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Agujeros negros supermasivos primordiales. ¿Qué edad tienen?

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Sé que los astrónomos han detectado agujeros negros supermasivos en el universo temprano. ¿Cuál fue la edad del universo a la que se detectaron estos agujeros negros? En otras palabras, ¿cuánto tiempo se cree que tardarán en formarse estos agujeros negros supermasivos y cuáles son los mecanismos por los que se formaron, además de las estrellas supermasivas?


Los primeros agujeros negros supermasivos deben haberse formado antes de unos 750 millones de años después del Big Bang, ya que hay evidencia de cuásares luminosos con corrimientos al rojo de hasta 7 y con probables agujeros negros de mil millones de masas solares o más en sus centros (p. Ej. Momjian et al. (2013).

Los mecanismos candidatos para producir tales objetos en un corto período de tiempo son la acreción de hiper-Eddington en semillas de agujeros negros estelares; el colapso directo de grandes nubes de gas primordiales en agujeros negros; o la fusión de agujeros negros de tamaño estelar en densos cúmulos, seguida de acumulación de gas. Smith, Bromm & Loeb (2017) revisan de forma accesible estas posibilidades.


La observación de galaxias antiguas proporciona nuevas pistas sobre cómo se forman los agujeros negros supermasivos

Por Nicole Karlis
Publicado el 11 de octubre de 2020 7:30 p.m. (EDT)

Imagen de un cúmulo de galaxias del Hubble Ultra Deep Field (NASA)

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Quizás el viejo dicho "estamos mejor juntos" también se aplica al funcionamiento interno del universo. El 1 de octubre, los astrónomos anunciaron que encontraron un agujero negro gigante rodeado de protogalaxias que se remontan al universo temprano, como cuando tenía menos de mil millones de años.

El descubrimiento se realizó con la ayuda del Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral (ESO). Los hallazgos se publicaron en la revista Astronomy & Astrophysics.

Es la primera vez que se observa una agrupación cercana tan pronto después del Big Bang. Los astrónomos esperan que este descubrimiento nos ayude a comprender mejor cómo los agujeros negros supermasivos se formaron y crecieron tan grande y rápidamente. En una declaración de ESO, los astrónomos dicen que este descubrimiento respalda la teoría de que los agujeros negros crecen rápidamente dentro de estructuras similares a redes. Según esta teoría, es porque necesitan mucha gasolina para alimentarlos.

"Esta investigación fue impulsada principalmente por el deseo de comprender algunos de los objetos astronómicos más desafiantes: los agujeros negros supermasivos en el Universo temprano", dijo Marco Mignoli, astrónomo del Instituto Nacional de Astrofísica (INAF) en Bolonia, Italia, y autor principal de la nueva investigación publicada hoy en Astronomy & Astrophysics, dijo en un comunicado. "Estos son sistemas extremos y hasta la fecha no hemos tenido una buena explicación para su existencia".

Las nuevas observaciones revelan que hay varias galaxias que rodean un agujero negro supermasivo que se encuentra en una red cósmica en la que el gas se extiende a un área de más de 300 veces el ancho de la Vía Láctea.

"Los filamentos de la telaraña cósmica son como hilos de telaraña", explicó Mignoli. "Las galaxias se paran y crecen donde se cruzan los filamentos, y las corrientes de gas, disponibles para alimentar tanto a las galaxias como al agujero negro supermasivo central, pueden fluir a lo largo de los filamentos".

La luz de esta telaraña cósmica ha viajado hasta nosotros desde una época en la que el universo tenía 900 millones de años. (A modo de comparación, el universo tiene actualmente 13,77 mil millones de años).

"Nuestro trabajo ha colocado una pieza importante en el rompecabezas en gran parte incompleto que es la formación y el crecimiento de objetos tan extremos, pero relativamente abundantes, tan rápidamente después del Big Bang", dijo el coautor Roberto Gilli, también astrónomo del INAF en Bolonia. dijo en un comunicado.

Los astrónomos creen que los primeros agujeros negros crecieron muy rápido, hasta alcanzar masas de mil millones de soles con los primeros 900 millones de años de vida del Universo. Sin embargo, los astrónomos han luchado durante mucho tiempo para explicar cómo estas grandes cantidades de combustible ayudaron a que estos agujeros negros crecieran tan rápido, en tamaños tan enormes, en tan poco tiempo, según los estándares del universo. Los astrónomos ahora piensan que la "telaraña" cósmica y las galaxias dentro de ella contienen suficiente gas para proporcionar el combustible que un agujero negro necesita para crecer enormemente tan rápido. La forma en que se formaron estas estructuras en forma de red sigue siendo un misterio, pero los científicos sospechan que los halos masivos de materia oscura son clave para una mejor comprensión.

"Nuestro hallazgo apoya la idea de que los agujeros negros más distantes y masivos se forman y crecen dentro de halos masivos de materia oscura en estructuras a gran escala, y que la ausencia de detecciones anteriores de tales estructuras probablemente se debió a limitaciones de observación", Colin Norman. de la Universidad Johns Hopkins en Baltimore, también coautor del estudio, dijo en un comunicado.

Estas galaxias son algunas de las más débiles observadas por los telescopios actuales, lo que lleva a los astrónomos a creer que hay mucho más por descubrir.

"Creemos que acabamos de ver la punta del iceberg, y que las pocas galaxias descubiertas hasta ahora alrededor de este agujero negro supermasivo son solo las más brillantes", dijo la coautora Barbara Balmaverde, astrónoma del INAF en Torino, Italia, en una declaración.

Avi Loeb, presidente del departamento de astronomía de Harvard, le dijo a Salon por correo electrónico que la concentración de galaxias está "en la vecindad de un quásar luminoso cuando el universo tenía alrededor de mil millones de años".

"El quásar brillante es alimentado por la caída de gas en un enorme agujero negro, que pesa más de mil millones de soles", dijo Loeb a Salon. "Encontrar un agujero negro tan monstruoso es similar a ver a un bebé gigante, del tamaño de un adulto, en una sala de partos, la única forma en que puede formarse tan temprano es dentro de una galaxia más masiva que la Vía Láctea, que la alimenta con un enorme cantidad de gas frío ".

Loeb agregó que "tales galaxias son extremadamente raras en el universo temprano y solo pueden ensamblarse en los ambientes más densos donde los objetos se condensan mucho antes que en el resto del Universo".

"Como resultado, se espera que el entorno del cuásar sea más denso que el promedio con una concentración de galaxias adicionales", dijo Loeb. "Y esto es exactamente lo que encontró el equipo de Mignoli".


Enormes agujeros negros 'primordiales', más grandes que los agujeros negros supermasivos, pueden existir, según un estudio

Se sospecha que los llamados "agujeros negros tremendamente grandes" son cuerpos celestes verdaderamente antiguos que pueden haberse formado mucho antes que las galaxias.

Si bien los científicos ya han descubierto agujeros negros supermasivos (SMBH) con masas de hasta diez mil millones de veces la de nuestro propio Sol, un nuevo estudio audaz sugiere que pueden existir cuerpos celestes aún más grandes.

Según phys.org, el estudio, realizado por el profesor emérito de Queen Mary Bernard Carr de la Facultad de Física y Astronomía, junto con F. Kuhnel (Munich) y L. Visinelli (Frascati), se centra en cómo estos llamados "estupendamente grandes y negros agujeros "(SLAB) y la medida en que podrían crecer.

Se cree que los agujeros negros supermasivos se forman dentro de sus galaxias anfitrionas y crecen devorando materia de su entorno o fusionándose con otros agujeros negros. Los investigadores proponen que las BPAU "podrían ser 'primordiales', formándose en el Universo temprano y mucho antes que las galaxias", como dice phys.org.

Si bien el mecanismo de formación sospechado de los agujeros negros supermasivos sugiere un cierto límite superior para su masa - "algo por encima de diez mil millones de masas solares" - los agujeros negros "primordiales" propuestos no son el producto del colapso de una estrella y su masa podría variar de "muy pequeño "a" tremendamente grande ", agrega el medio de comunicación.

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Fronteras y controversias en astrofísica

Capítulo 1. Agujeros negros supermasivos y ondas gravitacionales [00:00:00]

Profesor Charles Bailyn: Bien, esta es la última clase de la sección sobre agujeros negros y relatividad. Debo decir que esta sección particular del curso ha ido en una dirección que no esperaba del todo. Hemos hecho un poco más y hemos profundizado un poco más en la teoría. No hemos hecho tanto con los objetos observados reales. Eso no es algo tan terrible. Estoy bastante contento con eso. Solo quiero señalar un par de cosas que estaban en el programa de estudios a las que no llegamos, porque son cosas muy interesantes. Puedes buscarlos en el sitio web del pequeño agujero negro y descubrir todo tipo de cosas sobre ellos.

Y uno de ellos es que existe una categoría de los llamados agujeros negros supermasivos. Mencioné los agujeros negros que provienen de las estrellas, y hablaré mucho más sobre eso hoy. Pero no creo que vaya a tener la oportunidad de hablar sobre los agujeros negros supermasivos. Estos son agujeros negros que viven en los centros de las galaxias y pueden tener masas de cientos de miles, millones, a veces incluso miles de millones de veces la masa del Sol. Entonces, agujeros negros muy masivos en los centros de las galaxias, incluida nuestra propia galaxia, por cierto.

