Lista de los agujeros negros más masivos

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La siguiente es una lista ordenada de los agujeros negros más masivos que se conocen actualmente (y posibles candidatos); las masas de los objetos se expresan en masas solares (alrededor de 2⋅10 30 kg).

Introducción

Un agujero negro supermasivo (SMBH) es el tipo más grande de agujero negro, con una masa que va desde cientos de miles a miles de millones de masas solares; presumiblemente tales objetos existen en las regiones centrales de casi todas las galaxias masivas. La evidencia dinámica de SMBH existe solo para unas pocas galaxias: [1] la Vía Láctea , la Galaxia de Andrómeda y su satélite M32 , y algunas galaxias fuera del Grupo Local , como NGC 4395 . En tales galaxias, las velocidades cuadráticas medias de las estrellas o el gas aumentan en ~1/r cerca del centro, lo que atestigua a favor de la existencia de una masa (puntual) central muy concentrada. En todas las demás galaxias observadas hasta la fecha (2019), los gráficos de las velocidades cuadráticas medias son planos o incluso disminuyen hacia el centro, lo que no nos permite declarar con confianza la presencia de un agujero negro supermasivo. [1] Sin embargo, generalmente se supone que las regiones centrales de casi todas las galaxias contienen agujeros negros supermasivos. [2] La razón de esta suposición es la relación M-sigma , una estrecha relación entre la masa de un agujero negro en ~10 galaxias, cuando los parámetros se determinan con precisión, y la velocidad de dispersión de las estrellas en las protuberancias de estas galaxias. [3] Aunque la correlación resultante se basa en un pequeño número de galaxias, permite obtener una relación entre los parámetros de formación de un agujero negro y la propia galaxia. [2]

Aunque se cree que los SMBH existen en casi todas las galaxias masivas, existen pocos agujeros negros muy masivos; por el momento (2019) solo se conocen unas pocas decenas. Determinar la masa de un SMBH en particular es muy difícil, por lo que esta área de investigación aún está abierta. Los SMBH con masas conocidas pertenecen a las galaxias del supercúmulo Laniakea y se encuentran en núcleos galácticos activos .

Otra dificultad es la elección del método para determinar la masa. Técnicas como el método de reverberación de línea ancha, el método Doppler , las mediciones de dispersión de velocidad y la relación M-sigma pueden dar diferentes estimaciones de masa e incluso contradecirse entre sí.

La siguiente lista muestra agujeros negros supermasivos con masas conocidas, estimadas en al menos un orden de magnitud. Algunos objetos tienen dos referencias, como en 3C 273; una estimación de masa se toma de Bradley M. Peterson y otros en base a datos BLRM, [4] la otra se toma de Charles Nelson en base a datos en la línea [O III ]λ5007 y dispersión de velocidad. [5] Tenga en cuenta que la lista está lejos de ser completa, ya que el Sloan Digital Sky Survey (SDSS) descubrió alrededor de 200 000 cuásares , que también pueden contener agujeros negros con masas de mil millones de masas solares. También hay varios cientos de trabajos sobre el establecimiento de las masas de SMBH que no están incluidos en la lista. A pesar de esto, la mayoría de los SMBH con masas de más de mil millones de masas solares están incluidos en la lista. También en la lista estaban las galaxias del catálogo Messier con masas conocidas de agujeros negros.

Lista

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Los agujeros negros enumerados tienen estimaciones de masa insuficientemente precisas; las estimaciones obtenidas por diferentes métodos conllevan varios errores sistemáticos.

