An Entity of Type: place, from Named Graph: http://dbpedia.org, within Data Space: dbpedia.org

A stellar black hole (or stellar-mass black hole) is a black hole formed by the gravitational collapse of a star. They have masses ranging from about 5 to several tens of solar masses. The process is observed as a hypernova explosion or as a gamma ray burst. These black holes are also referred to as collapsars.

Property Value
dbo:abstract
  • ثقب أسود نجمي في الفلك (بالإنجليزية:stellar black hole) هو ثقب أسود ينشأ من تقلص نجم عملاق عظيم (تكون كتلته نحو 15 كتلة شمسية أو أكثر) عند نهاية عمر النجم. ويشاهد ذلك الحدث في صورة انفجار مستعر أعظم أو انفجار أشعة غاما. (ar)
  • Un forat negre estel·lar és un forat negre format pel col·lapse gravitatori d'una estrella massiva (20 o més masses solars, encara que la quantitat de massa que cal per formar-lo no ha estat encara determinada i depèn de molts paràmetres) al final de la seva vida. El procés que s'observa és com una explosió de supernova o un esclat de raigs gamma. El forat negre estel·lar més gran conegut (fins al 2007) és 15.65±1.45 masses solars. Hi ha proves que la font de raigs X és un forat negre estel·lar amb una massa probable de 24 a 33 masses solars. En la teoria de la relativitat general un forat negre pot tenir qualsevol massa. Com més baixa sigui la massa, més alta serà la densitat de la matèria per tal de formar el forat negre: no existeixen processos coneguts que puguin produir forats negres amb masses menors que unes vegades la massa del Sol. Si existissin, serien probablement forats negres primordials. El col·lapse d'una estrella és el procés natural que produeix un forat negre. És inevitable al final de la vida d'una estrella, quan la font d'energia de l'estrella s'ha exhaurit. Si la massa de la part de l'estrella que es col·lapsa està per sota d'un cert valor crític, el producte final és una estrella compacta, una nana blanca o una estrella de neutrons. Totes aquestes tenen una massa màxima. Si l'estrella que es col·lapsa excedeix aquesta massa límit, el col·lapse continuarà indefinidament (col·lapse gravitatori catastròfic) i es formarà un forat negre. La massa màxima d'una estrella de neutrons no és ben coneguda, però es pensa que ha de ser sobre les 3 masses solars. El forat negre estel·lar amb menor massa observat té una massa estimada de 3,8 masses solars. Hi ha proves observacionals d'uns altres dos tipus de forats negres, que encara són molt més massius que el forat negre estel·lar. Són els (al centre de cúmuls globulars) i forats negres supermassius del centre de la Via Làctia i galàxies actives. Un forat negre només pot tenir tres propietats fonamentals: massa, càrrega elèctrica i moment angular. Es pensa que els forats negres que es formen en la natura tenen moment angular, però no hi ha cap observació definitiva sobre la rotació. La rotació d'un forat negre estel·lar és deguda a la de l'estrella que el va produir. (ca)
  • Hvězdná černá díra je černá díra vzniklá gravitačním kolapsem hvězdy. Má hmotnost od 5 do několika desítek hmotnosti slunce. Proces tvorby je pozorován jako exploze hypernovy nebo jako gama záblesk. Tyto černé díry jsou také označovány jako kolapsary. (cs)
  • Stela nigra truo estas nigra truo formita per la gravita kolapso de forbruliĝinta peza stelo (maso de la restaĵo estas minimume proksimume 3 sunaj masoj) je la fino de ĝia vivperiodo. La procezo estas observata kiel supernovaa eksplodo aŭ kiel gama-radiada ekbrilo. La plej granda sciata stela nigra truo (en 2001) estas de 14 sunaj masoj. Nigra truo povis ekzisti de iu ajn maso laŭ teorio de fizika relativeco (estas tamen aldonaj limigoj, vidu pli detale en malgrandega nigra truo). Je pli malgranda estas la maso, des pli granda devas esti la denseco de materio por ke ĝi formu nigran truon (vidu pli detale en radiuso de Schwarzschild, la radiuso de nigra truo). Ne estas sciataj procezoj kiuj povas produkti nigrajn truojn kun maso malpli grandaj ol kelkaj fojoj de la maso de Suno. Se tiaj malpli pezaj nigraj truoj ekzistas, ili estas plej verŝajne denaskaj nigraj truoj. La gravita kolapso de stelo estas natura procezo kiu produktas nigran truon. Ĝi estas neevitebla je fino de vivo de stelo, kiam ĉiuj stelaj energifontoj finiĝas. Se maso de la kolapsanta parto de la