Buco nero supermassiccio -Supermassive black hole

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Questa è la prima immagine diretta di un buco nero supermassiccio, situato nel nucleo galattico di Messier 87 . Mostra l'emissione di onde radio da un anello di accrescimento riscaldato in orbita attorno all'oggetto a una separazione media di350 AU, ovvero dieci volte più grande dell'orbita di Nettuno attorno al Sole. Il centro oscuro è l'orizzonte degli eventi e la sua ombra. L'immagine è stata rilasciata nel 2019 dalla Event Horizon Telescope Collaboration.

Un buco nero supermassiccio ( SMBH o talvolta SBH ) è il tipo più grande di buco nero, con una massa dell'ordine di milioni a miliardi di volte la massa del Sole ( M ). I buchi neri sono una classe di oggetti astronomici che hanno subito un collasso gravitazionale, lasciando dietro di sé regioni sferoidali dello spazio da cui nulla può sfuggire, nemmeno la luce . L'evidenza osservativa indica che quasi ogni grande galassia ha un buco nero supermassiccio al centro. Ad esempio, la Via Lattea ha un buco nero supermassiccio nel suo Centro Galattico, corrispondente alla sorgente radio Sagittario A* . L'accrescimento di gas interstellare sui buchi neri supermassicci è il processo responsabile dell'alimentazione dei nuclei galattici attivi e dei quasar .

Due buchi neri supermassicci sono stati fotografati direttamente dall'Event Horizon Telescope : il buco nero nella galassia ellittica gigante Messier 87 e il buco nero al centro della Via Lattea .

Descrizione

I buchi neri supermassicci sono classicamente definiti come buchi neri con una massa compresa tra 0,1 milioni e 1 milione M . Alcuni astronomi hanno iniziato a etichettare i buchi neri di almeno 10 miliardi di M come buchi neri ultramassicci. La maggior parte di questi (come TON 618 ) sono associati a quasar eccezionalmente energetici. Anche quelli più grandi sono stati soprannominati buchi neri straordinariamente grandi (SLAB) con masse superiori a 100 miliardi di M . Sebbene abbiano notato che attualmente non ci sono prove che i buchi neri straordinariamente grandi siano reali, hanno notato che esistono buchi neri supermassicci di dimensioni quasi simili. Alcuni studi hanno suggerito che la massa massima che un buco nero può raggiungere, pur essendo accrescitori luminosi, è dell'ordine di ~50 miliardi di M .

I buchi neri supermassicci hanno proprietà fisiche che li distinguono chiaramente dalle classificazioni di massa inferiore. In primo luogo, le forze di marea in prossimità dell'orizzonte degli eventi sono significativamente più deboli per i buchi neri supermassicci. La forza di marea su un corpo all'orizzonte degli eventi di un buco nero è inversamente proporzionale al quadrato della massa del buco nero: una persona all'orizzonte degli eventi di un buco nero di 10 milioni di M sperimenta all'incirca la stessa forza di marea tra testa e piedi di una persona sulla superficie della terra. A differenza dei buchi neri di massa stellare, non si sperimenterebbe una forza di marea significativa fino a quando non si arriva molto in profondità nel buco nero. Inoltre, è alquanto controintuitivo notare che la densità media di un SMBH all'interno del suo orizzonte degli eventi (definito come la massa del buco nero divisa per il volume dello spazio all'interno del suo raggio di Schwarzschild ) può essere inferiore alla densità dell'acqua . Questo perché il raggio di Schwarzschild è direttamente proporzionale alla sua massa . Poiché il volume di un oggetto sferico (come l'orizzonte degli eventi di un buco nero non rotante) è direttamente proporzionale al cubo del raggio, la densità di un buco nero è inversamente proporzionale al quadrato della massa, e quindi maggiore i buchi neri di massa hanno una densità media inferiore .

Il raggio di Schwarzschild dell'orizzonte degli eventi di un buco nero supermassiccio (non rotante) di circa 1 miliardo M è paragonabile al semiasse maggiore dell'orbita del pianeta Urano, che è 19 UA .

