Anar al contingut

Forat negre supermasivo

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Primera image real de l'història d'un forat negre supermasivo ubicat en el centre de la galàxia M87 presentat el 10 d'abril de 2019 pel consorci internacional Telescopi de l'Horisó de Successos.
Dalt: representació artística d'un forat negre supermasivo absorbint matèria d'una estrela propenca. Avall: imàgens d'un supost forat negre supermasivo devorant una estrela en la galàxia RXJ 1242-11. Izq.: en rajos X; Der.: en llum visible.[1]

Un forat negre supermasivo és un forat negre en una massa de l'orde de millons o decenes de mils de millons de masses solars. Els estudis científics han comprovat que la Via Làctea té un forat negre supermasivo en el centre galàctic, cridat Sagitario A. Es creu que moltes, si no totes les galàxias, alberguen un forat negre supermasivo en el seu centre. De fet, una de les teories més esteses en els últims temps és la de supondre que totes les galàxies elíptiques i espirals posseïxen en el seu centre un forat negre supermasivo.

Introducció

Un forat negre supermasivo té algunes propietats interessants que ho diferencien d'uns atres de menor massa:

  • La densitat mija d'un forat negre supermasivo, en referència a la seua horisó de successos, pot ser molt baixa; de fet pot ser menor que la densitat de l'aigua, si la seua massa és suficientment gran. Açò ocorre perque el ràdio del forat negre s'incrementa linealmente en la massa, per lo que la densitat decau en el quadrat de la massa, mentres que el volum és proporcional a la gaveta del radi de Schwarzschild, de tal manera que la densitat satisfà la següent proporcionalitat:
A on M⊙ es la masa del sol y M la massa del forat negre supermasivo. La cantitat anterior és inferior a la densitat de l'aigua quan la massa supera cent trentassís millons de voltes la massa solar. cal recalcar que tots els forats negres posseïxen una densitat infinita, per lo que este càlcul solament constituïx una densitat aparent.
  • Les forces de marea en el veïnat del horisó de successos són sensiblement menors. Ya que el centre de la singularitat està molt alluntat de l'horisó, un hipotètic astronauta viajant cap al centre del forat negre no experimentaria forces de marea significatives fins a adinsar-se molt en el forat negre. Els forats negres d'este tamany poden formar-se solament de dos formes: per una llenta absorció (acrecimiento) de matèria (a partir d'un tamany estelar), o directament per pressió externa en els primers instants del Big Bang. El primer método requerix un llarc periodo i grans cantitats de matèria disponibles per al creiximent del forat negre supermasivo. Certes medicions Doppler de la matèria que rodeja el núcleu de galàxies veïnes a la Via Làctea revelen un moviment giratori molt ràpit, que solament és possible per una gran concentració de matèria en el centre. Actualment, l'únic objecte conegut que pot contindre suficient matèria en tan reduït espai és un forat negre. En galàxies actives més alluntades, es pensa que l'ample de les llínees espectrals està relacionat en la massa del forat negre que genera l'activitat de l'espai.

Història de la busca de forats negres supermasivos

Donald Lynden-Bell i Martin Rees en 1971 exponen l'hipòtesis de que el centre de la Via Làctea podria contindre un forat negre supermasivo. Sagitario A va ser descobert i nomenat el 13 i 15 de febrer de 1974, pels astrònoms Bruce Balick i Robert Brown utilisant el interferómetro de llínea de base de l'Observatori Nacional de Radioastronomía.[2] Es va descobrir una font de ràdio que emet radiació sincrotrón; es va trobar que era dens i immòvil per la seua gravitació. Est va ser, per lo tant, el primer indici de que existix un forat negre supermasivo en el centre de la Via Làctea.


Formació

Concepció artística d'un forat i l'acreció del disc negre supermasivo

L'orige dels forats negres supermasivos seguix sent un camp d'investigació obert. Els astrofísics estan d'acort en que una volta que un forat negre està en el seu lloc en el centre d'una galàxia, pot créixer per l'acreció de matèria i per mig de la fusió en atres forats negres. Hi ha, no obstant, vàries hipòtesis per als mecanismes de formació i masses inicials dels progenitors, o "llavors", de forats negres supermasivos.

