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Agujero negro supermasivo

La primera imagen directa de un agujero negro supermasivo, encontrado en el núcleo galáctico de Messier 87. [ 1] [2] Esta vista es algo desde arriba, mirando hacia abajo en uno de sus chorros galácticos . [3] En lugar de un disco de acreción , muestra radiación de 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 de sincrotrón se muestra después de su interacción con la esfera de fotones del agujero negro , que genera el anillo. La característica central oscura indica la región donde no existe un camino entre el horizonte de eventos 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 su masa del orden de cientos de miles, o 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 de 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 acreción de gas interestelar sobre los agujeros negros supermasivos es el proceso responsable de alimentar los núcleos galácticos activos (AGN) y los cuásares . [9]

El Event Horizon Telescope ha captado imágenes directas de 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 masa inferior. En primer lugar, las fuerzas de marea en la proximidad del horizonte de sucesos son significativamente más débiles para 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 su cabeza y sus pies que una persona en la superficie de la Tierra. A diferencia de los agujeros negros de masa estelar , uno no experimentaría una fuerza de marea significativa hasta muy profundamente en el horizonte de sucesos del agujero negro. [14]

Resulta un tanto contraintuitivo observar que la densidad media de un agujero negro supermasivo dentro de su horizonte de sucesos (definido como la masa del agujero negro dividida por el volumen del 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 no giratorio) es directamente proporcional al cubo del radio, la densidad de un agujero negro es inversamente proporcional al cuadrado de la masa y, por lo tanto, los agujeros negros de mayor masa tienen una densidad media menor . [16]

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 es de 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 usa ampliamente. Entre los posibles ejemplos se 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, mientras sea un acretor luminoso (que presente 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 agujeros negros estupendamente grandes (SLAB), con masas superiores a 100 mil millones de  M ☉ , según los modelos utilizados; algunos estudios sitúan al agujero negro en el 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. Inicialmente se pensó que se trataba de una estrella, pero el espectro resultó desconcertante. Se determinó que se trataba de líneas de emisión de hidrógeno que se habían desplazado hacia el rojo , lo que indicaba que el objeto se estaba alejando de la Tierra. [25] La ley de Hubble mostró 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, sugería 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 que queman hidrógeno (SMS) como explicación de las dimensiones compactas y la alta producción de energía de los cuásares. Estas tendrían una masa de aproximadamente10 5 –10 9  M ☉ . Sin embargo, Richard Feynman observó que las estrellas por encima de una cierta masa crítica son dinámicamente inestables y colapsarían en un agujero negro, al menos si no rotaran. [27] Fowler propuso entonces que estas estrellas supermasivas sufrirían una serie de oscilaciones de colapso y explosión, explicando así el patrón de salida de energía. Appenzeller y Fricke (1972) construyeron modelos de este comportamiento, pero descubrieron que la estrella resultante aún sufriría un colapso, concluyendo que una estrella no rotatoria0,75 × 10 6  M ☉ SMS "no puede escapar del colapso a 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 cae sobre un objeto compacto y masivo explicaría las propiedades de los cuásares. Se necesitaría una masa de alrededor de10 8  M ☉ para que coincida con la salida de estos objetos. Donald Lynden-Bell señaló en 1969 que el gas que cae formaría un disco plano que gira en espiral hacia la " garganta de Schwarzschild " central. Observó que la salida 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 entonces en 1973 que el núcleo central compacto podría ser la fuente de energía original de estos chorros relativistas . [29]

Arthur M. Wolfe y Geoffrey Burbidge observaron en 1970 que la gran dispersión de velocidad de las estrellas en la región nuclear de las galaxias elípticas solo podía explicarse por una gran concentración de masa en el núcleo; mayor que la que se podría explicar por las estrellas ordinarias. Demostraron que el comportamiento podía 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 estimado en5 × 10 9  M ☉ . [32] Pronto se descubrió un comportamiento similar en otras galaxias, incluida la galaxia de Andrómeda en 1984 y la galaxia del Sombrero en 1988. [5]

