Agujero negro supermasivo

La primera imagen directa de un agujero negro supermasivo, situado en el núcleo galáctico de Messier 87. Muestra la emisión de onda radial de un anillo de acreción caliente orbitando el objeto en una separación media de 350 AU, o diez veces más grande que la órbita de Neptuno alrededor del Sol. El centro oscuro es el horizonte del evento y su sombra. La imagen fue lanzada en 2019 por la colaboración del telescopio Event Horizon.

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

El Event Horizon Telescope ha fotografiado directamente dos agujeros negros supermasivos: el agujero negro en la galaxia elíptica gigante Messier 87 y el agujero negro en el centro de la Vía Láctea.

Descripción

Los agujeros negros supermasivos se definen clásicamente como agujeros negros con una masa superior a 100 000 (10⁵) masas solares (M☉); algunos tienen masas de varios miles de millones M_☉. Los agujeros negros supermasivos tienen propiedades físicas que los distinguen claramente de las clasificaciones de menor masa. Primero, las fuerzas de marea en la vecindad del horizonte de eventos 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: una persona en el horizonte de sucesos de 10 millones M _☉ el agujero negro experimenta aproximadamente la misma fuerza de marea entre la cabeza y los pies que una persona en la superficie de la tierra. A diferencia de los agujeros negros de masa estelar, uno no experimentaría una fuerza de marea significativa hasta muy adentro del horizonte de eventos del agujero negro.

Es algo contraintuitivo observar que la densidad media de un SMBH dentro de su horizonte de eventos (definida como la masa del agujero negro dividida por el volumen del espacio dentro de su radio Schwarzschild) puede ser inferior a la densidad del agua. Esto se debe al radio de Schwarzschildrs{displaystyle r_{text{s}}) es directamente proporcional a su masa. Dado que el volumen de un objeto esférico (como el horizonte de eventos de un agujero negro no rotante) es directamente proporcional al cubo del radio, la densidad de un agujero negro es inversamente proporcional a la plaza de la masa, y por lo tanto los agujeros negros de masa superior tienen menor densidad promedio.

El radio de Schwarzschild del horizonte de sucesos de un agujero negro supermasivo no giratorio y sin carga de alrededor de mil millones M_☉ es comparable al semieje mayor de la órbita de planeta Urano, que tiene 19 AU.

Algunos astrónomos se refieren a los agujeros negros de más de 5 mil millones M_☉ como 'agujeros negros ultramasivos' (UMBH o UBH), pero el término no se usa ampliamente. Los posibles ejemplos incluyen los agujeros negros en los centros de TON 618, NGC 6166, ESO 444-46 y NGC 4889, que se encuentran entre los agujeros negros más masivos que se conocen.

Algunos estudios han sugerido que la masa natural máxima que puede alcanzar un agujero negro, siendo acrecentadores luminosos (con un disco de acreción), suele ser del orden de unos 50 000 millones M _☉.

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 se trataba de una estrella, pero el espectro resultó desconcertante. Se determinó que eran líneas de emisión de hidrógeno que se habían desplazado hacia el 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 estar emitiendo el equivalente de energía de cientos de galaxias. La tasa de variaciones de la luz de la fuente denominada objeto cuasi-estelar, o cuásar, 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 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 señaló que las estrellas por encima de cierta masa crítica son dinámicamente inestables y colapsarían en un agujero negro, al menos si no estuvieran girando. Fowler luego propuso que estas estrellas supermasivas sufrirían una serie de oscilaciones de colapso y explosión, explicando así el patrón de producción de energía. Appenzeller y Fricke (1972) construyeron modelos de este comportamiento, pero encontraron que la estrella resultante aún colapsaría, y concluyeron que una estrella no giratoria 0,75×10⁶ M_☉ SMS "no puede escapar del colapso a un agujero negro al quemar su hidrógeno a través del ciclo CNO".

Edwin E. Salpeter y Yakov Zeldovich propusieron en 1964 que la materia que cae sobre un objeto compacto masivo explicaría las propiedades de los cuásares. Requeriría una masa de alrededor de 10⁸ M_☉ para que coincida con 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 producción relativamente baja de los núcleos galácticos cercanos implicaba que se trataba de cuásares viejos e inactivos. 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 expulsadas de las galaxias a velocidades relativistas, lo que significa que se mueven cerca de la velocidad de la luz. Martin Ryle, Malcolm Longair y Peter Scheuer luego propusieron en 1973 que el núcleo central compacto podría ser la fuente de energía original para estos chorros relativistas.

