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Agujero negro de colapso directo

Impresión artística sobre la formación de una semilla masiva de agujero negro a través del canal directo del agujero negro. [1]

Los agujeros negros de colapso directo ( DCBH, por sus siglas en inglés) son semillas de agujeros negros de gran masa que se forman a partir del colapso directo de una gran cantidad de material. [2] [3] [4] [5] Supuestamente se formaron dentro del rango de corrimiento al rojo z = 15–30, [6] cuando el Universo tenía entre 100 y 250 millones de años. A diferencia de las semillas formadas a partir de la primera población de estrellas (también conocidas como estrellas de Población III ), las semillas de agujeros negros de colapso directo se forman mediante una inestabilidad relativista general directa. Son muy masivos, con una masa típica en el momento de la formación de ~10 5  M ☉ . [3] [7] Esta categoría de semillas de agujeros negros se propuso originalmente teóricamente para aliviar el desafío de construir agujeros negros supermasivos que ya tienen un corrimiento al rojo z~7, como lo han confirmado numerosas observaciones hasta la fecha. [1] [8] [9] [10] [11]

Formación

Los agujeros negros de colapso directo (DCBH) son semillas masivas de agujeros negros que, según la teoría, se formaron en el Universo de alto corrimiento al rojo y con masas típicas en la formación de ~10 5  M ☉ , pero abarcando entre10 4  M ☉ y10 6  M ☉ . Las condiciones físicas ambientales para formar un DCBH (a diferencia de un cúmulo de estrellas ) son las siguientes: [3] [4]

  1. Gas libre de metales (gas que contiene únicamente hidrógeno y helio ).
  2. Gas de refrigeración atómica.
  3. Un flujo suficientemente grande de fotones de Lyman-Werner para destruir las moléculas de hidrógeno, que son refrigerantes de gases muy eficientes. [12] [13]

Las condiciones anteriores son necesarias para evitar el enfriamiento del gas y, por tanto, la fragmentación de la nube de gas primordial. Incapaz de fragmentarse y formar estrellas, la nube de gas sufre un colapso gravitacional de toda la estructura, alcanzando una densidad de materia extremadamente alta en su núcleo, del orden de ~10 7 g/cm 3 . [14] A esta densidad, el objeto sufre una inestabilidad relativista general, [14] que conduce a la formación de un agujero negro de una masa típica ~10 5  M ☉ y hasta 1 millón de M ☉ . La aparición de la inestabilidad relativista general, así como la ausencia de la fase estelar intermedia, llevaron a la denominación de agujero negro de colapso directo. En otras palabras, estos objetos colapsan directamente de la nube de gas primordial, no de un progenitor estelar como prescriben los modelos estándar de agujeros negros. [15]

Una simulación por computadora presentada en julio de 2022 mostró que un halo en la rara convergencia de fuertes flujos de acreción fríos puede crear semillas de agujeros negros masivos sin la necesidad de fondos ultravioleta, movimientos de corrientes supersónicas o incluso enfriamiento atómico. Los flujos fríos produjeron turbulencias en el halo, lo que suprimió la formación de estrellas. En la simulación, no se formaron estrellas en el halo hasta que creció a 40 millones de masas solares con un desplazamiento al rojo de 25,7, cuando la gravedad del halo finalmente pudo superar la turbulencia; El halo luego colapsó y formó dos estrellas supermasivas que murieron como DCBH de31.000 y40.000M☉  .​​ [16] [17]

Demografía

Generalmente se piensa que los agujeros negros de colapso directo son objetos extremadamente raros en el Universo de alto corrimiento al rojo, porque las tres condiciones fundamentales para su formación (ver arriba en la sección Formación) son difíciles de cumplir todas juntas en la misma nube de gas. [18] [19] Las simulaciones cosmológicas actuales sugieren que los DCBH podrían ser tan raros como solo alrededor de 1 por giga parsec cúbico en el corrimiento al rojo 15. [19] La predicción sobre su densidad numérica depende en gran medida del flujo mínimo de fotones Lyman-Werner requerido para su formación [20] y puede ser tan grande como ~10 7 DCBH por gigaparsec cúbico en los escenarios más optimistas. [19]

Detección

En 2016, un equipo dirigido por el astrofísico de la Universidad de Harvard, Fabio Pacucci, identificó los dos primeros agujeros negros candidatos a colapso directo, [21] [22] utilizando datos del Telescopio Espacial Hubble y el Observatorio de Rayos X Chandra . [23] [24] [25] [26] Los dos candidatos, ambos con corrimiento al rojo , fueron encontrados en el campo CANDELS GOODS-S y coincidieron con las propiedades espectrales predichas para este tipo de fuentes astrofísicas. [27] En particular, se predice que estas fuentes tendrán un exceso significativo de radiación infrarroja , en comparación con otras categorías de fuentes con alto corrimiento al rojo. [21] Observaciones adicionales, en particular con el telescopio espacial James Webb , serán cruciales para investigar las propiedades de estas fuentes y confirmar su naturaleza. [28]

Diferencia de los agujeros negros primordiales y del colapso estelar

Un agujero negro primordial es el resultado del colapso directo de la energía, la materia ionizada o ambas, durante las eras inflacionaria o dominada por la radiación , mientras que un agujero negro de colapso directo es el resultado del colapso de regiones de gas inusualmente densas y grandes. [29] Tenga en cuenta que un agujero negro formado por el colapso de una estrella de Población III no se considera colapso "directo".

Ver también

Referencias

  1. ^ ab "Los telescopios de la NASA encuentran pistas sobre cómo se formaron tan rápidamente los agujeros negros gigantes". Sala de prensa . Observatorio de rayos X Chandra . 24 de mayo de 2016 . Consultado el 27 de agosto de 2020 .
  2. ^ Loeb, Abraham; Rasio, Frederic A. (1 de septiembre de 1994). "Colapso de nubes de gas primordiales y formación de agujeros negros de cuásares". La revista astrofísica . 432 : 52–61. arXiv : astro-ph/9401026 . Código Bib : 1994ApJ...432...52L. doi :10.1086/174548. S2CID  17042784.
  3. ^ abc Bromm, Volker; Loeb, Abraham (1 de octubre de 2003). "Formación de los primeros agujeros negros supermasivos". La revista astrofísica . 596 (1): 34–46. arXiv : astro-ph/0212400 . Código Bib : 2003ApJ...596...34B. doi :10.1086/377529. S2CID  14419385.
  4. ^ ab Lodato, Giuseppe; Natarajan, Priyamvada (1 de octubre de 2006). "Formación de agujeros negros supermasivos durante el ensamblaje de discos pregalácticos". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 371 (4): 1813–1823. arXiv : astro-ph/0606159 . Código bibliográfico : 2006MNRAS.371.1813L. doi :10.1111/j.1365-2966.2006.10801.x. S2CID  13448595.
  5. ^ Siegel, Ethan. "'Los agujeros negros del colapso directo pueden explicar los misteriosos cuásares de nuestro universo ". Forbes . Consultado el 27 de agosto de 2020 .
  6. ^ Yue, contenedor; Ferrara, Andrea; Salvaterra, Rubén; Xu, Yidong; Chen, Xuelei (1 de mayo de 2014). "La breve era de la formación de agujeros negros por colapso directo". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 440 (2): 1263-1273. arXiv : 1402.5675 . Código Bib : 2014MNRAS.440.1263Y. doi :10.1093/mnras/stu351. S2CID  119275449.
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Otras lecturas