Buraco negro supermassivo -Supermassive black hole

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Esta é a primeira imagem direta de um buraco negro supermassivo, localizado no núcleo galáctico de Messier 87 . Ele mostra a emissão de ondas de rádio de um anel de acreção aquecido orbitando o objeto a uma separação média de350 UA, ou dez vezes maior que a órbita de Netuno ao redor do Sol. O centro escuro é o horizonte de eventos e sua sombra. A imagem foi divulgada em 2019 pela Event Horizon Telescope Collaboration.

Um buraco negro supermassivo ( SMBH ou às vezes SBH ) é o maior tipo de buraco negro, com sua massa da ordem de milhões a bilhões de vezes a massa do Sol ( M☉ ) . Os buracos negros são uma classe de objetos astronômicos que sofreram colapso gravitacional, deixando para trás regiões esferoidais do espaço das quais nada pode escapar, nem mesmo a luz . Evidências observacionais indicam que quase todas as grandes galáxias têm um buraco negro supermassivo em seu centro. Por exemplo, a Via Láctea tem um buraco negro supermassivo em seu Centro Galáctico, correspondente à fonte de rádio Sagitário A* . Acreção de gás interestelar em buracos negros supermassivos é o processo responsável por alimentar núcleos galácticos ativos e quasares .

Dois buracos negros supermassivos foram fotografados diretamente pelo Event Horizon Telescope : o buraco negro na gigante galáxia elíptica Messier 87 e o buraco negro no centro da Via Láctea .

Descrição

Buracos negros supermassivos são classicamente definidos como buracos negros com massa acima de 0,1 milhão a 1 milhão de M . Alguns astrônomos começaram a rotular buracos negros de pelo menos 10 bilhões de M como buracos negros ultramassivos. A maioria deles (como TON 618 ) está associada a quasares excepcionalmente energéticos. Os ainda maiores foram apelidados de buracos negros estupendamente grandes (SLAB) com massas superiores a 100 bilhões de M . Embora eles tenham notado que atualmente não há evidências de que buracos negros estupendamente grandes sejam reais, eles notaram que existem buracos negros supermassivos com quase esse tamanho. Alguns estudos sugeriram que a massa máxima que um buraco negro pode atingir, sendo acretores luminosos, é da ordem de ~50 bilhões de M .

Os buracos negros supermassivos têm propriedades físicas que os distinguem claramente das classificações de menor massa. Primeiro, as forças de maré nas proximidades do horizonte de eventos são significativamente mais fracas para buracos negros supermassivos. A força de maré em um corpo no horizonte de eventos de um buraco negro é inversamente proporcional ao quadrado da massa do buraco negro: uma pessoa no horizonte de eventos de um buraco negro de 10 milhões de M experimenta aproximadamente a mesma força de maré entre a cabeça e os pés que uma pessoa na superfície da terra. Ao contrário dos buracos negros de massa estelar, não se experimentaria uma força de maré significativa até muito fundo no buraco negro. Além disso, é um pouco contra-intuitivo notar que a densidade média de uma SMBH dentro de seu horizonte de eventos (definida como a massa do buraco negro dividida pelo volume do espaço dentro de seu raio de Schwarzschild ) pode ser menor que a densidade da água . Isso ocorre porque o raio de Schwarzschild é diretamente proporcional à sua massa . Como o volume de um objeto esférico (como o horizonte de eventos de um buraco negro não rotativo) é diretamente proporcional ao cubo do raio, a densidade de um buraco negro é inversamente proporcional ao quadrado da massa e, portanto, maior buracos negros de massa têm densidade média mais baixa .

O raio de Schwarzschild do horizonte de eventos de um buraco negro supermassivo (não rotativo) de ~1 bilhão de M☉ é comparável ao semi-eixo maior da órbita do planeta Urano, que é 19 UA .

