遥感教程第A-6页¶
新星，超新星；中子星和脉冲星；类星体和黑洞；伽马射线爆发；和恒星碰撞。¶
新星和超新星
一个明亮的物体周期性地出现在一个星系中，并以这种方式持续数天到数月，被错误地称为 new 星形或 nova （拉丁文表示“new”；复数，novae）。事实上，它是一颗恒星，由于一个以上的原因经历了一次大的耀斑，后来逐渐消亡，留下了完整的恒星，但材料损失。单子星座的V838恒星经历了一次蓝色恒星的大爆发，释放出相当大的物质，其亮度达到太阳亮度的60万倍。
在发现后不久，HST对这颗新星进行了详细的检查，得出了这一戏剧性的图像序列：
|由HST拍摄的从V838新星向外移动的尘埃和气体云的连续图像。γ
最近，一个关于它对可能环绕它运行的行星的影响的新假设认为，耀斑吞噬了这些行星。当然，没有直接证据表明这颗恒星周围有行星。但是从V838的新星阶段获得的光谱显示，锂、铝、镁和其他元素的富集程度很高，这些元素可能集中在行星体中，行星体被卷入并被耀斑中膨胀的气体外壳破坏。这是大多数行星系统的预测命运，因为母恒星扩展了它的气体包层。我们的太阳系很可能在大约50亿年后被这样的过程摧毁（见第20-11页）。
新星是单个星系中常见的事件。这些现象的一种发生方式如下：事实上，正在观察的是一个双星系统，其中一个成员是白矮星，另一个是红矮星，甚至是更大质量（可能是主序列）的恒星。这个过程涉及到从大伴星中剥离氢元素，大伴星向白矮星流动并被加入白矮星，白矮星的重力控制着它的活动。这个艺术家的概念说明了发生了什么（事实上，被移除的材料不应该发光，这就是为什么在这类星体对周围没有观察到实际过程的原因）：
这一吸积过程导致白矮星周围的氢气聚集，直到强重力下的压缩使温度升高到10度。7 °K，在这种情况下发生核聚变。这会导致白矮星突然变亮，并迅速消耗积聚的氢，其中一些氢也可能被排出。这个过程重复了若干个周期，每一次耀斑的时间尺度为1000到10000年。因此，新星是反复发生的事件，每次发生都没有恒星毁灭，这与下面描述的超新星不同。下图显示了一颗接近其亮度峰值的新星；它周围的斑点是喷出的氢（靠近底部的恒星可能 [?] 是被认可物质的来源）：
这颗恒星，通常是银河系中距地球约20000光年的一颗普通的小恒星，是 爆发变量 其中氢燃烧经历了一次显著的耀斑，稍微放大了恒星，但没有直接粉碎或排出大量的物质。在它的峰值，恒星的能量输出大约是太阳的60万倍，但随着时间的推移，它又回到了先前的状态。从左上右下角的顺序中可以看到，由于能量释放而发光的尘云向外运动。
更大质量的恒星，最初有8到50个太阳质量，燃烧它们的气体燃料（在等离子体状态 [原子被电离了] ）在核过程迫使气体高速离开地核之前，爆炸的早期阶段可能在几年内从地球上被视为一个巨大的发光事件，称为超新星。1998年4月28日，HST在螺旋星系NGC3982中拍摄到了一个如此明亮的事件；超新星是在银河系中心附近的一条手臂上的一个大的蓝白色物体。
学分：H.Dahle
在一个星系中，超新星平均每30-50年发生一次。（1997年12月，天文学家在深空观测到一个局部事件，在该点释放的伽马射线能量比正常状态下整个宇宙释放的能量还要多。由于它们与短命、明亮的超新星相似，这些事件被称为超新星，它产生的能量（10:sup:'53`-10:sup:'54'ergs）比与超新星相关的能量（10:sup:'51'ergs）至少高出几个数量级，但它们似乎是由不同的机制形成的。最初的耀斑可能只需要几秒钟就可以启动，但效果可能会持续数周到数月。一些超新星似乎与伽马射线爆发有关，如下所述。
超新星事件（标记为“横截面”）期间亮度的快速上升和下降是通过望远镜观察GRB 011211（伽马射线爆发源；见下文）而获得的：
1987年2月，在智利的一个天文台发现了近500年来最亮的超新星SN1987A（位于大麦哲伦云中）。这是一张由英澳大学的望远镜拍摄的前后图像：
自1987年以来，它一直受到来自地球和高速列车的持续监测，提供了一个“恒星”的例子，说明恒星因灾难性爆炸而自我毁灭。它似乎仍处于进入21世纪的亮度下降阶段。
下一张图片是由HST拍摄的1987A最壮观的景色之一。唯一的大亮点是超新星周围的一颗恒星。围绕着中心的超新星是一个单一的环，但与排出气体的膨胀有关的是一对距离较远的环，当以一个能屏蔽大部分强光的波长成像时，这些环显得格外突出。
