Sistema estelar hipercompacto

Un sistema estelar hipercompacto ( SSH ) es un cúmulo denso de estrellas alrededor de un agujero negro supermasivo que ha sido expulsado del centro de su galaxia anfitriona . Las estrellas que se encuentran cerca del agujero negro en el momento de la expulsión permanecerán ligadas a él después de que abandone la galaxia, formando así el SSH.

El término "hipercompacto" se refiere al hecho de que los cúmulos estelares hipercompactos son pequeños en comparación con los cúmulos estelares ordinarios de luminosidad similar . Esto se debe a que la fuerza gravitatoria del agujero negro supermasivo mantiene a las estrellas moviéndose en órbitas muy cerradas alrededor del centro del cúmulo.

La fuente de rayos X luminosa SDSS 1113, cercana a la galaxia Markarian 177, sería la primera candidata a ser un HCSS. Encontrar un HCSS confirmaría la teoría del retroceso de las ondas gravitacionales y demostraría que los agujeros negros supermasivos pueden existir fuera de las galaxias.

Los astrónomos creen que los agujeros negros supermasivos (AMSM) pueden ser expulsados ​​de los centros de las galaxias por el retroceso de las ondas gravitacionales. Esto ocurre cuando dos AMSM en un sistema binario se fusionan, tras perder energía en forma de ondas gravitacionales . Debido a que las ondas gravitacionales no se emiten isotrópicamente , se imparte cierto momento a los agujeros negros que se fusionan, y estos experimentan un retroceso, o "impulso", en el momento de la fusión. Las simulaciones por ordenador sugieren que el impulso puede alcanzar los 10⁴ ^km /s, ^{[ 1 ]} lo que supera la velocidad de escape de los centros incluso de las galaxias más masivas. ^{[ 2 ]}

Las estrellas que orbitan alrededor del SMBH en el momento del impulso serán arrastradas junto con el SMBH, siempre que su velocidad orbital supere la velocidad de impulso V _k . Esto es lo que determina el tamaño del HCSS: su radio es aproximadamente el radio de la órbita que tiene la misma velocidad alrededor del SMBH que la velocidad de impulso, o

${\displaystyle R={\frac {GM}{V_{k}^{2}}}}$

donde M es la masa del SMBH y G la constante gravitacional . El tamaño R resulta ser aproximadamente medio pársec (pc) (dos años luz ) para un impulso de 1000  km/s y una masa de SMBH de 100 millones de masas solares . Los HCSS más grandes tendrían tamaños de unos 20  pc, aproximadamente el mismo que un gran cúmulo globular , y los más pequeños tendrían alrededor de una milésima de pársec de diámetro, más pequeños que cualquier cúmulo estelar conocido. ^{[ 3 ]}

El número de estrellas que permanecen ligadas al SMBH después del impulso depende tanto de V _k , como de cuán densamente estaban agrupadas las estrellas alrededor del SMBH antes del impulso. Varios argumentos sugieren que la masa estelar total sería aproximadamente el 0,1% de la masa del SMBH o menos. ^{[ 3 ]} Los HCSS más grandes llevarían quizás unos pocos millones de estrellas, lo que los haría comparables en luminosidad a un cúmulo globular o una galaxia enana ultracompacta .

Además de su gran compacidad, la principal diferencia entre un cúmulo estelar de alta concentración (HCSS, por sus siglas en inglés) y un cúmulo estelar ordinario radica en la masa mucho mayor del HCSS, debido al agujero negro supermasivo (SMBH) en su centro. El SMBH en sí es oscuro e indetectable, pero su gravedad provoca que las estrellas se muevan a velocidades mucho mayores que en un cúmulo estelar ordinario. Los cúmulos estelares normales tienen velocidades internas de unos pocos kilómetros por segundo, mientras que en un HCSS, prácticamente todas las estrellas se mueven a velocidades superiores a Vk , es decir _, a cientos o miles de kilómetros por segundo.

Si la velocidad de retroceso es menor que la velocidad de escape de la galaxia, el agujero negro supermasivo (SMBH) volverá a caer hacia el núcleo galáctico, oscilando muchas veces a través de la galaxia antes de detenerse finalmente. ^{[ 4 ]} En este caso, el HCSS solo existiría como un objeto distinto durante un tiempo relativamente corto, del orden de cientos de millones de años, antes de desaparecer de nuevo en el núcleo galáctico. Durante este tiempo, el HCSS sería difícil de detectar, ya que estaría superpuesto o detrás de la galaxia.

