Ficha d'oxetu celesteFuracu negru supermasivu
Parte de Galaxa activa y NGC 6240
Cambiar los datos en Wikidata
Enriba: Representación artística d'un furacu negru supermasivu absorbiendo materia d'una estrella cercana. Embaxo: imáxenes d'un supuestu furacu negru supermasivu taramiando una estrella na galaxa RXJ 1242-11. Izq.: en rayos X; Der.: en lluz visible.[1]

Un furacu negru supermasivu ye un furacu negru con una masa del orde de millones o decenes de miles de millones de mases solares.

Estudios científicos suxuren fuertemente que la Vía Láctea tien un furacu negru supermasivu nel centru galácticu, llamáu Sagitario A*. Créese que munches, si non toles galaxes, alluguen un furacu negru supermasivu nel so centru. Ello ye que una de les teoríes más estendíes nos últimos tiempos ye la de suponer que toles galaxes elípticu y espiral tienen nel so centru un furacu negru supermasivu, que xeneraría la gravedá abonda pa caltener la unidá.

Introducción

Un furacu negru supermasivu tien delles propiedaes interesante que la estremen d'otros de menor masa:

  • La densidá media d'un furacu negru supermasivu pue ser bien baxa, de fechu puede ser menor que la densidá de l'agua, si la so masa ye abondo grande. Esto asocede porque'l radiu del furacu negru amóntase linealmente cola masa, polo que la densidá aparra col cuadráu de la masa, ente que'l volume ye proporcional al cubu del radiu de Schwarzschild de tal manera que la densidá satisfai la siguiente proporcionalidad:


Onde ye la masa del sol y la masa del furacu negru supermasivu. La cantidá anterior ye inferior a la densidá de l'agua cuando la masa supera mil millones de vegaes la masa solar.
  • Les fuercies de marea na vecindá del horizonte de sucesos son sensiblemente menores. Puesto que el centru de la singularidá ta bien alloñáu del horizonte, un hipotéticu astronauta viaxando escontra'l centru del furacu negru nun esperimentaría fuercies de marea significatives hasta enfusase enforma nel furacu negru.

Los furacos negros d'esti tamañu pueden formase solo de dos formes: por una lenta absorción (acrecimiento) de materia (a partir d'un tamañu estelar), o direutamente por presión esterna nos primeros intres del Big Bang. El primer métodu rique un llargu periodu y grandes cantidaes de materia disponible pa la crecedera del furacu negru supermasivu.

Midíes Doppler de la materia qu'arrodia'l nucleu de galaxes vecines a la Vía Láctea, revelen un movimientu xiratoriu bien rápido, que namái ye posible por una gran concentración de materia nel centru. Anguaño, l'únicu oxetu conocíu que puede contener abonda materia en tan amenorgáu espaciu ye un furacu negru.

En galaxes actives más alloñaes, piénsase que l'anchu de les llinies espectrales ta rellacionáu cola masa del furacu negru que xenera l'actividá de la galaxa.

Especúlase que furacos negros supermasivos nel centru de munches galaxes, actuaríen como los "motores" de les mesmes, provocando los sos movimientos xiratorios, tales como galaxes Seyfert y cuásares. Créese que Sagitario A* ye'l furacu negru supermasivu central de la Vía Láctea.

Historia de la busca de furacos negros supermasivos

Donald Lynden-Bell y Martin Rees en 1971 esponen la hipótesis de que'l centru de la Vía Láctea podría contener un furacu negru supermasivu. Sagitario A* foi descubiertu y nomáu el 13 de febreru y 15 de 1974, polos astrónomos Bruce Balick y Robert Brown utilizando'l interferómetro de llinia de base del Observatoriu Nacional de Radio Astronomía.[2] Afayóse una fonte de radio qu'emite radiación sincrotrón; atopóse ser trupu ya inmóvil por cuenta de la so gravitación. Este foi, poro, el primer niciu de qu'esiste un furacu negru supermasivu nel centru de la Vía Láctea.

Formación

Concepción artística d'un furacu y la acreción del discu negru supermasivu

L'orixe de los furacos negros supermasivos sigue siendo un campu abierto d'investigación. Los astrofísicos tán d'alcuerdu en qu'una vegada qu'un furacu negru ta nel so llugar nel centru d'una galaxa, puede crecer pola acreción de materia y por aciu la fusión con otros furacos negros. Hai, sicasí, delles hipótesis pa los mecanismos de formación y mases iniciales de los proxenitores, o "granes", de furacos negros supermasivos.

