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Agujero negro supermasivo

La primera imagen directa de un agujero negro supermasivo, encontrada en el núcleo galáctico de Messier 87 . [1] [2] Esta vista es algo desde arriba, mirando hacia abajo a uno de sus chorros galácticos . [3] En lugar de un disco de acreción , muestra radiación sincrotrón en el rango de microondas ( 1,3 mm ). Esta luz fue emitida por electrones capturados en el vórtice de plasma en la base de un chorro. [4] La radiación de esta longitud de onda no revela las características térmicas que se cree que dominan las emisiones de un disco de acreción . La radiación sincrotrón se muestra tras su interacción con la esfera de fotones del agujero negro , que genera el anillo. La característica central oscura indica la región donde no existe ningún camino entre el horizonte de sucesos y la Tierra . El borde de la esfera de fotones muestra una asimetría en el brillo debido a la radiación Doppler . La imagen fue publicada en 2019 por Event Horizon Telescope Collaboration.

Un agujero negro supermasivo ( SMBH o, a veces, SBH ) [a] es el tipo más grande de agujero negro , con una masa del orden de cientos de miles, o de millones a miles de millones, de veces la masa del Sol ( M ☉ ). Los agujeros negros son una clase de objetos astronómicos que han sufrido un colapso gravitacional , dejando atrás regiones esferoidales del espacio de las que nada puede escapar, incluida la luz . La evidencia observacional indica que casi todas las galaxias grandes tienen un agujero negro supermasivo en su centro . [5] [6] Por ejemplo, la Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en su centro , correspondiente a la fuente de radio Sagitario A* . [7] [8] La acumulación de gas interestelar en agujeros negros supermasivos es el proceso responsable de alimentar los núcleos galácticos activos (AGN) y los cuásares . [9]

El Telescopio Event Horizon ha fotografiado directamente dos agujeros negros supermasivos : el agujero negro en la galaxia elíptica gigante Messier 87 y el agujero negro en el centro de la Vía Láctea ( Sagitario A* ). [10] [11]

Descripción

Los agujeros negros supermasivos se definen clásicamente como agujeros negros con una masa superior a 100.000 (10 5 ) masas solares ( M ☉ ); algunos tienen masas de varios miles de millones  de M ☉ . [12] Los agujeros negros supermasivos tienen propiedades físicas que los distinguen claramente de las clasificaciones de menor masa. En primer lugar, las fuerzas de marea en las proximidades del horizonte de sucesos son significativamente más débiles en el caso de los agujeros negros supermasivos. La fuerza de marea sobre un cuerpo en el horizonte de sucesos de un agujero negro es inversamente proporcional al cuadrado de la masa del agujero negro: [13] una persona en el horizonte de sucesos de un agujero negro de 10 millones  de M ☉ experimenta aproximadamente la misma fuerza de marea entre sus cabezas y pies como persona sobre la superficie de la Tierra. A diferencia de los agujeros negros de masa estelar , no se experimentaría una fuerza de marea significativa hasta muy profundo en el horizonte de sucesos del agujero negro. [14]

Es algo contradictorio señalar que la densidad promedio de un SMBH dentro de su horizonte de sucesos (definido como la masa del agujero negro dividida por el volumen de espacio dentro de su radio de Schwarzschild ) puede ser menor que la densidad del agua . [15] Esto se debe a que el radio de Schwarzschild ( ) es directamente proporcional a su masa. Dado que el volumen de un objeto esférico (como el horizonte de sucesos de un agujero negro que no gira) es directamente proporcional al cubo del radio, la densidad de un agujero negro es inversamente proporcional al cuadrado de la masa y, por tanto, mayor. Los agujeros negros de masa tienen una densidad media más baja . [dieciséis]

El radio de Schwarzschild del horizonte de sucesos de un agujero negro supermasivo no giratorio y sin carga de alrededor de mil millones  de M ☉ es comparable al semieje mayor de la órbita del planeta Urano , que mide aproximadamente 19 UA . [17] [18]

Algunos astrónomos se refieren a los agujeros negros de más de 5 mil millones  de M ☉ como agujeros negros ultramasivos (UMBH o UBH), [19] pero el término no se utiliza ampliamente. Posibles ejemplos incluyen los agujeros negros en los núcleos de TON 618 , NGC 6166 , ESO 444-46 y NGC 4889 , [20] que se encuentran entre los agujeros negros más masivos conocidos.