Arthur M. Wolfe y Geoffrey Burbidge señalaron en 1970 que la gran velocidad de dispersión de las estrellas en la región nuclear de las galaxias elípticas solo podía explicarse por una gran concentración de masa en el núcleo; más grande de lo que podría ser explicado por las estrellas ordinarias. Demostraron que el comportamiento podría explicarse por un agujero negro masivo con hasta 10¹⁰ M_☉, o una gran cantidad de agujeros negros más pequeños con masas por debajo de 10³ M_☉. Se encontró evidencia dinámica de un objeto oscuro masivo en el núcleo de la galaxia elíptica activa Messier 87 en 1978, estimada inicialmente en 5×10⁹ M_☉. Pronto siguió el descubrimiento de un comportamiento similar en otras galaxias, incluida la Galaxia de Andrómeda en 1984 y la Galaxia del Sombrero en 1988.

Donald Lynden-Bell y Martin Rees plantearon la hipótesis en 1971 de que el centro de la Vía Láctea contendría un enorme agujero negro. 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 Green Bank del Observatorio Nacional de Radioastronomía. Descubrieron una fuente de radio que emite radiación de sincrotrón; se encontró que era denso e inmóvil debido a su gravitación. 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, se utilizó el espectrógrafo de objetos débiles del Hubble para observar Messier 87 y se descubrió que el 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)×10⁹ M_☉ yacía dentro de un 0.25″ lapso, proporcionando una fuerte evidencia de un agujero negro supermasivo. 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 de 3.6×10⁷ M_☉, que se restringió a un radio de 0,13 parsecs. Su investigación pionera señaló que un enjambre de agujeros negros de masa solar dentro de un radio tan pequeño no sobreviviría por mucho tiempo sin sufrir colisiones, lo que convierte a un agujero negro supermasivo en el único candidato viable. Acompañando a esta observación, que proporcionó la primera confirmación de los agujeros negros supermasivos, estuvo el descubrimiento del hierro ionizado altamente ensanchado. Línea de emisión Kα (6,4 keV) de la galaxia MCG-6-30-15. La ampliación se debió al desplazamiento hacia el rojo gravitatorio de la luz cuando escapó de solo 3 a 10 radios de Schwarzschild del agujero negro.

El 10 de abril de 2019, la colaboración Event Horizon Telescope publicó la primera imagen a escala de horizonte de un agujero negro en el centro de la galaxia Messier 87. En marzo de 2020, los astrónomos sugirieron que el anillo de fotones debería estar formado por subanillos adicionales. proponiendo una forma de detectar mejor estas firmas en la primera imagen del agujero negro.

Formación

La concepción de un artista de un agujero negro supermasivo rodeado de un disco de acreción y emitiendo un jet relativista

El origen de los agujeros negros supermasivos sigue siendo un campo de investigación activo. Los astrofísicos están de acuerdo en que los agujeros negros pueden crecer por acumulación de materia y fusionándose con otros agujeros negros. Hay 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 cerca, podría acumularse para convertirse en un agujero negro de masa intermedia y posiblemente en un SMBH si la tasa de acumulación persiste.

Los agujeros negros supermasivos tempranos y distantes, como J0313–1806 y ULAS J1342+0928, son difíciles de explicar tan poco tiempo después del Big Bang. Algunos postulan que podrían provenir del colapso directo de la materia oscura con autointeracción. Una pequeña minoría de fuentes argumenta que pueden ser evidencia de que el Universo es el resultado de un Big Bounce, en lugar de un Big Bang, con estos agujeros negros supermasivos que se forman antes del Big Bounce.

Primeras estrellas

Las primeras semillas progenitoras pueden ser agujeros negros de decenas o quizás cientos de M_☉ que quedan tras las explosiones de estrellas masivas y crecen por acumulación de materia. Otro modelo involucra un cúmulo estelar denso que sufre un colapso del núcleo a medida que la capacidad de calor negativa del sistema impulsa la dispersión de velocidad en el núcleo a velocidades relativistas.