História da pesquisa

A história de como os buracos negros supermassivos foram encontrados começou com a investigação por Maarten Schmidt da fonte de rádio 3C 273 em 1963. Inicialmente pensava-se que era uma estrela, mas o espectro provou ser intrigante. Foi determinado que eram linhas de emissão de hidrogênio que haviam sido deslocadas para o vermelho, indicando que o objeto estava se afastando da Terra. A lei de Hubble mostrou que o objeto estava localizado a vários bilhões de anos-luz de distância e, portanto, deve estar emitindo a energia equivalente a centenas de galáxias. A taxa de variações de luz da fonte apelidada de objeto quase estelar, ou quasar, sugeriu que a região emissora tinha um diâmetro de um parsec ou menos. Quatro dessas fontes foram identificadas em 1964.

Em 1963, Fred Hoyle e WA Fowler propuseram a existência de estrelas supermassivas de queima de hidrogênio (SMS) como uma explicação para as dimensões compactas e alta produção de energia dos quasares. Estes teriam uma massa de cerca de 10 5 – 10 9 M . No entanto, Richard Feynman observou que estrelas acima de uma certa massa crítica são dinamicamente instáveis ​​e entrariam em colapso em um buraco negro, pelo menos se não estivessem girando. Fowler então propôs que essas estrelas supermassivas sofreriam uma série de oscilações de colapso e explosão, explicando assim o padrão de produção de energia. Appenzeller e Fricke (1972) construíram modelos desse comportamento, mas descobriram que a estrela resultante ainda entraria em colapso, concluindo que uma estrela não rotativa0,75 × 10 6 M SMS “não pode escapar do colapso para um buraco negro queimando seu hidrogênio através do ciclo CNO ”.

Edwin E. Salpeter e Yakov Zeldovich fizeram a proposta em 1964 de que a matéria caindo sobre um objeto compacto massivo explicaria as propriedades dos quasares. Seria necessária uma massa de cerca de 10 8 M para corresponder à saída desses objetos. Donald Lynden-Bell observou em 1969 que o gás em queda formaria um disco plano que espiralaria na " garganta de Schwarzschild " central . Ele observou que a produção relativamente baixa de núcleos galácticos próximos implicava que estes eram quasares antigos e inativos. Enquanto isso, em 1967, Martin Ryle e Malcolm Longair sugeriram que quase todas as fontes de emissão de rádio extragaláctica poderiam ser explicadas por um modelo no qual partículas são ejetadas de galáxias em velocidades relativísticas ; significando que eles estão se movendo perto da velocidade da luz . Martin Ryle, Malcolm Longair e Peter Scheuer propuseram em 1973 que o núcleo central compacto poderia ser a fonte de energia original para esses jatos relativísticos .

Arthur M. Wolfe e Geoffrey Burbidge notaram em 1970 que a grande velocidade de dispersão das estrelas na região nuclear das galáxias elípticas só poderia ser explicada por uma grande concentração de massa no núcleo; maior do que poderia ser explicado por estrelas comuns. Eles mostraram que o comportamento poderia ser explicado por um buraco negro massivo com até 10 10 M , ou um grande número de buracos negros menores com massas abaixo de 10 3 M . Evidência dinâmica para um objeto escuro massivo foi encontrada no núcleo da galáxia elíptica ativa Messier 87 em 1978, inicialmente estimada em5 × 10 9 M . A descoberta de comportamento semelhante em outras galáxias logo se seguiu, incluindo a Galáxia de Andrômeda em 1984 e a Galáxia do Sombrero em 1988.

Donald Lynden-Bell e Martin Rees levantaram a hipótese em 1971 de que o centro da Via Láctea conteria um enorme buraco negro. Sagitário A* foi descoberto e nomeado em 13 e 15 de fevereiro de 1974 pelos astrônomos Bruce Balick e Robert Brown usando o Interferômetro Green Bank do Observatório Nacional de Radioastronomia . Eles descobriram uma fonte de rádio que emite radiação síncrotron ; descobriu-se que era denso e imóvel por causa de sua gravitação. Esta foi, portanto, a primeira indicação de que existe um buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea.