Algunos estudios han sugerido que la masa natural máxima que puede alcanzar un agujero negro, aunque sean acretores luminosos (con un disco de acreción ), suele ser del orden de unos 50 mil millones  de M ☉ . [21] [22] Sin embargo, un estudio de 2020 sugirió que podrían existir agujeros negros aún más grandes, denominados estupendamente grandes agujeros negros (SLAB), con masas superiores a 100 mil millones  de M ☉ , según los modelos utilizados; Algunas estimaciones sitúan al agujero negro del núcleo de Phoenix A en esta categoría. [23] [24]

Historia de la investigación

La historia de cómo se descubrieron los agujeros negros supermasivos comenzó con la investigación de Maarten Schmidt de la fuente de radio 3C 273 en 1963. Al principio se pensó que se trataba de una estrella, pero el espectro resultó desconcertante. Se determinó que eran líneas de emisión de hidrógeno que se habían desplazado al rojo , lo que indicaba que el objeto se estaba alejando de la Tierra. [25] La ley de Hubble demostró que el objeto estaba ubicado a varios miles de millones de años luz de distancia y, por lo tanto, debía estar emitiendo la energía equivalente a cientos de galaxias. La tasa de variaciones de luz de la fuente denominada objeto cuasi estelar , o cuásar, sugirió que la región emisora ​​tenía un diámetro de un pársec o menos. En 1964 se habían identificado cuatro de esas fuentes. [26]

En 1963, Fred Hoyle y WA Fowler propusieron la existencia de estrellas supermasivas (SMS) que queman hidrógeno como explicación de las dimensiones compactas y la alta producción de energía de los quásares. Estos tendrían una masa de aproximadamente10 5 –10 9  M ☉ . Sin embargo, Richard Feynman observó que las estrellas por encima de cierta masa crítica son dinámicamente inestables y colapsarían en un agujero negro, al menos si no giraran. [27] Fowler luego propuso que estas estrellas supermasivas sufrirían una serie de oscilaciones de colapso y explosión, explicando así el patrón de producción de energía. Appenzeller y Fricke (1972) construyeron modelos de este comportamiento, pero descubrieron que la estrella resultante aún sufriría un colapso, y concluyeron que una estrella que no gira0,75 × 10 6  M ☉ SMS "no puede escapar del colapso en un agujero negro quemando su hidrógeno a través del ciclo CNO ". [28]

Edwin E. Salpeter y Yakov Zeldovich propusieron en 1964 que la materia que caía sobre un objeto compacto masivo explicaría las propiedades de los quásares. Se necesitaría una masa de aproximadamente10 8  M ☉ para que coincida con la salida de estos objetos. Donald Lynden-Bell observó en 1969 que el gas que cae formaría un disco plano que gira en espiral hacia la " garganta de Schwarzschild " central. Observó que la producción relativamente baja de los núcleos galácticos cercanos implicaba que se trataba de cuásares viejos e inactivos. [29] Mientras tanto, en 1967, Martin Ryle y Malcolm Longair sugirieron que casi todas las fuentes de emisión de radio extragaláctica podrían explicarse mediante un modelo en el que las partículas son expulsadas de las galaxias a velocidades relativistas , lo que significa que se mueven cerca de la velocidad de la luz. . [30] Martin Ryle, Malcolm Longair y Peter Scheuer propusieron en 1973 que el núcleo central compacto podría ser la fuente de energía original para estos chorros relativistas . [29]

Arthur M. Wolfe y Geoffrey Burbidge observaron en 1970 que la gran dispersión de velocidades de las estrellas en la región nuclear de las galaxias elípticas sólo podía explicarse por una gran concentración de masa en el núcleo; más grande de lo que podrían explicar las estrellas ordinarias. Demostraron que el comportamiento podría explicarse por un agujero negro masivo con hasta10 10  M ☉ , o una gran cantidad de agujeros negros más pequeños con masas inferiores10 3  M ☉ . [31] En 1978 se encontró evidencia dinámica de un objeto oscuro masivo en el núcleo de la galaxia elíptica activa Messier 87 , inicialmente estimada en5 × 109M☉  .​​​ [32] Pronto siguió el descubrimiento de un comportamiento similar en otras galaxias, incluida la galaxia de Andrómeda en 1984 y la galaxia Sombrero en 1988. [5]

Donald Lynden-Bell y Martin Rees plantearon la hipótesis en 1971 de que el centro de la Vía Láctea contendría un agujero negro masivo. [33] Sagitario A* fue descubierto y nombrado el 13 y 15 de febrero de 1974 por los astrónomos Bruce Balick y Robert Brown utilizando el interferómetro Green Bank del Observatorio Nacional de Radioastronomía . [34] Descubrieron una fuente de radio que emite radiación sincrotrón ; Se descubrió que era denso e inmóvil debido a su gravitación. Este fue, por tanto, el primer indicio de que existe un agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea.