Antes de las primeras estrellas, grandes nubes de gas podrían colapsar en una "cuasi estrella", que a su vez colapsaría en un agujero negro de alrededor de 20 M_☉ . Estas estrellas también pueden haberse formado por halos de materia oscura que atraen enormes cantidades de gas por gravedad, lo que luego produciría estrellas supermasivas con decenas de miles de masas solares. La "cuasi estrella" 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, evitando que el agujero negro crezca tan rápido).

Una teoría más reciente propone que las semillas de SMBH se formaron en el universo muy primitivo, cada una a partir del colapso de una estrella supermasiva con una masa de alrededor de 100 000 M_☉.

Colapso directo y agujeros negros primordiales

Las nubes grandes de gas libre de metales con alto corrimiento al rojo, cuando son irradiadas por un flujo lo suficientemente intenso de fotones Lyman-Werner, pueden evitar el enfriamiento y la fragmentación, colapsando así como un solo objeto debido a la autogravitación. El núcleo del objeto que colapsa alcanza valores extremadamente grandes de densidad de materia, del orden de aproximadamente 10⁷ g/cm³, y desencadena una inestabilidad relativista general. Así, el objeto colapsa directamente en un agujero negro, sin pasar de la fase intermedia de una estrella, o de una cuasi-estrella. Estos objetos tienen una masa típica de unos 100 000 M_☉ y se denominan agujeros negros de colapso directo. Una simulación por computadora de 2022 mostró que los primeros agujeros negros supermasivos pueden surgir en raros grupos turbulentos de gas, llamados halos primordiales, que fueron alimentados por corrientes inusualmente fuertes de gas frío. El resultado clave de la simulación fue que los flujos fríos suprimieron la formación de estrellas 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 SMBH puede ser el resultado de la formación de una estructura cosmológica estándar, al contrario de lo que se había pensado durante casi dos décadas.

La impresión del artista del enorme flujo expulsado del quasar SDSS J1106+1939

La ilustración del artista de la galaxia con chorros de un agujero negro supermasivo

Finalmente, los agujeros negros primordiales (PBH) podrían haberse producido directamente a partir de la presión externa en los primeros momentos posteriores al Big Bang. Estos agujeros negros tendrían entonces más tiempo que cualquiera de los modelos anteriores para acumularse, lo que les daría tiempo suficiente para 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 otros modelos para la formación de agujeros negros enumerados anteriormente son teóricos.

La formación de un agujero negro supermasivo requiere un volumen relativamente pequeño de materia muy densa con un momento angular pequeño. Normalmente, el proceso de acreción implica el transporte de una gran dotación inicial de momento angular hacia el exterior, y este parece ser el factor limitante en el crecimiento del agujero negro. Este es un componente principal de la teoría de los discos de acreción. La acumulación de gas es la forma más eficiente y también la más conspicua en la que crecen los agujeros negros. Se cree que la mayor parte del crecimiento masivo de los agujeros negros supermasivos se produce a través de episodios de acumulación rápida de gas, que son observables 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 temprano. Un factor limitante importante para las teorías de la formación de agujeros negros supermasivos es la observación de cuásares luminosos distantes, que indican que los agujeros negros supermasivos de miles de millones de M_☉ 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.

La impresión del artista de estrellas nacidas en vientos de agujeros negros supermasivos.

Límite de masa máxima

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 alrededor de 50 000 millones de M_☉ físicos para los parámetros típicos, ya que todo lo que supere esto se ralentiza. El crecimiento se reduce a paso de tortuga (la desaceleración tiende a comenzar alrededor de los 10 000 millones M_☉) y hace que el disco de acreción inestable que rodea el agujero negro se fusione en estrellas que lo orbitan. Un estudio concluyó que el radio de la órbita circular estable más interna (ISCO) para masas SMBH por encima de este límite supera el radio de gravedad propia, lo que hace que la formación de discos ya no sea posible.