  • L'hipòtesis més òbvia és que les llavors són forats negres de decenes o potser centenars de masses solars que queden per les explosions d'estreles massives i aumenten per acreció de matèria.
  • Un atre model consistix en un gran núvol de gas en el periodo anterior a les primeres estreles formades en colapsar en una "cuasi-estrela" i despuix en un forat negre en principi de sol al voltant de 20 millons de sols, i despuix, ràpidament, per acreció, convertir-se en relativa rapidea en un forat negre de massa intermija, i possiblement un SMBH (Forat Negre SuperMasivo; sigles en anglés) si la taxa d'acreció no decau en masses majors.[3] La "cuasi-estrela" inicial es torna inestable per destorbament radials per la producció de parells electró-positrón en el seu núcleu, i pot colapsar directament en un forat negre sense una explosió de supernova, que expulse la major part de la seua massa deixant un forat negre com remanente.
  • No obstant, un atre model[4] implica un cúmul estelar dens somés a colapse en un núcleu en disminució de la cantitat de calor del restant expulsat per dispersió a velocitats relativistes.
  • Per últim, els forats negres primordials poden haver segut produïts directament per la pressió externa en els primers moments despuix del Big Bang. La formació dels forats negres per la mort de les primeres estreles s'ha estudiat i corroborat per les observacions àmpliament. Els atres models per a la formació del forat negre mencionades anteriorment són teòrics.
Impressió artística de la eyecció del cuásar SDSS J1106 + 1939

La dificultat en la formació d'un forat negre supermasivo residix en la necessitat de suficient matèria per a estar en un chicotet volum. Este assunt té que tindre molt poc moment angular per a que açò succeïxca. Normalment, el procés d'acreció implica el transport d'una gran dotació inicial de moment angular cap a l'exterior, i est sembla ser el factor limitante en el creiximent del forat negre. Est és un component important de la teoria dels discs d'acreció. L'acreció de gas és lo més eficient i també la manera més visible en el que creixen els forats negres. La major part del creiximent de la massa dels forats negres supermasivos es creu que ocorre a través d'episodis de l'acreció ràpida de gas, que són observables com a núcleus galàctics actius o cuásares. Les observacions revelen que els cuásares eren molt més freqüents quan l'Univers era més jove, lo que indica que els forats negres supermasivos es varen formar i varen créixer enjorn. Un factor limitante important per a les teories de la formació d'un forat negre supermasivo és l'observació de cuásares distants lluminosos, que indiquen que els forats negres supermasivos de mils de millons de masses solars ya s'havien format quan l'univers tenia menys de mil millons d'anys. Açò sugerix que els forats negres supermasivos es varen iniciar molt primerenc en l'Univers, dins de les primeres galàxies massives. Actualment, sembla que hi ha un buit en la distribució de la massa observada dels forats negres. Hi ha forats negres de massa estelar, generats a partir d'estreles que colapsen, que van fins a potser 33 millons de masses solars. El forat negre supermasivo mínim és de l'orde de centenars de mils de masses solars. Entre estos règims sembla haver una escassea de forats negres de massa intermija. Una brecha tal sugeriria cualitativamente diferents processos de formació. No obstant, alguns models[5] sugerixen que les fonts de rajos X ultraluminosas (ULXs) poden ser forats negres d'este grup que falta.

Mides de l'efecte Doppler

Vista lateral del forat negre en l'anell toroidal transparent de matèria ionizada segons un model propost[6] per a Sgr A . Esta image mostra resultat de la flexión de la llum des de darrere del forat negre, i també mostra l'asimetria que sorgix per l'efecte Doppler de la velocitat orbital extremadament alta de la matèria en l'anell, que gira d'esquerra a dreta per davant.