stelo estas pli malgranda ol certa kritika valoro, la fino produkto estas - blanka nano aŭ neŭtrona stelo. Ambaŭ ĉi tiaj steloj havas siajn maksimumajn masojn. Do se la kolapsanta stelo havas mason pli grandan ol ĉi tiu limigo, la kolapso daŭriĝos eterne (katastrofa gravita kolapso) kaj formasnigra truo. La maksimuma maso de neŭtrona stelo estas ne bone sciata, sed ŝajne ĝi estas proksimume 3 sunaj masoj. Pri minimuma maso de stela nigra truo ekzistas ankaŭ malpli forta sed pli ĝuste sciata limigo de Chandrasekhar, kiu egalas al 1,44 sunaj masoj. Se restaĵo de stelo estas malpli peza ol la limigo, la stelo formas blankan nanon, se pli granda - neŭtronan stelon aŭ nigran truon. Estas observaj indikoj por du aliaj specoj de nigraj truoj, kiu estas multe pli pezaj ol stelaj nigraj truoj - (en la centroj de stelamasoj) kaj pezegaj nigraj truoj en la centroj de galaksioj. Nigra truo povas nur havi tri fundamentajn propraĵojn: mason, elektran ŝargon kaj angulan movokvanton (spinon). Ŝajne ĉiuj nigraj truoj formitaj en naturo havas ne nulan spinon, sed forestas certa observado de la spino. La spino de stela nigra truo estas pro la de stelo kiu produktis la nigran truon (vidu plu en turniĝanta nigra truo). (eo)
  • Zulo beltz estelarra izar masibo baten kolapso grabitazionalaren ondotik sortutako zulo beltza da. Zulo beltz mota honek bost eta zenbait hamarreko Eguzki masa bitarteko masa du. Zulo beltz estelarra 25 Eguzki masatik gorako izar bati erregaia bukatzen zaionean gertatzen da. Jarraian, izarrak supernoba izeneko leherketa izaten du, kanpoaldera materia egotziz. Eztandaren ondoren, izarra zegoen lekuan zulo beltz bat agertzen da, Eguzkia baino masa handiagoa duena. (eu)
  • Un agujero negro estelar es formado por el colapso gravitacional de una estrella masiva (más de 30-70 masas solares) al final de su tiempo de vida. El proceso es observado como una explosión de supernova o una explosión de rayos gamma. La masa mínima estimada de estos agujeros negros es del orden de unas 3 masas solares. Además de por colapso estelar, gracias a los interferómetros de ondas gravitacionales LIGO, sabemos que un agujero negro de masa estelar también puede formarse por la fusión de dos estrellas de neutrones, como sucedió en el evento GW170817. El estudio de este evento permitió precisar que la masa máxima de una estrella de neutrones no rotante sería de unas 2.25 masas solares,​ lo que abre la puerta a la existencia de agujeros negros de masa estelar a partir de unas 2.3 masas solares. El agujero negro de masa estelar más grande que se conoce (hasta 2018) posee 80.3 masas solares, y fue descubierto por LIGO. Es el resultado de la unión de otros dos, también estelares más pequeños, que constituyó el evento GW170729. Teóricamente pueden existir agujeros negros de cualquier masa (Relatividad general). Mientras menos masa posea, mayor debe ser la densidad de la materia para formar un agujero negro, sobre el radio de un agujero negro. No existen procesos conocidos que puedan producir agujeros negros con una masa menor que unas pocas veces la masa del Sol. Si éstos existen, son principalmente agujeros negros primordiales. El colapso de una estrella es un proceso natural que produce un agujero negro. Es inevitable que al final de la vida de una estrella, cuando todas las fuentes de energía estelar se agotan, si la masa de la estrella que está colapsando está bajo cierto valor crítico, el producto final va a ser una estrella compacta, ya sea una enana blanca, una estrella de neutrones o una estrella de quarks. Estas estrellas tienen una masa máxima. Así que si la estrella que está colapsando tiene una masa que excede este límite, el colapso va a continuar por siempre (colapso gravitacional catastrófico) y formará un agujero negro. La masa máxima de una enana blanca está supeditada a 1.44 masas solares por el Límite de Chandrasekhar, mientras que la masa máxima de una estrella de neutrones es de unas 2.25 masas solares como se explica en el párrafo anterior y constituye lo que se conoce como Límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff También existe evidencia de otros dos tipos de agujeros negros, que son mucho más masivos que los agujeros negros estelares. Ellos son los agujeros negros de masa intermedia (en el centro de los cúmulos globulares) y los agujeros negros supermasivos en el centro de la Vía Láctea y otras galaxias activas. Un agujero negro sólo puede tener tres propiedades fundamentales: masa, carga eléctrica y momento angular (rotación). Se cree que todos los agujeros negros formados en la naturaleza tienen rotación, pero no se ha realizado una definida observación en la rotación. La rotación de un agujero negro estelar es debido a la conservación del momento angular de la estrella que lo produjo. (es)