O Telescópio Espacial Hubble, lançado em 1990, forneceu a resolução necessária para realizar observações mais refinadas de núcleos galácticos. Em 1994, o Espectrógrafo de Objetos Fracos do Hubble foi usado para observar Messier 87, descobrindo que gás ionizado orbitava a parte central do núcleo a uma velocidade de ± 500 km/s. Os dados indicaram uma massa concentrada de(2,4 ± 0,7) × 10 9 M ☉ colocado dentro de um0,25 span, fornecendo fortes evidências de um buraco negro supermassivo. Utilizando o Very Long Baseline Array para observar Messier 106, Miyoshi et al. (1995) foram capazes de demonstrar que a emissão de um maser de H 2 O nesta galáxia veio de um disco gasoso no núcleo que orbitava uma massa concentrada de3,6 × 10 7 M , que foi restringido a um raio de 0,13 parsecs. Sua pesquisa inovadora observou que um enxame de buracos negros de massa solar dentro de um raio tão pequeno não sobreviveria por muito tempo sem sofrer colisões, tornando um buraco negro supermassivo o único candidato viável. Acompanhando esta observação que forneceu a primeira confirmação de buracos negros supermassivos foi a descoberta da linha de emissão Kα de ferro ionizado altamente ampliada (6,4 keV) da galáxia MCG-6-30-15. O alargamento foi devido ao desvio gravitacional para o vermelho da luz quando escapou de apenas 3 a 10 raios de Schwarzschild do buraco negro.

Em 10 de abril de 2019, a colaboração do Event Horizon Telescope divulgou a primeira imagem em escala de horizonte de um buraco negro, no centro da galáxia Messier 87.

Em fevereiro de 2020, os astrônomos relataram que uma cavidade no Superaglomerado Ophiuchus, originária de um buraco negro supermassivo, é resultado da maior explosão conhecida no Universo desde o Big Bang .

Em março de 2020, os astrônomos sugeriram que subanéis adicionais deveriam formar o anel de fótons, propondo uma maneira de detectar melhor essas assinaturas na primeira imagem do buraco negro.

Formação

A concepção de um artista de um buraco negro supermassivo cercado por um disco de acreção e emitindo um jato relativístico

A origem dos buracos negros supermassivos continua sendo um campo aberto de pesquisa. Os astrofísicos concordam que os buracos negros podem crescer pelo acréscimo de matéria e pela fusão com outros buracos negros. Existem várias hipóteses para os mecanismos de formação e massas iniciais dos progenitores, ou "sementes", de buracos negros supermassivos. Independentemente do canal de formação específico para a semente do buraco negro, dada massa suficiente nas proximidades, ela pode se tornar um buraco negro de massa intermediária e possivelmente um SMBH se a taxa de acreção persistir.

As primeiras sementes progenitoras podem ser buracos negros de dezenas ou talvez centenas de massas solares que são deixadas para trás pelas explosões de estrelas massivas e crescem por acréscimo de matéria. Outro modelo envolve um aglomerado estelar denso sofrendo colapso do núcleo, pois a capacidade de calor negativo do sistema leva a dispersão de velocidade no núcleo a velocidades relativísticas .

Antes das primeiras estrelas, grandes nuvens de gás poderiam colapsar em uma " quase-estrela ", que por sua vez colapsaria em um buraco negro de cerca de 20 M . Essas estrelas também podem ter sido formadas por halos de matéria escura atraindo enormes quantidades de gás por gravidade, o que produziria estrelas supermassivas com dezenas de milhares de massas solares. A "quase-estrela" torna-se instável a perturbações radiais por causa da produção de pares elétron-pósitron em seu núcleo e pode colapsar diretamente em um buraco negro sem uma explosão de supernova (que ejetaria a maior parte de sua massa, impedindo que o buraco negro crescesse tão rápido). ).

