¿Qué es un agujero negro de masa intermedia?
El agujero negro de masa intermedia es un agujero negro predicho teóricamente con una masa entre 100 y 100.000 veces la del Sol, que es más grande que un agujero negro estelar (decenas de veces la masa del Sol). Pero mucho más pequeños que los agujeros negros supermasivos (cientos de miles o incluso miles de millones de masas solares).
Clasificación de los agujeros negros:
Los agujeros negros generalmente se dividen en agujeros negros de masa estelar (Stellar Mass Black Holes, denominados "sMBH") y agujeros negros de masa intermedia (Intermediate Mass Black Holes). agujeros) según su masa, denominados "IMBH") y los agujeros negros supermasivos (agujeros negros supermasivos, denominados "SMBH"). Teóricamente, también se predice que existen agujeros negros primordiales con tamaño y masa extremadamente pequeños que nacieron en el universo temprano, así como los agujeros negros supermasivos (agujeros negros hipermasivos, denominados "HMBH") propuestos en los últimos años. Sus masas oscilan entre 1010 y 1012 veces la del Sol. La masa es aún mayor y puede formarse mediante el colapso dinámico de enormes reservas de materia en el universo, incluido el universo primitivo, y ha sido respaldada por importante evidencia observacional.
El rango de masas de cuerpos celestes compactos como enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros, en unidades de masa solar.
La teoría de la formación de los agujeros negros de masa intermedia
¿Cómo se originan los agujeros negros de masa intermedia? Según las ecuaciones de la relatividad de Einstein, los agujeros negros pueden tener cualquier masa, pero los agujeros negros de una determinada masa sólo pueden crearse mediante procesos astrofísicos en el universo: el colapso de estrellas masivas es una forma importante de formar agujeros negros, pero también tiene Un impacto negativo en la masa de los agujeros negros establece algunos límites: según la evolución estelar, la presión hacia afuera de los fotones y el gas desde el núcleo de la estrella se equilibrará con la fuerza gravitacional que empuja hacia adentro, manteniendo a la estrella en un estado estable una vez que estos dos. Si las fuerzas están desequilibradas, la estrella colapsará bajo su propia gravedad y provocará una explosión de supernova. Dependiendo de la masa de la estrella misma, puede convertirse en una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro.
Cuando una estrella muy masiva se queda sin combustible, su núcleo comienza a colapsar bajo la influencia de la gravedad, formando un agujero negro del tamaño de una estrella. La teoría tradicional sostiene que cuando una estrella colapsa, no producirá un agujero negro con una masa entre 65 y 135 masas solares. Esta "zona prohibida" de masas se llama brecha de masa de inestabilidad del par.
En una estrella caliente, los rayos gamma producidos por su núcleo ejercerán "presión fotónica" sobre las capas exteriores de la estrella, resistiendo así la fuerza gravitacional interna y manteniendo la estrella en equilibrio. Sin embargo, cuando la masa del núcleo de la estrella es superior a 65 masas solares, los rayos gamma de alta energía se convierten efectivamente en pares electrón-positrón, un fenómeno conocido como inestabilidad de pares. La presión generada por estos pares de partículas es más débil que la de los fotones, lo que permite que la gravedad tome el control. Como resultado, las capas exteriores de la estrella colapsan hacia adentro y la combustión nuclear comienza a acelerarse de manera desbocada. El resultado es que la estrella explota sin dejar restos de agujero negro. Entonces, en teoría, los astrónomos no esperan encontrar agujeros negros en el rango de 65 a 135 masas solares.
Evento de onda gravitacional de agujero negro de masa intermedia GW190521
El 21 de mayo de 2019, los dos interferómetros de LIGO (Hanford LHO en el estado de Washington y Levin en Luisiana, EE. UU. LLO), y el Virgo Un interferómetro en el norte de Italia detectó la señal del evento durante su tercera ejecución. El nuevo descubrimiento ha establecido múltiples récords para la detección de ondas gravitacionales: el agujero negro binario inicial fue el más grande, 85 veces la masa solar y 66 veces la masa del Sol, respectivamente; el agujero negro fusionado fue el más grande, 142 veces la masa del Sol; Convertido en gravedad durante el proceso de fusión. El agujero negro con energía de onda es el más masivo, aproximadamente 8 veces la masa del Sol, irradiando desde la fusión de los dos agujeros negros hacia el espacio y el tiempo en forma de poderosa energía de onda gravitacional. Es el más lejano y la señal de la onda gravitacional tardó 7 mil millones de años en llegar a nuestra Tierra. Teniendo en cuenta los factores de la expansión del universo, el agujero negro está a unos 17 mil millones de años luz de la Tierra. Esta vez la señal duró menos de 0,1 segundos y tuvo una frecuencia máxima de aproximadamente 60 Hz.
