Agujero negro supermasivo

Un agujero negro supermasivo ( SMBH o, a veces, SBH ) es el tipo de agujero negro más grande , con una masa del orden 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, ni siquiera la luz . La evidencia observacional indica que casi todas las grandes galaxias tienen un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia . [4][5] La Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en su Centro Galáctico , que corresponde a la ubicación de Sagitario A * . [6] [7] La acreción de gas interestelar en agujeros negros supermasivos es el proceso responsable de alimentar los núcleos galácticos activos y los cuásares . [8]

Esta es la primera imagen directa tomada de un agujero negro supermasivo, ubicado en el núcleo galáctico de Messier 87 . [1] [2] Muestra un anillo de acreción calentado que orbita alrededor del objeto a una separación media de 350  AU , o diez veces más grande que la órbita de Neptuno alrededor del Sol. El centro oscuro es el horizonte de eventos y su sombra. [3]

Los agujeros negros supermasivos se definen clásicamente como agujeros negros con una masa superior a 0,1 millones a 1 millón de M ☉ . [9] Algunos astrónomos han comenzado a etiquetar agujeros negros de al menos 10 mil millones de M ☉ como agujeros negros ultramasivos. [10] [11] La mayoría de estos (como TON 618 ) están asociados con cuásares excepcionalmente energéticos. Incluso los más grandes han sido denominados agujeros negros tremendamente grandes (SLAB) con masas superiores a 100 mil millones de M ☉ . [12] Aunque señalaron que actualmente no hay evidencia de que los agujeros negros tremendamente grandes sean reales, señalaron que existen agujeros negros supermasivos de casi ese tamaño. [13] Algunos estudios han sugerido que la masa máxima que puede alcanzar un agujero negro, aunque sea un acumulador luminoso, es del orden de ~ 50 mil millones de M ☉ . [14] [15]

Los agujeros negros supermasivos tienen propiedades físicas que los distinguen claramente de las clasificaciones de menor masa. Primero, las fuerzas de marea en las proximidades del horizonte de eventos son significativamente más débiles para los agujeros negros supermasivos. La fuerza de marea en un cuerpo en el horizonte de eventos es inversamente proporcional al cuadrado de la masa: [16] una persona en la superficie de la Tierra y otra en el horizonte de eventos de un agujero negro de 10 millones de M ☉ experimentan aproximadamente la misma marea fuerza entre la cabeza y los pies. A diferencia de los agujeros negros de masa estelar , uno no experimentaría una fuerza de marea significativa hasta muy adentro del agujero negro. [17] Además, es algo contrario a la intuición observar que la densidad promedio de una SMBH dentro de su horizonte de eventos (definida como la masa del agujero negro dividida por el volumen de espacio dentro de su radio de Schwarzschild ) puede ser menor que la densidad de agua . [18] 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 tanto, mayor los agujeros negros masivos tienen una densidad media más baja . [19]

El radio del horizonte de sucesos de un agujero negro supermasivo de ~ 1 billón de M ☉ es comparable al semi-eje mayor de la órbita del planeta Urano . [20] [21]

La historia de cómo se encontraron los agujeros negros supermasivos comenzó con la investigación de Maarten Schmidt de la fuente de radio 3C 273 en 1963. Inicialmente se pensó que era una estrella, pero el espectro resultó desconcertante. Se determinó que eran líneas de emisión de hidrógeno que se habían desplazado al rojo , lo que indica que el objeto se estaba alejando de la Tierra. [22] La ley de Hubble mostró que el objeto estaba ubicado a varios miles de millones de años luz de distancia y, por lo tanto, debe estar emitiendo la energía equivalente a cientos de galaxias. La tasa de variaciones de luz de la fuente denominada objeto cuasi estelar , o quásar, sugirió que la región emisora ​​tenía un diámetro de un parsec o menos. En 1964 se habían identificado cuatro de esas fuentes [23].