Uma teoria mais recente propõe que as sementes SMBH foram formadas no universo inicial, cada uma a partir do colapso de uma estrela supermassiva com massa de cerca de 100.000 massas solares.

Nuvens grandes e de alto desvio para o vermelho de gás livre de metal, quando irradiadas por um fluxo suficientemente intenso de fótons Lyman-Werner, podem evitar o resfriamento e a fragmentação, colapsando como um único objeto devido à autogravitação . O núcleo do objeto em colapso atinge valores extremamente grandes de densidade de matéria, da ordem de cerca de10 7 g/cm 3, e desencadeia uma instabilidade relativista geral . Assim, o objeto colapsa diretamente em um buraco negro, sem passar da fase intermediária de uma estrela, ou de uma quase-estrela. Esses objetos têm uma massa típica de cerca de 100.000 M☉ e são chamados de buracos negros de colapso direto .

Impressão artística da enorme vazão ejetada do quasar SDSS J1106+1939
Ilustração artística da galáxia com jatos de um buraco negro supermassivo.

Finalmente, os buracos negros primordiais poderiam ter sido produzidos diretamente da pressão externa nos primeiros momentos após o Big Bang. Esses buracos negros primordiais teriam mais tempo do que qualquer um dos modelos acima para acumular, permitindo-lhes tempo suficiente para atingir tamanhos supermassivos. A formação de buracos negros a partir da morte das primeiras estrelas tem sido extensivamente estudada e corroborada por observações. Os outros modelos de formação de buracos negros listados acima são teóricos.

A formação de um buraco negro supermassivo requer um volume relativamente pequeno de matéria altamente densa com pequeno momento angular . Normalmente, o processo de acreção envolve o transporte de uma grande quantidade inicial de momento angular para fora, e isso parece ser o fator limitante no crescimento de buracos negros. Este é um componente importante da teoria dos discos de acreção . A acreção de gás é a maneira mais eficiente e também a mais visível pela qual os buracos negros crescem. Acredita-se que a maioria do crescimento em massa de buracos negros supermassivos ocorra através de episódios de rápida acreção de gás, que são observáveis ​​como núcleos galácticos ativos ou quasares. As observações revelam que os quasares eram muito mais frequentes quando o Universo era mais jovem, indicando que os buracos negros supermassivos se formaram e cresceram cedo. Um grande fator restritivo para as teorias de formação de buracos negros supermassivos é a observação de quasares luminosos distantes, que indicam que buracos negros supermassivos de bilhões de massas solares já se formaram quando o Universo tinha menos de um bilhão de anos. Isso sugere que os buracos negros supermassivos surgiram muito cedo no Universo, dentro das primeiras galáxias massivas.

Impressão artística de estrelas nascidas em ventos de buracos negros supermassivos.

Existe um limite superior para o tamanho dos buracos negros supermassivos que podem crescer. Os chamados buracos negros ultramassivos (UMBHs), que são pelo menos dez vezes o tamanho da maioria dos buracos negros supermassivos, com 10 bilhões de massas solares ou mais, parecem ter um limite superior teórico de cerca de 50 bilhões de massas solares, como qualquer coisa acima disso retarda o crescimento para um rastejar (a desaceleração tende a começar em torno de 10 bilhões de massas solares) e faz com que o disco de acreção instável ao redor do buraco negro se aglutine em estrelas que o orbitam.

Buracos negros supermassivos distantes, como J0313–1806 e ULAS J1342+0928, são difíceis de explicar tão logo após o Big Bang. Alguns postulam que podem vir do colapso direto da matéria escura com autointeração. Uma pequena minoria de fontes argumenta que podem ser evidências de que o Universo é o resultado de um Big Bounce, em vez de um Big Bang, com esses buracos negros supermassivos sendo formados antes do Big Bounce.

