Astronomía

¿Cómo podemos inferir la masa de SMBH en galaxias que ya no están activas?

¿Cómo podemos inferir la masa de SMBH en galaxias que ya no están activas?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Sé que es posible inferir la masa de un agujero negro supermasivo (SMBH) por muchos métodos, es decir, órbitas estelares para nuestra galaxia, perfil de línea de hierro del disco de acreción y probablemente otros métodos (tal vez del espectro del disco de radiación sí mismo, que puede estar relacionado con la masa central, si se supone de origen térmico). Lo que no sé es: ¿cómo podemos inferir la masa de SMBH en galaxias que ya no están activas?


Puedo pensar en dos métodos.

Ambos se basan en la dinámica del material que rodea al SMBH, que se ve afectado hasta una distancia del orden de la "esfera de influencia". Esta es la región donde BH domina la dinámica en comparación con la masa encerrada de la galaxia. La esfera de influencia es:

$$ R _ { mathrm {infl}} equiv frac {G M _ { mathrm {SMBH}}} { sigma _ { mathrm {bulge}} ^ 2} >> R _ { mathrm {horizonte}} approx R _ { mathrm {Schwartzschild}} equiv frac {G M _ { mathrm {SMBH}}} {c ^ 2} $$

Aunque normalmente $ sigma _ { mathrm {bulge}} approx 250 km s ^ {- 1} $, es bien sabido que $ c approx 300000 km s ^ {- 1} $. Esto significa que la influencia de un BH se puede sentir mucho más lejos que su horizonte de eventos, que es donde tiene lugar la acumulación. De hecho, la relación entre las dos distancias es de aproximadamente 1000000.

Aprovechando este hecho, los astrónomos han estado usando dos métodos para sondear SMBH extragaláctico *, inactivo:

  • El primer método consiste en observar líneas de CO (radioastronomía) para rastrear el gas que rodea el BH. No es necesario que el gas esté cerca del horizonte de eventos, que es mucho más pequeño que la esfera de influencia. De hecho, las observaciones de CO se basan en que el gas es relativamente denso pero frío. Esencialmente, la velocidad a la que girará el gas CO es una suma (en cuadratura) del componente decreciente debido a la masa estelar, más el componente kepleriano debido a la masa SMBH.
  • El segundo método es completamente análogo, pero se basa en medir la irresoluto cinemática de las estrellas que rodean el SMBH. Esto se puede hacer en varias bandas, pero la mayoría de los autores utilizan absorciones de líneas visibles para medir la velocidad y la dispersión de la velocidad (y otros momentos) de las estrellas en las regiones que rodean el BH. Si la cinemática no se puede explicar sin incluir una masa puntual en el medio, entonces ha terminado.

Vea este trabajo, para una comparación de los dos métodos.

* (extragaláctico significa fuera de nuestra propia galaxia)


Revelados agujeros negros gigantes en los núcleos de galaxias fusionadas

Figura 1: Diagramas esquemáticos de AGN oscurecidos. izquierda: un medio polvoriento en forma de rosquilla oculta un SMBH activo de acumulación de masa. Los fotones del AGN central (= un SMBH de acumulación de masa) pueden escapar a lo largo del eje de la rosquilla e ionizar el gas allí. Dado que el patrón de emisión de tales nubes de gas ionizado con AGN difiere de las de las regiones de formación de estrellas, podemos usar la espectroscopía óptica para inferir fácilmente la presencia de un AGN escondido detrás del medio polvoriento. derecha: El polvo en todas las líneas de visión oscurece y entierra el SMBH activo de acumulación de masa, que es muy difícil de detectar con la espectroscopia óptica convencional. Créditos: NASA por las imágenes de SMBH de acumulación de masa (inferior) y SMBH de acumulación de masa rodeadas por un medio polvoriento en forma de rosquilla (superior izquierda). NAOJ, Naomi Ishikawa, para la imagen superior derecha.

El equipo de investigación del Telescopio Subaru dirigido por el Dr. Masatoshi Imanishi en el Observatorio Astronómico Nacional de Japón tomó muestras de muchas galaxias en fusión y brillantes infrarrojas y determinó la presencia de agujeros negros supermasivos activos (SMBH) profundamente enterrados en sus centros.

Los científicos utilizaron el telescopio Subaru de 8,2 m en la cima de Mauna Kea (4200 m de altura), así como el telescopio Gemini South en Cerro Pachón, Chile (2700 m de altura) para realizar observaciones de imágenes infrarrojas de alta resolución espacial de la fusión luminosa infrarroja cercana. galaxias. Las observaciones con ambos telescopios revelaron que algunas muestras muestran características de rápida formación estelar, mientras que otras muestran la firma de núcleos galácticos activos (AGN) que extraen su energía de SMBH.

De acuerdo con las teorías de formación de galaxias predominantes, las pequeñas galaxias ricas en gas con SMBH centrales chocan y se fusionan, y luego crecen en las galaxias maduras del universo actual. Esta es la razón por la que la investigación de galaxias en fusión luminosas infrarrojas cercanas ayuda a aclarar el proceso de formación de galaxias. La colisión y compresión de las nubes de gas de la fusión de galaxias provoca la rápida formación de nuevas estrellas, un calentamiento del polvo circundante y la consiguiente producción de una fuerte radiación infrarroja. Además, el suministro de material aumenta la acumulación de SMBH.

