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agujero negro supermasivo

La primera imagen directa de un agujero negro supermasivo, hallado en el núcleo galáctico de Messier 87. [ 1 ] [ 2 ] Un agujero negro supermasivo ( SMBH o a veces SBH ) [ a ] es...

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La primera imagen directa de un agujero negro supermasivo, hallado en el núcleo galáctico de Messier 87. [ 1 ] [ 2 ]

Un agujero negro supermasivo ( SMBH o a veces SBH ) [ a ] es el tipo más grande de agujero negro , con una masa del orden de cientos de miles, o millones a miles de millones, de veces la masa del Sol ( M☉ ). Los agujeros negros son una clase de objetos astronómicos que han sufrido un colapso gravitacional , dejando tras de sí regiones esferoidales del espacio de las que nada, ni siquiera la luz , puede escapar. La evidencia observacional indica que casi todas las galaxias grandes tienen un agujero negro supermasivo en su centro . [ 3 ] [ 4 ] Por ejemplo, la galaxia Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en su centro , correspondiente a la fuente de radio Sagitario A* . [ 5 ] [ 6 ] La acreción de gas interestelar sobre agujeros negros supermasivos es el proceso responsable de alimentar los núcleos galácticos activos (AGN) y los cuásares . [ 7 ]

Dos agujeros negros supermasivos han sido fotografiados directamente por el Telescopio del Horizonte de Sucesos ; estos son Sagitario A*, en el centro de la Vía Láctea, y el agujero negro en el centro de Messier 87 , una galaxia elíptica gigante . [ 8 ] [ 9 ]

Descripción

Los agujeros negros supermasivos se definen clásicamente como agujeros negros con una masa superior a 100.000 (10 5 ) masas solares ( M ☉ ); algunos tienen masas de varios miles de millones de M ☉ . [ 10 ] Los agujeros negros supermasivos tienen propiedades físicas que los distinguen claramente de las clasificaciones de menor masa. Primero, las fuerzas de marea cerca del horizonte de sucesos son significativamente más débiles para los agujeros negros supermasivos. La fuerza de marea sobre un cuerpo en el horizonte de sucesos de un agujero negro es inversamente proporcional al cuadrado de la masa del agujero negro: [ 11 ] una persona en el horizonte de sucesos de un agujero negro de 10 millones de M ☉ experimenta aproximadamente la misma fuerza de marea entre su cabeza y sus pies que una persona en la superficie de la Tierra. A diferencia de con los agujeros negros de masa estelar , uno no experimentaría una fuerza de marea significativa hasta muy profundo en el horizonte de sucesos del agujero negro. [ 12 ]  

Resulta algo contraintuitivo que la densidad de un SMBH (definida como la masa del agujero negro dividida por el volumen dentro de su radio de Schwarzschild ) pueda ser menor que la densidad del agua . [ 13 ] Esto se debe a que el radio de Schwarzschild (rs{\displaystyle r_{\text{s}}}) 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 lo tanto, los agujeros negros de mayor masa tienen una menor densidad promedio . [ 14 ]

El radio de Schwarzschild del horizonte de sucesos de un agujero negro supermasivo no rotatorio y sin carga de alrededor de 1000 millones de M☉ es comparable al semieje mayor de la órbita de Urano , o aproximadamente 19 UA . [ 15 ] [ 16 ] Algunos astrónomos se refieren a los agujeros negros de más de 5000 millones de M☉ como agujeros negros ultramasivos ( UMBH o UBH ), [ 17 ] pero el término no se usa ampliamente. Posibles ejemplos incluyen los agujeros negros en los núcleos de TON 618 , NGC 6166 , ESO 444-46 y NGC 4889 , [ 18 ] que se encuentran entre los agujeros negros más masivos conocidos.  

Algunos estudios han sugerido que la masa natural máxima que puede alcanzar un agujero negro, siendo acretor luminoso (con un disco de acreción), es típicamente del orden de unos 50 mil millones de M☉ . [ 19 ] [ 20 ] Sin embargo, un estudio de 2020 sugirió que podrían existir agujeros negros aún más grandes, denominados agujeros negros tremendamente grandes ( SLAB ), con masas superiores a 100 mil millones de M☉ , según los modelos utilizados; algunos estudios sitúan el agujero negro en el núcleo de Phoenix A en esta categoría. [ 21 ] [ 22 ]  

Historia de la investigación

La historia del descubrimiento de agujeros negros supermasivos comenzó con la investigación de Maarten Schmidt sobre la fuente de radio 3C 273 en 1963. Inicialmente se pensó que se trataba de una estrella, pero el espectro resultó desconcertante. Se determinó que eran líneas de emisión de hidrógeno con desplazamiento al rojo , lo que indicaba que el objeto se alejaba de la Tierra. [ 23 ] La ley de Hubble demostró que el objeto se encontraba a varios miles de millones de años luz de distancia y, por lo tanto, debía estar emitiendo la energía equivalente a la de cientos de galaxias. La tasa de variación de la luz de la fuente, denominada objeto cuasiestelar o cuásar, sugería que la región emisora ​​tenía un diámetro de un pársec o menos. Para 1964, se habían identificado cuatro de estas fuentes. [ 24 ]