Atividade e evolução galáctica

Acredita-se que a gravitação de buracos negros supermassivos no centro de muitas galáxias alimenta objetos ativos, como galáxias Seyfert e quasares, e a relação entre a massa do buraco negro central e a massa da galáxia hospedeira depende do tipo de galáxia . Uma correlação empírica entre o tamanho dos buracos negros supermassivos e a dispersão da velocidade estelar de um bojo de galáxia é chamada de relação M-sigma .

Um núcleo galáctico ativo (AGN) é agora considerado um núcleo galáctico que hospeda um buraco negro maciço que está acumulando matéria e exibe uma luminosidade suficientemente forte. A região nuclear da Via Láctea, por exemplo, carece de luminosidade suficiente para satisfazer essa condição. O modelo unificado de AGN é o conceito de que a grande variedade de propriedades observadas da taxonomia AGN pode ser explicada usando apenas um pequeno número de parâmetros físicos. Para o modelo inicial, esses valores consistiam no ângulo do toro do disco de acreção com a linha de visão e a luminosidade da fonte. O AGN pode ser dividido em dois grupos principais: um AGN de ​​modo radiativo, no qual a maior parte da saída é na forma de radiação eletromagnética através de um disco de acreção opticamente espesso, e um modo de jato, no qual jatos relativísticos emergem perpendicularmente ao disco.

A interação de um par de galáxias que hospedam SMBH pode levar a eventos de fusão. O atrito dinâmico nos objetos SMBH hospedados faz com que eles afundem em direção ao centro da massa fundida, eventualmente formando um par com uma separação de menos de um kiloparsec. A interação deste par com estrelas e gás circundantes gradualmente aproximará o SMBH como um sistema binário gravitacionalmente ligado com uma separação de dez parsecs ou menos. Quando o par chegar a 0,001 parsecs, a radiação gravitacional fará com que eles se fundam. Quando isso acontecer, a galáxia resultante já terá relaxado do evento de fusão, com a atividade inicial de explosão estelar e o AGN desaparecendo. As ondas gravitacionais dessa coalescência podem dar ao SMBH resultante um aumento de velocidade de até vários milhares de km/s, impulsionando-o para longe do centro galáctico e possivelmente até ejetando-o da galáxia.

Evidência

Medições Doppler

Simulação de uma vista lateral de um buraco negro com anel toroidal transparente de matéria ionizada de acordo com um modelo proposto para Sgr A* . Esta imagem mostra o resultado da curvatura da luz por trás do buraco negro e também mostra a assimetria decorrente do efeito Doppler da velocidade orbital extremamente alta da matéria no anel.

Algumas das melhores evidências da presença de buracos negros são fornecidas pelo efeito Doppler, pelo qual a luz da matéria em órbita próxima é desviada para o vermelho ao retroceder e desviada para o azul ao avançar. Para a matéria muito próxima de um buraco negro, a velocidade orbital deve ser comparável à velocidade da luz, de modo que a matéria em retrocesso parecerá muito fraca em comparação com a matéria em avanço, o que significa que sistemas com discos e anéis intrinsecamente simétricos adquirirão uma aparência visual altamente assimétrica. Este efeito foi permitido em imagens modernas geradas por computador, como o exemplo apresentado aqui, baseado em um modelo plausível para o buraco negro supermassivo em Sgr A* no centro da Via Láctea. No entanto, a resolução fornecida pela tecnologia de telescópios atualmente disponível ainda é insuficiente para confirmar essas previsões diretamente.

O que já foi observado diretamente em muitos sistemas são as velocidades não relativísticas mais baixas da matéria orbitando mais longe do que se presume serem buracos negros. Medidas Doppler diretas de masers de água ao redor dos núcleos de galáxias próximas revelaram um movimento Kepleriano muito rápido, apenas possível com uma alta concentração de matéria no centro. Atualmente, os únicos objetos conhecidos que podem armazenar matéria suficiente em um espaço tão pequeno são os buracos negros, ou coisas que evoluirão para buracos negros em escalas de tempo astrofisicamente curtas. Para galáxias ativas mais distantes, a largura das amplas linhas espectrais pode ser usada para sondar o gás orbitando próximo ao horizonte de eventos. A técnica de mapeamento de reverberação usa a variabilidade dessas linhas para medir a massa e talvez a rotação do buraco negro que alimenta as galáxias ativas.

