Esta es una lista ordenada de los agujeros negros más masivos descubiertos hasta ahora (y probables candidatos), medidos en unidades de masas solares ( M ☉ ), aproximadamente2 × 10 30 kilogramos .
Introducción
Un agujero negro supermasivo (SMBH) es un agujero negro extremadamente grande , del orden de cientos de miles a miles de millones de masas solares ( M ☉ ), y se teoriza que existe en el centro de casi todas las galaxias masivas . En algunas galaxias, incluso hay sistemas binarios de agujeros negros supermasivos, ver el sistema OJ 287 . La evidencia dinámica inequívoca de SMBH sólo existe en un puñado de galaxias; [1] Estos incluyen la Vía Láctea , las galaxias del Grupo Local M31 y M32 , y algunas galaxias más allá del Grupo Local, por ejemplo, NGC 4395 . En estas galaxias, las velocidades cuadráticas medias (o raíz cuadrática media ) de las estrellas o del gas se elevan como ~ 1 / r cerca del centro, lo que indica un punto central de masa. En todas las demás galaxias observadas hasta la fecha, las velocidades rms son planas, o incluso caen, hacia el centro, lo que hace imposible afirmar con certeza que hay un agujero negro supermasivo. [1] Sin embargo, se acepta comúnmente que el centro de casi todas las galaxias contiene un agujero negro supermasivo. [2] La razón de esta suposición es la relación M-sigma , una relación estrecha (baja dispersión ) entre la masa del agujero en las ~ 10 galaxias con detecciones seguras y la velocidad de dispersión de las estrellas en las protuberancias de esas galaxias. . [3] Esta correlación, aunque se basa en un puñado de galaxias, sugiere a muchos astrónomos una fuerte conexión entre la formación del agujero negro y la propia galaxia. [2]
Aunque actualmente se teoriza la existencia de SMBH en casi todas las galaxias masivas, los agujeros negros más masivos son raros; y hasta la fecha solo se han descubierto menos de varias docenas. Existe una dificultad extrema para determinar la masa de un SMBH en particular, por lo que aún permanecen en el campo de la investigación abierta. Los SMBH con masas precisas se limitan solo a las galaxias dentro del supercúmulo de Laniakea y a los núcleos galácticos activos .
Otro problema de esta lista es el método utilizado para determinar la masa. Dichos métodos, como el mapeo de reverberación de líneas de emisión amplia (BLRM), las mediciones Doppler , la dispersión de la velocidad y la relación M-sigma antes mencionada, aún no se han establecido bien. La mayoría de las veces, las masas derivadas de los métodos dados contradicen los valores de los demás.
Esta lista contiene agujeros negros supermasivos con masas conocidas, determinadas al menos en el orden de magnitud. Algunos objetos de esta lista tienen dos citas, como 3C 273; uno de Bradley M. Peterson et al. utilizando el método BLRM, [4] y el otro de Charles Nelson utilizando el valor de [O III ] λ5007 y la dispersión de velocidad. [5] Tenga en cuenta que esta lista está muy lejos de ser completa, ya que solo el Sloan Digital Sky Survey (SDSS) detectó200 000 cuásares , que probablemente sean el hogar de agujeros negros de miles de millones de masas solares. Además, hay varios cientos de citas de mediciones de agujeros negros que aún no se incluyen en esta lista. A pesar de esto, se muestran la mayoría de los agujeros negros conocidos por encima de mil millones de M ☉ . Se incluyen todas las galaxias más desordenadas con agujeros negros conocidos con precisión.
Nuevos descubrimientos sugieren que muchos agujeros negros, denominados "tremendamente grandes", podrían superar los 100 mil millones de masas solares. [6]
Lista
Debido a la gran cantidad de números involucrados, los agujeros negros enumerados aquí tienen sus valores de masa en notación científica (números multiplicados a potencias de 10). Los valores con incertidumbres se escriben entre paréntesis cuando es posible. Tenga en cuenta que las diferentes entradas en esta lista tienen diferentes métodos y sistemática para obtener sus valores de masa y, por lo tanto, diferentes niveles de confianza en sus masas. Estos métodos se especifican en sus notas.