  • lubang hitam bintang (atau Lubang hitam dengan massa bintang) adalah lubang hitam yang dibentuk oleh keruntuhan gravitasi dari bintang. Bintang yang mengalami hypernova memiliki massa mulai dari sekitar 5 hingga beberapa puluh massa matahari. Proses ini diamati sebagai ledakan hypernova atau ledakan sinar gamma. Lubang hitam ini juga disebut sebagai collapsar/kolapsar. (in)
  • Un trou noir stellaire est créé par l'effondrement d'une étoile massive sur elle-même. Cet effondrement se manifeste directement par l'apparition d'une supernova, possiblement associée à un sursaut gamma. Un tel trou noir a une masse comprise entre trois et cinq masses solaires au minimum, le plus massif connu (en 2001) ayant une masse de 14 masses solaires ; en 2019 un trou noir stellaire de 68 masses solaires (± 12) a été identifié dans la Voie lactée mais son existence a été remise en cause l'année suivante. En 2021, la masse du trou noir du système Cygnus X-1 est recalculée, faisant passer l'estimation initiale de 14,8 à 21,2 masses solaires. Ainsi, si ce chiffre est confirmé, il s'agira du trou noir stellaire le plus massif jamais détecté. Les principaux progéniteurs de trous noirs stellaires par effondrement sont les étoiles Wolf-Rayet. (fr)
  • A stellar black hole (or stellar-mass black hole) is a black hole formed by the gravitational collapse of a star. They have masses ranging from about 5 to several tens of solar masses. The process is observed as a hypernova explosion or as a gamma ray burst. These black holes are also referred to as collapsars. (en)
  • Un buco nero stellare (o buco nero di massa stellare) è un buco nero che si forma dal collasso gravitazionale di una stella massiccia (20 o più masse solari, sebbene non si conosca esattamente, a causa degli svariati parametri da cui dipende, la massa minima che dovrebbe avere la stella) alla fine della propria evoluzione. Il processo di formazione dell'oggetto è ultimato con l'esplosione di una supernova o un gamma ray burst.Il buco nero stellare più massiccio conosciuto sino ad ora (2019), indicato come LB-1 B (o LB-1 *), ha una massa pari a circa 70 ± 1,45 M☉. (it)
  • 항성질량 블랙홀(stellar-mass black hole)은 무거운 별의 마지막 일생에서 중력붕괴로 인해 생성된 블랙홀이다. 이 과정은 초신성 또는 감마선 폭발 현상을 관측된다. 가장 큰 항성 블랙홀은 2007년에 발견된 것으로, 15.6±1.45M☉에 다다른다. 거기에 IC 10 X-1 X-ray 소스가 24M☉ 내지 33M☉의 질량을 갖는 항성 블랙홀이란 증거도 있다. 상대성 이론에 의하면 블랙홀은 어떤 질량으로도 존재할 수 있다. 질량이 적을수록 밀도가 높아야 블랙홀을 형성하게 된다. 태양질량보다 몇 배 더 낮은 블랙홀이 생성될 수 있는 과정은 알려진 것이 없다. 만약 이것이 존재한다면 이는 원시 블랙홀일 것이다. 항성의 붕괴는 블랙홀을 형성하기 위한 자연 현상이다. 이 현상은 항성의 모든 에너지를 소진한 후 항성의 일생 중 마지막에 일어난다. 항성이 붕괴되는 부분의 질량이 확실한 임계값의 조건에 있다면 마지막 생성물은 백색왜성 또는 중성자성과 같은 밀집성이 된다. 이러한 항성들은 최대 질량을 갖는다. 하지만 만약 붕괴하는 항성이 이 한계를 넘으면 붕괴는 영원히 계속되고 블랙홀을 형성하게 된다. 중성자성의 최대질량은 아직 알려지지 않았지만 약 3M☉정도로 예견된다. 최소질량을 갖는 매우 먼 거리에서 관측되는 항성 블랙홀은 3.8M☉ 정도로 추측된다. 항성 블랙홀들보다 훨씬 더 무거운 두 가지 다른 종류의 블랙홀에 대한 관측 증거들이 있다. 그것은 구상성단 중심에 있는 중간질량 블랙홀과 우리은하 그리고 외부은하 중심에 있는 초대질량 블랙홀이다. 블랙홀은 질량, 전하, 각운동량의 3가지 특성을 갖는다. 블랙홀은 이론 상으로는 모두 회전을 갖고 있지만 명확한 관측은 없다. 블랙홀의 회전은 항상 이것이 만들어질 때 항성의 각운동량 보존 때문에 생긴다. (ko)
  • Gwiazdowa czarna dziura – czarna dziura powstająca w wyniku kolapsu grawitacyjnego masywnej gwiazdy (o masie większej niż ok. 20 M☉). Kiedy wewnątrz gwiazdy o masie przynajmniej 20 ~ 150 razy większej od masy Słońca zaczyna kończyć się wodór, rozpoczyna się jej agonia. W jądrze najpierw zużywany jest hel, potem kolejne, coraz cięższe pierwiastki. Kiedy gwiazda zaczyna zużywać żelazo, reakcja jądrowa wymaga już dostarczania energii z zewnątrz, nie produkuje nadwyżki energetycznej, przez co gwiazda nie jest już w stanie wytworzyć dość energii, aby przeciwdziałać zapadaniu się pod wpływem własnej grawitacji. Podczas potężnej eksplozji, nazywanej supernową, spowodowanej gwałtownym spadkiem ciśnienia między szybko zapadającym się jądrem a