En 1963, Fred Hoyle y WA Fowler propusieron la existencia de estrellas supermasivas (SMS) que queman hidrógeno como explicación de las dimensiones compactas y la alta producción de energía de los cuásares. Estas tendrían una masa de aproximadamente10 5 –10 9 M ☉  . Sin embargo, Richard Feynman señaló que las estrellas por encima de cierta masa crítica son dinámicamente inestables y colapsarían en un agujero negro, al menos si no rotaran. [ 25 ] Fowler propuso entonces que estas estrellas supermasivas sufrirían una serie de oscilaciones de colapso y explosión, explicando así el patrón de salida de energía. Appenzeller y Fricke (1972) construyeron modelos de este comportamiento, pero encontraron que la estrella resultante aún sufriría un colapso, concluyendo que una estrella no rotatoria0,75 × 10 6 M ☉  SMS "no puede escapar del colapso a un agujero negro quemando su hidrógeno a través del ciclo CNO ". [ 26 ]

En 1964, Edwin E. Salpeter y Yakov Zeldovich propusieron que la materia que cae sobre un objeto compacto masivo explicaría las propiedades de los cuásares. Esto requeriría una masa de alrededor de10 8 M ☉  para igualar 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 salida relativamente baja de los núcleos galácticos cercanos implicaba que estos eran cuásares viejos e inactivos. [ 27 ] 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 eyectadas de las galaxias a velocidades relativistas , lo que significa que se mueven cerca de la velocidad de la luz . [ 28 ] Martin Ryle, Malcolm Longair y Peter Scheuer propusieron entonces en 1973 que el núcleo central compacto podría ser la fuente de energía original para estos chorros relativistas . [ 27 ]

Arthur M. Wolfe y Geoffrey Burbidge observaron en 1970 que la gran dispersión de 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 podía explicarse por un agujero negro masivo con hasta10 10 M ☉  , o un gran número de agujeros negros más pequeños con masas inferiores10 3 M ☉  . [ 29 ] En 1978 se encontró evidencia dinámica de un objeto oscuro masivo en el núcleo de la galaxia elíptica activa Messier 87 , inicialmente estimado en5 × 10 9 M ☉  . [ 30 ] Pronto se descubrió un comportamiento similar en otras galaxias, incluyendo la galaxia de Andrómeda en 1984 y la galaxia del Sombrero en 1988. [ 3 ]

En 1971, Donald Lynden-Bell y Martin Rees plantearon la hipótesis de que el centro de la galaxia Vía Láctea contendría un agujero negro supermasivo. [ 31 ] 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 de Green Bank del Observatorio Nacional de Radioastronomía . [ 32 ] Descubrieron una fuente de radio que emite radiación sincrotrón ; se determinó que era densa e inmóvil debido a su gravedad. Esta fue, por lo tanto, la primera indicación 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 los núcleos galácticos. En 1994, el espectrógrafo de objetos débiles del Hubble se utilizó para observar Messier 87, encontrándose que 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 M ☉  se encontraba dentro de un0,25 ″ de extensión, lo que proporciona una fuerte evidencia de un agujero negro supermasivo. [ 33 ]

Utilizando el Very Long Baseline Array para observar Messier 106 , Miyoshi et al. (1995) pudieron demostrar que la emisión de un máser de H2O en esta galaxia provenía de un disco gaseoso en el núcleo que orbitaba una masa concentrada de3,6 × 10 7 M ☉  , que estaba restringido a un radio de 0,13  pársecs. Su investigación pionera señaló que un enjambre de agujeros negros de masa solar dentro de un radio tan pequeño no sobreviviría mucho tiempo sin sufrir colisiones, lo que hace que un agujero negro supermasivo sea el único candidato viable. [ 34 ] Junto con esta observación que proporcionó la primera confirmación de agujeros negros supermasivos fue el descubrimiento [ 35 ] de la línea de emisión K α 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 Telescopio del Horizonte de Eventos publicó la primera imagen a escala del horizonte de un agujero negro, en el centro de la galaxia Messier 87. [ 2 ] 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 del agujero negro. [ 36 ] [ 37 ] En 2020, el Premio Nobel de Física fue otorgado conjuntamente a Andrea Ghez y Reinhard Genzel "por el descubrimiento de un objeto compacto supermasivo en el centro de nuestra galaxia" [ 38 ] . Esto fue considerado la primera confirmación definitiva de que Sagitario A* es de hecho un agujero negro supermasivo.

Formación

Representación artística de un agujero negro supermasivo rodeado por un disco de acreción y que emite un chorro relativista .