恒星及其周围环境的视觉变化在短短十年内就已被观测到；因此，这是相隔4年的内部单环图像：
在1994年HST拍摄的左图中，爆炸产生了一圈直径约为1.62亿公里（1亿英里）的炽热气体。明亮的中心星看起来仍然基本上完好无损。正如1998年2月再次看到的那样，中央恒星发生了显著的变化，其广泛的结构变化标志着破坏进程。指向右上角区域的箭头表示“热点”（黄色）的增长，这是由于环中气体进一步压缩造成的。这颗超新星也是X射线、紫外线和无线电波的集中来源。
这一事件开始于大约167000年前，根据距离测量，但它的光脉冲现在才到达地球。随着这颗恒星的发展，它首先释放出一层气体，然后膨胀成一个红巨星。随着它的核心坍缩，它最终在几秒钟内猛烈爆炸，推开了由冲击波驱动的外部气体，并在核心质子和电子被挤入中子时释放出巨大的中微子爆发。
在我们的银河系和附近的其他星系中，超新星有时会以肉眼可见的非常明亮的光源出现。一个主要的例子是蟹状星云的Palomar望远镜视图（左），在右侧所示的正方形内有一个HST广域摄像机的体积视图。在这对图像下面是蟹状星云的HST图像-许多恒星显示的美学本质的一个了不起的例子。
蟹状星云在历史上很有名。这是中国天文学家在公元1054年7月4日首次观测到的一个突然出现的明亮的光，似乎在金牛座内，仍然足够强烈，以至于几年内，甚至在白天也能看到它。现代望远镜的图像显示，灯丝以高达光速一半的速度从爆炸中心流出。这颗超新星和其他一般的超新星一样，是一个能量极高的事件，从短波长（伽马射线）辐射到可见光并进入长波无线电区域。一颗脉冲星中子星（见下文），每秒旋转30次，在它的中心区域被探测到。（回想一下蟹状星云是在四个光谱区域成像的，如图所示 page I-3 在引言中）。
当钱德拉望远镜用X射线辐射成像时，蟹状星云的形状明显不同。我们在下面和下面展示了一幅引人注目的图像，它是将这张X射线图像与HST拍摄的可见光图像结合在一起形成的。出现环形结构，喷射状突起大致垂直于环形延伸。
最近，HST返回了蟹状星云的图像，显示了（下面）激发的气体丝状体的细节，这些气体丝状体现在从中子星核向外延伸到太空中。许多这些细丝中的主要元素通过其（工艺确定的）颜色来识别：氢=橙色；氮=红色；硫=粉红色；氧=绿色。
超新星在用X射线成像时也非常令人印象深刻。见证钱德拉对仙后座A的看法：
HST图像显示了仙后座超新星的丝状结构。在这个星座爆炸的恒星大约在10000光年之外。这件事大约发生在10000年前的那颗恒星上。历史记录表明，16世纪出现了一颗明亮的恒星。在这张照片中，富氧气体/粒子云呈蓝色，硫呈红色。
个别细丝已经过详细检查。这是天鹅座环的一部分，超新星的一部分，可见光（顶部）和伽马辐射产生的图像：
从前面的图片中可以明显看出，超新星是“壮观的烟火表演”，当结果图像被广泛展示时，天文学家和公众都很高兴。近年来，天文学家已经非常擅长在超新星爆炸后不久发现它，然后训练各种传感器-地面和星载-以保持事件膨胀的高时刻。这里还有另一个“感觉”，大麦哲伦云中的sn49；标题中标识了与特定颜色相关的元素：
另一个超新星例子是埃塔卡瑞纳，在19世纪，它是天空中（南半球）第二亮的恒星，但今天太微弱了，肉眼看不见。这是哈勃太空望远镜拍摄到的这颗爆炸恒星类似星云的外观：
当使用来自HST的红色和紫外线滤光片图像进行处理时，中心部分看起来是一个明显的物质“云”，它实际上主要是来自这个超新星的光爆发，现在直径约100亿英里，这是由于一颗比太阳大150倍的恒星爆炸造成的。
另一个红巨星，TTCygni（在天鹅座），是一颗富含碳的恒星，当它爆炸时，会将一氧化碳（CO）以一个离散的环排出，而这个环现在已经从中心巨星上升到大约0.25光年。
一旦超新星被发现，它相当短的历史就可以通过亮度随时间的变化来监测。下面的图表描绘了一些最近年份的超新星和残余物仍然可见的旧超新星的亮度变化。
天文学家已经区分了两类超新星，它们是由亮度的强度和随时间而减少的光输出模式分开的。这些只是简单的标记：I型和II型超新星。后者被证明是另一种“标准烛光”——任何一类恒星或星系物体，其（已知的）内在亮度（总功率输出）在其进化史上的特定时间保持相当稳定——在寻找到遥远恒星的距离的过程中特别有用。/星系，并将其与膨胀率联系起来。这两种类型显示在这个通用图中：
|两种超新星的光度随时间的变化。γ
