sta seção descreve o que acontece quando alguma coisa se enquadra no âmbito de um não-rotativa, não buraco negro. Os efeitos de rotação e cobrado buracos negros são mais complicadas, mas o resultado final é sensivelmente o mesmo-o cair objeto é absorvida (salvo rotativa buracos negros realmente pode funcionar como wormholes).
Spaghettification
Ver artigo principal: spaghettification Um objeto em qualquer campo gravitacional muito forte sente uma força das marés que se estendem na direção do objeto gerar o campo gravitacional. Isto porque o inverso quadrado lei causas mais perto partes do esticadas objeto a sentir uma forte atração que mais peças. Próximo buracos negros, a força das marés espera-se que seja forte o suficiente para deformar qualquer objeto que se inserem, mesmo átomos ou compostos nucleons; este é chamado spaghettification. A força da maré vigor depende da atração gravitacional muda com a distância, em vez de se sentir a força absoluta. Isso significa que os pequenos buracos negros causam spaghettification enquanto infalling objetos ainda estão fora dos seus horizontes evento, que se dividem em objetos grandes, supermassive buracos negros não podem ser deformados ou não sentir excessivamente grandes forças antes de passar o evento horizonte.
Antes da queda objeto atravessa o evento horizonte
Um objeto em um campo gravitacional vive uma desaceleração do tempo, chamado tempo dilatação gravitacional, em relação aos observadores fora do campo. O observador externo vai ver que processos físicos no objeto, inclusive relógios, aparecem a correr devagar. Como um teste objeto abordagens do evento horizonte, a sua dilatação gravitacional tempo (medido por um observador longe do buraco) abordagem seria infinito. Do ponto de vista de um observador distante, um objeto caindo em um buraco negro aparece a abrandar, aproximando-se bastante, mas nunca atingindo o evento horizonte: e parece tornar-se mais vermelho e dimmer, devido à extrema gravidade vermelho mudança causada pela gravidade de O buraco negro. Eventualmente, a queda objeto torna-se tão fraca que já não pode ser visto, em um ponto, pouco antes de chegar ao evento horizonte. Tudo isto é uma consequência do tempo dilatação: o objeto da circulação é um dos processos que parecem correr mais lento e lento, e dilatação do tempo efeito é mais importante do que a aceleração devido à gravidade, a freqüência da luz do objeto aparece para Diminuir, tornando-se olhar mais vermelho, porque a luz aparece para completar menos ciclos por "carrapato" do relógio do observador; menor frequência-light tem menos energia e, por conseguinte, parece dimmer, assim como mais vermelho. Do ponto de vista da queda do objeto, objetos distantes podem aparecer tanto azul ou vermelho-deslocou-deslocada, em função da queda do objeto trajetória. A luz é azul-deslocada pela gravidade do buraco negro, mas é vermelho-deslocada pela velocidade do infalling objeto.
Como o objeto passa através do evento horizonte
Do ponto de vista da queda do objeto, nada particularmente especial acontece no evento horizonte. Infalling um objeto tem um limite bom tempo (ou seja medido pelo seu próprio relógio) a cair passado, o evento horizonte. Um observador externo, no entanto, nunca irão ver um objeto infalling atravessar esta superfície. O objeto aparece para travar logo acima do horizonte, devido ao redshift gravitacional, atenuação de ver como é a sua luz vermelha-e transferiu a taxa em que ele emite photons gotas de abordagem zero. Isto não significa que o objeto nunca cruza o horizonte; vez, isto significa que a luz do horizonte-travessia evento é adiada por um período que se aproxima do infinito como objeto abordagens do horizonte. O tempo de travessia depende de como o observador externo escolhe para definir espaço e tempo eixos sobre spacetime perto do horizonte.
Dentro do evento horizonte
O objeto chega a singularidade no centro dentro de uma quantidade finita de um bom tempo, medido pela queda do objeto. Um observador sobre o objeto iria continuar caindo para ver objetos fora do horizonte evento, deslocou-azul ou vermelho-deslocada dependendo da queda objeto da trajetória. Objetos aproximar-se a singularidade não são vistas, como todos os caminhos luz poderia levar mais longe ao ponto de objetos para dentro para a singularidade.
