Преглед на кодот на Ѕвездена црна дупка

{{Разликување|квазиѕвезда}}
[[Податотека:Artist’s_impression_of_the_black_hole_inside_NGC_300_X-1_(ESO_1004a).jpg|десно|мини| Уметничк толкување за ѕвездена црна дупка (лево) во [[Спирална галаксија|спиралната галаксија]] [[NGC 300]]; таа е поврзана со [[Волф-Рајеова ѕвезда|Волф-Рајеовата ѕвезда]].]]
'''Ѕвездена црна дупка''' (или '''црна дупка со ѕвездена маса''') ― [[црна дупка]] настаната од [[Гравитациски колапс|гравитациониот колапс]] на една [[ѕвезда]].<ref name="CMS1999">{{Наведено списание|last=Celotti|first=A.|last2=Miller|first2=J.C.|last3=Sciama|first3=D.W.|date=1999|title=Astrophysical evidence for the existence of black holes|journal=Classical and Quantum Gravity|volume=16|issue=12A|pages=A3–A21|arxiv=astro-ph/9912186|bibcode=1999CQGra..16A...3C|doi=10.1088/0264-9381/16/12A/301}}</ref> Тие имаат [[Маса (физика)|маси]] кои се движат од околу 5 до неколку десетици [[Сончева маса|сончеви маси]].<ref>{{Cite arXiv |eprint=hep-ph/0511217 |last1=Hughes|first1=Scott A. |title=Trust but verify: The case for astrophysical black holes |date=2005}}</ref> Тие се остатоци од експлозии на [[супернова]], кои може да бидат забележани како вид на [[Гама-изблик|гама-експлозија]]. Овие црни дупки се нарекувани и [[колапсар]]и.

== Својства ==
Според бесконата теорема, [[Црна дупка|црната дупка]] може да има само три основни својства: [[Маса (физика)|маса]], [[електричен полнеж]] и [[Момент на импулсот|аголен импулс]]. Аголниот импулс на ѕвездената црна дупка се должи на зачувувањето на аголниот импулс на [[ѕвездата]] или [[Астрономско тело|телата]] што ја создале.

[[Гравитациски колапс|Гравитациониот колапс]] на една ѕвезда е природна постапка која може да создаде црна дупка. Неизбежно е на крајот од животот на масивна ѕвезда кога ќе се исцрпат сите ѕвездени извори на [[енергија]]. Ако масата на делот од ѕвездата што се распаѓа е под Толман-Опенхајмер-Волкофовата (ТОВ) граница за неутронско-изродена материја, крајниот производ е [[Компактна ѕвезда|збиена ѕвезда]] - или [[бело џуџе]] (за маси под [[Чандрасекарова граница|Чандрасекаровата граница]]) или [[неутронска ѕвезда]] или (хипотетичка) кваркова ѕвезда. Ако ѕвездата што пропаѓа има маса што ја надминува ТОВ-овата граница, здробувањето ќе продолжи се додека не се постигне [[Гравитациска сингуларност|нула волумен]] и не настане црна дупка околу таа точка во [[вселената]].

Максималната маса што може да ја поседува неутронската ѕвезда пред понатамошно колабирање во црна дупка не е целосно разбрана. Во 1939 година, таа била  проценета на 0,7 сончеви маси, наречена ТОВ-ова граница. Во 1996 година, различна проценка ја ставила оваа горна маса во опсег од 1,5 до 3 сончеви маси.<ref>{{Наведено списание|last=Bombaci|first=I.|date=1996|title=The Maximum Mass of a Neutron Star|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=305|pages=871–877|bibcode=1996A&A...305..871B}}</ref> Максималната забележана маса на неутронски ѕвезди е околу {{Сончева маса|2.14}} за [[PSR J0740+6620]] откриено во септември 2019 година.<ref>{{Наведено списание|last=Cromartie|first=H. T.|last2=Fonseca|first2=E.|last3=Ransom|first3=S. M.|last4=Demorest|first4=P. B.|last5=Arzoumanian|first5=Z.|last6=Blumer|first6=H.|last7=Brook|first7=P. R.|last8=DeCesar|first8=M. E.|last9=Dolch|first9=T.|date=2019-09-16|title=Relativistic Shapiro delay measurements of an extremely massive millisecond pulsar|journal=Nature Astronomy|language=en|volume=4|pages=72–76|arxiv=1904.06759|bibcode=2020NatAs...4...72C|doi=10.1038/s41550-019-0880-2|issn=2397-3366}}</ref>

Во теоријата на [[Општа теорија за релативноста|општата релативност]], црна дупка може да постои од која било маса. Колку е помала масата, толку поголема треба да биде густината на материјата за да настане црна дупка. (Видете, на пример, дискусијата во [[Шварцшилдов полупречник|Шварцшилдовиот полупречник]], полупречникот на црната дупка.) Не постојат познати ѕвездени постапки кои можат да создадат црни дупки со маса помала од неколку пати поголема од масата на [[Сонцето]]. Ако постојат толку мали црни дупки, тие најверојатно се [[Примордијална црна дупка|првобитни црни дупки]]. До 2016 година, најголемата позната ѕвездена црна дупка била {{Вред|15.65|1.45}} сончеви маси.<ref>{{Наведено списание|last=Bulik|first=Tomasz|year=2007|title=Black holes go extragalactic|journal=Nature|volume=449|issue=7164|pages=799–801|doi=10.1038/449799a|pmid=17943114|doi-access=free}}</ref> Во септември 2015 година, [[Прво набљудување на гравитациските бранови|вртежна црна дупка од {{Вред|62|4}} сончеви бранови]] била откриена од [[Гравитациски бран|гравитациските бранови]] додека настанала во настанот на спојување на две помали црни дупки.<ref>{{Наведено списание|last=Abbott|first=BP|displayauthors=et al|year=2016|title=Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger|journal=Physical Review Letters|volume=116|issue=6|pages=061102|arxiv=1602.03837|bibcode=2016PhRvL.116f1102A|doi=10.1103/PhysRevLett.116.061102|pmid=26918975}}</ref> Согласно јуни 2020 година, [[Двојна ѕвезда|двојниот систем]] 2MASS J05215658+4359220 бил пријавен<ref name="Thompson2019">{{Наведено списание|last=Thompson|first=Todd|date=1 ноември 2019|title=A noninteracting low-mass black hole–giant star binary system|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.aau4005|journal=Science|volume=366|issue=6465|pages=637–640|arxiv=1806.02751|bibcode=2019Sci...366..637T|doi=10.1126/science.aau4005|pmid=31672898|archive-url=https://web.archive.org/web/20200911063458/https://science.sciencemag.org/content/366/6465/637/tab-pdf|archive-date=11 септември 2020|access-date=9 септември 2024}}</ref> дека е домаќин на црната дупка со најмала маса во моментов позната на науката, со маса од 3,3 сончеви маси и [[пречник]] од само 19,5 километри.

