Clúster Fénix

El cúmulo Phoenix es un cúmulo de núcleo frío con un medio intracúmulo inusualmente luminoso que emite rayos X. Un estudio multiespectral dirigido por Michael McDonald derivó una tasa de flujo de enfriamiento clásica de3820 ± 530 M _☉ por año, entre los valores más altos reportados para el núcleo de un cúmulo de galaxias. ^{[ 4 ]} El mismo estudio estimó que la galaxia central estaba formando estrellas a una tasa de740 ± 160 M _☉ por año.

Observaciones posteriores demostraron que la tasa de enfriamiento medida depende del rango de temperatura y del método utilizado. Un análisis de observaciones profundas del XMM-Newton midió una tasa de deposición de masa de aproximadamente 620 _M☉ por año entre 0,3 y 3,0 keV utilizando un conjunto de detectores, obteniendo valores inferiores y límites superiores para el enfriamiento del gas a las temperaturas de rayos X más bajas. ^{[ 8 ]} Estas mediciones indican que solo una parte del gas representado por la estimación clásica del flujo de enfriamiento alcanza las temperaturas más bajas.

Las observaciones del Telescopio Espacial Hubble revelaron una emisión azul filamentosa que se extiende a más de 40 kiloparsecs desde Phoenix A. La emisión se atribuyó principalmente a estrellas jóvenes en lugar de luz dispersa o un flujo ionizado a gran escala desde el núcleo activo. Las observaciones produjeron una tasa de formación estelar corregida por extinción de798 ± 42 M _☉ por año. ^{[ 9 ]}

El brote estelar central es sustancialmente más activo que la formación estelar en la Vía Láctea o en NGC 1275 , la galaxia central del cúmulo de Perseo . ^{[ 10 ]} Sin embargo, algunas galaxias con brotes estelares a mayores desplazamientos al rojo tienen tasas de formación estelar aún mayores. ^{[ 11 ]}

En muchos cúmulos de núcleo frío, la energía liberada por un núcleo galáctico activo central impide que la mayor parte del gas intracúmulo se enfríe. En el cúmulo de Phoenix, esta retroalimentación inicialmente pareció insuficiente para compensar el enfriamiento radiativo excepcionalmente rápido.

Observaciones profundas realizadas con el Observatorio de Rayos X Chandra , el Telescopio Espacial Hubble y telescopios terrestres confirmaron la existencia de profundas cavidades de rayos X a aproximadamente 10 kiloparsecs del centro del cúmulo. Estas cavidades están asociadas con chorros de radio e implican potencias mecánicas de chorro de aproximadamente(2–7) × 10 ⁴⁵ ergios por segundo. Cavidades más grandes y antiguas a distancias de unos 100 kiloparsecs proporcionan evidencia de un episodio anterior de retroalimentación en modo radio hace aproximadamente 100 millones de años. ^{[ 12 ]}

Observaciones posteriores de Chandra, Hubble y Very Large Array mostraron que el enfriamiento en la región central es altamente asimétrico. Gran parte del gas de menor entropía se concentra en un filamento que se extiende hacia el norte desde Phoenix A, mientras que el gas más frío se distribuye alrededor y detrás de un par de cavidades de rayos X infladas por chorros de radio. Las observaciones sugieren que los chorros pueden calentar el medio intracúmulo y fomentar la condensación local al elevar el gas de baja entropía y aumentar la turbulencia a lo largo del eje del chorro. ^{[ 13 ]}

Las observaciones realizadas con el Telescopio de Radio de Ondas Métricas Gigante detectaron una emisión de radio difusa que se extendía aproximadamente entre 400 y 500 kiloparsecs alrededor de la fuente de radio central. La emisión se clasificó como un mini-halo de radio , con una densidad de flujo medida de17 ± 5 mJy a 610 MHz y una potencia de radio estimada de 1,4 GHz.(10,4 ± 3,5) × 10 ²⁴ vatios por hercio. ^{[ 14 ]}

El minihalo podría ser producido por partículas relativistas reaceleradas mediante turbulencia en el núcleo del cúmulo. La distribución no concéntrica del gas emisor de rayos X es consistente con el chapoteo del gas causado por una fusión menor, aunque el origen de los minihalos de radio sigue siendo incierto. ^{[ 14 ]}

La galaxia elíptica central cD del cúmulo , Phoenix A ( RBS 2043 ; 2MASX J23444387−4243124 ), alberga un núcleo galáctico activo con características tanto de cuásar como de galaxia Seyfert de tipo 2. El núcleo activo está alimentado por un agujero negro supermasivo central . La clasificación morfológica precisa de la galaxia aún es incierta.