Aunque las galaxias fusionadas mejoran la formación de estrellas y la acumulación de SMBH, también obstaculizan estos procesos. Se suministra una gran cantidad de gas y polvo a sus regiones nucleares, un proceso que puede enterrar fácilmente las SMBH compactas y hacerlas difíciles de encontrar. Por casualidad, algunos objetos tienen una distribución en forma de anillo del polvo y el gas, lo que permite a los observadores observar el efecto de las SMBH activas (Figura 1).

Para detectar la emisión detrás del polvo y el gas, el equipo de investigación actual hizo observaciones a 18 micrómetros, utilizando COMICS (cámara y espectrómetro de infrarrojos medios refrigerados) del telescopio Subaru, así como T-ReCS (espectrógrafo de cámara de región térmica) de Gemini South. Al utilizar el programa de intercambio de tiempo, el equipo podría usar ambos telescopios para estudiar objetos en todo el cielo. Las observaciones de Subaru capturaron imágenes en el hemisferio norte y Gemini South, en el hemisferio sur.

¿Cómo, entonces, podrían confirmar la presencia de SMBHs activas? No fue una tarea fácil ni trivial descubrir SMBHs activos en la fusión de galaxias. Los investigadores habían utilizado su metodología y elección de instrumentos para superar una serie de desafíos. Primero necesitaban identificar un objeto que tenía una emisión de infrarrojos brillante pero era de tamaño compacto. Tanto la actividad AGN (un SMBH de acumulación de masa) como la región de formación estelar compacta están espacialmente confinadas. Medir la luminosidad en el infrarrojo fue la clave para finalmente categorizar su fuente. Si el brillo de la superficie de emisión en el núcleo de una galaxia que se fusiona es sustancialmente más alto que el brillo máximo esperado de la formación de estrellas, entonces se puede inferir que la emisión proviene de un AGN luminoso enterrado, porque un SMBH en acumulación puede emitir radiación de manera mucho más eficiente que una estrella. Las observaciones en infrarrojos de 18 micrómetros con los telescopios Subaru y Gemini South demostraron que algunas galaxias en fusión luminosas infrarrojas muestran un tipo de emisión de formación estelar (extendido espacialmente con un brillo superficial modesto) mientras que otras tenían una emisión típica de AGN (espacialmente compacta con un brillo superficial alto ) (Figura 2). Diez de la muestra actual de dieciocho objetos mostraron las características de los AGN.

Figura 2: Imágenes infrarrojas de 18 micrómetros de alta resolución espacial, obtenidas con el telescopio Subaru (arriba) y el telescopio Gemini South (abajo). El campo de visión (FOV) es de 8 x 8 segundos de arco2. N y E indican direcciones norte y este, respectivamente. izquierda: imagen de una estrella estándar. Tres puntos (arriba) o tres puntos con un patrón de anillo (abajo) demuestran que la imagen ha alcanzado o está cerca del límite de su resolución más alta posible. centro: Imagen de una galaxia en fusión luminosa infrarroja, con indicación de un AGN luminoso. La emisión de infrarrojos es muy compacta, indistinguible de la imagen estelar. Se estima que el brillo de la superficie de emisión es significativamente más alto que el límite superior alcanzado por la actividad de formación de estrellas. derecha: Imagen de una galaxia fusionada luminosa infrarroja, típica de una fuente dominada por formación estelar. La emisión se extiende espacialmente y el brillo de la superficie de emisión está dentro de un rango explicado por la actividad de formación de estrellas.

Los pasos lógicos y coherentes del equipo utilizados para investigar la presencia de agujeros negros supermasivos en la fusión de galaxias arrojaron resultados claros e importantes, que se publicaron en el Diario astronómico: Imanishi y col. 2011 Diario astronómico141, 156). La comparación de los resultados de las observaciones infrarrojas de alta resolución espacial con los de la investigación que utiliza espectroscopia infrarroja para investigar los AGN profundamente enterrados muestra que ambos son herramientas de diagnóstico de energía confiables y brindan una imagen consistente de la naturaleza de las fuentes de energía ocultas en las galaxias fusionadas.


Tema: ¿Disco de excreción o acreción alrededor del SMBH de la galaxia espiral?

Es vital distinguir entre el disco de acreción de Star y el disco de acreción de SMBH en el núcleo de la galaxia espiral. Tienen características totalmente diferentes. Me pregunto por qué nuestros científicos los pusieron en la misma canasta.
Para comprender ese problema, debemos mirar nuevamente las evidencias:

1. Masa de acreción & # 8211 Hay muchas evidencias de masa / gas de acreción alrededor de un disco estelar.
https://en.wikipedia.org/wiki/Accretion_disk
“Un disco de acreción es una estructura (a menudo un disco circunestelar) formada por material difuso en movimiento orbital alrededor de un cuerpo central masivo. El cuerpo central suele ser una estrella.

En la siguiente imagen vemos claramente que la masa se desplaza desde el exterior hacia el centro.
https://en.wikipedia.org/wiki/Accret. etion_disk.jpg
Sin embargo, personalmente no pude encontrar ni una evidencia real de acumulación de masa / gas / estrella alrededor de un disco SMBH en el centro de la galaxia espiral.
En realidad, nuestros astrónomos todavía están tratando de averiguar por qué el disco de acreción en la Vía Láctea no absorbió una nube de gas como se esperaba:
https://www.space.com/31524-black-ho. -goldmine.html
"¿Recuerdas esa misteriosa nube de gas que se suponía que estaba en curso de colisión con el agujero negro supermasivo en el centro de nuestra galaxia?" Bueno, los astrónomos todavía están tratando de averiguar por qué no fue absorbido y por qué no provocó la madre de todas las exhibiciones de fuegos artificiales cósmicos.