Storia della ricerca

La storia di come sono stati trovati i buchi neri supermassicci è iniziata con l'indagine di Maarten Schmidt sulla radiosorgente 3C 273 nel 1963. Inizialmente si pensava che questa fosse una stella, ma lo spettro si è rivelato sconcertante. È stato determinato che si trattava di linee di emissione di idrogeno che erano state spostate in rosso, indicando che l'oggetto si stava allontanando dalla Terra. La legge di Hubble ha mostrato che l'oggetto si trovava a diversi miliardi di anni luce di distanza, e quindi doveva emettere l'energia equivalente a centinaia di galassie. La velocità delle variazioni di luce della sorgente soprannominata un oggetto quasi stellare, o quasar, suggeriva che la regione di emissione avesse un diametro di un parsec o meno. Quattro di queste fonti erano state identificate nel 1964.

Nel 1963, Fred Hoyle e WA Fowler hanno proposto l'esistenza di stelle supermassicci (SMS) che bruciano idrogeno come spiegazione delle dimensioni compatte e dell'elevata produzione di energia dei quasar. Questi avrebbero una massa di circa 10 5 – 10 9 M . Tuttavia, Richard Feynman ha notato che le stelle al di sopra di una certa massa critica sono dinamicamente instabili e collasserebbero in un buco nero, almeno se non fossero rotanti. Fowler ha quindi proposto che queste stelle supermassicce subissero una serie di oscillazioni di collasso ed esplosione, spiegando così il modello di produzione di energia. Appenzeller e Fricke (1972) hanno costruito modelli di questo comportamento, ma hanno scoperto che la stella risultante sarebbe ancora soggetta a collasso, concludendo che una stella non rotante0,75 × 10 6 M ☉ L' SMS "non può sfuggire al collasso in un buco nero bruciando il suo idrogeno attraverso il ciclo CNO ".

Edwin E. Salpeter e Yakov Zeldovich fecero la proposta nel 1964 che la materia caduta su un oggetto massiccio e compatto spiegherebbe le proprietà dei quasar. Richiederebbe una massa di circa 10 8 M per abbinare l'output di questi oggetti. Donald Lynden-Bell notò nel 1969 che il gas in caduta formerebbe un disco piatto che si avvolge a spirale nella " gola di Schwarzschild " centrale . Notò che la produzione relativamente bassa dei nuclei galattici vicini implicava che si trattava di quasar vecchi e inattivi. Nel frattempo, nel 1967, Martin Ryle e Malcolm Longair hanno suggerito che quasi tutte le sorgenti di emissione radio extragalattica potrebbero essere spiegate da un modello in cui le particelle vengono espulse dalle galassie a velocità relativistiche ; nel senso che si stanno muovendo vicino alla velocità della luce . Martin Ryle, Malcolm Longair e Peter Scheuer hanno poi proposto nel 1973 che il nucleo centrale compatto potesse essere la fonte di energia originale per questi getti relativistici .

Arthur M. Wolfe e Geoffrey Burbidge hanno notato nel 1970 che la grande dispersione di velocità delle stelle nella regione nucleare delle galassie ellittiche poteva essere spiegata solo da una grande concentrazione di massa nel nucleo; più grande di quanto potrebbe essere spiegato dalle stelle ordinarie. Hanno mostrato che il comportamento potrebbe essere spiegato da un enorme buco nero con un massimo di 10 10 M , o da un gran numero di buchi neri più piccoli con masse inferiori a 10 3 M . L'evidenza dinamica di un enorme oggetto oscuro è stata trovata al centro della galassia ellittica attiva Messier 87 nel 1978, inizialmente stimata a5 × 10 9 M . Presto seguì la scoperta di un comportamento simile in altre galassie, inclusa la Galassia di Andromeda nel 1984 e la Galassia del Sombrero nel 1988.

Donald Lynden-Bell e Martin Rees ipotizzarono nel 1971 che il centro della Via Lattea contenesse un enorme buco nero. Sagittarius A* è stato scoperto e nominato il 13 e 15 febbraio 1974 dagli astronomi Bruce Balick e Robert Brown utilizzando l' interferometro Green Bank del National Radio Astronomy Observatory . Hanno scoperto una sorgente radio che emette radiazioni di sincrotrone ; si è scoperto che era denso e immobile a causa della sua gravitazione. Questa è stata, quindi, la prima indicazione dell'esistenza di un buco nero supermassiccio al centro della Via Lattea.

