eksplosjonen, den videre innstrømningen av materie og stabiliteten til tett materie.[3], [4]

En neutronstjerne som overlever

Eksplosjonen fjerner nok av den omkringliggende materien, og restens masse overskrider ikke stabilitetsgrensen.

Vekst og senere kollaps

Materie som fortsetter å falle inn, eller materie som først beveger seg utover og senere faller tilbake, øker restens masse til den ikke lenger kan forbli stabil.

Relativt rolig kollaps

En stjerne kan danne et svart hull uten en vanlig, lyssterk supernova der eksplosjonen lykkes med å slyngje ut stjernens ytre lag.

Dette er generelle evolusjonsforløp, ikke en fast rekkefølge. I modeller dannes svarte hull også sammen med intense, asymmetriske eksplosjoner. «Direkte kollaps» betyr ikke nødvendigvis at kjernen hopper over alle midlertidige stadier som protostjerne med nøytroner.[3]

Hvorfor er det ikke nok å si «mer enn 25 solmasser»?

To stjerner med lignende opprinnelige masser kan ha ulik indre struktur før kollapsen. Vinder, kjemisk sammensetning, rotasjon og utveksling av materiale med en ledsagerstjerne påvirker hva som blir igjen. Derfor forutsier modeller et komplekst spenn av utfall, ikke en universell grense for opprinnelig masse som skiller nøytronstjerner fra svarte hull.[3], [4]

En nøytronstjernes motstand mot kollaps avhenger av kvantetrykk og kjernefysiske vekselvirkninger, som oppsummeres av tilstandsligningen. Den største stabile massen avhenger også av rotasjon og termiske forhold. Selv tett kjernemateriale kan ikke holde oppe en rest med ubegrenset stor masse, men det finnes ingen eksakt massegrense som gjelder for alle stadier av kollapsen.[5]

Kan astronomer observere en stjerne forsvinne mens den blir til et svart hull?

De leter etter stjerner som blekner uten en vanlig, lyssterk supernova. N6946-BH1, som bleknet etter et lysstyrkeutbrudd i 2009, er en kandidat som undersøkes grundig. JWST-observasjoner avdekket infrarød stråling og nærliggende kilder som tidligere ble sett som én sammensmeltet kilde.[7]

Tolkningen er fortsatt omdiskutert. I en analyse fra 2024 ble en stjernesammenslåing omgitt av støv sett på som en mulig forklaring; en ny analyse i 2026 hevdet at det vedvarende lysunderskuddet støtter hypotesen om at det dannes et svart hull. Observasjoner av kilden ved ulike bølgelengder bidrar til å skille en utsluknet stjerne fra en som er skjult av støv.[7], [8]

Massen bestemmes av massetap, vekselvirkning og senere vekst

Hva bestemmer massen til et stjernemasse-svart hull?

Et svart hull arver ikke automatisk hele massen til stjernen som dannet det. Stjernevinder, masseoverføring i et dobbeltstjernesystem, utbrudd og den endelige eksplosjonen kan fjerne materiale før eller under kollapsen. Noe materiale kan senere falle tilbake.

I mange varme, massive stjerner bidrar tyngre grunnstoffer til å drive vinder med strålingstrykk. Derfor kan lavere metallisitet gjøre det mulig for stjernen å beholde mer masse, selv om utfallet fortsatt avhenger av den bredere evolusjonære sammenhengen.[4], [10]

Parustabilitet kan hindre dannelsen av en massiv rest

I tilstrekkelig varme og massive kjerner kan høyenergifotoner danne elektron-positron-par. Dette kan svekke trykkstøtten og la kjernen trekke seg sammen, noe som utløser eksplosiv kjernebrenning.[6]

Pulsasjonsparustabilitet

Én eller flere pulser slynger ut materie, men etterlater kjernen. Den kan kollapse senere, slik at mindre masse blir igjen til å danne et svart hull.