Lista de los agujeros negros más masivos
Nombre Masa del Sol
( Sol = 1) 		notas
TCI 6.6⋅10 10 [6] Estimación a partir de los datos de radiación de cuásar en la línea Hβ.
CI 1101 (4−10)⋅10 10 [7] Estimación a partir de datos sobre las propiedades de la galaxia; el peso no se midió directamente.
S5 0014+81 4⋅10 10 [8] [9] [10] En un artículo de 2010, se supone que un embudo de materia colima la radiación alrededor del eje del chorro , lo que genera la ilusión de un aumento en el brillo, por lo que se sobreestima la estimación obtenida de la masa SMBH. [ocho]
SDSS J102325.31+514251.0 (3,31 ± 0,61)⋅10 10 [11] Estimado a partir de datos sobre la correlación de líneas de MgII en el espectro del cuásar.
H1821+643 3⋅10 10 [12] El cúmulo más cercano de galaxias con un cuásar en el núcleo. [12]
NGC 6166 3⋅10 10 [13]
APM 08279+5255 2,3⋅10 10 [14]
(1,0+0,17
−0,13)⋅10 10 [15]		 Estimaciones basadas en el ancho de línea de CO de un gas molecular en rotación [14] y el método de reverberación para líneas de emisión de SiIV y CIV. [quince]
NGC 4889 (2,1 ± 1,6)⋅10 10 [16] [17] Se indica el mejor valor: las estimaciones varían de 6 mil millones a 37 mil millones M ⊙ [16] [17]
El agujero negro central del Cúmulo Fénix 2⋅10 10 [18] La masa del agujero negro crece gradualmente a un ritmo de ~60 M ⊙ por año.
SDSS J074521.78+734336.1 (1,95 ± 0,05)⋅10 10 [11] Estimado a partir de datos sobre la correlación de líneas de MgII en el espectro del cuásar.
DO 287 principal 1.8⋅10 10 [19] Un agujero negro con una masa de 100 millones de M ⊙ gira alrededor de este SMBH con un período de 12 años (ver DO 287 segundo abajo ). Pero esta estimación es de baja precisión debido al número limitado y la precisión de las observaciones de la órbita del compañero.
NGC 1600 (1,7 ± 0,15)⋅10 10 [20] [21] Un SMBH inesperadamente masivo para su ubicación: en una galaxia elíptica en una región escasamente poblada.
SDSS J08019.69+373047.3 (1,51 ± 0,31)⋅10 10 [11] Estimado a partir de datos sobre la correlación de líneas de MgII en el espectro del cuásar.
SDSS J115954.33+201921.1 (1,41 ± 0,10)⋅10 10 [11] Estimado a partir de datos sobre la correlación de líneas de MgII en el espectro del cuásar.
SDSS J075303.34+423130.8 (1,38 ± 0,03)⋅10 10 [11] Estimación a partir de datos sobre la correlación de las líneas Hβ en el espectro del cuásar.
SDSS J080430.56+542041.1 (1,35 ± 0,22)⋅10 10 [11] Estimado a partir de datos sobre la correlación de líneas de MgII en el espectro del cuásar.
Abell 1201 BCG (1,3 ± 0,6)⋅10 10 [22] Estimación a partir del método de lente gravitacional fuerte de la galaxia de fondo detrás del cúmulo de galaxias más brillante . [22] Existen algunos desacuerdos entre la definición de la masa y el perfil de distribución de la materia oscura. [23]
SDSS J0100+2802 (1,24 ± 0,19)⋅10 10 [24] [25] Estimado a partir de datos sobre la correlación de líneas de MgII en el espectro del cuásar. El objeto surgió en las primeras etapas de la evolución del Universo ( corrimiento al rojo cosmológico 6.30).