2. Masa de excreción & # 8211 Hay evidencias de emisión de gas del disco de acreción de SMBH:
A. Las partes externas de un disco de acreción que rodea un agujero negro suppermasivo (SMBH) en la galaxia NGC 7213:
`` Evolución del disco de acreción alrededor del agujero negro suppermasivo de NGC 7213 ''

"Esta es la primera vez que el perfil de línea de doble pico de este núcleo & # 8211 típico de la emisión de gas de las partes externas de un disco de acreción que rodea un agujero negro suppermasivo (SMBH) & # 8211 se informa que varía".
Esta evidencia debe considerarse como la & quot; pistola de fumar & quot; para ese entendimiento.
B. Evidencias de un "viento" de materia caliente que sopla hacia afuera desde el disco de acreción SMBH de la Vía Láctea:
http://www.dailygalaxy.com/my_weblog. that-glow.html

“Los dos rayos, o chorros, fueron revelados por el telescopio espacial Fermi de la NASA. Se extienden desde el centro galáctico hasta una distancia de 27.000 años luz por encima y por debajo del plano galáctico ''.

Los chorros se produjeron cuando el plasma salió a chorros del centro galáctico, siguiendo un campo magnético similar a un sacacorchos que lo mantuvo bien enfocado. Las burbujas de rayos gamma probablemente fueron creadas por un "viento" de materia caliente que sopla hacia afuera desde el disco de acreción del agujero negro. Como resultado, son mucho más anchos que los chorros estrechos.

3. Estructura de masa en el disco de acreción de SMBH:
Si lo entiendo correctamente, el plasma con las siguientes características SOLO se encuentra en el disco de acreción alrededor de un SMBH en el centro de la galaxia espiral:
A. Plasma con diferente estructura / característica en diferentes ubicaciones en el disco: En la parte más interna del disco & # 8211 Átomos ionizados / rotos / otros elementos (electrones, cationes & # 8230?). En el más exterior & # 8211 Unionized Atom, Hydrogen, Molecular.
Shaula - & quot; Hay un gradiente de parcialmente sindicalizado a mayormente ionizado a medida que avanza & quot; Principalmente hidrógeno, algunos otros elementos & quot.
chornedsnorkack - & quot; La mayoría de los electrones y cationes, además de los átomos. Algunos aniones y moléculas.
B. Temperatura diferente según la ubicación en el disco. En el lado más interno del disco, la temperatura puede llegar a 10 ^ 9K. Los registros de temperatura más altos de todo el Universo. Es mucho más que la temperatura en el núcleo del Sol. Sin embargo, en la parte más hacia afuera del disco es mucho más frío.
Shaula & # 8211 & quotSí, pero nuevamente solo en el disco interno. El disco exterior es mucho más frío (de ahí el comentario sobre H-alfa anterior).
C. Velocidad orbital & # 8211 Diferentes velocidades orbitales según la ubicación en el disco. En el lado más interno del disco, la velocidad orbital es casi tan alta como la velocidad de la luz. Es la velocidad orbital más alta de todo el Universo. Sin embargo, en el lado más externo, la velocidad orbital es mucho más lenta.
Shaula & # 8211 & quot; Sin embargo, no en todo el disco; los bordes alejados del centro giran mucho más lentamente & quot ;.
D. Energía magnética & # 8211 Hay una energía magnética bastante alta en el disco.
Shaula: Sí, pero la energía en los campos magnéticos no es lo único que tiene un acelerador. También depende mucho de la configuración. Los aceleradores funcionan confinando un haz y acelerándolo, los campos magnéticos del disco están mucho menos ordenados
Sin embargo, no pude encontrar la dispersión de la energía magnética según la ubicación en el disco. Basándome en las estructuras anteriores de otros elementos, asumiría que en el lado más hacia adentro del disco la energía magnética es la más alta, mientras que, como mucho, hacia afuera es bastante baja.
E. Diferentes presiones según la ubicación en el disco. Supongo que la presión más alta debe ubicarse en el lado más hacia adentro del disco.

Conclusiones & # 8211 Hay características totalmente diferentes de la masa en los discos de acreción de estrella en comparación con el disco de acreción de SMBH. En el disco de acreción alrededor de una estrella no hay plasma con esa ultra alta temperatura y ultra alta velocidad orbital.
En realidad, si comes algo, no es necesario que lo gires en la boca a la velocidad de la luz y rompas sus átomos antes de tragarlo.
Por lo tanto, es bastante enigma por qué el disco de acreción alrededor del SMBH debería comer su masa de una estrella cercana o nube de gas, aumentar su velocidad orbital a medida que se sumerge en su boca, aumentar su temperatura a la temperatura más alta del universo, ionizó el átomos sólo para soplarlo más tarde desde la capa exterior del disco.
Lo consideraría una actividad poco realista. El disco de acreción debe trabajar en una dirección. El disco de acreción alrededor de la estrella no escupe su comida mientras acumula la masa hacia adentro.
Por lo tanto, lo que realmente vemos alrededor del SMBH es una actividad de nueva creación masiva.


Sección final de astronomía Semana 9 y 10 - RESUMEN

Los brazos espirales son ondas de choque estacionarias Las estrellas y las nubes de gas orbitan alrededor del centro galáctico y los brazos espirales cruzados Los choques inician la formación de estrellas.

Seguimiento de las asociaciones O y B
3 brazos espirales cerca del sol

Agujero negro en el centro de nuestra galaxia

El uso de la óptica adaptativa puede distinguir numerosos
órbitas de estrellas.