Y es el gas que cae en estos agujeros negros lo que alimenta a los cuásares. Vimos un cuásar con lentes gravitacionales el otro día. Estas son fuentes de emisión muy poderosas que se encuentran en los centros de las galaxias, a veces llamadas núcleos galácticos activos, y son causadas por estos agujeros negros muy masivos. Entonces, eso es algo a lo que probablemente no vamos a llegar.

Otra cosa es que originalmente tenía la intención de hablar un poco sobre ondas gravitacionales. Mencioné eso en el contexto del hecho de que la emisión de estas ondas hace que los períodos orbitales de cosas como el púlsar binario, y de hecho todas las órbitas, en principio, se acorten gradualmente. El período orbital, el semieje mayor, se acorta gradualmente. Pero también existe la esperanza de que aún no se ha hecho, de que puedas detectar estas ondas directamente, de que puedas hacer una especie de telescopio que realmente observe ondas gravitacionales. Esto ahora está en progreso. Aún no ha tenido éxito. Entonces, estos pueden, en principio, detectarse directamente. Eso aún no se ha hecho, pero creo que lo será pronto.

Hay algo llamado Observatorio de Gravedad del Interferómetro Láser, abreviado LIGO, que es básicamente un trozo de metal de un kilómetro de largo, cuya longitud se puede medir hasta una fracción del tamaño de un átomo. Y cuando una onda gravitacional pasa sobre esto, lo que espera que suceda es que debería ver que la cosa se alarga un poco y se acorta un poco a medida que la onda pasa por encima. El problema con esto es que el efecto de pasar camiones en carreteras a diez millas de distancia es muchas, muchas veces mayor que el efecto de pasar ondas gravitacionales. Entonces, lo que han hecho es haber construido dos de estas cosas, una en el estado de Washington y otra en Louisiana. Y el plan es operarlos simultáneamente, para que puedan ver, las cosas que suceden en ambos lugares pueden ser atribuibles a alguna fuente cósmica.

Hay un montón de otras cosas para hablar sobre esto. Es un experimento fabuloso y, como digo, probablemente no tengamos la oportunidad de hablar de ello en detalle. Pero puedes ir al sitio web del agujero negro, que tiene enlaces a todo tipo de cosas. Y es posible que, si tienen éxito en esto, alguien gane el Premio Nobel, por lo que puede averiguarlo leyéndolo en el periódico dentro de cinco años, más o menos. ¿Sí?

Estudiante: Entonces, & # 8211 & # 8217 lo siento & # 8211, mencionaste los agujeros negros supermasivos. ¿Alguna vez los ha observado directamente?

Profesor Charles Bailyn: ¿Hemos observado alguna vez directamente un agujero negro supermasivo? Depende de lo que quieras decir con "observar directamente". Por definición, no se puede observar directamente un agujero negro. Inferimos su presencia casi exactamente de la misma manera que inferimos la presencia de los pequeños agujeros negros, de los que voy a hablar ahora, es decir, observando las cosas que orbitan a su alrededor. Y así, básicamente lo que tú & # 8211por ejemplo, en el centro de nuestra propia galaxia, hay & # 8217 hay uno & # 8211 creo que 1 millón, 3 millones, no recuerdo, una cantidad de millones de masas solares de cosas justo en el centro de la galaxia. Puede decirlo porque las órbitas de las estrellas más cercanas, que no emite radiación en absoluto. Y entonces, hay & # 8217 algo ahí abajo que & # 8217 es extremadamente masivo y totalmente oscuro. Y sabemos que eso es cierto al observar las órbitas de las estrellas cercanas.

Y de hecho podemos realizar este mismo tipo de observación en los centros de otras galaxias. Y por lo que sabemos, hay uno de estos agujeros negros supermasivos en el medio de cada galaxia significativa. Y ese & # 8217s en realidad ha sido uno de los logros de este tipo de astronomía durante los últimos doce años, más o menos & # 8211 & # 8211 debe demostrar en cada caso, para el cual tenemos suficientes datos, parece haber algo invisible extremadamente masivo, en en medio de estas cosas. Y hay otras razones para pensar que en realidad son agujeros negros, en lugar de cien millones de estrellas de neutrones o algo así. Y así, estamos bastante convencidos, a estas alturas, de que estas cosas viven en los centros de las galaxias, y estamos bastante convencidos de que hay una en el medio de nuestra propia galaxia. ¿Sí?

Estudiante: ¿Por qué están en medio de todas las galaxias?

Profesor Charles Bailyn: ¿Por qué están en medio de todas las galaxias? En realidad, esto es un poco misterioso. No está claro cómo se hacen estas cosas. Está bastante claro cómo se forma la masa estelar, las diez masas solares. Es el colapso de una sola estrella. Cómo se acumulan estas cosas, cómo crecen, de dónde vinieron en primer lugar, es un poco menos claro de lo que es para el asunto de la masa estelar.

Hay un trabajo reciente que sugiere que la primera generación de estrellas era bastante masiva, miles de masas solares, en lugar de estrellas de una masa solar, o algo así. Y tal vez esta primera generación de estrellas colapsó en miles de agujeros negros de masa, y luego un montón de ellos chocaron entre sí y cayeron en los centros de las galaxias. Pero debo decir que no está del todo claro de dónde vienen estas cosas supermasivas. En contraste con la situación con diez agujeros negros de masa solar, donde tenemos, si no una teoría detallada, al menos, un buen manejo de la historia amplia de dónde vienen.

Capítulo 2. Relatividad de campo fuerte [00:07:15]

Bueno. Entonces, eso es de lo que no vamos a hablar. Entonces, ahora, permítanme hablar de lo que vamos a hablar. Una especie de meta-conferencia, supongo. Veamos, la última vez que hablé sobre el Pulsar binario. Y ese fue un ejemplo de una prueba muy detallada de la relatividad post-Newtoniana. Y de lo que quiero hablar ahora es de la relatividad de campo fuerte. Efectos relativistas que no tienen nada que ver con la teoría newtoniana, que son totalmente diferentes, y luego, ocurren cuando estás realmente, muy cerca de un horizonte de eventos, o en algún otro tipo de situación drástica.

Entonces, aquí & # 8217s el plan, aquí & # 8217s cómo harías & # 8211 ¿cómo harías para probar las predicciones de la relatividad de campo fuerte? Bueno, lo primero que querrías hacer es encontrar un agujero negro. No solo hablar de ellos sino, ya sabes, poder señalar en el cielo dónde está uno de ellos.Y luego, le gustaría estudiarlo y averiguar si lo que cree que es un agujero negro en realidad se comporta como lo predeciría la relatividad general para tal objeto. Y, en particular, existe esta predicción muy fuerte de la relatividad de que tal cosa no tendría superficie. Que tendría un horizonte de eventos en el que las cosas desaparecerían y no una superficie de ningún tipo. Entonces, de lo que quiero hablar hoy es de estos dos pasos.

Y, la historia comienza a finales de la década de 1960, a mediados de la década de 1960, cuando se realizaron las primeras observaciones de rayos X y astronómicas de rayos X. Entonces, comienza con la astronomía de rayos X. Una de las características de la astronomía durante el último medio siglo, más o menos, es que, ya sabes, en la década de 1950 había mucha astronomía, pero todo se había hecho con luz óptica, con telescopios ópticos. Y la historia de la astronomía durante los últimos cincuenta años ha sido básicamente una tras otra de diferentes tipos de radiación electromagnética, no óptica, sino luz óptica, que se han ido abriendo gradualmente.

El primero de ellos fue la radioastronomía. Y así, de repente, la gente apunta al cielo con radiotelescopios y descubre todo tipo de cosas, una de las cuales, por ejemplo, eran los púlsares, de los que hablamos la última vez.

La siguiente parte del espectro electromagnético que se abrió fueron los rayos X. Ahora, hay un problema con las observaciones de rayos X, que es que los rayos X no atraviesan la atmósfera. La atmósfera es completamente opaca a los rayos X. Ésto es una cosa buena. El Sol emite rayos X, y usted no querría estar en un lugar en el que no tuviera una atmósfera para absorber los rayos X en el camino hacia usted. Tendría cáncer de piel de inmediato. Entonces, el hecho de que la atmósfera absorba rayos X es bueno para todos, excepto para los astrónomos de rayos X, porque dificulta la realización de este tipo de observaciones. Entonces, esto solo comenzó en el punto en que se podían poner satélites en órbita fuera de la atmósfera y equiparlos con detectores de rayos X, básicamente contadores Geiger.

En estos días se habla mucho de volver a la Luna. Y una de las pocas ventajas científicas de una colonia lunar es que podría hacer astronomía de rayos X desde tierra. Y entonces, ya sabes, te imaginas a un aficionado en su patio trasero, ya sabes, con una especie de Contador Geiger en una lata de café, o algo así, saliendo y observando rayos X desde el cielo. Y creo que sería una gran cosa, pero estoy divagando.

Veamos, astronomía de rayos X, sí, en la década de 1960. Entonces, envían contadores Geiger en satélites y telescopios de rayos X cada vez más sofisticados a lo largo de los años. Y descubrieron algo que no esperaban. Es decir, también, esto es ahora en la década de 1960, casi al mismo tiempo que se descubrieron los púlsares. También descubren fuentes muy potentes de rayos X, fuentes de rayos X. Y hay mucha energía que sale de estas cosas, miles de veces, incluso cientos de miles de veces, la radiación que emite el Sol. Radiación & # 8211 y de estas fuentes de rayos X, esencialmente todo en rayos X. Hay pequeñas cantidades de radiación óptica, de radio y de otro tipo, pero básicamente se trata de estrellas emisoras de rayos X. Son estrellas que emiten grandes cantidades de luminosidad de rayos X, y no mucho más. Y son muy, muy, muy poderosos.