napuchniętym płaszczem, a także utratą stabilności mechanicznej, następuje emisja ogromnej ilości energii (równej w przybliżeniu takiej, jaką wydziela cała galaktyka w ciągu sekundy) i spora część materii gwiazdowej ucieka. W środku pozostaje żelazne jądro, które nie przestaje się zapadać i tworzy gwiazdę neutronową utrzymywaną w stabilności mechanicznej dzięki zakazowi Pauliego dla fermionów (neutronów). Jej nazwa pochodzi stąd, że przemiany spowodowane grawitacją mają miejsce już na poziomie atomowym – elektrony zbijają się z protonami w neutrony, które bardzo ciasno upakowują się obok siebie. Jeżeli masa obiektu jest dość wielka i takie reakcje nie wystarczą, to również takie ciało nie wytrzymuje własnego ciężaru i zapada się do granic możliwości, w wyniku czego powstaje czarna dziura. Czarne dziury mogą powstawać także dzięki zapadnięciu się supermasywnych gwiazd bez towarzyszącego wybuchu supernowej. Jądra tego typu gwiazd w niektórych przypadkach (liczba ta szacowana jest na ok. 20% wszystkich potencjalnych supernowych) zapadają się tak szybko, że uniemożliwiają ucieczkę fotonów i gwiazda zmienia się bezpośrednio w czarną dziurę, "znikając" z widzialnego Wszechświata. Spekuluje się, że tego typu implozje mogą być wykryte dzięki emisji neutrin. W naszej Galaktyce znajduje się szereg obiektów które mogą być gwiazdowymi czarnymi dziurami (tzw. Black Hole Candidates, BHC), wszystkie należą do rentgenowskich układów podwójnych: (pl)
  • 恒星ブラックホール(こうせいブラックホール、英: stellar black hole)あるいは恒星質量ブラックホール(こうせいしつりょうブラックホール、英: stellar-mass black hole)とは、超新星爆発によって生まれたブラックホールである。もっとも一般的なブラックホールといえる。太陽の30倍以上の質量の恒星でないと、重力崩壊が進行しないため、ブラックホールにはならない。 (ja)
  • Um buraco negro estelar é um buraco negro formado pelo colapso gravitacional de uma estrela massiva (maior do que cerca de 10 vezes a massa do Sol) ao final de seu tempo de vida (entendido isso como suas reações de fusão estelares). O processo é observado como uma explosão de supernova ou uma explosão de raios gama. O corpo celeste proposto como maior buraco negro estelar que se conhece (até o ano de 2001) possui 14 massas solares. Teoricamente podem existir buracos negros de qualquer massa (relatividade geral). Enquanto menos massa possua, maior deve ser a densidade da matéria para formar um buraco negro (ver raio de Schwarzschild, sobre o raio de um buraco negro). Não existem processos conhecidos que possam produzir buracos negros com uma massa menor que umas poucas vezes a massa do Sol. Se estes existem, são principalmente buracos negros primordiais. O colapso de uma estrela é um processo natural que produz um buraco negro. É inevitável que ao final da vida de uma estrela, quando todas as fontes de energia estelar se esgotam, se a massa da estrela que está colapsando está abaixo de certo valor crítico, o produto final será uma estrela compacta, quer seja uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou uma estrela de quarks. Estas estrelas têm uma massa máxima. Assim que se a estrela que está colapsando tem uma massa que excede este limite ( Limite de Chandrasekhar) o colapso irá continuar para sempre (colapso gravitacional catastrófico) e formará um buraco negro. Todavia se desconhece a massa máxima de uma estrela de nêutrons, entretanto se crê que seria em torno de 8 a 25 massas solares. Também existe evidências de outros dois tipos de buracos negros, que são muito mais massivos que os buracos negros estelares. Eles são os buracos negros de massa intermediária (no centro dos cúmulos globulares) e os buracos negros supermassivos no centro da Via Láctea e outras galáxias ativas. Um buraco negro só pode ter três propriedades fundamentais: massa, carga elétrica e momento angular (rotação), o que se chama, nesta limitação, teorema da calvície. Se crê que todos os buracos negros formados na natureza têm rotação, mas não foi realizada uma definida observação na rotação. A rotação de um buraco negro estelar é devido à conservação do momento angular da estrela que o produziu. (pt)
  • Een stellair zwart gat is een type zwart gat dat is gevormd door de gravitationele ineenstorting van een zware ster (25+ zonsmassa's) aan het einde van zijn levensduur. Een dergelijke ster ontploft tot een supernova en wat er uiteindelijk overblijft is een zwart gat. De massa van dit soort zwarte gaten kan uiteenlopen van ca. drie zonsmassa's tot vele tientallen zonsmassa's. Deze objecten worden ook wel collapsars genoemd. (nl)
