Agencias, Ciudad de México.- Utilizando datos de archivo del telescopio Gemini Norte, un equipo de astrónomos ha medido el par de agujeros negros supermasivos más pesado jamás encontrado: 28,000 millones de veces la masa del Sol.
Casi todas las galaxias masivas albergan un agujero negro supermasivo en su centro. Cuando dos galaxias se fusionan, sus agujeros negros pueden formar un par binario, lo que significa que están en una órbita ligada entre sí.
Se plantea la hipótesis de que estos binarios están destinados a fusionarse eventualmente, pero esto nunca se ha observado. La cuestión de si tal evento es posible ha sido un tema de discusión entre los astrónomos durante décadas. En un artículo publicado en The Astrophysical Journal, un equipo de astrónomos ha presentado nuevos conocimientos sobre esta cuestión.
En el nuevo estudio se analizó un agujero negro supermasivo binario ubicado dentro de la galaxia elíptica B2 0402. +379. Este es el único binario de agujero negro supermasivo jamás resuelto con suficiente detalle para ver ambos objetos por separado, y ostenta el récord de tener la separación más pequeña jamás medida directamente: apenas 24 años luz. Si bien esta estrecha separación predice una poderosa fusión, estudios posteriores revelaron que la pareja ha estado estancada a esta distancia durante más de tres mil millones de años, lo que plantea la pregunta; ¿Cuál es la soporte?
Para comprender mejor la dinámica de este sistema y su detenida fusión, el equipo examinó datos de archivo del espectrógrafo multiobjeto Gemini (GMOS) de Gemini Norte, que les permitió determinar la velocidad de las estrellas en las proximidades de los agujeros negros.
“La excelente sensibilidad de GMOS nos permitió mapear las velocidades crecientes de las estrellas a medida que miramos más cerca del centro de la galaxia”, dijo en un comunicado Roger Romani, profesor de física de la Universidad de Stanford y coautor del artículo. “Con eso, pudimos inferir la masa total de los agujeros negros que residen allí”.
El equipo estima que la masa del binario es nada menos que 28,000 millones de veces la del Sol, lo que califica al par como el agujero negro binario más pesado jamás medido. Esta medición no solo brinda un contexto valioso para la formación del sistema binario y la historia de su galaxia anfitriona, sino que respalda la teoría de que la masa de un agujero negro binario supermasivo juega un papel clave para detener una posible fusión.
Astronomers measure heaviest black hole pair ever found https://t.co/R52GYBT9Q5
— Phys.org (@physorg_com) February 29, 2024
Comprender cómo se formó este binario puede ayudar a predecir si se fusionará y cuándo, y un puñado de pistas apuntan a que el par se formará a través de múltiples fusiones de galaxias. La primera es que B2 0402+379 es un “cúmulo fósil”, lo que significa que es el resultado de la fusión de estrellas y gas de un cúmulo de galaxias completo en una sola galaxia masiva. Además, la presencia de dos agujeros negros supermasivos, junto con su gran masa combinada, sugiere que fueron el resultado de la fusión de múltiples agujeros negros más pequeños de múltiples galaxias.
Después de una fusión galáctica, los agujeros negros supermasivos no chocan frontalmente. En lugar de eso, comienzan a pasarse uno al otro mientras se asientan en una órbita limitada. Con cada paso que realizan, se transfiere energía desde los agujeros negros a las estrellas circundantes. A medida que pierden energía, la pareja es arrastrada cada vez más cerca hasta que están a sólo años luz de distancia, donde la radiación gravitacional toma el control y se fusionan. Este proceso se ha observado directamente en pares de agujeros negros de masa estelar (el primer caso registrado fue en 2015 mediante la detección de ondas gravitacionales), pero nunca en un binario de variedad supermasiva.
Con nuevos conocimientos sobre la masa extremadamente grande del sistema, el equipo concluyó que se habría necesitado un número excepcionalmente grande de estrellas para ralentizar la órbita del binario lo suficiente como para acercarlo tanto. En el proceso, los agujeros negros parecen haber arrojado casi toda la materia en su vecindad, dejando el núcleo de la galaxia privado de estrellas y gas. Sin más material disponible para frenar aún más la órbita de la pareja, su fusión se ha estancado en sus etapas finales.
“Normalmente parece que las galaxias con pares de agujeros negros más claros tienen suficientes estrellas y masa para unirlos rápidamente”, dijo Romani. “Dado que este par es tan pesado, se necesitaron muchas estrellas y gas para realizar el trabajo. Pero el binario ha barrido la galaxia central de tal materia, dejándola estancada y accesible para nuestro estudio”.
Aún está por determinar si la pareja superará su estancamiento y eventualmente se fusionará en escalas de tiempo de millones de años, o continuará en el limbo orbital para siempre. Si se fusionan, las ondas gravitacionales resultantes serían cien millones de veces más poderosas que las producidas por la fusión de agujeros negros de masas estelares. Es posible que la pareja pueda conquistar esa distancia final a través de otra fusión de galaxias, lo que inyectaría al sistema material adicional, o potencialmente un tercer agujero negro, para ralentizar la órbita de la pareja lo suficiente como para fusionarse. Sin embargo, dado el estatus de B2 0402+379 como cúmulo fósil, es poco probable que se produzca otra fusión galáctica.
“Esperamos realizar investigaciones de seguimiento del núcleo de B2 0402+379, donde veremos cuánto gas hay presente”, dice Tirth Surti, estudiante de Stanford y autor principal del artículo. “Esto debería darnos más información sobre si los agujeros negros supermasivos pueden eventualmente fusionarse o si permanecerán varados como binarios”.
pPXF utiliza polinomios aditivos y multiplicativos en el modelo de ajuste tanto para el espectro objetivo como para el espectro plantilla para reducir la sensibilidad a los componentes imperfectos de flujo continuo y velo. Variamos el orden de estos polinomios y descubrimos que tanto los términos aditivos como multiplicativos requerían orden para lograr ajustes estables. Aquí utilizamos polinomios de Legendre aditivos de cuarto orden y multiplicativos de sexto orden como fiduciales.
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