El origen de los agujeros negros supermasivos sigue siendo un campo de investigación activo. Los astrofísicos coinciden en que los agujeros negros pueden crecer por acreción de materia y por fusión con otros agujeros negros. [ 39 ] [ 40 ] Existen varias hipótesis sobre los mecanismos de formación y las masas iniciales de los progenitores, o "semillas", de los agujeros negros supermasivos. Independientemente del canal de formación específico para la semilla del agujero negro, dada la masa suficiente en las proximidades, podría acumular materia para convertirse en un agujero negro de masa intermedia y posiblemente en un SMBH si la tasa de acreción persiste. [ 41 ]

Los agujeros negros supermasivos distantes y tempranos, como J0313–1806 , [ 42 ] y ULAS J1342+0928 , [ 43 ] son ​​difíciles de explicar tan pronto después del Big Bang. Algunos postulan que podrían provenir del colapso directo de materia oscura con autointeracción. [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ] Un estudio publicado el 6 de agosto de 2025 identifica a CAPERS-LRD-z9 como el agujero negro supermasivo más distante en corrimiento al rojo z = 9,288 ± 0,003, que existía cuando el universo tenía el 3% de su edad actual. [ 47 ]

Primeras estrellas

Las primeras semillas progenitoras podrían ser agujeros negros de decenas o quizás cientos de masas solares ( M☉ ) que quedan tras las explosiones de estrellas masivas y crecen por acreción de materia. Otro modelo implica un cúmulo estelar denso que experimenta un colapso del núcleo a medida que la capacidad calorífica negativa del sistema impulsa la dispersión de velocidad en el núcleo a velocidades relativistas . [ 48 ] [ 49 ] 

Antes de las primeras estrellas, grandes nubes de gas podían colapsar en una " cuasiestrella ", que a su vez colapsaría en un agujero negro de alrededor de 20 M☉ . [ 41 ] Estas estrellas también podrían haberse formado por halos de materia oscura que atraían enormes cantidades de gas por gravedad, lo que produciría estrellas supermasivas con decenas de miles de M☉ . [ 50 ] [ 51 ] La "cuasiestrella" se vuelve inestable a las perturbaciones radiales debido a la producción de pares electrón-positrón en su núcleo y podría colapsar directamente en un agujero negro sin una explosión de supernova (que expulsaría la mayor parte de su masa, impidiendo que el agujero negro creciera tan rápido). Una teoría de 2018 propone que las semillas de SMBH se formaron en el universo muy temprano , cada una a partir del colapso de una estrella supermasiva con una masa de alrededor de 100 000 M☉ . [ 52 ]   

Agujeros negros primordiales y de colapso directo

Grandes nubes de gas libre de metales con alto corrimiento al rojo, [ 53 ] cuando son irradiadas por un flujo suficientemente intenso de fotones Lyman-Werner , [ 54 ] pueden evitar enfriarse y fragmentarse, colapsando así como un solo objeto debido a la autogravitación . [ 55 ] [ 56 ] El núcleo del objeto en colapso alcanza valores extremadamente grandes de densidad de materia, del orden de aproximadamente10 7  g/cm 3 , y desencadena una inestabilidad relativista general . [ 57 ] Por lo tanto, el objeto colapsa directamente en un agujero negro, sin pasar por la fase intermedia de una estrella o de una cuasiestrella. Estos objetos tienen una masa típica de aproximadamente 100 000 M ☉ y se denominan agujeros negros de colapso directo . [ 58 ] 

Una simulación por computadora de 2022 demostró que los primeros agujeros negros supermasivos pueden surgir en raros cúmulos turbulentos de gas, llamados halos primordiales, alimentados por corrientes inusualmente fuertes de gas frío. El resultado clave de la simulación fue que los flujos fríos suprimieron la formación estelar en el halo turbulento hasta que la gravedad del halo finalmente pudo superar la turbulencia y formó dos agujeros negros de colapso directo de 31 000 M☉ y 40 000 M☉ . Por lo tanto , el nacimiento de los primeros agujeros negros supermasivos puede ser el resultado de la formación de estructuras cosmológicas estándar. [ 59 ] [ 60 ]  

Representación artística del enorme flujo expulsado del cuásar SDSS J1106+1939 [ 61 ]
Ilustración artística de una galaxia con chorros de un agujero negro supermasivo [ 62 ]

Los agujeros negros primordiales (PBH) podrían haberse originado directamente por la presión externa en los primeros instantes posteriores al Big Bang. Estos agujeros negros habrían tenido más tiempo que cualquiera de los modelos anteriores para acumular materia, lo que les habría permitido 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 demás modelos de formación de agujeros negros mencionados anteriormente son teóricos.

