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초대질량 블랙홀 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 초대질량 블랙홀 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 영국 밴드 뮤즈의 노래에 대해서는 Supermassive Black Hole 문서를 참조하십시오. cD은하, 타원은하인 처녀자리 A 은하 중앙에 있는 초대질량 블랙홀의 사진. 2016년 측정한 이 블랙홀의 질량은 태양의 약 70억 배로, 구체적인 값은. 220. 34 - 0. 40x109. [ 1 ] 이 형상은 블랙홀을 직접 찍은 최초 사례이다. ( 이벤트 호라이즌 망원경, 2019년 4월 10일 공개 ) [ 2 ] 미디어 재생 지구의 질량의 수 배 정도 되는 가스 구름이 우리 은하의 중심부에 있는 초대질량 블랙홀 쪽으로 가속되고 있다. 위 : 별을 찢고 있는 초대질량 블랙홀의 컨셉 아트. 아래 : 은하 RX J1242 - 11에서 별을 먹고 있는 초대질량 블랙홀을 보여주는 사진. 왼쪽 : X - 선 사진, 오른쪽 : 광학 사진. [ 3 ] 초대질량 블랙홀 ( 영어 : Supermassive black hole ) 은 질량이 태양질량의 수십만 배에서 수십억 배에 이르는 가장 큰 유형의 블랙홀이다. 거의 대부분의 은하의 중심에 초대질량 블랙홀이 있을 것으로
Gebhardt, Karl ; Thomas, Jens ( August 2009 ). " The Black Hole Mass, Stellar Mass - to - Light Ratio, and Dark Halo in M87 ". 《 The Astrophysical Journal 》 700 ( 2 ) : 1690 - 1701. Bibcode : 2009ApJ... 700. 1690G. arXiv : 0906. 1492. doi : 10. 1088 / 0004 - 637X / 700 / 2 / 1690. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ Macchetto, F. ; Marconi, A. ; Axon, D. J. ; Capetti, A. ; Sparks, W. ; Crane, P. ( November 1997 ). " The Supermassive Black Hole of M87 and the Kinematics of Its Associated Gaseous Disk ". 《 Astrophysical Journal 》 489 ( 2 ) : 579. Bibcode : 1997ApJ... 489.. 579M. arXiv : astro - ph / 9706252. doi : 10. 1086 / 304823. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 )
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궁수자리 A * 각주 [ 편집 ] ↑ Oldham, L. J. ; Auger, M. W. ( March 2016 ). " Galaxy structure from multiple tracers - II. M87 from parsec to megaparsec scales ". 《 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 》 457 ( 1 ) : 421 - 439. Bibcode : 2016MNRAS. 457.. 421O. arXiv : 1601. 01323. doi : 10. 1093 / mnras / stv2982. ↑ ↑ Chandra : : Photo Album : : RX J1242 - 11 : : 18 Feb 04 ↑ Antonucci, R. ( 1993 ). " Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars ". 《 Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics 》 31 ( 1 ) : 473 - 521. Bibcode : 1993ARA & A.. 31.. 473A. doi : 10. 1146 / annurev. aa. 31. 090193. 002353. ↑ Urry, C
