Forat negre supermassiu

Article

May 25, 2022

Un forat negre supermassiu (SMBH o de vegades SBH) és el tipus de forat negre més gran, amb una massa de l'ordre de milions a milers de milions de vegades la massa del Sol (M☉). Els forats negres són una classe d'objectes astronòmics que han sofert un col·lapse gravitatori, deixant enrere regions esferoïdals de l'espai de les quals res pot escapar, ni tan sols la llum. L'evidència observacional indica que gairebé totes les galàxies grans tenen un forat negre supermassiu al centre. Per exemple, la Via Làctia té un forat negre supermassiu al seu Centre Galàctic, corresponent a la font de ràdio Sagitari A*. L'acreció de gas interestel·lar als forats negres supermassius és el procés responsable d'alimentar els nuclis galàctics i els quàsars. Dos forats negres supermassius han estat fotografiats directament pel telescopi Event Horizon: el forat negre de la galàxia el·líptica gegant Messier 87 i el forat negre del Centre de la Via Làctia.

Descripció

Els forats negres supermassius es defineixen clàssicament com a forats negres amb una massa per sobre de 0,1 milions a 1 milió de M☉. Alguns astrònoms han començat a etiquetar els forats negres d'almenys 10.000 milions de M☉ com a forats negres ultramassius. La majoria d'aquests (com ara TON 618) estan associats amb quàsars excepcionalment energètics. Fins i tot els més grans s'han batejat com a forats negres meravellosament grans (SLAB) amb masses superiors a 100.000 milions de M☉. Tot i que van assenyalar que actualment no hi ha proves que els forats negres estupendament grans siguin reals, van assenyalar que existeixen forats negres supermassius gairebé d'aquesta mida. Alguns estudis han suggerit que la massa màxima que pot assolir un forat negre, tot i ser acretors lluminosos, és de l'ordre de ~50.000 milions de M☉. Els forats negres supermassius tenen propietats físiques que els distingeixen clarament de les classificacions de menor massa. En primer lloc, les forces de marea a les proximitats de l'horitzó d'esdeveniments són significativament més febles per als forats negres supermassius. La força de marea sobre un cos a l'horitzó d'esdeveniments d'un forat negre és inversament proporcional al quadrat de la massa del forat negre: una persona a l'horitzó d'esdeveniments d'un forat negre de 10 milions de M☉ experimenta aproximadament la mateixa força de marea entre el cap i els peus que una persona a la superfície de la terra. A diferència dels forats negres de massa estel·lar, no s'experimentaria una força de marea significativa fins a les profunditats del forat negre. A més, és una mica contrari a la intuïció assenyalar que la densitat mitjana d'un SMBH dins del seu horitzó d'esdeveniments (definit com la massa del forat negre dividida pel volum d'espai dins del seu radi de Schwarzschild) pot ser inferior a la densitat de l'aigua. Això es deu al fet que el radi de Schwarzschild és directament proporcional a la seva massa. Com que el volum d'un objecte esfèric (com l'horitzó d'esdeveniments d'un forat negre que no gira) és directament proporcional al cub del radi, la densitat d'un forat negre és inversament proporcional al quadrat de la massa i, per tant, més gran. els forats negres massius tenen una densitat mitjana més baixa. El radi de Schwarzschild de l'horitzó d'esdeveniments d'un forat negre supermassiu (no giratori) de ~1.000 milions de M☉ és comparable al semieix major de l'òrbita del planeta Urà, que és de 19 AU.

Història de la recerca

La història de com es van trobar forats negres supermassius va començar amb la investigació de Maarten Schmidt de la font de ràdio 3C 273 el 1963. Inicialment es pensava que era una estrella, però l'espectre va resultar desconcertant. Es va determinar que eren línies d'emissió d'hidrogen que havien estat desplaçades al vermell, indicant que l'objecte s'estava allunyant de la Terra. La llei de Hubble va mostrar que l'objecte es trobava a diversos milers de milions d'anys llum de distància i, per tant, havia d'emetre l'equivalent d'energia de centenars de galàxies. La taxa de variacions de llum de la font anomenada objecte quasi estel·lar, o quàsar, va suggerir que la regió emissora tenia un diàmetre d'un parsec o menys. El 1964 s'havien identificat quatre d'aquestes fonts. El 1963, Fred Hoyle i W. A. ​​Fowler van proposar l'existència d'estrelles supermassives (SMS) que cremen hidrogen com a explicació de la comp.