Muchas líneas de absorción también de elementos más pesados ​​(metales)
Las estrellas jóvenes contienen más metales que las estrellas más viejas

Líneas de absorción casi exclusivamente de hidrógeno

Una vez que ULIRGS consuma todo su gas = & gt puede convertirse
elípticas

Se cree que las espirales no han pasado por un
gran fusión (fusión con galaxia de similar
tamaño), pero podría haber absorbido galaxias más pequeñas
sin afectar sus estructuras

Ambos son métodos & quotStandard-vela & quot:
Conozca la magnitud absoluta (luminosidad) → compare con
magnitud aparente → encontrar distancia

Repetido
brillo
mediciones
de una cefeida
permitir el
determinación
del período
y así el
absoluto
magnitud.
→ Distancia
m - M = -5 + 5log (d)

Necesita objetos más brillantes con luminosidad conocida para
obtener distancias de galaxias más lejanas

Luminosidad de las variables cefeidas: L

400-40,000 Lsun
= & gt Se puede usar alrededor

Ambos son métodos & quotStandard-vela & quot:
Conozca la magnitud absoluta (luminosidad) → compare con
magnitud aparente → encontrar distancia

Recuerde: supernovas de tipo Ia
(colapso de una acreción
enana blanca) tienen casi
luminosidad uniforme →
Magnitud absoluta

evidencia de SMBH-NGC 4261: imagen de radio que revela una estructura de chorro de doble lóbulo vista de cerca por el telescopio espacial Hubble revela una fuente central brillante incrustada en un toro de polvo
-Galaxias con energía extremadamente violenta liberada de sus núcleos (pl. De núcleo)
-Hasta miles de veces más luminosa que toda la energía de la Vía Láctea liberada dentro de una región de aprox. el tamaño de nuestro sistema solar!
-Las galaxias activas a menudo se asocian con galaxias que interactúan, posiblemente como resultado de recientes fusiones de galaxias.

A menudo, el gas sale a altas velocidades, hasta 10.000 km / s, en direcciones opuestas = & gt jets

El tipo más potente de AGN - Quásares - fuertes líneas de emisión, variabilidad y corrimiento al rojo

Los chorros funcionan mediante la acumulación de materia en un agujero negro supermasivo
-Muchas galaxias activas muestran potentes chorros de radio.
-Puntos calientes: la energía de los chorros se libera en interacción con el material circundante
-Por lo general, consta de dos radio lóbulos y una galaxia distorsionada entre ellos.
-Jet visible tanto en radio como en rayos X muestra puntos brillantes en ubicaciones similares

Chorros retorcidos, probablemente porque dos núcleos galácticos orbitan entre sí

NGC 1265: evidencia de que la galaxia se mueve a través de material intergaláctico, los chorros se arrastran detrás

Fondo de microondas cósmico: reliquia de una época anterior en nuestro universo.
-Formado durante el período de recombinación

La radiación de la fase más temprana del universo aún debería ser detectable en la actualidad.

Se observa principalmente desde el espacio, ya que las moléculas de agua en la atmósfera se absorberán a λmax

Después de la recombinación, los fotones pueden viajar libremente por el espacio.
Su longitud de onda se estira (corrida al rojo) por la expansión cósmica.

Los fotones CMB son de cuando el universo se volvió transparente, no podemos ver más atrás en el tiempo. Después de la recombinación: La Edad Media, el Universo se llenó de hidrógeno neutro (y helio). Aún no se han formado estrellas


¡Cariño, esta vez es un Agujero Negro de Masa Intermedia!

¿Tiene problemas para descifrar el título? Aquí tienes una pista.

Hablemos primero de los agujeros negros ...

Se especula que nuestro universo alberga una gran cantidad de agujeros negros, y vienen en varios tamaños: masa estelar (SBH), masa intermedia (IMBH) y supermasiva (SMBH). De este surtido, SBH, que tienen masas de unas pocas a decenas de veces la masa de nuestro Sol, así como la variedad SMBH que puede ser de un millón a mil millones de veces más pesada y que se encuentra en los motores centrales de los núcleos galácticos activos en grandes corrimientos al rojo, han sido estudiados y caracterizados durante mucho tiempo. Por otro lado, lo que seguía siendo difícil de alcanzar hasta este punto, ha sido la existencia y las propiedades de una nueva clase de agujeros negros de larga duración (IMBH), que se cree que representan el puente evolutivo entre SBH y SMBH.

A falta de una forma de crear IMBH, los científicos han contemplado varios mecanismos de formación para ellos, como el colapso de estrellas primordiales extremadamente masivas, el colapso del núcleo de los centros de sistemas estelares densos o la fusión de BH más pequeños, todos los cuales favorecen un entorno primordial denso. como el centro de un cúmulo globular. Teniendo esto en cuenta, las campañas de observación fieles se han dirigido a los cúmulos globulares durante muchas décadas en busca de firmas de observación de estos objetos, pero la búsqueda hasta ahora ha estado plagada de incertidumbre, límites superiores insatisfactorios y pruebas tentadoras pero no concluyentes. Por ejemplo, el modelado cinemático del cúmulo globular Mayall II en la galaxia de Andrómeda indicó la presencia de un IMBH, pero el modelado dinámico evolutivo alternativo mostró que los datos podrían explicarse en ausencia de tal objeto. En 2014, se reveló que el candidato de IMBH M82 X-2 no era un agujero negro en absoluto, sino más bien una estrella de neutrones, mientras que muchos otros candidatos carecen de una relación de flujo suficiente en las longitudes de onda de radio y rayos X para coincidir con la estimación de masa dinámica de un acreciendo IMBH.