La formación de un agujero negro supermasivo requiere un volumen relativamente pequeño de materia de alta densidad con un momento angular reducido . Normalmente, el proceso de acreción implica el transporte de una gran cantidad inicial de momento angular hacia el exterior, y este parece ser el factor limitante en el crecimiento de los agujeros negros. Este es un componente fundamental de la teoría de los discos de acreción . La acreción de gas es la forma más eficiente y visible en que crecen los agujeros negros. Se cree que la mayor parte del crecimiento de masa de los agujeros negros supermasivos se produce a través de episodios de rápida acreción 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 tempranamente. Un factor limitante importante para las teorías sobre la formación de agujeros negros supermasivos es la observación de cuásares luminosos distantes, que indican que 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. 

Representación artística de estrellas nacidas en vientos provenientes de agujeros negros supermasivos. [ 63 ]

límite de masa máximo

Existe un límite superior natural para el tamaño que pueden alcanzar los agujeros negros supermasivos. Los agujeros negros supermasivos en cualquier cuásar o núcleo galáctico activo (AGN) parecen tener un límite superior teórico de aproximadamente 50 mil millones de M☉ para parámetros típicos, ya que cualquier valor superior a este ralentiza el crecimiento considerablemente (la ralentización suele comenzar alrededor de los 10 mil millones de M☉ ) y provoca que el disco de acreción inestable que rodea al agujero negro se condense en estrellas que orbitan a su alrededor. [ 19 ] [ 64 ] [ 65 ] [ 66 ] Un estudio concluyó que el radio de la órbita circular estable más interna (ISCO) para masas de SMBH superiores a este límite excede el radio de autogravedad , lo que hace que la formación del disco ya no sea posible. [ 19 ]  

Un límite superior mayor de alrededor de 270 mil millones M ☉ se representó como el límite máximo absoluto de masa para un SMBH en acreción en casos extremos, por ejemplo su giro progrado máximo con un parámetro de giro adimensional de a = 1, [ 22 ] [ 19 ] aunque el límite máximo para el parámetro de giro de un agujero negro es ligeramente inferior en a = 0,9982. [ 67 ] En masas justo por debajo del límite, es probable que la luminosidad del disco de una galaxia de campo esté por debajo del límite de Eddington y no sea lo suficientemente fuerte como para desencadenar la retroalimentación subyacente a la relación M–sigma , por lo que los SMBH cercanos al límite pueden evolucionar por encima de este. [ 22 ] 

Se ha observado que los agujeros negros cercanos a este límite probablemente sean aún más raros, ya que requeriría que el disco de acreción fuera casi permanentemente progrado debido al crecimiento del agujero negro y al mayor efecto de desaceleración de la acreción retrógrada que el de aceleración de la acreción prograda, debido a su ISCO y, por lo tanto, a su brazo de palanca. [ 19 ] Esto requeriría que el giro del agujero estuviera permanentemente correlacionado con una dirección fija del flujo de gas que controla el potencial dentro de la galaxia anfitriona del agujero negro, y por lo tanto tendería a producir un eje de giro y, por consiguiente, una dirección del chorro del AGN, que está igualmente alineada con la galaxia. Las observaciones actuales no respaldan esta correlación. [ 19 ]

La denominada "acreción caótica" presumiblemente debe involucrar múltiples eventos a pequeña escala, esencialmente aleatorios en el tiempo y la orientación si no está controlada por un potencial a gran escala de esta manera. [ 19 ] Esto llevaría a la acreción a una desaceleración estadística, debido a que los eventos retrógrados tienen brazos de palanca más grandes que los progrados y ocurren casi con la misma frecuencia. [ 19 ] También hay otras interacciones con grandes agujeros negros supermasivos que tienden a reducir su espín, incluyendo particularmente las fusiones con otros agujeros negros, que pueden disminuir estadísticamente el espín. [ 19 ] Todas estas consideraciones sugirieron que los agujeros negros supermasivos generalmente cruzan el límite de masa teórica crítica en valores modestos de sus parámetros de espín, de modo que5 × 10 10 M ☉  en todos los casos, salvo raras excepciones. [ 19 ]

Aunque los UMBH modernos dentro de los cuásares y núcleos galácticos no pueden crecer más allá de aproximadamente(5–27) × 10 10 M ☉  a través del disco de acreción y, dada la edad actual del universo , se predice que algunos de estos agujeros negros monstruosos en el universo continuarán creciendo hasta alcanzar masas tremendamente grandes de quizás10 14 M ☉  durante el colapso de supercúmulos de galaxias en el futuro extremadamente lejano del universo. [ 68 ]

Actividad y evolución galáctica

Se cree que la gravedad de los agujeros negros supermasivos en el centro de muchas galaxias alimenta objetos activos como las galaxias Seyfert y los cuásares. Históricamente, se encontraron relaciones de escala entre la masa del agujero negro central y las propiedades de su galaxia anfitriona. Ahora se sabe que la relación entre la masa del agujero negro central y la masa del bulbo anfitrión es específica de la morfología de la galaxia , y el tipo morfológico actúa como una señal de la historia distintiva de formación y ensamblaje de la galaxia. [ 69 ] [ 70 ] [ 71 ] Además de la masa del bulbo anfitrión, existe una relación de escala entre la masa del agujero negro supermasivo y la concentración de estrellas dentro del bulbo. [ 72 ] [ 73 ]