El Telescopio Espacial Hubble , lanzado en 1990, proporcionó la resolución necesaria para realizar observaciones más refinadas de los núcleos galácticos. En 1994 se utilizó el espectrógrafo de objetos débiles del Hubble para observar Messier 87 y se descubrió que el gas ionizado orbitaba la parte central del núcleo a una velocidad de ±500 km/s. Los datos indicaron una masa concentrada de(2,4 ± 0,7) × 10 9  M ☉ se encuentra dentro de un0,25 ″ de alcance, lo que proporciona una fuerte evidencia de un agujero negro supermasivo. [35]

Utilizando el Very Long Baseline Array para observar Messier 106 , Miyoshi et al. (1995) pudieron demostrar que la emisión de un máser de H 2 O en esta galaxia procedía de un disco gaseoso en el núcleo que orbitaba alrededor de una masa concentrada de3,6 × 10 7  M ☉ , que se limitó a un radio de 0,13 pársecs. Su innovadora investigación observó que un enjambre de agujeros negros de masa solar dentro de un radio tan pequeño no sobreviviría por mucho tiempo sin sufrir colisiones, lo que convierte a un agujero negro supermasivo en el único candidato viable. [36] Acompañando a esta observación que proporcionó la primera confirmación de la existencia de agujeros negros supermasivos, estuvo el descubrimiento [37] de la línea de emisión Kα de hierro ionizado altamente ensanchada (6,4 keV) de la galaxia MCG-6-30-15. El ensanchamiento se debió al corrimiento al rojo gravitacional de la luz cuando escapó de sólo 3 a 10 radios de Schwarzschild del agujero negro.

El 10 de abril de 2019, la colaboración del Event Horizon Telescope publicó la primera imagen a escala del horizonte de un agujero negro, en el centro de la galaxia Messier 87. [2] En marzo de 2020, los astrónomos sugirieron que subanillos adicionales deberían formar el anillo de fotones . proponiendo una forma de detectar mejor estas firmas en la primera imagen del agujero negro. [38] [39]

Formación

"Concepción artística de un agujero negro supermasivo rodeado por un disco de acreción y que emite un chorro relativista" .

El origen de los agujeros negros supermasivos sigue siendo un campo de investigación activo. Los astrofísicos coinciden en que los agujeros negros pueden crecer mediante acumulación de materia y fusionándose con otros agujeros negros. [40] [41] Existen varias hipótesis sobre los mecanismos de formación y las masas iniciales de los progenitores, o "semillas", de los agujeros negros supermasivos. Independientemente del canal de formación específico para la semilla del agujero negro, si hay suficiente masa cerca, podría acrecentarse hasta convertirse en un agujero negro de masa intermedia y posiblemente en un SMBH si la tasa de acreción persiste. [42]

Los agujeros negros supermasivos distantes y tempranos, como J0313–1806 , [43] y ULAS J1342+0928 , [44] son ​​difíciles de explicar tan poco después del Big Bang. Algunos postulan que podrían provenir del colapso directo de la materia oscura con la autointeracción. [45] [46] [47] Una pequeña minoría de fuentes sostiene que pueden ser evidencia de que el Universo es el resultado de un Big Bounce , en lugar de un Big Bang, con estos agujeros negros supermasivos formándose antes del Big Bounce. [48] ​​[49]

Primeras estrellas

Las primeras semillas progenitoras pueden ser agujeros negros de decenas o quizás cientos de  M ☉ que quedan tras las explosiones de estrellas masivas y crecen por acumulación de materia. Otro modelo implica un denso cúmulo estelar que sufre un colapso del núcleo a medida que la capacidad calorífica negativa del sistema impulsa la dispersión de velocidades en el núcleo a velocidades relativistas . [50] [51]

Antes de que aparecieran las primeras estrellas, grandes nubes de gas podrían colapsar formando una " cuasi estrella ", que a su vez colapsaría en un agujero negro de unos 20  M ☉ . [42] Estas estrellas también pueden haber sido formadas por halos de materia oscura que atraen enormes cantidades de gas por gravedad, lo que luego produciría estrellas supermasivas con decenas de miles de  M ☉ . [52] [53] La "cuasi-estrella" se vuelve inestable a las perturbaciones radiales debido a la producción de pares electrón-positrón en su núcleo y podría colapsar directamente en un agujero negro sin una explosión de supernova (que expulsaría la mayor parte de su masa, evitando la agujero negro crezca tan rápido).

Una teoría más reciente propone que las semillas SMBH se formaron en el universo temprano, cada una a partir del colapso de una estrella supermasiva con una masa de alrededor de 100.000  M ☉ . [54]

Colapso directo y agujeros negros primordiales

Grandes nubes de gas libre de metales con alto corrimiento al rojo, [55] cuando son irradiadas por un flujo suficientemente intenso de fotones Lyman-Werner , [56] pueden evitar el enfriamiento y la fragmentación, colapsando así como un solo objeto debido a la autogravitación . [57] [58] El núcleo del objeto que colapsa alcanza valores extremadamente grandes de densidad de materia, del orden de aproximadamente10 7  g/cm 3 , y desencadena una inestabilidad relativista general . [59] Así, el objeto colapsa directamente en un agujero negro, sin pasar de la fase intermedia de una estrella o de una cuasi estrella. Estos objetos tienen una masa típica de unos 100.000  M☉ y se denominan agujeros negros de colapso directo . [60]