A quantidade de tempo que uma boa faller experiências abaixo do horizonte evento depende de onde se iniciou a partir de resto, com a máxima sendo para alguém que começa a partir de descanso no evento horizonte. Um estudo realizado em 2007 analisou o efeito de disparar um foguete pack com o buraco negro, mostrando que este só pode reduzir o tempo adequado de uma pessoa que começa a partir de descanso no evento horizonte. No entanto, para qualquer pessoa, uma judiciosa explosão do foguete pode prolongar a vida útil do faller, mas overdoing ele voltará a reduzir o bom tempo experientes. No entanto, esta não pode evitar a colisão inevitável com a central singularidade.
Atingir a singularidade
Como um objeto infalling aproxima da singularidade, das marés forças agindo sobre ele abordagem infinito. Todos os componentes do objeto, incluindo átomos e partículas subatomic, são rasgada distância uns dos outros antes flagrante a singularidade. Na singularidade própria, os efeitos são desconhecidos; uma teoria quântica da gravidade é necessária para descrever com precisão eventos perto dele. Independentemente, logo que um objeto passa dentro do buraco do evento horizonte, é perdido para fora do universo. Um observador longe do buraco simplesmente vê o buraco da massa, cobrar, e momentum angular alterar ligeiramente, de modo a reflectir a adição do infalling objeto da matéria. Após o evento todos horizonte é desconhecido. Tudo o que passa esse ponto não pode ser recuperado para estudo.
Parametros do buraco negro
Astrofísicos buracos negros são caracterizados por dois parâmetros: a sua massa e seu movimento angular (ou spin). A massa parâmetro M é equivalente a uma característica comprimento GM/c2 = 1,48 km (M/M0), ou uma característica calendário GM / c ³ = 4,93 x 10.6 (M/M0), onde M0 denota a massa do Sol. Essas escalas, por exemplo, dar a ordem de grandeza dos raios e dos períodos de perto-buraco órbitas. O prazo também se aplica ao processo em que um desenvolvimento horizonte depositada em sua forma asymptotically estacionárias. Para uma massa estelar esse buraco é da ordem 10-5 seg, enquanto que para um supermassive buraco de 108 M0, é milhares de segundos.
Para Schwarzschild buracos, e cerca de Kerr buracos, o horizonte está no raio RH = 2GM / c ². No horizonte, a "aceleração da gravidade" não tem nenhum significado, uma vez que uma queda observador não pode parar no horizonte devem ser pesados. O que é relevante no horizonte é a maré salienta que esticar e distorcer a queda observador. Esta maré alongamento é dado pela mesma expressão, o gradiente da aceleração gravitacional, como na teoria Newtonianos: 2GM/RH3 = c6 / (4G2M2).
No caso de uma massa solar buraco negro a maré stress (aceleração por unidade de comprimento) é enorme no horizonte, na forma de: 3 x 109 (M/M0) 2 seg-2: isto é, uma pessoa que experimenta uma Diferenciais campo gravitacional da Terra gravities cerca de 109, o suficiente para rasgar além ordinário materiais. Para um supermassive buraco, pelo contrário, a força das marés no horizonte é menor por um fator típico 1010-16 e seria fácil sobreviver. Todavia, a central singularidade, no fundo, o evento horizonte, a maré stress é infinita. Para além da sua massa M, a Kerr spacetime é descrito com uma rodada parâmetro 'a' definida pelo dimensões expressão de um / M = cJ/GM2 onde J é o momentum angular do buraco. Por do Sol (com base em superfície rotação), este número é de cerca de 0,2, e é muito maior para muitas estrelas. Desde momentum angular é omnipresente em astrofísica, e uma vez que se espera venha a ser conservados durante aproximadamente colapso eo buraco negro formação, astrofísicos buracos são esperados que têm valores significativos de um / M, a partir de vários décimos e aproximando-se de unidade.
o valor de um / M pode ser unidade (uma "extrema" Kerr buraco), mas não pode ser superior a unidade. Na matemática da relatividade geral, superiores a este limite substitui o evento com um horizonte interior fronteira no spacetime onde maré forças tornam-se infinitas. Porque esta singularidade é "visível" de observadores, em vez de escondidos atrás de um horizonte, como num buraco negro, que é chamado de nu singularidade. Toy modelos e heurístico argumentos sugerem que, enquanto / M abordagens unidade torna-se cada vez mais difícil acrescentar momentum angular. A conjectura que esses mecanismos irão manter sempre um / M abaixo unidade é chamada cósmica censura.