Nombre | Masa solar ( Sol = 1 × 10 0 ) | Notas |
---|---|---|
TON 618 | 6,6 × 10 10 [7] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar Hβ. |
Holmberg 15A | (4,0 ± 0,8) × 10 10 [8] | Masa especificada obtenida a través de modelos de Schwarzschild simétricos, basados en órbitas. Las estimaciones anteriores van desde ~ 310 mil millones de M ☉ hasta 3 mil millones de M ☉ , todas basadas en relaciones de escala empíricas y, por lo tanto, se obtienen de la extrapolación y no de las mediciones cinemáticas. [9] |
IC 1101 | (4–10) × 10 10 [10] | Estimado a partir de las propiedades de la galaxia anfitriona (relación de Faber-Jackson ); la masa no se ha medido directamente. |
S5 0014 + 81 | 4 × 10 10 [11] [12] [13] | Un artículo de 2010 sugirió que un embudo colima la radiación alrededor del eje del chorro, creando una ilusión óptica de brillo muy alto y, por lo tanto, una posible sobreestimación de la masa del agujero negro. [11] |
SMSS J215728.21-360215.1 | (3,4 ± 0,6) × 10 10 [14] | Estimado utilizando mediciones espectroscópicas de infrarrojo cercano del doblete de la línea de emisión de MgII. |
SDSS J102325.31 + 514251.0 | (3,31 ± 0,61) × 10 10 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar MgII. |
H1821 + 643 | 3 × 10 10 [16] | Valor obtenido como estimación indirecta utilizando un modelo de luminosidad mínima de Eddington requerida para dar cuenta del enfriamiento de Compton del cúmulo circundante. [dieciséis] |
NGC 6166 | 3 × 10 10 [17] | Galaxia central de Abell 2199 ; notable por su jet relativista de cien mil años luz de largo. |
APM 08279 + 5255 | 2,3 × 10 10 [18] 1.0+0,17 −0,13× 10 10 [19] | Basado en el ancho de la velocidad de la línea de CO del gas molecular en órbita, [18] y el mapeo de reverberación usando líneas de emisión SiIV y CIV. [19] |
NGC 4889 | (2,1 ± 1,6) × 10 10 [20] [21] | Mejor ajuste: la estimación varía entre 6 mil millones y 37 mil millones M ☉ . [20] [21] |
RBS 2043 | 2 × 10 10 [22] | Galaxia central del Cúmulo Fénix ; [23] este agujero negro está creciendo continuamente a una tasa de ~ 60 M ☉ por año. |
SDSS J074521.78 + 734336.1 | (1,95 ± 0,05) × 10 10 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar MgII. |
DO 287 primaria | 1,8 × 10 10 [24] | Un agujero negro más pequeño de 100 millones de M ☉ orbita a este en un período de 12 años (véase la sección secundaria del DO 287 a continuación). Pero esta medida está en duda debido al número limitado y la precisión de las órbitas acompañantes observadas. |
NGC 1600 | (1,7 ± 0,15) × 10 10 [25] [26] | Masiva sin precedentes en relación con su ubicación: una galaxia elíptica hospedada en un entorno escaso. |
SDSS J08019.69 + 373047.3 | (1,51 ± 0,31) × 10 10 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar MgII. |
SDSS J115954.33 + 201921.1 | (1,41 ± 0,10) × 10 10 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar MgII. |
SDSS J075303.34 + 423130.8 | (1,38 ± 0,03) × 10 10 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar Hβ. |
SDSS J080430.56 + 542041.1 | (1,35 ± 0,22) × 10 10 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar MgII. |
Abell 1201 BCG | (1,3 ± 0,6) × 10 10 [27] | Estimado a partir de la fuerte lente gravitacional de una galaxia de fondo detrás del BCG . [27] Tenga cuidado con la ambigüedad entre la determinación de la masa de BH y el perfil de materia oscura del cúmulo de galaxias. [28] |