  • Чёрные дыры звёздных масс образуются как конечный этап жизни звезды: после полного выгорания термоядерного топлива и прекращения реакции звезда теоретически должна начать остывать, что приведёт к уменьшению внутреннего давления и сжатию звезды под действием гравитации. Сжатие может остановиться на определённом этапе, а может перейти в стремительный гравитационный коллапс. В зависимости от массы звезды и вращательного момента возможны следующие : * Погасшая очень плотная звезда, состоящая в основном, в зависимости от массы, из гелия, углерода, кислорода, неона, магния, кремния или железа (основные элементы перечислены в порядке возрастания массы остатка звезды). Такие остатки называют белыми карликами, масса их ограничивается сверху пределом Чандрасекара. * Нейтронная звезда, масса которой ограничена пределом Оппенгеймера — Волкова. * Чёрная дыра. По мере увеличения массы остатка звезды происходит движение равновесной конфигурации вниз по изложенной последовательности. Вращательный момент увеличивает предельные массы на каждой ступени, но не качественно, а количественно (максимум в 2—3 раза). Условия (главным образом, масса), при которых конечным состоянием эволюции звезды является чёрная дыра, изучены недостаточно хорошо, так как для этого необходимо знать поведение и состояния вещества при чрезвычайно высоких плотностях, недоступных экспериментальному изучению. Дополнительные сложности представляет на поздних этапах их эволюции из-за сложности возникающего химического состава и резкого уменьшения характерного времени протекания процессов. Достаточно упомянуть, что одни из крупнейших космических катастроф, вспышки сверхновых, возникают именно на этих этапах эволюции звёзд. Различные модели дают нижнюю оценку массы чёрной дыры, получающейся в результате гравитационного коллапса, от 2,5 до 5,6 масс Солнца. Радиус чёрной дыры при этом очень мал — несколько десятков километров. Впоследствии чёрная дыра может разрастись за счёт поглощения вещества — как правило, это газ соседней звезды в двойных звёздных системах (столкновение чёрной дыры с любым другим астрономическим объектом очень маловероятно из-за её малого диаметра). Процесс падения газа на любой компактный астрофизический объект, в том числе и на чёрную дыру, называется аккрецией. При этом из-за вращения газа формируется аккреционный диск, в котором вещество разгоняется до релятивистских скоростей, нагревается и в результате сильно излучает, в том числе и в рентгеновском диапазоне, что даёт принципиальную возможность обнаруживать такие аккреционные диски (и, следовательно, чёрные дыры) при помощи ультрафиолетовых и рентгеновских телескопов. Основной проблемой является малая величина и трудность регистрации отличий аккреционных дисков нейтронных звёзд и чёрных дыр, что приводит к неуверенности в идентификации астрономических объектов с чёрными дырами. Основное отличие состоит в том, что газ, падающий на все объекты, рано или поздно встречает твёрдую поверхность, что приводит к интенсивному излучению при торможении, но облако газа, падающее на чёрную дыру, из-за неограниченно растущего гравитационного замедления времени (красного смещения) просто быстро меркнет при приближении к горизонту событий, что наблюдалось телескопом Хаббла в случае источника Лебедь X-1. Столкновение чёрных дыр с другими звёздами, а также столкновение нейтронных звёзд, вызывающее образование чёрной дыры, приводит к мощнейшему гравитационному излучению, которое, как ожидается, можно будет обнаруживать в ближайшие годы при помощи гравитационных телескопов. В настоящее время есть сообщения о наблюдении столкновений в рентгеновском диапазоне. 