Algunes de les millors evidències de la presència de forats negres és la que proporciona el efecte Doppler. D'acort en este efecte, la llum emesa per la matèria objectes que s'allunten de nosatres presenta corriment al roig, mentres que els objectes que s'acosten presentaran corriment al blau. Aixina, per a la matèria que es troba molt prop d'un forat negre, la velocitat orbital deu ser comparable en la velocitat de la llum, per lo que la matèria que s'allunta apareixerà molt dèbil en comparació a la matèria que acoste, lo que significa que els sistemes en discs intrínsecament simètriques i anells adquiriran un aspecte visual molt asimètric. Este efecte, s'ha deixat en l'ordenador modern imàgens generades com l'eixemple que ací es presenta, en base en un model plausible[6] per al forat negre supermasivo en Sgr A en el centre de la nostra pròpia galàxia. No obstant, la resolució que proporciona la tecnologia telescopi actualment disponible és encara insuficient per a confirmar directament tals prediccions. Lo que ya s'ha observat directament en molts sistemes són les velocitats no relativistes més baixes de la matèria que orbita més llunt de lo que se supon que són els forats negres. Mides Doppler directes de màser (sigles en anglés d'Amplificament de Microones per emissió estimulada de Radiació) d'aigua de la matèria que rodeja els núcleus de les galàxies propenques han revelat un moviment kepleriano molt ràpit que solament és possible en una alta concentració de la matèria en el centre. En l'actualitat, els únics objectes coneguts que poden concentrar suficient matèria en un espai tan chicotet són els forats negres, o les coses que evolucionaran en forats negres dins de determinis astrofísicamente curts. Per a galàxies actives més alluntades, l'esgambi de les llínees espectrals àmplies es pot utilisar per a sondejar el gas que orbita prop de l'horisó de successos. La tècnica de mapage de reverberació utilisa la variabilitat d'estes llínees per a medir la massa i tal volta el gir del forat negre de les galàxies actives. La gravitació dels forats negres supermasivos en el centre de moltes galàxies es creu que alimenten objectes actius tals com galàxies Seyfert i cuásares. Una correlació empírica entre el tamany dels forats negres supermasivos i la velocitat de dispersió estelar σ d'un bulbo galàctic[7] es diu la relació M-sigma.

Radiació d'Hawking

La radiació d'Hawking és radiació de cos negre i s'espera que siga lliberada per forats negres per efectes quàntics prop de l'horisó de successos. Esta radiació reduïx la massa i l'energia del forat negre, fent que el forat negre s'encullga i finalment desaparega. Si el forat negre s'evapora per mig de la radiació d'Hawking, un forat negre supermasivo en una massa de (100 mil millons) de masses solars s'evaporarà en aproximadament . Es prediu que durant el colapse dels supercúmulos de la galàxia, alguns forats negres enormes en l'univers continuaran creixent fins als . Inclús estos desapareixeran en un determini de .


La Via Làctea

Òrbites inferidos de 6 estreles entorn supermasivo forat negre candidat Sagitario A en el centre de la galàxia Via Làctea

Els astrònoms estan segurs de que en la nostra pròpia galàxia, la Via Làctea existix un forat negre supermasivo en el seu centre, a 26 000 anys llum del sistema solar, en una regió anomenada Sagitario A[8] degut a que:

  1. Des del moviment de l'estrela S2, la massa de l'objecte es pot estimar com 4,1 millons de masses solars,[9][10] o al voltant de

. # L'estrela S2 seguix una òrbita elíptica en un periodo de 15,2 anys i un pericentro (distància més propenca) de 17 hores llum ( o 120 UA) des del centre de l'objecte central.[11]

  1. El radi de l'objecte central deu ser menys de 17 hores llum, perque de lo contrari, S2 chocaria en ell. De fet, recents observacions de l'estrela S14[12] indiquen que el radi és menor de 6,25 hores llum, comparable al diàmetro de l'òrbita d'Urà (5,31 hores llum). Per una atra part, l'aplicació de la fòrmula per al ràdio de Schwarzschild produïx tan sol uns 41 segons llum, lo que és consistent en que la velocitat d'escape ha de ser, com a mínim, un poc major que la velocitat de la llum; impossible que dona lloc al forat negre.
  2. Cap objecte astronòmic conegut que no siga un forat negre pot contindre 4,1 millons de masses solars en este volum d'espai.
Sagitari A, image presa en el Telescopi de l'Horisó de Successos.