Un límite superior más grande de alrededor de 270 000 millones M_☉ se representó como el límite de masa máxima absoluta para un SMBH en aumento en casos extremos, por ejemplo, su giro progrado máximo con un parámetro de espín adimensional de a = 1, aunque el límite máximo para el parámetro de espín de un agujero negro es ligeramente inferior a a = 0,9982. Con 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 que subyace a la relación M-sigma, por lo que los SMBH cercanos al límite pueden evolucionar por encima de este. Se observó que, sin embargo, es probable que los agujeros negros cercanos a este límite sean aún más raros, ya que requeriría que el disco de acreción sea casi permanentemente progrado porque el agujero negro crece y el efecto de giro hacia abajo de la acreción retrógrada es mayor que el spin-up por acreción progresiva, debido a su ISCO y por tanto a su brazo de palanca. Esto, a su vez, requeriría que el giro del agujero esté 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 lo tanto, una dirección del chorro AGN, que es alineado de manera similar con la galaxia. Sin embargo, las observaciones actuales no respaldan esta correlación. La llamada 'acreción caótica' presumiblemente tiene que involucrar múltiples eventos a pequeña escala, esencialmente aleatorios en tiempo y orientación si no está controlado por un potencial a gran escala de esta manera. Esto conduciría estadísticamente a la acumulación a un giro hacia abajo, debido a que los eventos retrógrados tienen brazos de palanca más grandes que los progrados y ocurren casi con la misma frecuencia. También hay otras interacciones con SMBH grandes que tienden a reducir su giro, incluidas fusiones en particular con otros agujeros negros, que estadísticamente pueden disminuir el giro. Todas estas consideraciones sugirieron que los SMBH generalmente cruzan el límite de masa teórica crítica en valores modestos de sus parámetros de espín, de modo que 5 ×10¹⁰ M_☉ en todos los casos excepto en casos excepcionales.

Actividad y evolución galáctica

La gravitación de agujeros negros supermasivos en el centro de muchas galaxias se cree para potenciar objetos activos como las galaxias Seyfert y los quasars, y la relación entre la masa del agujero negro central y la masa de la galaxia anfitriona depende del tipo de galaxia. Una correlación empírica entre el tamaño de agujeros negros supermasivos y la dispersión de velocidad estelar σ σ {displaystyle sigma } de una bomba de galaxia se llama la relación M-sigma.

Ahora se considera que un AGN es un núcleo galáctico que alberga un agujero negro masivo que acumula materia y muestra una luminosidad suficientemente fuerte. La región nuclear de la Vía Láctea, por ejemplo, carece de suficiente luminosidad para satisfacer esta condición. El modelo unificado de AGN es el concepto de que la amplia gama de propiedades observadas de la taxonomía AGN se puede explicar utilizando solo una pequeña cantidad de parámetros físicos. Para el modelo inicial, estos valores consistían en el ángulo del toroide del disco de acreción con respecto a la línea de visión y la luminosidad de la fuente. El AGN se puede dividir en dos grupos principales: un AGN de modo radiativo en el que la mayor parte de la salida tiene forma de radiación electromagnética a través de un disco de acreción ópticamente grueso, y un modo de chorro en el que los chorros relativistas emergen perpendiculares al disco.

Fusiones y SMBH recuperadas

La interacción de un par de galaxias que albergan SMBH puede conducir a eventos de fusión. La fricción dinámica en los objetos SMBH alojados hace que se hundan hacia el centro de la masa fusionada, formando eventualmente un par con una separación de menos de un kiloparsec. La interacción de este par con las estrellas y el gas circundantes reunirá gradualmente al SMBH como un sistema binario ligado gravitacionalmente con una separación de diez parsecs o menos. Una vez que el par se acerque a 0,001 parsecs, la radiación gravitatoria hará que se fusionen. Para cuando esto suceda, la galaxia resultante se habrá relajado hace mucho tiempo desde el evento de fusión, con la actividad inicial del estallido estelar y AGN desapareciendo.

Candidate SMBHs suspected to be recoiled or ejected black holes

Las ondas gravitacionales de esta coalescencia pueden dar al SMBH resultante un impulso de velocidad de varios miles de km/s, alejándolo del centro galáctico y posiblemente incluso expulsándolo de la galaxia. Este fenómeno se llama retroceso gravitacional. La otra forma posible de expulsar un agujero negro es el escenario clásico de tirachinas, también llamado retroceso de tirachinas. En este escenario, primero se forma un agujero negro binario de larga duración 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 los tres cuerpos, uno de los SMBH, normalmente el más ligero, es expulsado. Debido a la conservación del momento lineal, los otros dos SMBH se impulsan en la dirección opuesta como binario. Todos los SMBH se pueden expulsar en este escenario. Un agujero negro expulsado se llama agujero negro fuera de control.