Na Via Láctea

Órbitas inferidas de 6 estrelas em torno do candidato a buraco negro supermassivo Sagitário A* no centro galáctico da Via Láctea

Os astrônomos estão confiantes de que a Via Láctea tem um buraco negro supermassivo em seu centro, a 26.000 anos-luz do Sistema Solar, em uma região chamada Sagitário A* porque:

  • A estrela S2 segue uma órbita elíptica com um período de 15,2 anos e um pericentro (distância mais próxima) de 17 horas-luz (1,8 × 10 13 m ou 120 UA) do centro do objeto central.
  • A partir do movimento da estrela S2, a massa do objeto pode ser estimada em 4,1 milhões M , ou cerca de8,2 × 10 36 kg .
  • O raio do objeto central deve ser menor que 17 horas-luz, caso contrário S2 colidiria com ele. Observações da estrela S14 indicam que o raio não é superior a 6,25 horas-luz, aproximadamente o diâmetro da órbita de Urano .
  • Nenhum objeto astronômico conhecido além de um buraco negro pode conter 4,1 milhões de M neste volume de espaço.

Observações infravermelhas da atividade de clarões brilhantes perto de Sagitário A* mostram o movimento orbital do plasma com um período de45 ± 15 min a uma separação de seis a dez vezes o raio gravitacional do candidato SMBH. Esta emissão é consistente com uma órbita circularizada de um "ponto quente" polarizado em um disco de acreção em um campo magnético forte. A matéria radiante está orbitando a 30% da velocidade da luz fora da órbita circular estável mais interna .

Em 5 de janeiro de 2015, a NASA relatou ter observado uma explosão de raios-X 400 vezes mais brilhante do que o normal, um recorde, de Sagitário A*. O evento incomum pode ter sido causado pela quebra de um asteroide caindo no buraco negro ou pelo emaranhamento de linhas de campo magnético dentro do gás que flui para Sagitário A*, de acordo com os astrônomos.

Detecção de uma explosão de raios-X extraordinariamente brilhante de Sagitário A*, um buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea .
Sagitário A* fotografado pelo Event Horizon Telescope .

Fora da Via Láctea

Impressão artística de um buraco negro supermassivo destruindo uma estrela. Abaixo: buraco negro supermassivo devorando uma estrela na galáxia RX J1242−11 – Raio-X (esquerda) e óptico (direita).

Evidências dinâmicas inequívocas de buracos negros supermassivos existem apenas em um punhado de galáxias; estas incluem a Via Láctea, as galáxias do Grupo Local M31 e M32 e algumas galáxias além do Grupo Local, por exemplo, NGC 4395 . Nessas galáxias, as velocidades quadradas médias (ou rms) das estrelas ou do gás aumentam proporcionalmente a 1/ r próximo ao centro, indicando uma massa no ponto central. Em todas as outras galáxias observadas até hoje, as velocidades rms são planas, ou mesmo caindo, em direção ao centro, tornando impossível afirmar com certeza que um buraco negro supermassivo está presente. No entanto, é comumente aceito que o centro de quase todas as galáxias contém um buraco negro supermassivo. A razão para essa suposição é a relação M-sigma, uma relação estreita (baixa dispersão) entre a massa do buraco nas cerca de 10 galáxias com detecções seguras e a dispersão da velocidade das estrelas nas protuberâncias dessas galáxias. Essa correlação, embora baseada em apenas um punhado de galáxias, sugere para muitos astrônomos uma forte conexão entre a formação do buraco negro e a própria galáxia.