一种I型的变种，现在被称为IA型超新星，在最近的认识中已成为中心阶段，即宇宙正在加速而不是减速（见第页 20-10 其中详细考虑了这种类型的行为）。当白矮星从邻近的恒星（与之配对，见本页顶部）抓取如此多的物质时，1a型就会发生内爆，然后突然爆发。这一事件伴随着一个特征谱。1A型比I型和II型要少见；在一个星系中，平均每三年发生一次1A型。
一个大质量恒星的破坏模式有点不同，它涉及到从一个被称为沃尔夫-雷耶特恒星的恒星类型（可见光中）发出的红光（在可见光中）的剧烈混沌膨胀，如下图所示，这是在围绕仍然完整的中央巨星（约40-50个太阳质量）展开的早期阶段看到的。
一颗靠近太阳的恒星爆炸成超新星（或超新星，见下文），它可以将冲击波和高速粒子发送到能够包围地球的距离。这在任何时候都是不太可能的，比如现在。但是，从统计上讲，这是极有可能的，而且可能是导致我们星球上生命大规模灭绝的原因之一。一组天文学家指出，大量的O和B恒星出现在天蝎座和半人马座的会合点附近的一个位于天空中的星团中。这个星团中的一些可能已经通过了超新星阶段。地球可能受到影响，这与太阳所在的所谓“局部气泡”中星际物质（包括气体）缺乏的证据有关。这样做的结果是，在我们的邻居中，吸收或阻碍来自宇宙更遥远部分的光的物质更少；这改善了这些宇宙源的观测条件。可能有超新星物质到达地球的地质证据：在200万年和500万年前的海洋沉积物富含铁同位素，而铁同位素在超新星爆炸时会被排出。
中子星与脉冲星
超新星事件的最终产物与大于8-10个太阳质量的恒星有关，是 中子星 在如此强大的内部压力下，中子是由质子和电子的强烈挤压而形成的（记住：P+E---->N）；这些中子也是 退化 . （退化物质描述了质量施加压力的条件 [处于气态] 不再取决于温度，而只取决于 [high] 在这个阶段达到的密度；据说物质不再遵守经典的物理定律）。在中子星的形成过程中，先前的状态星（其核心可能和铁一样重）产生了一个退化压力，该压力会上升，直到它能够阻止进一步的重力驱动的坍缩下降到一个非常小的尺寸。
这类恒星最终形成的小物体只有几公里宽，但含有相当于4-5个太阳质量的物质。它们的密度可以超过1014 GM/CC（或10） 7 比白矮星密度大）。（从这一比较中可以感觉到这种极端密度：相当于一块糖的体积将包含1亿公吨 [在地球上测量] 中子星物质。）这些恒星可以被收集伽马射线、X射线和射电辐射的望远镜探测到。显然，如此小尺寸的中子星很难被光学望远镜发现，即使它们能发出强烈的辐射，除非它们在M.W.星系内离地球很近。HST现在提供了第一次可见光观测，如下所示，它是一颗中子星。它就在距离只有400光年远的星云尘埃团前面发光。（光是由光子从一个温度超过10000°K的表面逸出的过程产生的；表面面积非常小，与恒星的微小尺寸一致。）据估计，这个物体的尺寸只有28公里（16.8英里），使其成为最小的原始物体。通过视觉手段发现的太阳系以外的辐射物体。
一些中子星，叫做 脉冲星 已知具有强磁场和发射强脉冲的定向光束，射电天文学观察到最好，但在X射线区域也非常明显，其周期性与周期性有关，其周期性在1/1000秒到几秒之间。o它们（通常是快速的）旋转；地球必须处于光束的立体角内，以便探测到脉冲星的作用（因此，脉冲是来自于从地球间歇性探测到的恒定光束的辐射爆发，就像探照灯的光束一样，在不断扫掠的同时，在垂直方向上出现。仅当经过循环时短暂对齐时才查看）。如下图所示：
脉冲星是由中子星巨大的引力从超新星碎片中吸出气体而形成的，因此这种气体被加速到光速的三分之一或更多（因此接近相对论速度 [那些接近光速的] 当它撞击到中子星表面时“引爆”。磁场倾向于将快速移动的气体和粒子漏斗状地喷到中子星表面的狭窄部分，这些部分成为“热点”。这释放出大量的能量，在从无线电到X射线区域的光谱中延伸。有成千上万的能量脉冲每秒从表面多次上升，产生由射电望远镜和X射线天文台（如钱德拉）探测到的周期性。
其中一个被广泛研究的脉冲星位于蟹状星云的中心，我们之前已经研究过。它显示了一对极热气体的短射流的发展，在光谱的X射线区域强烈辐射。
这个脉冲星显示为一个特写放大：
在织女星星座有一个很强的脉冲星。以下是此功能的Chandra视图，以插入方式展开：
再一次，更详细地说。
在钱德拉的监测下，织女星脉冲星周围的射流（大约0.5光年长）不断地改变其位置和形状。这表明它的驱动磁场的结构有很大的变化。