Постојат набљудувачки докази за два други типа на црни дупки, кои се многу помасивни од ѕвездените црни дупки. Тие се [[Црна дупка со средна маса|црни дупки со средна маса]] (во средиштето на [[Збиено ѕвездено јато|збиените јата]]) и [[Супермасивна црна дупка|супермасивни црни дупки]] во средиштето на [[Млечен Пат|Млечниот Пат]] и другите [[галаксии]].

== Рендгенски збиени двојни системи ==
Ѕвездените [[Црна дупка|црни дупки]] во блиските [[Двојна ѕвезда|двојни системи]] се набљудувани кога материјата е префрлена од придружна ѕвезда во црната дупка; [[енергија]]та ослободена во падот кон збиената ѕвезда е толку голема што материјата се загрева до [[Температура|температури]] од неколку стотици милиони степени и зрачи со [[Рендгенска астрономија|рендгенски зраци]]. Црната дупка, според тоа, може да биде набљудувана со [[рендгенски зраци]], додека придружната ѕвезда може да биде набљудувана со [[оптички телескоп]]и. Ослободувањето на енергија за црните дупки и [[Неутронска ѕвезда|неутронските ѕвезди]] е со ист ред на величина. Црните дупки и неутронските ѕвезди затоа честопати е тешко да бидат разликувани.

Добиените маси доаѓаат од набљудување на збиени извори на рендгенски зраци (комбинирање на рендгенски зраци и оптички податоци). Сите идентификувани неутронски ѕвезди имаат маса под 3,0 [[сончеви маси]]; ниту еден од збиените системи со маса над 3,0 сончеви маси не ги прикажува својствата на неутронската ѕвезда. Комбинацијата на овие факти ја прави сè поголема веројатноста дека класата на збиени ѕвезди со маса над 3,0 сончеви маси се всушност црни дупки.

Треба да биде забележано дека овој доказ за постоењето на ѕвездени црни дупки не е целосно набљудувачки, туку се потпира на теоријата: не можеме да биде помислено на друго [[Астрономско тело|тело]] за овие масивни збиени системи во ѕвездените двојни системи освен црна дупка. Директен доказ за постоењето на црна дупка би бил ако некој навистина ја набљудува [[орбита]]та на [[честичка]] (или облак од [[гас]]) што паѓа во црната дупка.

== Удари на црна дупка ==
Големите растојанија над [[Галактичка рамнина|галактичката рамнина]] постигнати од некои двојни ѕвезди се резултат на наталните удари на црната дупка. Распределбата на брзината на наталните удари во црната дупка изгледа слична на онаа на брзините на удари со неутронска ѕвезда. Можело да биде очекувано дека тоа ќе биде моментот кој е ист со црните дупки кои добиваат помала брзина од неутронските ѕвезди поради нивната поголема маса, но се чини дека тоа не е така,<ref>{{Наведено списание|last=Repetto|first=Serena|last2=Davies|first2=Melvyn B.|last3=Sigurdsson|first3=Steinn|year=2012|title=Investigating stellar-mass black hole kicks|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=425|issue=4|pages=2799–2809|arxiv=1203.3077|bibcode=2012MNRAS.425.2799R|doi=10.1111/j.1365-2966.2012.21549.x|doi-access=free}}</ref> што може да се должи на падот- задниот дел на несиметрично исфрлената материја зголемувајќи го импулсот на добиената црна дупка.<ref>{{Наведено списание|last=Janka|first=Hans-Thomas|year=2013|title=Natal kicks of stellar mass black holes by asymmetric mass ejection in fallback supernovae|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=434|issue=2|pages=1355–1361|arxiv=1306.0007|bibcode=2013MNRAS.434.1355J|doi=10.1093/mnras/stt1106|doi-access=free}}</ref>

== Празнини на масата ==
Со некои модели на [[Ѕвезден развој|ѕвездената еволуција]] е предвидувано дека црните дупки со маси во два опсези не можат директно да настанат со [[гравитациски колапс]] на [[ѕвезда]]. Овие понекогаш се разликувани како „долни“ и „горни“ празнини на масата,  приближно ги претставуваат опсегот од 2 до 5 и 50 до 150 [[Сончева маса|сончеви маси]] ({{Сончева маса}}), соодветно.<ref name="LIGO-VIRGO">{{Наведено списание|last=Abbott|first=B. P.|last2=Abbott|first2=R.|last3=Abbott|first3=T. D.|last4=Abraham|first4=S.|last5=Acernese|first5=F.|last6=Ackley|first6=K.|last7=Adams|first7=C.|last8=Adhikari|first8=R. X.|last9=Adya|first9=V. B.|displayauthors=29|year=2019|title=Binary Black Hole Population Properties Inferred from the First and Second Observing Runs of Advanced LIGO and Advanced Virgo|url=https://research-repository.uwa.edu.au/en/publications/binary-black-hole-population-properties-inferred-from-the-first-and-second-observing-runs-of-advanced-ligo-and-advanced-virgo(cb8864fd-5ddc-4f12-b497-22ef19fa7c50).html|journal=The Astrophysical Journal|volume=882|issue=2|pages=L24|arxiv=1811.12940|bibcode=2019ApJ...882L..24A|doi=10.3847/2041-8213/ab3800|archive-url=https://web.archive.org/web/20200911063501/https://research-repository.uwa.edu.au/en/publications/binary-black-hole-population-properties-inferred-from-the-first-a|archive-date=11 септември 2020|access-date=9 септември 2024|doi-access=free}}</ref> Друг опсег даден за горната празнина е 52 до 133 {{Сончева маса}}.<ref name="Woosley2017">{{Наведено списание|last=Woosley|first=S.E.|year=2017|title=Pulsational Pair-instability Supernovae|journal=The Astrophysical Journal|volume=836|issue=2|pages=244|arxiv=1608.08939|bibcode=2017ApJ...836..244W|doi=10.3847/1538-4357/836/2/244|doi-access=free}}</ref> {{Сончева маса|150}} се сметани за горната граница на масата за ѕвездите во сегашната доба на [[универзумот]].<ref name="Figer2005">{{Наведено списание|last=Figer|first=D.F.|year=2005|title=An upper limit to the masses of stars|journal=Nature|volume=434|issue=7030|pages=192–194|arxiv=astro-ph/0503193|bibcode=2005Natur.434..192F|doi=10.1038/nature03293|pmid=15758993}}</ref>