Figura 1. Imagen óptica en falso color del cúmulo 47 Tucanae (NGC 104). (Créditos: ESO)

La verdadera noticia & # 8230

Muy recientemente, Kızıltan et al. publicó la evidencia de un IMBH que reside - en línea con predicciones teóricas previas - en el centro de 47 Tucanae (o NGC 104 ver Figura 1.), uno de los cúmulos globulares más masivos que se conocen. Kızıltan y sus colegas hicieron este descubrimiento al examinar el estado dinámico del cúmulo con la ayuda de púlsares que residen en él. (Los púlsares son estrellas de neutrones que giran rápidamente y emiten un haz de radiación electromagnética que aparece como pulsos de luz que entran y salen de nuestra línea de visión a intervalos regulares y medibles con precisión, al igual que los pulsos de una lámpara de faro giratoria).

¿Cómo lo hicieron exactamente?

Dentro de un cúmulo globular, las estrellas masivas tienden a hundirse hacia el centro. En presencia de una masa central masiva (digamos, un agujero negro), a medida que más estrellas se hunden hacia adentro, el núcleo se calienta y las estrellas comienzan a dispersarse fuera del agujero negro, así como entre sí. La propagación de la influencia dinámica del agujero negro central hacia afuera (es decir, las estrellas internas que dispersan las estrellas externas y las que dispersan las más alejadas del centro) finalmente afecta la disposición espacial general y la aceleración de las estrellas en el cúmulo. Usando las mediciones del período de pulso de los púlsares para determinar la distribución de sus aceleraciones, los autores pudieron inferir una huella distinta del potencial gravitacional del objeto masivo central en el estado dinámico tridimensional de esos púlsares. Además, utilizando simulaciones numéricas de N cuerpos del cúmulo, los autores confirmaron que la masa del objeto era 2200 veces mayor que la del Sol (Figura 2). Este número está cerca del límite superior previamente establecido de 2.060 masas solares para el objeto central putativo, y se encuentra dentro del régimen de masas de un IMBH.

Figura 2. Las probabilidades normalizadas de los modelos de N cuerpos con diferentes masas de agujeros negros, que muestran un pico conspicuo alrededor de 2200 masas solares. (Figura 4a. en el papel original)

Las implicaciones

1) Se puede estudiar si los IMBH pueden albergar fuentes de rayos X ultraluminosos (ULX) que son demasiado brillantes para ser un SBH en acumulación y demasiado distantes de los centros de las galaxias para que sean causadas por SMBH.

2) En virtud de cerrar la brecha de masa entre SBH y SMBH, un análisis detallado de los IMBH y sus entornos puede arrojar luz sobre los modelos de crecimiento acrecional de los SMBH y si los IMBH pueden actuar como semillas iniciales.

Desafortunadamente, estas preguntas en el caso del IMBH en 47 Tuc siguen sin respuesta debido a la ausencia de cualquier emisión electromagnética detectable, lo que sugiere que probablemente esté al acecho en un ambiente deficiente en gas. Si esto es típico de los IMBH o una excepción, se aclarará en el futuro a medida que los científicos continúen expandiendo nuestra búsqueda de más objetos a través del cosmos.


Múltiples agujeros negros pueden rodear a Sagitario A (Sgr A *)

Ahora aprendemos que múltiples agujeros negros pueden rodear el agujero negro supermasivo en el centro de nuestra Vía Láctea, conocido como Sagitario A (Sgt A *).

El astrofísico de Columbia Chuck Hailey, codirector del Laboratorio de Astrofísica de Columbia dice: `` La Vía Láctea es realmente la única galaxia que tenemos donde podemos estudiar cómo los agujeros negros supermasivos interactúan con los pequeños porque simplemente no podemos ver sus interacciones en otras galaxias. En cierto sentido, este es el único laboratorio que tenemos para estudiar este fenómeno ''.

`` Solo hay unas cinco docenas de agujeros negros conocidos en toda la Vía Láctea (100.000 años luz de ancho) y se supone que hay (según la teoría) de 10.000 a 20.000 de estas cosas en una región de solo seis años luz de ancho que no existe. uno ha podido encontrar ", dijo Hailey, y agregó que se han realizado extensas búsquedas infructuosas de agujeros negros alrededor de Sgr A *, el SMBH más cercano a la Tierra y, por tanto, el más fácil de estudiar. "No ha habido mucha evidencia creíble".

Hailey explicó que Sgr A * está rodeado por un halo de gas y polvo que proporciona el caldo de cultivo perfecto para el nacimiento de estrellas masivas, que viven, mueren y podrían convertirse allí en agujeros negros. Además, se cree que los agujeros negros del exterior del halo caen bajo la influencia del SMBH a medida que pierden su energía, lo que hace que sean atraídos hacia las proximidades del SMBH, donde quedan cautivos por su fuerza gravitacional.

Si bien la mayoría de los agujeros negros atrapados permanecen aislados, algunos capturan y se unen a una estrella que pasa, formando un binario estelar. Los investigadores creen que hay una gran concentración de estos agujeros negros aislados y acoplados que orbitan el Centro Galáctico, formando una cúspide de densidad o anillo, que se llena más a medida que disminuye la distancia al SMBH.

“Cuando los agujeros negros se aparean con una estrella de baja masa, el matrimonio emite ráfagas de rayos X que son más débiles, pero consistentes y detectables. Si pudiéramos encontrar agujeros negros que están acoplados con estrellas de baja masa y sabemos qué fracción de agujeros negros se aparearán con estrellas de baja masa, podríamos inferir científicamente la población de agujeros negros aislados allí afuera ", explicó Hailey.