Il telescopio spaziale Hubble, lanciato nel 1990, ha fornito la risoluzione necessaria per eseguire osservazioni più raffinate dei nuclei galattici. Nel 1994 il Faint Object Spectrograph sull'Hubble è stato utilizzato per osservare Messier 87, scoprendo che il gas ionizzato orbitava intorno alla parte centrale del nucleo a una velocità di ±500 km/s. I dati indicavano una massa concentrata di(2,4 ± 0,7) × 10 9 M giaceva entro a0,25 di intervallo, fornendo una forte evidenza di un buco nero supermassiccio. Utilizzando il Very Long Baseline Array per osservare Messier 106, Miyoshi et al. (1995) sono stati in grado di dimostrare che l'emissione di un maser H 2 O in questa galassia proveniva da un disco gassoso nel nucleo che orbitava attorno a una massa concentrata di3,6 × 10 7 M , che era vincolato a un raggio di 0,13 parsec. La loro ricerca rivoluzionaria ha rilevato che uno sciame di buchi neri di massa solare entro un raggio così piccolo non sopravviverebbe a lungo senza subire collisioni, rendendo un buco nero supermassiccio l'unico candidato possibile. Ad accompagnare questa osservazione che ha fornito la prima conferma dei buchi neri supermassicci è stata la scoperta della linea di emissione Kα del ferro altamente ampliata e ionizzata (6,4 keV) dalla galassia MCG-6-30-15. L'allargamento era dovuto allo spostamento verso il rosso gravitazionale della luce mentre sfuggiva da soli 3 a 10 raggi di Schwarzschild dal buco nero.

Il 10 aprile 2019, la collaborazione Event Horizon Telescope ha rilasciato la prima immagine in scala dell'orizzonte di un buco nero, al centro della galassia Messier 87.

Nel febbraio 2020, gli astronomi hanno riferito che una cavità nel superammasso di Ofiuco, originata da un buco nero supermassiccio, è il risultato della più grande esplosione conosciuta nell'Universo dai tempi del Big Bang .

Nel marzo 2020, gli astronomi hanno suggerito che ulteriori sottoanelli dovrebbero formare l' anello fotonico, proponendo un modo per rilevare meglio queste firme nella prima immagine del buco nero.

Formazione

Concezione artistica di un buco nero supermassiccio circondato da un disco di accrescimento che emette un getto relativistico

L'origine dei buchi neri supermassicci rimane un campo di ricerca aperto. Gli astrofisici concordano sul fatto che i buchi neri possono crescere per accrescimento di materia e fondendosi con altri buchi neri. Esistono diverse ipotesi per i meccanismi di formazione e le masse iniziali dei progenitori, o "semi", dei buchi neri supermassicci. Indipendentemente dal canale di formazione specifico per il seme del buco nero, data una massa sufficiente nelle vicinanze, potrebbe accumularsi per diventare un buco nero di massa intermedia e possibilmente un SMBH se il tasso di accrescimento persiste.

I primi semi progenitori possono essere buchi neri di decine o forse centinaia di masse solari che vengono lasciati indietro dalle esplosioni di stelle massicce e crescono per accrescimento di materia. Un altro modello coinvolge un denso ammasso stellare che subisce il collasso del nucleo poiché la capacità termica negativa del sistema guida la dispersione della velocità nel nucleo a velocità relativistiche .

Prima delle prime stelle, grandi nubi di gas potrebbero collassare in una " quasi-stella ", che a sua volta crollerebbe in un buco nero di circa 20 M . Queste stelle potrebbero anche essere state formate da aloni di materia oscura che assorbono enormi quantità di gas per gravità, che poi produrrebbero stelle supermassicce con decine di migliaia di masse solari. La "quasi-stella" diventa instabile alle perturbazioni radiali a causa della produzione di coppie elettrone-positrone nel suo nucleo e potrebbe collassare direttamente in un buco nero senza un'esplosione di supernova (che espellerebbe la maggior parte della sua massa, impedendo al buco nero di crescere altrettanto velocemente ).

