Agujero negro supermasivo

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Arriba: Representación artística de un agujero negro supermasivo absorbiendo materia de una estrella cercana. Abajo: imágenes de un supuesto agujero negro supermasivo devorando una estrella en la galaxia RXJ 1242-11. Izq.: en rayos x; Der.: en luz visible.[1]

Un agujero negro supermasivo es un agujero negro con una masa del orden de millones o miles de millones de masas solares.

Estudios científicos sugieren fuertemente que la Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en el centro galáctico, llamado Sagitario A*. Se cree que muchas, si no todas las galaxias, albergan un agujero negro supermasivo en su centro. De hecho, una de las teorías más extendidas en los últimos tiempos es la de suponer que todas las galaxias elípticas y espirales poseen en su centro un agujero negro supermasivo, el cual generaría la gravedad suficiente para mantener la unidad.

Introducción[editar]

Un agujero negro supermasivo tiene algunas propiedades interesantes que lo diferencian de otros de menor masa:

  • La densidad media de un agujero negro supermasivo puede ser muy baja, de hecho puede ser menor que la densidad del agua, si su masa es suficientemente grande. Esto ocurre porque el radio del agujero negro se incrementa linealmente con la masa, por lo que la densidad decae con el cuadrado de la masa, mientras que el volumen es proporcional al cubo del radio de Schwarzschild de tal manera que la densidad satisface la siguiente proporcionalidad:

\rho \propto \frac{M}{R_S^3} \propto \frac{c^6}{G^3 M^2} \approx
6,177\cdot 10^{17}\left(\frac{M_\odot}{M}\right)^2\ \frac{\mbox{g}}{\mbox{cm}^3}

Donde \scriptstyle M_\odot es la masa del sol y \scriptstyle M la masa del agujero negro supermasivo. La cantidad anterior es inferior a la densidad del agua cuando la masa supera mil millones de veces la masa solar.
  • Las fuerzas de marea en la vecindad del Horizonte de sucesos son sensiblemente menores. Dado que el centro de la singularidad está muy alejado del horizonte, un hipotético astronauta viajando hacia el centro del agujero negro no experimentaría fuerzas de marea significativas hasta adentrarse mucho en el agujero negro.

Los agujeros negros de este tamaño pueden formarse solo de dos formas: por una lenta absorción (acrección) de materia (a partir de un tamaño estelar), o directamente por presión externa en los primeros instantes del Big Bang. El primer método requiere un largo período y grandes cantidades de materia disponibles para el crecimiento del agujero negro superamasivo.

Mediciones Doppler de la materia que rodea el núcleo de galaxias vecinas a la Vía Láctea, revelan un movimiento giratorio muy rápido, que sólo es posible por una gran concentración de materia en el centro. Actualmente, el único objeto conocido que puede contener suficiente materia en tan reducido espacio es un agujero negro.

En galaxias activas más alejadas, se piensa que el ancho de las líneas espectrales está relacionado con la masa del agujero negro que genera la actividad de la galaxia.

Se especula que agujeros negros supermasivos en el centro de muchas galaxias, actuarían como los "motores" de las mismas, provocando sus movimientos giratorios, tales como galaxias Seyfert y quasares. Se cree que Sagitario A* es el agujero negro supermasivo central de la Vía Láctea.

Historia de la búsqueda de agujeros negros supermasivos[editar]

Donald Lynden-Bell y Martin Rees en 1971 exponen la hipótesis de que el centro de la Vía Láctea podría contener un agujero negro supermasivo. Sagitario A* fue descubierto y nombrado el 13 de febrero y 15 de 1974, por los astrónomos Bruce Balick y Robert Brown utilizando el interferómetro de línea de base del Observatorio Nacional de Radio Astronomía [2] Se descubrió una fuente de radio que emite radiación sincrotrón.; se encontró a ser denso e inmóvil debido a su gravitación. Este fue, por lo tanto, el primer indicio de que existe un agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea.

Formación[editar]

Concepción artística de un agujero y la acreción del disco negro supermasivo

El origen de los agujeros negros supermasivos sigue siendo un campo abierto de investigación. Los astrofísicos están de acuerdo en que una vez que un agujero negro está en su lugar en el centro de una galaxia, puede crecer por la acreción de materia y mediante la fusión con otros agujeros negros. Hay, sin embargo, varias hipótesis para los mecanismos de formación y masas iniciales de los progenitores, o "semillas", de agujeros negros supermasivos.