Evento de fusión de agujeros negros (Fuente de la imagen: LIGO/Caltech/MIT/R
Este descubrimiento tiene dos importantes hitos: primero, los astrónomos recopilaron datos claros de ondas gravitacionales de agujeros negros de masa media ; en segundo lugar, se descubrieron agujeros negros con masas entre la "zona gris".
El equipo de colaboración LIGO-Virgo tiene dos tipos de algoritmos para identificar señales. Uno es seleccionar a partir de los datos. modelo de señal de fusión de estrellas binarias, nos basamos en el modelo de movimiento diseñado de cuerpos celestes, como agujeros negros binarios o estrellas de neutrones, como plantillas, y para verificarnos entre sí, existen dos herramientas diferentes en este tipo de algoritmo (PyCBC y GstLAL). el otro es más "universal" (WaveBurst coherente, denominado "cWB"). Para varias señales de ráfaga, la tasa de error es solo una vez en 4900 años. La primera señal de onda gravitacional descubierta se descubrió a través de este algoritmo. Tres algoritmos descubrieron esta señal de sub-evento, en el artículo de PRL, explicaron principalmente la autenticidad de la identificación del algoritmo, confirmaron que la señal se originó a partir de ondas gravitacionales y se ajustaba al modelo de fusión dual de agujeros negros, y también determinaron la señal relevante. parámetros debidos a la señal En breve, los investigadores también consideraron la posibilidad de otros modelos. En la investigación astrofísica, es común que un evento se ajuste a múltiples modelos (es decir, en el artículo se dan cinco modelos diferentes posibles). las alternativas incluyen excentricidad orbital distinta de cero y colisión frontal, a diferencia de los dos agujeros negros anteriores que giran en una órbita circular para fusionarse; es una lástima que la fusión del núcleo del agujero negro sea una explosión de supernova; Los resultados de ajuste de estos modelos no son tan buenos como los del modelo de fusión binaria de agujeros negros.
Si se trata de una fusión binaria de agujeros negros, un agujero negro de masa intermedia con una masa de 142 veces la del Sol. Sin embargo, los dos agujeros negros iniciales uno se encuentra dentro de la brecha de masa del agujero negro (85 veces la masa del agujero negro solar) y el otro está en el borde inferior de la brecha de masa del agujero negro (66 veces la masa solar). agujero negro de masa). Entonces, ¿cómo se formaron?
¿Investigación? Los investigadores dieron tres modelos: (1) Dos pares de agujeros negros binarios de masa estelar se fusionan en dos agujeros negros de segunda generación. dos agujeros negros de segunda generación seguirán fusionándose en un entorno denso, de hecho, la imagen de este modelo tampoco es sencilla (2) Las estrellas en cúmulos de estrellas jóvenes se fusionan, una estrella que ha evolucionado con un núcleo de helio choca con una; estrella compañera de secuencia principal y se sintetiza en una estrella gigante, que colapsa en un agujero negro antes de entrar en la etapa PI (3) Actividad Los agujeros negros se fusionan en el disco de acreción del núcleo de la galaxia, y el material en el disco de acreción del agujero negro contribuye a El crecimiento y la fusión de pequeños agujeros negros. El método que gane al final depende del descubrimiento de más agujeros negros de masa intermedia en el futuro.
Agujeros negros de masa intermedia ¿Dónde están los agujeros negros de masa intermedia? ?
Los astrónomos nunca han encontrado evidencia concluyente de la existencia de agujeros negros de masa intermedia, pero han encontrado pistas en tres tipos de sistemas celestes. El primer tipo son los cúmulos de estrellas globulares (el segundo). El tipo son fuentes de rayos X ultraluminosos (ULX). El brillo de este tipo de cuerpo celeste supera los 1039 erg/s (equivalente a que la energía liberada en 1 segundo es mayor que 1032 J—— La energía liberada por aproximadamente 2 mil millones de bombas atómicas). , excede con creces el brillo de la estrella binaria de rayos X general de la Vía Láctea y no está ubicada en el centro dinámico de la galaxia. La tercera categoría, y actualmente el lugar más prometedor para encontrar agujeros negros de masa intermedia, es el centro de las galaxias enanas.