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Agujero negro con colapso directo

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

Los agujeros negros de colapso directo ( DCBH ) 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] Se formaron supuestamente dentro del rango de corrimiento al rojo z = 15–30, [6] cuando el Universo tenía alrededor de 100–250 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 por 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 de manera teórica para aliviar el desafío de construir agujeros negros supermasivos ya en el 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 de agujeros negros masivos que se teoriza que se formaron en el Universo de alto corrimiento al rojo y con masas típicas en el momento de su formación de ~10 5  M ☉ , pero abarcando entre10 4  M ☉ y10 6  M ☉ . Las condiciones físicas ambientales para la formación de un DCBH (a diferencia de un cúmulo de estrellas ) son las siguientes: [3] [4]

  1. Gas libre de metales (gas que contiene sólo hidrógeno y helio ).
  2. Gas refrigerante atómico.
  3. Flujo suficientemente grande de fotones Lyman-Werner , para destruir las moléculas de hidrógeno, que son refrigerantes de gas muy eficientes. [12] [13]

Las condiciones anteriores son necesarias para evitar el enfriamiento del gas y, por lo 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 ocurrencia 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 desde la nube de gas primordial, no desde un progenitor estelar como se prescribe en los modelos estándar de agujeros negros. [15]

Una simulación por computadora informada en julio de 2022 mostró que un halo en la rara convergencia de flujos de acreción fríos y fuertes puede crear semillas de agujeros negros masivos sin la necesidad de fondos ultravioleta, movimientos de flujo supersónicos 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 corrimiento al rojo de 25,7, cuando la gravedad del halo finalmente pudo superar la turbulencia; luego, el halo colapsó y formó dos estrellas supermasivas que murieron como DCBH de31.000 y40.000  millones de dólares . [16] [17]

Demografía

En general, 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 gigaparsec cúbico en un corrimiento al rojo de 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 candidatos a agujeros negros de 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 en corrimiento al rojo , se encontraron 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 tienen un exceso significativo de radiación infrarroja , en comparación con otras categorías de fuentes en 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]

Diferencias entre los agujeros negros primordiales y los de colapso estelar

Un agujero negro primordial es el resultado del colapso directo de energía, materia ionizada o ambas, durante las eras inflacionarias o dominadas 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] Nótese que un agujero negro formado por el colapso de una estrella de Población III no se considera un colapso "directo".

Véase también

Referencias

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