SDSS J0100 + 2802 | (1,24 ± 0,19) × 10 10 [29] [30] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar MgII. Este objeto creció temprano en la historia cósmica ( corrimiento al rojo 6,30). |
SDSS J081855.77 + 095848.0 | (1,20 ± 0,06) × 10 10 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar MgII. |
NGC 1270 | 1,2 × 10 10 [31] | Galaxia elíptica ubicada en el Cúmulo de Perseo . También es un AGN de baja luminosidad (LLAGN). [32] |
SDSS J082535.19 + 512706.3 | (1,12 ± 0,20) × 10 10 [15] | Estimado a partir de la línea de emisión de cuásar Hβ |
SDSS J013127.34-032100.1 | (1,1 ± 0,2) × 10 10 [33] | Estimado a partir del modelo del espectro del disco de acreción. [33] |
PSO J334.2028 + 01.4075 | 1 × 10 10 [34] | En realidad, hay dos agujeros negros, orbitando entre sí en un par cercano con un período de 542 días. Se cita el más grande, mientras que la masa del más pequeño no está definida. [34] |
Agujero negro de la galaxia elíptica central de RX J1532.9 + 3021 | 1 × 10 10 [35] | |
QSO B2126-158 | 1 × 10 10 [11] | |
NGC 1281 | 1 × 10 10 [36] | Galaxia elíptica compacta en el Cúmulo de Perseo . Las estimaciones de masa oscilan entre 10 mil millones de M ☉ y <5 mil millones de M ☉ . [37] |
SDSS J015741.57-010629.6 | (9,8 ± 1,4) × 10 9 [15] | |
NGC 3842 | 9,7+3,0 −2,5× 10 9 [20] [21] | La galaxia más brillante del Cúmulo Leo |
SDSS J230301.45-093930.7 | (9,12 ± 0,88) × 10 9 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar MgII. |
SDSS J140821.67 + 025733.2 | 8 × 10 9 [38] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar MgII. |
SDSS J075819.70 + 202300.9 | (7,8 ± 3,9) × 10 9 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar Hβ. |
CID-947 | 6,9+0,8 −1,2× 10 9 [39] | Constituye el 10% de la masa total de su galaxia anfitriona. Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar Hβ. |
SDSS J080956.02 + 502000.9 | (6,46 ± 0,45) × 10 9 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar Hβ. |
SDSS J014214.75 + 002324.2 | (6,31 ± 1,16) × 10 9 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar MgII. |
Messier 87 | 7.22+0,34 −0,40× 10 9 [40] 6,3 × 10 9 [41] | Galaxia central del Cúmulo de Virgo ; el primer agujero negro fotografiado directamente. |
NGC 5419 | 7.2+2,7 −1,9× 10 9 [42] | Estimado a partir de la distribución de velocidades estelares. Un satélite secundario SMBH puede orbitar alrededor de 70 parsecs. [42] |
SDSS J025905.63 + 001121.9 | (5,25 ± 0,73) × 10 9 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar Hβ. |
SDSS J094202.04 + 042244.5 | (5,13 ± 0,71) × 10 9 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar Hβ. |
QSO B0746 + 254 | 5 × 10 9 [11] | |
QSO B2149-306 | 5 × 10 9 [11] | |
SDSS J090033.50 + 421547.0 | (4,7 ± 0,2) × 10 9 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar MgII. |
Messier 60 | (4,5 ± 1,0) × 10 9 [43] | |
SDSS J011521.20 + 152453.3 | (4,1 ± 2,4) × 10 9 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar Hβ. |
QSO B0222 + 185 | 4 × 10 9 [11] | |
Hércules A ( 3C 348 ) | 4 × 10 9 | Destaca por su jet relativista de un millón de años luz de largo . |
Abell 1836-BCG | 3,61+0,41 −0,50× 10 9 [44] | |
SDSS J213023.61 + 122252.0 | (3,5 ± 0,2) × 10 9 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar Hβ. |