Y entonces, la gente se preguntaba qué eran. Estos fueron inesperados. Nadie había predicho que esto estaría allí. Y cuando empezaron a pensar en cuáles podrían ser estas cosas, se dieron cuenta, bueno, ¿qué son los rayos X? Una radiografía es un fotón muy energético, luz de longitud de onda muy corta, por lo tanto, cada uno de los fotones tiene un gran impacto. Entonces, estos son fotones energéticos. Y cuanto más enérgica es la radiación que se emite, en términos generales, más caliente tiene que estar el material que lo emite, solo para aumentar la energía que necesitas.

Esa es la razón por la que los objetos ordinarios a temperatura ambiente brillan en el infrarrojo. Si los calienta, comienzan a miles de grados. Las cosas comienzan a brillar en rojo. Los calientas aún más, obtienes luz blanca, luz azul. Si subes las cosas a cientos de miles de grados, comienzas a recibir radiación ultravioleta. Y resulta que, para obtener radiografías, es necesario tener cosas que se hayan calentado a millones de grados.

Entonces, los fotones energéticos provendrían de & # 8211requieren alta temperatura, con lo que quiero decir, ya sabes, un millón de grados, más o menos. Por el contrario, el Sol y otras estrellas similares, tiene una temperatura superficial de unos 6.000 grados. Eso es lo suficientemente caliente como para brillar en la óptica, pero no lo suficiente como para generar una gran cantidad de rayos X. Y también puede ir más allá y decir, puede averiguar cuánta radiación debería provenir de un volumen dado de un millón de grados, sea lo que sea.

Y descubre & # 8211 entonces, combinando la temperatura y la luminosidad, hay & # 8217 una pequeña fórmula que no pude escribir, que le dice qué tan grande tiene que ser la cosa para emitir tanta radiación. Si el Sol fuera cinco veces más grande, emitiría 5 2 más radiación. Y resulta que si combina estas cosas, la región emisora ​​es pequeña y mucho más pequeña que una estrella ordinaria.

Hay otro argumento, un argumento completamente diferente, de que todo lo que está emitiendo estos rayos X tiene que ser pequeño, que es el siguiente: el brillo de estas cosas varía. Entonces, también, aquí & # 8217s un segundo argumento. El brillo varía y varía rápidamente, cientos de veces por segundo. Cientos & # 8211 así, en escalas de tiempo de 1/100 de segundo, el brillo de estas cosas puede variar en un factor de 2, o más.

Ahora, eso le dice inmediatamente que el tamaño de la región que emite la radiación tiene que ser menor que 1/100 de segundo luz. Porque, imagina & # 8211 aquí & # 8217 una cosa que & # 8217 emite radiación. Y entonces, tiene, ya sabes, fotones saliendo en todas direcciones. Y tú estás aquí viendo la cosa. Si cambia de brillo repentinamente, verá el cambio de brillo de la parte frontal del objeto antes de ver el cambio de brillo de esta parte del objeto, porque esta parte del objeto tiene menos distancia que recorrer para llegar a usted. . Y así, la cantidad de tiempo que le toma a la luz pasar de un lado de este objeto al otro es una especie de cantidad mínima de tiempo que esperaría poder ver un cambio en el brillo.

Ahora, puedes preguntar, ¿y si solo esta pequeña pieza se vuelve más brillante? Bueno, entonces, es mejor que esa pequeña pieza esté emitiendo esencialmente toda la radiación que ves cuando tiene todo el aumento de brillo de la radiación que ves. Entonces, entonces, simplemente aplica este mismo argumento a ese pequeño fragmento. Por tanto, el tamaño de este tiene que ser inferior a 0,01 segundos luz.

Capítulo 3. Rayos X de estrellas binarias [00:17:01]

Ahora, la luz es de 3 x 10 8 metros por segundo. Entonces, el tamaño de estas cosas tiene que ser menor de 3 x 10 6 metros. ¿Eso & # 8217 es menos que qué? 3.000 kilómetros. Esto es algo que & # 8217s & # 8211 así, toda esta radiación, miles de veces la radiación que ves del Sol, toda ella en rayos X tiene que provenir de algo que & # 8217s sustancialmente más pequeño que la Tierra. Y, de hecho, algunas de estas cosas varían en escalas de tiempo incluso más pequeñas que eso. Entonces, mucha energía, un objeto muy pequeño. Esto te apunta, nuevamente, hacia las estrellas de neutrones, porque pueden tener un impacto considerable en un volumen relativamente pequeño. Y a medida que estos objetos se estudiaron cada vez más, surgió una imagen de lo que realmente eran. Y estas son cosas que se llaman estrellas binarias de rayos X. "Binario", que significa una estrella doble y dos estrellas en órbita una alrededor de la otra. Y la idea, aquí, es que una de estas estrellas es una especie de estrella ordinaria como el Sol, tiene una forma un poco extraña, que explicaré en un minuto.

Entonces, esta es una especie de estrella relativamente común. Y la otra estrella en el sistema alrededor de la cual está orbitando es, bueno, el término genérico es "objeto compacto", un ejemplo de lo cual sería una estrella de neutrones, o potencialmente un agujero negro. Y el trato es que estos tipos están orbitando tan cerca unos de otros que si miras la fuerza gravitacional en un átomo de gas en este punto de la estrella & # 8211

Oh, debería decir, la razón por la que la estrella tiene esta forma extraña es porque es enorme y es básicamente una marea. Esto atrae una parte de la estrella hacia ella y distorsiona la forma normalmente esférica. Y entonces, obtienes este tipo de lágrimas. Y si analiza las fuerzas gravitacionales en un átomo de gas, aquí, se tira en dos direcciones. Es arrastrada hacia abajo por la gravedad de la estrella ordinaria hacia la estrella ordinaria. Pero también es atraído en la otra dirección por la fuerza gravitacional de esta otra cosa, sea lo que sea. Y en esta especie de lugar en forma de lágrima, aquí, este pico aquí, la gravedad hacia el objeto compacto es mayor. Y eso significa que la superficie de este punto particular en la superficie de la estrella ordinaria, de hecho, ese material se extrae de la estrella y se tira hacia el objeto compacto. En cierto modo, lo que sucede es que entra en órbita y termina orbitando alrededor del objeto compacto.

Entonces, tiene una corriente de gas, y todo esto termina en un gran disco de material, aquí, llamado disco de acreción. Y así, básicamente, el gas entra en órbita alrededor del objeto compacto. Ahora, sabes algo sobre órbitas. Estos son perfectamente ordinarios & # 8211 cada átomo tiene su propia pequeña órbita. Las órbitas son órbitas perfectamente ordinarias, que pueden describirse mediante el conjunto habitual de ecuaciones. Y una cosa que sabes sobre eso es que las órbitas internas van más rápido que las órbitas externas. Entonces, si imagina dos piezas de gas, una especie de, una al lado de la otra, una dentro de la otra, la interior tiene que ir más rápido. Y así, se frotan entre sí, las diferentes partes del gas.

Entonces, este gas genera fricción y la fricción hace dos cosas. Primero, calienta las cosas. ¿Y de dónde viene la energía para ese calor? Extrae energía de la órbita y eso, a su vez, hace que el gas entre en espiral. Entonces, el gas en este disco entra gradualmente en espiral. A medida que lo hace, crea mucho calor, genera mucha radiación. Y lo que se demostró a principios de la década de 1970 es que las partes internas de un disco de acreción de este tipo se pueden calentar hasta millones de grados, que es exactamente lo que queremos para poder explicar los rayos X. Entonces, el disco de acreción interno sube a millones de grados, y es de donde provienen todos estos rayos X. Bueno. Entonces, eso es lo que se supone que son, en principio, estas fuentes de rayos X. Y hay & # 8217s, a estas alturas, mucha evidencia de que esta imagen general es básicamente cierta. ¿Preguntas? ¿Sí?

Estudiante: Cuando le pregunté antes si & # 8211 usted observó directamente un agujero negro supermasivo al que me refería, ¿serían a su vez los & # 8211 estos como [Inaudible]

Profesor Charles Bailyn: ¿Los discos de acreción?

Estudiante: Si.

Profesor Charles Bailyn: Si, absolutamente. Estos también se observan alrededor de los agujeros negros supermasivos. Eso es de donde proviene la luz de los cuásares de los discos de acreción alrededor de los agujeros negros supermasivos. Ellos también lo tienen. Una vez más, la cuestión de dónde proviene ese gas es un poco menos clara que en el caso de las binarias de rayos X. Pero sí, por eso.

Entonces, hay dos formas de saber que existen los agujeros negros supermasivos. Uno es de las órbitas de las cosas que los rodean y el otro es de la emisión del disco de acreción. Pero no siempre hay gas. El que está en el centro de nuestra galaxia, no hay disco de acreción, por lo que no lo vemos en absoluto. Y así, en algunos casos están acumulando gas, en otros casos no. Presumiblemente, eso también es cierto para los agujeros negros en los sistemas estelares binarios, que hay algunos de ellos que no están lo suficientemente cerca de su compañero como para extraer masa, y no los vemos como fuentes de rayos X brillantes.

Estudiante: ¿Significa eso necesariamente que los objetos cercanos no son & # 8217t estables & # 8211, quiero decir, que no están siendo separados por ellos?

Profesor Charles Bailyn: ¿Lo siento?