Una simulación por computadora realizada en 2022 mostró que los primeros agujeros negros supermasivos pueden surgir en raras acumulaciones turbulentas de gas, llamadas halos primordiales, que fueron alimentadas por corrientes inusualmente fuertes de gas frío. El resultado clave de la simulación fue que los flujos fríos suprimieron la formación de estrellas en el halo turbulento hasta que la gravedad del halo finalmente pudo superar la turbulencia y formó dos agujeros negros de colapso directo de 31.000  M ☉ y 40.000  M ☉ . Por lo tanto, el nacimiento de los primeros SMBH puede ser el resultado de la formación de una estructura cosmológica estándar, al contrario de lo que se había pensado durante casi dos décadas. [61] [62]

Los agujeros negros primordiales (PBH) podrían haberse formado directamente a partir de presión externa en los primeros momentos posteriores al Big Bang. Estos agujeros negros tendrían entonces más tiempo que cualquiera de los modelos anteriores para acrecentarse, lo que les permitiría tiempo suficiente para alcanzar tamaños supermasivos. La formación de agujeros negros a partir de la muerte de las primeras estrellas ha sido ampliamente estudiada y corroborada mediante observaciones. Los otros modelos de formación de agujeros negros enumerados anteriormente son teóricos.

La formación de un agujero negro supermasivo requiere un volumen relativamente pequeño de materia muy densa con un momento angular pequeño . Normalmente, el proceso de acreción implica transportar una gran dotación inicial de momento angular hacia el exterior, y este parece ser el factor limitante en el crecimiento de los agujeros negros. Este es un componente importante de la teoría de los discos de acreción . La acumulación de gas es la forma más eficiente y notoria de crecimiento de los agujeros negros. Se cree que la mayor parte del crecimiento masivo de los agujeros negros supermasivos se produce a través de episodios de rápida acumulación de gas, que son observables como núcleos galácticos activos o quásares.

Las observaciones revelan que los quásares eran mucho más frecuentes cuando el Universo era más joven, lo que indica que los agujeros negros supermasivos se formaron y crecieron temprano. Un factor limitante importante para las teorías sobre la formación de agujeros negros supermasivos es la observación de cuásares luminosos distantes, que indican que ya se habían formado agujeros negros supermasivos de miles de millones de  M ☉ cuando el Universo tenía menos de mil millones de años. Esto sugiere que los agujeros negros supermasivos surgieron muy temprano en el Universo, dentro de las primeras galaxias masivas. [ cita necesaria ]

Una impresión artística de estrellas nacidas de los vientos de agujeros negros supermasivos. [sesenta y cinco]

Límite de masa máxima

Existe un límite superior natural al tamaño que pueden alcanzar los agujeros negros supermasivos. Los agujeros negros supermasivos en cualquier cuásar o núcleo galáctico activo (AGN) parecen tener un límite superior teórico de alrededor de 50 mil millones de  M ☉ para parámetros típicos, ya que cualquier valor por encima de esto ralentiza el crecimiento (la desaceleración tiende a comenzar alrededor de 10 mil millones).  M ☉ ) y hace que el disco de acreción inestable que rodea el agujero negro se fusione en estrellas que lo orbitan. [21] [66] [67] [68] Un estudio concluyó que el radio de la órbita circular estable más interna (CIUO) para masas SMBH por encima de este límite excede el radio de autogravedad , lo que hace que la formación de discos ya no sea posible. [21]

Un límite superior mayor de alrededor de 270 mil millones  de M ☉ se representó como el límite de masa máximo absoluto para un SMBH en acreción en casos extremos, por ejemplo su giro progrado máximo con un parámetro de giro adimensional de a = 1, [24] [21] aunque el El límite máximo para el parámetro de giro de un agujero negro es ligeramente inferior, a = 0,9982. [69] Con masas justo por debajo del límite, es probable que la luminosidad del disco de una galaxia de campo esté por debajo del límite de Eddington y no sea lo suficientemente fuerte como para desencadenar la retroalimentación subyacente a la relación M-sigma , por lo que las SMBH cercanas al límite pueden evolucionar por encima de este. . [24]

Se observó que los agujeros negros cercanos a este límite probablemente sean incluso más raros, ya que requeriría que el disco de acreción estuviera casi permanentemente progrado porque el agujero negro crece y el efecto de reducción de la acreción retrógrada es mayor que el efecto de rotación. -aumenta por acumulación progresiva, debido a su CIUO y, por tanto, a su brazo de palanca. [21] Esto requeriría que el giro del agujero estuviera correlacionado permanentemente con una dirección fija del potencial que controla el flujo de gas, dentro de la galaxia anfitriona del agujero negro, y por lo tanto tendería a producir un eje de giro y, por lo tanto, una dirección del chorro AGN, que está alineada de manera similar. con la galaxia. Las observaciones actuales no respaldan esta correlación. [21]