Una teoria più recente propone che i semi SMBH si siano formati nell'universo primordiale ciascuno dal collasso di una stella supermassiccia con una massa di circa 100.000 masse solari.

Grandi nubi di gas privo di metalli ad alto spostamento verso il rosso, quando irradiate da un flusso sufficientemente intenso di fotoni Lyman-Werner, possono evitare il raffreddamento e la frammentazione, collassando così come un unico oggetto a causa dell'autogravitazione . Il nucleo dell'oggetto che collassa raggiunge valori estremamente grandi della densità della materia, dell'ordine di circa10 7 g/cm 3, e innesca un'instabilità relativistica generale . Così l'oggetto collassa direttamente in un buco nero, senza passare dalla fase intermedia di una stella, o di una quasi-stella. Questi oggetti hanno una massa tipica di circa 100.000 M☉ e sono chiamati buchi neri a collasso diretto .

Rappresentazione artistica dell'enorme deflusso espulso dal quasar SDSS J1106+1939
Illustrazione artistica della galassia con i getti di un buco nero supermassiccio.

Infine, i buchi neri primordiali potrebbero essere stati prodotti direttamente dalla pressione esterna nei primi istanti dopo il Big Bang. Questi buchi neri primordiali avrebbero quindi più tempo di qualsiasi altro modello per accrescersi, consentendo loro di raggiungere dimensioni supermassicci. La formazione di buchi neri dalla morte delle prime stelle è stata ampiamente studiata e corroborata dalle osservazioni. Gli altri modelli per la formazione di buchi neri sopra elencati sono teorici.

La formazione di un buco nero supermassiccio richiede un volume relativamente piccolo di materia altamente densa con piccolo momento angolare . Normalmente, il processo di accrescimento comporta il trasporto di una grande dotazione iniziale di momento angolare verso l'esterno, e questo sembra essere il fattore limitante nella crescita del buco nero. Questa è una componente importante della teoria dei dischi di accrescimento . L'accrescimento di gas è il modo più efficiente e anche più evidente in cui crescono i buchi neri. Si pensa che la maggior parte della crescita di massa dei buchi neri supermassicci avvenga attraverso episodi di rapido accrescimento di gas, che sono osservabili come nuclei galattici attivi o quasar. Le osservazioni rivelano che i quasar erano molto più frequenti quando l'Universo era più giovane, indicando che i buchi neri supermassicci si sono formati e sono cresciuti presto. Un importante fattore vincolante per le teorie sulla formazione di buchi neri supermassicci è l'osservazione di quasar luminosi distanti, che indicano che buchi neri supermassicci di miliardi di masse solari si erano già formati quando l'Universo aveva meno di un miliardo di anni. Ciò suggerisce che i buchi neri supermassicci siano nati molto presto nell'Universo, all'interno delle prime galassie massicce.

Rappresentazione artistica di stelle nate dai venti da buchi neri supermassicci.

C'è un limite superiore a quanto grandi buchi neri supermassicci possono crescere. I cosiddetti buchi neri ultramassicci (UMBH), che sono almeno dieci volte più grandi della maggior parte dei buchi neri supermassicci, a 10 miliardi di masse solari o più, sembrano avere un limite superiore teorico di circa 50 miliardi di masse solari, come qualsiasi cosa al di sopra di questo rallenta la crescita fino a diventare un crawl (il rallentamento tende a iniziare intorno ai 10 miliardi di masse solari) e fa sì che il disco di accrescimento instabile che circonda il buco nero si unisca in stelle che gli orbitano attorno.

I buchi neri supermassicci distanti, come J0313–1806 e ULAS J1342+0928, sono difficili da spiegare così presto dopo il Big Bang. Alcuni postulano che potrebbero derivare dal collasso diretto della materia oscura con l'autointerazione. Una piccola minoranza di fonti sostiene che potrebbero essere la prova che l'Universo è il risultato di un Big Bounce, invece di un Big Bang, con questi buchi neri supermassicci che si sono formati prima del Big Bounce.