Fotografia do Telescópio Espacial Hubble do jato relativístico de 4.400 anos-luz de Messier 87, que é matéria sendo ejetada pelo6,4 × 10 9 M buraco negro supermassivo no centro da galáxia

A vizinha Galáxia de Andrômeda, a 2,5 milhões de anos-luz de distância, contém um (1,1–2,3) × 10 8 (110–230 milhões) M buraco negro central, significativamente maior que o da Via Láctea. O maior buraco negro supermassivo na vizinhança da Via Láctea parece ser o de Messier 87 (ou seja, M87*), com uma massa de(6,4 ± 0,5) × 10 9 (c. 6,4 bilhões) M a uma distância de 53,5 milhões de anos-luz. A galáxia elíptica supergigante NGC 4889, a uma distância de 336 milhões de anos-luz de distância na constelação de Coma Berenices, contém um buraco negro medido para ser2,1 × 10 10 (21 bilhões) M .

Massas de buracos negros em quasares podem ser estimadas através de métodos indiretos que estão sujeitos a incertezas substanciais. O quasar TON 618 é um exemplo de objeto com um buraco negro extremamente grande, estimado em6,6 × 10 10 (66 bilhões) M . Seu redshift é 2,219. Outros exemplos de quasares com grandes massas estimadas de buracos negros são o quasar hiperluminoso APM 08279+5255, com uma massa estimada de2,3 × 10 10 (23 bilhões) M , e o quasar S5 0014+81, com massa de4,0 × 10 10 (40 bilhões) M , ou 10.000 vezes a massa do buraco negro no Centro Galáctico da Via Láctea.

Algumas galáxias, como a galáxia 4C +37.11, parecem ter dois buracos negros supermassivos em seus centros, formando um sistema binário . Se colidissem, o evento criaria fortes ondas gravitacionais . Acredita-se que os buracos negros supermassivos binários sejam uma consequência comum de fusões galácticas . O par binário em OJ 287, a 3,5 bilhões de anos-luz de distância, contém o buraco negro mais massivo em um par, com uma massa estimada em 18 bilhões de M☉ . Em 2011, um buraco negro supermassivo foi descoberto na galáxia anã Henize 2-10, que não possui bojo. As implicações precisas para esta descoberta na formação de buracos negros são desconhecidas, mas podem indicar que os buracos negros se formaram antes das protuberâncias.

Em 28 de março de 2011, um buraco negro supermassivo foi visto destruindo uma estrela de tamanho médio. Essa é a única explicação provável para as observações naquele dia de radiação súbita de raios-X e as observações de banda larga subsequentes. A fonte era anteriormente um núcleo galáctico inativo e, a partir do estudo da explosão, estima-se que o núcleo galáctico seja um SMBH com massa da ordem de um milhão de massas solares. Supõe-se que este evento raro seja um fluxo relativístico (material sendo emitido em um jato a uma fração significativa da velocidade da luz) de uma estrela perturbada por maré pelo SMBH. Espera-se que uma fração significativa de uma massa solar de material tenha se acumulado no SMBH. A observação subsequente de longo prazo permitirá que essa suposição seja confirmada se a emissão do jato decair na taxa esperada de acréscimo de massa em um SMBH.

Uma nuvem de gás com várias vezes a massa da Terra está acelerando em direção a um buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea.

Em 2012, os astrônomos relataram uma massa incomumente grande de aproximadamente 17 bilhões de M☉ para o buraco negro na galáxia compacta e lenticular NGC 1277, que fica a 220 milhões de anos-luz de distância na constelação de Perseu . O suposto buraco negro tem aproximadamente 59% da massa do bojo desta galáxia lenticular (14% da massa estelar total da galáxia). Outro estudo chegou a uma conclusão muito diferente: este buraco negro não é particularmente massivo, estimado entre 2 e 5 bilhões de M sendo 5 bilhões de M o valor mais provável. Em 28 de fevereiro de 2013, os astrônomos relataram o uso do satélite NuSTAR para medir com precisão a rotação de um buraco negro supermassivo pela primeira vez, em NGC 1365, relatando que o horizonte de eventos estava girando quase à velocidade da luz.


