Hispanopedia WikiUn déficit de masa es la cantidad de masa (en estrellas) que se ha eliminado del centro de una galaxia , presumiblemente por la acción de un agujero negro supermasivo binario .
En la mayoría de las galaxias, la densidad de estrellas aumenta hacia el centro. En las galaxias pequeñas, este aumento continúa hasta el mismo centro. En las galaxias grandes, suele haber un "núcleo", una región cerca del centro donde la densidad es constante o aumenta lentamente. El tamaño del núcleo (el "radio del núcleo") puede ser de unos pocos cientos de pársecs en las grandes galaxias elípticas . [1] [2] Los núcleos estelares más grandes observados alcanzan un radio de entre 3,2 y 5,7 kilopársecs. [3] [4] [5]
Se cree que los núcleos son producidos por agujeros negros supermasivos binarios (SMBHs). Los SMBH binarios se forman durante la fusión de dos galaxias . [6] Si una estrella pasa cerca del binario masivo, será expulsada, mediante un proceso llamado honda gravitacional . Esta expulsión continúa hasta que la mayoría de las estrellas cercanas al centro de la galaxia hayan sido eliminadas. El resultado es un núcleo de baja densidad. Este tipo de núcleos son omnipresentes en las galaxias elípticas gigantes.
El déficit de masa se define [7] como la cantidad de masa que se eliminó al crear el núcleo. Matemáticamente, el déficit de masa se define como
![{\displaystyle M_{\mathrm {def}}=4\pi \int _{0}^{R_{c}}[\rho _{i}(r)-\rho (r)\right]r^{2}dr,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/48180c4c56e5f6033f21254481ac17eeccbc7316)
donde ρ i es la densidad original, ρ es la densidad observada y R c es el radio del núcleo. En la práctica, el modelo de núcleo-Sersic puede utilizarse para ayudar a cuantificar los déficits. [8]
Los déficits de masa observados suelen estar en el rango de una a varias veces la masa del SMBH central [9] y los radios del núcleo observados son comparables a los radios de influencia del SMBH central. Estas propiedades son consistentes con lo que se predice en los modelos teóricos de formación del núcleo [10] y respaldan la hipótesis de que todas las galaxias brillantes alguna vez contenían SMBH binarios en sus centros.
No se sabe si la mayoría de las galaxias aún contienen sistemas binarios masivos o si los dos agujeros negros se han fusionado. Ambas posibilidades son consistentes con la presencia de déficits de masa.
Referencias
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- ^ Dullo, Bililign T.; Graham, Alister W. (2014) Núcleos empobrecidos, ajustes multicomponentes y relaciones de parámetros estructurales para galaxias luminosas de tipo temprano
- ^ Postman, M.; Lauer, TR; Donahue, M. ; Graves, G.; Coe, D.; Moustakas, J.; Koekemoer, A.; Bradley, L.; Ford, HC; Grillo, C.; Zitrin, A.; Lemze, D.; Broadhurst, T.; Moustakas, L.; Ascaso, B.; Medezinski, E.; Kelson, D. (2012). "Un cúmulo de galaxias más brillante con un núcleo plano extremadamente grande". The Astrophysical Journal . 756 (2): 159. arXiv : 1205.3839 . Código Bibliográfico :2012ApJ...756..159P. doi :10.1088/0004-637X/756/2/159. S2CID 54547473.
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- ^ López-Cruz, O.; Añorve, C.; Birkinshaw, M.; Worrall, DM; Ibarra-Medel, HJ; Barkhouse, WA; Torres-Papaqui, JP; Motta, V. (2014). "El cúmulo galáctico más brillante de A85: el núcleo más grande conocido hasta ahora". The Astrophysical Journal Letters . 795 (2): L31. arXiv : 1405.7758 . Código Bibliográfico :2014ApJ...795L..31L. doi :10.1088/2041-8205/795/2/L31. S2CID 1140857.
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- ^ Merritt, David (2006), "Déficits de masa, radios de estancamiento e historias de fusión de galaxias elípticas", The Astrophysical Journal , 648 (2): 976–986, arXiv : astro-ph/0603439 , Bibcode :2006ApJ...648..976M, doi :10.1086/506139, S2CID 6207227
Enlaces externos
- Ferrarese, L. y Merritt, D. (2002). Agujeros negros supermasivos. Physics World , junio de 2002, pág. 41.