Fullstendig oppløsning på grunn av parinstabilitet

Eksplosjonen kan rive hele stjernen fra hverandre. Denne banen etterlater ingen kompakt rest etter stjernens endelige eksplosjon.

Disse utfallene henger sammen med egenskapene til kjernen, ikke én universell tabell over startmasser. Reaksjonshastigheter i kjernen, blanding, vinder og utviklingen av dobbeltstjernesystemer endrer grensene. Det såkalte massegapet for parinstabilitet beskriver dermed et underskudd på svarte hull i bestemte baner for stjernekollaps; det hindrer ikke at rester etter senere sammenslåinger kan nå disse massene.[6], [20]

Resten kan fortsette å vokse

Akkresjon og sammenslåinger kan øke massen etter dannelsen. I et tett nok miljø kan en rest etter en sammenslåing bli værende i systemet og smelte sammen på nytt. Dette kalles hierarkisk vekst, og hvorvidt den lykkes, avhenger delvis av om rekyl etter sammenslåingen slynger resten ut av miljøet.[20]

Mange godt undersøkte stjernesvarte hull har masser på fra noen få til flere titalls solmasser. Den bredere populasjonen og restene etter sammenslåinger strekker seg utenfor dette velkjente intervallet, så det bør ikke betraktes som en øvre grense.[9], [19]

Ulike observasjoner avdekker ulike deler av populasjonen

Hvordan oppdager vi et svart hull?

Sterk røntgenstråling kan tyde på energisk akkresjon, men nøytronstjerner sender også ut slik stråling. Det trengs ytterligere bevis for å fastslå hva det kompakte objektet er. Banemålinger kan bidra til å fastslå massegrensene, linsefenomenet kan avsløre et ellers mørkt objekt, og en sammenslåing kan varsle om seg selv gjennom gravitasjonsbølger.[9], [18]

Tre komplementære måter å observere gravitasjonens påvirkning på
Metode	Hva måles?	Hva må tas i betraktning?
Ledsagerens bane	Stjernenes posisjoner og hastigheter avslører bevegelse rundt en usynlig masse.	Den utledede massen påvirkes av inklinasjon, avstand, ledsagerens egenskaper og banemodellering.
Gravitasjonsmikrolinsing	En bakgrunnsstjerne blir lysere og den tilsynelatende posisjonen forskyves når et forgrunnsobjekt bøyer lyset fra den.	Lysstyrken alene etterlater degenerasjoner mellom parametere; posisjonsforskyvninger og hendelsens geometri bidrar til å bestemme linsens masse.
Gravitasjonsbølger	Det varierende signalet fra relativ deformasjon følger en kompakt dobbeltstjernes spiralbevegelse inn mot hverandre, sammenslåing og avklingende rest.	Masser og spinn bestemmes ved å sammenligne signalet med bølgeformmodeller.

Hver metode fanger opp ulike systemer. Populasjonen som oppdages gjennom lyssterk akkresjon, ligner ikke nødvendigvis den som oppdages gjennom rolige stjernebaner eller sammenslåinger.[9], [12], [18]

Akkresjon og baneobservasjoner

Cygnus X-1

Omtrent 21 M_⊙

En analyse fra 2021 kombinerte en forbedret avstandsbestemmelse med modellering av et dobbeltstjernesystem og fastslo at det svarte hullet har en masse på omtrent 21 solmasser. Ledsageren tilfører gass til en akkresjonsstrøm som sender ut røntgenstråling.[10]

Stille ledsager

Gaia BH3

Omtrent 33 M_⊙

Dette inaktive svarte hullet ble omtalt i 2024; det ble avslørt gjennom bevegelsen til en synlig stjerne. Astrometri og spektroskopiske hastigheter bidro til å fastslå grensene for baneparemeterne og den usynlige massen.[11]

Enkeltstående mørk linse

OGLE-2011-BLG-0462

Omtrent 7,2 M_⊙

En oppdatert analyse av gravitasjonslinser fra 2025 brukte en elleve år lang serie med astrometriske observasjoner fra Hubble-teleskopet. Den målte massen, at det ikke ble oppdaget noe lys fra selve linsen, og at ingen ledsager ble funnet, tyder på at det dreier seg om et enkeltstående svart hull.[12]

M_⊙ betyr én solmasse. Dette er avrundede anslag fra de angitte studiene, ikke eksakte verdier eller en liste over nåværende rekorder.