L'Institut Max Planck de Física Extraterrestre i UCLA Centre Galàctic Grup[13] han proporcionat l'evidència més forta fins a la data que Sagitario A és elloc d'un forat negre supermasivo,[8] sobre la base de senyes d'AIXÒ Very Large Telescope i el telescopi Keck.[14] El 5 de giner de 2015, la NASA va informar de l'observació d'una llamarada de rajos X 400 voltes més lluenta de lo habitual, un registre automàtic, de Sagitari A ; este acaecimiento atípic pot haver segut causat per la ruptura, a banda d'un asteroide que cau en el forat negre o per l'enredre de llínees de camp magnètic dins del gas que fluïx en Sagitari A , segons els astrònoms.[15]


Forats negres detectats fòra de la Via Làctea

Existix evidència inequívoca dinàmica dels forats negres supermasivos sol en un grapat de galàxies;[16] estos inclouen la Via Làctea, les galàxies del Grup Local M31 i M32, i unes poques galàxies més allà del Grup Local, per eixemple, NGC 4395. En estes galàxies, la mija quadràtica (RMS o rms) de les velocitats de les estreles o d'escape dels gasos prop del centre és 1 / r, lo que indica una massa puntual central. En el restant de les galàxies observades fins a la data, les velocitats RMS són planes, o inclús decauen cap al centre, per lo que és impossible afirmar en certea que un forat negre supermasivo està present.[16] No obstant és comunament acceptat que el centre de casi cada galàxia conté un forat negre supermasivo.[17] La raó d'esta suposició és la relació M-sigma de baixa dispersió o estreta relació entre les masses dels forats en les 10 galàxies en deteccions segures, i la dispersió de la velocitat les estreles en les protuberàncies d'eixes galàxies.[18] Esta correlació, encara que basada en solament un grapat de galàxies, sugerix que molts astrònoms una forta conexió entre la formació del forat negre i la pròpia galàxia.[17]

  • La propenca galàxia d'Andrómeda, a 2,5 millons d'anys-llum de distància, conté un forat negre central en (1.1 a 2.3) x 10^8 (110-230 millons) M☉, significativament major que el de la Via Làctea.
  • El major forat negre supermasivo en les afores de la Via Làctea sembla ser la de M87, en una massa de (6,4 ± 0,5) x 10^9 ( 6400 millons) M☉ a una distància de 53,5 millons d'anys llum.
  • El 5 de decembre de 2011 els astrònoms varen descobrir el major forat negre supermasivo en l'univers propenc fins a la data, el de la galàxia elíptica NGC supergigante 4889, en una massa de (21 000 millons) M☉ a una distància de 336 millons d'anys-llum de distància en la constelació Menge Berenices.
  • Mentrestant, la galàxia elíptica supergigante en el centre del cúmul de Fénix alberga un forat negre de (20 000 millons) M☉ a una distància de 5,7 millons d'anys llum. Els forats negres en els cuásares són molt més grans, pel seu estat actiu de fase de creiximent continu. La APM cuásar hiperluminoso 08279 + 5255 té un forat negre supermasivo en una massa de (23 000 millons) M☉. Existix un atre S5 cuásar hiperluminoso 0014 + 81, el major forat negre supermasivo trobat fins a la data, que pesa (40 000 millons) M☉, o 10 000 voltes més gran que el forat negre en la Via Làctea Centre Galàctic. Abdós cuásares estan a 12100 millons d'anys llum de distància. I el forat negre supermasivo més gran de l'univers és el TON 618 en 66 mil millons de masses solars, est és el mònstruo dels mònstruos, pero també existix un atre mònstruo dels mònstruos, es tracta de J2157 que té 34 000 millons de masses solars i seguix creixent. Existix una teoria d'un forat que deixaria en vergonya al TON 618, est és el SDSS J0100+2802, es tracta del possible forat supermasivo més gran de l'univers encara no està confirmat, pero este forat tindria la massa de 196 mil millons de voltes la massa del sol i un diàmetro de 7.800 UA(Unitats Astronòmiques= Distància entre la terra i el sol: 150 millons de quilómetros) això seria un billó cent setanta mil millons de quilómetros de diàmetro, pero encara no està confirmat.