Basándose en su apertura total en la banda K, Phoenix A tiene un diámetro angular de aproximadamente 16,20 segundos de arco, lo que corresponde a un diámetro isofotal de unos 110,48 kiloparsecs (360.300 años luz ) . ^{[ 3 ]}

El núcleo circundante del cúmulo contiene una gran reserva de gas caliente intracúmulo. Al igual que en otros cúmulos de galaxias masivos, este gas caliente contiene más materia ordinaria que todas las galaxias que lo componen juntas. El enfriamiento proveniente de esta reserva suministra gas al centro de formación estelar y al núcleo activo.

Observaciones detectadas con el Atacama Large Millimeter/submillimeter Array(2,1 ± 0,3) × 10 ¹⁰ M _☉ de gas molecular frío en Phoenix A. El gas alimenta tanto el brote estelar central como la actividad asociada con el agujero negro. ^{[ 15 ]}

Gran parte del gas molecular se distribuye en filamentos de aproximadamente 10 a 20 kiloparsecs de longitud alrededor de los bordes exteriores de las burbujas de radio infladas por el núcleo activo. Los filamentos presentan gradientes de velocidad suaves y líneas espectrales relativamente estrechas, lo que indica flujos ordenados en lugar de una simple caída libre gravitacional. El gas podría haber sido elevado por las burbujas en expansión o haberse condensado a partir de gas de baja entropía transportado hacia arriba en sus estelas. ^{[ 15 ]}

Un análisis posterior realizado con el Telescopio Espacial James Webb midió una masa de gas molecular de2,2 +0,4 −0,1 × 10 ¹⁰ M _☉ , consistente con las mediciones anteriores de monóxido de carbono. El estudio derivó tasas promedio de formación estelar de1340 ± 100 M _☉ por año durante los 10 millones de años anteriores y740 ± 80 M _☉ por año durante los 100 millones de años anteriores. ^{[ 16 ]}

El agujero negro central alimenta el núcleo activo de Phoenix A y los chorros relativistas que producen cavidades en el medio intracúmulo circundante. M. Brockamp y sus colegas desarrollaron un modelo que relaciona el perfil de densidad estelar central de una galaxia, su potencia de retroalimentación inferida y el crecimiento adiabático de su agujero negro. ^{[ 17 ]}

Sus cálculos identificaron el agujero negro nuclear de Phoenix A como un candidato a una masa del orden de 100 mil millones _de M☉ . ^{[ 17 ]} Este valor no ha sido confirmado mediante mediciones directas de la dinámica estelar o del gas y, por lo tanto, es sustancialmente más incierto que las masas de agujeros negros determinadas dinámicamente. Si la estimación es precisa, Phoenix A contendría uno de los agujeros negros más masivos propuestos. 

Para un agujero negro que no rota, el radio de Schwarzschild es:

${\displaystyle r_{\rm {s}}={\frac {2GM}{c^{2}}}}$

Utilizando la masa modelada de 100 mil millones _de M☉ como valor ilustrativo, se obtendría: 

• una masa aproximadamente 24.000 veces mayor que la de Sagitario A* , el agujero negro en el centro de la Vía Láctea;
• una masa de aproximadamente el doble de la masa total estimada de la Galaxia del Triángulo , incluyendo su halo de materia oscura; ^{[ 18 ]}
• un radio de Schwarzschild de aproximadamente 295.250 millones de kilómetros (2.000 unidades astronómicas; 0,031 años luz) , o unas 50 veces la distancia media entre el Sol y Plutón ; 
• una circunferencia del horizonte de sucesos correspondiente que la luz tardaría aproximadamente 72 días en recorrer.

Dado que la masa subyacente depende del modelo, estas comparaciones son ilustrativas y no mediciones directas.

Un agujero negro de esta masa entraría dentro de la categoría propuesta de agujeros negros tremendamente grandes , o SLAB. El término se ha utilizado para agujeros negros hipotéticos que se aproximan o superan los 100 mil millones _de M☉ , incluyendo objetos que podrían haberse originado como agujeros negros primordiales inusualmente masivos . ^{[ 19 ]}