Existe otra correlación empírica bien conocida entre la masa del agujero negro supermasivo y la dispersión de velocidad estelar.σ{\displaystyle \sigma }del bulbo, [ 74 ] conocida como la relación M–sigma . Observaciones recientes muestran que la relación M–sigma se vuelve más pronunciada a altas masas de agujeros negros, un comportamiento que puede entenderse en términos del teorema del virial . [ 75 ]

Además, el entorno que rodea inmediatamente al agujero negro supermasivo en galaxias más débiles suele estar poblado por un cúmulo estelar nuclear . La coexistencia de estos dos tipos de objetos masivos centrales se cuantificó en 2009, [ 76 ] y posteriormente se descubrió en 2016 una relación matemática de escala de masa entre el agujero negro supermasivo y el cúmulo estelar nuclear. [ 77 ] Esta relación tiene importantes implicaciones para comprender la coevolución de los núcleos galácticos y para predecir las tasas de eventos de espiral de relación de masa extrema (EMRI).

Actualmente, se considera que un núcleo galáctico activo (AGN, por sus siglas en inglés) es un núcleo galáctico que alberga un agujero negro masivo que está acumulando materia y que presenta una luminosidad suficientemente intensa.

Fusiones y pequeñas y medianas empresas que retrocedieron

La interacción de un par de galaxias que albergan agujeros negros supermasivos (ABS) puede dar lugar a fusiones . La fricción dinámica en los ABS hace que se hundan hacia el centro de la masa fusionada, formando finalmente un par con una separación inferior a un kiloparsec. La interacción de este par con las estrellas y el gas circundantes los unirá gradualmente, formando un sistema binario ligado gravitacionalmente con una separación de diez parsecs o menos. Una vez que el par se acerque a tan solo 0,001 parsecs, la radiación gravitacional provocará su fusión. Para entonces, la galaxia resultante ya se habrá estabilizado tras la fusión, y la actividad inicial de formación estelar y el núcleo galáctico activo (AGN) se habrán desvanecido. [ 78 ]

Se sospecha que los agujeros negros supermasivos candidatos son agujeros negros que han retrocedido o han sido expulsados.

Las ondas gravitacionales de esta coalescencia pueden darle al SMBH resultante un impulso de velocidad de hasta varios miles de km/s, impulsándolo lejos del centro galáctico e incluso posiblemente expulsándolo de la galaxia. Este fenómeno se llama retroceso gravitacional. [ 79 ] La otra forma posible de expulsar un agujero negro es el escenario clásico de honda gravitacional, también llamado retroceso de honda gravitacional. En este escenario, primero se forma un agujero negro binario de larga vida a través de la fusión de dos galaxias. Un tercer SMBH se introduce en una segunda fusión y se hunde en el centro de la galaxia. Debido a la interacción de tres cuerpos , uno de los SMBH, generalmente el más ligero, es expulsado. Debido a la conservación del momento lineal, los otros dos SMBH son impulsados ​​en la dirección opuesta como un sistema binario. Todos los SMBH pueden ser expulsados ​​en este escenario. [ 80 ] Un agujero negro expulsado se llama agujero negro fugitivo. [ 81 ]

Existen diferentes maneras de detectar agujeros negros en retroceso. A menudo, un desplazamiento de un cuásar/AGN del centro de una galaxia [ 82 ] o la naturaleza binaria espectroscópica de un cuásar/AGN se consideran evidencia de un agujero negro en retroceso. [ 83 ]

Los candidatos a agujeros negros en retroceso incluyen NGC 3718 , [ 84 ] SDSS1133 , [ 85 ] 3C 186 , [ 86 ] E1821+643 [ 87 ] y SDSSJ0927+2943 . [ 83 ] Los candidatos a agujeros negros fugitivos son HE0450–2958 , [ 82 ] CID-42 [ 88 ] y objetos alrededor de RCP 28. [ 89 ] Los agujeros negros supermasivos fugitivos pueden desencadenar la formación de estrellas en sus estelas. [ 81 ] Una característica lineal cerca de la galaxia enana RCP 28 fue interpretada como la estela de formación estelar de un candidato a agujero negro fugitivo. [ 89 ] [ 90 ] [ 91 ] Sin embargo, más tarde se descubrió que esta característica es probablemente una galaxia sin bulbo vista de canto. [ 92 ] [ 93 ] Sin embargo, un estudio que utilizó espectroscopia del JWST encontró más evidencia de que este objeto fue producido por un agujero negro fugitivo. [ 94 ]

radiación de Hawking

La radiación de Hawking es una radiación de cuerpo negro que se predice que es liberada por los agujeros negros , debido a efectos cuánticos cerca del horizonte de sucesos. 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 tremendamente grande, no giratorio y sin carga, con una masa de1 × 10 11 M ☉  se evaporará en aproximadamente2,1 × 10 100 años  . [ 95 ] [ 16 ] Agujeros negros formados durante el colapso predicho de supercúmulos de galaxias en el futuro lejano con 1 × 10 14 M ☉  se evaporaría en una escala de tiempo de hasta2,1 × 10 109  años . [ 68 ] [ 16 ]

Evidencia

mediciones Doppler

Simulación de una vista lateral de un agujero negro con un anillo toroidal transparente de materia ionizada según un modelo propuesto [ 96 ] para Sgr A* . Esta imagen muestra el resultado de la desviación de la luz desde detrás del agujero negro, y también muestra la asimetría que surge del efecto Doppler debido a la velocidad orbital extremadamente alta de la materia en el anillo.