=== Долна празнина на масата ===
Помала празнина на масата е сомневана врз основа на недостаток на набљудувани кандидати со маси во рамките на неколку [[сончеви маси]] над максималната можна маса на [[неутронска ѕвезда]].<ref name="LIGO-VIRGO"/> Постоењето и теоретската основа за овој можен јаз се неизвесни.<ref name="KreidbergBailyn2012">{{Наведено списание|last=Kreidberg|first=Laura|last2=Bailyn|first2=Charles D.|last3=Farr|first3=Will M.|last4=Kalogera|first4=Vicky|year=2012|title=Mass Measurements of Black Holes in X-Ray Transients: Is There a Mass Gap?|journal=The Astrophysical Journal|volume=757|issue=1|pages=36|arxiv=1205.1805|bibcode=2012ApJ...757...36K|doi=10.1088/0004-637X/757/1/36|issn=0004-637X}}</ref> Ситуацијата може да биде сложена од фактот дека сите [[Црна дупка|црни дупки]] пронајдени во овој опсег на маса можеби се создадени преку спојување на системи на [[Двојна ѕвезда|двојни]] неутронски ѕвезди, наместо со колапс на ѕвездите.<ref name="SafarzadehHamers2019">{{Наведено списание|last=Safarzadeh|first=Mohammadtaher|last2=Hamers|first2=Adrian S.|last3=Loeb|first3=Abraham|last4=Berger|first4=Edo|year=2019|title=Formation and Merging of Mass Gap Black Holes in Gravitational-wave Merger Events from Wide Hierarchical Quadruple Systems|journal=The Astrophysical Journal|volume=888|issue=1|pages=L3|arxiv=1911.04495|doi=10.3847/2041-8213/ab5dc8|issn=2041-8213|doi-access=free}}</ref> Соработката меѓу Ласерскиот интерферометар при гравитациско-брановата набљудувачница и интерферометарот „Virgo“, објавила три настани-кандидати меѓу нивните набљудувања на гравитационите бранови во рок O3 со компонентни маси кои паѓаат во овој помала празнина на масата. Пријавено е и набљудување на светла, брзо вртежна [[џиновска ѕвезда]] во двоен систем со невиден придружник кој не емитува [[светлина]], вклучително и [[рендгенски зраци]], но има маса од {{Вред|3.3|+2.8|-0.7}} сончеви маси. Ова е толкувано за да наведува дека може да има многу такви црни дупки со мала маса кои моментално не трошат никаков материјал и затоа се незабележливи преку вообичаениот рендгенски изглед.<ref name="ThompsonKochanek2019">{{Наведено списание|last=Thompson|first=Todd A.|last2=Kochanek|first2=Christopher S.|last3=Stanek|first3=Krzysztof Z.|last4=Badenes|first4=Carles|last5=Post|first5=Richard S.|last6=Jayasinghe|first6=Tharindu|last7=Latham|first7=David W.|last8=Bieryla|first8=Allyson|last9=Esquerdo|first9=Gilbert A.|year=2019|title=A noninteracting low-mass black hole–giant star binary system|journal=Science|volume=366|issue=6465|pages=637–640|arxiv=1806.02751|bibcode=2019Sci...366..637T|doi=10.1126/science.aau4005|issn=0036-8075|pmid=31672898}}</ref>

=== Горна празнина на масата ===
Горна празнина на масата е предвидена со сеопфатни модели на [[Ѕвезден развој|ѕвездената еволуција]] во доцната фаза. Очекувано е дека со зголемување на масата, [[Хиперџин|супермасивните ѕвезди]] ќе стигнат до фаза кога ќе се појави [[Парно нестабилна супернова|супернова со парна нестабилност]], при што [[Создавање на парови|создавањето на парови]], производството на слободни [[електрон]]и и [[позитрон]]и во судирот помеѓу [[Атомско јадро|атомските јадра]] и енергетските [[Гама-зрачење|гама-зраци]], привремено го намалува внатрешниот притисок што го поддржува јадрото на ѕвездата против [[Гравитациски колапс|гравитацискиот колапс]].<ref>{{Наведено списание|last=Rakavy|first=G.|last2=Shaviv|first2=G.|date=јуни 1967|title=Instabilities in Highly Evolved Stellar Models|journal=The Astrophysical Journal|volume=148|pages=803|bibcode=1967ApJ...148..803R|doi=10.1086/149204|doi-access=free}}</ref> Овој пад на притисокот доведува до делумен колапс, што пак предизвикува значително забрзано горење во заминувачка топлинскојадрена експлозија, што резултира со целосно разнесување на ѕвездата без да остави ѕвезден остаток зад себе.<ref>{{Наведено списание|last=Fraley|first=Gary S.|date=1968|title=Supernovae Explosions Induced by Pair-Production Instability|url=https://thesis.library.caltech.edu/9293/1/Fraley_gs_1967.pdf|journal=Astrophysics and Space Science|volume=2|issue=1|pages=96–114|bibcode=1968Ap&SS...2...96F|doi=10.1007/BF00651498|archive-url=https://web.archive.org/web/20191201004915/https://thesis.library.caltech.edu/9293/1/Fraley_gs_1967.pdf|archive-date=1 декември 2019|access-date=9 септември 2024}}</ref>