La llamada "acreción caótica" presumiblemente tiene que involucrar múltiples eventos de pequeña escala, esencialmente aleatorios en tiempo y orientación si no está controlada de esta manera por un potencial de gran escala. [21] Esto llevaría estadísticamente a la acreción a una desaceleración, debido a que los eventos retrógrados tienen brazos de palanca más grandes que los progrados y ocurren casi con la misma frecuencia. [21] También existen otras interacciones con grandes SMBH que tienden a reducir su giro, incluidas particularmente fusiones con otros agujeros negros, que estadísticamente pueden disminuir el giro. [21] Todas estas consideraciones sugirieron que los SMBH generalmente cruzan el límite de masa teórica crítica en valores modestos de sus parámetros de giro, de modo que5 × 10 10  M ☉ en todos los casos, excepto en casos raros. [21]

Aunque las UMBH modernas dentro de los quásares y los núcleos galácticos no pueden crecer más allá de alrededor(5–27) × 10 10  M ☉ a través del disco de acreción y, además, dada la edad actual del universo , se predice que algunos de estos monstruosos agujeros negros en el universo seguirán creciendo hasta alcanzar masas estupendamente grandes de quizás10 14  M ☉ durante el colapso de supercúmulos de galaxias en un futuro extremadamente lejano del universo. [70]

Actividad y evolución galáctica.

Se cree que la gravitación de los agujeros negros supermasivos en el centro de muchas galaxias alimenta objetos activos como las galaxias Seyfert y los cuásares, y la relación entre la masa del agujero negro central y la masa de la galaxia anfitriona depende del tipo de galaxia . [71] [72] Una correlación empírica entre el tamaño de los agujeros negros supermasivos y la dispersión de la velocidad estelar de un bulbo galáctico [73] se denomina relación M-sigma .

Actualmente se considera que un AGN es un núcleo galáctico que alberga un agujero negro masivo que está acumulando materia y muestra una luminosidad suficientemente fuerte. La región nuclear de la Vía Láctea, por ejemplo, carece de luminosidad suficiente para satisfacer esta condición. El modelo unificado de AGN es el concepto de que la amplia gama de propiedades observadas de la taxonomía AGN se puede explicar utilizando sólo una pequeña cantidad de parámetros físicos. Para el modelo inicial, estos valores consistían en el ángulo del toroide del disco de acreción con respecto a la línea de visión y la luminosidad de la fuente. Los AGN se pueden dividir en dos grupos principales: un AGN en modo radiativo en el que la mayor parte de la salida es en forma de radiación electromagnética a través de un disco de acreción ópticamente grueso, y un modo en chorro en el que emergen chorros relativistas perpendiculares al disco. [74]

Fusiones y SMBH en retroceso

La interacción de un par de galaxias que albergan SMBH puede conducir a eventos de fusión . La fricción dinámica sobre los objetos SMBH alojados hace que se hundan hacia el centro de la masa fusionada, formando finalmente un par con una separación de menos de un kiloparsec. La interacción de este par con las estrellas y el gas circundantes unirá gradualmente al SMBH como un sistema binario ligado gravitacionalmente con una separación de diez pársecs o menos. Una vez que el par se acerque a 0,001 pársecs, la radiación gravitacional hará que se fusionen. Para cuando esto suceda, la galaxia resultante hace tiempo que se habrá relajado del evento de fusión, con la actividad inicial del estallido estelar y el AGN habiéndose desvanecido. [75]

Se sospecha que los SMBH candidatos son agujeros negros retrocedidos o expulsados

Las ondas gravitacionales de esta coalescencia pueden darle al SMBH resultante un aumento de velocidad de hasta varios miles de km/s, impulsándolo lejos del centro galáctico y posiblemente incluso expulsándolo de la galaxia. Este fenómeno se llama retroceso gravitacional. [76] La otra forma posible de expulsar un agujero negro es el escenario clásico de tirachinas, también llamado retroceso de tirachinas. En este escenario, primero se forma un agujero negro binario de larga vida a través de la fusión de dos galaxias. En una segunda fusión se introduce un tercer SMBH y se hunde en el centro de la galaxia. Debido a la interacción de los tres cuerpos, uno de los SMBH, normalmente el más ligero, es expulsado. Debido a la conservación del impulso lineal, los otros dos SMBH se impulsan en la dirección opuesta como un binario. Todos los SMBH pueden expulsarse en este escenario. [77] Un agujero negro expulsado se llama agujero negro descontrolado. [78]