  • La hipótesis más obvia ye que les granes son furacos negros de decenes o quiciabes cientos de mases solares que queden poles esplosión d'estrelles masives y aumenten por acreción de materia.
  • Otru modelu consiste nuna gran nube de gas nel periodu anterior a les primeres estrelles formaes al colapsar nuna "cuasi-estrella" y depués nun furacu negru en principiu de namái alredor de 20 ~ M☉, y dempués, rápido, por acreción, convertise con relativa rapidez nun furacu negru de masa entemedio, y posiblemente un SMBH (Furacu Negru SuperMasivo; sigles n'inglés) si la tasa de acreción nun aparra en mases mayores.[3] La "cuasi-estrella" inicial vuélvese inestable por perturbaciones radiales por cuenta de la producción de pares electrón-positrón nel so nucleu, y puede colapsar direutamente nun furacu negru ensin una esplosión de supernova, qu'espulse la mayor parte de la so masa dexando un furacu negru como remanente.
  • Sicasí, otru modelu[4] implica un cúmulu estelar mestu sometíu a colapsu nun nucleu con amenorgamientu de la cantidá de calor del restu espulsáu por dispersión a velocidaes relativistes.
  • A lo último, los furacos negros primordiales pueden ser producíos direutamente pola presión esterna nos primeros momentos dempués del Big Bang. La formación de los furacos negros pola muerte de les primeres estrelles s'estudió y acotó poles observaciones llargamente. Los otros modelos pa la formación del furacu negru mentaes enantes son teóricos.
Impresión de la gran salida del artista espulsáu del cuásar SDSS J1106 + 1939

La dificultá na formación d'un furacu negru supermasivu mora na necesidá d'abonda materia pa tar nun pequeñu volume. Esti asuntu tien que tener bien poco momentu angular por que esto asoceda. De normal, el procesu de acreción implica'l tresporte d'una gran dotación inicial pel momento angular escontra l'esterior, y este paez ser el factor limitante na crecedera del furacu negru. Este ye un componente importante de la teoría de los discos de acreción. La acreción de gas ye lo más eficiente y tamién la manera más visible nel que crecen los furacos negros. La mayor parte de la crecedera de la masa de los furacos negros supermasivos créese qu'asocede al traviés d'episodios de la acreción rápida de gas, que son observables como nucleos galácticos activos o cuásares. Les observaciones revelen que los cuásares yeren muncho más frecuentes cuando l'Universu yera más nuevu, lo qu'indica que los furacos negros supermasivos formáronse y crecieron ceo. Un factor limitante importante pa les teoríes de la formación d'un furacu negru supermasivu ye la observación de cuásares distantes lluminosos, qu'indiquen que los furacos negros supermasivos de miles de millones de mases solares yá se formaren cuando l'universu tenía menos de mil millones d'años. Esto suxure que los furacos negros supermasivos empecipiáronse bien ceo nel Universu, dientro de les primeres galaxes masives.

Anguaño, paez qu'hai un buecu na distribución de la masa reparada de los furacos negros. Hai furacos negros de masa estelar, xeneraos a partir d'estrelles que colapsen, que van hasta quiciabes 33 M☉. El furacu negru supermasivu mínimu ye del orde de cientos de miles de mases solares. Ente estos rexímenes paez haber una escasez de furacos negros de masa entemedio. Una fienda tal suxuriría cualitativamente distintos procesos de formación. Sicasí, dellos modelos[5] suxuren que les fontes de rayos X ultraluminosas (ULXs) pueden ser furacos negros d'esti grupu que falta.

Midíes del efeutu Doppler

Vista llateral del furacu negru col aniellu toroidal tresparente de materia ionizada según un modelu propuestu[6] pa Sgr A *. Esta imaxe amuesa resultancia de la flexón de la lluz dende detrás del furacu negru, y tamién amuesa l'asimetría que surde pol efeutu Doppler de la velocidá orbital desaxeradamente alta de la materia nel aniellu, que xira d'esquierda a derecha per delantre.

Dalgunes de les meyores evidencies de la presencia de furacos negros ye la qu'apurre'l efeutu Doppler. Acordies con esti efeutu, la lluz emitida pola materia oxetos que s'alloñar de nós presenta fana en candia, ente que los oxetos que s'averen van presentar fana al azul. Asina, pa la materia que s'atopa mui cerca d'un furacu negru, la velocidá orbital ten de ser comparable cola velocidá de la lluz, polo que la materia que s'alloñar va apaecer bien débil en comparanza cola materia qu'avere, lo que significa que los sistemes con discos intrínsecamente simétriques y aniellos van adquirir un aspeutu visual bien asimétricu. Esti efeutu, dexóse nel ordenador modernu imáxenes xeneraes como l'exemplu qu'equí se presenta, con base nun modelu plausible[6] pal furacu negru supermasivu en Sgr A * nel centru de nuesa mesma galaxa. Sicasí, el resolución qu'apurre la teunoloxía telescopiu anguaño disponible ye entá insuficiente pa confirmar direutamente tales predicciones.