SDSS J081855.77+095848.0 (1,20 ± 0,06)⋅10 10 [11] Estimado a partir de datos sobre la correlación de líneas de MgII en el espectro del cuásar.
NGC 1270 1.2⋅10 10 [26] Una galaxia elíptica en el cúmulo de Perseo . Núcleo galáctico activo con baja luminosidad. [27]
SDSS J082535.19+512706.3 (1,12 ± 0,20)⋅10 10 [11] Estimación a partir de datos de la línea Hβ
SDSS J013127.34-032100.1 (1,1 ± 0,2)⋅10 10 [28] Estimado mediante el modelado del espectro de un disco de acreción . [28]
PSOJ334.2028+01.4075 1⋅10 10 [29] El sistema contiene dos agujeros negros que se orbitan entre sí en una órbita estrecha con un período de 542 días. Se presenta información sobre un agujero negro más masivo, la masa del componente más pequeño no está determinada. [29]
Agujero negro en el centro de la galaxia elíptica RX J1532.9+3021 1⋅10 10 [30]
QSO B2126-158 1⋅10 10 [8]
Holmberg 15A 1⋅10 10 [31] Las estimaciones de masa oscilan entre ~ 310 mil millones M ⊙ y 3 mil millones M ⊙ . Los valores se basan en relaciones de escala empíricas, es decir, extrapoladas y no basadas en datos cinemáticos.
NGC 1281 1⋅10 10 [32] Una galaxia elíptica compacta en el cúmulo de Perseo . Las estimaciones de masa oscilan entre 10 000 millones M ⊙ y <5 000 millones M ⊙ [33]
SDSS J015741.57-010629.6 (9,8 ± 1,4)⋅10 9 [11]
NGC 3842 (9.7+3,0
−2,5)⋅10 9 [16] [17] 		La galaxia más brillante del cúmulo de Leo
SDSS J230301.45-093930.7 (9,12 ± 0,88)⋅10 9 [11] Estimado a partir de datos sobre la correlación de líneas de MgII en el espectro del cuásar.
SDSS J075819.70+202300.9 (7,8 ± 3,9)⋅10 9 [11] Estimación a partir de datos de la línea Hβ
CID-947 (6.9+0,8
−1,2)⋅10 9 [34] 		Constituye el 10% de la masa total de la galaxia. Estimación a partir de datos sobre la correlación de las líneas Hβ en el espectro del cuásar.
SDSS J080956.02+502000.9 (6,46 ± 0,45)⋅10 9 [11] Estimación a partir de datos sobre la correlación de las líneas Hβ en el espectro del cuásar.
SDSS J014214.75+002324.2 (6,31 ± 1,16)⋅10 9 [11] Estimado a partir de datos sobre la correlación de líneas de MgII en el espectro del cuásar.
Messier 87 " Powehi " [35] (7.22+0,34
−0,40)⋅10 9 [36]
6.3e9 [37] 		Galaxia central del Cúmulo de Virgo ; notable por la presencia de un chorro relativista con una longitud de 4300 años luz.
NGC 5419 (7.2+2,7
−1,9)⋅10 9 [38]		 Estimación basada en datos de velocidad de la población estelar. El segundo compañero SMBH puede orbitar el componente principal a una distancia de unos 70 parsecs. [38]
SDSS J025905.63+001121.9 (5,25 ± 0,73)⋅10 9 [11] Estimación a partir de datos sobre la correlación de las líneas Hβ en el espectro del cuásar.
SDSS J094202.04+042244.5 (5,13 ± 0,71)⋅10 9 [11] Estimación a partir de datos sobre la correlación de las líneas Hβ en el espectro del cuásar.
QSO B0746+254 5⋅10 9 [8]
