Hispanopedia WikiUn sistema estelar hipercompacto ( HCSS ) es un cúmulo denso de estrellas alrededor de un agujero negro supermasivo que ha sido expulsado del centro de su galaxia anfitriona . Las estrellas que están cerca del agujero negro en el momento de la expulsión permanecerán unidas al agujero negro después de que abandone la galaxia, formando el HCSS.
El término "hipercompacto" se refiere al hecho de que los HCSS son pequeños en tamaño en comparación con los cúmulos estelares ordinarios de luminosidad similar . Esto se debe a que la fuerza gravitacional del agujero negro supermasivo mantiene a las estrellas en movimiento en órbitas muy estrechas alrededor del centro del cúmulo.
La luminosa fuente de rayos X SDSS 1113, cercana a la galaxia Markarian 177, sería la primera candidata a un HCSS. El hallazgo de un HCSS confirmaría la teoría del retroceso de las ondas gravitacionales y demostraría que los agujeros negros supermasivos pueden existir fuera de las galaxias.
Propiedades
Los astrónomos creen que los agujeros negros supermasivos (SMBH, por sus siglas en inglés) pueden ser expulsados de los centros de las galaxias por el retroceso de las ondas gravitacionales. Esto sucede cuando dos SMBH en un sistema binario se fusionan, después de perder energía en forma de ondas gravitacionales . Debido a que las ondas gravitacionales no se emiten de forma isotrópica , se imparte cierto impulso a los agujeros negros que se fusionan, y sienten un retroceso, o "patada", en el momento de la coalescencia. Las simulaciones por computadora sugieren que la patada puede ser tan grande como 10 4 km/s, [1] que excede la velocidad de escape de los centros incluso de las galaxias más masivas. [2]
Las estrellas que orbitan alrededor del SMBH en el momento del impulso serán arrastradas junto con el SMBH, siempre que su velocidad orbital exceda la velocidad del impulso V k . Esto es lo que determina el tamaño del HCSS: su radio es aproximadamente el radio de la órbita que tiene la misma velocidad alrededor del SMBH que la velocidad del impulso, o
donde M es la masa del SMBH y G la constante gravitacional . El tamaño R resulta ser aproximadamente medio parsec (pc) (dos años luz ) para un impulso de 1000 km/s y una masa de SMBH de 100 millones de masas solares . Los HCSS más grandes tendrían tamaños de alrededor de 20 pc, aproximadamente lo mismo que un gran cúmulo globular , y los más pequeños tendrían alrededor de una milésima de parsec de diámetro, más pequeños que cualquier cúmulo estelar conocido. [3]
La cantidad de estrellas que permanecen unidas al SMBH después del impulso depende tanto de V k como de la densidad con la que se agrupaban las estrellas alrededor del SMBH antes del impulso. Varios argumentos sugieren que la masa estelar total sería aproximadamente el 0,1 % de la masa del SMBH o menos. [3] Los HCSS más grandes albergarían quizás unos pocos millones de estrellas, lo que los haría comparables en luminosidad a un cúmulo globular o una galaxia enana ultracompacta .
Aparte de ser muy compacto, la principal diferencia entre un HCSS y un cúmulo estelar ordinario es la masa mucho mayor del HCSS, debido al SMBH en su centro. El SMBH en sí es oscuro e indetectable, pero su gravedad hace que las estrellas se muevan a velocidades mucho mayores que en un cúmulo estelar ordinario. Los cúmulos estelares normales tienen velocidades internas de unos pocos kilómetros por segundo, mientras que en un HCSS, esencialmente todas las estrellas se mueven más rápido que V k , es decir, cientos o miles de kilómetros por segundo.
Si la velocidad de expulsión es menor que la velocidad de escape de la galaxia, el objeto astronómico supermasivo caerá de nuevo hacia el núcleo galáctico, oscilando muchas veces a través de la galaxia antes de detenerse finalmente. [4] En este caso, el objeto astronómico supermasivo sólo existiría como un objeto distinto durante un tiempo relativamente corto, del orden de cientos de millones de años, antes de desaparecer de nuevo en el núcleo galáctico. Durante este tiempo, el objeto astronómico supermasivo sería difícil de detectar, ya que estaría superpuesto a la galaxia o detrás de ella.
Incluso si un HCSS escapa de su galaxia anfitriona, permanecerá ligado al grupo o cúmulo que contiene la galaxia, ya que la velocidad de escape de un cúmulo de galaxias es mucho mayor que la de una galaxia individual. Cuando se lo observe, el HCSS se moverá más lentamente que V k , ya que habrá salido a través del pozo de potencial gravitatorio de la galaxia y/o cúmulo.
Las estrellas de un HCSS serían similares a los tipos de estrellas que se observan en los núcleos galácticos. Esto haría que las estrellas de un HCSS fueran más ricas en metales y más jóvenes que las estrellas de un cúmulo globular típico. [3]
Buscar
Dado que el agujero negro en el centro del HCSS es esencialmente invisible, un HCSS se vería muy similar a un débil cúmulo de estrellas. Para determinar que un cúmulo estelar observado es un HCSS es necesario medir las velocidades orbitales de las estrellas del cúmulo a través de sus desplazamientos Doppler y verificar que se mueven mucho más rápido de lo esperado para las estrellas de un cúmulo estelar ordinario. Esta es una observación difícil de realizar porque un HCSS sería relativamente débil y requeriría muchas horas de tiempo de exposición incluso en un telescopio de clase 10m .
