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Conclusiones de la observación del agujero negro de M87

La observación del agujero negro central de M87, sirvió para mucho.
Son varios los beneficios de haber observado la sombra del agujero negro central de la galaxia M87 a unos 55 millones de años luz de casa (pdp, Primera imagen de agujero negro – El supermasivo de M87 en Virgo, https://paolera.wordpress.com/2019/04/10/primera-imagen-de-agujero-negro-el-supermasivo-de-m87-en-virgo/).

Imagen del agujero negro supermasivo en M87 – Crédito: The Event Horizon Telescope (EHT).

En primer lugar se pudo observar lo que hasta ese momento era un objeto predicho por la teoría, o sea que se confirmó su teórica existencia con la observación.

En base al estudio de las estrellas que lo orbitan se estimaba que se mas era de 6 600 000 000 de masas Solares. En base al gas que lo rodeaba (observado en Rayos X), se estimaba que su masa era de 2 400 000 000 masas Solares, cifra que luego de mejoró a 3 500 000 000 de masas Solares.
En base a la observación, el diámetro del horizonte de sucesos (diámetro dentro del cual nada se observa) es de unos 38 000 000 000 Km. Eso implica una masa de 6 500 000 000 de masas Solares.
Luego, no sólo se pudo confirmar su masa sino que, además, se demuestra que el método basado en las estrellas que orbitan un agujero negro es mejor que el basado en el gas que lo rodea.

Finalmente, se pensaba que el agujero negro de M87 estaba relacionado con un agujero de gusano; un pasaje entre distintos lugares del espacio – tiempo.
Según la misma teoría que respalda la existencia de ese tipo de pasadizos, este agujero negro no cumple con las características que debería tener para estar relacionado a un agujero de gusano. Por ejemplo, entre otras cosas, debería ser más chico de lo que se observa. Así entonces, al menos el agujero negro central de M87, no está relacionado con un agujero de gusano.

Rerefencia:

Fuente:

pdp.

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Los agujeros negros primordiales no alcanzan para ser la elusiva materia obscura.

En la búsqueda de la materia obscura se han conjeturado muchas cosas, una de ellas ya fue descartada.
La materia obscura, es la responsable de mantener unidas a las estructuras galácticas, sin ella, las partes exteriores de las galaxias se desmenuzarían. En esas regiones las estrellas se mueven más rápido de lo esperado y si no fuera por la materia obscura que las retiene gravitacionalmente, sencillamente escaparían.
Esta materia recibe el calificativo de obscura porque sólo se la detecta gravitacionalmente, no se la puede observar ni interactúa electromagnéticamente con la materia ordinaria.

Video:  ¿Qué es la Materia Oscura?

Instituto de Física Teórica IFT

Publicado el 11 sept. 2015.

Siendo el 85% de la materia existente, mucho se conjeturó sobre su naturaleza.
Se pensó que estaba formada por WIMPs, partículas de baja interacción con la materia ordinaria. También se pensó en nubes de Hidrógeno frías y por lo tanto de difícil detección. Se la consideró como un fluido (La materia obscura como fluido || Pablo Della Paolera); se llegó a pensar que esta materia no existía y que había que modificar la Ley de Gravitación (Ley de Gravitación Modificada o Materia obscura || Pablo Della Paolera). Hasta se pensó que se trataba de una familia de partículas con la capacidad de decaer o destruirse formando otras partículas (La materia obscura dinámica || Pablo Della Paolera). Otra idea se basaba en que si es tan común, debería estar entre nosotros; luego, a pequeñas escalas sería repulsiva.
No se tardó en pensar que la materia obscura y los agujeros negros eran la misma cosa (La materia obscura y los agujeros negros ¿son la misma cosa? || Pablo Della Paolera) .
Como resultado de asimilaciones de galaxias menores, en una gran galaxia pueden haber muchos agujeros negros sin detectarse. Eso puede deberse que están en regiones donde no hay materia para absorber y por lo tanto no hay emisión de radiación ni chorros de energía que los delate.
Así, desde las sombras, ejercen gravedad en forma de la elusiva materia obscura (debo reconocer que esta idea me resultaba atractiva).

Los agujeros negros son regiones de extrema gravedad. Se sabe que la luz se desvía cuando pasa cerca de una gran concentración de materia produciéndose lo que se conoce como lente gravitacional, ya que la luz tiende a enfocarse como por una lente convergente (una lupa).
De esta manera, cuando las estrellas de una galaxia pasan detrás de un agujero negro (o éste pasa delante de ellas) se debe observar una esporádica variación en su imagen o brillo, como si pasáramos una lupa rápidamente por un objeto luminoso puntual.
De hecho, así se detectó a la estrella individual más lejana (MACS J1149 LS1, la estrella más lejana observada individualmente || Pablo Della Paolera).
Esta estrella pasó detrás de una lente gravitacional, en este caso ejercida por una galaxia, y se vio magnificada por el “efecto lupa” que hizo que se desvíe hacia nosotros una mayor cantidad de su luz.