脉冲星的形状可能是不规则的（主要是由中央中子星周围的X射线激发气体造成的）。这在PSR B1509-38中很明显。
这是钱德拉天文台观测到的脉冲星3c58的X射线图像。它引发的超新星事件是在公元1158年首次被观测到的。脉冲星源中心的中子星以每秒15次的速度旋转。它的辐射激发了周围的粒子云。
中子星的一个罕见的亚类（到目前为止只发现了10个）被称为 迈格尼塔 或者更正式地说，是一个AXP（反常的X射线脉冲星）。一个axp有一个10左右的磁场。14 和高斯（目前的纪录保持者，10岁15 高斯，是1806-20新元，大约是典型中子星的1000倍，是太阳5高斯的100亿倍。一个磁星类似于一个SGR（软伽马射线中继器），这是另一个在能量输出上经历周期性变化的中子星变体。AXP和SGR都是通过它们的明显X射线信号来检测的。罗西探索者卫星被用来研究中子星。一颗名为N39的磁星，已经被HST成像，并以数千年前一颗巨星爆炸时释放的冲击波形成的丝状股的形式出现在可见光中。
黑洞和类星体
如图所示 page 20-5 当50个或更多太阳质量的气体和其他物质在引力作用下收缩成小而紧凑的物体时，其结果是 黑洞 （b.h.），之所以这么叫是因为与它极其稠密的质量有关的引力（对于我们太阳中的质量，坍缩成黑洞将产生大约10的密度22 克每立方米；较大的恒星会产生数个数量级以上的密度）阻止所有可探测的辐射从其内部逸出。 事件视界 （影响范围）。从B.H.中心到地平线的距离被称为Schwartzchild半径。由于B.H.本身是不可见的（黑色），它的存在通常必须从它对周围恒星和星际物质的引力作用中推断出来。在观测发现之前，根据广义相对论的考虑，黑洞被认为是存在的。黑洞一般是如此之小，以至于它的时空表达式产生了一个如此明显的曲率，以至于所有的内部能量和辐射似乎都被困在了B.H.（在它的视界内）之下。
例外情况可能是 霍金辐射 （以发明该理论的斯蒂芬·霍金命名）由量子过程产生的粒子组成，由黑洞内部和周围的引力能驱动。这个过程发生的机制是“量子奇异性”的一个很好的例子。在B.H.事件视界外的“空”空间中，虚拟粒子和反粒子不断地被创造出来（在整个宇宙的这个环境中通常都是这样）。在围绕b.h.的强重力场下，其中一个粒子，即具有正能量的粒子，很可能被推开，而另一个粒子则被捕获并拖入b.h.中。反粒子具有负能量，而那些带进b.h.中的粒子则与b.h.粒子反应以减少质量。从而降低它的引力场。反过来，这个B.H.引力场会失去它提供的能量来制造虚拟对。逸出的粒子构成了霍金辐射，它太“微弱”了，无法从地球上探测到，但却使B.H缓慢地“蒸发”。
这种逃逸（发射）的辐射对微小的黑洞最有效，并提供了一种方法，通过这种蒸发，它们可以在极长时间内消散。虽然基于合理的理论推理，霍金辐射还没有被直接探测到。但如果它被证明是存在的，它提供了一种机制，通过这个机制，无数在宇宙开始时形成的原始的小B.H.，因为那时的重力非常强烈，已经消失了。目前，天体物理学家正在通过计算机建模和模拟他们的行为来了解更多关于B.H.。
黑洞也能以光速喷射光束中的喷射物或粒子流。（喷流也发生在恒星形成和恒星死亡后期）。这是一张著名星系M87的HST图，在这张图中，数十亿颗恒星没有被分辨出来，所以看起来像一道黄色的辉光。中央的“恒星”实际上是从B.H.周围的外部发出的光，可能是类星体（下面第三段）。
下面是来自M87的喷射流的另外三个视图；顶部由钱德拉在X射线区域成像；中心是可见光；底部是无线电波。这种同样与其他星系有关的流光带的起源还不完全清楚。但是，导致气体和粒子喷射的黑洞是强定向电磁场的来源。气体可能受到同步辐射的激发，导致辐射扩展到大部分电磁频谱。
另一个与星系中假定的中心黑洞有关的喷流的例子是半人马座A（NGC5128），距离地球约1100万升。这架喷气式飞机的一边很明显，但另一边却有一个微弱的同伴。这对喷流与星系的旋转轴成直线。Chandra制作的图像使用光谱X射线区域感应到的数据转换为可见视图：
这架遵循磁力线的喷气式飞机，显示得更为出色，HST图像与钱德拉图像结合在一起，如下图所示，最强烈的X射线信号显示为蓝色：
与超大质量黑洞有关的一对喷流，可能是迄今为止最好的图像，它最近在接受类星体3c120的训练时被HST捕捉到；由X射线和电子组成的喷流遵循强磁力线：