  • La hipótesis más obvia es que las semillas son agujeros negros de decenas o quizás cientos de masas solares que quedan por las explosiones de estrellas masivas y crecen por acreción de materia.
  • Otro modelo consiste en una gran nube de gas en el período anterior a las primeras estrellas formadas colapsar en un "cuasi-estrella" y luego un agujero negro de un principio sólo alrededor de ~ 20 M☉, y luego rápidamente acreción para convertirse con relativa rapidez un negro de masa intermedia agujero, y posiblemente un SMBH si la tasa de acreción nunca se apaga en masas mayores. [3] La "cuasi-estrella" inicial se vuelve inestable al radiales perturbaciones debido a la producción de pares electrón-positrón en su núcleo, y puede colapsar directamente en un agujero negro sin una explosión de supernova, que expulse la mayor parte de su masa y evitar que dejando un agujero negro como un remanente.
  • Sin embargo, otro modelo [4] implica un cúmulo estelar denso de someterse de colapso de núcleo como la capacidad de calor negativo del sistema acciona la dispersión de la velocidad en el núcleo a velocidades relativistas.
  • Por último, los agujeros negros primordiales pueden haber sido producidos directamente por la presión externa en los primeros momentos después del Big Bang. La formación de los agujeros negros de la muerte de las primeras estrellas se ha estudiado y corroborado por las observaciones ampliamente. Los otros modelos para la formación del agujero negro mencionadas anteriormente son teóricos.
Impresión de la gran salida del artista expulsado del cuásar SDSS J1106 + 1939

La dificultad en la formación de un agujero negro supermasivo reside en la necesidad de suficiente materia para estar en un pequeño volumen suficiente. Este asunto tiene que tener muy poco momento angular para que esto suceda. Normalmente, el proceso de acreción implica el transporte de una gran dotación inicial de momento angular hacia el exterior, y este parece ser el factor limitante en el crecimiento del agujero negro. Este es un componente importante de la teoría de los discos de acreción. Acreción de gas es el más eficiente y también la manera más visible en el que crecen los agujeros negros. La mayor parte del crecimiento de la masa de los agujeros negros supermasivos se cree que ocurre a través de episodios de la acreción de gas rápido, que son observables como núcleos galácticos activos o cuásares. 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 de la formación de un agujero negro supermasivo es la observación de quásares distantes luminosos, que indican que los agujeros negros supermasivos de miles de millones de masas solares ya habían formado cuando el universo tenía menos de mil millones de años. Esto sugiere que los agujeros negros supermasivos se levantaron muy temprano en el Universo, dentro de las primeras galaxias masivas.

Actualmente, parece que hay un hueco en la distribución de la masa observada de los agujeros negros. Hay agujeros negros de masa estelar, generados a partir de estrellas colapsan, que van hasta quizá 33 M☉. El agujero negro supermasivo mínimo es del orden de cientos de miles de masas solares. Entre estos regímenes no parece haber una escasez de agujeros negros de masa intermedia. Una brecha tal sugeriría cualitativamente diferentes procesos de formación. Sin embargo, algunos modelos [5] sugieren que las fuentes de rayos X ultraluminosas (ULXs) pueden ser agujeros negros de este grupo que falta.

Medidas del efecto Doppler[editar]

Vista lateral del agujero negro con el anillo toroidal transparente de materia ionizada según un modelo propuesto [6] para Sgr A *. Esta imagen muestra resultado de la flexión de la luz desde detrás del agujero negro, y también muestra la asimetría que surge por el efecto Doppler de la velocidad orbital extremadamente alto de la materia en el ring.

Algunas de las mejores pruebas de la presencia de agujeros negros es proporcionado por el efecto Doppler mediante el cual la luz de la materia cercana órbita está corrida hacia el rojo cuando retrocede y azul cuando avanza. Para la materia que se encuentra muy cerca de un agujero negro de la velocidad orbital debe ser comparable con la velocidad de la luz, por lo que la materia que retrocede aparecerá muy débil en comparación con la materia que avance, lo que significa que los sistemas con discos intrínsecamente simétricas y anillos adquirirán un aspecto visual muy asimétrica. Este efecto se ha dejado en el ordenador moderno imágenes generadas como el ejemplo que aquí se presenta, con base en un modelo plausible [6] para el agujero negro supermasivo en Sgr A * en el centro de nuestra propia galaxia. Sin embargo, la resolución que proporciona la tecnología telescopio actualmente disponible es aún insuficiente para confirmar directamente tales predicciones.