En 1963, Fred Hoyle y WA Fowler propusieron la existencia de estrellas supermasivas (SMS) que queman hidrógeno como una explicación de las dimensiones compactas y la alta producción de energía de los cuásares. Estos tendrían una masa de aproximadamente 10 5 - 10 9 M ☉ . Sin embargo, Richard Feynman notó que las estrellas por encima de una cierta masa crítica son dinámicamente inestables y colapsarían en un agujero negro, al menos si no giraran. [24] Fowler propuso entonces 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 encontraron que la estrella resultante aún sufriría un colapso, concluyendo que una estrella no giratoria0,75 × 10 6  M ☉ SMS "no puede escapar del colapso en un agujero negro quemando su hidrógeno a través del ciclo CNO ". [25]

Edwin E. Salpeter y Yakov Zeldovich propusieron en 1964 que la materia que cayera sobre un objeto compacto masivo explicaría las propiedades de los cuásares. Se necesitaría una masa de alrededor de 10 8  M ☉ para igualar 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 . Señaló que la producción relativamente baja de los núcleos galácticos cercanos implicaba que se trataba de cuásares viejos e inactivos. [26] 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 . [27] Martin Ryle, Malcolm Longair y Peter Scheuer propusieron en 1973 que el núcleo central compacto podría ser la fuente de energía original de estos chorros relativistas . [26]

Arthur M. Wolfe y Geoffrey Burbidge señalaron en 1970 que la gran dispersión 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 comunes. Demostraron que el comportamiento podría explicarse por un agujero negro masivo con hasta 10 10  M ☉ , o una gran cantidad de agujeros negros más pequeños con masas por debajo de 10 3  M ☉ . [28] Se encontró evidencia dinámica de un objeto oscuro masivo en el núcleo de la galaxia elíptica activa Messier 87 en 1978, inicialmente estimado en5 × 10 9  M ☉ . [29] Pronto siguió el descubrimiento de un comportamiento similar en otras galaxias, incluida la Galaxia de Andrómeda en 1984 y la Galaxia Sombrero en 1988. [4]

Donald Lynden-Bell y Martin Rees plantearon la hipótesis en 1971 de que el centro de la Vía Láctea contendría un enorme agujero negro. [30] 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 . [31] Descubrieron una fuente de radio que emite radiación de sincrotrón ; se encontró que era 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.

El telescopio espacial Hubble , lanzado en 1990, proporcionó la resolución necesaria para realizar observaciones más refinadas de núcleos galácticos. En 1994, se utilizó el espectrógrafo de objetos débiles del Hubble para observar Messier 87, y se encontró 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 luz, lo que proporciona una fuerte evidencia de un agujero negro supermasivo. [32] Usando el Very Long Baseline Array para observar Messier 106 , Miyoshi et al. (1995) pudieron demostrar que la emisión de un maser 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 innovadora investigación señaló 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. [33] Junto a esta observación, que proporcionó la primera confirmación de los agujeros negros supermasivos, estaba el descubrimiento [34] de la línea de emisión de 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 solo 3 a 10 radios de Schwarzschild del agujero negro.

El 10 de abril de 2019, la colaboración del Event Horizon Telescope lanzó la primera imagen a escala del horizonte de un agujero negro, en el centro de la galaxia Messier 87. [2]

En febrero de 2020, los astrónomos informaron que una cavidad en el supercúmulo de Ophiuchus , que se origina en un agujero negro supermasivo, es el resultado de la explosión más grande conocida en el Universo desde el Big Bang . [35] [36] [37]

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 agujero negro. [38] [39] [40]

La concepción de un artista 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 abierto. Los astrofísicos están de acuerdo en que los agujeros negros pueden crecer por acreción de materia y fusionándose con otros agujeros negros. [41] [42] Hay varias hipótesis sobre los mecanismos de formación y las masas iniciales de los progenitores, o "semillas", de los agujeros negros supermasivos.

Una hipótesis es que las semillas son agujeros negros de decenas o quizás cientos de masas solares que quedan atrás por las explosiones de estrellas masivas y crecen por acreción de materia. Otro modelo plantea la hipótesis de que antes de las primeras estrellas, las grandes nubes de gas podrían colapsar en una " cuasi-estrella ", que a su vez colapsaría en un agujero negro de alrededor de 20  M ☉ . [43] Estas estrellas también pueden haber sido formadas por halos de materia oscura que atraen enormes cantidades de gas por gravedad, que luego producirían estrellas supermasivas con decenas de miles de masas solares. [44] [45] La "cuasi-estrella" se vuelve inestable a las perturbaciones radiales debido a la producción de pares de positrones y electrones 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). Un escenario alternativo predice que grandes nubes de alto corrimiento al rojo de gas libre de metales, [46] cuando son irradiadas por un flujo suficientemente intenso de fotones Lyman-Werner , [47] pueden evitar el enfriamiento y la fragmentación, colapsando así como un solo objeto debido a la -gravitación . [48] [49] El núcleo del objeto que colapsa alcanza valores extremadamente grandes de densidad de materia, del orden de, y desencadena una inestabilidad relativista general . [50] 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 ~ 100.000 M ☉ y se denominan agujeros negros de colapso directo . [51]