25 августа 2011 года появилось сообщение о том, что впервые в истории науки группа японских и американских специалистов смогла в марте 2011 года зафиксировать момент гибели звезды, которую поглощает чёрная дыра. 11 февраля 2016 года коллаборациями LIGO и Virgo было объявлено о первом прямом наблюдении гравитационных волн, открытие стало возможным из-за обнаружения самой тяжёлой из когда-либо наблюдавшихся чёрных дыр звёздных масс. У звезды (красный гигант) обнаружен невидимый спутник массой 3,3 +2,8/-0,7 массы Солнца (погрешность от 2,6 до 6,1 массы Солнца), который, возможно, является самой маломассивной известной чёрной дырой. Объект «Единорог» (The Unicorn), находящийся в созвездии Единорога на расстоянии 1500 св. лет (460 пк) от Солнца, является компаньоном красной гигантской звезды и имеет массу менее 5 масс Солнца. Чёрная дыра звёздной массы у звезды LB-1 в созвездии Близнецов имеет массу почти 70 солнечных масс, что более чем вдвое превышает предсказанную максимальную массу чёрных дыр звёздной массы согласно существующим моделям звёздной эволюции. В 2011 году две команды астрономов обнаружили, что одна из звёзд вдруг стала ярче без причины. Проанализировав данные, они выяснили, что положение звезды поменялось. Расчеты указывали на то, что невидимым притягивающим объектом, получившим обозначение MOA-11-191/OGLE-11-0462, могла быть только свободно движущаяся в космосе черная дыра. Дальнейший анализ и моделирование подтвердили существование блуждающей чёрной дыры массой в семь масс Солнц, которая движется со скоростью приблизительно 45 км/сек. Статья об этом была опубликована в 2022 году. (ru)
  • Stellära svarta hål är ett svart hål som bildats genom gravitationskollapsen av en stjärna. De har massor som sträcker sig från ungefär 5 till flera tiotals solmassor. Processen observeras som en hypernova eller en gammablixt. (sv)
  • 恆星黑洞(Stellar black hole)是一種大質量恆星(20倍太陽質量,但其真實質量並未證實,而且也取決於其他變數)引力坍塌後所形成的黑洞,可以藉由伽瑪射線暴或超新星來發現它的蹤跡,其質量是五至數十倍的太陽質量。目前已知質量最大的恆星黑洞是15.65±1.45倍太陽質量。另外,也有証據證明IC 10 X-1 X-ray是一個擁有24至33倍太陽質量的恆星黑洞。 根據廣義相對論,可以存在任何質量的黑洞。質量越少,形成黑洞所需的密度就越高(參看史瓦西半徑)。直至目前為止,還沒有發現任何可以製造少於1太陽質量的黑洞方法。但如果它們存在,它們極有可能是微黑洞。 恆星的引力坍塌是一個形成黑洞的自然過程。當恆星寿终正寝时,即所有能量耗盡後,引力坍塌是無可避免的事態。如果恆星的坍塌質量低於臨介值時,將會生成白矮星或中子星的緻密星。這些星體擁有最大的質量,所以,如果緻密星的質量超過此臨介值時,引力坍塌會繼續,以致出現引力奇點,形成黑洞。雖然還沒證實到中子星的最大質量,但估計也有3倍太陽質量。直至目前為止,質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量。 另外,也有觀察証據證明有兩種質量比恆星黑洞更大的黑洞,它們是中介質量黑洞(位於球狀星團的中心)和超大質量黑洞(位於銀河系和活動星系核的中心)。 一個黑洞最多只能擁有以下三個特性:質量、電荷和角動量(旋轉)。所有自然生成的黑洞都會旋轉,但並沒有確實觀察旋轉狀況。恆星黑洞的旋轉是因為恆星的角動量守恆而造成的。 (zh)
  • Чорна діра зоряної маси чи колапсар (англ. collapsar, від англ. collapsed star — зоря, що колапсувала) — це чорна діра, що утворюється в результаті гравітаційного колапсу масивного тіла і має дуже потужне гравітаційне поле. Властивості таких об'єктів описуються, згідно з сучасними науковими уявленнями, загальною теорією відносності. Вона має масу в діапазоні приблизно від 5 до декількох десятків M☉. (uk)
dbo:thumbnail
dbo:wikiPageExternalLink
dbo:wikiPageID
  • 510340 (xsd:integer)
dbo:wikiPageLength
  • 27234 (xsd:nonNegativeInteger)
dbo:wikiPageRevisionID
  • 1120075551 (xsd:integer)
dbo:wikiPageWikiLink
dbp:wikiPageUsesTemplate
dcterms:subject
gold:hypernym
rdf:type
rdfs:comment
  • ثقب أسود نجمي في الفلك (بالإنجليزية:stellar black hole) هو ثقب أسود ينشأ من تقلص نجم عملاق عظيم (تكون كتلته نحو 15 كتلة شمسية أو أكثر) عند نهاية عمر النجم. ويشاهد ذلك الحدث في صورة انفجار مستعر أعظم أو انفجار أشعة غاما. (ar)
  • Hvězdná černá díra je černá díra vzniklá gravitačním kolapsem hvězdy. Má hmotnost od 5 do několika desítek hmotnosti slunce. Proces tvorby je pozorován jako exploze hypernovy nebo jako gama záblesk. Tyto černé díry jsou také označovány jako kolapsary. (cs)
  • Zulo beltz estelarra izar masibo baten kolapso grabitazionalaren ondotik sortutako zulo beltza da. Zulo beltz mota honek bost eta zenbait hamarreko Eguzki masa bitarteko masa du. Zulo beltz estelarra 25 Eguzki masatik gorako izar bati erregaia bukatzen zaionean gertatzen da. Jarraian, izarrak supernoba izeneko leherketa izaten du, kanpoaldera materia egotziz. Eztandaren ondoren, izarra zegoen lekuan zulo beltz bat agertzen da, Eguzkia baino masa handiagoa duena. (eu)
  • lubang hitam bintang (atau Lubang hitam dengan massa bintang) adalah lubang hitam yang dibentuk oleh keruntuhan gravitasi dari bintang. Bintang yang mengalami hypernova memiliki massa mulai dari sekitar 5 hingga beberapa puluh massa matahari. Proses ini diamati sebagai ledakan hypernova atau ledakan sinar gamma. Lubang hitam ini juga disebut sebagai collapsar/kolapsar. (in)
  • A stellar black hole (or stellar-mass black hole) is a black hole formed by the gravitational collapse of a star. They have masses ranging from about 5 to several tens of solar masses. The process is observed as a hypernova explosion or as a gamma ray burst. These black holes are also referred to as collapsars. (en)