Lyset som slipper ut, sendes ut av stoff utenfor horisonten

Hvorfor kan omgivelsene være så lyssterke?

Gass som tilføres fra en ledsagerstjernes vind eller gjennom masseoverføring, har vanligvis dreieimpuls. Den kan samle seg i en akkresjonsskive i stedet for å falle rett innover. Magnetiske spenninger og turbulens bidrar til å omfordele dreieimpulsen, slik at stoffet kan bevege seg innover og frigjøre gravitasjonsenergi.

En varm skive og området med høyenergetiske partikler rundt den, ofte kalt en korona, kan sende ut kraftig røntgenstråling. Dette lyset dannes utenfor horisonten. Et svart hull som får tilført lite gass, kan forbli svært lyssvakt.[13], [25]

De nærmeste banene er ikke like

Forenklet Schwarzschild-referanseskjema. Sirkelradiene er proporsjonale med Schwarzschild-koordinatradien: horisonten ved r_s, den ustabile sirkulære fotonbanen ved 1,5r_s, og den innerste stabile sirkelbanen for prøvedeler med masse ved 3r_s. Dette er ikke et fotografi, et kart over egentlige avstander eller omrisset av en observert skygge.[2], [28]

Den innerste stabile sirkelbanen, eller ISCO, bidrar til å forklare den indre strukturen i en tynn skive. Stoff som faller innover, kan eksistere og stråle også nærmere sentrum enn denne banen. Den sirkulære fotonbanen er ustabil, og horisonten er en egen grense som ligger enda nærmere sentrum.[16], [28]

Jetstråler fører energi utover

Noen akkreterende systemer danner smale, raske jetstråler som stråler særlig kraftig i radiobølgeområdet. En stjernebasert akkreterende kilde med jetstråler kalles ofte en mikrokvasar, noe som understreker likheten med mye større aktive galaksekjerner.

Jetstråler er knyttet til magnetisert plasma utenfor horisonten; de fører ikke materie fra innsiden av den tilbake til utsiden. Effekten og utseendet varierer med akkresjonstilstanden, og en lyssterk skive garanterer ikke en vedvarende jetstråle.[14]

Magnetfelt kan hente ut energi fra et roterende svart hull gjennom Blandford–Znajek-mekanismen. Numeriske simuleringer viser at dette er mulig, men utstrømmer drevet av energien i skiven bidrar også til helhetsbildet. Forholdet mellom disse prosessene avhenger av fluksen og magnetfeltkonfigurasjonen.[17], [21]

Rotasjon endrer geometrien til baner i nærheten

Hva betyr det at et svart hull roterer?

Et roterende svart hull med tilnærmet null elektrisk ladning beskrives av Kerr-løsningen i den generelle relativitetsteorien. Dreieimpulsen påvirker romtiden rundt det, lysbanene og banene som gass kan følge.[28]

Dimensjonsløs spinnparameter

a_* = cJ / (GM²)

J er dreieimpuls. Spinnparameterens absoluttverdi kan variere fra null, som tilsvarer et ikke-roterende svart hull, til verdier som nærmer seg den klassiske Kerr-grensen på én. Fortegnet kan angi rotasjonsretningen i forhold til den valgte baneretningen; denne parameteren beskriver ikke en overflate som roterer i rommet.[15]

Rammedragning og ergosfæren

Nær et roterende svart hull endrer rammedragning bevegelsen til lokale treghetssystemer. I ergosfæren utenfor horisonten kan ikke et objekt være i ro i forhold til fjerne observatører: Det må bevege seg i retningen det svarte hullet roterer. Det er fortsatt mulig å unnslippe fra dette området.[28]