Estudiante: ¿Significa eso que el & # 8211 significa necesariamente que los objetos cercanos no están siendo separados por estos agujeros negros?

Profesor Charles Bailyn: Los objetos cercanos no se separan. Bueno, la estrella compañera está siendo despojada gradualmente de todo su gas por el agujero negro, en este caso. Pero si estuviera un poco más lejos sería una órbita perfectamente estable. Otras preguntas, ¿sí?

Estudiante: ¿Por qué el interior debería tener una velocidad más alta que el exterior?

Profesor Charles Bailyn: Oh. Esto es más pequeño. Eso es más grande. ¿Sí?

Estudiante: Sí, si su objeto compacto es una estrella de neutrones, ¿podría ser también un púlsar?

Profesor Charles Bailyn: En principio, podría. En la práctica, resulta que todo ese gas girando hace cosas malas para el campo magnético y la emisión de radio. Entonces, en la práctica, tienden a no ser púlsares, pero en principio podrían serlo.

Estudiante: Además, es pulsar, por definición, como, uno que & # 8217 está orientado de tal manera que podemos ver las pulsaciones o es [Inaudible]

Profesor Charles Bailyn: Bueno, quiero decir, depende exactamente de cómo lo definas. Pero un púlsar es algo que emite radio desde un campo magnético fuera del eje. Presumiblemente, si no se cruza con nosotros, no lo sabríamos como un púlsar, pero alguien más en la galaxia sí podría hacerlo.

Estudiante: Bueno.

Profesor Charles Bailyn: ¿Otras preguntas en este momento? Muy bien, habiendo encontrado un montón de estos binarios de rayos X, la pregunta es: "¿Puedes decir si son agujeros negros o no?"

Y ahora, permítanme recordarles que la masa de una estrella de neutrones tiene que ser menor que tres veces la masa del Sol. Entonces, el plan es observar la órbita del compañero y determinar la masa del objeto compacto. Y hay una derivación que puede hacer, que no gané y no le mostraré, pero de nuevo, puede buscar en el sitio web del agujero negro, que muestra aquí, recuerde lo que estamos haciendo.

Observemos & # 8217s la velocidad radial del compañero frente al tiempo & # 8211 sube, baja. Y determina dos cosas a partir de esto: el período orbital y la amplitud de esta curva sinusoidal, que voy a llamar K. Y resulta que puedes probar la siguiente relación. Esto es realmente fácil de probar, pero se necesitan tres páginas para hacerlo, así que no pude realizar el ejercicio.paquete 3 / 2πGRAMO es igual a la masa del objeto compacto & # 8211la masa de lo que no ves & # 8217t, multiplicado por el pecado 3 I. Explicaré que en un segundo & # 8211 x 1 más la masa del objeto que & # 8211 la estrella ordinaria, dividida por la masa del objeto compacto, y esto se eleva al cuadrado.

Así que ahora, ¿por qué harías esto? Entonces, esto es un pequeño cálculo. Empiece con las leyes de Kepler. Haces tres páginas de álgebra. Sales con esto. Está escrito en el servidor de clases. ¿Por qué harías & # 8211por qué lo expresarías de esta forma en particular? Aquí & # 8217s el trato. A esto se le llama función de masa, y se puede observar solo a partir de la curva de velocidad.

Estudiante: [Inaudible]

Profesor Charles Bailyn: Sí, todo el término & # 8211 esto solo. Eso & # 8217s llamado función de masa. Y el término de la derecha, aquí, es muy interesante, porque & # 8217 es la masa del objeto que no ves & # 8217. Masa del objeto compacto, multiplicado por algo menor que 1, seno de cualquier ángulo.

Oh, debería decir, el I aquí, esta es la inclinación del objeto a la línea de visión, si viene exactamente hacia usted y lejos de, I es de 90 grados. Si va de esta manera, será cero. Eso tiene que estar ahí porque estás observando la velocidad radial.

Pero no importa lo que sea. El seno de cualquier cosa es 1 o menos. El seno al cubo de cualquier cosa es 1 o menos. Entonces, este término aquí arriba tiene que ser menor que 1. Este término en la parte inferior tiene que ser mayor que 1. Es 1 más algo al cuadrado. Entonces, en la parte inferior, tiene un término que & # 8217 es mayor que 1. Eso significa que esta cantidad, que puede observar fácilmente, es menor que la masa del objeto compacto. Entonces, si la función de masa & # 8211 usted mide la función de masa, y resulta ser mayor que tres masas solares, entonces el objeto compacto también es mayor que tres masas solares. Y si eso es cierto, tiene que ser un agujero negro, porque tiene que ser más pequeño, tan pequeño que, de lo contrario, solo razonablemente podría ser una estrella de neutrones. Y, sin embargo, es más grande que la masa de la propia estrella de neutrones.

Hay un problema técnico moderado al hacer esta observación. Y el problema es que esto es difícil de observar porque el disco de acreción es demasiado brillante. Entonces, el disco de acreción eclipsa a la estrella. Afortunadamente, la naturaleza nos resuelve ese problema, porque muchos de estos objetos tienen acreción intermitente. Entonces ocurre la acreción. Ves todas estas radiografías. Luego, la acumulación se apaga por varias razones. Y luego, cuando la acreción está apagada, todo lo que ve es la estrella compañera, por lo que puede, cuando la acreción está apagada, puede realizar esta medición.

Capítulo 4. Encontrar agujeros negros con rayos X [00:30:08]

Entonces, aquí & # 8217s cómo se hace para encontrar un agujero negro. Primero, de repente, hay & # 8217 una nueva fuente de rayos X. Los rayos X se encienden en uno de estos sistemas transitorios. Entonces, espera. Luego, los rayos X se apagan. Por lo general, esto sucede después de unos meses. Una vez que los rayos X se apagan, eso significa que el disco de acreción ya no está allí, y usted mide la función de masa. Y luego, si eso es mayor que tres masas solares, usted gana, es decir, ha descubierto un agujero negro. Y esta es una secuencia de eventos que me gusta bastante. Esto es lo que me consiguió la titularidad. Entonces, pensé que les mostraría un ejemplo de cómo funciona esto en la vida real. Veamos & # 8217s, está bien. Aquí está & # 8211oh, déjame bajar las luces un poco.

Bien, esto es solo una especie de concepción artística de un binario de rayos X. Aquí & # 8217s la estrella compañera. Aquí & # 8217s el disco de acreción. En el medio, hay un objeto compacto tan pequeño que no puedes verlo. Se supone que esta sustancia roja es una emisión de radio que sale de los polos. Y puedes ver la pequeña corriente de gas pasando de uno a otro. Así es como se ve cuando se activa la radiografía. Cuando los rayos X se apagan, lo que sucede es que el material se acumula en la parte exterior del disco de acreción. No hay suficiente fricción para conducirlo allí, no hay rayos X y, básicamente, todo lo que se puede ver es la estrella compañera.

Entonces, permítanme retroceder quince años en el tiempo.Esto es algo que cruzó mi escritorio poco después de que llegué a Yale como profesor asistente a principios de la década de 1990. Este es un telegrama astronómico. Esa es una palabra pasada de moda. Ahora, por supuesto, lo hacemos todo por correo electrónico. Y estos son un sistema para distribuir los resultados de las noticias de última hora en los cielos. Ya sabes, si ves una supernova o un cometa o un cometa emocionante, o algo emocionante que se dispara en el cielo, no puedes esperar un año y medio para publicarlo, porque para entonces habrá desaparecido y nadie más lo estudiará. Entonces, tenemos este sistema para distribuir noticias de eventos de última hora, para que otras personas puedan estudiarlos.

En este caso particular, hay un montón de jerga astronómica aquí. El título & # 8217 es lo único a lo que debes prestar atención. "Transitorios de rayos X en la constelación de Musca". Una nueva fuente de rayos X apareció de repente en Musca. Estos chicos lo encontraron.

Probablemente nunca hayas oído hablar de la constelación de Musca y Musca the Fly. Si. Hay dos razones por las que no has oído hablar de él. Uno es el & # 8217s en el hemisferio sur. Puede & # 8217t verlo desde aquí. Pero la otra razón es que es una excusa bastante patética para una constelación. Es una, pésima, estrella de cuarta magnitud. Por eso lo llaman la mosca, ¿verdad? Pero tuvieron que llamar a esa parte del cielo de alguna manera, y ahora es mi constelación favorita porque tiene este objeto.

De todos modos, una fuente de rayos X brillante apareció de repente en Musca. Aproximadamente un mes después, la fuente de rayos X todavía estaba brillante. Me encontré en este hermoso lugar. Este es un observatorio en Chile donde se puede ver el hemisferio sur, entre otras cosas. Y los dos telescopios que se muestran aquí & # 8211 este era, en ese momento, el telescopio más grande y poderoso del hemisferio sur. Esta es la puerta, solo para darte una sensación de escala.

Y esta cosa aquí, en primer plano, que cobra gran importancia en esta imagen, pero en realidad es mucho más pequeña que eso, debo decirles, es uno de los puestos de avanzada más lejanos del Imperio de Yale. Este es el telescopio de un metro de Yale & # 8217s. Fue construido en Bethany, Connecticut, y luego, a principios de la década de 1970, alguien dijo, bueno, Connecticut es un lugar realmente estúpido para tener un telescopio de investigación, nieva todo el tiempo. Y así, lo recogieron y lo llevaron a Chile. Y así, a estas alturas, es sólo nuestro segundo mejor telescopio de investigación, y me gusta mucho.