Attività ed evoluzione galattica

Si pensa che la gravitazione dei buchi neri supermassicci al centro di molte galassie alimenterà oggetti attivi come le galassie di Seyfert e i quasar, e la relazione tra la massa del buco nero centrale e la massa della galassia ospite dipende dal tipo di galassia . Una correlazione empirica tra la dimensione dei buchi neri supermassicci e la dispersione della velocità stellare di un rigonfiamento di una galassia è chiamata relazione M–sigma .

Un nucleo galattico attivo (AGN) è ora considerato un nucleo galattico che ospita un enorme buco nero che sta accumulando materia e mostra una luminosità sufficientemente forte. La regione nucleare della Via Lattea, ad esempio, manca di luminosità sufficiente per soddisfare questa condizione. Il modello unificato di AGN è il concetto che la vasta gamma di proprietà osservate della tassonomia AGN può essere spiegata utilizzando solo un piccolo numero di parametri fisici. Per il modello iniziale, questi valori erano costituiti dall'angolo del toro del disco di accrescimento rispetto alla linea di vista e dalla luminosità della sorgente. L'AGN può essere suddiviso in due gruppi principali: un modo radiativo AGN in cui la maggior parte dell'uscita è sotto forma di radiazione elettromagnetica attraverso un disco di accrescimento otticamente spesso e un modo a getto in cui emergono getti relativistici perpendicolarmente al disco.

L'interazione di una coppia di galassie che ospitano SMBH può portare a eventi di fusione. L'attrito dinamico sugli oggetti SMBH ospitati li fa affondare verso il centro della massa unita, formando infine una coppia con una separazione inferiore a un kiloparsec. L'interazione di questa coppia con le stelle e il gas circostanti porterà gradualmente l'SMBH insieme come un sistema binario legato gravitazionalmente con una separazione di dieci parsec o meno. Una volta che la coppia si avvicina a 0,001 parsec, la radiazione gravitazionale li farà fondere. Nel momento in cui ciò accadrà, la galassia risultante si sarà rilassata da tempo dall'evento di fusione, con l'attività iniziale dello starburst e l'AGN che saranno svaniti. Le onde gravitazionali di questa coalescenza possono dare all'SMBH risultante un aumento di velocità fino a diverse migliaia di km/s, allontanandolo dal centro galattico e forse anche espellendolo dalla galassia.

Prova

Misurazioni Doppler

Simulazione di una vista laterale di un buco nero con anello toroidale trasparente di materia ionizzata secondo un modello proposto per Sgr A* . Questa immagine mostra il risultato della curvatura della luce da dietro il buco nero e mostra anche l'asimmetria derivante dall'effetto Doppler dalla velocità orbitale estremamente elevata della materia nell'anello.

Alcune delle migliori prove della presenza di buchi neri sono fornite dall'effetto Doppler per cui la luce proveniente dalla materia orbitante vicina viene spostata verso il rosso quando si allontana e verso il blu quando avanza. Per la materia molto vicina a un buco nero la velocità orbitale deve essere paragonabile alla velocità della luce, quindi la materia che si allontana apparirà molto debole rispetto alla materia che avanza, il che significa che i sistemi con dischi e anelli intrinsecamente simmetrici acquisiranno un aspetto visivo altamente asimmetrico. Questo effetto è stato consentito nelle moderne immagini generate al computer come l'esempio qui presentato, basato su un modello plausibile per il buco nero supermassiccio in Sgr A* al centro della Via Lattea. Tuttavia, la risoluzione fornita dalla tecnologia dei telescopi attualmente disponibile è ancora insufficiente per confermare direttamente tali previsioni.

Ciò che è già stato osservato direttamente in molti sistemi sono le velocità non relativistiche più basse della materia che orbita più lontano da quelli che si presume siano buchi neri. Le misurazioni Doppler dirette dei maser d'acqua che circondano i nuclei delle galassie vicine hanno rivelato un moto kepleriano molto veloce, possibile solo con un'alta concentrazione di materia al centro. Attualmente, gli unici oggetti conosciuti che possono ammassare abbastanza materia in uno spazio così piccolo sono i buchi neri, o cose che si evolveranno in buchi neri in tempi astrofisicamente brevi. Per le galassie attive più lontane, la larghezza di ampie linee spettrali può essere utilizzata per sondare il gas in orbita vicino all'orizzonte degli eventi. La tecnica della mappatura del riverbero utilizza la variabilità di queste linee per misurare la massa e forse la rotazione del buco nero che alimenta le galassie attive.

