Agujero negro supermasivo

Arriba: Representacin artstica de un agujero negro supermasivoabsorbiendo materia de una estrella cercana. Abajo: imgenes deun supuesto agujero negro supermasivo devorando una estrella enla galaxia RXJ 1242-11. Izq.: en rayos x; Der.: en luz visible.[1]

Un agujero negro supermasivo es un agujero negro conuna masa del orden de millones o miles de millones demasas solares.Estudios cientcos sugieren fuertemente que la Va Lc-tea tiene un agujero negro supermasivo en el centro ga-lctico, llamado Sagitario A*. Se cree que muchas, si notodas las galaxias, albergan un agujero negro supermasi-vo en su centro. De hecho, una de las teoras ms exten-didas en los ltimos tiempos es la de suponer que todaslas galaxias elpticas y espirales poseen en su centro unagujero negro supermasivo, el cual generara la gravedadsuciente para mantener la unidad.

1 IntroduccinUn agujero negro supermasivo tiene algunas propiedadesinteresantes que lo diferencian de otros de menor masa:

La densidad media de un agujero negro supermasivopuede ser muy baja, de hecho puede ser menor quela densidad del agua, si su masa es sucientemente

grande. Esto ocurre porque el radio del agujero ne-gro se incrementa linealmente con la masa, por loque la densidad decae con el cuadrado de la masa,mientras que el volumen es proporcional al cubo delradio de Schwarzschild de tal manera que la densi-dad satisface la siguiente proporcionalidad:

/ MR3S

/ c6G3M2 6; 177 1017

MM

2 gcm3

Donde M es la masa del sol y M la masa delagujero negro supermasivo. La cantidad ante-rior es inferior a la densidad del agua cuandola masa supera mil millones de veces la masasolar.

Las fuerzas de marea en la vecindad del Horizontede sucesos son sensiblemente menores. Dado que elcentro de la singularidad est muy alejado del ho-rizonte, un hipottico astronauta viajando hacia elcentro del agujero negro no experimentara fuerzasde marea signicativas hasta adentrarse mucho en elagujero negro.

Los agujeros negros de este tamao pueden formarse solode dos formas: por una lenta absorcin (acreccin) dema-teria (a partir de un tamao estelar), o directamente porpresin externa en los primeros instantes del Big Bang.El primer mtodo requiere un largo perodo y grandescantidades de materia disponibles para el crecimiento delagujero negro superamasivo.Mediciones Doppler de la materia que rodea el ncleo degalaxias vecinas a la Va Lctea, revelan un movimien-to giratorio muy rpido, que slo es posible por una granconcentracin de materia en el centro. Actualmente, elnico objeto conocido que puede contener suciente ma-teria en tan reducido espacio es un agujero negro.En galaxias activas ms alejadas, se piensa que el anchode las lneas espectrales est relacionado con la masa delagujero negro que genera la actividad de la galaxia.Se especula que agujeros negros supermasivos en el cen-tro de muchas galaxias, actuaran como los motores delas mismas, provocando sus movimientos giratorios, talescomo galaxias Seyfert y quasares. Se cree que SagitarioA* es el agujero negro supermasivo central de la Va Lc-tea.

1

2 2 FORMACIN

1.1 Historia de la bsqueda de agujerosnegros supermasivos

Donald Lynden-Bell y Martin Rees en 1971 exponen lahiptesis de que el centro de la Va Lctea podra conte-ner un agujero negro supermasivo. Sagitario A* fue des-cubierto y nombrado el 13 de febrero y 15 de 1974, porlos astrnomos Bruce Balick y Robert Brown utilizandoel interfermetro de lnea de base del Observatorio Na-cional de Radio Astronoma [2] Se descubri una fuentede radio que emite radiacin sincrotrn.; se encontr aser denso e inmvil debido a su gravitacin. Este fue, porlo tanto, el primer indicio de que existe un agujero negrosupermasivo en el centro de la Va Lctea.

2 Formacin

Concepcin artstica de un agujero y la acrecin del disco negrosupermasivo

El origen de los agujeros negros supermasivos sigue sien-do un campo abierto de investigacin. Los astrofsicos es-tn de acuerdo en que una vez que un agujero negro esten su lugar en el centro de una galaxia, puede crecer porla acrecin de materia y mediante la fusin con otros agu-jeros negros. Hay, sin embargo, varias hiptesis para losmecanismos de formacin y masas iniciales de los proge-nitores, o semillas, de agujeros negros supermasivos.