Lo que yá se reparó direutamente en munchos sistemes son les velocidaes non relativistes más baxes de la materia que orbita más lloñe de lo que se supón que son los furacos negros. Midíes Doppler direutes de máser (sigles n'inglés d'Amplificación de Microondes por emisión aguiyada de Radiación) d'agua de la materia qu'arrodia los nucleos de les galaxes cercanes revelaron un movimientu keplerianu bien rápido que namái ye posible con una alta concentración de la materia nel centru. Na actualidá, los oxetos namái conocíos que pueden concentrar abonda materia nun espaciu tan pequeñu son los furacos negros, o les coses que van evolucionar en furacos negros dientro de plazos astrofísicamente curtios. Pa galaxes actives más alloñaes, l'anchor de les llinies espectrales amplies puede utilizase pa sondiar el gas que orbita cerca del horizonte de sucesos. La téunica de mapeo de reverberación utiliza la variabilidá d'estes llinies pa midir la masa y seique el xiru del furacu negru de les galaxes actives.

La gravitación de los furacos negros supermasivos nel centru de munches galaxes créese qu'alimenten oxetos activos tales como galaxia Seyfert y cuásares .

Una correlación empírica ente'l tamañu de los furacos negros supermasivos y la velocidá de dispersión estelar σ d'un bulbu galácticu[7] llámase la rellación M-sigma.

Na vía Láctea

Órbites inferíos de 6 estrelles alredor supermasivu furacu negru candidatu Sagitario A * nel centru de la galaxa Vía Láctea

Los astrónomos tán seguros de qu'en nuesa mesma galaxa, la Vía Láctea tien un furacu negru supermasivu nel so centru, a 26 000 años lluz del Sistema Solar, nuna rexón llamada Sagitario A*[8] por cuenta de que:

  1. Dende'l movimientu de la estrella S2, la masa del oxetu puede envalorase como 4,1 millones M☉,,[9][10] o alredor de Plantía:Notación científica.
  2. La estrella S2 sigue una órbita elíptica con un periodu de 15,2 años y un pericentro (distancia más cercana) de 17 hores lluz (Plantía:Notación científica ó 120 UA) dende'l centru del oxetu central.[11]
  3. El radiu del oxetu central ten de ser menos de 17 hores lluz, porque de lo contrario, S2 topetaría con él. Ello ye que recién observaciones de la estrella S14[12] indiquen que'l radiu ye menor de 6,25 hores lluz, comparable al diámetru de la órbita d'Uranu (5,31 hores lluz). Per otra parte, l'aplicación de la fórmula pal radio de Schwarzschild produz tan solo unos 41 segundos lluz, lo que ye consistente con que la velocidá d'escape hai de ser, a lo menos, daqué mayor que la velocidá de la lluz; imposible que da llugar al furacu negru.
  4. Nengún oxetu astronómicu conocíu que nun seya un furacu negru puede contener 4,1 millones M☉ nesti volume d'espaciu.

L'Institutu Max Planck de Física Estraterrestre y UCLA Centru Galácticu Grupu[13] apurrieron la evidencia más fuerte hasta la fecha que Sagitario A * ye'l sitiu d'un furacu negru supermasivu,[8] sobre la base de datos d'ESO Very Large Telescope y el telescopiu Keck.[14]

La detección d'un biltu inusualmente brillante de rayos X de Sagitario A *, un furacu negru supermasivu nel centru de la Vía Láctea

El 5 de xineru de 2015, la NASA informó de la observación d'un fogaral de rayos X 400 vegaes más brillosa de lo habitual, un rexistru automáticu, de Sagitario A *. L'eventu inusual puede ser causáu pola rotura, amás de un asteroide que cai nel furacu negru o pol enriedu de llinies de campu magnético dientro del gas que flúi en Sagitario A *, según los astrónomos.[15]