Nella Via Lattea

Orbite dedotte di 6 stelle attorno al candidato supermassiccio del buco nero Sagittario A* al centro galattico della Via Lattea

Gli astronomi sono fiduciosi che la Via Lattea abbia un buco nero supermassiccio al centro, a 26.000 anni luce dal Sistema Solare, in una regione chiamata Sagittario A* perché:

  • La stella S2 segue un'orbita ellittica con un periodo di 15,2 anni e un pericentro (la distanza più vicina) di 17 ore luce (1,8 × 10 13 mo 120 AU) dal centro dell'oggetto centrale.
  • Dal moto della stella S2, la massa dell'oggetto può essere stimata in 4,1 milioni M , ovvero circa8,2 × 10 36 kg .
  • Il raggio dell'oggetto centrale deve essere inferiore a 17 ore luce, perché altrimenti S2 entrerebbe in collisione con esso. Le osservazioni della stella S14 indicano che il raggio non supera le 6,25 ore luce, circa il diametro dell'orbita di Urano .
  • Nessun oggetto astronomico conosciuto diverso da un buco nero può contenere 4,1 milioni di M in questo volume di spazio.

Le osservazioni a infrarossi dell'attività di bagliori luminosi vicino al Sagittario A* mostrano il movimento orbitale del plasma con un periodo di45 ± 15 min con una separazione da sei a dieci volte il raggio gravitazionale del candidato SMBH. Questa emissione è coerente con un'orbita circolarizzata di un "punto caldo" polarizzato su un disco di accrescimento in un forte campo magnetico. La materia radiante orbita al 30% della velocità della luce appena al di fuori dell'orbita circolare stabile più interna .

Il 5 gennaio 2015, la NASA ha riferito di aver osservato un bagliore di raggi X 400 volte più luminoso del solito, un record, dal Sagittario A*. L'evento insolito potrebbe essere stato causato dalla rottura di un asteroide che cade nel buco nero o dall'aggrovigliamento di linee di campo magnetico all'interno del gas che scorre nel Sagittario A*, secondo gli astronomi.

Rilevamento di un bagliore di raggi X insolitamente luminoso dal Sagittario A*, un buco nero supermassiccio al centro della Via Lattea .
Sagittario A* ripreso dall'Event Horizon Telescope .

Al di fuori della Via Lattea

Rappresentazione artistica di un buco nero supermassiccio che fa a pezzi una stella. Sotto: buco nero supermassiccio che divora una stella nella galassia RX J1242−11 – raggi X (a sinistra) e ottica (a destra).

Prove dinamiche inequivocabili per buchi neri supermassicci esistono solo in una manciata di galassie; questi includono la Via Lattea, le galassie del Gruppo Locale M31 e M32 e alcune galassie oltre il Gruppo Locale, ad esempio NGC 4395 . In queste galassie, la velocità quadratica media (o efficace) delle stelle o del gas aumenta proporzionalmente di 1/ r vicino al centro, indicando un punto centrale di massa. In tutte le altre galassie osservate fino ad oggi, le velocità rms sono piatte, o addirittura in calo, verso il centro, rendendo impossibile affermare con certezza la presenza di un buco nero supermassiccio. Tuttavia, è comunemente accettato che il centro di quasi tutte le galassie contenga un buco nero supermassiccio. La ragione di questa ipotesi è la relazione M–sigma, una relazione stretta (bassa dispersione) tra la massa del buco nelle circa 10 galassie con rilevamenti sicuri e la dispersione della velocità delle stelle nei rigonfiamenti di quelle galassie. Questa correlazione, sebbene basata solo su una manciata di galassie, suggerisce a molti astronomi una forte connessione tra la formazione del buco nero e la galassia stessa.

