Sistema estelar hipercompacto

Un sistema estelar hipercompacto ( HCSS )  es un cúmulo estelar denso alrededor de un agujero negro supermasivo (SMBH) expulsado desde el centro de una galaxia . Las estrellas que están cerca del agujero negro durante su expulsión de la galaxia siguen estando unidas gravitacionalmente al agujero negro, formando un sistema estelar hipercompacto.

El término "hipercompacto" significa que tales sistemas son de tamaño pequeño en comparación con los cúmulos estelares ordinarios de la misma luminosidad, porque la gravedad del agujero negro supermasivo obliga a las estrellas a moverse en órbitas muy cercanas alrededor del centro del cúmulo.

El primer candidato para un sistema estelar hipercompacto es la fuente de rayos X brillante SDSS 1113 cerca de la galaxia Markarian 177 . El descubrimiento de tales sistemas confirmará la posibilidad de la existencia de agujeros negros supermasivos fuera de las galaxias.

Propiedades

Los astrónomos creen que los agujeros negros supermasivos pueden ser expulsados ​​del centro de las galaxias debido a la influencia de las ondas gravitacionales: cuando dos agujeros negros supermasivos se fusionan, se pierde energía cuando se emiten ondas gravitacionales; Dado que la emisión de ondas gravitacionales no es isotrópica, se transfiere algo de impulso a los agujeros negros fusionados. Los modelos informáticos han confirmado que, como resultado de este proceso, las SMBH pueden adquirir velocidades de hasta 10 5  km/s, [1] lo que supera la velocidad de escape desde el centro incluso de las galaxias más masivas. [2]

Las estrellas que giran alrededor del SMBH en el momento en que adquiere un impulso también experimentarán un aumento de velocidad, mientras que su velocidad orbital superará la velocidad V k correspondiente al impulso . El tamaño del grupo se define de la siguiente manera: el radio corresponde al radio de la órbita en la que la velocidad es igual a la velocidad V k ,

donde M es la masa del agujero negro, G es la constante gravitatoria. El radio R es aproximadamente medio parsec para V k aproximadamente 1000 km/s y una masa SMBH de 100 millones de masas solares . Los sistemas hipercompactos más grandes deberían tener unas dimensiones de alrededor de 20 pc; los cúmulos globulares grandes tienen aproximadamente el mismo tamaño ; la más pequeña debería tener un tamaño de una milésima de parsec, notablemente más pequeña que cualquier cúmulo de estrellas ordinario. [3]

El número de estrellas que quedan asociadas con el SMBH después de que adquiere impulso depende tanto de Vk como de la densidad de las estrellas en relación con el SMBH. Hay una serie de argumentos a favor de la afirmación de que la masa estelar total debería ser aproximadamente el 0,1% de la masa SMBH o menos. [3] Los sistemas hipercompactos más grandes pueden contener varios millones de estrellas, mientras que en términos de luminosidad tales sistemas serán comparables a cúmulos globulares o galaxias enanas ultracompactas .

Además de su especial compacidad, la principal diferencia entre un sistema hipercompacto y un cúmulo estelar ordinario es una masa significativamente mayor debido a la presencia de un SMBH en el centro. El SMBH en sí mismo es oscuro e inaccesible a la detección, pero su influencia gravitacional conduce al hecho de que las estrellas se mueven a velocidades mucho más altas en comparación con las estrellas en cúmulos ordinarios: cientos y miles de km/s en lugar de varios km/s.

Si la velocidad de eyección fue menor que la velocidad de escape en la galaxia, entonces el SMBH volverá nuevamente a la región central de la galaxia, tales oscilaciones se repetirán muchas veces. [4] En este caso, el sistema estelar hipercompacto existirá como un objeto separado durante un tiempo relativamente corto, varios cientos de millones de años.

Incluso si el sistema se aleja de la galaxia, permanecerá asociado con un grupo o cúmulo de galaxias , ya que la velocidad de escape de un cúmulo de galaxias es mucho más rápida que de una sola galaxia. Cuando se observa, un sistema hipercompacto se moverá a una velocidad inferior a V k debido a que supera la influencia gravitatoria de la galaxia y/o el cúmulo de galaxias.

Las estrellas en un sistema estelar hipercompacto serán de tipo similar a las estrellas en los núcleos de las galaxias. Por lo tanto, las estrellas de los sistemas hipercompactos son más ricas en metales y más jóvenes que las estrellas de un cúmulo globular típico. [3]

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Debido a que el agujero negro en el centro de un sistema hipercompacto es inherentemente invisible, el sistema se verá como un tenue cúmulo de estrellas. Determinar si un cúmulo es un sistema hipercompacto requiere medir las velocidades orbitales de las estrellas en el cúmulo usando el efecto Doppler y probar que las estrellas se mueven más rápido que las estrellas en cúmulos ordinarios. Estas observaciones son desafiantes porque los sistemas hipercompactos deben ser tenues, lo que requiere largas exposiciones incluso para telescopios de 10 metros.