  • Algunes galàxies, com la galàxia 0402 + 379, semblen tindre dos forats negres supermasivos en el seu centre, formant un sistema binari. Si chocaren, el succés crearia fortes ones gravitacionals. Els forats negres supermasivos binaris es creu que són una conseqüència comuna de les fusions galàctiques.
  • Un forat negre supermasivo va ser descobert recentment en la galàxia nana Henize 2-10, que no té abultamiento. Les implicacions precises per a este descobriment sobre la formació d'un forat negre són desconegudes, pero poden indicar que els forats negres es varen formar abans de protuberàncies.
  • El 28 de març de 2011, es va saber que un forat negre supermasivo va afectar a una estrela relativament propenca. Segons els astrònoms, l'única explicació consistent en les observacions de la radiació en rajos X repentina i del seguiment en banda ampla és que la font va ser un núcleu galàctic prèviament inactiu, i de l'estudi de l'explosió, s'estima que el núcleu galàctic és un SMBH en una massa de l'orde d'un milló de masses solars. Este acaecimiento inusitado se supon ser una emissió relativista de material a una fracció significativa de la velocitat de la llum des d'una estrela somesa a forces de marea; emissió interceptada pel SMBH. Es creu que una part important de la massa estelar ha acreixcut el SMBH. La posterior observació a llarc determini permetrà saber si, en este supòsit sense confirmar, l'emissió de la chorrada aumenta en la taxa esperada l'acreció de massa del SMBH.
  • En 2012, els astrònoms varen reportar una inusualment gran massa d'aproximadament 17 000 millons M☉ per al forat negre supermasivo en la compacta galàxia lenticular NGC 1277, que es troba a 220 millons d'anys llum de distància en la constelació de Perseo. El supost forat negre supermasivo té aproximadament el 59 per cent de la massa del abultamiento d'esta galàxia lenticular (14 per cent de la massa estelar total de la galàxia)
  • Un atre estudi va aplegar a una conclusió molt diferent:. Este forat negre no és particularment supermasivo. S'estima entre 2000 millons i 5000 millons M☉ en 5000 millons M☉ sent el valor més provable.
  • El 28 de febrer de 2013 els astrònoms varen informar sobre l'us del satèlit NuSTAR per a medir en precisió el gir d'un forat negre supermasivo, per primera volta, en NGC 1365, informant de que l'horisó de successos li donava regressos a casi la velocitat de la llum.
  • En setembre de 2014, les senyes de diferents telescopis de rajos X han demostrat que l'extremadament chicoteta, densa, galàxia nana ultracompacta M60-UCD1 alberga un forat negre de 20 millons de masses solars en el seu centre, que representa més del 10% de la massa total de la galàxia. El descobriment és prou sorprenent, ya que el forat negre és cinc voltes més massiu que el forat negre de la Via Làctea a pesar de que la galàxia siga menys de cinc milèsimes de la massa de la Via Làctea.
  • El 10 d'abril de l'any 2019, va ser capturada una image real d'un forat negre supermasivo en el centre de la galàxia M87 pel consorci internacional Telescopi de l'Horisó de Successos.
  • Algunes galàxies, no obstant, carixen de forats negres supermasivos en els seus centres. Encara que la majoria de les galàxies en forats negres supermasivos són galàxies molt chicotetes, nanes, un dels descobriments de les quals seguix sent un misteri: La galàxia elíptica supergigante CD A2261-BCG no s'ha trobat que continga un forat negre supermasivo actiu, a pesar de que la galàxia és una de les majors galàxies conegudes: dèu voltes el tamany i mil voltes la massa de la Via Làctea. Un forat negre supermasivo solament serà detectable mentres s'acreixent. Un forat negre supermasivo pot ser casi indetectable, llevat en els seus efectes sobre les òrbites estelars.