En 1971, Donald Lynden-Bell y Martin Rees plantearon la hipótesis de que el centro de la Vía Láctea contendría un agujero negro masivo. [33] Sagitario A* fue descubierto y bautizado 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 de sincrotrón ; se descubrió que era densa 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, el espectrógrafo de objetos débiles del Hubble se utilizó 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 encuentran dentro de un0,25 ″ de longitud, 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 provenía de un disco gaseoso en el núcleo que orbitaba una masa concentrada de3,6 × 10 7  M ☉ , que se limitó a un radio de 0,13 parsecs. Su investigación pionera señaló que un enjambre de agujeros negros de masa solar dentro de un radio tan pequeño no sobreviviría durante mucho tiempo sin sufrir colisiones, lo que hace que un agujero negro supermasivo sea el único candidato viable. [36] Acompañando a esta observación que proporcionó la primera confirmación de los 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 al escapar de solo 3 a 10 radios de Schwarzschild del agujero negro.

El 10 de abril de 2019, la colaboración 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 de un 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 la acreción de materia y la fusión 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 para convertirse en un agujero negro de masa intermedia y posiblemente en un agujero negro de masa intermedia si persiste la tasa de acreción. [42]

Los agujeros negros supermasivos distantes y tempranos, como J0313–1806 , [43] y ULAS J1342+0928 , [44] son ​​difíciles de explicar tan pronto después del Big Bang. Algunos postulan que podrían provenir del colapso directo de la materia oscura con 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, y que estos agujeros negros supermasivos se formaron 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 acreción de materia. Otro modelo implica un cúmulo estelar denso que sufre un colapso del núcleo a medida que la capacidad térmica negativa del sistema impulsa la dispersión de velocidad en el núcleo a velocidades relativistas . [50] [51]

Antes de las primeras estrellas, grandes nubes de gas podían colapsar en una " cuasi-estrella ", que a su vez colapsaría en un agujero negro de alrededor de 20  M ☉ . [42] Estas estrellas también pueden haberse formado 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, impidiendo que el agujero negro crezca tan rápido).

Una teoría más reciente propone que las semillas de 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

Las grandes nubes de gas libre de metales con un alto corrimiento al rojo, [55] cuando son irradiadas por un flujo suficientemente intenso de fotones Lyman-Werner , [56] pueden evitar enfriarse y fragmentarse, colapsando así como un único 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] De este modo, 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 ordenador realizada en 2022 mostró que los primeros agujeros negros supermasivos pueden surgir en grupos turbulentos de gas poco comunes, llamados halos primordiales, que fueron alimentados 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 agujeros negros supermasivos 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 producido directamente a partir de la presión externa en los primeros momentos posteriores al Big Bang. Estos agujeros negros habrían tenido más tiempo que cualquiera de los modelos anteriores para acumularse, 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 por observaciones. Los otros modelos de formación de agujeros negros mencionados anteriormente son teóricos.

La formación de un agujero negro supermasivo requiere un volumen relativamente pequeño de materia muy densa que tenga un momento angular pequeño . Normalmente, el proceso de acreción implica transportar una gran dotación inicial de momento angular hacia afuera, 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 acreción de gas es la forma más eficiente y más visible en la que crecen los agujeros negros. Se cree que la mayor parte del crecimiento de masa de los agujeros negros supermasivos ocurre a través de episodios de rápida acreción de gas, que son observables como núcleos galácticos activos o cuásares.