[[Супернова|Суперновите]] со парна нестабилност можат да се случат само кај [[ѕвезди]] со масен опсег од околу 130 до 250 сончеви  маси ({{Сончева маса}}) и ниска до умерена [[металичност]] (мало изобилство на други [[елементи]] освен [[водород]] и [[хелиум]] - ситуација вообичаена кај [[Ѕвездено население|ѕвездите од населението III]]). Сепак, очекувано е оваа празнина на масата да биде проширена на околу 45 сончеви маси со постапката на губење на пулсирачката маса со парна нестабилност, пред да се појави „нормална“ експлозија на супернова и колапс на [[Ѕвездено јадро|јадрото]].<ref name="FarmerRenzo2019">{{Наведено списание|last=Farmer|first=R.|last2=Renzo|first2=M.|last3=de Mink|first3=S. E.|author-link3=Селма де Минк|last4=Marchant|first4=P.|last5=Justham|first5=S.|year=2019|title=Mind the Gap: The Location of the Lower Edge of the Pair-instability Supernova Black Hole Mass Gap|url=https://pure.uva.nl/ws/files/44945808/Mind_the_Gap.pdf|journal=The Astrophysical Journal|volume=887|issue=1|pages=53|arxiv=1910.12874|bibcode=2019ApJ...887...53F|doi=10.3847/1538-4357/ab518b|issn=1538-4357|archive-url=https://web.archive.org/web/20200506070134/https://pure.uva.nl/ws/files/44945808/Mind_the_Gap.pdf|archive-date=6 мај 2020|access-date=9 септември 2024|doi-access=free}}</ref> Кај невртежните ѕвезди, долната граница на горната празнина на масата може да биде висока до 60 {{Сончева маса}}.<ref name="Mapelli2020">{{Наведено списание|last=Mapelli|first=M.|last2=Spera|first2=M.|last3=Montanari|first3=E.|last4=Limongi|first4=M.|last5=Chieffi|first5=A.|last6=Giacobbo|first6=N.|last7=Bressan|first7=A.|last8=Bouffanais|first8=Y.|year=2020|title=Impact of the Rotation and Compactness of Progenitors on the Mass of Black Holes|journal=The Astrophysical Journal|volume=888|issue=2|pages=76|arxiv=1909.01371|bibcode=2020ApJ...888...76M|doi=10.3847/1538-4357/ab584d|doi-access=free}}</ref> Разгледана е можноста за директен колапс во црни дупки на ѕвезди со маса на јадрото > 133 {{Сончева маса}}, за која е потребна вкупна ѕвездена маса од > 260 {{Сончева маса}} , но можеби има мали шанси да биде набљудуван [[остаток од супернова]] со таква висока маса; т.е. долната граница на горната празнина на масата, може да претставува прекин на масата.<ref name="Woosley2017"/>

Набљудувањата на системот LB-1 на ѕвезда и невиден придружник првично биле толкувани во однос на црна дупка со маса од околу 70 сончеви маси, што би било исклучено со горната празнинан на масата. Сепак, понатамошните истраги го ослабнале ова тврдење.

Црните дупки може да бидат најдени и во празнината на масата преку механизми различни од оние што вклучуваат една ѕвезда, како што е спојувањето на црните дупки.