Se piensa que en el espacio interestelar, o sea dentro de una galaxia, hay agujeros negros primordiales. Éstos se habría formado en los albores del Universo, cuando aún había regiones de alta densidad. Estos objetos tendrían masas desde fracciones de miligramos a miles de masas solares. ¿Pueden este tipo de agujeros negros ejercer la atracción adjudicada a la materia obscura? O sea; ¿esta materia está dada por agujeros negros primordiales?

La galaxia de Andrómeda es la espiral más cercana que tenemos. Aprovechando su cercanía, fue observada pensando que, si la materia obscura que hay en ella está dada por una gran cantidad de agujeros negros primordiales vagando por ella, se debería observar ocasionales magnificaciones de estrellas por microlentes gravitacionales, lo que se evidenciaría como aleatorios y breves aumentos de luminosidades estelares.
Se detecto un sólo caso (el equivalente al 0,1% de lo esperado), lo que es muy poco relevante como para adjudicarles por completo a los agujeros negros el efecto de materia obscura (hay que ver qué origina el 99,99% restante de este efecto).

Referencia:

  • What is Stephen Hawking’s theory of Dark Matter and why it is ruled out?

Fuente:

  • Microlensing constraints on primordial black holes with Subaru/HSC Andromeda observations, Hiroko Niikura et al.

pdp.

Posible agujero negro de masa intermedia en Sagitario.

Los agujeros negros son regiones de tan alta gravedad que ni la luz puede escapar de ellas.
En su centro, hay un objeto masivo colapsado como generador de ese tremendo campo gravitatorio.
Los hay de tipo estelar, con una masa cientos de veces la masa del Sol; y supermasivos, de millones de veces la masa de nuestra Estrella.
Entre los cientos y los millones se ubican los de miles de veces la masa del Sol; esos son los elusivos y poco descubiertos agujeros negros de masa intermedia.
Se piensa que en el centro de los cúmulos globulares (agrupación de estrellas en forma de globo) hay un agujero negro de este tipo.

Los agujeros negros emiten desde sus vecindades, de donde aún puede escapar la energía. Cuando están rodeados de materia, ésta se arremolina mientras cae en el agujero negro. En ese proceso se recalienta por autofricción y emite energía, además de alimentar unos chorros bipolares de materia y energía.
Si el agujero negro no está rodeado de materia, entonces nada tiene para que exista radiación desde sus cercanías y se mantiene inactivo y “silencioso”.
Pero otras veces, la misma materia que lo rodea impide que la radiación producida cerca de él llegue a ser observada; incluso, pueden disimularse los chorros bipolares dependiendo de la intensidad de la energía irradiada.

A unos 25 mil años luz de casa, en la dirección del centro galáctico, en la constelación de Sagitario, se observó una nube de gas con movimiento circular, como de remolino.
Esto es típico de nubes de gas sintiendo la gravedad de un objeto masivo.
Las observaciones del movimiento de esta nube, son consistentes con movimientos orbitales (Keplerianos) en torno a una masa de unas 30 mil veces la del Sol.

Ilustración crédito de NOAJ

No se detectó observacionalmente la presencia de esa masa, la que estaría contenida en una región menor a nuestro Sistema Solar.
La falta de observación y las características de ese objeto, hacen suponer que se trata de un agujero negro de masa intermedia. Por su cercanía al centro galáctico, podría terminar siendo asimilado por el supermasivo que hay en el centro de la Vía Láctea.

 

Referencia:

Fuente:

pdp.

PSO J334.2028+1.4075 no es binario después de todo.

Los núcleos galácticos activos están potenciados por agujeros negros supermasivos (ANSMs).
Estos objetos, consumen materia que los rodea y emiten chorros de materia y energía que terminan en lóbulos clientes.

El catalogado como PSO J334.2028+1.4075 (PSO 334), mostró un comportamiento en luz visible que permitió suponer que se trataba de un ANSM binario.
Las variaciones observadas en el rango óptico, no eran del todo significativas para asumir definitivamente su carácter binario. Se pensaba que se trataba de dos ANSMs orbitándose mutuamente. Esto no sería raro ya que la galaxia donde se encuentran es una elíptica a unos 10 mil millones de años luz (AL) de casa.
Estas galaxias son el resultado de la fusión entre dos espirales por lo que no sería raro que ésta tenga un ANSM binario, donde cada uno pertenecía a cada galaxia de las fusionadas.