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##억 배로 추정된다. [ 34 ] 초대질량 블랙홀은 최근에 팽대부를 가지고 있지 않는 왜소 은하 헤니즈 2 - 10에서도 발견되었다. 이 발견이 확실히 내포하고 있는 것은 블랙홀의 형성에 관해서는 알 수 없지만, 블랙홀이 팽대부가 형성되기 이전에 먼저 만들어졌을 수도 있다는 것을 시사할 수 있을지도 모른다는 것이다. [ 35 ] 2011년 3월 28일, 초대질량 블랙홀이 중간 크기의 별을 산산조각내는 장면을 목격했다. [ 36 ] 천문학자들에 따르면, 이는 갑작스런 X - 선의 방출과 뒤따른 광대역 관측일의 관측을 유일하게 설명하는 것이다. [ 37 ] [ 38 ] 방출원은 이전에 비활동 은하핵이었는데, 은하핵의 방출에 관한 연구로부터 태양 질량의 100만 배의 초대질량 블랙홀로 추정되었다. 이 희귀한 사건은 초대질량 블랙홀에 의해 조석 분쇄된 별의 상대론적인 흐름 ( 제트에서 상당 부분이 빛의 속도로 방출되는 물질 ) 인 것으로 추정된다. 태양 질량에 해당하는 물질의 상당한 부분이 초대질량 블랙홀에 의해 강착된 것으로 예측되었다. 차후의 장기적인 관측은 예측된 초대질량 블랙홀의 질량 강착 속도로 제트의 방출인지 아닌지 이 추측을
##반 나선팔 은하헤일로 암흑 물질 헤일로 원시은하 활동은하 상대론적 제트 LINER 전파은하 세이퍼트 은하 블레이자 BL OVV 퀘이사 활발은하 LAE LIRG 폭발적 항성생성 은하 BCD 완두 상호작용 성류 상호작용은하 병합 폭발적 항성생성 은하 위성은하 은하군 및 은하단 BCG 화석은하군 초은하단 은하 필라멘트 낱은하 공동 은하 거시공동 은하조석 목록 가까운 은하 퀘이사 나선은하 같이 보기 암흑은하 희미한 청색은하 은하의 형성 및 진화 은하간 먼지 은하간 항성 은하간 여행 분류 원본 주소 " " 분류 : 초대질량 블랙홀블랙홀숨은 분류 : CS1 관리 - et al. 의 직접적인 사용인용 오류 - 보이지 않는 문자CS1 관리 - 여러 이름영어 표기를 포함한 문서 둘러보기 메뉴 개인 도구 로그인하지 않음토론기여계정 만들기로그인 이름공간 문서토론 변수 보기 읽기편집역사 보기 더 보기 검색 둘러보기 대문사용자 모임요즘 화제최근 문서 보기임의 문서로도움말기부 도구 여기를 가리키는 문서가리키는 글의 최근 올리기특수 문서 목록고유 링크문서 정보위키데이터 항목이 문서 인용하기 인쇄 /
초대질량 블랙홀(超大質量 black hole, 영어: Supermassive black hole)은 질량이 태양질량의 수십만 배에서 수십억 배에 이르는 가장 큰 유형의 블랙홀이다. 거의 대부분의 은하의 중심에 초대질량 블랙홀이 있을 것으로 추정된다. 우리 은하의 경우, 초대질량 블랙홀은 궁수자리 A*의 위치에 있는 것으로 여겨진다.초대질량 블랙홀은 작은 질량의 블랙홀들과 구별되는 특징을 가지고 있다. 첫째로, 초대질량 블랙홀의 (블랙홀의 질량을 슈바르츠실트 반지름 내의 공간으로 나눈 것으로 정의되는)평균밀도는 일부의 경우 물의 밀도보다 낮을 수 있다. 이는 슈바르츠실트 반지름이 질량과 정비례하는데 비해, 밀도는 부피에 반비례하기 때문이다. (비회전 블랙홀의 사건의 지평선과 같은)구형 천체의 부피는 질량의 세제곱에 비례하는데, 따라서 블랙홀의 밀도는 질량의 제곱에 반비례한다. 식으로는 ρ s = 3 c 6 32 pi G 3 m 2 {\displaystyle \rho -{s}={\frac {3c^{6}}{32\pi G^{3}m^{2}}}} 이 된다. 덧붙여서, 사건의 지평선 부근에서의 기조력은 무거운 블랙홀 일수록 매우 약하다. 밀도의 경우처럼, 사건의 지평선에서 물체에 작용하는 기조력은 질량의 제곱에 반비례한다. 사람의 머리와 발 사이에서 느껴지는 기조력은 태양보다 1,000만 배 무거운 블랙홀의 사건의 지평선에서와 지구의 표면 위에서가 동일하다. 항성 블랙홀과는 달리, 초대질량 블랙홀에서 사람이 느끼는 기조력은 블랙홀의 안쪽 매우 깊은 곳을 들어가기 전까지는 강하게 느껴지지 않는다.