Em setembro de 2014, dados de diferentes telescópios de raios-X mostraram que a galáxia anã extremamente pequena, densa e ultracompacta M60-UCD1 hospeda um buraco negro de 20 milhões de massa solar em seu centro, representando mais de 10% da massa total do planeta. galáxia. A descoberta é bastante surpreendente, já que o buraco negro é cinco vezes mais massivo que o buraco negro da Via Láctea, apesar da galáxia ter menos de cinco milésimos da massa da Via Láctea.

Algumas galáxias não possuem buracos negros supermassivos em seus centros. Embora a maioria das galáxias sem buracos negros supermassivos sejam galáxias anãs muito pequenas, uma descoberta permanece misteriosa: a galáxia supergigante elíptica cD A2261-BCG não foi encontrada para conter um buraco negro supermassivo ativo, apesar da galáxia ser uma das maiores galáxias conhecidas ; dez vezes o tamanho e mil vezes a massa da Via Láctea. Como um buraco negro supermassivo só será visível enquanto estiver em acreção, um buraco negro supermassivo pode ser quase invisível, exceto em seus efeitos nas órbitas estelares.

Em dezembro de 2017, os astrônomos relataram a detecção do quasar mais distante atualmente conhecido, ULAS J1342+0928, contendo o buraco negro supermassivo mais distante, em um redshift relatado de z = 7,54, superando o redshift de 7 para o quasar mais distante anteriormente conhecido. ULAS J1120+0641 .

Buraco negro supermassivo e buraco negro menor na galáxia OJ 287
Comparações de buracos negros grandes e pequenos na galáxia OJ 287 com o Sistema Solar
O disco do buraco negro explode na galáxia OJ 287
(1:22; animação; 28 de abril de 2020)
O buraco negro supermassivo de NeVe 1 é responsável pela erupção do Superaglomerado Ophiuchus – a erupção mais energética já detectada.
De: Observatório de Raios-X Chandra

Em fevereiro de 2020, os astrônomos relataram a descoberta da erupção do Superaglomerado Ophiuchus, o evento mais energético do Universo já detectado desde o Big Bang . Ocorreu no Aglomerado Ophiuchus na galáxia NeVe 1, causado pelo acréscimo de quase 270 milhões de massas solares de material pelo seu buraco negro supermassivo central. A erupção durou cerca de 100 milhões de anos e liberou 5,7 milhões de vezes mais energia do que a mais poderosa explosão de raios gama conhecida. A erupção liberou ondas de choque e jatos de partículas de alta energia que perfuraram o meio intracluster, criando uma cavidade com cerca de 1,5 milhão de anos-luz de largura – dez vezes o diâmetro da Via Láctea .

Em fevereiro de 2021, os astrônomos divulgaram, pela primeira vez, uma imagem de alta resolução de 25.000 buracos negros supermassivos ativos, cobrindo quatro por cento do hemisfério celestial norte, com base em comprimentos de onda de rádio ultrabaixos, detectados pelo Low-Frequency Array (LOFAR) na Europa.

Radiação Hawking

A radiação Hawking é a radiação de corpo negro que está prevista para ser liberada por buracos negros, devido a efeitos quânticos perto do horizonte de eventos. Essa radiação reduz a massa e a energia dos buracos negros, fazendo com que eles encolham e, por fim, desapareçam. Se os buracos negros evaporarem através da radiação Hawking, um buraco negro supermassivo com uma massa de 10 11 (100 bilhões) M evaporará em cerca de 2 × 10 100 anos. Prevê-se que alguns buracos negros monstruosos no universo continuem a crescer até talvez 10 14 M durante o colapso de superaglomerados de galáxias. Mesmo estes evaporariam em uma escala de tempo de até 10 106 anos.

Veja também

Referências

Leitura adicional

links externos

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