Pero el supuesto período observado no era de características persistentes.
Los que creían en la binaridad de este núcleo galáctico activo, calculaban que la separación entre los ANSM era de apenas 0,02 AL (la estrella más cercana al Sol está a 4 AL). Esta distancia equivale a unos 7 días luz por lo que los instrumentos ópticos no podía resolver la imagen de los dos objetos. Luego la fusión de ambos ANSMs era inminente y se calculaba que se produciría dentro de 7 a 20 años. Luego, estaba la posibilidad de observar una fusión de ANSMs en el momento en que se produzca con la consabida radiación de ondas gravitatorias.

Las observaciones en Rayos X no mostraban un escenario consistente con un ANSM binario.
Las realizadas en Radio-ondas mostraban una estructura compacta con dos chorros y lóbulos más alejados. Lo curioso era que había un ángulo de casi 40º entre la dirección de los chorros y la posición de los lóbulos.
Eso podría ser el resultado de un ANSM orbitando a otro en el centro de un disco simple de materia.

Cuando dos emisiones de energía (luz) parten de diferentes lugares del mismo objeto, éstas pueden interferirse. Así, con técnicas de interferometría, se pueden obtener datos del objeto emisor.

pso334

Imagen de los contornos de energía de PSO 334 publicado en el trabajo de P. Benke et al. 

Sometiendo a observaciones interferométricas a este núcleo galáctico, se confirmó la estructura observada en Radio y más. Los chorros no mostraban una forma helicoidal típica de chorros que precesan debido a un ANSM binario.
Luego, PSO 334 muestra puntos calientes dados por los lóbulos desviados de los chorros de materia por interacción con material denso vecino como en el caso de la radio-galaxia 4C 41.17.
Finalmente PSO 334 no se es un ANSM binario.

Referencias:

Fuente:

  • arXiv:1902.07433v1 [astro-ph.GA] 20 Feb 2019, The rise and fall of a binary AGN candidate: the story of PSO J334.2028+1.4075, P. Benke et al.
    https://arxiv.org/pdf/1902.07433.pdf

pdp.

¿De qué se trata FSR 1758?

Las galaxias elípticas tienen en su centro una gran estructura esférica o esferoidal, llamada bulbo.
En él, hay una gran cantidad de estrellas y cúmulos globulares (CGs). Estos cúmulos, que también los hay en el halo de las galaxias, son una agrupación esférica de cientos de miles de estrellas relacionadas por gravedad. Se piensa que en el centro de ellos hay un agujero negro de masa intermedia como objeto dominante.

Observando en la dirección del bulbo de la Vía Láctea, se han descubierto muchos cúmulos de este tipo. Entre ellos está el catalogado como FSR 1758.

FSR 1758 zoom

En el centro de la imagen se observa una sobredensidad de luz atribuída a FSR 1758 – Crédito Barbá et al 2019.

Pero esa zona está repleta de estrellas y es posible que lo que parece ser un CG sea en realidad la región central y más densa de una agrupación estelar mucho mayor.
Podría tratarse de una galaxia globular enana.

Nuestra Galaxia tiene enanas a manera de satélites. Si una de ellas es globular y está en un lugar del cielo tal que en perspectiva se superpone con las estrellas del bulbo, sólo veríamos su núcleo y nos perderíamos del resto de la estructura, ya que,como toda estructura esferoidal, es más densa en su región central que en sus partes externas.
Hay motivos para pensar que este es el caso de FSR 1758. Para confirmar su naturaleza, es necesario estudiar la química se sus estrellas y fundamentalmente sus distancias, ya que las galaxias enanas satélites están más lejos que los CG del bulbo.
Como en esa zona de la galaxia hay muchas estrellas, el “campo de observación” se encuentra contaminado por estrellas del bulbo, lo que dificulta el estudio de las estrellas de FSR 1758.
Las observaciones continúan…

Referencia:

Fuente:

pdp.

La gran radio-galaxia J1420-0545.

Las galaxias son una estructura enorme de estrellas y material interestelar, tanto de materia ordinaria como obscura (https://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia).
La pregunta es: ¿hasta dónde llega o donde termina una galaxia?
No olvidemos que la visión óptica que tenemos de una galaxia (u otros objetos astronómicos) no necesariamente es la mejor. En luz que no sea la visible, la estructura observada puede ser mayor.

Una galaxia tiene un agujero negro supermasivo alimentado por material que cae en él y que emite chorros bipolares de materia a alta temperatura y velocidad (o sea un cuásar (o blasar si los chorros apuntan hacia nosotros)). Con la distancia, esos chorros se van frenando y forman en sus extremos unos lóbulos de materia, los que dan lugar a capullos de gas que tienden a rodear a toda la estructura.
Todo eso marca los dominios de la galaxia.
Luego, y recordando que la galaxia no o es sólo estrellas, ésta llega hasta esos rincones hasta donde llega esa estructura de materia.