Lo que ya se ha observado directamente en muchos sistemas son las velocidades no relativistas más bajos de la materia que orbita más lejos de lo que se supone que son los agujeros negros. Medidas Doppler directos de máser de agua que rodean los núcleos de las galaxias cercanas han revelado una moción kepleriano muy rápido, sólo es posible con una alta concentración de la materia en el centro. En la actualidad, los objetos sólo conocidos que pueden empacar suficiente materia en un espacio tan pequeño son los agujeros negros, o las cosas que evolucionarán en agujeros negros dentro de los plazos astrofísicamente cortos. Para galaxias activas más alejadas, la anchura de las líneas espectrales amplias 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 tal vez el giro del agujero negro que los poderes de las galaxias activas.

La gravitación de los agujeros negros supermasivos en el centro de muchas galaxias se cree que alimentan objetos activos tales como galaxias y cuásares Seyfert.

Una correlación empírica entre el tamaño de los agujeros negros supermasivos y la velocidad de dispersión estelar σ de un bulbo galáctico [7] se llama la relación M-sigma.

En la vía Láctea[editar]

Órbitas inferidos de 6 estrellas alrededor supermasivo agujero negro candidato Sagitario A * en el centro de la galaxia Vía Láctea

Los astrónomos están seguros de que en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en su centro, de 26.000 años luz del Sistema Solar, en una región llamada Sagitario A* [8] debido a que:

  1. La estrella S2 sigue una órbita elíptica con un período de 15,2 años y un pericentro (distancia más cercana) de 17 horas de luz (1,8 × 1013 m ó 120 UA) desde el centro del objeto central. [9]
  2. Desde el movimiento de la estrella S2, la masa del objeto se puede estimar como 4,1 millones M☉, [10] [11] , o alrededor de 8,2 × 1036 kg.
  3. El radio del objeto central debe ser menos de 17 horas luz, porque de lo contrario, S2 chocaría con él. De hecho, recientes observaciones de la estrella S14 [12] indican que el radio es de no más de 6,25 horas luz, sobre el diámetro de la órbita de Urano. Sin embargo, la aplicación de la fórmula para el radio de Schwarzschild produce tan sólo unos 41 segundos luz, por lo que es consistente con la velocidad de escape es la velocidad de la luz.
  4. Ningún objeto astronómico conocido que no sea un agujero negro puede contener 4,1 millones M☉ en este volumen de espacio.

El Instituto Max Planck de Física Extraterrestre y UCLA Centro Galáctico Grupo [13] han proporcionado la evidencia más fuerte hasta la fecha que Sagitario A * es el sitio de un agujero negro supermasivo, [8] sobre la base de datos de ESO Very Large Telescope y el telescopio Keck [14] .

La detección de un brote inusualmente brillante de rayos X de Sagitario A *, un agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea

El 5 de enero de 2015, la NASA informó de la observación de una llamarada de rayos X 400 veces más brillante de lo habitual, un registro automático, de Sagitario A *. El evento inusual puede haber sido causado por la ruptura, aparte de un asteroide que cae en el agujero negro o por el enredo de líneas de campo magnético dentro del gas que fluye en Sagitario A *, según los astrónomos. [15]

Agujeros negros supervisados fuera de la Vía Láctea[editar]

Existe evidencia inequívoca dinámica de los agujeros negros supermasivos sólo en un puñado de galaxias; [16] estos incluyen la Vía Láctea, las galaxias del Grupo Local M31 y M32, y unas pocas galaxias más allá del Grupo Local, por ejemplo, NGC 4395. En estas galaxias, el cuadrado medio (o RMS) velocidades de las estrellas o las subidas de gas como ~ 1 / r, cerca del centro, lo que indica una masa punto central. En el resto de las galaxias observadas hasta la fecha, las velocidades rms son planas, o incluso caer, hacia el centro, por lo que es imposible afirmar con certeza que un agujero negro supermasivo está presente. [16] Sin embargo es comúnmente aceptado que el centro de casi cada galaxia contiene un agujero negro supermasivo. [17] La razón de esta suposición es la relación M-sigma, una (baja dispersión) estrecha relación entre la masa del agujero en las ~ 10 galaxias con detecciones seguras, y la dispersión de la velocidad las estrellas en las protuberancias de esas galaxias. [18] Esta correlación, aunque basado en sólo un puñado de galaxias, sugiere que muchos astrónomos una fuerte conexión entre la formación del agujero negro y la propia galaxia. [17]