Hailey y sus colegas recurrieron a los datos de archivo del Observatorio de rayos X Chandra para probar su técnica. Buscaron firmas de rayos X de binarios de baja masa de agujero negro en su estado inactivo y pudieron encontrar 12 dentro de los tres años luz de Sgr A *. Luego, los investigadores analizaron las propiedades y la distribución espacial de los sistemas binarios identificados y extrapolaron de sus observaciones que debe haber entre 300 y 500 binarios de baja masa de agujero negro y alrededor de 10,000 agujeros negros aislados en el área que rodea a Sgr A *.

Esta es una identificación increíble, especialmente una basada en datos almacenados de los hallazgos de un satélite anterior.

"Este hallazgo confirma una teoría importante y las implicaciones son muchas", dijo Hailey. “Va a hacer avanzar significativamente la investigación de ondas gravitacionales porque conocer el número de agujeros negros en el centro de una galaxia típica puede ayudar a predecir mejor cuántos eventos de ondas gravitacionales pueden estar asociados con ellos. Toda la información que necesitan los astrofísicos está en el centro de la galaxia.

Los coautores de Hailey en el artículo incluyen: Kaya Mori, Michael E. Berkowitz y Benjamin J. Hord, todos de la Universidad de Columbia Franz E. Bauer, del Instituto de Astrofísica, Facultad de Física, Pontificia, Universidad Católica de Chile, Millennium Instituto de Astrofísica, Vicuña Mackenna, y el Instituto de Ciencias Espaciales y Jaesub Hong, del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica.

Cuando visualizas el centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, lo que los romanos llamaban la Vía Láctea, que se extiende a través de nuestro cielo nocturno en su hermosa banda multicolor, ahora sabemos que su centro es un lugar de destrucción turbulenta, de mortal Rayos X de agujeros negros que devoran las estrellas que orbitan, ya que ellos también se encuentran en una órbita incesante de muerte alrededor de un agujero negro supermasivo conocido como Sagitario A.


Compton: ¿grueso o fino? Clasificación NGC 5347

Nota del editor: Astrobites es una organización dirigida por estudiantes de posgrado que digiere literatura astrofísica para estudiantes de pregrado. Como parte de la asociación entre AAS y astrobites, ocasionalmente volvemos a publicar contenido de astrobites aquí en AAS Nova. Esperamos que disfrute de esta publicación de astrobites, el original se puede ver en astrobites.org.

Título: Una mirada detenida a NGC 5347: revelando un AGN grueso de Compton cercano
Autores: E. S. Kammoun y col.
Institución del primer autor: Universidad de Michigan
Estado: Publicado en ApJ

Los agujeros negros son algunos de los objetos más interesantes y extremos del universo. Afortunadamente, creemos que casi todas las galaxias del universo tienen un agujero negro supermasivo (SMBH) en su centro, lo que nos brinda muchas oportunidades para estudiar sus entornos. A medida que la materia cae hacia un agujero negro, forma un disco de acreción, un disco aplanado de gas y otros desechos, fuera de su horizonte de eventos. Este disco de acreción está caliente y emite radiación, aunque no podemos ver ninguna luz del propio agujero negro. Cuando los SMBH en los centros (o núcleos) de las galaxias están acumulando masa activamente y emitiendo una gran cantidad de energía, los llamamos núcleos galácticos activos (AGN). Los diferentes componentes estructurales de AGN, que se muestran en la Figura 1, emiten radiación en una amplia gama de longitudes de onda, desde radio de baja energía hasta rayos X y rayos gamma de alta energía.

Figura 1: Los componentes estructurales de un AGN. La materia que orbita el agujero negro forma un disco de acreción. También hay un toro, una nube en forma de rosquilla de gas neutro y polvo, que podría oscurecer la luz emitida por el disco. [Aurore Simonnet, Universidad Estatal de Sonoma]

AGN grueso de Compton

La emisión de rayos X en AGN proviene de una atmósfera caliente de gas llamada corona, que rodea el disco de acreción. En la corona, los fotones ultravioleta (UV) se dispersan por De Verdad electrones rápidos, que obtienen suficiente energía para convertirse en fotones de rayos X (esto es lo contrario de la dispersión de Compton). A medida que estos fotones de rayos X abandonan la corona, corren el riesgo de ser absorbidos por el toro circundante de hidrógeno neutro y polvo. Si hay suficiente hidrógeno neutro (al menos 1,5 x 10 24 átomos de hidrógeno por cm 2 para ser exactos), la mayoría de los rayos X se absorben y llamamos al gas “de espesor Compton”.

Para reproducir el fondo de rayos X cósmico observado, esperamos que entre el 10 y el 25% de AGN sea de espesor de Compton (CT AGN). Sin embargo, las observaciones reales de AGN hasta ahora han estimado que la fracción de CT AGN es inferior al 10%. ¿Faltan realmente CT AGN, o algunos AGN están mal clasificados?

NGC 5347 es un AGN que se ha clasificado como Compton-Thick y Compton-Thin mediante diferentes métodos, con un contenido de hidrógeno estimado que difiere en un factor de 10 entre las mediciones. El artículo de hoy reabre esta cuestión analizando nuevas observaciones de alta sensibilidad de NGC 5347, además de incorporar más modelos físicos. Esta investigación podría solidificar la clasificación de NGC 5347, así como ayudar a explicar la fracción "faltante" de CT AGN.