Y así, me encontré observando en este telescopio unos meses después del descubrimiento de esta fuente de rayos X en Musca. Entonces, deseché el programa que pensé que iba a hacer y miré esa cosa, en su lugar. Y lo que encontré fue que cada 10,5 horas se volvía un poco más brillante, y luego un poco más tenue, y luego un poco más brillante. Y este era el & # 8211: el disco de acreción todavía estaba allí, así que presumiblemente, esto era algún efecto, por ejemplo, del cruce de la estrella compañera frente al disco de acreción, o algo así.

Y entonces, disparé mi propio telegrama. Hay dos cosas que necesita saber de este. Ese soy yo. Y el otro es que afirmé que había una modulación de 10,5 horas en el brillo de la fuente, que podría ser el período orbital. Eso es algo interesante de saber, porque si conoces el período orbital, si conoces PAG en la función de masa, y crees que esto podría resultar ser un agujero negro, puedes averiguar qué tan grande K tiene que ser para que esto sea un agujero negro. Y la respuesta es que si tuviera que medir la velocidad radial de esta cosa, la diferencia entre la velocidad radial máxima y mínima sería & # 8211 si fueran 800 kilómetros por segundo o más, entonces el objeto compacto en este sistema tendría que ser un agujero negro.

El problema era que no podía hacer esa medición porque, en primer lugar, el telescopio de Yale no era lo suficientemente potente como para hacerlo. En segundo lugar, el disco de acreción todavía era demasiado brillante para permitir observaciones del compañero. Entonces, me asocié con un par de personas que ya habían hecho esto una vez, antes: Ron Remillard del MIT, Jeff McClintock de The Smithsonian. Y solicitamos tiempo en el gran telescopio.

El gran telescopio, que les mostré, es del Observatorio Nacional, y hay que escribir una propuesta para tener tiempo en él. Mucha gente quiere dedicarle tiempo. Es bastante competitivo. Pero escribimos una buena propuesta. Y así, al año siguiente, después de que se apagaron los rayos X, nos dieron tres noches de tiempo de telescopio en el gran telescopio para hacer esta curva de velocidad radial.

Entonces, solo para orientarlos, aquí & # 8217s Chile. Aquí & # 8217s la capital, Santiago. Cerro Tololo & # 8217s arriba en los Andes, aquí. Entonces, toma este enorme viaje en avión y luego conduce hasta & # 8211 conducir hasta aquí. Y luego, lo que sucedió fue & # 8211let & # 8217s see. La primera noche llovió. Este es un tipo de riesgo laboral. La razón por la que existen todos estos telescopios en Chile es porque hay montañas en el desierto, que es un excelente lugar para colocar telescopios. Resulta que, incluso en el desierto, a veces está nublado, a veces llueve. Esa fue la primera noche, así que eso quedó descartado.

La segunda noche & # 8211oh, eso fue interesante, hubo una granizada. No sé si alguna vez has estado en un edificio de acero hueco de seis pisos en medio del granizo. Es una experiencia muy interesante, pero científicamente no productiva. Y entonces, ya sabes, te dan estas pequeñas habitaciones para dormir, que son herméticas a la luz y al sonido, porque tienes que dormir durante el día. Y así, está este momento muy dramático. Te despiertas a las 4:00 de la tarde y subes las cortinas para ver si hay nubes. Entonces, afortunadamente, la tercera de nuestras tres noches, todo estaba claro. La tormenta había pasado y pudimos, entonces & # 8211 y entonces, ahora, estamos sentados en algún lugar de este edificio, y pudimos hacer nuestras observaciones. Entonces, déjame mostrarte lo que hicimos.

Aquí hay una gráfica de horas, tiempo y horas, en la noche del 3 de abril de 1992, versus la velocidad radial. Entonces, este será un gráfico de velocidad radial. Lo primero que observamos fue este punto, justo después del atardecer. Y notas que el objeto viene hacia nosotros a 250 kilómetros por segundo. Eso ya es una muy buena noticia. Porque 250 kilómetros por segundo es en realidad un poco mayor que la velocidad de escape de la galaxia. Y así, la única razón por la que algo tendría ese tipo de velocidad es si estuviera en órbita alrededor de algún otro objeto cercano, o los objetos de la galaxia no suelen ser tan brillantes.

Entonces, hicimos un par de observaciones más. Y tras la tercera observación, quedó claro que los parámetros básicos de este sistema eran, más o menos, correctos. Había comenzado a venir hacia nosotros a 250 kilómetros por segundo. Un par de horas después, se alejaba de nosotros a 200 kilómetros por segundo. Así que, en tan solo dos horas, había pasado de venir hacia nosotros a gran velocidad a alejarse de nosotros. Entonces, eso & # 8217 es bueno. Está en órbita. Está en una órbita con un período muy corto. Y eso fue muy alentador.

Y luego, recopilamos más datos. Y hacia la medianoche, nos sentíamos bastante satisfechos con nosotros mismos, porque pueden ver lo que está sucediendo. Ahora viene y se aleja de nosotros a 400 kilómetros por segundo, pero claramente está a punto de dar la vuelta e ir por este camino. Si extrapola 5 ¼ horas antes de este cambio, obtendrá un punto aquí. Eso significaba que habría pasado de menos 400 a 400 positivos. Eso es 800 kilómetros por segundo. Si crees eso, probablemente se trate de un agujero negro.

Entonces, nos sentimos bastante satisfechos con nosotros mismos. Abrimos una botellita del aguardiente local y una cosa horrible llamada Pisco. Se supone que no debes hacer eso, ¿verdad? Se supone que no debe operar maquinaria pesada. Y la naturaleza no fue amable. Fuimos castigados por esto. Hubo un pequeño terremoto. Chile & # 8217 en una zona de terremotos, y por lo tanto, esto hace cosas malas para la óptica alineada con precisión. Entonces, el siguiente punto fue un poco sesgado por razones que nunca explicamos en nuestro artículo. Y luego, hubo una brecha en la que, por un tiempo, no tomamos ningún dato, mientras nos enderezamos nuevamente.

Y luego, aquí & # 8217s el siguiente punto. Y entonces, ahora, eso & # 8217 es alentador de nuevo. Y luego, se recopilaron más datos hacia el final de la noche. Y así, cuando comenzaba a amanecer, estábamos de regreso donde comenzamos. La cosa venía hacia nosotros a 250 kilómetros por segundo. Y realmente necesitábamos un punto más aquí, para concretar todo.

El problema era que el objeto, por supuesto, ahora se está poniendo en Occidente. Ya sabes, la Tierra gira, entonces los objetos se elevan en el Este y se ponen en el Oeste. Y si puede imaginarse un telescopio siguiendo un objeto hacia el oeste, es como si apuntara así. El principal elemento óptico de este telescopio es un enorme espejo, un espejo de cuatro metros de ancho. Entonces, trece pies de ancho. Y no está atornillado, en particular, porque si coloca pernos en el espejo, los cambios de temperatura cambiarán el tamaño de los pernos y desalinearán la óptica. Entonces, es simplemente, algo así, sentado allí, y se inclina de esta manera. Y, finalmente, se va a caer, caer al suelo.

Es más de siete años de mala suerte para un astrónomo romper el espejo principal del telescopio más grande del hemisferio sur. Por tanto, no permiten que los astrónomos muevan el telescopio ellos mismos. Eso sería demasiado peligroso. Tienen expertos capacitados para hacer esto. Y el experto entrenado nos estaba diciendo en este punto, ya saben, “Ustedes tienen que dejar de observar este objeto. Estamos más allá de los límites de seguridad ”, etc.

Y dijimos, como hacen los científicos, "No, no, en interés de la ciencia, debemos tener un punto más". Esta discusión se prolongó durante un tiempo, y estaban a punto de desconectarnos. Y luego, dijimos: “Está bien, está bien”, ya sabes, “entendemos. La seguridad del telescopio es primordial ". Pero durante la discusión, acumulamos un punto más. Y así, este es el caso definitivo, aquí abajo, ya que viene hacia nosotros a 400 kilómetros por segundo. Así que estamos muy satisfechos con nosotros mismos.

Durante el desayuno, hicimos el ejercicio de encontrar la curva sinusoidal que mejor se ajustaba. Aquí lo tienes. Y si calcula cuál es la función de masa & # 8211 el período orbital es de 10,5 horas & # 8211, la función de masa es 3,1 veces la masa del Sol. Muy buenas, muy buenas noticias. Notará esto más o menos 0.05. Los datos no son tan buenos. Posteriormente, obtuvimos muchos más datos sobre esto. Resulta ser alrededor de 3,1. Pero también es cierto que recuerda que esa fórmula tenía este pecado. I en eso. Y pudimos, por otros medios, determinar cuál es la inclinación. Y ahora está claro que este objeto tiene un & # 8211que este sistema binario tiene un objeto compacto de una masa de aproximadamente siete masas solares en él. Muy, muy bonito.

Publicamos este artículo. Otras personas han publicado otros artículos. A estas alturas & # 8211oh, aquí & # 8217s nuestro telegrama de la mañana siguiente. Nuevamente, palabrería, excepto por el hecho de que el valor de la función de masa es 3,1, "proporcionando evidencia dinámica de que el primario es un agujero negro".