星系被认为有多个黑洞，其中大多数相对较小。在NGC6240中发现的第一个例子是两个超大质量的b.h.出现在星系的中央核心。这一不规则的星系在下面的左HST图像中以可见光显示；右边的钱德拉图像显示了一对黑洞，当进入的物质被加热到非常高的温度时，会产生一个强的X射线信号（蓝色；红色和黄色的弱X射线）。天文学家预测这些B.H.最终会因碰撞而合并。
钱德拉现在已经证实，银河系有一个中等大小的黑洞（位于靠近人马座A的天球）。下图显示的不是看不见的洞本身，而是由吸入B.H.的气体和其他物质激发所发出的辐射。在连续暴露超过164小时的过程中，发光气体经历了周期性的耀斑，并以这种复合模式组合在一起：
原则上，黑洞有时会发生碰撞（但其结果在理论上还没有定义），特别是当两个星系在其中心与B.H碰撞，然后相互作用时。这方面的证据很少。然而，在NGC326的HST上，广域摄像机的观测假设了这样一个事件。在下面的主视图中，是几年前看到的那个星系的喷射波瓣图案。在偏移的第二幅图像中，最新的观测结果显示，主喷流的方向偏移超过90°。最受欢迎的解释是，现在两个黑洞相互作用，导致其中一个的自旋轴显著移动。
黑洞不可思议的引力从视界外吸进粒子，直到它们的速度加速到接近光速。物质一进入黑洞就被撕裂了。当这些粒子靠近时，巨大的能量释放会在地平线外产生连续的能量爆发，这一过程被认为是造成 类星体 （用“准恒星”来描述一个类似恒星的外观的收缩术语，即使观测到的特征不是一颗恒星）。类星体是非常明亮的物体（亮度非常高，相当于甚至超过整个典型星系的亮度），可能是由物质进入活动星系的原子核（可能是超大质量黑洞）而发出的辐射爆发（伽马辐射和X射线的“热点”）。大多数类星体位于或接近星系中心，但有些类星体出现在螺旋星系臂或椭圆星系核心以外的区域。它们最初被发现是由射电望远镜探测到的强烈的无线电波源。现在我们知道，大多数类星体并非伴随着无线电波（不到2%的类星体主要是无线电波源，其中波长区域标志着同步辐射产生的能量），而是更强烈、更短波长的辐射源。这是HST获取的一个（可能还有多个）类星体的光学图像：
这里是西弗特星系的一个非常明亮的中心核心，NGC3516，一个类星体产生一个巨大的光发射（但可能被引力透镜“增强”），伴随着进入一个巨大的黑洞：
从钱德拉X射线天文台监测到的X射线变化中拍摄到的M1000中的一个类星体，显示出：
一个带有相关黑洞的类星体似乎正在从其他区域吸进物质。智利山顶上的ESO望远镜拍摄到的HE 1013-2136类星体，距离地球100亿公升，似乎正在从左侧星系吸入气体：
这对图片显示了可见光（蓝色的明亮）和红外线中的类星体。
强大的类星体qso1zw1，在红外线中看到，也是一个强大的无线电源（轮廓叠加）。
大多数类星体都离我们很远（但最近的一些类星体就在附近），当年轻的宇宙只有目前大小的1/4到1/6时，到达地球的光离开了类星体源。因此，大多数（估计超过75%）类星体形成于宇宙历史的早期，许多类星体，特别是较大的类星体，从那时起要么大大减少（“休眠”，偶尔爆发），要么在今天的时间框架内消失。这个关于类星体历史的广义（平滑）图，无论是从大爆炸以来的时间还是相对于宇宙膨胀大小的星系数量标准化为1（最大值）时，都说明了以下几点：
|类星体出现在宇宙时间和阶段的图，其中每单位体积膨胀的星系数由“相对空间密度”表示。γ
但是，由于黑洞仍然可以在整个宇宙的年轻宇宙学时间形成，可以想象，它们正在产生（通常在几百万年之后）新的类星体。类星体之所以可见，是因为恒星和星际气体在引力作用下被吸进超大质量黑洞时，能量转换产生的光发射。HST观察到了这样的事件，在这张椭圆星系NGC4261的图片中可能是这样的，在这张图片中，环形星云似乎围绕着这样一个黑洞。
黑洞出现在星系外，或是在星系中星体稀疏的区域，由于外来物质的激发，无法吸引足够的物质使其易于被发现。但在没有相应可见体的情况下观察到X射线或伽马射线源时，通常怀疑它们的存在。
黑洞的尺寸各不相同，一般类别中最小的黑洞直径远小于一公里，但其堆积质量相当于约3个太阳质量。（理论表明，微小的黑洞可以小到几厘米，甚至是微小的大小。）巨大的b.h.s可以包含来自数十亿颗恒星和星系物质的质量，其大小超过了我们太阳系的大小。巨大到超大质量的黑洞可能是螺旋星系和其他星系类型中心的惯用状态，它们是由数百万颗恒星和其他物质聚集而成的，就像是向排水沟移动一样。NGC7742是西弗特2型活跃星系，它的HST视图显示了一个大的发光中心区域，在该区域内假设有一个超大质量的黑洞。它明亮的中心可能代表着一个静止的类星体状态，这是由于当恒星螺旋穿过B.H.地平线进入其内部时能量释放的结果；注意到明亮的、炽热的、主要是年轻恒星的环，以及微弱的螺旋臂进一步向外延伸。