  • La cercana galaxia de Andrómeda, a 2,5 millones de años-luz de distancia, contiene una M☉ agujero negro central (1.1 a 2.3) x 108 (110-230 million), significativamente mayor que la Vía Láctea de.
  • El mayor agujero negro supermasivo en el alrededores de la Vía Láctea parece ser la de M87, con un peso de (6,4 ± 0,5) x 109 (~ 6,4 mil millones) M☉ a una distancia de 53,5 millones de años luz.
  • El 05 de diciembre 2011 los astrónomos descubrieron el mayor agujero negro supermasivo en el universo cercano todavía encontró, la de la galaxia elíptica NGC supergigante 4889, con un peso de 2,1 × 1010 (21 mil millones) M☉ a una distancia de 336 millones de años-luz de distancia en la constelación Coma Berenices.
  • Mientras tanto, el supergigante galaxia elíptica en el centro del Fénix Cluster alberga un agujero negro de 2,0 × 1010 (20 mil millones) M☉ a una distancia de 5,7 millones de años luz. Los agujeros negros en los quásares son mucho más grandes, debido a su estado activo de fase de crecimiento continuo. La APM quasar hyperluminous 08279 + 5255 tiene un agujero negro supermasivo con una masa de 2,3 × 1010 (23 mil millones) M☉. Ampliar todavía está en otra S5 hyperluminous cuásar 0014 + 81, el mayor agujero negro supermasivo aún encontrado, que pesa 4,0 × 1010 (40 mil millones) M☉, o 10.000 veces más grande que el agujero negro en la Vía Láctea Centro Galáctico. Ambos quásares son 12100 millones de años luz de distancia.
  • Algunas galaxias, como el Galaxy 0402 + 379, parecen tener dos agujeros negros supermasivos en sus centros, formando un sistema binario. Si ellos chocaron, el evento crearía fuertes ondas gravitacionales. Los agujeros negros supermasivos binarios se cree que son una consecuencia común de las fusiones galácticas.
  • El par binario en el DO 287, 3,5 mil millones de años luz de distancia, contiene los más enorme agujero negro en un par, con una masa estimada en 18 mil millones M☉.
  • Un agujero negro supermasivo fue descubierto recientemente en la galaxia enana Henize 2-10, que no tiene abultamiento. Las implicaciones precisas para este descubrimiento sobre la formación de un agujero negro son desconocidas, pero pueden indicar que los agujeros negros se formaron antes de protuberancias.
  • El 28 de marzo de 2011, un agujero negro supermasivo se vio rasgado una estrella de tamaño medio de separación. Es decir, según los astrónomos, la única explicación probable de las observaciones que día de la radiación de rayos X repentino y el seguimiento observaciones de banda ancha. La fuente fue previamente un núcleo galáctico inactiva, y de estudio de la explosión se estima que el núcleo galáctico ser un SMBH con una masa del orden de un millón de masas solares. Este evento raro se supone que es una salida relativista (material que está siendo emitida en un chorro a una fracción significativa de la velocidad de la luz) de una estrella tidally interrumpido por el SMBH. Se espera que una fracción significativa de una masa solar de material que ha acrecentado en la SMBH. La posterior observación a largo plazo permitirá que este supuesto por confirmar si la emisión del chorro se desintegra en la tasa esperada de acreción de masa sobre una SMBH.
  • En 2012, los astrónomos reportaron una inusualmente gran masa de aproximadamente 17 mil millones M☉ para el agujero negro en el compacto, galaxia lenticular NGC 1277, que se encuentra a 220 millones de años luz de distancia en la constelación de Perseo. El agujero negro putativo tiene aproximadamente el 59 por ciento de la masa del abultamiento de esta galaxia lenticular (14 por ciento de la masa estelar total de la galaxia)
  • Otro estudio llegó a una conclusión muy diferente:. Este agujero negro no es particularmente overmassive, estimado entre 2 y 5 mil millones M☉ con 5 mil millones M☉ siendo el valor más probable.
  • El 28 de febrero 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 de que el horizonte de sucesos le daba vueltas a casi la velocidad de la luz.
  • En septiembre de 2014, los datos de diferentes telescopios de rayos X ha demostrado que el extremadamente pequeño, denso, galaxia enana ultra compacto M60-UCD1 alberga una de 20 millones de agujero negro de masa solar en su centro, 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 la galaxia de ser menos de cinco milésima de la masa de la Vía Láctea.
  • Algunas galaxias, sin embargo, carecen de los agujeros negros supermasivos en sus centros. Aunque la mayoría de las galaxias con agujeros negros supermasivos son galaxias muy pequeños, enano, uno descubrimiento sigue siendo un misterio: La galaxia elíptica supergigante cD A2261-BCG no se ha encontrado que contienen un agujero negro supermasivo activa, a pesar de la galaxia es una de las mayores galaxias conocidas ; diez veces el tamaño y mil veces la masa de la Vía Láctea. Desde un agujero negro supermasivo sólo será visible mientras se acretando, un agujero negro supermasivo puede ser casi invisible, excepto en sus efectos sobre las órbitas estelares.