Una de las mejores evidencias de la presencia de agujeros negros la proporciona el efecto Doppler, por el cual la luz de la materia cercana en órbita se desplaza hacia el rojo al alejarse y hacia el azul al acercarse. Para la materia muy cercana a un agujero negro, la velocidad orbital debe ser comparable a la de la luz, por lo que la materia que se aleja aparecerá muy tenue en comparación con la que se acerca, lo que significa que los sistemas con discos y anillos intrínsecamente simétricos adquirirán una apariencia visual altamente asimétrica. Este efecto se ha tenido en cuenta en las imágenes modernas generadas por computadora, como el ejemplo presentado aquí, basado en un modelo plausible [ 96 ] para el agujero negro supermasivo en Sgr A* en el centro de la Vía Láctea. Sin embargo, la resolución que proporciona la tecnología de telescopios disponible actualmente aún es insuficiente para confirmar directamente tales predicciones.

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 mediciones 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 concentrar suficiente materia en un espacio tan pequeño son los agujeros negros, o cosas que evolucionarán hacia agujeros negros en escalas de tiempo astrofísicamente cortas. Para galaxias activas más lejanas, el ancho de líneas espectrales anchas puede usarse para sondear el gas que orbita cerca del horizonte de sucesos. La técnica de mapeo de reverberación utiliza la variabilidad de estas líneas para medir la masa y quizás el espín del agujero negro que alimenta las galaxias activas.

En la Vía Láctea

Órbitas inferidas de seis estrellas alrededor del candidato a agujero negro supermasivo Sagitario A* en el centro galáctico de la Vía Láctea [ 97 ]

La evidencia indica que la galaxia Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en su centro, a 26.000 años luz del Sistema Solar , en una región llamada Sagitario A* [ 98 ] 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  m o 120 UA) desde el centro del objeto central. [ 6 ]
  • A partir del movimiento de la estrella S2, la masa del objeto se puede estimar en 4,0 millones de M☉ , [ 99 ] o aproximadamente 7,96 × 10 36  kg .
  • El radio del objeto central debe ser menor a 17 horas luz, porque de lo contrario S2 colisionaría con él. Las observaciones de la estrella S14 [ 100 ] indican que el radio no supera las 6,25 horas luz, aproximadamente el diámetro de la órbita de Urano .
  • Ningún objeto astronómico conocido, aparte de un agujero negro, puede contener 4,0 millones de M☉ en este volumen de espacio. [ 100 ] 

Las observaciones infrarrojas de la intensa actividad de llamaradas cerca de Sagitario A* muestran un movimiento orbital del plasma con un período de45 ± 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 intenso. La materia radiante orbita al 30% de la velocidad de la luz justo fuera de la órbita circular estable más interna . [ 101 ]

El 5 de enero de 2015, la NASA informó haber observado un destello de rayos X 400 veces más brillante de lo habitual, un récord, proveniente de Sagitario A*. Según los astrónomos, este evento inusual pudo haber sido causado por la fragmentación de un asteroide que cayó en el agujero negro o por el entrelazamiento de las líneas del campo magnético dentro del gas que fluye hacia Sagitario A*. [ 102 ]

Detección de un destello de rayos X inusualmente brillante de Sagitario A*, un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia Vía Láctea [ 102 ]
Sagitario A* fotografiado por el Telescopio del Horizonte de Sucesos.

Fuera de la Vía Láctea

Representación artística de un agujero negro supermasivo destrozando una estrella. Abajo: agujero negro supermasivo devorando una estrella en la galaxia RX J1242−11 – Rayos X (izquierda) y óptica (derecha). [ 103 ]

Solo en un puñado de galaxias existe evidencia dinámica inequívoca de agujeros negros supermasivos; [ 104 ] estas incluyen la Vía Láctea, las galaxias del Grupo Local M31 y M32 , y algunas galaxias más allá del Grupo Local, como NGC 4395. En estas galaxias, las velocidades cuadráticas medias (o rms) de las estrellas o el gas aumentan 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 decrecientes, hacia el centro, lo que hace imposible afirmar con certeza que hay un agujero negro supermasivo presente. [ 104 ]