Fotografia del telescopio spaziale Hubble del jet relativistico di 4.400 anni luce di Messier 87, che è materia espulsa dal6,4 × 10 9 M buco nero supermassiccio al centro della galassia

La vicina Galassia di Andromeda, distante 2,5 milioni di anni luce, contiene un (1,1–2.3) × 10 8 (110–230 milioni) M buco nero centrale, significativamente più grande di quello della Via Lattea. Il più grande buco nero supermassiccio nelle vicinanze della Via Lattea sembra essere quello di Messier 87 (cioè M87*), con una massa di(6,4 ± 0,5) × 10 9 (c. 6,4 miliardi) M a una distanza di 53,5 milioni di anni luce. La supergigante galassia ellittica NGC 4889, a una distanza di 336 milioni di anni luce nella costellazione del Coma Berenice, contiene un buco nero misurato in2,1 × 10 10 (21 miliardi) M .

Le masse di buchi neri nei quasar possono essere stimate con metodi indiretti soggetti a sostanziale incertezza. Il quasar TON 618 è un esempio di oggetto con un buco nero estremamente grande, stimato a6,6 × 10 10 (66 miliardi) M . Il suo spostamento verso il rosso è 2.219. Altri esempi di quasar con grandi masse stimate di buchi neri sono il quasar iperluminoso APM 08279+5255, con una massa stimata di2,3 × 10 10 (23 miliardi) M , e il quasar S5 0014+81, con una massa di4,0 × 10 10 (40 miliardi) M , o 10.000 volte la massa del buco nero al Centro Galattico della Via Lattea.

Alcune galassie, come la galassia 4C +37.11, sembrano avere due buchi neri supermassicci al centro, che formano un sistema binario . Se si scontrassero, l'evento creerebbe forti onde gravitazionali . Si ritiene che i buchi neri supermassicci binari siano una conseguenza comune delle fusioni galattiche . La coppia binaria in OJ 287, a 3,5 miliardi di anni luce di distanza, contiene il buco nero più massiccio di una coppia, con una massa stimata in 18 miliardi di M☉ . Nel 2011 è stato scoperto un buco nero supermassiccio nella galassia nana Henize 2-10, che non ha rigonfiamenti. Le precise implicazioni di questa scoperta sulla formazione di buchi neri sono sconosciute, ma potrebbero indicare che i buchi neri si sono formati prima dei rigonfiamenti.

Il 28 marzo 2011, un buco nero supermassiccio è stato visto fare a pezzi una stella di medie dimensioni. Questa è l'unica spiegazione probabile delle osservazioni di quel giorno di improvvise radiazioni di raggi X e delle successive osservazioni a banda larga. La sorgente era precedentemente un nucleo galattico inattivo e dallo studio dell'esplosione si stima che il nucleo galattico sia un SMBH con massa dell'ordine di un milione di masse solari. Si presume che questo raro evento sia un deflusso relativistico (materiale emesso in un getto a una frazione significativa della velocità della luce) da una stella interrotta dalle maree dall'SMBH. Si prevede che una frazione significativa di una massa solare di materiale si sia accumulata sull'SMBH. La successiva osservazione a lungo termine consentirà di confermare questa ipotesi se l'emissione del getto decade alla velocità prevista per l'accrescimento di massa su un SMBH.

Una nuvola di gas con una massa diverse volte quella della Terra sta accelerando verso un buco nero supermassiccio al centro della Via Lattea.

Nel 2012, gli astronomi hanno riportato una massa insolitamente grande di circa 17 miliardi di M per il buco nero nella galassia lenticolare compatta NGC 1277, che si trova a 220 milioni di anni luce di distanza nella costellazione del Perseo . Il presunto buco nero ha circa il 59 percento della massa del rigonfiamento di questa galassia lenticolare (il 14 percento della massa stellare totale della galassia). Un altro studio è giunto a una conclusione molto diversa: questo buco nero non è particolarmente sovramassiccio, stimato tra 2 e 5 miliardi di M con 5 miliardi di M come valore più probabile. Il 28 febbraio 2013, gli astronomi hanno riferito dell'uso del satellite NuSTAR per misurare con precisione la rotazione di un buco nero supermassiccio per la prima volta, in NGC 1365, riferendo che l'orizzonte degli eventi ruotava quasi alla velocità della luce.