Hay diferentes formas de detectar agujeros negros que retroceden. A menudo, un desplazamiento de un cuásar/AGN desde el centro de una galaxia o una naturaleza binaria espectroscópica de un cuásar/AGN se considera evidencia de un agujero negro en retroceso.

Los agujeros negros de retroceso candidatos incluyen NGC 3718, SDSS1133, 3C 186, E1821+643 y SDSSJ0927+2943. Los agujeros negros fugitivos candidatos son HE0450-2958, CID-42 y objetos alrededor de RCP 28. Los agujeros negros supermasivos fugitivos pueden desencadenar la formación de estrellas a su paso. Una característica lineal cerca de la galaxia enana RCP 28 se interpretó como la estela de formación de estrellas de un agujero negro fugitivo candidato.

Radiación de halcón

La radiación de Hawking es una radiación de cuerpo negro que se prevé que los agujeros negros liberen debido a los efectos cuánticos cerca del horizonte de sucesos. Esta radiación reduce la masa y la energía de los agujeros negros, haciendo que se encojan y finalmente desaparezcan. Si los agujeros negros se evaporan a través de la radiación de Hawking, un agujero negro increíblemente grande sin rotación y sin carga con una masa de 1×10¹¹ M_☉ se evaporará alrededor de 2.1×10¹⁰⁰ años. Los agujeros negros se formaron durante el colapso previsto de supercúmulos de galaxias en un futuro lejano con 1×10¹⁴ M_☉ se evaporaría una escala de tiempo de hasta 2.1×10¹⁰⁹ años.

Evidencia

Mediciones doppler

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

Algunas de las mejores pruebas de la presencia de agujeros negros las proporciona el efecto Doppler, en el que la luz de la materia en órbita cercana se desplaza hacia el rojo cuando retrocede y hacia el azul cuando avanza. Para la materia muy cercana a un agujero negro, la velocidad orbital debe ser comparable con la velocidad de la luz, por lo que la materia que retrocede parecerá muy tenue en comparación con la materia que avanza, lo que significa que los sistemas con discos y anillos intrínsecamente simétricos adquirirán una apariencia visual muy asimétrica. Este efecto ha sido permitido en imágenes modernas generadas por computadora como el ejemplo presentado aquí, basado en un modelo plausible para el agujero negro supermasivo en Sgr A* en el centro de la Vía Láctea. Sin embargo, la resolución proporcionada por la tecnología de telescopios actualmente disponible es aún insuficiente para confirmar tales predicciones directamente.

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 supone que son agujeros negros. Las medidas Doppler directas de los máseres de agua que rodean los núcleos de las 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 contener suficiente materia en un espacio tan pequeño son los agujeros negros, o cosas que se convertirán en agujeros negros en escalas de tiempo astrofísicamente cortas. Para las galaxias activas más lejanas, el ancho de las líneas espectrales amplias se puede usar para sondear el gas que orbita cerca del horizonte de eventos. La técnica de mapeo de reverberación utiliza la variabilidad de estas líneas para medir la masa y quizás el giro del agujero negro que alimenta las galaxias activas.

En la Vía Láctea

Órbitas inferidas de seis estrellas alrededor del supermasivo agujero negro candidato Sagitario A* en el Centro Galáctico Vía Láctea

La evidencia indica que la Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en su centro, a 26 000 años luz del Sistema Solar, en una región llamada Sagitario A* porque:

• La estrella S2 sigue una órbita elíptica con un período de 15,2 años y un pericenter (la distancia más cercana) de 17 horas de luz (1.8×10¹³m o 120 UA) desde el centro del objeto central.
• Desde el movimiento de la estrella S2, la masa del objeto se puede estimar como 4,0 millonesM_☉, o casi 7.96×10³⁶kg.
• El radio del objeto central debe ser inferior a 17 horas de luz, porque de lo contrario S2 se collide con él. Las observaciones de la estrella S14 indican que el radio no es más de 6.25 horas de luz, sobre el diámetro de la órbita de Urano.
• Ningún objeto astronómico conocido aparte de un agujero negro puede contener 4,0 millonesM_☉ en este volumen de espacio.