Entonces, queríamos publicar un artículo, ya sabes, titulado "Agujero negro encontrado en la constelación de Musca". La gente se mostró un poco cautelosa al respecto. Dijeron, ya sabes, todavía no has probado que la relatividad de Einstein sea correcta. Si Einstein se equivoca, esto no tiene por qué ser necesariamente un agujero negro. Dijimos, vamos. Tienes la oportunidad de asumir que Einstein & # 8217 tiene razón. Dijeron, bueno, tal vez no. Entonces, podemos llamar a estas cosas, "candidatos de agujero negro confirmados dinámicamente". Esa es la palabra oficial.

Y aquí está la colección actual de estas cosas, a escala del Sol y Mercurio. El que estábamos mirando, es muy cercano. Es una órbita de 10,5 horas. Esta cosa, mucho más grande, de treinta horas [corrección: treinta días] en órbita, una estrella compañera mucho más grande. Pero todos los agujeros negros aquí tienen entre cinco y quince veces la masa del Sol.

Y así, ahora, quince años después, hay una colección completa de estas cosas. También hay una colección de cosas que resultaron ser estrellas de neutrones. Así que ahora puedes hacer un experimento. Y puedes experimentar en relatividad general. Aquí & # 8217s la derivación. Me lo saltaré por ti. Y puede preguntarse si realmente existen horizontes de eventos.

Entonces, aquí & # 8217s el experimento. Tienes una docena de cosas que son estrellas de neutrones. Tienes otra docena de cosas que son agujeros negros. Les viertes gas a los dos. Y de hecho & # 8211ya sabes, eso & # 8217 es lo que están haciendo las estrellas compañeras. Por eso tienen todas estas radiografías.

¿Qué sucede si cae gas sobre una estrella de neutrones? Coge mucha velocidad y comienza a ir a la velocidad de la luz y golpea directamente en la superficie. Y así, cuando golpea la superficie, toda su energía cinética, toda su energía térmica, tiene que detenerse. La energía cinética se detiene, y toda esa energía entra en la superficie de la estrella de neutrones, de alguna manera & # 8211 lo & # 8217s llamado capa límite & # 8211 y tiene que, de alguna manera, volver a irradiarse. Básicamente, calienta la superficie de la estrella de neutrones. Obtienes radiografías de esta capa superficial.

El gas que cae sobre un agujero negro no lo hace. Atraviesa el horizonte de eventos. Y la energía cinética y la energía térmica en ese gas solo contribuyen a la masa del agujero negro, y no se vuelve a irradiar. Entonces, su predicción es que, para la misma cantidad de masa que cae sobre una estrella de neutrones que sobre un agujero negro, predeciría que la estrella de neutrones sería más brillante, porque toda esta energía adicional aportada por el material de acreción se irradiaría & # 8211, mientras que , en el caso del agujero negro, no lo sería. Simplemente sería capturado por el propio agujero negro.

Entonces, con el telescopio de rayos X más sofisticado y reciente, la gente ha intentado medir agujeros negros y estrellas de neutrones en una situación en la que emiten cantidades comparables, donde la tasa de acreción de masa, la cantidad de masa que se acumula, es comparable. Entonces, las cosas negras aquí son los agujeros negros. Los círculos abiertos son las estrellas de neutrones. Esta es una medida de brillo y es logarítmica. Entonces, esto es 10 -8, 10 -6 y un conjunto tonto de unidades.

Y entonces, esto, entre aquí y aquí, es un factor de 100. Este es el período orbital. La razón por la que trazan el período orbital es que hay una buena razón para pensar que la cantidad de acumulación de masa es proporcional al período orbital. Por lo tanto, espera que las órbitas largas tengan más acumulación de masa que las más cortas.

Pero el punto de este gráfico es claro. Hay un espacio por el que puede conducir un camión de aproximadamente un factor de 100 en el brillo entre las estrellas de neutrones, las cosas que creemos que son estrellas de neutrones y las cosas que consideramos agujeros negros. Y así, la interpretación de esto ha sido que los agujeros negros no tienen superficie. Porque si tuvieran una superficie, entonces toda esta energía extra tendría que irradiar, como ocurre en el caso de las estrellas de neutrones.

Capítulo 5. Conclusión [00:46:43]

Entonces, este es un primer paso hacia una prueba de relatividad general de campo fuerte. Es sólo un primer paso, porque realmente hay que entender cuánta masa está cayendo, cuál es la geometría del flujo másico y un montón de dinámicas de gas muy complicadas. A esto a veces se le llama "gastrofísica". Y entonces, eso es en lo que estamos trabajando ahora, para tratar de entender exactamente qué está pasando con estas cosas. Y si uno entendiera eso, entonces podría tomar tal diagrama para representar una prueba de que existen horizontes de eventos. Y así, eso te trae hasta 2007, en el estudio de la relatividad de campo fuerte y los agujeros negros. Y ese es el final de esta sección del curso. Ese es el final de esta sección del semestre. Que tenga un buen descanso y después lo atormentaremos con una prueba.


Registro: los científicos detectan la primera & # 8216storm & # 8217 conocida de agujeros negros supermasivos

Las galaxias y sus agujeros negros supermasivos tienen una estrecha relación. Los objetos parecen evolucionar juntos, quizás a través de la acción de los "vientos" que generan los agujeros negros centrales a medida que devoran polvo y gas. La gravedad de los agujeros negros acelera esta sustancia que cae a velocidades increíblemente altas, lo que hace que libere energía que puede soplar otro material hacia afuera. Relacionado: Agujeros negros del universo (imágenes)

"La pregunta es, ¿cuándo surgieron los vientos galácticos en el universo?" Takuma Izumi, investigador del Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ), dijo en un comunicado. "Esta es una pregunta importante, porque está relacionada con un problema importante en astronomía: ¿Cómo evolucionaron conjuntamente las galaxias y los agujeros negros supermasivos?" Los nuevos resultados, que se publicaron en línea en The Astrophysical Journal el 14 de junio, arrojan más luz sobre el vínculo muy estrecho y muy antiguo entre las galaxias y sus agujeros negros centrales.

HSC J124353.93 + 010038.5 se encuentra a 13,1 mil millones de años luz de la Tierra. Y eso lo convierte en un récord: la primera galaxia conocida con un viento considerable había sido un objeto a unos 13 mil millones de años luz de distancia, dijeron los investigadores. “Nuestras observaciones apoyan las recientes simulaciones por computadora de alta precisión que han predicho que las relaciones coevolutivas estaban vigentes incluso hace unos 13 mil millones de años”, dijo Izumi. "Estamos planeando observar una gran cantidad de tales objetos en el futuro, y esperamos aclarar si la coevolución primordial vista en este objeto es una imagen precisa del universo general en ese momento".

A continuación, el equipo estudió el movimiento del gas dentro de estas galaxias utilizando el Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA), una red de potentes radiotelescopios en Chile. Los datos de ALMA revelaron que una galaxia llamada HSC J124353.93 + 010038.5 presenta un viento galáctico que viaja a aproximadamente 1.1 millones de mph (1.8 kph), lo suficientemente rápido como para impulsar gran cantidad de material hacia afuera y obstaculizar la actividad de formación de estrellas. Takumi dirigió un equipo de investigadores que investigó estas cuestiones. Usando el Telescopio Subaru de NAOJ en Hawai, los científicos encontraron más de 100 dúos de agujeros negros supermasivos de galaxias que se encuentran al menos a 13 mil millones de años luz de la Tierra, lo que significa que existieron hace más de 13 mil millones de años. (Su luz ha tardado ese tiempo en llegar a la Tierra). El universo era joven entonces, relativamente hablando, el Big Bang ocurrió hace unos 13.820 millones de años.

Fuente Mike Wall es el autor de "Out There" (Grand Central Publishing, 2018 ilustrado por Karl Tate), un libro sobre la búsqueda de vida extraterrestre.Síguelo en Twitter @michaeldwall. Síganos en Twitter @Spacedotcom o Facebook.


En busca de agujeros negros primordiales

La galaxia de Andrómeda es la galaxia vecina más cercana de la Vía Láctea, a 2,5 millones de años luz de distancia. Crédito: Proyecto HSC / NAOJ

La teoría de que la materia oscura podría estar hecha de agujeros negros primordiales de una fracción de milímetro de tamaño ha sido descartada por un equipo de investigadores dirigido por el Instituto Kavli de Física y Matemáticas del Universo (Kavli IPMU).

En 1974, el físico Stephen Hawking describió cómo los agujeros negros primordiales podrían haberse formado en una fracción de segundo después del Big Bang. Los agujeros negros primordiales podrían tener masas que van desde una pequeña mancha hasta 100.000 veces nuestro sol. En contraste, los agujeros negros supermasivos detectados por observaciones astronómicas comenzaron a formarse al menos cientos de miles de años después, y son millones o miles de millones de veces más grandes que nuestro sol. Dado que no se han detectado agujeros negros primordiales de ningún tamaño, han sido un candidato intrigante para la elusiva materia oscura.

Por lo que sabemos actualmente, la materia bariónica solo constituye el 5 por ciento de toda la materia del universo. El resto es materia oscura (27 por ciento) o energía oscura (68 por ciento), las cuales aún no se han detectado físicamente. Pero los investigadores confían en que la materia oscura existe porque podemos ver su efecto en nuestro universo. Sin la fuerza gravitacional de la materia oscura, las estrellas de nuestra Vía Láctea se separarían.

Para probar la teoría de que los agujeros negros primordiales, específicamente aquellos sobre la masa de la luna o menos, podrían ser materia oscura, los investigadores de Kavli IPMU Masahiro Takada, Naoki Yasuda, Hiroko Niikura y colaboradores de Japón, India y los EE. UU. Buscaron estos diminutos objetos negros. agujeros entre la Tierra y la Galaxia de Andrómeda, la galaxia vecina más cercana de la Vía Láctea, a 2,5 millones de años luz de distancia.