A inclusão de momentum angular mudanças detalhes da descrição do horizonte, de modo a que, por exemplo, o horizonte torna-se área Horizon área = 4 π G2/c4 [(+ M (M ²-a ²) 1 / 2) ² + a ²]
Esta modificação da Schwarzschild (a = 0) resultado não é significativo até a / M torna-se muito próximo da unidade. Por esse motivo, boas estimativas podem ser feitos em muitos astrofísicos cenários com uma ignorado.
Formação e evaporação
Formação de buracos negros de massa estelar
Stellar-massa buracos negros são formados de duas maneiras: Como consequência directa do colapso gravitacional de uma estrela. Por colisões entre neutrões estrelas. [16] Embora neutrões estrelas são bastante comuns, colisões parece ser muito raro. Neutrões estrelas também são formadas por colapso gravitacional, que é, portanto, em última instância responsável por todos os buracos negros de massa estelar. Estrelas sofrer colapso gravitacional quando eles já não podem resistir à pressão de sua própria gravidade. Isso geralmente ocorre porque uma estrela tem muito pouco "combustível" esquerda para manter a sua temperatura, ou porque é uma estrela que teria sido estável recebe um lote extra de assunto de uma forma que não levanta a sua temperatura central. Em qualquer dos casos, a estrela da temperatura já não é alta o suficiente para impedi-la de cair sob o seu próprio peso (o ideal gás lei explica a ligação entre a pressão, temperatura e volume). O colapso transforma o assunto no núcleo da estrela em um estado denso, que constitui um dos tipos de estrelas compactas. Que tipo de estrela compacta é formada depende da massa do remanescente - o assunto que sobram após mudanças que o colapso (como supernova ou pulsations conduzindo a uma nebulosa planetária) tenha explodido longe as camadas exteriores. Note que isto pode ser substancialmente inferior ao original estrela - remanescentes superior a 5 massas solares são produzidas por estrelas, que eram mais de 20 massas solares antes do colapso. Apenas os maiores remanescentes, aqueles superiores a um determinado limite (o Tolman-Oppenheimer-Volkoff limite, não deve ser confundido com o limite Chandrasekhar), gerando pressão suficiente para produzir buracos negros, porque buracos negros são os mais radicalmente transformado estado de matéria conhecido por Física, bem como a força que resiste este nível de compressão, neutrões degeneracy pressão, é extremamente forte. Mas qualquer resquício desta dimensão nunca será capaz de parar de cair, e quando o seu exterior raio cai abaixo do seu raio Schwarzschild, a passagem para um buraco negro é completa. O colapso processo para produzir estrelas remanescentes deste tamanho libera a energia que normalmente produz uma supernova, soprando da estrela camadas exteriores para o espaço para que eles formam um espectacular nebulosa (este tipo de nebulosa é chamado de supernova remanescente). Mas a supernova é um efeito colateral e não contribuem diretamente para produzir o buraco negro (ou outro tipo de estrela compacta). Por exemplo, alguns raios gama rajadas eram esperados a ser seguido pelas provas de supernovas, mas essas provas não aparecem. [17] [18] Uma explicação possível é que algumas grandes estrelas podem formar buracos negros rápido o suficiente para engolir a explosão supernova vaga Antes que ele possa alcançar a superfície da estrela.
Formação dos maiores buracos negros
Há duas formas principais em que buracos negros de massa estelar maiores que podem ser formadas:Stellar-massa buracos negros podem agir como "sementes",
que crescem por absorção massa de gás e poeira interestelar, estrelas e planetas ou pequenos buracos negros. Star clusters de grande massa total pode ser fundidos num único organismos pelos seus membros "atração gravitacional. Isso normalmente produzem um supergiant ou hypergiant estrela que corre curtas de "combustível" em poucos milhões de anos e, em seguida, sofre colapso gravitacional, produz uma supernova ou hypernova e gasta o resto da sua existência como um buraco negro.