Observaciones infrarrojas de la actividad de destellos brillantes cerca de Sagitario A* muestran el movimiento orbital del plasma con un período de 45±15 min a una separación de seis a diez veces el radio gravitatorio del candidato SMBH. Esta emisión es consistente con una órbita circular de un 'punto caliente' polarizado. en un disco de acreción en un fuerte campo magnético. La materia radiante está orbitando al 30% de la velocidad de la luz justo fuera de la órbita circular estable más interna.

El 5 de enero de 2015, la NASA informó haber observado una llamarada de rayos X 400 veces más brillante de lo habitual, un récord, desde Sagitario A*. El evento inusual puede haber sido causado por la ruptura de un asteroide que cayó en el agujero negro o por el enredo de líneas de campo magnético dentro del gas que fluye hacia Sagitario A*, según los astrónomos.

Detección de una llama inusualmente brillante de rayos X de Sagitario A*, un agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea

Sagittarius A* imagenada por el telescopio Horizonte del Evento

Fuera de la Vía Láctea

La impresión del artista de un agujero negro supermasivo destrozando una estrella. A continuación: agujero negro supermasivo que devora una estrella en la galaxia RX J1242−11 – rayos X (izquierda) y óptica (derecha).

Solo existe evidencia dinámica inequívoca de agujeros negros supermasivos para un puñado de galaxias; estos 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, la raíz cuadrática media (o rms) de las velocidades de las estrellas o el gas aumenta 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 descendentes, hacia el centro, lo que hace imposible afirmar con certeza la presencia de un agujero negro supermasivo. Sin embargo, se acepta comúnmente que el centro de casi todas las galaxias contiene un agujero negro supermasivo. La razón de esta suposición es la relación M-sigma, una estrecha relación (baja dispersión) entre la masa del agujero en las aproximadamente 10 galaxias con detecciones seguras y la velocidad de dispersión de las estrellas en las protuberancias de esas galaxias. Esta correlación, aunque se basa solo en un puñado de galaxias, sugiere a muchos astrónomos una fuerte conexión entre la formación del agujero negro y la propia galaxia.

El 28 de marzo de 2011, se vio un agujero negro supermasivo desgarrando una estrella de tamaño medio. Esa es la única explicación probable de las observaciones de ese día de repentina radiación de rayos X y las observaciones de seguimiento de banda ancha. 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 M_☉. Se supone que este evento raro es un flujo de salida relativista (material emitido en un chorro a una fracción significativa de la velocidad de la luz) de una estrella interrumpida por la SMBH. Se espera que una fracción significativa de una masa solar de material se haya acumulado en el SMBH. La observación subsiguiente a largo plazo permitirá confirmar esta suposición si la emisión del chorro decae a la tasa esperada para la acumulación de masa en un SMBH.

Estudios individuales

Foto del Telescopio Espacial Hubble del jet relativista de 4,400 años luz de Messier 87, que es materia que es expulsada por el 6.5×10⁹M_☉ agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia

La cercana galaxia de Andrómeda, a 2,5 millones de años luz de distancia, contiene un 1,4+0.65
−0.45×10⁸ (140 millones) M_☉ agujero negro central, significativamente más grande que el de la Vía Láctea. El agujero negro supermasivo más grande en las cercanías de la Vía Láctea parece ser el de Messier 87 (es decir, M87*), con una masa de (6.5±0.7)×10⁹ (c. 6500 millones) M_☉ a una distancia de 48,92 millones de años luz. 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 que mide 2.1+3.5
−1.3×10¹⁰ (21 mil millones) M_☉.

Las masas de los agujeros negros en los cuásares se pueden estimar mediante métodos indirectos que están sujetos a una gran incertidumbre. El cuásar TON 618 es un ejemplo de un objeto con un agujero negro extremadamente grande, estimado en 6.6×10¹⁰ (66 mil millones) M_☉ . 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 ×10¹⁰ (10 mil millones) M_☉, y el cuásar SMSS J215728.21-360215.1, con una masa de (3.4±0.6) ×10¹⁰ (34 mil millones) M_☉, o casi 10 000 veces la masa del agujero negro en Centro Galáctico de la Vía Láctea.