Ilustración artística de una galaxia con chorros de un agujero negro supermasivo. [53]

Otro modelo involucra un denso cúmulo estelar que sufre un colapso del núcleo a medida que la capacidad térmica negativa del sistema impulsa la dispersión de la velocidad en el núcleo a velocidades relativistas . [54] [55] Finalmente, los agujeros negros primordiales podrían haberse producido directamente a partir de la presión externa en los primeros momentos después del Big Bang. Estos agujeros negros primordiales tendrían entonces más tiempo que cualquiera de los modelos anteriores para acumularse, lo que les da 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 enumerados anteriormente son teóricos.

Independientemente del canal de formación específico para la semilla del agujero negro, dada la masa suficiente cercana, podría acumularse para convertirse en un agujero negro de masa intermedia y posiblemente un SMBH si la tasa de acreción persiste. [43]

La formación de un agujero negro supermasivo requiere un volumen relativamente pequeño de materia muy densa con un pequeño momento angular . 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 un agujero negro. Este es un componente importante de la teoría de los discos de acreción . La acumulación de gas es la forma más eficiente y también más notoria en la que crecen 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 se pueden observar 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 temprano. 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 masas solares 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.

Impresión artística de estrellas nacidas en vientos de agujeros negros supermasivos. [56]

Existe una vacante en la distribución de masa observada de los agujeros negros. Los agujeros negros que se generan a partir de estrellas moribundas tienen masas de 5 a 80  M ☉ . El agujero negro supermasivo mínimo es de aproximadamente cien mil masas solares. Las escalas de masa entre estos rangos se denominan agujeros negros de masa intermedia. Tal brecha sugiere un proceso de formación diferente. Sin embargo, algunos modelos [57] sugieren que las fuentes de rayos X ultraluminosas (ULX) pueden ser agujeros negros de este grupo faltante.

Existe un límite superior para el tamaño de los agujeros negros supermasivos que pueden crecer. Los llamados agujeros negros ultramasivos (UMBH), que son al menos diez veces el tamaño de la mayoría de los agujeros negros supermasivos, a 10 mil millones de masas solares o más, parecen tener un límite superior teórico de alrededor de 50 mil millones de masas solares, como cualquier cosa por encima de esto. ralentiza el crecimiento a un ritmo lento (la desaceleración tiende a comenzar alrededor de 10 mil millones de masas solares) y hace que el disco de acreción inestable que rodea el agujero negro se una a las estrellas que lo orbitan. [58] [59] [60] [61]

Los agujeros negros supermasivos distantes, como J0313-1806 , [62] y ULAS J1342 + 0928 , [63] son difíciles de explicar tan pronto después del Big Bang. Una pequeña minoría de fuentes argumenta que pueden ser evidencia de que nuestro universo es el resultado de un Big Bounce , en lugar de un Big Bang, con estos agujeros negros supermasivos que se forman antes del Big Bounce. [64] [65]

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 . [66] [67]

Un núcleo galáctico activo (AGN) ahora se considera 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 de AGN se puede explicar utilizando solo una pequeña cantidad de parámetros físicos. Para el modelo inicial, estos valores consistían en el ángulo del toroide del disco de acreción con 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. [68]

Una correlación empírica entre el tamaño de los agujeros negros supermasivos y la dispersión de la velocidad estelar. de una protuberancia de galaxias [69] se llama relación M-sigma .

Mediciones Doppler

Simulación de una vista lateral de un agujero negro con anillo toroidal transparente de materia ionizada según un modelo propuesto [70] para Sgr A * . Esta imagen muestra el resultado de la curvatura de la luz 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.