Spinn endrer også ISCO-posisjonen. Når materie beveger seg i bane i samme retning som det svarte hullet roterer, kan stabile sirkelbaner ligge nærmere det enn i tilfellet med et ikke-roterende svart hull. Dette endrer skivens temperaturfordeling og effektene som gjenspeiles i strålingen fra den.[15]

Tilpasning av det termiske kontinuumsspekteret

Forskere tilpasser en fysisk modell til skivens termiske spektrum. Med estimater for masse, avstand og helning kan den indre radiusen som bestemmes fra spekteret, bidra til å fastslå grensene for spinnparameteren, dersom forutsetningene for en tynn skive er gyldige.[16]

Røntgenrefleksjonsspektroskopi

Røntgenstråler som belyser skiven, skaper karakteristiske trekk i det reflekterte spekteret, blant annet jernemisjonslinjer. Relativistisk linjeutvidelse og forskyvninger bidrar til å begrense mulige varianter av geometrien i den indre regionen, men belysning, absorpsjon og skivens struktur er også viktige.[15]

Disse målingene bygger på modeller og har systematiske usikkerheter. En modellbestemt skivekant bør ikke automatisk likestilles med ISCO i alle tilstander. Gravitasjonsbølgesignaler gir en annen måte å undersøke rotasjonen til svarte hull i sammenslående systemer på.[15], [16]

En bane som trekker seg sammen, kan ende i et utbrudd av romtidsbevegelse

Hva skjer når to svarte hull smelter sammen?

To svarte hull i et tett nok dobbeltstjernesystem mister baneenergi og dreieimpuls på grunn av gravitasjonsbølger. Avstanden mellom dem blir mindre, helt til de smelter sammen og etterlater en eksitert rest som roer seg ned mot tilstanden til et stabilt, roterende svart hull.[26], [27]

Kvalitativ illustrasjon av fasene i gravitasjonsbølger. Diagrammene bruker uavhengige, illustrerende tidsskalaer og amplitudeskalaer, så bredden og høyden kan ikke sammenlignes kvantitativt. Kurvene forklarer fasene; de er ikke registrerte signaler.[27]

Spiralbevegelse innover

Banen trekker seg sammen. I et typisk dobbeltstjernesystem med en nesten sirkulær bane øker frekvensen på gravitasjonsbølgene når sammenslåingen nærmer seg.

Sammenslåing

To svarte hull blir til ett. Den sterkeste og raskest varierende delen av signalet gjør det mulig å undersøke en svært dynamisk romtid.

Demping av svingninger

Restens deformasjon avtar gjennom dempede svingninger. Frekvensene og dempingshastigheten gjør det mulig å undersøke om geometrien til det svarte hullet stemmer overens med det som er forventet.[27]

Den historiske første deteksjonen

GW150914: oppdaget 14. september 2015

Den første kunngjøringen om direkte deteksjon av gravitasjonsbølger kom i februar 2016. Den opprinnelige analysen tydet på at massene til de svarte hullene var omtrent 36 og 29 solmasser, at den endelige restmassen var omtrent 62 solmasser, og at gravitasjonsbølgene førte bort energi tilsvarende tre solmasser.[18]

Disse avrundede tallene bør ikke trekkes fra hverandre som om de var nøyaktige målinger. Hovedresultatet er at den endelige massen er mindre enn dobbeltstjernesystemets opprinnelige samlede masse, fordi noe av energien ble sendt ut som gravitasjonsbølger.

Populasjonen omfatter mer enn de første velkjente eksemplene

For GW231123, observert i november 2023 og beskrevet i 2025, ble den samlede massen til dobbeltstjernesystemet anslått til 190–265 solmasser. Det korte signalet fra hendelsen og de raske rotasjonene til de svarte hullene gjør antakelsene om bølgeformen spesielt viktige. Slike hendelser er vanskelige å forklare med enkle forklaringer basert på stjernekollaps, og gjør det aktuelt å vurdere muligheter som tidligere sammenslåinger; de gjør det ikke mulig å fastslå én bestemt dannelseshistorie.[19], [20]

Hvordan møtes to svarte hull?