Sin embargo, se acepta comúnmente que el centro de casi todas las galaxias contiene un agujero negro supermasivo. [ 105 ] La razón de esta suposición es la relación M–sigma , una relación estrecha (de baja dispersión) entre la masa del agujero en las aproximadamente 10 galaxias con detecciones seguras y la dispersión de velocidad de las estrellas en los bulbos de esas galaxias. [ 106 ] Esta correlación, aunque se basa en solo un puñado de galaxias, sugiere a muchos astrónomos una fuerte conexión entre la formación del agujero negro y la galaxia misma. [ 105 ]

El 28 de marzo de 2011, se observó un agujero negro supermasivo desgarrando una estrella de tamaño mediano. [ 107 ] Esa es la única explicación probable de las observaciones de ese día de radiación de rayos X repentina y las observaciones de banda ancha de seguimiento. [ 108 ] [ 109 ] 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 M ☉ . Se supone que este raro evento es un flujo relativista (material que se emite en un chorro a una fracción significativa de la velocidad de la luz) de una estrella perturbada por mareas por el SMBH. Se espera que una fracción significativa de una masa solar de material se haya acrecentado en el SMBH. Las observaciones posteriores a largo plazo permitirán confirmar esta suposición si la emisión del chorro decae a la tasa esperada para la acreción de masa en un SMBH. 

Estudios individuales

Fotografía del Telescopio Espacial Hubble del chorro relativista de Messier 87, de 4.400 años luz de longitud , que es materia siendo expulsada por elAgujero negro supermasivo de 6,5 × 10⁹ M☉ en el centro de la galaxia . 

La cercana galaxia de Andrómeda, a 2,5 millones de años luz de distancia, contiene un1,4 +0,65 −0,45 × 10 8 (140 millones) M ☉ agujero negro central, significativamente más grande que el de la Vía Láctea. [ 110 ] El agujero negro supermasivo más grande en las proximidades de la Vía Láctea parece ser el de Messier 87 (es decir, M87*), con una masa de (6,5 ± 0,7) × 10 9 (aprox. 6,5 mil millones) M ☉  a una distancia de 48,92 millones de años luz. [ 111 ] La galaxia elíptica supergigante NGC 4889 , a una distancia de 336 millones de años luz en la constelación de Coma Berenices , contiene un agujero negro medido como2,1 +3,5 −1,3 × 10 10 (21 mil millones) M ☉ . [ 112 ] 

Las masas de los agujeros negros en los cuásares se pueden estimar mediante métodos indirectos que están sujetos a una incertidumbre sustancial. El cuásar TON 618 es un ejemplo de un objeto con un agujero negro extremadamente grande, estimado en4,07 × 10 10 (40,7 mil millones) M ☉ . [ 113 ] 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 1 × 10 10 (10 mil millones) M ☉ , [ 114 ] y el cuásar SMSS J215728.21-360215.1 , con una masa de (3,4 ± 0,6) × 10 10 (34 mil millones) M ☉ , o casi 10 000 veces la masa del agujero negro en el centro galáctico de la Vía Láctea. [ 115 ] 

Algunas galaxias, como la galaxia 4C +37.11 , parecen tener dos agujeros negros supermasivos en sus centros, formando un sistema binario . Si colisionaran, el evento crearía fuertes ondas gravitacionales . [ 116 ] Se cree que los agujeros negros supermasivos binarios son una consecuencia común de las fusiones galácticas . [ 117 ] 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 18.348 millones de M☉ . [ 118 ] [ 119 ] En 2011, se descubrió un agujero negro supermasivo en la galaxia enana Henize 2-10 , que no tiene bulbo. Se desconocen las implicaciones precisas de este descubrimiento sobre la formación de agujeros negros, pero podría indicar que los agujeros negros se formaron antes que los bulbos. [ 120 ] 

Una nube de gas con una masa varias veces superior a la de la Tierra se está acelerando hacia un agujero negro supermasivo situado en el centro de la Vía Láctea.

En 2012, los astrónomos informaron una masa inusualmente grande de aproximadamente 17 mil millones M☉ para el agujero negro en la galaxia lenticular compacta NGC 1277 , que se encuentra a 240 millones de años luz de distancia en la constelación de Perseo . El agujero negro tiene aproximadamente el 59 por ciento de la masa del bulbo de esta galaxia lenticular (14 por ciento de la masa estelar total de la galaxia). [ 121 ] Un reanálisis de 2013 propuso una masa mucho menor de 2 a 5 mil millones M☉ , [ 122 ] un valor que luego fue confirmado por mediciones de óptica adaptativa y modelos dinámicos independientes, aunque incluso esto coloca al agujero negro aproximadamente un orden de magnitud por encima de lo que predicen las relaciones de escala estándar agujero negro-galaxia anfitriona. [ 123 ] NGC 1277 ha sido reconocida desde entonces como el prototipo de una clase de "galaxias reliquia" compactas , varias de las cuales parecen albergar agujeros negros centrales igualmente sobremasivos. [ 124 ]  