La hiptesis ms obvia es que las semillas son agu-jeros negros de decenas o quizs cientos de masassolares que quedan por las explosiones de estrellasmasivas y crecen por acrecin de materia.

Otro modelo consiste en una gran nube de gas enel perodo anterior a las primeras estrellas formadascolapsar en un cuasi-estrella y luego un agujeronegro de un principio slo alrededor de ~ 20 M, yluego rpidamente acrecin para convertirse con re-lativa rapidez un negro de masa intermedia agujero,y posiblemente un SMBH si la tasa de acrecin nun-ca se apaga en masas mayores. [3] La cuasi-estrella

inicial se vuelve inestable al radiales perturbacionesdebido a la produccin de pares electrn-positrn ensu ncleo, y puede colapsar directamente en un agu-jero negro sin una explosin de supernova, que ex-pulse la mayor parte de su masa y evitar que dejandoun agujero negro como un remanente.

Sin embargo, otro modelo [4] implica un cmulo es-telar denso de someterse de colapso de ncleo co-mo la capacidad de calor negativo del sistema ac-ciona la dispersin de la velocidad en el ncleo avelocidades relativistas.

Por ltimo, los agujeros negros primordiales puedenhaber sido producidos directamente por la presinexterna en los primeros momentos despus delBig Bang. La formacin de los agujeros negros dela muerte de las primeras estrellas se ha estudiadoy corroborado por las observaciones ampliamente.Los otros modelos para la formacin del agujero ne-gro mencionadas anteriormente son tericos.

Impresin de la gran salida del artista expulsado del cusar SDSSJ1106 + 1939

La dicultad en la formacin de un agujero negro super-masivo reside en la necesidad de suciente materia paraestar en un pequeo volumen suciente. Este asunto tie-ne que tener muy poco momento angular para que estosuceda. Normalmente, el proceso de acrecin implica eltransporte de una gran dotacin inicial de momento an-gular hacia el exterior, y este parece ser el factor limitanteen el crecimiento del agujero negro. Este es un compo-nente importante de la teora de los discos de acrecin.Acrecin de gas es el ms eciente y tambin la mane-ra ms visible en el que crecen los agujeros negros. Lamayor parte del crecimiento de la masa de los agujerosnegros supermasivos se cree que ocurre a travs de epi-sodios de la acrecin de gas rpido, que son observablescomo ncleos galcticos activos o cusares. Las obser-vaciones revelan que los qusares eran mucho ms fre-cuentes cuando el Universo era ms joven, lo que indicaque los agujeros negros supermasivos se formaron y cre-cieron temprano. Un factor limitante importante para lasteoras de la formacin de un agujero negro supermasivo

3es la observacin de qusares distantes luminosos, que in-dican que los agujeros negros supermasivos de miles demillones de masas solares ya haban formado cuando eluniverso tena menos de mil millones de aos. Esto su-giere que los agujeros negros supermasivos se levantaronmuy temprano en el Universo, dentro de las primeras ga-laxias masivas.Actualmente, parece que hay un hueco en la distribucinde la masa observada de los agujeros negros. Hay aguje-ros negros de masa estelar, generados a partir de estre-llas colapsan, que van hasta quiz 33 M. El agujero ne-gro supermasivo mnimo es del orden de cientos de milesde masas solares. Entre estos regmenes no parece haberuna escasez de agujeros negros de masa intermedia. Unabrecha tal sugerira cualitativamente diferentes procesosde formacin. Sin embargo, algunos modelos [5] sugierenque las fuentes de rayos X ultraluminosas (ULXs) puedenser agujeros negros de este grupo que falta.

3 Medidas del efecto Doppler

Vista lateral del agujero negro con el anillo toroidal transparentede materia ionizada segn un modelo propuesto [6] para Sgr A *.Esta imagen muestra resultado de la exin de la luz desde detrsdel agujero negro, y tambin muestra la asimetra que surge porel efecto Doppler de la velocidad orbital extremadamente alto dela materia en el ring.