Noen dobbeltstjernesystemer dannes av to stjerner som har utviklet seg sammen, utvekslet materie og kanskje gjennomgått en fase med felles omsluttende skall. Andre dannes eller endres gjennom nære møter i et tett stjernemiljø. Massene, spinnene og retningene deres bidrar til å sammenligne disse dannelsesveiene, selv om forutsigelsene deres delvis kan overlappe.[26]

Det er ikke nok å ha en følgestjerne: Det kan ta en dobbeltstjernesystem med to sorte hull som er langt fra hverandre mye lengre tid enn universets alder å smelte sammen. Avstanden mellom dem og prosesser som endrer banen, er avgjørende her.[26]

Det som blir igjen på utsiden, kan fortsatt endre omgivelsene

Hvordan påvirker svarte hull med stjernemasse universet i større skala?

Stråling og utstrømmende materie fører energi tilbake til gassen omkring

Et akkresjonssystem kan varme opp og ionisere omgivelsene med stråling, mens jetstråler og vinder overfører bevegelsesmengde og mekanisk energi. Hvor mye det endrer gassen rundt seg, avhenger av mengden materie som er tilgjengelig for akkresjon, hvor lenge aktiviteten varer, og de lokale forholdene.[21]

Den ringformede tåken rundt Cygnus X-1 er blitt tolket som materie påvirket av sjokkbølger fra kilden sin jetstråle. Dette viser hvordan studier av miljøet rundt rester kan avdekke energi som er vanskelig å måle ved å undersøke bare den kompakte kilden.[22]

Tung grunnstoffdannelse krever materie som kan slippe ut

En sammensmelting av to sorte hull i et miljø uten noe annet gir ikke de nøytronrike stjernerestene som trengs for en kilonova. En sammensmelting der en nøytronstjerne deltar, kan være annerledes: Hvis stjernen rives i stykker før den slukes, kan noe av materien bli igjen på utsiden og slippe ut. Utfallet avhenger av massene, spinnet til det sorte hullet og nøytronstjernens struktur.[23]

Forskere modellerer også dannelsen av tunge grunnstoffer i utstrømninger fra skiver rundt sorte hull som nettopp er dannet gjennom kollapsarer– kollapsen av raskt roterende massive stjerner. Bidraget deres til å berike universet med tunge grunnstoffer er fortsatt uklart. Det er viktig å skille mellom hvor materien befinner seg: Den beriker universet hvis den slipper ut fra området utenfor horisonten, men ikke etter at den har krysset horisonten.[24]

Hvilke spørsmål gjenstår å besvare?

Hvilke stjerner etterlater hvilke rester?

Ved å kombinere resultater fra søk etter stjerner som forsvinner, med massene til restene, undersøker man hvordan eksplosjoner, tilbakefall av materie, vinder og utviklingen av dobbeltstjernesystemer henger sammen.[3], [4]

Hvor mye gjenspeiler oppdagelsene hele populasjonen?

Inaktive orbitale følgesvenner, lyssterke akkresjonsobjekter, gravitasjonslinser og sammensmeltende dobbeltstjernesystemer avdekker ulike populasjonsdeler preget av utvalgseffekter.[9], [26]

Hvor pålitelige er estimatene av spinn?

Forbedrede modeller av skiver og bølgeformer bidrar til å skille fysiske forskjeller mellom systemer fra måleforutsetninger.[15], [19]

Hvor nøyaktig beskriver modellene gravitasjonen?

Nøyaktige målinger av stråling i sterke gravitasjonsfelt og signaler fra sammenslåinger gjør det mulig å teste forutsigelsene fra den generelle relativitetsteorien fortløpende.[15], [27]

Målet er å sette disse observasjonene sammen til én historie: hvilken stjerne det sorte hullet ble dannet av, hva som skjedde med ledsageren, hvordan massen og spinnet endret seg, og hvilke spor etter denne historien som fortsatt når oss.