QSO B2149-306 5⋅10 9 [8]
SDSS J090033.50+421547.0 (4,7 ± 0,2)⋅10 9 [11] Estimado a partir de datos sobre la correlación de líneas de MgII en el espectro del cuásar.
Más desordenado 60 (4,5 ± 1,0)⋅10 9 [39]
SDSS J011521.20+152453.3 (4,1 ± 2,4)⋅10 9 [11] Estimación a partir de datos sobre la correlación de las líneas Hβ en el espectro del cuásar.
QSO B0222+185 4⋅10 9 [8]
Hércules A ( 3C 348 ) 4⋅10 9 Es notable por la presencia de un chorro de un millón de años luz de largo .
Abell 1836-BCG (3.61+0.41
-0.50)⋅10 9 [40]
SDSS J213023.61+122252.0 (3,5 ± 0,2)⋅10 9 [11] Estimación a partir de datos sobre la correlación de las líneas Hβ en el espectro del cuásar.
SDSS J173352.23+540030.4 (3,4 ± 0,4)⋅10 9 [11] Estimado a partir de datos sobre la correlación de líneas de MgII en el espectro del cuásar.
SDSS J025021.76-075749.9 (3,1 ± 0,6)⋅10 9 [11] Estimado a partir de datos sobre la correlación de líneas de MgII en el espectro del cuásar.
NGC 1271 (3.0+1,0
−1,1)⋅10 9 [41]		 Una galaxia elíptica o lenticular compacta en el cúmulo de Perseo. [42]
SDSS J030341.04-002321.9 (3,0 ± 0,4)⋅10 9 [11] Estimado a partir de datos sobre la correlación de líneas de MgII en el espectro del cuásar.
QSO B0836+710 3⋅10 9 [8]
SDSS J224956.08+000218.0 (2,63 ± 1,21)⋅10 9 [11] Estimado a partir de datos sobre la correlación de líneas de MgII en el espectro del cuásar.
SDSS J030449.85-000813.4 (2,4 ± 0,50)⋅10 9 [11] Estimación a partir de datos sobre la correlación de las líneas Hβ en el espectro del cuásar.
SDSS J234625.66-001600.4 (2,24 ± 0,15)⋅10 9 [11] Estimación a partir de datos sobre la correlación de las líneas Hβ en el espectro del cuásar.
ULASJ1120+0641 2⋅10 9 [43] [44] Cuásar distante, [z]=7.085 [43]
QSO 0537-286 2⋅10 9 [8]
NGC 3115 2⋅10 9 [45]
Q0906+6930 2⋅10 9 [46] Blazar distante , [z] = 5,47
QSO B0805+614 1.5⋅10 9 [8]
Más desordenado 84 1.5⋅10 9 [47]
Abell 3565-BCG (1.34+0,21
−0,19)⋅10 9 [40]
NGC 7768 (1.3+0,5
−0,4)⋅10 9 [17]
NGC 1277 1.2⋅10 9 [48] Inicialmente se creía que la galaxia contiene una SMBH tan masiva que contradice las teorías modernas de la formación y evolución de las galaxias, [49] el nuevo análisis de los datos redujo la masa estimada a casi tres veces, [50] y luego a casi una décima parte del original. [48]
Agujero negro en el centro de la galaxia elíptica MS 0735.6+7421 1⋅10 9 [51] [52] [53] Creó una llamarada gigante después de la acumulación de 600 millones M ⊙ de materia. Explícitamente, no se conoce la masa; recibió sólo el límite inferior. Es necesario hacer suposiciones sobre la eficiencia de acumulación de gas y la potencia del chorro. [51] [52] [53]
QSO B225155+2217 1⋅10 9 [8]
QSO B1210+330 1⋅10 9 [8]
NGC 6166 1⋅10 9 [54] La galaxia central del cúmulo Abell 2199 ; notable por la presencia de un chorro relativista con una longitud de cien mil años luz.
Cygnus A 1⋅10 9 [55] La fuente de radio extrasolar más brillante en el cielo de la Tierra a frecuencias superiores a 1 GHz.