== Кандидати ==
Нашата [[галаксија]] [[Млечен Пат]] содржи неколку кандидати за ѕвездени [[Црна дупка|црни дупки]] кои се поблиску до нас од супермасивната црна дупка во подрачјето на [[Стрелец A*|галактичкото средиште]]. Повеќето од овие кандидати се членови на рендгенски двојни системи во кои збиеното тело ја црпи материјата од својот партнер преку [[насобирачки диск]]. Веројатните црни дупки во овие парови се движат од три до повеќе од десетина [[Сончева маса|сончеви маси]].<ref>{{Наведено списание|last=Casares|first=Jorge|year=2006|title=Observational evidence for stellar-mass black holes|journal=Proceedings of the International Astronomical Union|volume=2|pages=3–12|arxiv=astro-ph/0612312|doi=10.1017/S1743921307004590}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Garcia|first=M.R.|displayauthors=etal|year=2003|title=Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae|journal=Astrophys. J.|volume=591|pages=388–396|arxiv=astro-ph/0302230|doi=10.1086/375218}}</ref><ref>{{Cite arXiv |eprint = astro-ph/0306213|last1 = McClintock|first1 = Jeffrey E.|last2 = Remillard|first2 = Ronald A.|title = Black Hole Binaries|year = 2003}}</ref>
{| class="wikitable sortable"
! rowspan="2" |Име
! colspan="2" |Маса ([[Сончева маса|сончеви маси]])
! rowspan="2" |[[Орбитален период]]<br />(денови)
! rowspan="2" style="line-height:120%" |Растојание од Земјата ([[Светлосна година|светлосни години]])
! rowspan="2" |Небесни координати<ref name="ReferenceA">Коордимнатите од [[Меѓународен небесен координатен систем|МНКС]] се обезбедени од [[SIMBAD]]. Формат: [[ректасцензија]] (hh:mm:ss) ±[[Деклинација (астрономија)|деклинација]] (dd:mm:ss).</ref>
|-
!Кандидат [[црна дупка]]
!Придружник
|-
|[[Гаја BH3]]
|32.70&nbsp;±&nbsp;0.82
|0.76&nbsp;±&nbsp;0.05
|4,253.1&nbsp;±&nbsp;98.5
|{{0}}1926
|19:39:19&nbsp;+14:55:54
|-
|[[Лебед X-1|Cyg X-1]]
|21.2 ± 2.2<ref name=":0">{{Наведено списание|last=Miller-Jones|first=James C. A.|last2=Bahramian|first2=Arash|last3=Orosz|first3=Jerome A.|last4=Mandel|first4=Ilya|last5=Gou|first5=Lijun|last6=Maccarone|first6=Thomas J.|last7=Neijssel|first7=Coenraad J.|last8=Zhao|first8=Xueshan|last9=Ziółkowski|first9=Janusz|date=5 март 2021|title=Cygnus X-1 contains a 21–solar mass black hole—Implications for massive star winds|journal=Science|volume=371|issue=6533|pages=1046–1049|arxiv=2102.09091|bibcode=2021Sci...371.1046M|doi=10.1126/science.abb3363|pmid=33602863}}</ref>
|{{Вред|40.6|7.7|-7.1}}<ref name=":0" />
|5.6
|{{0}}6000...8000
|19:58:22 +35:12:06
|-
|[[GRS 1915+105]]/V1487 Орел
|14&nbsp;±&nbsp;4.0
|≈1
|33.5
|40000
|19:15:12 +10:56:44
|-
|[[V404 Лебед]]
|12&nbsp;±&nbsp;2
|6.0
|6.5
|{{0}}7800&nbsp;±&nbsp;460<ref>{{Наведено списание|last=Miller-Jones, J. A. C.|last2=Jonker|last3=Dhawan|year=2009|title=The first accurate parallax distance to a black hole|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=706|issue=2|page=L230|arxiv=0910.5253|bibcode=2009ApJ...706L.230M|doi=10.1088/0004-637X/706/2/L230}}</ref>
|20:24:04 +33:52:03
|-
|[[A0620-00]]/V616 Еднорог
|11&nbsp;±&nbsp;2
|2.6–2.8
|0.33
|{{0}}3500
|06:22:44 −00:20:45
|-
|[[XTE J1650-500]]
|9.7&nbsp;±&nbsp;1.6<ref>{{Наведено списание|last=Shaposhnikov|first=N.|last2=Titarchuk|first2=L.|date=2009|title=Determination of Black Hole Masses in Galactic Black Hole Binaries using Scaling of Spectral and Variability Characteristics|journal=The Astrophysical Journal|volume=699|issue=1|pages=453–468|arxiv=0902.2852v1|bibcode=2009ApJ...699..453S|doi=10.1088/0004-637X/699/1/453}}</ref>
|5–10
|0.32<ref>{{Наведено списание|last=Orosz|first=J.A.|last2=McClintock|first2=J.E.|last3=Remillard|first3=R.A.|last4=Corbel|first4=S.|displayauthors=1|date=2004|title=Orbital Parameters for the Black Hole Binary XTE J1650–500|journal=The Astrophysical Journal|volume=616|issue=1|pages=376–382|arxiv=astro-ph/0404343|bibcode=2004ApJ...616..376O|doi=10.1086/424892}}</ref>
|10763
|16:50:01 −49:57:45
|-
|[[Гаја BH1]]
|9.62&nbsp;±&nbsp;0.18
|0.93&nbsp;±&nbsp;0.05
|185.59&nbsp;±&nbsp;0.05
|{{0}}1560
|17:28:41 −00:34:52
|-
|[[XTE J1550-564]]/V381 Рамнило
|9.6&nbsp;±&nbsp;1.2
|6.0...7.5
|1.5
|17000
|15:50:59 −56:28:36
|-
|[[4U 1543-475]]/IL Волк
|9.4&nbsp;±&nbsp;1.0
|0.25
|1.1
|24000
|15:47:09 −47:40:10
|-
|[[Гаја BH2]]
|8.94&nbsp;±&nbsp;0.34
|1.07&nbsp;±&nbsp;0.19
|1,276.7&nbsp;±&nbsp;0.6
|{{0}}3800
|13:50:17 −59:14:20
|-
|[[MAXI J1305-704]]<ref>{{Наведено списание|last=Mata Sánchez|first=D.|last2=Rau|first2=A.|last3=Álvarez Hernández|first3=A.|last4=van Grunsven|first4=T. F. J.|last5=Torres|first5=M. A. P.|last6=Jonker|first6=P. G.|date=2021-09-01|title=Dynamical confirmation of a stellar mass black hole in the transient X-ray dipping binary MAXI J1305-704|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=506|issue=1|pages=581–594|arxiv=2104.07042|bibcode=2021MNRAS.506..581M|doi=10.1093/mnras/stab1714|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref>
|{{Вред|8.9|1.6|-1.0}}
|0.43&nbsp;±&nbsp;0.16
|0.394&nbsp;±&nbsp;0.004
|24500
|13:06:55 −70:27:05
|-
|[[BW Circini|GS 1354-64 (BW Шестар)]]<ref>{{Наведено списание|last=Casares|first=J.|last2=Orosz|first2=J. A.|last3=Zurita|first3=C.|last4=Shahbaz|first4=T.|last5=Corral-Santana|first5=J. M.|last6=McClintock|first6=J. E.|last7=Garcia|first7=M. R.|last8=Martínez-Pais|first8=I. G.|last9=Charles|first9=P. A.|date=2009-03-01|title=Refined Orbital Solution and Quiescent Variability in the Black Hole Transient GS 1354-64 (= BW Cir)|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJS..181..238C|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=181|issue=1|pages=238–243|bibcode=2009ApJS..181..238C|doi=10.1088/0067-0049/181/1/238|issn=0067-0049}}</ref>
|7.9&nbsp;±&nbsp;0.5
|1.1&nbsp;±&nbsp;0.1
|2.5445
|>81500
|13:58:10 −64:44:06
|-
|[[XTE J1859+226|XTE J1859+226 (V406 Лисица)]]<ref>{{Наведено списание|last=Yanes-Rizo|first=I. V.|last2=Torres|first2=M. A. P.|last3=Casares|first3=J.|last4=Motta|first4=S. E.|last5=Muñoz-Darias|first5=T.|last6=Rodríguez-Gil|first6=P.|last7=Armas Padilla|first7=M.|last8=Jiménez-Ibarra|first8=F.|last9=Jonker|first9=P. G.|date=2022-11-01|title=A refined dynamical mass for the black hole in the X-ray transient XTE J1859+226|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=517|issue=1|pages=1476–1482|arxiv=2209.10395|bibcode=2022MNRAS.517.1476Y|doi=10.1093/mnras/stac2719|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref>
|7.8&nbsp;±&nbsp;1.9
|0.55&nbsp;±&nbsp;0.16
|0.276&nbsp;±&nbsp;0.003
|
|18:58:42 +22:39:29
|-
|[[HD 130298]]<ref>{{Наведено списание|last=Mahy|first=L.|last2=Sana|first2=H.|last3=Shenar|first3=T.|last4=Sen|first4=K.|last5=Langer|first5=N.|last6=Marchant|first6=P.|last7=Abdul-Masih|first7=M.|last8=Banyard|first8=G.|last9=Bodensteiner|first9=J.|date=2022-08-01|title=Identifying quiescent compact objects in massive Galactic single-lined spectroscopic binaries|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022A&A...664A.159M|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=664|pages=A159|arxiv=2207.07752|bibcode=2022A&A...664A.159M|doi=10.1051/0004-6361/202243147|issn=0004-6361}}</ref>