Stjernen er borte, men gravitasjonspåvirkningen består

Målinger kan avsløre historien til den usynlige resten.

Et sort hull med stjernemasse kan forbli rolig, trekke gass fra en ledsager, opprettholde en utstrømning av materie eller smelte sammen med en annen rest. Hendelseshorisonten hindrer signaler i å slippe ut innenfra, men universet rundt gir mange måter å studere virkningen på.

Les videre om stoffet som likevel slipper unna og beriker fremtidige stjerner, i artikkelen Nukleosyntese: grunnstoffer tyngre enn jern.

Kilder og videre lesning

Vitenskapelige artikler, forfatternes oversikter og NASAs forklaringer. De numeriske eksemplene er omtrentlige og basert på de oppgitte studiene; omtalen av dannelsesveier og omstridte kandidater beholder forbeholdene i teksten.

NASA Science — Sorte hullEn innføring i sorte hull og hendelseshorisonten som en grense, ikke en materiell overflate.
Carroll (1997) — Forelesningsnotater om den generelle relativitetsteorien: Schwarzschild-løsningen og sorte hullHendelseshorisonten, sirkulære baner, roterende sorte hull og betydningen av klassiske singulariteter.
Burrows, Wang og Vartanyan (2025) — Dannelsesveier for sorte hull med stjernemasseTredimensjonale kollapsmodeller som omfatter flere dannelsesveier for sorte hull, blant annet noen med høyenergetiske eksplosjoner.
Sukhbold mfl. (2016) — Kjern kollaps-supernovaer fra stjerner med 9 til 120 solmasser i modeller med nøytrino-drevne eksplosjonerHvorfor sammenhengen mellom startmassen og den endelige resten er komplisert på grunn av stjernestrukturen.
Lattimer og Prakash (2016) — Tilstandsligninger for varm, tett materie og nøytronstjernerTrykket i tett materie og stabilitetsgrensene for nøytronstjerner.
Renzo og Smith (2024) — Utvikling og eksplosjoner av massive stjerner drevet av parustabilitetMassetap på grunn av pulsasjoner, fullstendig oppløsning og usikkerheter i de forventede massefordelingene for svarte hull.
Beasor mfl. (2024) — JWST avdekker en lyssterk infrarød kilde på stedet til den mislykkede supernovakandidaten N6946-BH1Infrarøde observasjoner og en mulig forklaring på den forsvinnende stjernekandidaten: en sammensmelting med en støvomsluttet rest.
Forés-Toribio og Kochanek (2026) — N6946-BH1s nabostjerner og observerte egenskaper ved mislykkede supernovaerOppdatert analyse som støtter hypotesen om dannelse av svarte hull, og undersøker nabostjerner og alternative forklaringer.
MacLeod og Grindlay (2023) — Observasjoner av svarte hull med stjernemasse i galaksenKomplementære data fra røntgenkilder, banene til dobbeltstjernesystemer og gravitasjonell mikrolinsing.
Miller-Jones mfl. (2021) — Cygnus X-1 inneholder et svart hull på 21 solmasser: betydningen for vindene fra massive stjernerRevidert avstand til Cygnus X-1 og den dynamiske massen til det svarte hullet i systemet.
Gaia-samarbeidet, Panuzzo mfl. (2024) — Oppdagelsen av et inaktivt svart hull på 33 solmasser i upubliserte astrometriske Gaia-dataAstrometriske og spektroskopiske data som viser at Gaia BH3 eksisterer.
Sahu mfl. (2025) — OGLE-2011-BLG-0462: et isolert svart hull med stjernemasse, bekreftet med nye astrometriske HST-data og oppdaterte fotometriske dataEn lengre periode med astrometriske observasjoner og oppdatert linseanalyse støtter tolkningen som et isolert svart hull.
Remillard og McClintock (2006) — Røntgenegenskaper ved svarte hull i dobbeltstjernesystemerAkkresjonsstråling, variabilitet og observerte tilstander i dobbeltstjernesystemer med svarte hull.