Algunas galaxias, como la galaxia 4C +37.11, parecen tener dos agujeros negros supermasivos en sus centros, formando un sistema binario. Si chocaran, el evento crearía fuertes ondas gravitacionales. Se cree que los agujeros negros supermasivos binarios son una consecuencia común de las fusiones galácticas. El par binario en OJ 287, a 3500 millones de años luz de distancia, contiene el agujero negro más masivo de un par, con una masa estimada en 18348000 M_☉. En 2011, se descubrió un agujero negro supermasivo en la galaxia enana Henize 2-10, que no tiene protuberancias. Se desconocen las implicaciones precisas de este descubrimiento sobre la formación de agujeros negros, pero pueden indicar que los agujeros negros se formaron antes de las protuberancias.

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 220 millones de luz -años de distancia en la constelación de Perseo. El supuesto agujero negro tiene aproximadamente el 59 por ciento de la masa de la protuberancia de esta galaxia lenticular (14 por ciento de la masa estelar total de la galaxia). Otro estudio llegó a una conclusión muy diferente: este agujero negro no es particularmente demasiado masivo, estimado entre 2 y 5 mil millones M_☉ con 5 mil millones M _☉ siendo el valor más probable. 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 eventos giraba casi a la velocidad de la luz.

En septiembre de 2014, los datos de diferentes telescopios de rayos X mostraron que la extremadamente pequeña, densa y ultracompacta galaxia enana M60-UCD1 alberga un agujero negro de 20 millones de masas solares en su centro, lo que representa más del 10 % del total. masa de la galaxia. El descubrimiento es bastante sorprendente, ya que el agujero negro es cinco veces más masivo que el agujero negro 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 cD elíptica supergigante A2261-BCG contenga un agujero negro supermasivo activo de al menos 10¹⁰ M_☉, a pesar de la galaxia siendo 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, tan grandes como 6.5+10.9
−4.1×10¹⁰ M_☉ o tan bajo como (6–11)×10⁹ M_☉. Dado que un agujero negro supermasivo solo será visible mientras se acumula, un agujero negro supermasivo puede ser casi invisible, excepto en sus efectos sobre las órbitas estelares. Esto implica que A2261-BGC tiene un agujero negro central que se acumula a un nivel bajo o tiene una masa bastante por debajo de 10¹⁰ M_☉.

En diciembre de 2017, los astrónomos informaron de la detección del cuásar más distante conocido hasta ese momento, ULAS J1342+0928, que contenía el agujero negro supermasivo más distante, con un corrimiento al rojo informado de z = 7,54, superando el corrimiento al rojo de 7 para el el cuásar más distante previamente conocido ULAS J1120+0641.

Agujero negro supermasivo y agujero negro más pequeño en la galaxia OJ 287

Comparaciones de grandes y pequeños agujeros negros en la galaxia OJ 287 al Sistema Solar

Bolas de disco agujero negro en la galaxia OJ 287
(1:22; animación; 28 de abril de 2020)

El agujero negro supermasivo de NeVe 1 es responsable de la erupción Supercluster de Ophiuchus – la erupción más energética jamás detectada.
Desde: Observatorio de rayos X Chandra

En febrero de 2020, los astrónomos informaron del descubrimiento de la erupción del supercúmulo de Ophiuchus, el evento más energético del Universo jamás detectado desde el Big Bang. Ocurrió en el Cúmulo de Ophiuchus en la galaxia NeVe 1, causado por la acumulación de casi 270 millones M_☉ de material por parte de su agujero negro supermasivo central. 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 que se conoce. La erupción liberó ondas de choque y chorros de partículas de alta energía que perforaron el medio intracúmulo, creando una cavidad de aproximadamente 1,5 millones de años luz de ancho, diez veces el diámetro de la Vía Láctea.

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 norte celeste, según las longitudes de onda de radio ultrabajas, detectadas por Low -Arreglo de frecuencias (LOFAR) en Europa.