|>7.7&nbsp;±&nbsp;1.5
|24.2&nbsp;±&nbsp;3.8
|14.60
|{{0}}7910
|14:49:34 −56:25:38
|-
|[[NGC 3201 21859|NGC 3201 #21859]]<ref name=":1">{{Наведено списание|last=Giesers|first=Benjamin|last2=Kamann|first2=Sebastian|last3=Dreizler|first3=Stefan|last4=Husser|first4=Tim-Oliver|last5=Askar|first5=Abbas|last6=Göttgens|first6=Fabian|last7=Brinchmann|first7=Jarle|last8=Latour|first8=Marilyn|last9=Weilbacher|first9=Peter M.|date=2019-12-01|title=A stellar census in globular clusters with MUSE: Binaries in NGC 3201|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019A&A...632A...3G|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=632|pages=A3|arxiv=1909.04050|bibcode=2019A&A...632A...3G|doi=10.1051/0004-6361/201936203|issn=0004-6361}}</ref><ref name=":2">{{Наведено списание|last=Rodriguez|first=Carl L.|date=2023-04-01|title=Constraints on the Cosmological Coupling of Black Holes from the Globular Cluster NGC 3201|journal=The Astrophysical Journal|volume=947|issue=1|pages=L12|arxiv=2302.12386|bibcode=2023ApJ...947L..12R|doi=10.3847/2041-8213/acc9b6|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>
|7.68&nbsp;±&nbsp;0.50
|0.61&nbsp;±&nbsp;0.05
|2.2422&nbsp;±&nbsp;0.0001
|15700
|10:17:39 −46:24:25
|-
|[[GS 2000+25]]/QZ Лисица
|7.5&nbsp;±&nbsp;0.3
|4.9...5.1
|0.35
|{{0}}8800
|20:02:50 +25:14:11
|-
|[[V4641 Стрелец|XTE J1819-254]]/V4641 Стрелец
|7.1&nbsp;±&nbsp;0.3
|5...8
|2.82
|24000...40000<ref>{{Наведено списание|last=Orosz|displayauthors=etal|year=2001|title=A Black Hole in the Superluminal source SAX J1819.3-2525 (V4641 Sgr)|journal=The Astrophysical Journal|volume=555|issue=1|pages=489|arxiv=astro-ph/0103045v1|bibcode=2001ApJ...555..489O|doi=10.1086/321442}}</ref>
|18:19:22 −25:24:25
|-
|[[LB-1]] (спорна)<ref name="Shenar_etal_2020">{{Наведено списание|last=Shenar, T.|last2=Bodensteiner, J.|last3=Abdul-Masih, M.|last4=Fabry, M.|last5=Marchant, P.|last6=Banyard, G.|last7=Bowman, D. M.|last8=Dsilva, K.|last9=Hawcroft, C.|date=јули 2020|title=The 'hidden' companion in LB-1 unveiled by spectral disentangling|journal=Astronomy and Astrophysics|type=Letter to the Editor|volume=630|pages=L6|arxiv=2004.12882|bibcode=2020A&A...639L...6S|doi=10.1051/0004-6361/202038275|doi-access=free}}</ref>
|7&nbsp;±&nbsp;2<ref name="Shenar_etal_2020" />
|1.5&nbsp;±&nbsp;0.4<ref name="Shenar_etal_2020" />
|78.7999&nbsp;±&nbsp;0.0097<ref name="Shenar_etal_2020" />
|15000<ref name="EA-20191127a">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.eurekalert.org/pub_releases/2019-11/caos-cao112519.php|title=Chinese Academy of Sciences leads discovery of unpredicted stellar black hole|last=Chinese Academy of Science|authorlink=Chinese Academy of Science|date=27 ноември 2019|work=[[EurekAlert!]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20191128233834/https://www.eurekalert.org/pub_releases/2019-11/caos-cao112519.php|archive-date=28 ноември 2019|accessdate=9 септември 2024}}</ref>
|06:11:49&nbsp;+22:49:32<ref name="NAT-20191127">{{Наведено списание|last=Liu, Jifeng|displayauthors=et al.|date=27 ноември 2019|title=A wide star–black-hole binary system from radial-velocity measurements|journal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=575|issue=7784|pages=618–621|arxiv=1911.11989|bibcode=2019Natur.575..618L|doi=10.1038/s41586-019-1766-2|pmid=31776491}}</ref>
|-
|[[GRS 1124-683]]/Нова Мува 1991/GU Мува
|7.0&nbsp;±&nbsp;0.6
|
|0.43
|17000
|11:26:27 −68:40:32
|-
|[[H 1705-25]]/Нов Змијоносец 1977/V2107 Змијоносец<ref>{{Наведено списание|last=Dashwood Brown|first=Cordelia|last2=Gandhi|first2=Poshak|last3=Zhao|first3=Yue|date=2024-01-01|title=On the natal kick of the black hole X-ray binary H 1705-250|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=527|issue=1|pages=L82–L87|arxiv=2310.11492|bibcode=2024MNRAS.527L..82D|doi=10.1093/mnrasl/slad151|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref>
|6.95&nbsp;±&nbsp;1.35<ref>{{Наведено списание|last=Remillard|first=Ronald A.|last2=McClintock|first2=Jeffrey E.|date=2006-09-01|title=X-Ray Properties of Black-Hole Binaries|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006ARA&A..44...49R|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=44|issue=1|pages=49–92|arxiv=astro-ph/0606352|bibcode=2006ARA&A..44...49R|doi=10.1146/annurev.astro.44.051905.092532|issn=0066-4146}}</ref>
|0.34&nbsp;±&nbsp;0.08
|0.52125
|
|17:08:15 −25:05:30
|-
|[[XTE J1118+480]]/KV UMa
|6.8&nbsp;±&nbsp;0.4
|6...6.5
|0.17
|{{0}}6200
|11:18:11 +48:02:13
|-
|[[MAXI J1820+070]]<ref>{{Наведено списание|last=Mikołajewska|first=Joanna|last2=Zdziarski|first2=Andrzej A.|last3=Ziółkowski|first3=Janusz|last4=Torres|first4=Manuel A. P.|last5=Casares|first5=Jorge|date=2022-05-01|title=The Donor of the Black Hole X-Ray Binary MAXI J1820+070|journal=The Astrophysical Journal|volume=930|issue=1|pages=9|arxiv=2201.13201|bibcode=2022ApJ...930....9M|doi=10.3847/1538-4357/ac6099|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>
|{{Вред|6.75|0.64|-0.46}}
|0.49&nbsp;±&nbsp;0.1
|0.68549&nbsp;±&nbsp;0.00001
|{{0}}9800
|18:20:22 +07:11:07
|-
|[[GRO J1655-40]]/V1033 Sco
|6.3&nbsp;±&nbsp;0.3
|2.6...2.8
|2.8
|{{0}}5000...11000
|16:54:00 −39:50:45
|-
|[[GX 339-4]]/V821 Олтар
|5.8
|5...6
|1.75
|15000
|17:02:50 −48:47:23
|-
|[[GRO J1719-24]]
|{{Подредување|5|≥4.9}}
|≈1.6
|веројатно 0.6<ref name="Masetti1996">{{Наведување|last=Masetti|first=N.|last2=Bianchini|first2=A.|last3=Bonibaker|first3=J.|last4=della Valle|first4=M.|last5=Vio|first5=R.|title=The superhump phenomenon in GRS 1716-249 (=X-Ray Nova Ophiuchi 1993)|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=314|date=1996|pages=123|bibcode=1996A&A...314..123M}}</ref>
|{{0}}8500
|17:19:37 −25:01:03
|-
|[[NGC 3201 12560|NGC 3201 #12560]]<ref name=":1" /><ref name=":2" />
|4.53&nbsp;±&nbsp;0.21
|0.81&nbsp;±&nbsp;0.05
|167.01&nbsp;±&nbsp;0.09
|15700
|10:17:37 −46:24:55
|-
|[[GRS 1009-45]]&nbsp;/<br /><br />Ново Едро 1993/MM Едро<ref>{{Наведено списание|last=Filippenko|first=Alexei V.|last2=Leonard|first2=Douglas C.|last3=Matheson|first3=Thomas|last4=Li|first4=Weidong|last5=Moran|first5=Edward C.|last6=Riess|first6=Adam G.|date=1999-08-01|title=A Black Hole in the X-Ray Nova Velorum 1993|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1999PASP..111..969F|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=111|issue=762|pages=969–979|arxiv=astro-ph/9904271|bibcode=1999PASP..111..969F|doi=10.1086/316413|issn=0004-6280}}</ref>
|4.3&nbsp;±&nbsp;0.1
|0.5...0.65
|0.285206&nbsp;±<br /><br />0.0000014
|17200
|10:13:36 −45:04:33
|-
|[[GRO J0422+32]]/V518 Per
|4&nbsp;±&nbsp;1
|1.1
|0.21
|{{0}}8500
|04:21:43 +32:54:27
|}