Esa estructura de materia puede emitir en radio ondas. Eso se da cuando en hay electrones libres que sienten la acción de un gran campo electro-magnético. Cuando eso pasa y esa estructura es detectada en radio-ondas, se tiene lo que se conoce como radio-galaxia.
El tamaño de esa fuente de radio-ondas, es el de la radio-galaxia; en fin, el de la estructura galáctica en general.

La galaxia elíptica IC 1101 con un tamaño de unos 6 millones de AL, era la mayor conocida (21/sep./2016, El tamaño de IC 1101, https://paolera.wordpress.com/2016/09/21/el-tamano-de-ic-1101-la-mayor-galaxia-conocida-hasta-hoy-sep-2016/)

File:IC 1101 in Abell 2029 (hst 06228 03 wfpc2 f702w pc).jpg

IC 1101 en Abel 2019 – NASA/ESA/Hubble Space Telescope / Wikipedia.

La galaxia J1420-0545, es una elíptica supergigante a unos 800 millones de años luz (AL) de Nosotros.
Su forma y tamaño se deben a que, como toda galaxia (incluso la nuestra), creció asimilando a otras estructuras menores, incluso espirales. Tiene pobre formación estelar, por lo que predominan las estrellas rojizas y evolucionadas por encima de las brillantes azules.
Esta galaxia es una radio-galaxia de nada más y nada menos que 15 millones de años luz de extremo a extremo de su estructura.

Veamos.
Nuestra Galaxia tiene unos 100 mil AL de ancho. A unos 2 millones de AL se encuentra nuestra vecina la galaxia de Andrómeda, que tiene un ancho de 200 mil AL.
O sea que toda la estructura galáctica que representa a J1420, cubre la distancia entre ambas, sus tamaños y muchísimo más destronando en este sentido a IC 1101.

Referencia:

Fuente:

pdp.

El gran brillo de W2246-0526.

Artículo corregido el 20/nov./2018 a las 13:00 HOA (GMT -3).
La galaxia catalogada como W2246-0526 (W2246), es la más brillante hasta hoy conocida.
Está a unos 12 500 millones de años luz de casa (antes se leía erróneamente 12 500 años luz – gracias jumonlu por tu oportuna objeción – ) y la única forma de ser tan brillante es que disponga de mucha materia. Eso le permite tener una gran formación estelar que se manifiesta en una gran cantidad de estrellas jóvenes y brillantes.
Tiene tres galaxias menores vecinas asociadas a ella.

Artist impression of W2246-0526, the most luminous known galaxy, and three companion galaxies. Credit: NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello.

Ilustración de W2246 y vecinas crédito de NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello.

Entre ellas y W2246, no se había detectado otras relaciones más íntimas que las gravitacionales, pero resulta que sí las hay.
Observando el ondas milimétricas, se detectó corrientes de materia de las vecinas a esta galaxia hacia ella. Estas pequeñas compañeras están donando materia a W2246. Esas corrientes tienen casi la mitad de materia que componen a esas pequeñas galaxias.

ALMA image shows how W2246-0526 is being fed by three companion galaxies (C1, C2, and C3) through trans-galactic streamers: a large tidal tail, labeled in green, connects C2 with the main galaxy; the other two galaxies (C1 and C3) are connected to W2246-0526 by dust bridges. Credit: T. Diaz-Santos et al.; N. Lira; ALMA (ESO/NAOJ/NRAO).

Imagen obtenida en ondas milimétricas. Se aprecia a la galaxia W2246 y sus comañeras C1, C2 y C3 donando materia. – Crédito:  T. Diaz-Santos et al.; N. Lira; ALMA (ESO/NAOJ/NRAO).

Pero el tremendo brillo de W2246 no se debe exclusivamente al brote estelar potenciado por la donación de materia. La mayor parte de esa transfusión es absorbida por el agujero negro supermasivo del centro de la receptora. En las vecindades de él, el material se arremolina y autofricciona elevando su temperatura y emitiendo energía. También, esa materia alimenta los chorros bipolares de materia caliente y energía del agujero negro central.
Todo eso irradia la mayor cantidad de energía que se detecta de esa galaxia. Incluso, esa energía recalienta el material de la galaxia haciendo que emita en ondas milimétricas.

Así las galaxias vecinas se van desmenuzando hacia la gran W2246, donde su agujero negro central se encarga de absorber la mayor parte de la materia donada. De esta manera, se piensa que el agujero negro central será responsable de consumir la materia recibida, lo que terminará con la formación de estrellas por parte de esa galaxia.

Referencia:

Fuente:

pdp.