Tienes que mirar más duro

Los rayos X se pueden dividir en dos clases dependiendo de su energía.Los rayos X de menor energía se denominan suave, mientras que los rayos X de mayor energía se denominan difícil. Generalmente se considera que los rayos X duros tienen energías superiores a 10 keV. En CT AGN, mientras que la mayoría de los rayos X suaves se absorben, los rayos X duros pueden escapar y alcanzar los telescopios.

Los autores utilizan observaciones de tres telescopios de rayos X diferentes: datos previamente disponibles del Observatorio de rayos X Chandra y Suzaku, así como nuevas observaciones de NuSTAR. Las nuevas observaciones son particularmente útiles, ya que NuSTAR es muy sensible a los rayos X duros que realmente salen del CT AGN.

Figura 2: Espectros de rayos X para NGC 5347. El eje y muestra el número de fotones observados por tiempo, por área, por energía. El eje x corresponde a la energía de los fotones de rayos X. Los datos de Chandra y Suzaku se muestran como cruces rojas y negras, respectivamente. Los datos de NuSTAR, que se muestran en rosa y azul, constituyen la parte más difícil del espectro. El modelo de mejor ajuste se muestra en gris y se puede separar en los diferentes componentes etiquetados en la leyenda. Estos diferentes componentes representan diferentes procesos de emisión y absorción. [Kammoun y col. 2019]

Misiones futuras

Una forma de que los astrónomos clasifiquen las fuentes como de espesor de Compton sería medir la fuerza de las líneas de emisión de hierro como Fe Kα, pero los observatorios de rayos X actuales no pueden resolver esta línea de emisión, al menos no para NGC 5347. Simulando la espectro de NGC 5347 como si fuera observado por Athena un futuro observatorio de rayos X: sugiere que un Fe Kα claro podría resolverse (Figura 3), facilitando la clasificación de NGC 5347.

Figure 3: Simulated X-ray spectrum for NGC 5347. Counts in the y-axis represent the number of photons, and the x-axis corresponds to the energy of the X-ray photons. The smaller squares are zoomed in to the ∼ 6 keV region of the spectrum, to show the Fe Kα emission lines. [Adapted from Kammoun et al. 2019]

About the author, Gloria Fonseca Alvarez:

I’m a third year graduate student at the University of Connecticut. My current research focuses on the inner environments of supermassive black holes.


Research Box Title

As if black holes weren't mysterious enough, astronomers using NASA's Hubble Space Telescope have found an unexpected thin disk of material furiously whirling around a supermassive black hole at the heart of the magnificent spiral galaxy NGC 3147, located 130 million light-years away.

The conundrum is that the disk shouldn't be there, based on current astronomical theories. However, the unexpected presence of a disk so close to a black hole offers a unique opportunity to test Albert Einstein's theories of relativity. La relatividad general describe la gravedad como la curvatura del espacio y la relatividad especial describe la relación entre el tiempo y el espacio.

“We've never seen the effects of both general and special relativity in visible light with this much clarity,” said Marco Chiaberge of the European Space Agency, and the Space Telescope Science Institute and Johns Hopkins University, both in Baltimore, Maryland, a member of the team that conducted the Hubble study.

“This is an intriguing peek at a disk very close to a black hole, so close that the velocities and the intensity of the gravitational pull are affecting how the photons of light look,” added the study's first author, Stefano Bianchi of Università degli Studi Roma Tre, in Rome, Italy. "No podemos entender los datos a menos que incluyamos las teorías de la relatividad".

Los agujeros negros en ciertos tipos de galaxias como NGC 3147 están desnutridos porque no hay suficiente material capturado gravitacionalmente para alimentarlos regularmente. Entonces, la fina neblina del material que cae se hincha como una rosquilla en lugar de aplanarse en un disco en forma de panqueque. Por lo tanto, es muy desconcertante por qué hay un disco delgado que rodea un agujero negro hambriento en NGC 3147 que imita discos mucho más poderosos que se encuentran en galaxias extremadamente activas con agujeros negros monstruosos y congestionados.

“We thought this was the best candidate to confirm that below certain luminosities, the accretion disk doesn't exist anymore,” explained Ari Laor of the Technion-Israel Institute of Technology located in Haifa, Israel. “Lo que vimos fue algo completamente inesperado. Encontramos gas en movimiento que produce características que solo podemos explicar como producidas por material que gira en un disco delgado muy cerca del agujero negro ”.

Los astrónomos inicialmente seleccionaron esta galaxia para validar los modelos aceptados sobre galaxias activas de menor luminosidad, aquellas con agujeros negros que tienen una escasa dieta de material. Los modelos predicen que un disco de acreción se forma cuando grandes cantidades de gas quedan atrapadas por la fuerte atracción gravitacional de un agujero negro. Esta materia que cae emite mucha luz, produciendo una baliza brillante llamada cuásar, en el caso de los agujeros negros mejor alimentados. Una vez que se introduce menos material en el disco, comienza a descomponerse, se vuelve más débil y cambia de estructura.

"The type of disk we see is a scaled-down quasar that we did not expect to exist," Bianchi said. "It's the same type of disk we see in objects that are 1,000 or even 100,000 times more luminous. The predictions of current models for gas dynamics in very faint active galaxies clearly failed."

The disk is so deeply embedded in the black hole's intense gravitational field that the light from the gas disk is modified, according to Einstein’s theories of relativity, giving astronomers a unique look at the dynamic processes close to a black hole.

El Hubble registró material que giraba alrededor del agujero negro como si se moviera a más del 10% de la velocidad de la luz. A esas velocidades extremas, el gas parece brillar a medida que viaja hacia la Tierra por un lado, y se atenúa a medida que se aleja de nuestro planeta por el otro lado (un efecto llamado radiación relativista). Hubble's observations also show that the gas is so entrenched in the gravitational well the light is struggling to climb out, and therefore appears stretched to redder wavelengths. The black hole's mass is around 250 million Suns.