Formação de pequenos buracos negros
Nenhum processo conhecido atualmente ativa no universo pode formar buracos negros de massa inferior a stellar. Isso porque todos os presentes conhecido buraco negro é através da formação colapso gravitacional, eo menor massa, que pode reduzir a formação de um buraco negro produz um buraco de aproximadamente 1.5-3.0 vezes a massa do Sol (a Tolman-Oppenheimer-Volkoff limite). Menor massas colapso para formar estrelas anãs brancas ou estrelas neutrões. Existem ainda algumas maneiras em que pequenos buracos negros podem ser formadas, ou poderia ter se formado no passado
Evaporação dos maiores buracos negros
Aumentar buracos negros evaporar. Se a massa inicial do buraco foi stellar massa, o tempo necessário para que ela perca a maior parte da sua massa através Hawking evaporação é muito mais tempo do que a idade do Universo, tão pequenos buracos negros não se espera que tenham formado por este método ainda.
Big Bang
O Big Bang produzido pressão suficiente para formar pequenos buracos negros, sem a necessidade de qualquer coisa semelhante a uma estrela. Nenhum destes hipótese buracos negros primordiais foram detectados
Particle aceleradores
Em princípio, um suficientemente enérgica colisão dentro de um muito poderoso acelerador partículas poderia produzir um micro buraco negro. Na prática, isso é esperado que exigem energias comparável ao Planck energia, o que é muito para além da capacidade de qualquer presente, planejado, ou esperado futuro acelerador de partículas produzir. Alguns modelos especulativos permitir a formação de buracos negros em muito menor energias. Isto permitiria a produção de muito curta duração dos buracos negros em aceleradores terrestres partícula. Nenhuma evidência deste tipo de buraco negro produção foi apresentado a partir de 2007.
Evaporaçao
Hawking radiação é um processo pelo qual teórica buracos negros podem evaporar em nada. Como não há evidências experimentais de corroborar ele e ainda há alguns grandes dúvidas sobre a base teórica do processo, ainda há debate sobre se Hawking radiação pode permitir buracos negros para evaporar.
Mecânica quântica afirma que mesmo o mais puro vácuo não é completamente vazio, mas é em vez de um "mar" de energia (conhecido como ponto zero-energia), que tem como vaga-Flutuação (termodinâmica). Não podemos observar este "mar" de energia directamente porque não há energia menor nível com o qual podemos compará-la. A incerteza Heisenberg princípio dita que é impossível saber o valor exato da massa-energia ea posição emparelhamentos. As flutuações neste mar produzir pares de partículas no qual é feito de matéria normal eo outro é o correspondente antipartícula (relatividade especial comprova massa-energia equivalência, ou seja, que a massa pode ser convertida em energia e vice-versa). Normalmente cada iria reunir em breve um outro exemplo da sua antipartícula e os dois seriam totalmente convertida em energia, o restabelecimento do equilíbrio energético global assunto-como era antes do par de partículas foi criado. A radiação Hawking teoria sugere que, se tal um par de partículas é criado apenas fora do evento horizonte de um buraco negro, uma das duas partículas pode cair no buraco negro, enquanto os outros escapes, porque as duas partículas em movimento ligeiramente diferentes direções Depois da sua criação. Do ponto de vista de um observador externo, o buraco negro acaba emitida uma partícula e, portanto, o buraco negro não perdeu um minuto montante da sua massa.
Se a radiação Hawking teoria está correta, apenas os muito pequenos buracos negros são susceptíveis de evaporar desta forma. Por exemplo, um buraco negro com a massa do nosso Moon teria ganho tanta energia (e, portanto, de massa - massa-energia equivalência novamente) de microondas cósmica de fundo, uma vez que emite radiação por radiação Hawking, e maiores buracos negros ganharão mais energia (e massa ) Que elas emitem. Para colocar isto em perspectiva, o mais pequeno buraco negro que podem ser criados naturalmente, actualmente, é cerca de 5 vezes a massa do nosso sol, de forma mais buracos negros têm massa muito maior do que a nossa lua.
Ao longo do tempo a radiação cósmica de fundo microondas torna-se mais fraca. Eventualmente, será o suficiente para que mais fraco Hawking radiação serão emitidos até a energia da radiação de fundo a ser absorvida pelo buraco negro. Através deste processo, até mesmo os maiores buracos negros acabará por desaparecer. No entanto, este processo pode demorar quase um ano para concluir googol.