最近，通过分析组成球状星团的星群的运动模式和速度，在球状星团中发现了黑洞。这些b.h.估计的质量介于上面提到的小孤立物体和上一段中描述的超大质量物体之间。尽管以下图中有关b.h.质量与恒星组合质量的点的数量仍然很少，但符合直线尺寸的一般趋势是显而易见的：
在最初的假设和后来的发现之后的最初几年里，黑洞几乎被视为一种好奇，在宇宙历史的最初阶段没有任何特殊的重要性。但是，随着发现大多数（如果不是所有）星系的核心都有b.h，天文学家越来越相信它们是星系形成的必要起点，作为核心或核心吸引着最终形成星系的物质。最近关于观测和理论研究的报告提供了两个重要的观点：1）黑洞和中子星在星系的内部或中心部分都更丰富，这一事实与大质量恒星在核心区域更容易形成的观点有关；2）早期宇宙学时间黑洞与形成和发展星系的过程有着明确的共生关系，也就是说，巨大的黑洞可以作为一个成长星系的核心，或者至少有助于将物质聚集成有组织的气体团，并演化成原始星系。
一些黑洞被认为是星系中唯一幸存下来的残余物，它们被完全扫进了星系。其他黑洞可能是在大爆炸的最初几秒钟内形成的。越来越多的迹象表明，超大质量黑洞在宇宙最初的十亿年内就存在了。其中许多要么是B.B.的遗迹，要么是早期超新星的遗迹。在某些方面，黑洞是假设为大爆炸起点的超奇异性的近似值，但它们的有限尺寸为米到几公里，而对于银河系中心的黑洞，则要大得多，这取决于它们的质量（可以是相等的）。t指的是太阳的累积质量，从几亿到几十亿。一类理论上的黑洞代表了集中在10个点的极端密度。-15 米。
推测宇宙未来的结果（取决于最终的膨胀模式） [see page 20-8] ，大约在公元前50年之后，可能是几十亿个黑洞的集合，最终聚集成一个单一的超致密黑洞，最终成为下一个宇宙的奇点（在这个模型中，任何数量的连续宇宙，爆炸和碰撞循环牵引是可行的）。重复宇宙的概念 page 20-10 ）被称为“大崩溃”，或者更通俗地说，被称为“反弹”，指的是B.H.奇点完全崩溃后爆炸的重复。
射线暴
黑洞几乎肯定在所谓的伽玛射线爆发（GRB）中起着作用。这是宇宙中观测到的最强烈和最丰富的能量释放——比大爆炸本身的能量少，但比超新星或类星体释放的能量多。玻璃钢一开始能释放足够的能量，使其发光度计算为10。19 比太阳大。它们的特点是在非常短的时间内产生极端的输出，在峰值时以秒到分钟为单位进行测量。在宇宙中的某个地方每天至少观察到一个GRB，所以它们是相当常见的事件，尽管比超新星的频率要低。
尽管GRB是宇宙中最大的快速释放高能事件，但它在1967年之前还是未知的（有时被误认为是普通的超新星）。它们的发现方式很有趣：地球上的核爆炸释放出大量的伽马射线能量。当时，美国正在寻找探测苏联核试验的方法，因此它在军用卫星上建造并轨道运行伽马射线探测器。由此发现的伽马射线事件都被证明是从地球以外很远的地方发出的。以下是第一批记录之一的情节：
因此，将其与超新星分离的GRB的诊断特征是在非常短的时间内高能伽马射线的优势。GBR可分为两种类型：短脉冲（约2秒）和长脉冲（超过2秒；初始排放量约为20-30秒，少数可延长至1小时）。这一时间尖峰现象在监测此类事件的更复杂的传感器检测到的GRB中观察到。因此，这个例子：
这些GRB使天体物理学家感到困惑。他们最初被认为是在银河系中。事实上，有些星系实际上位于我们的星系中，它们平均每10000年发生一次。一颗名为Beppo Sax的X射线卫星在西北部也观察到了这样一个事件：
但是，出现的频率表明，绝大多数GRB都位于银河系之外的星系中。随着越来越多的观测活动的积累，GRB明显不集中在天空的特定区域，而是随机（各向同性）分布在整个天空中。GRB也随机分布在宇宙中的任何地方（因此从第一个星系（从数千光年到120亿年）以来的整个时间范围内）。许多似乎是遥远的，靠近观察到的宇宙的外部，因此在宇宙的早期历史中是最常见的。这是一张天空地图，显示了康普顿伽马射线观测仪和Beppo Sax探测到的许多较大的GRB。
cgro在收集GRB方面非常有效。突发源和瞬变源实验仪（BATSE）特别适用于GRB的检测。这是一幅发生在几十亿光年之外的事件的图像：