Hay diferentes formas de detectar agujeros negros en retroceso. A menudo, un desplazamiento de un cuásar/AGN desde el centro de una galaxia [79] o una naturaleza binaria espectroscópica de un cuásar/AGN se considera evidencia de un agujero negro en retroceso. [80]

Los agujeros negros candidatos en retroceso incluyen NGC 3718 , [81] SDSS1133 , [82] 3C 186, [83] E1821+643 [84] y SDSSJ0927+2943 . [80] Los agujeros negros fugitivos candidatos son HE0450–2958 , [79] CID-42 [85] y objetos alrededor de RCP 28. [86] Los agujeros negros supermasivos fugitivos pueden desencadenar la formación de estrellas a su paso. [78] Una característica lineal cerca de la galaxia enana RCP 28 se interpretó como la estela de formación estelar de un candidato a agujero negro desbocado. [86] [87] [88]

Radiación de Hawking

La radiación de Hawking es una radiación de cuerpo negro que se predice que será liberada por los agujeros negros , debido a efectos cuánticos cerca del horizonte de sucesos. Esta radiación reduce la masa y la energía de los agujeros negros, haciendo que se reduzcan y finalmente desaparezcan. Si los agujeros negros se evaporan mediante la radiación de Hawking , se formaría un agujero negro tremendamente grande, no giratorio y sin carga, con una masa de1 × 10 11  M ☉ se evaporará en aproximadamente2,1 × 10 100  años . [89] [18] Los agujeros negros se formaron durante el colapso previsto de supercúmulos de galaxias en un futuro lejano con 1 × 10 14  M ☉ se evaporaría en un plazo de hasta2,1 × 10 109  años . [70] [18]

Evidencia

Mediciones Doppler

Simulación de una vista lateral de un agujero negro con anillo toroidal transparente de materia ionizada según un modelo propuesto [90] para Sgr A* . Esta imagen muestra el resultado de la curvatura de la luz procedente de detrás del agujero negro, y también muestra la asimetría que surge por el efecto Doppler debido a la extremadamente alta velocidad orbital de la materia en el anillo.

Algunas de las mejores pruebas de la presencia de agujeros negros la proporciona el efecto Doppler , mediante el cual la luz de la materia en órbita cercana se desplaza hacia el rojo cuando retrocede y hacia el azul cuando avanza. Para la materia muy cercana a un agujero negro, la velocidad orbital debe ser comparable a la velocidad de la luz, por lo que la materia que retrocede parecerá muy débil en comparación con la materia que avanza, lo que significa que los sistemas con discos y anillos intrínsecamente simétricos adquirirán una apariencia visual muy asimétrica. Este efecto se ha tenido en cuenta en imágenes modernas generadas por computadora, como el ejemplo que se presenta aquí, basado en un modelo plausible [90] para el agujero negro supermasivo en Sgr A* en el centro de la Vía Láctea. Sin embargo, la resolución proporcionada por la tecnología de telescopios actualmente disponible aún es insuficiente para confirmar directamente tales predicciones.

Lo que ya se ha observado directamente en muchos sistemas son las velocidades más bajas y no relativistas de la materia que orbita más lejos de lo que se supone son agujeros negros. Las mediciones Doppler directas de los máseres de agua que rodean los núcleos de galaxias cercanas han revelado un movimiento kepleriano muy rápido , sólo posible con una alta concentración de materia en el centro. Actualmente, los únicos objetos conocidos que pueden acumular suficiente materia en un espacio tan pequeño son los agujeros negros, o cosas que evolucionarán hasta convertirse en agujeros negros en escalas de tiempo astrofísicamente cortas. Para galaxias activas más lejanas, el ancho de líneas espectrales anchas se puede utilizar para sondear el gas que orbita cerca del horizonte de sucesos. La técnica del mapeo de reverberación utiliza la variabilidad de estas líneas para medir la masa y quizás el giro del agujero negro que alimenta las galaxias activas.

En la Vía Láctea

Órbitas inferidas de seis estrellas alrededor del candidato a agujero negro supermasivo Sagitario A* en el Centro Galáctico de la Vía Láctea [91]

La evidencia indica que la Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en su centro, a 26.000 años luz del Sistema Solar , en una región llamada Sagitario A* [92] porque:

Las observaciones infrarrojas de la actividad de llamaradas brillantes cerca de Sagitario A* muestran un movimiento orbital del plasma con un período de45 ± 15 min a una separación de seis a diez veces el radio gravitacional del SMBH candidato. Esta emisión es consistente con una órbita circular de un "punto caliente" polarizado en un disco de acreción en un fuerte campo magnético. La materia radiante orbita al 30% de la velocidad de la luz justo fuera de la órbita circular estable más interna . [96]

El 5 de enero de 2015, la NASA informó haber observado una llamarada de rayos X 400 veces más brillante de lo habitual, un récord, procedente de Sagitario A*. Según los astrónomos, el inusual evento puede haber sido causado por la ruptura de un asteroide que cayó en el agujero negro o por el entrelazamiento de líneas de campo magnético dentro del gas que fluye hacia Sagitario A*. [97]