Técnicas para encontrar buracos negros
Lente gravitacional
Lente gravitacional distorce a imagem em torno de um buraco negro na frente da Grande Nuvem Magalhães (ver simulada) Uma lente gravitacional é formada quando a luz de uma muito distante, fonte luminosa (como um quasar) é "dobrado" em torno de um gigantesco objeto ( , Como um buraco negro), entre a fonte eo objeto do observador. O processo é conhecido como lente gravitacional, e é uma das previsões de Albert Einstein da teoria geral da relatividade. De acordo com esta teoria, a massa "warps" espaço-tempo para criar campos gravitacional e, portanto, dobrar luz como um resultado. Uma fonte imagem por trás da lente pode aparecer como imagens múltiplas para o observador. Nos casos em que a fonte de enorme lente objeto, o observador ea mentira em uma linha reta, a fonte irá aparecer como um anel por detrás do maciço objeto. Lente gravitacional pode ser causada por outros objetos do que buracos negros, porque qualquer muito forte campo gravitacional irá dobrar luz raios. Alguns desses efeitos são múltiplos imagem provavelmente produzida por galáxias distantes.
Objetos que orbitam possíveis buracos negros
Veja também: Kepler problema na relatividade geral Algumas grandes objetos celestes estão quase de certeza que orbitam em torno de buracos negros, e os princípios subjacentes a esta conclusão são surpreendentemente simples se considerarmos uma órbita circular primeira (embora todos conhecidos fechado astronômico órbitas são elípticas):
O raio do objeto central ronda que o objeto é observado órbita deve ser menor do que o raio da órbita, caso contrário, os dois objetos que colidem. O período orbital e do raio da órbita é mais fácil de calcular a força centrífuga criada pela órbita objeto. Estritamente falando, a força centrífuga também depende da órbita do objeto de massa, mas as próximas duas etapas mostram por que razão não podemos fugir com fingindo que é um número fixo: por exemplo, 1. A atração gravitacional entre o objeto central e orbitar o objeto deve ser exactamente igual à força centrífuga, caso contrário, a órbita corpo teria quer espiral na central objeto ou afastados. A atração gravitacional necessária depende da massa do objeto central, a massa do objeto órbita, e do raio da órbita. Mas podemos simplificar o cálculo tanto da força centrífuga e pela atração gravitacional fingindo que a massa do objeto é a mesma órbita número fixo: por exemplo, 1. Isto faz com que seja muito fácil para calcular a massa do objeto central. Se o raio de Schwarzschild um corpo com a massa do objeto central é maior do que o raio máximo das centrais objeto, o objeto central deve ser um buraco negro cuja evento horizonte do raio é igual ao raio Schwarzschild. Infelizmente, desde o tempo de Johannes Kepler, astrônomos tiveram de lidar com as complicações da astronomia real:
Astronómico órbitas são elípticas. Esta situação dificulta o cálculo da força centrífuga, a atração gravitacional, e do raio máximo do organismo central. Mas Kepler poderia lidar com essa sem necessidade de um computador. Os períodos orbitais neste tipo de situação são vários anos, por isso vários anos, no valor de observações são necessárias para determinar a real órbita com precisão. O "possivelmente um buraco negro" indicadores (acreção discos, com jatos de gás, emissões de radiação, etc) ajudam "buraco negro caçadores" para decidir qual órbitas são dignos de observação esses longos períodos. Se existem outras grandes massas, dentro de alguns anos luz, a sua gravidade campos serão perturbe a órbita. Ajustando os cálculos para filtrar os efeitos da perturbação pode ser difícil, mas os astrônomos estão habituados a fazê-lo.
Buraco negro candidatos
Embora buracos negros não podem ser detectados directamente, muitos estudos observacionais têm fornecido provas substanciais de buracos negros. Buracos negros podem ser divididos em três classes de objetos: Stellar massa buracos negros têm massas que são equivalentes às massas de estrelas individuais (4-15 vezes a massa do nosso Sol). Intermediário-massa buraco negro têm massas que são algumas centenas de alguns milhares de vezes a massa do Sol. Supermassive buracos negros têm massas variando entre na ordem dos 105 a 1010 vezes a massa do Sol. [24] Maiores detalhes estão descritos abaixo.