Algunas de las mejores pruebas de la presencia de agu-jeros negros es proporcionado por el efecto Doppler me-diante el cual la luz de la materia cercana rbita est corri-da hacia el rojo cuando retrocede y azul cuando avanza.Para la materia que se encuentra muy cerca de un agujeronegro de la velocidad orbital debe ser comparable con lavelocidad de la luz, por lo que la materia que retrocedeaparecer muy dbil en comparacin con la materia queavance, lo que signica que los sistemas con discos in-trnsecamente simtricas y anillos adquirirn un aspectovisual muy asimtrica. Este efecto se ha dejado en el or-denador moderno imgenes generadas como el ejemploque aqu se presenta, con base en un modelo plausible [6]para el agujero negro supermasivo en Sgr A * en el cen-tro de nuestra propia galaxia. Sin embargo, la resolucinque proporciona la tecnologa telescopio actualmente dis-

ponible es an insuciente para conrmar directamentetales predicciones.Lo que ya se ha observado directamente en muchos sis-temas son las velocidades no relativistas ms bajos de lamateria que orbita ms lejos de lo que se supone que sonlos agujeros negros. Medidas Doppler directos de mserde agua que rodean los ncleos de las galaxias cercanashan revelado una mocin kepleriano muy rpido, slo esposible con una alta concentracin de la materia en el cen-tro. En la actualidad, los objetos slo conocidos que pue-den empacar suciente materia en un espacio tan peque-o son los agujeros negros, o las cosas que evolucionarnen agujeros negros dentro de los plazos astrofsicamentecortos. Para galaxias activas ms alejadas, la anchura delas lneas espectrales amplias se puede utilizar para son-dear el gas que orbita cerca del horizonte de sucesos. Latcnica de mapeo de reverberacin utiliza la variabilidadde estas lneas para medir la masa y tal vez el giro delagujero negro que los poderes de las galaxias activas.La gravitacin de los agujeros negros supermasivos en elcentro de muchas galaxias se cree que alimentan objetosactivos tales como galaxias y cusares Seyfert.Una correlacin emprica entre el tamao de los agujerosnegros supermasivos y la velocidad de dispersin estelar de un bulbo galctico [7] se llama la relacin M-sigma.

4 En la va Lctea

+0.5"

+0.4"

+0.3"

+0.2"

+0.1"

0.0"

-0.1"

-0.2"

-0.3"

-0.4"

-0.5"

+0.5" +0.4" +0.3" +0.2" +0.1" 0.0" -0.1" -0.2"Right Ascension dierence from 17h 45m 40.045s

Decl

inat

ion

die

renc

e fro

m -2

9 0

' 27.

9"

S1

S8

S12

S13

S14 S2

Orbits of some bodies of the Solar System(Sedna, Eris, Pluto and Neptune)

at the same scale for comparison

rbitas inferidos de 6 estrellas alrededor supermasivo agujeronegro candidato Sagitario A * en el centro de la galaxia Va Lc-tea

Los astrnomos estn seguros de que en nuestra propia

4 5 AGUJEROS NEGROS SUPERVISADOS FUERA DE LA VA LCTEA

galaxia, la Va Lctea tiene un agujero negro supermasivoen su centro, de 26.000 aos luz del Sistema Solar, en unaregin llamada Sagitario A* [8] debido a que:

1. La estrella S2 sigue una rbita elptica con un pe-rodo de 15,2 aos y un pericentro (distancia mscercana) de 17 horas de luz (1,8 1013 m 120UA) desde el centro del objeto central. [9]

2. Desde el movimiento de la estrella S2, la masa delobjeto se puede estimar como 4,1 millones M, [10][11], o alrededor de 8,2 1036 kg.

3. El radio del objeto central debe ser menos de 17 ho-ras luz, porque de lo contrario, S2 chocara con l.De hecho, recientes observaciones de la estrella S14[12] indican que el radio es de no ms de 6,25 ho-ras luz, sobre el dimetro de la rbita de Urano. Sinembargo, la aplicacin de la frmula para el radiode Schwarzschild produce tan slo unos 41 segun-dos luz, por lo que es consistente con la velocidadde escape es la velocidad de la luz.

4. Ningn objeto astronmico conocido que no sea unagujero negro puede contener 4,1 millones M eneste volumen de espacio.

El Instituto Max Planck de Fsica Extraterrestre y UCLACentro Galctico Grupo [13] han proporcionado la evi-dencia ms fuerte hasta la fecha que Sagitario A * es elsitio de un agujero negro supermasivo, [8] sobre la base dedatos de ESO Very Large Telescope y el telescopio Keck[14].

La deteccin de un brote inusualmente brillante de rayos X deSagitario A *, un agujero negro supermasivo en el centro de laVa Lctea

El 5 de enero de 2015, la NASA inform de la observa-cin de una llamarada de rayos X 400 veces ms brillantede lo habitual, un registro automtico, de Sagitario A *.