Fuera de la Vía Láctea

Impresión artística de un agujero negro supermasivo destrozando una estrella. Abajo: agujero negro supermasivo devorando una estrella en la galaxia RX J1242−11 – rayos X (izquierda) y óptico (derecha). [98]

Sólo existe evidencia dinámica inequívoca de agujeros negros supermasivos para un puñado de galaxias; [99] estas incluyen la Vía Láctea, las galaxias del grupo local M31 y M32 , y algunas galaxias más allá del grupo local, como NGC 4395 . En estas galaxias, las velocidades cuadráticas medias (o rms) de las estrellas o del gas aumentan proporcionalmente a 1/ r cerca del centro, lo que indica una masa puntual central. En todas las demás galaxias observadas hasta la fecha, las velocidades rms son planas, o incluso decrecientes, hacia el centro, lo que hace imposible afirmar con certeza que hay un agujero negro supermasivo presente. [99]

Sin embargo, se acepta comúnmente que el centro de casi todas las galaxias contiene un agujero negro supermasivo. [100] La razón de esta suposición es la relación M-sigma , una relación estrecha (baja dispersión) entre la masa del agujero en las aproximadamente 10 galaxias con detecciones seguras, y la dispersión de velocidades de las estrellas en las protuberancias de esas galaxias. [101] Esta correlación, aunque se basa solo en un puñado de galaxias, sugiere a muchos astrónomos una fuerte conexión entre la formación del agujero negro y la propia galaxia. [100]

El 28 de marzo de 2011, se vio un agujero negro supermasivo destrozando una estrella de tamaño mediano. [102] Esa es la única explicación probable de las observaciones de ese día de radiación repentina de rayos X y las observaciones posteriores de banda ancha. [103] [104] La fuente era anteriormente un núcleo galáctico inactivo y, según el estudio del estallido, se estima que el núcleo galáctico es un SMBH con una masa del orden de un millón de  M ☉ . Se supone que este raro evento es una salida relativista (material emitido en un chorro a una fracción significativa de la velocidad de la luz) de una estrella perturbada por las mareas del SMBH. Se espera que una fracción significativa de una masa solar de material se haya acumulado en el SMBH. La observación posterior a largo plazo permitirá confirmar esta suposición si la emisión del chorro decae al ritmo esperado de acumulación de masa en un SMBH.

Estudios individuales

Fotografía del Telescopio Espacial Hubble del chorro relativista de Messier 87 , de 4.400 años luz de longitud , que es la materia expulsada por el6,5 × 10 9  M ☉ agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia

La cercana galaxia de Andrómeda, a 2,5 millones de años luz de distancia, contiene una1.4+0,65
−0,45× 10 8 (140 millones)  M ☉ agujero negro central, significativamente más grande que el de la Vía Láctea. [105] El agujero negro supermasivo más grande en las proximidades de la Vía Láctea parece ser el de Messier 87 (es decir, M87*), con una masa de(6,5 ± 0,7) × 10 9 (c. 6,5 mil millones)  M ☉ a una distancia de 48,92 millones de años luz. [106] La galaxia elíptica supergigante NGC 4889 , a una distancia de 336 millones de años luz en la constelación de Coma Berenices , contiene un agujero negro que se mide como2.1+3,5
−1,3× 10 10 (21 mil millones)  M ☉ . [107]

Las masas de los agujeros negros en los quásares pueden estimarse mediante métodos indirectos que están sujetos a una incertidumbre sustancial. El cuásar TON 618 es un ejemplo de un objeto con un agujero negro extremadamente grande, estimado en4,07 × 10 10 (40,7 mil millones)  M ☉ . [108] Su corrimiento al rojo es 2,219. Otros ejemplos de cuásares con grandes masas estimadas de agujeros negros son el cuásar hiperluminoso APM 08279+5255 , con una masa estimada de1 × 10 10 (10 mil millones)  M ☉ , [109] y el cuásar SMSS J215728.21-360215.1 , con una masa de(3,4 ± 0,6) × 10 10 (34 mil millones)  M ☉ , o casi 10.000 veces la masa del agujero negro en el centro galáctico de la Vía Láctea. [110]

Algunas galaxias, como la galaxia 4C +37.11 , parecen tener dos agujeros negros supermasivos en sus centros, formando un sistema binario . Si chocaran, el evento crearía fuertes ondas gravitacionales . [111] Se cree que los agujeros negros binarios supermasivos son una consecuencia común de las fusiones galácticas . [112] El par binario en OJ 287 , a 3.500 millones de años luz de distancia, contiene el agujero negro más masivo de un par, con una masa estimada en 18.348 millones de  M ☉ . [113] [114] En 2011, se descubrió un agujero negro supermasivo en la galaxia enana Henize 2-10 , que no tiene abultamiento. Se desconocen las implicaciones precisas de este descubrimiento sobre la formación de agujeros negros, pero pueden indicar que los agujeros negros se formaron antes que las protuberancias. [115]

Una nube de gas con varias veces la masa de la Tierra se acelera hacia un agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea.