Los lugares más prometedores para buscar HCSS son los cúmulos de galaxias , por dos razones: primero, la mayoría de las galaxias en un cúmulo de galaxias son galaxias elípticas que se cree que se formaron a través de fusiones . Una fusión de galaxias es un prerrequisito para formar un SMBH binario, que es un prerrequisito para una patada. Segundo, la velocidad de escape de un cúmulo de galaxias es lo suficientemente grande como para que un HCSS se mantenga incluso si escapa de su galaxia anfitriona.
Se ha estimado que los cúmulos de galaxias cercanos de Fornax y Virgo pueden contener cientos o miles de HCSS. [3] Estos cúmulos de galaxias han sido estudiados en busca de galaxias compactas y cúmulos estelares. Es posible que algunos de los objetos detectados en estos estudios fueran HCSS que se identificaron erróneamente como cúmulos estelares ordinarios. Se sabe que algunos de los objetos compactos en los estudios tienen velocidades internas bastante altas, pero ninguno parece ser lo suficientemente masivo como para ser calificado como HCSS. [5]
Otro lugar probable para encontrar un HCSS sería cerca del sitio de una reciente fusión de galaxias .
De vez en cuando, el agujero negro en el centro de un HCSS perturba una estrella que pasa demasiado cerca, produciendo una llamarada muy luminosa. Se han observado algunas de estas llamaradas en los centros de las galaxias, presumiblemente causadas por una estrella que se acerca demasiado al SMBH en el núcleo de la galaxia. [6] Se ha estimado que un SMBH en retroceso perturbará alrededor de una docena de estrellas durante el tiempo que tarda en escapar de su galaxia. [7] Dado que la vida de una llamarada es de unos pocos meses, las probabilidades de ver un evento de este tipo son pequeñas a menos que se examine un gran volumen de espacio. Una estrella en un HCSS también podría explotar como una supernova de tipo I ( enana blanca ) . [7]
Importancia
El descubrimiento de un HCSS sería importante por varias razones.
- Constituiría una prueba de que pueden existir agujeros negros supermasivos fuera de las galaxias.
- Verificaría las simulaciones por computadora que predicen retrocesos de ondas gravitacionales de miles de kilómetros por segundo.
- La existencia de HCSS implicaría que algunas galaxias no tienen agujeros negros supermasivos en sus centros. Esto tendría consecuencias importantes para las teorías que vinculan el crecimiento de las galaxias con el crecimiento de los agujeros negros supermasivos, y para las correlaciones empíricas entre la masa de los SMBH y las propiedades de las galaxias.
- Si se pudieran descubrir muchos HCSS, sería posible reconstruir la distribución de velocidades de impulso, que contiene información sobre la historia de fusión de galaxias, las masas y los giros de los agujeros negros binarios, etc.
Véase también
Referencias
- ^ Healy, J.; Herrmann, F.; Shoemaker, DM ; Laguna, P.; Matzner, RA; Matzner, Richard (2009), "Superpatadas en encuentros hiperbólicos de agujeros negros binarios", Physical Review Letters , 102 (4): 041101– 041105, arXiv : 0807.3292 , Bibcode :2009PhRvL.102d1101H, doi :10.1103/PhysRevLett.102.041101, PMID 19257409, S2CID 9897187
- ^ Merritt, D .; Milosavljevic, M.; Favata, M.; Hughes, SA; Holz, DE (2004), "Consecuencias del retroceso de la radiación gravitacional", The Astrophysical Journal , 607 (1): L9 – L12 , arXiv : astro-ph/0402057 , Bibcode :2004ApJ...607L...9M, doi :10.1086/421551, S2CID 15404149
- ^ abcd Merritt, D .; Schnittman, JD; Komossa, S. (2009), "Sistemas estelares hipercompactos alrededor de agujeros negros supermasivos en retroceso", The Astrophysical Journal , 699 (2): 1690– 1710, arXiv : 0809.5046 , Bibcode :2009ApJ...699.1690M, doi :10.1088/0004-637X/699/2/1690, S2CID 17260029
- ^ Gualandris, A.; Merritt, D. (2008), "Expulsión de agujeros negros supermasivos desde los núcleos de las galaxias", The Astrophysical Journal , 678 (2): 780– 796, arXiv : 0708.0771 , Bibcode :2008ApJ...678..780G, doi :10.1086/586877, S2CID 14314439
- ^ Mieske, S.; Hilker, M.; Jordán, A.; Infante, L.; Kissler-Patig, M.; Rejkuba, M.; Richtler, T.; Côté, P.; et al. (2008), "La naturaleza de los UCD: dinámica interna a partir de una muestra expandida y una base de datos homogénea", Astronomy and Astrophysics , 487 (3): 921– 935, arXiv : 0806.0374 , Bibcode :2008A&A...487..921M, doi :10.1051/0004-6361:200810077, S2CID 10979137
- ^ Komossa, S. (2004), "Los extremos de la variabilidad (de rayos X) entre galaxias: llamaradas de estrellas perturbadas por mareas de agujeros negros supermasivos", Actas de la Unión Astronómica Internacional , 2004 : 45– 48, Bibcode :2004IAUS..222...45K, doi : 10.1017/S1743921304001425
- ^ ab Komossa, S.; Merritt, D. (2009), "Destellos de disrupción de mareas de agujeros negros supermasivos en retroceso", The Astrophysical Journal , 683 (1): L21 – L24 , arXiv : 0807.0223 , Bibcode :2008ApJ...683L..21K, doi :10.1086/591420, S2CID 42183413
Enlaces externos
- Las estrellas destrozadas podrían revelar agujeros negros expulsados Artículo de New Scientist sobre las llamaradas de disrupción de marea provenientes de agujeros negros en retroceso.