恆星質量黑洞（Stellar-mass black hole）是一種大質量恆星（大約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，也有證據證明IC 10 X-1 X-ray是一個擁有24至33倍太陽質量的恆星黑洞。
基本介紹
- 中文名：恆星質量黑洞
- 外文名：Stellar-mass black hole
- 學科：天文學，物理學
- 相關：超大質量黑洞
- 物理性質：質量、自旋、電荷
- 相關名詞：廣義相對論、史瓦西半徑
屬性,X射線緻密雙星系統,恆星質量黑洞的候選體,
屬性
恆星的引力坍塌是一個形成黑洞的自然過程。當恆星壽終正寢時，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，然後突變為重力坍塌，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，也有觀察證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）和超重黑洞（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。
X射線緻密雙星系統
當物質從黑洞的伴星轉移至黑洞時，在雙星系統中的黑洞是可以觀測到的。掉落至緻密伴星的質量釋放出的能量非常巨大，這使得物質的溫度升高至數億度的溫度。因此可以用X射線觀察黑洞，而伴星可以用光學望遠鏡觀測。從黑洞和中子星釋放出來的能量有相同的數量級，使黑洞和中子星經常難以區分。
但是，中子星還有其他的特性。它們自轉不同，並且有磁場和呈現局部的爆炸現象（熱核爆炸）。每當觀測到這些特性，就可以判斷緻密雙星的伴星是中子星。
推導出的質量來自對緻密X射線源的觀測（結合X射線和可見光波段的數據），所有被辨認出為中子星的質量都在3-5倍的太陽質量，緻密伴星的質量在5倍太陽質量以上的系統都未顯露出中子星的特徵。結合這些事實，緻密伴星的質量在5倍太陽質量以上的很可能是黑洞。
值得注意的是，黑洞存在的證據不僅是從地球上觀測到的，也來自理論：在如此的雙星系統中，除了黑洞之外，沒有任何天體可以做為這個緻密天體的伴星。如果能直接觀察到一個微粒（或氣體雲）墜落進入黑洞的軌道，就可以直接證明黑洞的存在。
恆星質量黑洞的候選體
我們的銀河系內有一些恆星質量黑洞的候選者(BHCs)，它們比銀河中心區的大質量黑洞更靠近我們。這些候選體都是X射線聯星系統，緻密伴星經由吸積盤從它的伴星獲得質量。這些可能是黑洞的天體質量為3倍至12倍太陽質量。
| 名稱 | BHC質量(太陽質量) | 伴星質量(太陽質量) | 軌道周期(天) | 與地球的距離(光年) |
|---|---|---|---|---|
A0620-00 | 9−13 | 2.6−2.8 | 0.33 | 大約 3500 |
6−6.5 | 2.6−2.8 | 2.8 | 5000−10000 | |
XTE J1118+480 | 6.4−7.2 | 6−6.5 | 0.17 | 6200 |
天鵝座 X-1 | 7−13 | ≥18 | 5.6 | 6000−8000 |
GRO J0422+32 | 3−5 | 1.1 | 0.21 | 大約 8500 |
GS 2000+25 | 7−8 | 4.9−5.1 | 0.35 | 大約 8800 |
天鵝座 V404 | 10−14 | 6.0 | 6.5 | 大約 10000 |
5−6 | 1.75 | 大約 15000 | ||
GRS 1124-683 | 6.5−8.2 | 0.43 | 大約 17000 | |
XTE J1550-564 | 10−11 | 6.0−7.5 | 1.5 | 大約 17000 |
XTE J1819-254 | 10−18 | ~3 | 2.8 | < 25000 |
4U 1543-475 | 8−10 | 0.25 | 1.1 | 大約 24000 |
>14 | ~1 | 33.5 | 大約 40000 | |
3.8±0.5 | . | 0.32 | . |