=== Вонгалактички ===
Кандидатите надвор од нашата галаксија доаѓаат од забележувања на [[гравитациски бран]]ови:
{| class="wikitable sortable"
|+Надвор од нашата галаксија
!Име
!Маса на кандидатот [[црна дупка]]<br />([[Сончева маса|сончеви маси]])
!Маса на придружникот<br />(сончеви маси)
![[Орбитален период]]<br />(денови)
!Растојание од Земјата<br />([[Светлосна година|светлосни години]])
!Местоположба
|-
|[[GW190521]] ({{Вред|155|17|11}}) {{Сончева маса}}
|{{Вред|78|9|-5}}<ref name="Gayathri+2020">{{cite arXiv |eprint=2009.05461 |class=astro-ph.HE |author=Gayathri, V. |title=GW190521 as a Highly Eccentric Black Hole Merger |display-authors=et al. |year=2020}}</ref>
|{{Вред|78|9|-5}}<ref name="Gayathri+2020" />
|
|
|
|-
|[[GW150914]] (62&nbsp;±&nbsp;4) {{Сончева маса}}
|36&nbsp;±&nbsp;4
|29&nbsp;±&nbsp;4
|.
|1.3&nbsp;милијарда
|
|-
|[[GW170104]] (48.7&nbsp;±&nbsp;5) {{Сончева маса}}
|31.2&nbsp;±&nbsp;7
|19.4&nbsp;±&nbsp;6
|.
|1.4&nbsp;милијарда
|
|-
|[[GW170814]] ({{Вред|53.2|3.2|2.5}}) {{Сончева маса}}
|{{Вред|30.5|5.7|-3.0}}
|{{Вред|25.3|2.8|-4.2}}
|
|1.8&nbsp;милијарда
|
|-
|[[GW190412]]
|29.7
|8.4
|
|2.4&nbsp;милијарди
|
|-
|[[GW190814]]
|22.2–24.3
|2.50–2.67
|
|
|
|-
|[[GW151226]] (21.8&nbsp;±&nbsp;3.5) {{Сончева маса}}
|14.2&nbsp;±&nbsp;6
|7.5&nbsp;±&nbsp;2.3
|.
|2.9&nbsp;милијарди
|
|-
|[[GW170608]]
|{{Вред|12|7|-2}}
|7&nbsp;±&nbsp;2
|
|1.1&nbsp;милијарда
|
|}
Кандидати надвор од нашата галаксија од рендгенски двојни ѕвезди:
{| class="wikitable sortable"
!Име
! Галаксија домаќин
!Маса на кандидатот [[црна дупка]]<br />([[Сончева маса|сончеви маси]])
!Маса на придружникот<br />(сончеви маси)
![[Орбитален период]]<br />(денови)
!Растојание од Земјата<br />([[Светлосна година|светлосни години]])
|-
| [[IC 10 X-1]]<ref>{{Наведено списание|last=Laycock|first=Silas G. T.|last2=Cappallo|first2=Rigel C.|last3=Moro|first3=Matthew J.|date=2015-01-01|title=Chandra and XMM monitoring of the black hole X-ray binary IC 10 X-1|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=446|issue=2|pages=1399–1410|arxiv=1410.3417|bibcode=2015MNRAS.446.1399L|doi=10.1093/mnras/stu2151|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref>
| [[IC 10|IC10]]
| ≥23.1&nbsp;±&nbsp;2.1
| ≥17
| 1,45175
| 2.15&nbsp;милиони
|-
| [[NGC 300 X-1]]<ref>{{Наведено списание|last=Binder|first=Breanna A.|last2=Sy|first2=Janelle M.|last3=Eracleous|first3=Michael|last4=Christodoulou|first4=Dimitris M.|last5=Bhattacharya|first5=Sayantan|last6=Cappallo|first6=Rigel|last7=Laycock|first7=Silas|last8=Plucinsky|first8=Paul P.|last9=Williams|first9=Benjamin F.|date=2021-03-01|title=The Wolf-Rayet + Black Hole Binary NGC 300 X-1: What is the Mass of the Black Hole?|journal=The Astrophysical Journal|volume=910|issue=1|pages=74|arxiv=2102.07065|bibcode=2021ApJ...910...74B|doi=10.3847/1538-4357/abe6a9|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref>
| [[NGC 300]]
| 17&nbsp;±&nbsp;4
| {{Вред|26|7|-5}} 
| 1,3663375
| 6.5&nbsp;милиони
|-
| [[М33 Х-7]]
| [[Триаголник (галаксија)|Триаголоник]]
| 15.65&nbsp;±&nbsp;1.45
| 70&nbsp;±&nbsp;6.9
| 3,45301&nbsp;±&nbsp;0,00002
| 2.7&nbsp;милион
|-
| [[LMC X-1]] <ref>{{Наведено списание|last=Orosz|first=Jerome A.|last2=Steeghs|first2=Danny|last3=McClintock|first3=Jeffrey E.|last4=Torres|first4=Manuel A. P.|last5=Bochkov|first5=Ivan|last6=Gou|first6=Lijun|last7=Narayan|first7=Ramesh|last8=Blaschak|first8=Michael|last9=Levine|first9=Alan M.|date=2009-05-01|title=A New Dynamical Model for the Black Hole Binary LMC X-1|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...697..573O|journal=The Astrophysical Journal|volume=697|issue=1|pages=573–591|arxiv=0810.3447|bibcode=2009ApJ...697..573O|doi=10.1088/0004-637X/697/1/573|issn=0004-637X}}</ref>
| [[Голем Магеланов Облак]]
| 10.91&nbsp;±&nbsp;1.41
| 31,79&nbsp;±&nbsp;3.48
| 3,9094&nbsp;±&nbsp;0,0008
| 180.000<ref>{{Наведено списание|last=Haardt|first=F.|last2=Galli|first2=M. R.|last3=Treves|first3=A.|last4=Chiappetti|first4=L.|last5=Dal Fiume|first5=D.|last6=Corongiu|first6=A.|last7=Belloni|first7=T.|last8=Frontera|first8=F.|last9=Kuulkers|first9=E.|date=2001-03-01|title=Broadband X-Ray Spectra of the Persistent Black Hole Candidates LMC X-1 and LMC X-3|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJS..133..187H|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=133|issue=1|pages=187–193|arxiv=astro-ph/0009231|bibcode=2001ApJS..133..187H|doi=10.1086/319186|issn=0067-0049}}</ref>
|-
| [[LMC X-3]]<ref>{{Наведено списание|last=Orosz|first=Jerome A.|last2=Steiner|first2=James F.|last3=McClintock|first3=Jeffrey E.|last4=Buxton|first4=Michelle M.|last5=Bailyn|first5=Charles D.|last6=Steeghs|first6=Danny|last7=Guberman|first7=Alec|last8=Torres|first8=Manuel A. P.|date=2014-10-01|title=The Mass of the Black Hole in LMC X-3|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ...794..154O|journal=The Astrophysical Journal|volume=794|issue=2|pages=154|arxiv=1402.0085|bibcode=2014ApJ...794..154O|doi=10.1088/0004-637X/794/2/154|issn=0004-637X}}</ref>
| Голем Магеланов Облак
| 6.98&nbsp;±&nbsp;0,56
| 3.63&nbsp;±&nbsp;0,57
| 1,704808
| 157.000
|}
Исчезнувањето на [[N6946-BH1]] по [[Неуспешна супернова|неуспешната супернова]] во [[NGC 6946]] можеби резултирало со настанување на црна дупка.<ref name="adams">{{Наведен arXiv|last1=Adams|title=The search for failed supernovae with the Large Binocular Telescope: conformation of a disappearing star|eprint=1609.01283v1}}</ref>