这些GRB事件产生的辐射波长应比伽马射线长。随着对这些事件的研究不断扩大，其他监测不同波长的卫星也在寻找个别事件的踪迹。问题是，在较短的波长下，GRB的证据会迅速减少。然而，当发出警报并确定天空位置时，这些事件会在不同的波长被及时发现。现在，根据经验，这是GRB在一系列波长上的持续时间框架：
这些较低能级能量在较长波长下持续在GRB周围的迹象被归类为一般术语“余辉”。X射线被证明是有用的GRB签名，前提是搜索卫星可以在几天内检查出源区域。X射线辐射会持续几个小时到几天。这是一张GRB的X光照片，它位于附近的一个星系中（有些人将其归类为超新星）：
Beppo-Sax拍摄的图像对GRB的天空测量特别有帮助。上图由两张典型的X射线成像的强度轮廓图像组成；注意2月28日至3月3日之间，强度仅在4天内降低。下面是一对12月15日拍摄的Beppo Sax图像，显示GRB是一个亮点，然后在12月16日余辉逐渐消失。
|来自GRB的X射线信号对。γ
|与GRB相隔一天拍摄的图像，其中由Beppo SAX监控的X射线呈现为可见图像。γ
人们特别注意在可见（光学）波长下寻找GRB，因为它们能够测量红移，通过红移可以估计到光源的近似距离。大约一半的玻璃钢在可见光下发光一周或更长时间。夏威夷的高铁和凯克天文台被指向其他观测卫星报告的目标。这是事件GRB000301C的HST图像。
另一个GRB的地面望远镜成像显示了在第一次探测后21小时（左）和8天（右）在可见光（此处打印为负片）中看到的爆炸。星系大小特征的快速衰退是显而易见的（注意箭头）
射电望远镜虽然没有大量用于此目的，但已经探测并成像了GRB。以下是VLA组制作的一个：
一个非常重要的GRB事件导致了一些有趣的信息，这些信息表明这种现象发生在宇宙早期（并一直持续到现在），有助于确认所涉及的巨大能量。它的大小相当于1亿太阳辐射量。1997年12月14日，CGRO注册了该活动。这个消息被发送给Beppo-Sax操作人员和HST和Keck望远镜，以便尽快找到它。全部成功。这是HST对事件的成像方式：
右图拍摄于1999年1月23日，拍摄时间最长。到2月8日（左图），这个爆发（以不同的尺度显示，在方框中）已经减弱到可见光输出的1/4百万分之一。
当对GRB进行红移距离测量时，发现它离地球约120亿光年，这证明了自大爆炸后不久，GRB很可能已经成为宇宙历史的一部分的推测。它也是在离地球那么远的地方发现的最亮的物体。
因此，大多数GRB事件中发现的模式是伽马射线的快速发射，随着伽马射线逐渐消失，主要的辐射经过X射线、可见光和射电波长，整个序列在不到几个月内就结束了。
GRB非常感兴趣，另一颗专用卫星已被放置在轨道上，以寻找这些和类似的事件。这是赫特，高能瞬态探测器，于2000年10月9日发射。在这里有描述 MIT 站点。其最重要的发现之一是以下四段描述。
GRB的原因仍然是不确定和诱人的。关于吸入中子星及其周围物质爆炸的早期想法受到了质疑（见本页顶部插图中的类似例子）。但是，一个变种假设了一对中子星的作用，如果它们发生碰撞，就会产生巨大的能量释放。另一个假设，被称为帕茨基模型，从一颗超大质量（O型）旋转恒星开始，它坍塌形成一个黑洞，继续在其周围吸引更多的物质，直到一个临界状态需要一个强烈的爆炸产生GRB火球。有一种说法表明能量释放是定向的，类似于脉冲星的光束。还有一些人认为GRB与类星体有关。有一个学派认为它们是超新星（hypernovae）的产物，超新星产生了宇宙中已知的最强大的短时能量释放水平。最近的一个假设仍然采用了一种新的方法——GRB与大星系团相联系，大星系团具有如此强大的引力，它们将星系内部和周围的物质加速到高速，当与星系间物质碰撞时，释放能量伽马射线水平。
上述部分信息摘自2002年12月版《科学美国人》的一篇文章，题为“宇宙中最明亮的爆炸”，作者是N.Gehrels、L.Piro和P.Leonard。这篇文章包含了这个例子，总结了作者对GRB形成的看法：
摘自《科学美国人》，2002年12月