Las observaciones revelan que los cuásares eran mucho más frecuentes cuando el Universo era más joven, lo que indica que los agujeros negros supermasivos se formaron y crecieron en una etapa temprana. Un factor limitante importante para las teorías de la formación de agujeros negros supermasivos es la observación de cuásares luminosos distantes, que indican que los agujeros negros supermasivos de miles de millones de  M ☉ ya se habían formado 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 requerida ]

Una impresión artística de estrellas nacidas por los vientos de agujeros negros supermasivos. [65]

Límite de masa máxima

Existe un límite superior natural para el 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 este límite ralentiza el crecimiento hasta casi detenerse (la desaceleración suele comenzar alrededor de los 10 mil millones  de M☉ ) y hace que el disco de acreción inestable que rodea al 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 (ISCO) para masas de SMBH por encima de este límite excede el radio de autogravedad , lo que hace que la formación del disco ya no sea posible. [21]

Un límite superior mayor de alrededor de 270 mil millones  de M ☉ se representó como el límite máximo absoluto de masa para un SMBH en acreción en casos extremos, por ejemplo, su giro prógrado máximo con un parámetro de giro adimensional de a = 1, [24] [21] aunque el límite máximo para el parámetro de giro de un agujero negro es ligeramente inferior a a = 0,9982. [69] En 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 los SMBH cercanos al límite pueden evolucionar por encima de este. [24]

Se observó que es probable que los agujeros negros cercanos a este límite sean incluso más raros, ya que requeriría que el disco de acreción fuera casi permanentemente progrado porque el agujero negro crece y el efecto de giro descendente de la acreción retrógrada es mayor que el de giro ascendente por acreción prograda, debido a su ISCO y, por lo tanto, a su brazo de palanca. [21] Esto requeriría que el giro del agujero estuviera correlacionado permanentemente con una dirección fija del flujo de gas controlador potencial, 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 de chorro de 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 el tiempo y la orientación si no está controlada por un potencial de gran escala de esta manera. [21] Esto llevaría a la acreción estadísticamente a una reducción de giro, debido a que los eventos retrógrados tienen brazos de palanca más grandes que los progrados y ocurren casi con la misma frecuencia. [21] También hay otras interacciones con grandes SMBH que tienden a reducir su giro, incluidas particularmente las fusiones con otros agujeros negros, que pueden disminuir estadísticamente el giro. [21] Todas estas consideraciones sugirieron que los SMBH generalmente cruzan el límite crítico de masa teórica en valores modestos de sus parámetros de giro, de modo que5 × 10 10  M ☉ en todos los casos, salvo en casos excepcionales. [21]

Aunque los UMBH modernos dentro de los cuásares y los núcleos galácticos no pueden crecer más allá de(5–27) × 10 10  M ☉ a través del disco de acreción y también dada la edad actual del universo , se predice que algunos de estos agujeros negros monstruosos en el universo seguirán creciendo hasta alcanzar masas tremendamente grandes de quizás10 14  M ☉ durante el colapso de los supercúmulos de galaxias en el 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 .

En la actualidad, se considera que un AGN es un núcleo galáctico que alberga un agujero negro masivo que está acrecentando materia y muestra una luminosidad suficientemente fuerte. La región nuclear de la Vía Láctea, por ejemplo, carece de la luminosidad suficiente para satisfacer esta condición. El modelo unificado de AGN es el concepto de que la gran variedad de propiedades observadas de la taxonomía de AGN se puede explicar utilizando solo un pequeño número de parámetros físicos. Para el modelo inicial, estos valores consistían en el ángulo del toro 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 de ​​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 de chorro en el que los chorros relativistas emergen perpendiculares al disco. [74]

Fusiones y pequeñas y medianas empresas en retroceso

La interacción de un par de galaxias que albergan SMBH puede dar lugar a eventos de fusión . La fricción dinámica en 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 parsecs o menos. Una vez que el par se acerque lo más posible a 0,001 parsecs, la radiación gravitacional hará que se fusionen. Para cuando esto suceda, la galaxia resultante se habrá relajado hace mucho tiempo a partir del evento de fusión, y la actividad de estallido estelar inicial y el AGN se habrán desvanecido. [75]