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 se aleja y hacia el azul cuando avanza. Para la materia muy cercana a un agujero negro, la velocidad orbital debe ser comparable con la velocidad de la luz, por lo que la materia en retroceso parecerá muy débil en comparación con la materia en avance, lo que significa que los sistemas con discos y anillos intrínsecamente simétricos adquirirán una apariencia visual altamente asimétrica. Este efecto se ha permitido en imágenes modernas generadas por computadora, como el ejemplo que se presenta aquí, basado en un modelo plausible [70] para el agujero negro supermasivo en Sgr A * en el centro de nuestra propia galaxia. Sin embargo, la resolución proporcionada por la tecnología de telescopios actualmente disponible es todavía 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 medidas Doppler directas de máseres de agua que rodean los núcleos de 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 contener suficiente materia en un espacio tan pequeño son los agujeros negros, o cosas que se convertirán en agujeros negros en escalas de tiempo astrofísicamente cortas. Para las galaxias activas más alejadas, el ancho de las líneas espectrales anchas se puede utilizar para sondear el gas que orbita cerca del horizonte de eventos. 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 a las galaxias activas.

En la Vía Láctea

Órbitas inferidas de 6 estrellas alrededor del candidato a agujero negro supermasivo Sagitario A * en el centro galáctico de la Vía Láctea [71]

Los astrónomos confían en 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 * [72] porque:

  • La estrella S2 sigue una órbita elíptica con un período de 15,2 años y un pericentro (distancia más cercana) de 17 horas luz (1,8 × 10 13  mo 120 AU) desde el centro del objeto central. [73]
  • A partir del movimiento de la estrella S2, la masa del objeto se puede estimar en 4,1 millones de  M ☉ , [74] [75] o aproximadamente8,2 × 10 36  kg .
  • El radio del objeto central debe ser inferior a 17 horas luz, porque de lo contrario S2 chocaría con él. Las observaciones de la estrella S14 [76] indican que el radio no supera las 6,25 horas luz, aproximadamente el diámetro de la órbita de Urano .
  • Ningún objeto astronómico conocido que no sea un agujero negro puede contener 4,1 millones de  M ☉ en este volumen de espacio.

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 con 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 . [77]

El 5 de enero de 2015, la NASA informó haber observado un destello de rayos X 400 veces más brillante de lo habitual, un récord, desde Sagitario A *. El evento inusual 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 *, según los astrónomos. [78]

Detección de una llamarada de rayos X inusualmente brillante de Sagitario A *, un agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea . [78]

Fuera de la Vía Láctea

Impresión artística de un agujero negro supermasivo que destroza una estrella. Abajo: agujero negro supermasivo devorando una estrella en la galaxia RX J1242−11 - Rayos X (izquierda) y óptico (derecha). [79]

La evidencia dinámica inequívoca de los agujeros negros supermasivos existe sólo en un puñado de galaxias; [80] 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, la velocidad cuadrática media (o rms) de las estrellas o el gas aumenta 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 caen, hacia el centro, lo que hace imposible afirmar con certeza que hay un agujero negro supermasivo. [80] Sin embargo, se acepta comúnmente que el centro de casi todas las galaxias contiene un agujero negro supermasivo. [81] 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 velocidad de dispersión de las estrellas en las protuberancias de esas galaxias. [82] 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 propia galaxia. [81]

Fotografía del Telescopio Espacial Hubble del chorro relativista de 4.400 años luz de Messier 87, que es materia expulsada por el 6.4 × 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 una (1,1–2,3) × 10 8 (110–230 millones)  M ☉ agujero negro central, significativamente más grande que el de la Vía Láctea. [83] 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(6.4 ± 0.5) × 10 9 (c. 6.4 mil millones)  M ☉ a una distancia de 53.5 millones de años luz. [84] [85] La galaxia elíptica supergigante NGC 4889 , a una distancia de 336 millones de años luz de distancia en laconstelación de Coma Berenices , contiene un agujero negro medido como2,1 × 10 10 (21 mil millones)  M ☉ . [86]

Las masas de agujeros negros en los cuásares se pueden estimar mediante métodos indirectos que están sujetos a una incertidumbre sustancial. El quásar TON 618 es un ejemplo de un objeto con un agujero negro extremadamente grande, estimado en6.6 × 10 10 (66 mil millones)  M ☉ . [87] 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 de2,3 × 10 10 (23 mil millones)  M ☉ , y el cuásar S5 0014 + 81 , con una masa de4.0 × 10 10 (40 mil millones)  M ☉ , o 10,000 veces la masa del agujero negro en el Centro Galáctico de la Vía Láctea.