El evento inusual puede haber sido causado por la ruptu-ra, aparte de un asteroide que cae en el agujero negro opor el enredo de lneas de campo magntico dentro delgas que uye en Sagitario A *, segn los astrnomos. [15]

5 Agujeros negros supervisadosfuera de la Va Lctea

Existe evidencia inequvoca dinmica de los agujeros ne-gros supermasivos slo en un puado de galaxias; [16] es-tos incluyen la Va Lctea, las galaxias del Grupo LocalM31 y M32, y unas pocas galaxias ms all del GrupoLocal, por ejemplo, NGC 4395. En estas galaxias, el cua-drado medio (o RMS) velocidades de las estrellas o lassubidas de gas como ~ 1 / r, cerca del centro, lo que in-dica una masa punto central. En el resto de las galaxiasobservadas hasta la fecha, las velocidades rms son planas,o incluso caer, hacia el centro, por lo que es imposiblearmar con certeza que un agujero negro supermasivoest presente. [16] Sin embargo es comnmente acepta-do que el centro de casi cada galaxia contiene un agujeronegro supermasivo. [17] La razn de esta suposicin es larelacin M-sigma, una (baja dispersin) estrecha relacinentre la masa del agujero en las ~ 10 galaxias con detec-ciones seguras, y la dispersin de la velocidad las estrellasen las protuberancias de esas galaxias. [18] Esta correla-cin, aunque basado en slo un puado de galaxias, su-giere que muchos astrnomos una fuerte conexin entrela formacin del agujero negro y la propia galaxia. [17]

La cercana galaxia de Andrmeda, a 2,5 millonesde aos-luz de distancia, contiene una M agujeronegro central (1.1 a 2.3) x 108 (110-230 million),signicativamente mayor que la Va Lctea de.

El mayor agujero negro supermasivo en el alrede-dores de la Va Lctea parece ser la de M87, con unpeso de (6,4 0,5) x 109 (~ 6,4 mil millones) Ma una distancia de 53,5 millones de aos luz.

El 05 de diciembre 2011 los astrnomos descubrie-ron el mayor agujero negro supermasivo en el uni-verso cercano todava encontr, la de la galaxia elp-tica NGC supergigante 4889, con un peso de 2,1 1010 (21 mil millones) M a una distancia de 336millones de aos-luz de distancia en la constelacinComa Berenices.

Mientras tanto, el supergigante galaxia elptica en elcentro del Fnix Cluster alberga un agujero negrode 2,0 1010 (20 mil millones) M a una distan-cia de 5,7 millones de aos luz. Los agujeros negrosen los qusares son mucho ms grandes, debido a suestado activo de fase de crecimiento continuo. LaAPM quasar hyperluminous 08279 + 5255 tiene unagujero negro supermasivo con una masa de 2,3 1010 (23 mil millones) M. Ampliar todava est

5en otra S5 hyperluminous cusar 0014 + 81, el ma-yor agujero negro supermasivo an encontrado, quepesa 4,0 1010 (40 mil millones) M, o 10.000 ve-ces ms grande que el agujero negro en la Va Lc-tea Centro Galctico. Ambos qusares son 12100millones de aos luz de distancia.

Algunas galaxias, como el Galaxy 0402 + 379, pa-recen tener dos agujeros negros supermasivosen sus centros, formando un sistema binario. Siellos chocaron, el evento creara fuertes ondas gra-vitacionales. Los agujeros negros supermasivos bi-narios se cree que son una consecuencia comn delas fusiones galcticas.

El par binario en el DO287, 3,5milmillones de aosluz de distancia, contiene los ms enorme agujeronegro en un par, con una masa estimada en 18 milmillones M.

Un agujero negro supermasivo fue descubierto re-cientemente en la galaxia enana Henize 2-10, que notiene abultamiento. Las implicaciones precisas paraeste descubrimiento sobre la formacin de un aguje-ro negro son desconocidas, pero pueden indicar quelos agujeros negros se formaron antes de protube-rancias.

El 28 de marzo de 2011, un agujero negro superma-sivo se vio rasgado una estrella de tamao medio deseparacin. Es decir, segn los astrnomos, la nicaexplicacin probable de las observaciones que da dela radiacin de rayos X repentino y el seguimientoobservaciones de banda ancha. La fuente fue previa-mente un ncleo galctico inactiva, y de estudio dela explosin se estima que el ncleo galctico ser unSMBH con una masa del orden de un milln de ma-sas solares. Este evento raro se supone que es unasalida relativista (material que est siendo emitidaen un chorro a una fraccin signicativa de la velo-cidad de la luz) de una estrella tidally interrumpidopor el SMBH. Se espera que una fraccin signicati-va de una masa solar de material que ha acrecentadoen la SMBH. La posterior observacin a largo plazopermitir que este supuesto por conrmar si la emi-sin del chorro se desintegra en la tasa esperada deacrecin de masa sobre una SMBH.

