Agujero negro supermasivo

Un agujero negro supermasivo (SMBH o, a veces, SBH) es el tipo de agujero negro más grande, con una masa del orden de 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 atrás regiones esferoidales del espacio de las que nada puede escapar, ni siquiera la luz. La evidencia observacional indica que casi todas las grandes galaxias tienen un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia. La Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en su Centro Galáctico, que corresponde a la ubicación de Sagitario A *. La acreción de gas interestelar en agujeros negros supermasivos es el proceso responsable de alimentar los núcleos galácticos activos y los cuásares.

Descripción

Los agujeros negros supermasivos se definen clásicamente como agujeros negros con una masa superior a 0,1 millones a 1 millón de M☉. Algunos astrónomos han comenzado a etiquetar los agujeros negros de al menos 10 mil millones de M☉ como agujeros negros ultramasivos. La mayoría de estos (como TON 618) están asociados con cuásares excepcionalmente energéticos. Incluso los más grandes han sido denominados agujeros negros tremendamente grandes (SLAB) con masas superiores a 100 mil millones de M☉. Aunque señalaron que actualmente no hay evidencia de que los agujeros negros tremendamente grandes sean reales, señalaron que existen agujeros negros supermasivos de casi ese tamaño. Algunos estudios han sugerido que la masa máxima que puede alcanzar un agujero negro, aunque son acretores luminosos, es del orden de ~ 50 mil millones de M☉. Los agujeros negros supermasivos tienen propiedades físicas que los distinguen claramente de las clasificaciones de menor masa. Primero, las fuerzas de marea en las proximidades del horizonte de eventos son significativamente más débiles para los agujeros negros supermasivos. La fuerza de marea en un cuerpo en el horizonte de eventos es inversamente proporcional al cuadrado de la masa: una persona en la superficie de la Tierra y otra en el horizonte de eventos de un agujero negro de 10 millones de M☉ experimentan aproximadamente la misma fuerza de marea entre sus cabeza y pies. A diferencia de los agujeros negros de masa estelar, uno no experimentaría una fuerza de marea significativa hasta muy adentro del agujero negro. Además, es algo contrario a la intuición observar que la densidad promedio de un SMBH dentro de su horizonte de eventos (definida como la masa del agujero negro dividida por el volumen de espacio dentro de su radio de Schwarzschild) puede ser menor que la densidad del agua. Esto se debe a que el radio de Schwarzschild 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 tanto, mayor Los agujeros negros de masa tienen una densidad media más baja. El radio del horizonte de sucesos de un agujero negro supermasivo de ~ 1 billón de M☉ es comparable al semi-eje mayor de la órbita del planeta Urano.

Historia de la investigación

La historia de cómo se encontraron los agujeros negros supermasivos comenzó con la investigación de Maarten Schmidt de la fuente de radio 3C 273 en 1963. Inicialmente se pensó que era una estrella, pero el espectro resultó desconcertante. Se determinó que eran líneas de emisión de hidrógeno que se habían desplazado al rojo, lo que indica que el objeto se estaba alejando de la Tierra. La ley de Hubble mostró que el objeto estaba ubicado a varios miles de millones de años luz de distancia y, por lo tanto, debe emitir la energía equivalente a cientos de galaxias. La tasa de variaciones de luz de la fuente denominada objeto cuasi estelar, o quásar, sugirió que la región emisora ​​tenía un diámetro de un parsec o menos. Cuatro de esas fuentes habían sido identificadas en 1964. En 1963, Fred Hoyle y W. A. ​​Fowler propusieron la existencia de estrellas supermasivas (SMS) que queman hidrógeno como una explicación de las dimensiones compactas y la alta producción de energía de los cuásares. Estos tendrían una masa de aproximadamente 105 - 109 M☉. Sin embargo, Richard Feynman notó que las estrellas por encima de una cierta masa crítica son dinámicamente inestables y colapsarían en un agujero negro, al menos si no giraran. Fowler th