estás leyendo...
Papers recientes

Los agujeros negros crecen primero en las fusiones de galaxias

Es una teoría aceptada actualmente que cada galaxia tiene en su centro un agujero negro supermasivo (“super massive black hole” , SMBH). Se ha observado que estos agujeros negros tienen una masa que se relaciona fuertemente con la masa del bulbo esférico central de la galaxia, la masa estelar total de la galaxia y la dispersión de las velocidades de las estrellas.

Figure 1: NGC 2623 - one of the merging galaxies observed in this study. Image credit: NASA.

Figura 1: NGC 2623 – una de las galaxias en proceso de fusionarse en este estudio.  Imagen: NASA.

Se cree que el mecanismo que da origen a esta relación es la fusión de dos galaxias (sin embargo, trabajos recientes sugieren que las galaxias sin protuberancias centrales, las cuales no tuvieron fusiones recientes, también tienen agujeros negros supermasivos en su centro). La fusión hace que el gas que rodea a la galaxia se precipite hacia su centro, generando ya sea un incremento súbito de la formación estelar o un aumento en la masa del agujero negro central.  Este agujero negro puede regular tanto su crecimiento como el de la galaxia si se vuelve activo y emite vientos gigantescos que expelen el gas.

Para entender como se compensan estos efectos, los autores de este trabajo estudian 9 galaxias cercanas ultra luminosas en el infrarrojo que se encuentran en distintas etapas de fusión. Miden también la masa del agujero negro en el centro de cada una de esas galaxias. Los autores calculan estas masas usando espectros tomados con el telescopio Keck en Mauna Kea, Hawaii. Miden la cinemática de las estrellas (su movimiento alrededor del agujero negro central) a través del ensanchamiento Doppler de las líneas de emisión del espectro. Este ensanchamiento ocurre cuando el gas está emitiendo luz a una longitud de onda específica pero también se está moviendo en dirección de nuestra visual. Esta emisión es desplazada hacia mayores o menores longitudes de onda por el efecto Doppler, generando un ensanchamiento efectivo de la línea de emisión.

Figure 1: The mass of the black hole against the stellar velocity dispersion, sigma, of the 9 galaxies observed in this study. Also shown are galaxies from McConnel & Ma (2013) and the best fit line to that data as a comparison to typical galaxies.

Figura 2: La masa del agujero negro como función de la velocidad de dispersión de las estrellas, para las nueve galaxias estudiadas en este trabajo. También se muestran las galaxias de la muestra de McConnel & Ma (2013) y la línea que mejor ajusta esos datos. Tomado de la Figura 2 en Medling et al. (2015).

A partir de esta estimación de las velocidades de rotación de las estrellas alrededor del centro de la galaxia puede obtenerse la masa del agujero negro y la dispersión de velocidades de las estrellas. Las mediciones correspondientes a las 9 galaxias estudiadas en este trabajo se grafican en la Figura 1 (originalmente la Fig. 2 en Medling et al. 2015) y se observa que, en algunos casos, coinciden con la relación típica entre la masa de un agujero negro y la dispersión de velocidades, o bien se encuentran por encima de esa relación.

Los autores utilizan la prueba estadística de Kolmogorov-Smirnoff  para confirmar que estas galaxias en proceso de fusión presentan una relación completamente diferente a la típica, con un valor-p de 0.003. Esto quiere decir que la probabilidad de que sigan la relación típica dada por la línea negra es de 0.3%.

Por ende, los agujeros negros tienen masas más grandes de lo que deberían dada la dispersión de velocidades de las estrellas en la galaxia. Esto sugiere que el agujero negro crece primero en una fusión, antes de que los bulbos de las dos galaxias se hayan fusionado completamente y se hayan convertido en una estructura gravitacionalmente estable y única (es decir, que hayan virializado). A pesar de que medir la dispersión de velocidades de dos bulbos es difícil y puede conllevar a errores de medición, se puede mostrar usando simulaciones que la velocidad de dispersión será subestimada sólo en un 50%. Esta cifra que no es suficientemente significativa para cambiar los resultados del trabajo.

Los autores también consideran si acaso hubo suficiente tiempo desde la fusión para que el agujero negro se volviera tan masivo. Asumiendo que ambas galaxias siguen la relación descripta por los puntos negros de la Figura 2,  y que los agujeros negros absorben material a la tasa típica (tasa de Eddington), encuentran que el crecimiento del agujero negro debería haber llevado del orden de 10-100 milliones de años – mucho menos que el tiempo requerido para una fusión.

También debe tenerse en cuenta el tiempo que tardan las galaxias en virializar y que su dispersión de velocidades aumenta de tal manera de que vuelvan a estar sobre la relación típica descrita por los puntos negros. Para ello, consideran cuántas estrellas más se necesitan formar para que la dispersión de velocidades del bulbo adquiera el valor requerido. Usando las tasas de formación estelar de las galaxias, se obtiene un rango de duraciones de alrededor de 1 a 2 mil milliones de años, lo cual es consistente con las escalas requeridas para una fusión entre dos galaxias en simulaciones.  Por lo tanto, es posible que estas galaxias puedan regresar a la relación descrita por los puntos negros una vez que hayan acabado de fusionarse.

Los autores concluyen entonces que el crecimiento de un agujero negro empieza en las etapas tempranas de la fusión, y que puede producirse más rápidamente que la formación del bulbo común y que los episodios de formación estelar.  Para confirmar este resultado se requerirá una muestra mucho mayor de galaxias en proceso de fusionarse. La pregunta es: ¿dónde encontrarlas?

Comentarios

Trackbacks/Pingbacks

  1. Pingback: El misterioso origen de los agujeros negros supermasivos (parte 1) | Astrobites en español - 19/02/2019

  2. Pingback: Prediciendo una señal de reionización por AGN a 21 cm | Astrobites en español - 11/09/2017

Deja un comentario

Tu dirección de correo electrónico no será publicada. Los campos obligatorios están marcados con *