Fender og Gallo (2014) — Oversikt over jetstråler og materieutstrømning fra svarte hull med stjernemasseSammenhenger mellom akkresjonstilstander, jetstråler observert i radioområdet og skivevinder.
Reynolds (2021) — Observasjonelle grenser for spinnet til svarte hullSpinnmålinger basert på røntgenspektroskopi og gravitasjonsbølger, inkludert modellforutsetninger.
McClintock, Narayan og Steiner (2014) — Måling av spinnet til svarte hull ved tilpasning av modellen for kontinuumsspekteret, og spinnets rolle i å tilføre energi til transiente jetstrålerHvordan det termiske spekteret fra skiven under passende forhold gjør det mulig å fastsette grensene for den indre radiusen og spinnet til det svarte hullet.
Tchekhovskoy, Narayan og McKinney (2011) — Effektiv dannelse av jetstråler gjennom magnetisk innestengt akkresjon på et raskt roterende svart hullNumeriske simuleringer som viser uttak av rotasjonsenergi gjennom magnetfelt.
Abbott et al. (2016) — Observasjon av gravitasjonsbølger fra et system med to svarte hull som slår seg sammenDen første publiserte direkte påvisningen av gravitasjonsbølger – GW150914, observert i september 2015.
LIGO–Virgo–KAGRA-samarbeidet (2025) — GW231123: sammenslåing av to svarte hull med en samlet masse på 190–265 M⊙Sammenslåing av svarte hull med høy masse og usikkerhetene i bølgeformen som er viktige for tolkningen.
Gerosa og Fishbach (2021) — Hierarkiske sammenslåinger av svarte hull med stjernemasse og deres gravitasjonsbølgesignaturerHvordan rester etter sammenslåinger som blir værende i systemet, kan delta i senere sammenslåinger.
Fender og Muñoz-Darias (2015) — Kraftbalanse: akkresjon på svarte hull med stjernemasse og tilbakevirkning på omgivelseneEnergi som overføres til omgivelsene gjennom stråling, jetstråler og vinder.
Gallo et al. (2005) — En stor del av kraften som stjernehullsvartet Cygnus X-1 avgir, bæres av en mørk jetDen omkringliggende tåken tolkes som et tegn på energien som jeten har overført.
Foucart, Hinderer & Nissanke (2018) — Baryonisk masse som blir igjen utenfor det sorte hullet etter sammensmelting av en nøytronstjerne og et sort hullHvordan sammensmeltingsparametere avgjør om det blir nøytronstjernemateriale igjen utenfor det sorte hullet.
Siegel, Barnes & Metzger (2019) — Kollapsarer som en viktig kilde til r-prosesselementerProduksjonen av tunge grunnstoffer i utstrømmende materie fra en skive rundt et nydannet sort hull modelleres; bidraget fra denne prosessen er fortsatt modellavhengig.
NASA Science — Sorte hulls anatomiDet strålende miljøet, lysstråler bøyd av gravitasjonen og begrensningene ved det klassiske bildet av singulariteten.
Mandel & Farmer (2022) — Sammensmeltende par av sorte hull med stjernemasseUtviklingen av dobbeltstjerner, pardannelse gjennom dynamiske vekselvirkninger og betingelsene som kreves for senere sammensmelting.
Berti, Cardoso & Starinets (2009) — Kvasinormale moder for sorte hull og sorte branerDempede svingninger i sorte hull og hvordan de brukes til å måle masse og spinn og teste gravitasjonsteorier.
Bardeen, Press & Teukolsky (1972) — Roterende sorte hull: lokalt ikke-roterende referansesystemer, energiutvinning og skalar synkrotronstrålingGeometrien til roterende sorte hull, referansesystemdragning og egenskapene til nære baner.

Alle artiklene i dette kapitlet

Grįžti į tinklaraštį