Datos de la estrella que mostraban características de ser magnificada por una lente gravitacional potencial, posiblemente por un agujero negro primordial. Aproximadamente 4 horas después de que comenzara la toma de datos del Telescopio Subaru, una estrella comenzó a brillar más. Menos de una hora después, la estrella alcanzó el brillo máximo antes de volverse más tenue. (De izquierda a derecha) la imagen original, la imagen iluminada, la imagen diferencial y la imagen residual. Niikura y col.

"Lo que me interesó en este proyecto fue el tremendo impacto que tendría al descubrir la naturaleza de la materia oscura", dice Niikura. "Descubrir agujeros negros primordiales sería un logro histórico. Incluso un resultado negativo sería información valiosa para los investigadores que reconstruyen el escenario de cómo comenzó el universo".

Para buscar agujeros negros, el equipo utilizó el efecto de lente gravitacional. Las lentes gravitacionales fueron explicadas por primera vez por Albert Einstein, quien dijo que era posible que una imagen de un objeto distante, como una estrella, se distorsionara debido al efecto gravitacional de un objeto masivo entre la estrella y la Tierra. La gravedad del objeto masivo podría actuar como una lente de aumento, doblando la luz de la estrella y haciéndola parecer más brillante o distorsionada para los observadores humanos en la Tierra.

Debido a que una estrella, un agujero negro y la Tierra se mueven constantemente en el espacio interestelar, una estrella gradualmente se volvería más brillante y luego más tenue para los observadores en la Tierra, a medida que se mueve a través del camino de una lente gravitacional. Entonces, los investigadores capturaron 190 imágenes consecutivas de toda la galaxia de Andrómeda, gracias a la cámara digital Hyper Suprime-Cam en el Telescopio Subaru en Hawai. Si la materia oscura está formada por agujeros negros primordiales y, en este caso, más ligeros que la luna, los investigadores esperaban encontrar 1.000 microlentes gravitacionales. Calcularon esta estimación asumiendo que la materia oscura en todo el halo de la galaxia está formada por agujeros negros primordiales y teniendo en cuenta la cantidad de estrellas en la galaxia de Andrómeda que podrían verse afectadas por un agujero negro primordial y, finalmente, las posibilidades de su equipo. capturando un evento de microlentes gravitacionales.

El telescopio fotografió 90 millones de estrellas. El equipo tardó dos años en filtrar todo el ruido y los eventos de lentes no gravitacionales de los datos. Al final, solo pudieron identificar una estrella que se iluminó y luego se atenuó, lo que sugiere un posible agujero negro primordial, lo que significa que es poco probable que constituyan toda la materia oscura.


Contenido

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

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 una en el horizonte de eventos de 10 millones de M Los agujeros negros experimentan aproximadamente la misma fuerza de marea 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

Mil millones 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 W. A. ​​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 un 0,75 × 10 6 no giratorio METRO El SMS "no puede escapar al colapso de 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. Requeriría una masa de alrededor de 10 8 M para que coincida con la salida de estos objetos. Donald Lynden-Bell señaló en 1969 que el gas que cae formaría un disco plano que gira en espiral hacia la "garganta de Schwarzschild" central. 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 dispersión a gran velocidad de las estrellas en la región nuclear de las galaxias elípticas solo podía explicarse por una gran concentración de masa en el núcleo mayor que la que podrían explicar las estrellas ordinarias. 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 en 5 × 10 9 METRO . [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 que resultó ser densa 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 METRO se encuentra dentro de un lapso de 0,25 ″, 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 H2O maser en esta galaxia provino de un disco gaseoso en el núcleo que orbitaba una masa concentrada de 3.6 × 10 7 METRO , que estaba restringido 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]

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, 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 ∼ 10 7 g / cm 3 < displaystyle sim 10 ^ <7> g / cm ^ <3>> , 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

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.

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. Algunos postulan que podrían provenir del colapso directo de la materia oscura con la auto-interacción. [64] [65] [66] 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. [67] [68]

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. [69] [70]

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. [71]

Una correlación empírica entre el tamaño de los agujeros negros supermasivos y la dispersión de la velocidad estelar σ < displaystyle sigma> de una protuberancia de galaxias [72] se denomina relación M-sigma.

Mediciones Doppler Editar

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 [73] 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 Editar

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 * [75] 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. [76]
  • A partir del movimiento de la estrella S2, la masa del objeto se puede estimar en 4,1 millones de M , [77] [78] o aproximadamente 8,2 × 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 [79] 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 las llamaradas brillantes cerca de Sagitario A * muestran el movimiento orbital del plasma con un período de 45 ± 15 min a una separación de seis a diez veces el radio gravitacional del candidato SMBH. 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. [80]

El 5 de enero de 2015, la NASA informó haber observado una llamarada de rayos X 400 veces más brillante de lo habitual, un récord, 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. [81]

Fuera de la Vía Láctea Editar

La evidencia dinámica inequívoca de los agujeros negros supermasivos existe solo en un puñado de galaxias [83], estas incluyen la Vía Láctea, las galaxias del Grupo Local M31 y M32, y algunas galaxias más allá del Grupo Local, p. Ej. NGC 4395. En estas galaxias, la velocidad cuadrática media (o rms) de las estrellas o del 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 la presencia de un agujero negro supermasivo. [83] Sin embargo, se acepta comúnmente que el centro de casi todas las galaxias contiene un agujero negro supermasivo. [84] 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. [85] 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. [84]

La cercana galaxia de Andrómeda, a 2,5 millones de años luz de distancia, contiene un (1,1– 2,3) × 10 8 (110–230 millones) M agujero negro central, significativamente más grande que el de la Vía Láctea. [86] 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. [87] [88] La galaxia elíptica supergigante NGC 4889, a una distancia de 336 millones de años luz de distancia en la constelación de Coma Berenices, contiene un agujero negro que mide 2,1 × 10 10 (21 mil millones) M . [89]

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 en 6.6 × 10 10 (66 mil millones) M . [90] 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 de 2,3 × 10 10 (23 mil millones) M , y el cuásar S5 0014 + 81, con una masa de 4.0 × 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. [91] Se cree que los agujeros negros supermasivos binarios son una consecuencia común de las fusiones galácticas. [92] 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 . [93] 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. [94]

El 28 de marzo de 2011, se vio un agujero negro supermasivo desgarrando una estrella de tamaño mediano. [95] 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. [96] [97] 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.

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). [98] Otro estudio llegó a una conclusión muy diferente: este agujero negro no es particularmente demasiado masivo, estimado entre 2 y 5 mil millones de M con 5 mil millones M siendo el valor más probable. [99] 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. [100] [101]

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 conocido actualmente, 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. [103] [104] [105]

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. [106]

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. [107] Se predice que algunos agujeros negros monstruosos 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. [108]


Primer agujero negro supermasivo conocido & # 8216storm & # 8217 descubierto por científicos

Un agujero negro supermasivo a 13,1 mil millones de años luz de la Tierra está impulsando el ejemplo más antiguo conocido de una tormenta titánica con vientos que viajan a 1,1 millones de millas por hora.

Investigadores que utilizaron el Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) en Chile descubrieron los vientos impulsados ​​por el agujero negro 800 millones de años después del Big Bang.

Esta tormenta titánica es una señal reveladora de que estos enormes agujeros negros en el centro de las galaxias tienen un & # 8216 efecto profundo & # 8217 en el crecimiento de las galaxias del universo temprano, dicen los astrónomos del Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ).

El equipo dice que este es el ejemplo más temprano hasta ahora observado de este tipo de tormenta proveniente de un agujero negro que es de millones a miles de millones de veces más masivo que el Sol.

Un agujero negro supermasivo a 13.1 mil millones de años luz de la Tierra está impulsando el primer ejemplo conocido de una tormenta titánica con vientos que viajan a 1.1 millones de millas por hora.

LOS AGUJEROS NEGROS SUPERMASIVOS ESTÁN EN EL CORAZÓN DE LAS GALAXIAS

Los agujeros negros supermasivos son objetos que se encuentran en el corazón de la mayoría de las galaxias.

Tienen una masa de millones a miles de millones de veces la masa del Sol y no permiten que nada escape, ni siquiera la luz.

En la Vía Láctea, el agujero negro supermasivo se conoce como Sagitario A *.

También hay una clase de agujeros negros ultramasivos, con una masa de al menos 10 mil millones de veces la masa del hijo.

Incluso los más grandes, con 100 mil millones de veces la masa del sol, han sido denominados agujeros negros increíblemente grandes.

Sentado en el centro de muchas galaxias grandes, incluida nuestra propia Vía Láctea, hay un agujero negro supermasivo y algunas son más activas que otras.

Descubrieron que la masa del agujero negro es aproximadamente proporcional a la masa de la región central & # 8211 o abultamiento & # 8211 de la galaxia que habita.

& # 8216A primera vista, esto puede parecer obvio, pero en realidad es muy extraño, & # 8217 explicaron los autores del estudio, agregando que los tamaños de las galaxias y los agujeros negros difieren en 10 órdenes de magnitud & # 8211 con galaxias significativamente más grandes .

& # 8216Basándose en esta relación proporcional entre las masas de dos objetos que son tan diferentes en tamaño, los astrónomos creen que las galaxias y los agujeros negros crecieron y evolucionaron juntos a través de algún tipo de interacción física & # 8217, escribieron.