supermassivos buracos negros no centro das galáxias
O jet originários do centro de M87 nesta imagem provém de um núcleo galáctico ativo que pode conter um supermassive buraco negro. Crédito: Telescópio Espacial Hubble / NASA / ESA.According ao Astronómico American Society, a cada grande galáxia supermassive tem um buraco negro no seu centro. O buraco negro da massa é proporcional à massa do acolhimento galáxia, o que sugere que os dois estão muito estreitamente ligados. O Hubble e de terra telescópios no Havaí foram utilizados em um grande estudo das galáxias. Durante décadas, os astrônomos têm utilizado o termo "activo galáxia" para descrever galáxias com características pouco usuais, como a invulgar linha espectral de emissão e muito forte emissão de rádio. [25] [26] No entanto, teóricas e estudos observacionais têm mostrado que o ativo galáctico núcleos (AGN) nestas galáxias podem conter supermassive buracos negros. [25] [26] Os modelos destes AGN consistem de um buraco negro central que pode ser de milhões ou bilhões de vezes mais massiva do que o Sol, um disco de gás e poeira chamado Acreção um disco; e dois jactos que se encontram perpendicularmente ao disco acreção. [26] Embora supermassive buracos negros são esperadas para ser encontrado na maioria dos AGN, apenas algumas galáxias "núcleos foram mais cuidadosamente estudado em ambas as tentativas para identificar e medir a massa real das centrais supermassive buraco negro candidatos. Alguns dos mais notáveis galáxias com supermassive buraco negro candidatos incluem a Galáxia Andrômeda, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, e do Sombrero Galaxy. [24] Astrônomos estão confiantes de que a nossa própria Via Láctea galáxia supermassive tem um buraco negro no seu centro, em uma região denominada Sagitário A *: Uma estrela chamada S2 (estrelas) segue uma órbita elíptica com um período de 15,2 anos e um pericenter (mais próximo) distância de 17 horas de luz o objeto central. As primeiras estimativas indicam que o objeto central contém 2.6M (2,6 milhões) massas solares e tem um raio de luz inferior a 17 horas. Apenas um buraco negro pode conter essa imensa massa de tal pequeno volume. Outras observações [27] reforçado o caso de um buraco negro, ao mostrar que o objeto central da massa é de cerca de 3.7M massas solares e seu raio não superior a 6,25-luz horas.
Intermediário-buracos negros de massa em aglomerados globulares
Em 2002, o Telescópio Espacial Hubble produziu observações indicando que aglomerados globulares chamada M15 e G1 pode conter intermédio de buracos negros de massa. [28] [29] Esta interpretação baseia-se na dimensão e os períodos de órbitas das estrelas no globular clusters . Mas o Hubble prova não é conclusivo, uma vez que um grupo de neutrões estrelas poderia causar semelhante observações. Até recentes descobertas, muitos astrônomos pensavam que a complexa interação gravitacional em aglomerados globulares seria eject recém-formado buracos negros.
Em Novembro de 2004, uma equipa de astrónomos relatou a descoberta da primeira bem-confirmou intermédio de massa buraco negro em nossa galáxia, que orbitam três anos-luz de Sagitário A *. Este buraco negro de 1300 massas solares está dentro de um grupo de sete estrelas, possivelmente, o remanescente de uma estrela maciça cluster que foi desvendado pelo Centro Galactic. [30] [31] Esta observação pode adicionar suporte à idéia de que supermassive black Buracos crescer por absorção proximidades pequenos buracos negros e estrelas
Em janeiro de 2007, pesquisadores da Universidade de Southampton, no Reino Unido relatados encontrar um buraco negro, possivelmente de cerca de 400 massas solares, em um aglomerado globular associada a uma galáxia NGC 4472 nomeado, cerca 55 milhões de anos-luz de distância
buracos negros de massa estrelar na Via Láctea
impressao artista de um sistema binário constituído por um buraco negro e uma seqüência principal estrela. O buraco negro está chamando questão da seqüência principal estrela acreção através de um disco ao seu redor, e algumas das formas este assunto um gás jet.Our Via Láctea galáxia contém vários provável stellar-massa buracos negros, que estão mais perto de nós do que o buraco negro supermassive No Sagitário A * região. Estes candidatos são todos membros do sistema binário de raios-X no qual o objeto denso empates assunto de seu parceiro através de um disco acreção. A provável buracos negros nestes pares intervalo de três para mais de uma dezena de massas solares. [33] [34] O mais distante stellar-massa buraco negro nunca observado é membro de um sistema binário localizado na galáxia Messier
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