在他们的模型中，类似于其他一些人提出的模型，GRB肯定是相关的爆炸过程，最终会形成黑洞。在一个常见的机制中，一颗大质量恒星以超新星的形式崩塌和爆炸，导致黑洞周围出现一个物质/能量盘；这是一个快速的过程，从这个意义上说，在一个关键的时刻，超新星的出现没有任何明显的可辨别的东西。或者，在很长的一段时间内（数百万年），当两颗相互环绕的中子星最终碰撞时，同样的结果也会发生。“中央引擎”右侧的楔形物符合一个喷射，它以接近光速向外携带GRB中释放的光子。这种物质向外移动，形成“水滴”，追赶并合并，形成内部冲击波，产生伽玛暴。随着时间的推移，随着辐射遇到银河系/星系际介质，高能光子被逐渐变低的能量（由X射线、光和无线电波表示）所取代。最后的结果是余辉会随着时间的推移而消失。
2003年3月29日，赫特在26亿光年远的星系中捕获了一个GRB（赫特暴H2652也被列为GRB 030329和SN2003dh），并将这一事件的发生迅速地送回地球，以至于许多天文台得到了足够快的警报，可以在分钟内将望远镜对准它。尤特。因此，第一次可以监测GRB的早期阶段。这一事件证明是有史以来观测到的最明亮的事件之一。这张HETE数据图显示了事件的主要阶段是多么短暂。
4月22日拍摄的这个GRB的射电望远镜图像显示出向外移动的能量逐渐减少的分布。这似乎证实了物质抛射的“火球”模型（另一种解释是，物质以巨大的气泡抛射[炮弹模型，显然对这一观察无效]。排出的物质以接近光速的速度运动。
光谱数据表明，H2652的初始爆轰过程中含有丰富的激发硅和铁。这些元素将在一颗质量至少是太阳30倍的恒星中产生，它将产生温度和压力，产生核反应，将原子核融合成硅和铁。这些条件有利于“超级超新星”，也就是超新星。天文学家认为，这是大多数（也许全部）GRB产生模式的有力证据。
不用说，GRB继续吸引着宇宙学家，因为它们代表了比大爆炸本身更大、最快的爆炸事件。正如人们更好地理解的那样，它们可能揭示物理过程的作用，只是现在才被粒子物理实验所推测和建议。
碰撞的星星
至少一些GRB和X射线爆发可能是由（通常是两颗）恒星的碰撞造成的（在页面底部查看）。 20-3 对于早期的星系碰撞的回顾）。早在20世纪70年代，天文学家就认为碰撞是罕见的恒星事件。尽管HST或其他天文卫星和地面望远镜尚未观测到实际的碰撞，但与某些恒星结构相关的现象现在已被假设（归因于）在恒星之间的迎面或掠视相遇。
如我们所见，在螺旋星系的臂部或椭圆星系的边缘中的恒星的间距非常大，因此碰撞的概率很低。但是这两种类型的中心核心的恒星分布显示出更近的距离（密度）。在球状星团中发现更高的密度，如47图坎那：
为了了解密度的显著增加，如果计算离太阳25光年的恒星，这个数字将是100，但是如果同样的25 L.Y.体积被设置在球状星团的中心周围，那么这个恒星的数量将上升到大约1000000。这种拥挤意味着这些恒星非常密集，因此能够发生多次碰撞。三个过程使碰撞更可能发生：1）一个叫做“蒸发”的过程，在这个过程中，恒星接近另一个，然后一些恒星被甩出分组，这个分组收缩到一定的密度，使碰撞不可避免；2）引力聚焦，在这个过程中，接近的恒星有它们的路径。轨道发生偏转，两颗恒星现在沿着碰撞的方向运动；3）潮汐捕获，中子星或黑洞会在其中与附近的恒星相连接，并及时将它们吸引到高引力中。
理论家开发了计算机模型来模拟不同的碰撞模式。这里显示了两颗类似太阳的恒星合并时的变化顺序：
碰撞的最终结果取决于以下几个因素：1）是否有直接撞击或相碰；2）碰撞物体之间的相对大小（质量）差异；3）每个物体的最终速度。这个过程可以是一个小时，也可以是几天到几年（快速完成时间是一个原因，而这些事件还没有“实时”观察到）。在20-5页顶部附近显示的7种密度类型中，任何两种都可能发生碰撞。在一些组合中，例如白矮星撞击红巨星，最终结果是两个白矮星（一个是进入的成员；另一个是进入的成员） [红巨星] 由于相互作用而使气体散失，只剩下它的核心，而核心很快演化成新的白矮星，或者说，当第二颗恒星并入其中时，一颗恒星保持相对完整。
在最后一个例子中，结果是现在合并的星对已经获得了相当大的质量。这意味着它现在看起来是一颗更大的恒星，而且由于总质量决定了氢燃料消耗的速度，新的、更亮的恒星会出现，好像它燃烧氢的速度更快，因此看起来寿命更短——因此看起来更年轻。具体情况是：如果两颗恒星，每颗恒星的质量相当于太阳（50亿年前），总烧坏时间为100亿年，碰撞形成一颗质量是太阳质量两倍的恒星，那么现在更明亮的合成恒星的预期寿命将达到8亿年。这似乎是“蓝色散乱”恒星的最好解释——比球状星团中大多数恒星都亮。这在NGC 6397的HST图像中很明显：
2002年11月版的《科学美国人》杂志以迈克尔·沙玛的“恒星碰撞时”为题，对碰撞过程和结果进行了精彩的总结。