Candidatos SMBH sospechosos de ser agujeros negros expulsados ​​o retrocedidos

Las ondas gravitacionales de esta coalescencia pueden dar al agujero negro 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 honda, también llamado retroceso de honda. En este escenario, primero se forma un agujero negro binario de larga duración a través de una fusión de dos galaxias. Un tercer agujero negro binario se introduce en una segunda fusión y se hunde en el centro de la galaxia. Debido a la interacción de tres cuerpos , uno de los agujeros negros binarios, generalmente el más ligero, es expulsado. Debido a la conservación del momento lineal, los otros dos agujeros negros binarios son impulsados ​​en la dirección opuesta como un binario. Todos los agujeros negros binarios pueden ser expulsados ​​en este escenario. [77] Un agujero negro expulsado se llama agujero negro fugitivo. [78]

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

Entre los agujeros negros candidatos a retroceder se encuentran NGC 3718 , [81] SDSS1133 , [82] 3C 186, [83] E1821+643 [84] y SDSSJ0927+2943 . [80] Entre los agujeros negros candidatos a salir de control se encuentran HE0450–2958 , [79] CID-42 [85] y objetos alrededor de RCP 28. [86] Los agujeros negros supermasivos que salen de control pueden desencadenar la formación de estrellas en sus estelas. [78] Una característica lineal cerca de la galaxia enana RCP 28 se interpretó como la estela de formación de estrellas de un agujero negro candidato a salir de control. [86] [87] [88]

Radiación de Hawking

La radiación de Hawking es la radiación de cuerpo negro que se prevé que liberen los agujeros negros debido a los efectos cuánticos cerca del horizonte de sucesos. Esta radiación reduce la masa y la energía de los agujeros negros, lo que hace que se encojan y, en última instancia, desaparezcan. Si los agujeros negros se evaporan a través de la radiación de Hawking , 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 los supercúmulos de galaxias en el futuro lejano con 1 × 10 14  M ☉ se evaporaría en un período de tiempo de hasta2,1 × 10 109  años . [70] [18]

Evidencia

Mediciones Doppler

Simulación de una vista lateral de un agujero negro con un 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 desde detrás del agujero negro, y también muestra la asimetría que surge por el efecto Doppler de la velocidad orbital extremadamente alta de la materia en el anillo.

Una de las mejores pruebas de la presencia de agujeros negros la proporciona el efecto Doppler , por el cual la luz de la materia que se encuentra en órbita cerca de un agujero negro se desplaza hacia el rojo cuando se aleja y hacia el azul cuando avanza. En el caso de 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 se aleja 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 altamente asimétrica. Este efecto se ha tenido en cuenta en las imágenes generadas por computadora modernas, 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 tales predicciones directamente.

Lo que ya se ha observado directamente en muchos sistemas son las velocidades no relativistas más bajas de la materia que orbita más lejos de lo que se presume que son agujeros negros. Las mediciones Doppler directas de los máseres de agua que rodean los núcleos de las galaxias cercanas han revelado un movimiento kepleriano muy rápido , solo posible con una alta concentración de materia en el centro. Actualmente, los únicos objetos conocidos que pueden concentrar suficiente materia en un espacio tan pequeño son los agujeros negros, o cosas que evolucionarán en agujeros negros dentro de escalas de tiempo astrofísicamente cortas. Para las galaxias activas más lejanas, el ancho de las líneas espectrales anchas se puede utilizar para sondear el gas que orbita cerca del horizonte de sucesos. La técnica de 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 el 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 circularizada de un "punto caliente" polarizado en un disco de acreción en un campo magnético fuerte. 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*. El inusual evento podría haber sido causado por la desintegración 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*, según los astrónomos. [97]

Fuera de la Vía Láctea

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

Solo existen pruebas dinámicas inequívocas de la existencia de agujeros negros supermasivos en un puñado de galaxias; [99] entre ellas se encuentran la Vía Láctea, las galaxias del Grupo Local M31 y M32 y unas pocas 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 existe un agujero negro supermasivo. [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 10 o más galaxias con detecciones seguras, y la dispersión de la velocidad de las estrellas en los bulbos de esas galaxias. [101] Esta correlación, aunque se basa en sólo un puñado de galaxias, sugiere a muchos astrónomos una fuerte conexión entre la formación del agujero negro y la galaxia misma. [100]