  • Un buco nero stellare (o buco nero di massa stellare) è un buco nero che si forma dal collasso gravitazionale di una stella massiccia (20 o più masse solari, sebbene non si conosca esattamente, a causa degli svariati parametri da cui dipende, la massa minima che dovrebbe avere la stella) alla fine della propria evoluzione. Il processo di formazione dell'oggetto è ultimato con l'esplosione di una supernova o un gamma ray burst.Il buco nero stellare più massiccio conosciuto sino ad ora (2019), indicato come LB-1 B (o LB-1 *), ha una massa pari a circa 70 ± 1,45 M☉. (it)
  • 恒星ブラックホール(こうせいブラックホール、英: stellar black hole)あるいは恒星質量ブラックホール(こうせいしつりょうブラックホール、英: stellar-mass black hole)とは、超新星爆発によって生まれたブラックホールである。もっとも一般的なブラックホールといえる。太陽の30倍以上の質量の恒星でないと、重力崩壊が進行しないため、ブラックホールにはならない。 (ja)
  • Een stellair zwart gat is een type zwart gat dat is gevormd door de gravitationele ineenstorting van een zware ster (25+ zonsmassa's) aan het einde van zijn levensduur. Een dergelijke ster ontploft tot een supernova en wat er uiteindelijk overblijft is een zwart gat. De massa van dit soort zwarte gaten kan uiteenlopen van ca. drie zonsmassa's tot vele tientallen zonsmassa's. Deze objecten worden ook wel collapsars genoemd. (nl)
  • Stellära svarta hål är ett svart hål som bildats genom gravitationskollapsen av en stjärna. De har massor som sträcker sig från ungefär 5 till flera tiotals solmassor. Processen observeras som en hypernova eller en gammablixt. (sv)
  • Чорна діра зоряної маси чи колапсар (англ. collapsar, від англ. collapsed star — зоря, що колапсувала) — це чорна діра, що утворюється в результаті гравітаційного колапсу масивного тіла і має дуже потужне гравітаційне поле. Властивості таких об'єктів описуються, згідно з сучасними науковими уявленнями, загальною теорією відносності. Вона має масу в діапазоні приблизно від 5 до декількох десятків M☉. (uk)
  • Un forat negre estel·lar és un forat negre format pel col·lapse gravitatori d'una estrella massiva (20 o més masses solars, encara que la quantitat de massa que cal per formar-lo no ha estat encara determinada i depèn de molts paràmetres) al final de la seva vida. El procés que s'observa és com una explosió de supernova o un esclat de raigs gamma. El forat negre estel·lar més gran conegut (fins al 2007) és 15.65±1.45 masses solars. Hi ha proves que la font de raigs X és un forat negre estel·lar amb una massa probable de 24 a 33 masses solars. (ca)
  • Stela nigra truo estas nigra truo formita per la gravita kolapso de forbruliĝinta peza stelo (maso de la restaĵo estas minimume proksimume 3 sunaj masoj) je la fino de ĝia vivperiodo. La procezo estas observata kiel supernovaa eksplodo aŭ kiel gama-radiada ekbrilo. La plej granda sciata stela nigra truo (en 2001) estas de 14 sunaj masoj. Estas observaj indikoj por du aliaj specoj de nigraj truoj, kiu estas multe pli pezaj ol stelaj nigraj truoj - (en la centroj de stelamasoj) kaj pezegaj nigraj truoj en la centroj de galaksioj. (eo)
  • Un agujero negro estelar es formado por el colapso gravitacional de una estrella masiva (más de 30-70 masas solares) al final de su tiempo de vida. El proceso es observado como una explosión de supernova o una explosión de rayos gamma. La masa mínima estimada de estos agujeros negros es del orden de unas 3 masas solares. Además de por colapso estelar, gracias a los interferómetros de ondas gravitacionales LIGO, sabemos que un agujero negro de masa estelar también puede formarse por la fusión de dos estrellas de neutrones, como sucedió en el evento GW170817. El estudio de este evento permitió precisar que la masa máxima de una estrella de neutrones no rotante sería de unas 2.25 masas solares,​ lo que abre la puerta a la existencia de agujeros negros de masa estelar a partir de unas 2.3 masa (es)
  • Un trou noir stellaire est créé par l'effondrement d'une étoile massive sur elle-même. Cet effondrement se manifeste directement par l'apparition d'une supernova, possiblement associée à un sursaut gamma. Un tel trou noir a une masse comprise entre trois et cinq masses solaires au minimum, le plus massif connu (en 2001) ayant une masse de 14 masses solaires ; en 2019 un trou noir stellaire de 68 masses solaires (± 12) a été identifié dans la Voie lactée mais son existence a été remise en cause l'année suivante. En 2021, la masse du trou noir du système Cygnus X-1 est recalculée, faisant passer l'estimation initiale de 14,8 à 21,2 masses solaires. Ainsi, si ce chiffre est confirmé, il s'agira du trou noir stellaire le plus massif jamais détecté. Les principaux progéniteurs de trous noirs st (fr)