En 2012, los astrnomos reportaron una inusual-mente gran masa de aproximadamente 17 mil mi-llones M para el agujero negro en el compacto, ga-laxia lenticular NGC 1277, que se encuentra a 220millones de aos luz de distancia en la constelacinde Perseo. El agujero negro putativo tiene aproxi-madamente el 59 por ciento de la masa del abulta-miento de esta galaxia lenticular (14 por ciento dela masa estelar total de la galaxia)

Otro estudio lleg a una conclusin muy diferente:.Este agujero negro no es particularmente overmas-

sive, estimado entre 2 y 5 mil millones M con 5mil millones M siendo el valor ms probable.

El 28 de febrero 2013 los astrnomos informaronsobre el uso del satlite NuSTAR para medir conprecisin el giro de un agujero negro supermasivo,por primera vez, en NGC 1365, informando de queel horizonte de sucesos le daba vueltas a casi la ve-locidad de la luz.

En septiembre de 2014, los datos de diferentes teles-copios de rayos X ha demostrado que el extremada-mente pequeo, denso, galaxia enana ultra compac-to M60-UCD1 alberga una de 20 millones de agu-jero negro de masa solar en su centro, que repre-senta ms del 10% de la masa total de la galaxia. Eldescubrimiento es bastante sorprendente, ya que elagujero negro es cinco veces ms masivo que el agu-jero negro de la Va Lctea a pesar de la galaxia deser menos de cinco milsima de la masa de la VaLctea.

Algunas galaxias, sin embargo, carecen de los agu-jeros negros supermasivos en sus centros. Aunquela mayora de las galaxias con agujeros negros su-permasivos son galaxias muy pequeos, enano, unodescubrimiento sigue siendo un misterio: La gala-xia elptica supergigante cD A2261-BCG no se haencontrado que contienen un agujero negro super-masivo activa, a pesar de la galaxia es una de lasmayores galaxias conocidas ; diez veces el tamao ymil veces la masa de la Va Lctea. Desde un agu-jero negro supermasivo slo ser visible mientras seacretando, un agujero negro supermasivo puede sercasi invisible, excepto en sus efectos sobre las rbi-tas estelares.

6 Referencias[1] Chandra :: Photo Album :: RX J1242-11 :: 18 Feb 04

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Steven Weinberg, Gravitation and Cosmology: prin-ciples and applications of the general theory of rela-tivity, Wiley (1972), ISBN 0-471-92567-5.

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Agujero negro supermasivo Fuente: https://es.wikipedia.org/wiki/Agujero_negro_supermasivo?oldid=84048014 Colaboradores: Rosa-rino, Tano4595, Jsl, Xenoforme, Cinabrium, Taichi, RobotQuistnix, Chobot, BOT-Superzerocool, YurikBot, Javilucho, Mortadelo2005,GermanX, CEM-bot, Laura Fiorucci, Renebeto, Kurtan~eswiki, Eamezaga, Davius, Thijs!bot, Daparme, Michael Medina, Linesor, JAnD-bot, CommonsDelinker, TXiKiBoT, Fixxer 1, Rei-bot, Plux, VolkovBot, Matdrodes, AlleborgoBot, Bghaendler, Muro Bot, BotMulti-chill, SieBot, Drinibot, Mel 23, AVBOT, J.delanoy, NjardarBot, DumZiBoT, Josecrevillente, Saloca, FariBOT, SuperBraulio13, Xqbot,Kismalac, Botarel, PatruBOT, Erudicin, Foundling, GrouchoBot, EmausBot, WikitanvirBot, Antonorsi, Messicraks, URIEL IBARRABECERRIL, Helmy oved, Makecat-bot, Addbot, Romulanus, Rggrmomo, Gonzalo Rodriguez Zabala, JuanLT2045 y Annimos: 46

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Introduccin Historia de la bsqueda de agujeros negros supermasivos

Formacin Medidas del efecto Doppler En la va Lctea Agujeros negros supervisados fuera de la Va Lctea Referencias Bibliografa

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