Vore també

Referències

  1. ↑ harvard. edu/photo/2004/rxj1242/ Chandra :: Photo Album :: RX J1242-11 :: 18 Feb 04
  2. ↑ Melia, Fulvio (2007). org/details/galacticsupermas0000meli The Galactic Supermassive Black Hole, Princeton University Press. ISBN 978-0-691-13129-0.
  3. ↑ Begelman, M. C. et al. (Jun 2006). "Formation of supermassive black holes by direct collapse in pre-galactic haloed". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 370 (1): 289–298. arXiv:astre-ph/0602363. Bibcode:2006MNRAS.370..289B. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10467. x.
  4. ↑ Spitzer, L. (1987). Dynamical Evolution of Globular Clusters. Princeton University Press. ISBN 0-691-08309-6.
  5. ↑ Winter, L. M. et al. (Oct 2006). "XMM-Newton Archival Study of the ULX Population in Nearby Galaxies". Astrophysical Journal 649 (2): 730–752. arXiv:astre-ph/0512480. Bibcode:2006ApJ...649..730W. doi:10.1086/506579.
  6. ↑ 6,0 6,1 O. Straub, F. H. Vincent, M. A. Abramowicz, I. Gourgoulhon, T. Paumard, Modelling the black hole silhouette in Sgr A with ion tori, Astron. Astroph. 543} (2012) A83.
  7. ↑ Gultekin K et al. (2009). "The M and M-L Relations in Galactic Bulges, and Determinations of Their Intrinsic Scatter". The Astrophysical Journal 698 (1): 198–221. arXiv:0903.4897. Bibcode:2009ApJ...698..198G. doi:10.1088/0004-637X/698/1/198.
  8. ↑ 8,0 8,1 Henderson, Mark (December 9, 2008). "Astronomers confirm black hole at the heart of the Milky Way". London: Claves Online. Retrieved 2009-05-17.
  9. ↑ Ghez, A. M. et al. (December 2008). "Measuring Distance and Properties of the Milky Way's Central Supermassive Black Hole with Stellar Orbits". Astrophysical Journal 689 (2): 1044–1062. arXiv:0808.2870. Bibcode:2008ApJ...689.1044G. doi:10.1086/592738.
  10. ↑ «skyandtelescope. com/astronomy-news/milky-ways-central-monster-measured/ Milky Way's Central Monster Measured - Sky & Telescope». Consultat el 24 de juny de 2015.
  11. ↑ Schödel, R. et al. (17 October 2002). "A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way". Nature 419 (6908): 694–696. arXiv:astre-ph/0210426. Bibcode:2002Natur.419..694S. doi:10.1038/nature01121. PMID 12384690.
  12. ↑ Ghez, A. M.; Salim, S.; Hornstein, S. D.; Tanner, A.; Lu, J. R.; Morris, M.; Becklin, I. I.; Duchêne, G. (May 2005). "Stellar Orbits around the Galactic Center Black Hole". The Astrophysical Journal 620 (2): 744–757. arXiv:astre-ph/0306130. Bibcode:2005ApJ...620..744G. doi:10.1086/42717 5.
  13. ↑ «astro. ucla. edu/~ghezgroup/gc/ UCLA Galactic Center Institute». www. astro. ucla. edu. Consultat el 24 de juny de 2015.
  14. ↑ "| W. M. Keck Observatory". Keckobservatory. org. Retrieved 2013-07-14.
  15. ↑ Chou, Felicia; Anderson, Janet; Watzke, Megan (5 January 2015). "RELEASE 15-001 - NASA’s Chandra Detects Record-Breaking Outburst from Milky Way’s Black Hole". NASA. Retrieved 6 January 2015.
  16. ↑ 16,0 16,1 Merritt, David (2013). Dynamics and Evolution of Galactic Nuclei. Princeton, NJ: Princeton University Press. p. 23. ISBN 9780691158600.
  17. ↑ 17,0 17,1 King, Andrew (2003-09-15). "Black Holes, Galaxy Formation, and the MBH-σ Relation". The Astrophysical Journaletters 596: L27–L29. arXiv:astre-ph/0308342. Bibcode:2003ApJ...596L..27K. doi:10.1086/379143.
  18. ↑ Ferrarese, Laura; Merritt, David (2000-08-10). "A Fonamental Relation between Supermassive Black Holes and Their Host Galaxies". The Astrophysical Journal(The American Astronomical Society) 539 (1): L9–12. arXiv:astre-ph/0006053. Bibcode:2000ApJ...539L...9F. doi:10.1086/312838.

Bibliografia

  • Robert M. Wald, General Relativity, Chicago University Press, ISBN 0-226-87033-2.
  • Steven Weinberg, Gravitation and Cosmology: principles and applications of the general theory of relativity, Wiley (1972), ISBN 0-471-92567-5.

Enllaços externs

Commons

tr:Kara delikDev kara delikler

Referències


Obtingut de «https://lenciclopedia.org/w/index.php?title=Forat_negre_supermasivo&oldid=1600583»