Un viento galáctico puede proporcionar este tipo de interacción física entre los agujeros negros y las galaxias & # 8211 con vientos más grandes que impactan el crecimiento galáctico.

Un agujero negro supermasivo se traga una gran cantidad de materia. A medida que la materia comienza a moverse a alta velocidad debido a la gravedad del agujero negro y # 8217, emite una energía intensa, que puede empujar la materia circundante hacia afuera. Así es como se crea el viento galáctico.

& # 8216La pregunta es ¿cuándo llegaron a existir los vientos galácticos en el Universo? & # 8217, dice Takuma Izumi, autor principal del artículo de investigación.

& # 8216 Esta es una pregunta importante porque está relacionada con un problema importante en astronomía: ¿cómo coevolucionaron las galaxias y los agujeros negros supermasivos? & # 8217

Usando el campo amplio del telescopio Subaru # 8217, encontraron más de 100 galaxias con agujeros negros supermasivos en el Universo hace más de 13 mil millones de años.

Luego, el equipo de investigación utilizó la alta sensibilidad de ALMA # 8217 para investigar el movimiento del gas en las galaxias anfitrionas de los agujeros negros.

Investigadores que utilizaron el Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) en Chile descubrieron los vientos impulsados ​​por el agujero negro 800 millones de años después del Big Bang

¿QUÉ ES ALMA?

En lo profundo del desierto chileno, Atacama Large Millimeter Array, o ALMA, se encuentra en uno de los lugares más secos de la Tierra.

A una altitud de 16,400 pies, aproximadamente la mitad de la altura de crucero de un jumbo jet y casi cuatro veces la altura de Ben Nevis, los trabajadores tuvieron que llevar tanques de oxígeno para completar su construcción.

Encendido en marzo de 2013, es el telescopio terrestre más poderoso del mundo.

También es el más alto del planeta y, con casi 1.000 millones de libras esterlinas (1.200 millones de dólares), uno de los más caros de su tipo.

ALMA observó la galaxia HSC J124353.93 + 010038.5 y capturó las ondas de radio emitidas por el polvo y los iones de carbono de la galaxia.

El análisis detallado de los datos de ALMA reveló que hay un flujo de gas de alta velocidad que se mueve a 500 km por segundo en J1243 + 0100 o 1,1 millones de millas por hora.

Este flujo de gas tiene suficiente energía para alejar el material estelar de la galaxia y evitar que se formen estrellas.

Es el ejemplo más antiguo observado de una galaxia con un gran viento de tamaño galáctico. El poseedor del récord anterior era una galaxia hace unos 13 mil millones de años, por lo que esta observación hace retroceder el comienzo otros 100 millones de años.

El equipo también midió el movimiento del gas silencioso en J1243 + 0100 y estimó que la masa de la galaxia y el abultamiento de la galaxia, basándose en su equilibrio gravitacional, era aproximadamente 30 mil millones de veces la del Sol.

La masa del agujero negro supermasivo de la galaxia, estimada por otro método, era aproximadamente el 1 por ciento de eso, lo que sugiere que el nuevo método podría ser más preciso.

La relación de masa del abultamiento al agujero negro supermasivo en esta galaxia es casi idéntica a la relación de masa de los agujeros negros a las galaxias en el Universo moderno.

Esta tormenta titánica es una señal reveladora de que estos enormes agujeros negros en el centro de las galaxias tienen un & # 8216 efecto profundo & # 8217 en el crecimiento de las galaxias del universo temprano, dicen los astrónomos del Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ).

Esto implica que la coevolución de los agujeros negros supermasivos y las galaxias ha estado ocurriendo desde menos de mil millones de años después del nacimiento del Universo.

& # 8216 Nuestras observaciones apoyan simulaciones por ordenador de alta precisión que han predicho que existían relaciones coevolutivas incluso hace unos 13.000 millones de años & # 8217, comenta Izumi.

& # 8216 Estamos planeando observar una gran cantidad de tales objetos en el futuro, y esperamos aclarar si la coevolución primordial vista en este objeto es una imagen precisa del Universo general en ese momento. & # 8217

Los hallazgos se han publicado en The Astrophysical Journal.

LOS AGUJEROS NEGROS TIENEN UN TIRO GRAVITACIONAL TAN FUERTE QUE NO PUEDE ESCAPAR LA LUZ

Los agujeros negros son tan densos y su atracción gravitacional es tan fuerte que ninguna forma de radiación puede escapar de ellos, ni siquiera la luz.

Actúan como fuentes intensas de gravedad que aspiran el polvo y el gas a su alrededor. Se cree que su intensa atracción gravitacional es alrededor de lo que orbitan las estrellas de las galaxias.

Cómo se forman todavía es poco conocido. Los astrónomos creen que pueden formarse cuando una gran nube de gas hasta 100.000 veces más grande que el sol colapsa en un agujero negro.

Muchas de estas semillas de agujeros negros se fusionan para formar agujeros negros supermasivos mucho más grandes, que se encuentran en el centro de todas las galaxias masivas conocidas.

Alternativamente, una semilla de agujero negro supermasivo podría provenir de una estrella gigante, aproximadamente 100 veces la masa del sol y # 8217s, que finalmente se forma en un agujero negro después de que se queda sin combustible y colapsa.

Cuando estas estrellas gigantes mueren, también hacen una & # 8216supernova & # 8217, una gran explosión que expulsa la materia de las capas exteriores de la estrella al espacio profundo.


Una breve ventana

Hubo solo un pequeño período de tiempo, aproximadamente 1 segundo, después del Big Bang, cuando pudieron haberse formado los agujeros negros primordiales. Pero en el mundo extremo de nuestro universo temprano en expansión, pueden suceder muchas cosas en solo un segundo. Y cuanto más tarde en esta ventana de tiempo se formaran los agujeros negros primordiales, más masivos serían. Dependiendo de cuándo se formaron exactamente, los agujeros negros primordiales podrían tener masas tan bajas como 10-7 onzas (10-5 gramos), o 100.000 veces menos que un clip, hasta unas 100.000 veces más grandes que el Sol. La idea de agujeros negros tan diminutos intrigó al astrofísico Stephen Hawking, quien exploró sus propiedades mecánicas cuánticas. Ese trabajo lo llevó a su descubrimiento de 1974 de que los agujeros negros pueden evaporarse con el tiempo. Y aunque Hawking finalmente se dio cuenta de que un gran agujero negro se evaporaría en más tiempo del que el universo ha existido hasta ahora, los pequeños agujeros negros podrían haberse evaporado o estar haciéndolo actualmente, dependiendo de su masa. Hawking calculó que cualquier agujero negro primordial con una masa superior a 1012 libras ([1012 kilogramos] que es mucho menor que la masa de cualquier planeta, planeta enano y la mayoría de los asteroides y cometas denominados en nuestro sistema solar) todavía podría existir hoy, los menos masivos ya habrían desaparecido.Y dependiendo de su masa (que, recuerde, depende de cuándo se formaron), cualquier agujero negro primordial que quede hoy podría explicar claramente algunos de los problemas sobresalientes de la astronomía.


Eventos de microlente

Sin embargo, los astrónomos no han observado este tipo de eventos de "microlentes". Eso no descarta la existencia de agujeros negros primordiales, pero establece límites importantes sobre cuántos puede haber.

Otro factor importante es cuántos agujeros negros de origen estelar debería haber. Esto depende de la frecuencia con la que se hayan formado a lo largo de la historia del universo. Una vez más, existen numerosas teorías sobre cómo podría haber sucedido esto en cúmulos estelares, en nubes de gas, etc.

Para los astrónomos que estudian el conjunto de datos de colisiones de agujeros negros, el objetivo es tener en cuenta todos estos factores en competencia para ver qué teorías y limitaciones son consistentes con los datos y cuáles no. Eso resulta ser una tarea difícil, pero el último estudio lo ha logrado.

Este estudio utiliza una poderosa técnica estadística llamada análisis bayesiano. Tiene en cuenta una amplia gama de teorías sobre cómo los agujeros negros de origen estelar se habrían sumado a una población de agujeros negros primordiales del universo temprano.

De esta manera, puede mostrar que los agujeros negros son tan comunes que la formación estelar no puede dar cuenta de todos ellos. Por lo tanto, también debe haber una población significativa de agujeros negros primordiales. “La evidencia de una población primordial se favorece decisivamente en comparación con la hipótesis nula”, dice el equipo.

Ese es un resultado interesante, sobre todo porque los agujeros negros primordiales pueden ayudar a otro misterio importante. Esto es que el universo parece estar lleno de materia oscura que no podemos ver, pero sin embargo tiene una atracción gravitacional sobre las cosas que podemos ver.

Nadie sabe de qué está hecha la materia oscura, pero una teoría es que los agujeros negros primordiales podrían explicar esta masa. La nueva evidencia de que existen agujeros negros primordiales ayudará a los astrofísicos a buscar candidatos a materia oscura para agudizar sus búsquedas.

Sin embargo, el caso de los agujeros negros primordiales aún no está completo. “Nuestros resultados sugieren la tentadora posibilidad de que LIGO / Virgo ya haya detectado agujeros negros formados después de la inflación”, dice el equipo.

Puede ser tentador, pero aún no es seguro. Los astrofísicos necesitarán más datos para estar seguros y para eso tendrán que esperar a la próxima generación de detectores de ondas gravitacionales que se están diseñando actualmente.


Ver el vídeo: Juan García-Bellido-Agujeros negros primordiales, materia oscura y ondas gravitacionales (Agosto 2022).