  • 항성질량 블랙홀(stellar-mass black hole)은 무거운 별의 마지막 일생에서 중력붕괴로 인해 생성된 블랙홀이다. 이 과정은 초신성 또는 감마선 폭발 현상을 관측된다. 가장 큰 항성 블랙홀은 2007년에 발견된 것으로, 15.6±1.45M☉에 다다른다. 거기에 IC 10 X-1 X-ray 소스가 24M☉ 내지 33M☉의 질량을 갖는 항성 블랙홀이란 증거도 있다. 상대성 이론에 의하면 블랙홀은 어떤 질량으로도 존재할 수 있다. 질량이 적을수록 밀도가 높아야 블랙홀을 형성하게 된다. 태양질량보다 몇 배 더 낮은 블랙홀이 생성될 수 있는 과정은 알려진 것이 없다. 만약 이것이 존재한다면 이는 원시 블랙홀일 것이다. 블랙홀은 질량, 전하, 각운동량의 3가지 특성을 갖는다. 블랙홀은 이론 상으로는 모두 회전을 갖고 있지만 명확한 관측은 없다. 블랙홀의 회전은 항상 이것이 만들어질 때 항성의 각운동량 보존 때문에 생긴다. (ko)
  • Gwiazdowa czarna dziura – czarna dziura powstająca w wyniku kolapsu grawitacyjnego masywnej gwiazdy (o masie większej niż ok. 20 M☉). Kiedy wewnątrz gwiazdy o masie przynajmniej 20 ~ 150 razy większej od masy Słońca zaczyna kończyć się wodór, rozpoczyna się jej agonia. W jądrze najpierw zużywany jest hel, potem kolejne, coraz cięższe pierwiastki. Kiedy gwiazda zaczyna zużywać żelazo, reakcja jądrowa wymaga już dostarczania energii z zewnątrz, nie produkuje nadwyżki energetycznej, przez co gwiazda nie jest już w stanie wytworzyć dość energii, aby przeciwdziałać zapadaniu się pod wpływem własnej grawitacji. Podczas potężnej eksplozji, nazywanej supernową, spowodowanej gwałtownym spadkiem ciśnienia między szybko zapadającym się jądrem a napuchniętym płaszczem, a także utratą stabilności mecha (pl)
  • Um buraco negro estelar é um buraco negro formado pelo colapso gravitacional de uma estrela massiva (maior do que cerca de 10 vezes a massa do Sol) ao final de seu tempo de vida (entendido isso como suas reações de fusão estelares). O processo é observado como uma explosão de supernova ou uma explosão de raios gama. O corpo celeste proposto como maior buraco negro estelar que se conhece (até o ano de 2001) possui 14 massas solares. (pt)
  • Чёрные дыры звёздных масс образуются как конечный этап жизни звезды: после полного выгорания термоядерного топлива и прекращения реакции звезда теоретически должна начать остывать, что приведёт к уменьшению внутреннего давления и сжатию звезды под действием гравитации. Сжатие может остановиться на определённом этапе, а может перейти в стремительный гравитационный коллапс. В зависимости от массы звезды и вращательного момента возможны следующие : (ru)
  • 恆星黑洞(Stellar black hole)是一種大質量恆星(20倍太陽質量,但其真實質量並未證實,而且也取決於其他變數)引力坍塌後所形成的黑洞,可以藉由伽瑪射線暴或超新星來發現它的蹤跡,其質量是五至數十倍的太陽質量。目前已知質量最大的恆星黑洞是15.65±1.45倍太陽質量。另外,也有証據證明IC 10 X-1 X-ray是一個擁有24至33倍太陽質量的恆星黑洞。 根據廣義相對論,可以存在任何質量的黑洞。質量越少,形成黑洞所需的密度就越高(參看史瓦西半徑)。直至目前為止,還沒有發現任何可以製造少於1太陽質量的黑洞方法。但如果它們存在,它們極有可能是微黑洞。 恆星的引力坍塌是一個形成黑洞的自然過程。當恆星寿终正寝时,即所有能量耗盡後,引力坍塌是無可避免的事態。如果恆星的坍塌質量低於臨介值時,將會生成白矮星或中子星的緻密星。這些星體擁有最大的質量,所以,如果緻密星的質量超過此臨介值時,引力坍塌會繼續,以致出現引力奇點,形成黑洞。雖然還沒證實到中子星的最大質量,但估計也有3倍太陽質量。直至目前為止,質量最小的黑洞大約有3.8倍太陽質量。 另外,也有觀察証據證明有兩種質量比恆星黑洞更大的黑洞,它們是中介質量黑洞(位於球狀星團的中心)和超大質量黑洞(位於銀河系和活動星系核的中心)。 (zh)
rdfs:label
  • ثقب أسود نجمي (ar)
  • Forat negre estel·lar (ca)
  • Hvězdná černá díra (cs)
  • Stellares Schwarzes Loch (de)
  • Stela nigra truo (eo)
  • Agujero negro estelar (es)
  • Zulo beltz estelar (eu)
  • Lubang hitam bintang (in)
  • Trou noir stellaire (fr)
  • Buco nero stellare (it)
  • 항성질량 블랙홀 (ko)
  • Stellair zwart gat (nl)
  • 恒星ブラックホール (ja)
  • Gwiazdowa czarna dziura (pl)
  • Buraco negro estelar (pt)
  • Stellar black hole (en)
  • Stellära svarta hål (sv)
  • Чёрная дыра звёздной массы (ru)
  • 恆星黑洞 (zh)
  • Чорна діра зоряної маси (uk)
rdfs:seeAlso
owl:differentFrom
owl:sameAs
prov:wasDerivedFrom
foaf:depiction
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbo:knownFor of
is dbo:wikiPageDisambiguates of
is dbo:wikiPageRedirects of
is dbo:wikiPageWikiLink of
is dbp:type of
is rdfs:seeAlso of
is foaf:primaryTopic of
Powered by OpenLink Virtuoso    This material is Open Knowledge     W3C Semantic Web Technology     This material is Open Knowledge    Valid XHTML + RDFa
This content was extracted from Wikipedia and is licensed under the Creative Commons Attribution-ShareAlike 3.0 Unported License