Referencias[editar]

  1. Chandra :: Photo Album :: RX J1242-11 :: 18 Feb 04
  2. Melia, Fulvio (2007). The Galactic Supermassive Black Hole. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-13129-0. 
  3. Begelman, M. C. et al. (Jun 2006). "Formation of supermassive black holes by direct collapse in pre-galactic haloed". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 370 (1): 289–298. arXiv:astro-ph/0602363. Bibcode:2006MNRAS.370..289B. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10467.x.
  4. Spitzer, L. (1987). Dynamical Evolution of Globular Clusters. Princeton University Press. ISBN 0-691-08309-6.
  5. Winter, L.M. et al. (Oct 2006). "XMM-Newton Archival Study of the ULX Population in Nearby Galaxies". Astrophysical Journal 649 (2): 730–752. arXiv:astro-ph/0512480. Bibcode:2006ApJ...649..730W. doi:10.1086/506579.
  6. a b O. Straub, F.H. Vincent, M.A. Abramowicz, E. Gourgoulhon, T. Paumard, ``Modelling the black hole silhouette in Sgr A* with ion tori, Astron. Astroph. 543} (2012) A83.
  7. Gultekin K et al. (2009). "The M and M-L Relations in Galactic Bulges, and Determinations of Their Intrinsic Scatter". The Astrophysical Journal 698 (1): 198–221. arXiv:0903.4897. Bibcode:2009ApJ...698..198G. doi:10.1088/0004-637X/698/1/198.
  8. a b Henderson, Mark (December 9, 2008). "Astronomers confirm black hole at the heart of the Milky Way". London: Times Online. Retrieved 2009-05-17.
  9. Schödel, R. et al. (17 October 2002). "A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way". Nature 419 (6908): 694–696. arXiv:astro-ph/0210426. Bibcode:2002Natur.419..694S. doi:10.1038/nature01121. PMID 12384690.
  10. Ghez, A. M. et al. (December 2008). "Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits". Astrophysical Journal 689 (2): 1044–1062. arXiv:0808.2870. Bibcode:2008ApJ...689.1044G. doi:10.1086/592738.
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  14. "| W. M. Keck Observatory". Keckobservatory.org. Retrieved 2013-07-14.
  15. Chou, Felicia; Anderson, Janet; Watzke, Megan (5 January 2015). "RELEASE 15-001 - NASA’s Chandra Detects Record-Breaking Outburst from Milky Way’s Black Hole". NASA. Retrieved 6 January 2015.
  16. a b Merritt, David (2013). Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei. Princeton, NJ: Princeton University Press. p. 23. ISBN 9780691158600.
  17. a b King, Andrew (2003-09-15). "Black Holes, Galaxy Formation, and the MBH-σ Relation". The Astrophysical Journal Letters 596: L27–L29. arXiv:astro-ph/0308342. Bibcode:2003ApJ...596L..27K. doi:10.1086/379143.
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Bibliografía[editar]

  • Robert M. Wald, General Relativity, Chicago University Press, ISBN 0-226-87033-2.
  • Steven Weinberg, Gravitation and Cosmology: principles and applications of the general theory of relativity, Wiley (1972), ISBN 0-471-92567-5.