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 . [88] Se cree que los agujeros negros supermasivos binarios son una consecuencia común de las fusiones galácticas . [89] 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 18.000 millones de  M ☉ . [90] 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 en la formación de agujeros negros, pero pueden indicar que los agujeros negros se formaron antes que las protuberancias. [91]

El 28 de marzo de 2011, se vio un agujero negro supermasivo desgarrando una estrella de tamaño mediano. [92] Esa es la única explicación probable de las observaciones de ese día de radiación repentina de rayos X y las observaciones de seguimiento de banda ancha. [93] [94] La fuente era previamente un núcleo galáctico inactivo, y a partir del estudio del estallido, se estima que el núcleo galáctico es un SMBH con una masa del orden de un millón de masas solares. Se supone que este raro evento es una salida relativista (material que se emite en un chorro a una fracción significativa de la velocidad de la luz) de una estrella interrumpida 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 a la tasa esperada de acumulación de masa en un SMBH.

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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 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 abultamiento de esta galaxia lenticular (14 por ciento de la masa estelar total de la galaxia). [95] 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. [96] 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 giraba casi a la velocidad de la luz. [97] [98]

Vista del Hubble de un agujero negro supermasivo "eructando". [99]

En septiembre de 2014, datos de diferentes telescopios de rayos X demostraron que la extremadamente pequeña, densa y ultracompacta galaxia enana M60-UCD1 alberga un agujero negro de 20 millones de masas solares en su centro, lo que representa más del 10% de la masa total del planeta. 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 encontrado que la galaxia CD elíptica supergigante A2261-BCG contenga un agujero negro supermasivo activo, a pesar de que la galaxia es una de las galaxias más grandes conocidas. ; diez veces el tamaño y mil veces la masa de la Vía Láctea. Dado que un agujero negro supermasivo solo será visible mientras se acrecienta, un agujero negro supermasivo puede ser casi invisible, excepto en sus efectos sobre las órbitas estelares.

En diciembre de 2017, los astrónomos informaron de la detección del cuásar más distante actualmente conocido, 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 cuásar más distante conocido anteriormente. ULAS J1120 + 0641 . [100] [101] [102]

Agujero negro supermasivo y agujero negro más pequeño en la galaxia OJ 287
Comparaciones de agujeros negros grandes y pequeños en la galaxia OJ 287 con el Sistema Solar
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Destellos de disco de agujero negro en la galaxia OJ 287
(1:22; animación; 28 de abril de 2020)

En febrero de 2021, los astrónomos lanzaron, 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 , según las longitudes de onda de radio ultrabajas , detectadas por la matriz de baja frecuencia. (LOFAR) en Europa. [103]

La radiación de Hawking es una radiación de cuerpo negro que se prevé que sea liberada por los agujeros negros , debido a los efectos cuánticos cerca del horizonte de eventos. Esta radiación reduce la masa y la energía de los agujeros negros, lo que hace que se encojan y finalmente desaparezcan. Si los agujeros negros se evaporan a través de la radiación de Hawking , un agujero negro supermasivo con una masa de 10 11 (100 mil millones) M ☉ se evaporará en alrededor de 2 × 10 100 años. [104] Se predice que algunos monstruosos agujeros negros en el universo continuarán creciendo hasta quizás 10 14 M ☉ durante el colapso de supercúmulos de galaxias. Incluso estos se evaporarían en una escala de tiempo de hasta 10 106 años. [105]

  • Agujeros negros en la ficción
  • Objeto masivo central
  • Centro Galáctico  : centro de rotación de la galaxia Vía Láctea
  • Exceso de GeV en el centro galáctico  : radiación de rayos gamma inexplicable en el centro de la galaxia Vía Láctea
  • Relatividad general  : la teoría de la gravitación de Einstein como espaciotiempo curvo
  • Sistema estelar hipercompacto
  • Lista de los agujeros negros más masivos  - artículo de la lista de Wikipedia
  • Spin-flip  : un cambio repentino del eje de giro causado por la fusión con otro agujero negro

  1. ^ Overbye, Dennis (10 de abril de 2019). "Imagen de un agujero negro revelada por primera vez - Los astrónomos por fin han capturado una imagen de las entidades más oscuras del cosmos - Comentarios" . The New York Times . Consultado el 10 de abril de 2019 .
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