SDSS J173352.23 + 540030.4 | (3,4 ± 0,4) × 10 9 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar MgII. |
SDSS J025021.76-075749.9 | (3,1 ± 0,6) × 10 9 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar MgII. |
NGC 1271 | 3,0+1,0 −1,1× 10 9 [45] | Galaxia compacta elíptica o lenticular en el Cúmulo de Perseo . [46] |
SDSS J030341.04-002321.9 | (3,0 ± 0,4) × 10 9 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar MgII. |
QSO B0836 + 710 | 3 × 10 9 [11] | |
SDSS J224956.08 + 000218.0 | (2,63 ± 1,21) × 10 9 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar Hβ. |
SDSS J030449.85-000813.4 | (2,4 ± 0,50) × 10 9 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar Hβ. |
SDSS J234625.66-001600.4 | (2,24 ± 0,15) × 10 9 [15] | Estimado a partir de la correlación de la línea de emisión de cuásar Hβ. |
PKS 2128-123 | 2,02 × 10 9 [47] | |
ULAS J1120 + 0641 | 2 × 10 9 [48] [49] | |
QSO 0537-286 | 2 × 10 9 [11] | |
NGC 3115 | 2 × 10 9 [50] | |
Q0906 + 6930 | 2 × 10 9 [51] | Blazar más distante , en z = 5,47 |
QSO B0805 + 614 | 1,5 × 10 9 [11] | |
Messier 84 | 1,5 × 10 9 [52] | |
J100758.264 + 211529.207 ("Pōniuāʻena") | (1,5 ± 0,2) × 10 9 [53] | Segundo cuásar más distante conocido |
PKS 2059 + 034 | 1,36 × 10 9 [54] | |
Abell 3565-BCG | 1,34+0,21 −0,19× 10 9 [44] | |
NGC 7768 | 1.3+0,5 −0,4× 10 9 [21] | |
NGC 1277 | 1,2 × 10 9 [55] | Una vez se pensó que albergaba un agujero negro tan grande que contradecía la formación de galaxias modernas y las teorías evolutivas, [56] el nuevo análisis de los datos lo revisó a la baja a aproximadamente un tercio de la estimación original. [57] y luego una décima. [55] |
Agujero negro de la galaxia elíptica central de MS 0735.6 + 7421 | 1 × 10 9 [58] [59] [60] | Produjo un estallido colosal de AGN después de acumular 600 millones de M ☉ de material. Masa de BH no declarada explícitamente; solo un límite inferior. Requiere suposiciones sobre las eficiencias de acumulación de gas y potencia de chorro. [58] [59] [60] |
QSO B225155 + 2217 | 1 × 10 9 [11] | |
QSO B1210 + 330 | 1 × 10 9 [11] | |
Cygnus A | 1 × 10 9 [61] | La fuente de radio extrasolar más brillante del cielo vista a frecuencias superiores a 1 GHz |
Sombrero Galaxy | 1 × 10 9 [62] | Bolométricamente, la galaxia más luminosa del universo local y también el agujero negro de mil millones de masas solares más cercano a la Tierra. |
Markarian 501 | 9 × 10 8 -3,4 × 10 9 [63] | El objeto más brillante del cielo en rayos gamma de muy alta energía. |
PG 1426 + 015 | (1,298 ± 0,385) × 10 9 [4] 467 740 000 [5] | |
3C 273 | (8,86 ± 1,87) × 10 8 [4] 550 000 000 [5] | El cuásar más brillante del cielo |
ULAS J1342 + 0928 | 8 × 10 8 [64] | Cuásar más distante [64] : actualmente registrado como el cuásar más distante en z = 7,54 [64] |
Messier 49 | 5,6 × 10 8 [65] | |
NGC 1399 | 5 × 10 8 [66] | Galaxia central del Cúmulo Fornax |
PG 0804 + 761 | (6,93 ± 0,83) × 10 8 [4] 190 550 000 [5] | |
PG 1617 + 175 | (5,94 ± 1,38) × 10 8 [4] 275 420 000 [5] | |
PG 1700 + 518 | 7.81+1,82 −1,65× 10 8 [4] 60 260 000 [5] | |
NGC 4261 | 4 × 10 8 [67] | Notable por su Avión relativista de 88 000 años luz de largo . [68] |
PG 1307 + 085 | (4,4 ± 1,23) × 10 8 [4] 281 840 000 [5] | |
SAGE0536AGN | (3,5 ± 0,8) × 10 8 [69] [70] | Constituye el 1,4% de la masa de su galaxia anfitriona |
NGC 1275 | 3,4 × 10 8 [71] [72] | Galaxia central del cúmulo de Perseo |