The researchers used Hubble's Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) to observe matter swirling deep inside the disk. Un espectrógrafo es una herramienta de diagnóstico que divide la luz de un objeto en sus muchas longitudes de onda individuales para determinar su velocidad, temperatura y otras características con una precisión muy alta. The astronomers needed STIS's sharp resolution to isolate the faint light from the black-hole region and block out contaminating starlight.

"Without Hubble, we wouldn't have been able to see this because the black-hole region has a low luminosity," Chiaberge said. "The luminosities of the stars in the galaxy outshine anything in the nucleus. So if you observe it from the ground, you're dominated by the brightness of the stars, which drowns the feeble emission from the nucleus."

El equipo espera utilizar el Hubble para buscar otros discos muy compactos alrededor de agujeros negros de bajo voltaje en galaxias activas similares.

The team's paper will appear online today in the Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

The international team of astronomers in this study consists of Stefano Bianchi (Università degli Studi Roma Tre, Rome, Italy) Robert Antonucci (University of California, Santa Barbara, California) Alessandro Capetti (INAF - Osservatorio Astrofisico di Torino, Pino Torinese, Italy) Marco Chiaberge (Space Telescope Science Institute and Johns Hopkins University, Baltimore, Maryland) Ari Laor (Israel Institute of Technology, Haifa, Israel) Loredana Bassani (INAF/IASF Bologna, Italy) Francisco Carrera (CSIC-Universidad de Cantabria, Santander, Spain) Fabio La Franca, Andrea Marinucci, Giorgio Matt, and Riccardo Middei (Università degli Studi Roma Tre, Roma, Italy) and Francesca Panessa (INAF Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali, Rome, Italy).

The Hubble Space Telescope is a project of international cooperation between NASA and ESA (European Space Agency). NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland, manages the telescope. The Space Telescope Science Institute (STScI) in Baltimore, Maryland, conducts Hubble science operations. STScI is operated for NASA by the Association of Universities for Research in Astronomy in Washington, D.C.

Credits:NASA, ESA, S. Bianchi (Università degli Studi Roma Tre, Italy) and M. Chiaberge (ESA, STScI, and JHU)


Supplemental and Background Information

One of the most significant astronomical discoveries in the last decade is the realization that almost every massive galaxy harbors a supermassive black hole (SMBH) at its center. SMBHs gain millions to billions times the mass of the Sun by accreting material from their immediate surroundings. The matter is forced into a rotating accretion disk around the black hole. As the matter spirals down onto the black hole, it reaches temperatures of millions of degrees, generating large amounts of X-rays in the process. The intensity of these X-rays tells us how active a SMBH currently is. Part of the X-ray radiation is absorbed by dust in the immediate vicinity of the black hole. Consequently, the dust heats up and re-emits the energy absorbed at thermal mid-infrared wavelengths, from which astronomers can also infer the SMBH's current activity level. The most active of these galaxies are known as quasars.

The remainder of the X-ray radiation escaping from the galactic centers ionizes the interstellar gas in the host galaxies. This can be seen in the galaxies' spectra by extended emission of double ionized oxygen, [OIII]. Usually, these so-called narrow-line regions (NLRs) have an extent of 1000-10,000 light-years, i.e. 1-10 percent of the diameter of a typical galaxy. Their luminosity correlates well with the X-ray luminosity of the SMBHs. Today, the centers of most galaxies are largely quiescent, but the presence of a SMBH shows that in their past they must have undergone a very active phase.

In this new class of &ldquogreen-bean galaxies,&rdquo [OIII] luminosities rival those of the brightest quasars known but astronomers haven&rsquot observed a quasar at the centers of these galaxies. Therefore, either the quasars radiation is absorbed by large amounts of dust, or they have been shutting down in the very recent past &ndash&ndash so recent, in fact, that the lower X-ray flux hasn't yet reached the farther regions of the NLR. In the latter scenario one would observe a light echo, in which the ionized gas further from the nucleus still reflects the earlier, more active quasar state.

Since mid-infrared photons aren&rsquot affected by dust obscuration it reveals that the [OIII] emission in these galaxies is indeed 5-50 times higher than expected, confirming the light echo. While active galaxies are known to change their luminosity on hours to decades timescales, and by 10 percent up to a factor of 10, respectively, time scales longer than about two decades have not been studied previously. Accretion models predict that the luminosity of the central SMBH engine can drop by factors of 10,000 over some 100,000 years.


Future Missions

One way for astronomers to classify sources as Compton-thick would be to measure the strength of iron emission lines such as Fe Kα, but current X-ray observatories are not able to resolve this emission line, at least not for NGC 5347 . S imulating the spectrum of NGC 5347 as if it were observed by Athena — a future X-ray observatory — suggests that a clear Fe Kα could be resolved (Figure 3), making the classification of NGC 5347 easier.

Figure 3: Simulated X-ray spectrum for NGC 5347. Counts in the y-axis represent the number of photons, and the x-axis corresponds to the energy of the X-ray photons . The smaller squares are zoomed in to the ∼ 6 keV region of the spectrum, to show the Fe Kα emission lines. (Excerpt from Figure 4 in the paper.)

The previous classification of NGC 5347 as Compton-thin could mean that other CT AGN have not been correctly classified due to a lack of high quality observations. NuStar and future X-ray missions like XRISM and Athena could provide the higher quality X-ray spectra necessary to identify CT AGN.