Aunque un HCSS escape de su galaxia anfitriona, permanecerá ligado al grupo o cúmulo que la contiene, ya que la velocidad de escape de un cúmulo de galaxias es mucho mayor que la de una sola galaxia. Al ser observado, el HCSS se moverá más lentamente que V _k , puesto que habrá ascendido a través del pozo de potencial gravitatorio de la galaxia o el cúmulo.

Las estrellas en un HCSS serían similares a los tipos de estrellas que se observan en los núcleos galácticos. Esto haría que las estrellas en un HCSS fueran más ricas en metales y más jóvenes que las estrellas en un cúmulo globular típico. ^{[ 3 ]}

Dado que el agujero negro en el centro del HCSS es prácticamente invisible, un HCSS se vería muy similar a un cúmulo estelar tenue. Para determinar si un cúmulo estelar observado es un HCSS, es necesario medir las velocidades orbitales de las estrellas del cúmulo mediante sus desplazamientos Doppler y verificar que se mueven mucho más rápido de lo esperado para las estrellas de un cúmulo estelar ordinario. Esta observación es compleja, ya que un HCSS sería relativamente tenue, lo que requeriría muchas horas de tiempo de exposición incluso con un telescopio de 10 metros  .

Los lugares más prometedores para buscar HCSS son los cúmulos de galaxias , por dos razones: primero, la mayoría de las galaxias en un cúmulo de galaxias son galaxias elípticas que se cree que se formaron mediante fusiones . Una fusión de galaxias es un requisito previo para la formación de un agujero negro supermasivo binario, que a su vez es un requisito previo para un impulso. Segundo, la velocidad de escape de un cúmulo de galaxias es lo suficientemente grande como para que un HCSS se retenga incluso si escapa de su galaxia anfitriona.

Se ha estimado que los cúmulos de galaxias cercanos de Fornax y Virgo podrían contener cientos o miles de HCSS. ^{[ 3 ]} Estos cúmulos de galaxias han sido explorados en busca de galaxias compactas y cúmulos estelares. Es posible que algunos de los objetos detectados en estas exploraciones fueran HCSS que fueron identificados erróneamente como cúmulos estelares ordinarios. Se sabe que algunos de los objetos compactos en las exploraciones tienen velocidades internas bastante altas, pero ninguno parece ser lo suficientemente masivo como para calificar como HCSS. ^{[ 5 ]}

Otro lugar probable para encontrar un HCSS sería cerca del sitio de una fusión de galaxias reciente .

De vez en cuando, el agujero negro en el centro de un HCSS perturbará una estrella que pase demasiado cerca, produciendo un destello muy luminoso. Se han observado algunos de estos destellos en los centros de galaxias, presumiblemente causados ​​por una estrella que se acerca demasiado al SMBH en el núcleo galáctico. ^{[ 6 ]} Se ha estimado que un SMBH en retroceso perturbará alrededor de una docena de estrellas durante el tiempo que tarda en escapar de su galaxia. ^{[ 7 ]} Dado que la vida útil de un destello es de unos pocos meses, las posibilidades de ver tal evento son pequeñas a menos que se explore un gran volumen de espacio. Una estrella en un HCSS también podría explotar como una supernova de tipo I ( enana blanca ) . ^{[ 7 ]}

El descubrimiento de un HCSS sería importante por varias razones.

• Esto constituiría una prueba de que los agujeros negros supermasivos pueden existir fuera de las galaxias.
• Esto permitiría verificar las simulaciones por computadora que predicen retrocesos de ondas gravitacionales de miles de kilómetros por segundo.
• La existencia de HCSS implicaría que algunas galaxias no tienen agujeros negros supermasivos en sus centros. Esto tendría importantes consecuencias para las teorías que vinculan el crecimiento de las galaxias con el crecimiento de los agujeros negros supermasivos, y para las correlaciones empíricas entre la masa de los agujeros negros supermasivos y las propiedades de las galaxias.
• Si se pudieran descubrir muchos HCSS, sería posible reconstruir la distribución de las velocidades de retroceso, que contiene información sobre la historia de fusión de galaxias, las masas y los espines de los agujeros negros binarios, etc.

• Relatividad numérica
• Dinámica estelar
• agujero negro errante

• Estrellas deformadas podrían revelar agujeros negros expulsados. Artículo de New Scientist sobre las llamaradas de disrupción de marea producidas por agujeros negros en retroceso.