Nel settembre 2014, i dati di diversi telescopi a raggi X hanno mostrato che la galassia nana estremamente piccola, densa e ultracompatta M60-UCD1 ospita al centro un buco nero di massa solare di 20 milioni, che rappresenta oltre il 10% della massa totale della galassia. La scoperta è piuttosto sorprendente, dal momento che il buco nero è cinque volte più massiccio del buco nero della Via Lattea nonostante la galassia sia meno di cinque millesimi della massa della Via Lattea.

Alcune galassie mancano di buchi neri supermassicci nei loro centri. Sebbene la maggior parte delle galassie senza buchi neri supermassicci siano molto piccole, galassie nane, una scoperta rimane misteriosa: la galassia cD ellittica supergigante A2261-BCG non è stata trovata contenere un buco nero supermassiccio attivo, nonostante la galassia sia una delle più grandi galassie conosciute ; dieci volte la dimensione e mille volte la massa della Via Lattea. Poiché un buco nero supermassiccio sarà visibile solo mentre si sta accrescendo, un buco nero supermassiccio può essere quasi invisibile, tranne che per i suoi effetti sulle orbite stellari.

Nel dicembre 2017, gli astronomi hanno riportato il rilevamento del quasar più distante attualmente conosciuto, ULAS J1342+0928, contenente il buco nero supermassiccio più distante, con uno spostamento verso il rosso riportato di z = 7,54, superando il spostamento verso il rosso di 7 per il quasar più distante precedentemente noto ULAS J1120+0641 .

Buco nero supermassiccio e buco nero più piccolo nella galassia OJ 287
Confronto di buchi neri grandi e piccoli nella galassia OJ 287 con il Sistema Solare
Bagliori del disco del buco nero nella galassia OJ 287
(1:22; animazione; 28 aprile 2020)
Il buco nero supermassiccio di NeVe 1 è responsabile dell'eruzione dell'Ophiuchus Supercluster, l'eruzione più energetica mai rilevata.
Da: Osservatorio a raggi X Chandra

Nel febbraio 2020, gli astronomi hanno riportato la scoperta dell'eruzione del Superammasso di Ofiuco, l'evento più energetico nell'Universo mai rilevato dal Big Bang . Si è verificato nell'ammasso di Ofiuco nella galassia NeVe 1, causato dall'accrescimento di quasi 270 milioni di masse solari di materiale da parte del suo buco nero supermassiccio centrale. L'eruzione è durata circa 100 milioni di anni e ha rilasciato 5,7 milioni di volte più energia rispetto al più potente lampo di raggi gamma conosciuto. L'eruzione ha rilasciato onde d'urto e getti di particelle ad alta energia che hanno colpito il mezzo intracluster, creando una cavità larga circa 1,5 milioni di anni luce, dieci volte il diametro della Via Lattea .

Nel febbraio 2021, gli astronomi hanno rilasciato, per la prima volta, un'immagine ad altissima risoluzione di 25.000 buchi neri supermassicci attivi, che coprono il quattro percento dell'emisfero celeste settentrionale, sulla base di lunghezze d'onda radio ultrabasse, come rilevato dal Low-Frequency Array (LOFAR) in Europa.

Radiazione Hawking

La radiazione di Hawking è la radiazione del corpo nero che si prevede venga rilasciata dai buchi neri, a causa di effetti quantistici vicino all'orizzonte degli eventi. Questa radiazione riduce la massa e l'energia dei buchi neri, facendoli restringere e infine svanire. Se i buchi neri evaporano attraverso la radiazione di Hawking, un buco nero supermassiccio con una massa di 10 11 (100 miliardi) M evaporerà in circa 2×10 100 anni. Si prevede che alcuni mostri buchi neri nell'universo continueranno a crescere fino a forse 10 14 M durante il collasso dei superammassi di galassie. Anche questi evaporerebbero in un lasso di tempo fino a 10 106 anni.

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