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 sucesos giraba a casi la velocidad de la luz. [ 125 ] [ 126 ]

En septiembre de 2014, datos de diferentes telescopios de rayos X revelaron que la galaxia enana ultracompacta , extremadamente pequeña y densa 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 de la galaxia. Este descubrimiento es bastante sorprendente, ya que el agujero negro es cinco veces más masivo que el de la Vía Láctea, a pesar de que la galaxia tiene menos de cinco milésimas partes 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 elíptica supergigante cD A2261-BCG contenga un agujero negro supermasivo activo de al menos10 10 M ☉  , a pesar de que la galaxia es una de las galaxias más grandes conocidas; más de seis veces el tamaño y mil veces la masa de la Vía Láctea. A pesar de eso, varios estudios dieron valores de masa muy grandes para un posible agujero negro central dentro de A2261-BGC, como aproximadamente tan grande como6,5 +10,9 −4,1 × 10 10 M ☉  o tan bajo como(6–11) × 10 9 M ☉  . Dado que un agujero negro supermasivo solo será visible mientras está acrecentando, un agujero negro supermasivo puede ser casi invisible, excepto en sus efectos sobre las órbitas estelares. Esto implica que o bien A2261-BGC tiene un agujero negro central que está acrecentando a un nivel bajo o tiene una masa bastante inferior10 10 M ☉  . [ 127 ]

En diciembre de 2017, los astrónomos informaron de la detección del cuásar más distante conocido hasta el momento, 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 del cuásar más distante conocido anteriormente, ULAS J1120+0641 . [ 128 ] [ 129 ] [ 130 ]

Agujero negro supermasivo y agujero negro más pequeño en la galaxia OJ 287.
Comparaciones de agujeros negros grandes y pequeños en la galaxia OJ 287 con el Sistema Solar.
Erupciones de disco de agujero negro en la galaxia OJ 287 (1:22; animación; 28 de abril de 2020)
El agujero negro supermasivo NeVe 1, con una masa de 7 mil millones de masas solares, es el responsable de la erupción del supercúmulo de Ofiuco , la erupción más energética jamás detectada. Fuente: Observatorio de rayos X Chandra.

En febrero de 2020, los astrónomos informaron del descubrimiento de la erupción del supercúmulo de Ofiuco , el evento más energético del Universo jamás detectado desde el Big Bang . [ 131 ] [ 132 ] [ 133 ] Ocurrió en el cúmulo de Ofiuco en la galaxia NeVe 1 , causada por la acreción de casi 270 millones de M☉ de material por su agujero negro supermasivo central de 7 mil millones de M☉ . [ 134 ] La erupción duró unos 100 millones de años y liberó 5,7 millones de veces más energía que el estallido de rayos gamma más potente conocido. La erupción liberó ondas de choque y chorros de partículas de alta energía que perforaron el medio intracúmulo , creando una cavidad de unos 1,5 millones de años luz de ancho, diez veces el diámetro de la Vía Láctea. [ 135 ] [ 131 ] [ 132 ] [ 133 ] 

En febrero de 2021, los astrónomos publicaron, 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 , basada en longitudes de onda de radio ultrabajas , detectadas por el Low-Frequency Array (LOFAR) en Europa. [ 136 ]

En agosto de 2025, se informó de un SMBH en el pequeño punto rojo CAPERS-LRD-z9 cuya masa canónica se estimó en3,8 +27,8 −3,35 × 10 7 (38 millones) M ☉ . [ 137 ] Esto representa un agujero negro masivo confirmado muy temprano en la historia del universo (corrimiento al rojo de 9,288, solo 500 millones de años después del Big Bang). 

Véase también

Notas

  1. ↑ El acrónimo SBH se usa comúnmente para referirse a un agujero negro de masa estelar .

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  • Agujeros negros: La atracción implacable de la gravedad. Sitio web multimedia interactivo sobre la física y la astronomía de los agujeros negros del Instituto Científico del Telescopio Espacial.
  • Imágenes de agujeros negros supermasivos
  • Imágenes de agujeros negros supermasivos de la NASA
  • El agujero negro en el centro de la Vía Láctea
  • Vídeo del ESO que muestra estrellas orbitando un agujero negro galáctico.
  • Una estrella que orbita el centro masivo de la Vía Láctea se acerca a menos de 17 horas luz. ESO , 21 de octubre de 2002.
  • Imágenes, animaciones y nuevos resultados del Grupo del Centro Galáctico de la UCLA
  • Artículo del Washington Post sobre agujeros negros supermasivos
  • Vídeo (2:46) – Simulación de estrellas orbitando el agujero negro supermasivo central de la Vía Láctea
  • Vídeo (2:13) – Una simulación revela agujeros negros supermasivos ( NASA , 2 de octubre de 2018)
  • De súper a ultra: ¿Qué tan grandes pueden llegar a ser los agujeros negros? Archivado el 17 de junio de 2019 en Wayback Machine.
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