En 2012, los astrónomos informaron de una masa inusualmente grande de aproximadamente 17 mil millones  de M ☉ para el agujero negro de la galaxia lenticular compacta NGC 1277 , que se encuentra a 220 millones de años luz de distancia, en la constelación de Perseo . El supuesto agujero negro tiene aproximadamente el 59 por ciento de la masa del bulbo de esta galaxia lenticular (14 por ciento de la masa estelar total de la galaxia). [116] Otro estudio llegó a una conclusión muy diferente: este agujero negro no es particularmente demasiado masivo, estimado entre 2 y 5 mil millones de  M ☉ , siendo 5 mil millones  de M ☉ el valor más probable. [117] El 28 de febrero de 2013, los astrónomos informaron sobre el uso del satélite NuSTAR para medir con precisión el giro de un agujero negro supermasivo por primera vez, en NGC 1365 , informando que el horizonte de sucesos giraba casi a la velocidad de la luz. . [118] [119]

En septiembre de 2014, datos de diferentes telescopios de rayos X mostraron que la extremadamente pequeña, densa y ultracompacta galaxia enana M60-UCD1 alberga en su centro un agujero negro de 20 millones de masas solares, lo que representa más del 10% de la masa total de la galaxia. galaxia. El descubrimiento es bastante sorprendente, ya que el agujero negro es cinco veces más masivo que el agujero negro de la Vía Láctea a pesar de que la galaxia tiene menos de cinco milésimas de la masa de la Vía Láctea.

Algunas galaxias carecen de agujeros negros supermasivos en sus centros. Aunque la mayoría de las galaxias sin agujeros negros supermasivos son galaxias enanas muy pequeñas, un descubrimiento sigue siendo misterioso: no se ha descubierto que la galaxia elíptica supergigante cD A2261-BCG contenga un agujero negro supermasivo activo de al menos10 10  M ☉ , a pesar de que la galaxia es una de las galaxias más grandes conocidas; más de seis veces el tamaño y mil veces la masa de la Vía Láctea. A pesar de eso, varios estudios dieron valores de masa muy grandes para un posible agujero negro central dentro de A2261-BGC, tan grande como6.5+10,9
−4,1× 10 10  M ☉ o tan bajo como(6–11) × 10 9  M ☉ . Dado que un agujero negro supermasivo sólo será visible mientras esté acretando, un agujero negro supermasivo puede ser casi invisible, excepto en sus efectos en las órbitas estelares. Esto implica que A2261-BGC tiene un agujero negro central que está acretando a un nivel bajo o tiene una masa bastante por debajo10 10  M ☉ . [120]

En diciembre de 2017, los astrónomos informaron de la detección del quásar más distante conocido en ese momento, ULAS J1342+0928 , que contiene el agujero negro supermasivo más distante, con un corrimiento al rojo de z = 7,54, superando el corrimiento al rojo de 7 para el más distante conocido anteriormente. Cuásar distante ULAS J1120+0641 . [121] [122] [123]

Agujero negro supermasivo y agujero negro más pequeño en la galaxia OJ 287
El agujero negro supermasivo de NeVe 1 es responsable de la erupción del supercúmulo Ophiuchus , la erupción más energética jamás detectada.
De: Observatorio de rayos X Chandra

En febrero de 2020, los astrónomos informaron del descubrimiento de la erupción del Supercúmulo de Ophiuchus , el evento más energético en el Universo jamás detectado desde el Big Bang . [124] [125] [126] Ocurrió en el cúmulo de Ophiuchus en la galaxia NeVe 1 , causado por la acreción de casi 270 millones de  M ☉ de material por su agujero negro supermasivo central. La erupción duró unos 100 millones de años y liberó 5,7 millones de veces más energía que el estallido de rayos gamma más potente conocido. La erupción liberó ondas de choque y chorros de partículas de alta energía que golpearon el medio intracúmulo , creando una cavidad de aproximadamente 1,5 millones de años luz de ancho, diez veces el diámetro de la Vía Láctea . [127] [124] [128] [129]

En febrero de 2021, los astrónomos publicaron, por primera vez, una imagen de muy alta resolución de 25.000 agujeros negros supermasivos activos, que cubren el cuatro por ciento del hemisferio celeste norte , basada en longitudes de onda de radio ultrabajas , detectadas por el Low-Frequency Array. (LOFAR) en Europa. [130]

Ver también

Notas

  1. ↑ El acrónimo SBH se usa comúnmente para referirse a un agujero negro de masa estelar .

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