3C 390.3 | (2,87 ± 0,64) × 10 8 [4] 338 840 000 [5] | |
II Zwicky 136 | (4,57 ± 0,55) × 10 8 [4] 144 540 000 [5] | |
PG 0052 + 251 | (3,69 ± 0,76) × 10 8 [4] 218 780 000 [5] | |
Messier 59 | 2,7 × 10 8 [73] | Este agujero negro tiene una rotación retrógrada. [74] |
PG 1411 + 442 | (4,43 ± 1,46) × 10 8 [4] 79 430 000 [5] | |
Markarian 876 | (2,79 ± 1,29) × 10 8 [4] 240 000 000 [5] | |
Galaxia de Andromeda | 2,3 × 10 8 | Galaxia grande más cercana a la Vía Láctea |
PG 0953 + 414 | (2,76 ± 0,59) × 10 8 [4] 182 000 000 [5] | |
PG 0026 + 129 | (3,93 ± 0,96) × 10 8 [4] 53 700 000 [5] | |
Fairall 9 | (2,55 ± 0,56) × 10 8 [4] 79 430 000 [5] | |
Markarian 1095 | (1,5 ± 0,19) × 10 8 [4] 182 000 000 [5] | |
Messier 105 | 1,4 × 10 8 -2 × 10 8 [75] | |
Markarian 509 | (1,43 ± 0,12) × 10 8 [4] 57 550 000 [5] | |
DO 287 secundaria | 1 × 10 8 [24] | El agujero negro más pequeño que orbita el OJ 287 primario (ver arriba). |
RX J124236.9-111935 | 1 × 10 8 [76] | Observado por el Observatorio de rayos X Chandra para interrumpir marea una estrella. [76] [77] |
Messier 85 | 1 × 10 8 [78] | |
NGC 5548 | (6,71 ± 0,26) × 10 7 [4] 123 000 000 [5] | |
PG 1211 + 143 | (1,46 ± 0,44) × 10 8 [4] 40 740 000 [5] | |
Messier 88 | 8 × 10 7 [79] | |
Messier 81 ( Galaxia de Bode ) | 7 × 10 7 [80] | |
Markarian 771 | (7,32 ± 3,52) × 10 7 [4] 7.586 × 10 7 [5] | |
Messier 58 | 7 × 10 7 [81] | |
PG 0844 + 349 | (9,24 ± 3,81) × 10 7 [4] 2.138 × 10 7 [5] | |
Centauro A | 5,5 × 10 7 [82] | También destaca por su jet relativista de un millón de años luz de largo . [83] |
Markarian 79 | (5,24 ± 1,44) × 10 7 [4] 5,25 × 10 7 [5] | |
Messier 96 | 48 000 000 [84] | Las estimaciones pueden ser tan bajas como 1,5 millones de masas solares. |
Markarian 817 | (4,94 ± 0,77) × 10 7 [4] 4,365 × 10 7 [5] | |
NGC 3227 | (4,22 ± 2,14) × 10 7 [4] 3,89 × 10 7 [5] | |
NGC 4151 primaria | 4 × 10 7 [85] [86] | |
3C 120 | 5.55+3,14 −2,25× 10 7 [4] 2,29 × 10 7 [5] | |
Markarian 279 | (3,49 ± 0,92) × 10 7 [4] 4,17 × 10 7 [5] | |
NGC 3516 | (4,27 ± 1,46) × 10 7 [4] 2,3 × 10 7 [5] | |
NGC 863 | (4,75 ± 0,74) × 10 7 [4] 1,77 × 10 7 [5] | |
Messier 82 ( Galaxia del cigarro ) | 3 × 10 7 [87] | Prototipo de galaxia estelar . [88] |
Messier 108 | 2,4 × 10 7 [89] | |
M60-UCD1 | 2 × 10 7 [90] | Constituye el 15% de la masa de su galaxia anfitriona. |
NGC 3783 | (2,98 ± 0,54) × 10 7 [4] 9 300 000 [5] | |
Markarian 110 | (2,51 ± 0,61) × 10 7 [4] 5 620 000 [5] | |
Markarian 335 | (1,42 ± 0,37) × 10 7 [4] 6 310 000 [5] | |
NGC 4151 secundaria | 10 000 000 [86] | |
NGC 7469 | (12,2 ± 1,4) × 10 6 [4] 6 460 000 [5] | |
IC 4329 A | 9,90+17,88 −11,88× 10 6 [4] 5 010 000 [5] | |
NGC 4593 | 5.36+9,37 −6,95× 10 6 [4] 8 130 000 [5] | |
Messier 61 | 5 × 10 6 [91] | |
Messier 32 | 1,5 × 10 6 -5 × 10 6 [92] | Una galaxia satélite enana de la galaxia de Andrómeda . |
Sagitario A * | 4,3 × 10 6 [93] | El agujero negro en el centro de la Vía Láctea . |
Ver también
- Lista de estructuras cósmicas más grandes
- Lista de galaxias más grandes
- Lista de agujeros negros menos masivos
- Lista de exoplanetas más masivos
- Lista de las estrellas de neutrones más masivas
- Lista de estrellas más masivas
- Lista de los objetos astronómicos más distantes
- Listas de objetos astronómicos
Referencias
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