Furacos negros detectaos fora de la Vía Láctea

Esiste evidencia inequívoca dinámica de los furacos negros supermasivos namái nun puñáu de galaxes;[16] estos inclúin la Vía Láctea, les galaxes del Grupu Llocal M31 y M32, y unes poques galaxes más allá del Grupu Llocal, por casu, NGC 4395. Nestes galaxes, la media cuadrática (RMS o rms) de les velocidaes de les estrelles o d'escape de los gases cerca del centru ye 1 ~ / r, lo qu'indica una masa puntual central. Nel restu de les galaxes reparaes hasta la fecha, les velocidaes RMS son planes, o inclusive aparren escontra'l centru, polo que ye imposible afirmar con certidume qu'un furacu negru supermasivu ta presente.[16] Sicasí ye comúnmente aceptáu que'l centru de cuasi cada galaxa contién un furacu negru supermasivu.[17] La razón d'esti camientu ye la rellación M-sigma de baxa dispersión o estrecha rellación ente les mases de los furacos nes ~ 10 galaxes con detecciones segures, y la dispersión de la velocidá les estrelles nos bárabos d'eses galaxes.[18] Esta correlación, anque basada en namái un puñáu de galaxes, suxure que munchos astrónomos una fuerte conexón ente la formación del furacu negru y la mesma galaxa.[17]

  • La cercana galaxa d'Andrómeda, a 2,5 millones d'años lluz de distancia, contién un furacu negru central con (1.1 a 2.3) x 10^8 (110-230 millones) M☉, significativamente mayor que'l de la Vía Láctea.
  • El mayor furacu negru supermasivu na contorna de la Vía Láctea paez ser la de M87, con un pesu de (6,4 ± 0,5) x 10^9 (~ 6400 millones) M☉ a una distancia de 53,5 millones d'años lluz.
  • El 05 d'avientu 2011 los astrónomos afayaron el mayor furacu negru supermasivu nel universu cercanu inda atopó, la de la galaxa elíptica NGC superxigante 4889, con un pesu de Plantía:Notación científica (21 000 millones) M☉ a una distancia de 336 millones d'años lluz de distancia na constelación Coma Berenices.
  • Mentanto, la galaxa elíptica superxigante nel centru del Fénix Cluster alluga un furacu negru de Plantía:Notación científica (20 000 millones) M☉ a una distancia de 5,7 millones d'años lluz. Los furacos negros nos cuásares son muncho más grandes, por cuenta del so estáu activu de fase de crecedera continua. La APM cuásar hiperluminoso 08279 + 5255 tien un furacu negru supermasivu con una masa de Plantía:Notación científica (23 000 millones) M☉. Esiste otru S5 cuásar hiperluminoso 0014 + 81, el mayor furacu negru supermasivu atopáu hasta la fecha, que pesa Plantía:Notación científica (40 000 millones) M☉, o 10.000 vegaes más grande que'l furacu negru na Vía Láctea Centru Galácticu. Dambos cuásares tán a 12100 millones d'años lluz de distancia.
  • Delles galaxes, como la galaxa 0402 + 379, paecen tener dos furacos negros supermasivos nel so centru, formando un sistema binariu. Si topetaren, l'eventu crearía fuertes ondes gravitacionales. Los furacos negros supermasivos binarios créese que son una consecuencia común de les fusiones galáctiques.
  • El par binariu nel DO 287, 3500 millones d'años lluz de distancia, contién el sistema d'un par de furacos negros más enorme, con una masa envalorada en 18 000 millones M☉.
  • Un furacu negru supermasivu foi afayáu apocayá na galaxa nana Henize 2-10, que nun tien abultamientu. Les implicaciones precises pa esti descubrimientu sobre la formación d'un furacu negru son desconocíes, pero pueden indicar que los furacos negros formáronse antes de bárabos.
  • El 28 de marzu de 2011, súpose qu'un furacu negru supermasivu afectó a una estrella relativamente cercana. Según los astrónomos, la única esplicación consistente coles observaciones de la radiación en rayos X repentina y del siguimientu en banda ancha ye que la fonte foi un nucleu galácticu primeramente inactivu, y del estudiu de la esplosión, envalórase que'l nucleu galácticu ye un SMBH con una masa del orde d'un millón de mases solares. Esti raru eventu supónse ser una emisión retativista de material a una fracción significativa de la velocidá de la lluz dende una estrella sometida a fuercies de marea; emisión interceptada pol SMBH. Créese qu'una parte importante de la masa estelar amontó'l SMBH. La posterior observación al llargu plazu va dexar saber si, nesti supuestu ensin confirmar, la emisión del remexu aumenta na tasa esperada la acreción de masa del SMBH.
  • En 2012, los astrónomos reportaron una inusualmente gran masa d'aproximao 17 000 millones M☉ pal furacu negru supermasivu na compacta galaxa lenticular NGC 1277, que s'atopa a 220 millones d'años lluz de distancia na constelación de Perseo. El supuestu furacu negru supermasivu tien aproximao'l 59 per cientu de la masa del abultamientu d'esta galaxa lenticular (14 per cientu de la masa estelar total de la galaxa)
  • Otru estudiu llegó a una conclusión bien distinta:. Esti furacu negru nun ye particularmente supermasivu. Envalorar ente 2000 millones y 5000 millones M☉ con 5000 millones M☉ siendo'l valor más probable.
  • El 28 de febreru 2013 los astrónomos informaron sobre l'usu del satélite NuSTAR pa midir con precisión el xiru d'un furacu negru supermasivu, per primer vegada, en NGC 1365, informando de que l'horizonte de sucesos dába-y vueltes a cuasi la velocidá de la lluz.
  • En setiembre de 2014, los datos de distintos telescopios de rayos X demostraron que la desaxeradamente pequeña, trupa, galaxa nana ultracompacta M60-UCD1 alluga un furacu negru de 20 millones de mases solares nel so centru, que representa más del 10% de la masa total de la galaxa. El descubrimientu ye abondo sorprendente, una y bones el furacu negru ye cinco veces más masivu que'l furacu negru de la Vía Láctea a pesar de que la galaxa seya menos de cinco milésimes de la masa de la Vía Láctea.
  • Delles galaxes, sicasí, escarecen de furacos negros supermasivos nos sos centros. Anque la mayoría de les galaxes con furacos negros supermasivos son galaxes bien pequeñes, nanes, unu de que los sos descubrimientos sigue siendo un misteriu: La galaxa elíptica superxigante cD A2261-BCG nun s'atopó que contenga un furacu negru supermasivu activu, a pesar de que la galaxa ye una de les mayores galaxes conocíes: diez veces el tamañu y mil veces la masa de la Vía Láctea. Un furacu negru supermasivu namái va ser detectable mientres s'amontando. Un furacu negru supermasivu pue ser cuasi indetectable, sacante nos sos efeutos sobre les órbites estelares.