El 28 de marzo de 2011, se observó un agujero negro supermasivo desgarrando una estrella de tamaño medio. [102] Esa es la única explicación probable de las observaciones de ese día de radiación repentina de rayos X y las observaciones de banda ancha posteriores. [103] [104] La fuente era previamente un núcleo galáctico inactivo, y del estudio de la explosión se estima que el núcleo galáctico es un agujero negro supermasivo con una masa del orden de un millón de  M ☉ . Se supone que este raro evento es un flujo relativista (material emitido en un chorro a una fracción significativa de la velocidad de la luz) de una estrella perturbada por mareas por el agujero negro supermasivo. Se espera que una fracción significativa de una masa solar de material se haya acrecentado en el agujero negro supermasivo. La observación posterior a largo plazo permitirá confirmar esta suposición si la emisión del chorro se desintegra a la tasa esperada para la acreción de masa en un agujero negro supermasivo.

Estudios individuales

Fotografía del telescopio espacial Hubble del chorro relativista de 4.400 años luz de longitud de Messier 87, que es materia expulsada por elAgujero negro supermasivo de 6,5 × 10 9  M ☉ 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 cercanías de la Vía Láctea parece ser el de Messier 87 (es decir, M87*), con una masa de(6,5 ± 0,7) × 10 9 (c. 6500 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 cuyo tamaño se ha medido2.1+3,5
-1,3× 10 10 (21 mil millones)  M ☉ . [107]

Las masas de los agujeros negros en los cuásares se pueden estimar mediante métodos indirectos que están sujetos a una incertidumbre considerable. 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 de agujero negro estimadas 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 colisionaran, el evento crearía fuertes ondas gravitacionales . [111] Se cree que los agujeros negros supermasivos binarios 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 bulbo. Las implicaciones precisas de este descubrimiento en la formación de agujeros negros son desconocidas, pero pueden indicar que los agujeros negros se formaron antes de los bulbos. [115]

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

En 2012, los astrónomos informaron una masa inusualmente grande de aproximadamente 17 mil millones de  M ☉ para el agujero negro en 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 sobremasivo, 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 eventos estaba girando casi a la velocidad de la luz. [118] [119]

En septiembre de 2014, datos obtenidos por diferentes telescopios de rayos X han demostrado que la galaxia enana extremadamente pequeña, densa y ultracompacta 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. 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, como aproximadamente 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 solo será visible mientras está acrecentando, un agujero negro supermasivo puede ser casi invisible, excepto en sus efectos sobre las órbitas estelares. Esto implica que A2261-BGC tiene un agujero negro central que está acrecentando a un nivel bajo o tiene una masa bastante inferior10 10  M ☉ . [120]

En diciembre de 2017, los astrónomos informaron sobre la detección del cuásar más distante conocido hasta el momento, ULAS J1342+0928 , que contiene el agujero negro supermasivo más distante, con un corrimiento al rojo informado de z = 7,54, superando el corrimiento al rojo de 7 para el cuásar más distante conocido anteriormente, 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 de Ofiuco , la erupción más enérgica jamás detectada.
De: Observatorio de rayos X Chandra

En febrero de 2020, los astrónomos informaron del descubrimiento de la erupción del supercúmulo de Ofiuco , el evento más energético del Universo jamás detectado desde el Big Bang . [124] [125] [126] Ocurrió en el cúmulo de Ofiuco 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 perforaron 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 norte celeste , basándose en longitudes de onda de radio ultrabajas , detectadas por el Low-Frequency Array (LOFAR) en Europa. [130]

Véase también

Notas

  1. ^ El acrónimo SBH se utiliza comúnmente para un agujero negro de masa estelar .

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