== Поврзано ==

* [[Црните дупки во фикцијата]]
* [[Супермасивна црна дупка]]
* [[Отпадничка црна дупка]]
* [[Првобитна црна дупка]]

== Наводи ==
{{Наводи}}

== Надворешни врски ==
{{Wiktionarypar|колапсар}}

* [http://www.hubblesite.org/go/blackholes Црни дупки: Немилосрдното влечење на гравитацијата] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20080517091731/http://hubblesite.org/go/blackholes|date=17 мај 2008}} Наградувана интерактивна мултимедијална мрежна страница за физиката и астрономијата на црните дупки од Научниот институт за вселенски телескопи
* [https://web.archive.org/web/20021028112105/http://mintaka.sdsu.edu/faculty/orosz/web/ Дијаграми на црни дупки]
* {{cite journal|last1=Ziółkowski|first1=Janusz|year=2003|title=Black Hole Candidates|journal=Frontier Objects in Astrophysics and Particle Physics|pages=411|arxiv=astro-ph/0307307|bibcode=2003foap.conf..411Z}}
* [http://newswise.com/articles/view/534422/ Најтешката ѕвездена црна дупка откриена во блиската галаксија, Newswise, 17-октомври-2007]
{{Црни дупки}}
{{Ѕвезда}}

[[Категорија:Ѕвездени црни дупки]]
[[Категорија:Компактни ѕвезди]]
[[Категорија:Црни дупки]]