Ver

  • S5 0014+81 (mayor furacu negru supermasivu)
  • Nave estelar de furacu negru

Referencies

  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:astru-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:astru-ph/0512480. Bibcode:2006ApJ...649..730W. doi:10.1086/506579.
  6. 1 2 O. Straub, F.H. Vincent, M.A. Abramowicz, Y. 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. 1 2 Henderson, Mark (December 9, 2008). "Astronomers confirm black hole at the heart of the Milky Way". London: Times Online. Retrieved 2009-05-17.
  9. ↑ 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.
  10. ↑ «Milky Way's Central Monster Measured - Sky & Telescope». Consultáu'l 24 de xunu de 2015.
  11. ↑ 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:astru-ph/0210426. Bibcode:2002Natur.419..694S. doi:10.1038/nature01121. PMID 12384690.
  12. ↑ Ghez, A. M.; Salim, S.; Hornstein, S. D.; Tanner, A.; Lu, J. R.; Morris, M.; Becklin, Y. Y.; Duchêne, G. (May 2005). "Stellar Orbits around the Galactic Center Black Hole". The Astrophysical Journal 620 (2): 744–757. arXiv:astru-ph/0306130. Bibcode:2005ApJ...620..744G. doi:10.1086/42717 5.
  13. ↑ @sciencemusicart.com, Liz. «UCLA Galactic Center Institute». www.astro.ucla.edu. Consultáu'l 24 de xunu de 2015.
  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. 1 2 Merritt, David (2013). Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei. Princeton, NJ: Princeton University Press. p. 23. ISBN 9780691158600.
  17. 1 2 King, Andrew (2003-09-15). "Black Holes, Galaxy Formation, and the MBH-σ Relation". The Astrophysical Journal Letters 596: L27–L29. arXiv:astru-ph/0308342. Bibcode:2003ApJ...596L..27K. doi:10.1086/379143.
  18. ↑ Ferrarese, Laura; Merritt, David (2000-08-10). "A Fundamental Relation between Supermassive Black Holes and Their Host Galaxies". The Astrophysical Journal(The American Astronomical Society) 539 (1): L9–12. arXiv:astru-ph/0006053. Bibcode:2000ApJ...539L...9F. doi:10.1086/312838.

Bibliografía

  • Robert M. Wald, Xeneral 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.



Esti artículu foi traducíu automáticamente y precisa revisase manualmente
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.