Con la mayor probabilidad, tales sistemas se pueden encontrar en cúmulos de galaxias, ya que, en primer lugar, la mayoría de las galaxias en el cúmulo son elípticas, probablemente se formaron durante la fusión de galaxias . La fusión de galaxias permite la formación de un doble SMBH. En segundo lugar, la velocidad de escape de un cúmulo de galaxias es lo suficientemente rápida como para mantener un sistema hipercompacto dentro del cúmulo, incluso si ha superado la gravedad de su galaxia.

Se estima que los cúmulos cercanos de galaxias Furnace y Virgo pueden contener cientos o miles de tales sistemas. [3] Tales cúmulos de galaxias han sido investigados por la presencia de galaxias compactas y cúmulos estelares. Es posible que algunos de los objetos identificados en las encuestas sean sistemas hipercompactos. Algunos de los objetos compactos tienen altas velocidades internas, pero aun así las masas de los objetos son insuficientes para clasificarlos como sistemas hipercompactos. [5]

Otra posible ubicación para el descubrimiento de sistemas hipercompactos son las regiones cercanas a los restos de una reciente fusión de galaxias.

De vez en cuando, el agujero negro en el centro de un sistema hipercompacto puede destruir estrellas que pasan demasiado cerca de él, creando un destello brillante. Se observaron varios estallidos de este tipo en las regiones centrales de las galaxias, la razón de los estallidos podría ser el paso demasiado cercano de estrellas cerca del SMBH en los núcleos de las galaxias. [6] Se estima que un SMBH expulsado de una galaxia podría destruir alrededor de una docena de estrellas en el tiempo que tarda en salir de la galaxia. [7] Dado que la duración del brote es de varios meses, las posibilidades de ver tal fenómeno son pequeñas a pesar de la gran cantidad de espacio explorado. Además, una estrella en un sistema hipercompacto puede explotar como una supernova Tipo 1. [7]

La importancia del descubrimiento

El descubrimiento de sistemas estelares hipercompactos es importante por varias razones.

• Creará evidencia de la posibilidad de la existencia de agujeros negros supermasivos fuera de las galaxias.
• Confirmará los resultados de simulaciones por computadora que predicen la creación de un impulso de hasta miles de km/s por ondas gravitacionales.
• La existencia de sistemas hipercompactos lleva a la conclusión de que algunas galaxias no tienen SMBH en sus centros. Tal conclusión es especialmente importante para las teorías que relacionan el crecimiento de las galaxias con el crecimiento de los SMBH en los centros, y para las relaciones empíricas entre la masa de los SMBH y las propiedades de las galaxias.
• Si se descubren muchos de estos sistemas, entonces sería posible obtener una distribución de velocidades transmitidas por SMBH que contendría información sobre la historia de fusiones de galaxias, masas y espines de agujeros negros binarios.

Notas

1. ↑ Healy, J.; Hermann, F.; Shoemaker, DM y Laguna, P. (2009), Superkicks in Hyperbolic Encounters of Binary Black Holes , Physical Review Letters volumen 102 (4): 041101–041105, PMID 19257409 , DOI 10.1103/PhysRevLett.102.041101 
2. ↑ Merritt, D.; Milosavljevic, M.; Favata, M. y Hughes, SA (2004), Consecuencias del retroceso de la radiación gravitacional , The Astrophysical Journal vol . 607(1): L9–L12 , DOI 10.1086/421551 
3. ↑ 1 2 3 4 Merritt, D.; Schnittman, JD y Komossa, S. (2009), Sistemas estelares hipercompactos alrededor de agujeros negros supermasivos en retroceso , The Astrophysical Journal, volumen 699 (2): 1690–1710 , DOI 10.1088/0004-637X/699/2/1690 
4. ↑ Gualandris, A. y Merritt, D. (2008), Eyección de agujeros negros supermasivos de núcleos galácticos , The Astrophysical Journal , volumen 678(2): 780–796 , DOI 10.1086/586877 
5. ↑ Mieske, S. et al.; Hilker, M.; Jordán, A. & Infante, L. (2008), La naturaleza de los UCD: Dinámica interna a partir de una muestra ampliada y una base de datos homogénea , Astronomía y Astrofísica Vol. 487 (3): 921–935 , DOI 10.1051/0004-6361:200810077 
6. ↑ Komossa, S. (2004), The Extremes of (X-ray) Variability Among Galaxies: Flares from Stars Tidally Disrupted by Supermassive Black Holes , p. 45–48 , < http://journals.cambridge.org/action/displayAbstract?fromPage=online&aid=260531 > Archivado el 3 de marzo de 2016 en Wayback Machine . 
7. ↑ 1 2 Komossa, S. & Merritt, D. (2009), Tidal Disruption Flares from Recoiling Supermassive Black Holes , The Astrophysical Journal Vol . 683(1): L21–L24 , DOI 10.1086/591420 

Enlaces

• ¿Se revelará un nuevo tipo de objeto cósmico? artículo en National Geographic News .
• Estrellas destrozadas podrían revelar agujeros negros expulsados ​​Artículo de New Scientist sobre la destrucción estelar de las mareas y las erupciones.