Galaxia del sombrero 1⋅10 9 [56] La galaxia con la luminosidad bolométrica más alta en la región local del Universo; el SMBH más cercano con una masa de alrededor de mil millones de masas solares.
Markaryán 501 9⋅10 8 – 3,4⋅10 9 [57] El objeto más brillante en el cielo de la Tierra en el rango gamma .
PG 1426+015 (1,298 ± 0,385)⋅10 9 [4]
467 740 000 [5]
3C 273 (8,86 ± 1,87)⋅10 8 [4]
550.000.000 [5]		 El quásar más brillante del cielo.
ULASJ1342+0928 8⋅10 8 [58] Cuásar distante, [58] [z]=7.54 [58]
Más desordenado 49 5.6e8 [59]
NGC 1399 5⋅10 8 [60] La galaxia central del Furnace Cluster
PG 0804+761 (6,93 ± 0,83)⋅10 8 [4]
190 550 000 [5]
PG 1617+175 (5,94 ± 1,38)⋅10 8 [4]
275 420 000 [5]
PG 1700+518 (7.81++1,82
−−1,65)⋅10 8 [4]
60 260 000 [5]
NGC 4261 4⋅10 8 [61] Es notable por la presencia de un chorro de 88.000 años luz de diámetro. [62]
PG 1307+085 (4,4 ± 1,23)⋅10 8 [4]
281 840 000 [5]
SABIO0536AGN (3,5 ± 0,8)⋅10 8 [63] [64] Contiene el 1,4% de la masa de toda la galaxia.
NGC 1275 3.4⋅10 8 [65] [65] La galaxia central del Furnace Cluster
3C 390.3 (2,87 ± 0,64)⋅10 8 [4]
338 840 000 [5]
II Zwicky 136 (4,57 ± 0,55)⋅10 8 [4]
144 540 000 [5]
PG 0052+251 (3,69 ± 0,76)⋅10 8 [4]
218 780 000 [5]
Más desordenado 59 2.7⋅10 8 [66] Tiene rotación retrógrada. [67]
PG 1411+442 (4,43 ± 1,46)⋅10 8 [4]
79 430 000 [5]
Markaryán 876 (2,79 ± 1,29)⋅10 8 [4]
240 000 000 [5]
Galaxia de Andromeda 2.3⋅10 8 La galaxia más cercana a la Vía Láctea
PG 0953+414 (2,76 ± 0,59)⋅10 8 [4]
182 000 000 [5]
PG 0026+129 (3,93 ± 0,96)⋅10 8 [4]
53 700 000 [5]
justo 9 (2,55 ± 0,56)⋅10 8 [4]
79 430 000 [5]
Markariano 1095 (1,5 ± 0,19)⋅10 8 [4]
182 000 000 [5]
Más desordenado 105 1.4⋅10 8 – 2⋅10 8 [68]
Markaryán 509 (1,43 ± 0,12)⋅10 8 [4]
57 550 000 [5]
DO 287 segundo 1⋅10 8 [19] El más pequeño de los dos agujeros negros orbita el principal OJ 287
RXJ124236.9-111935 1⋅10 8 [69] Según las observaciones del observatorio , Chandra destruye la estrella con la influencia de las mareas. [69] [70]
Más desordenado 85 1⋅10 8 [71]
NGC 5548 (6,71 ± 0,26)⋅10 7 [4]
123 000 000 [5]
PG 1211+143 (1,46 ± 0,44)⋅10 8 [4]
40 740 000 [5]
Más desordenado 88 8⋅10 7 [72]
Messier 81 ( Galaxia Bode ) 7⋅10 7 [73]
Markaryán 771 (7,32 ± 3,52)⋅10 7 [4]
7,586⋅10 7 [5]
Más desordenado 58 7⋅10 7 [74]
PG 0844+349 (9,24 ± 3,81)⋅10 7 [4]
2,138⋅10 7 [5]
Centauro A 5.5⋅10 7 [75] También es notable por la presencia de un chorro de un millón de años luz de largo. [76]
Markaryán 79 (5,24 ± 1,44)⋅10 7 [4]
5,25⋅10 7 [5]
Más desordenado 96 48.000.000 [77] Las estimaciones no pueden superar los 1,5 millones de masas solares.
Markaryán 817 (4,94 ± 0,77)⋅10 7 [4]
4,365⋅10 7 [5]
NGC 3227 (4,22 ± 2,14)⋅10 7 [4]
3,89⋅10 7 [5]
NGC 4151 principal 4⋅10 7 [78] [79]
3C 120 (5.55++3,14
−−2,25)⋅10 7 [4]
2.29⋅10 7 [5]
Markaryán 279 (3,49 ± 0,92)⋅10 7 [4]
4,17⋅10 7 [5]
NGC 3516 (4,27 ± 1,46)⋅10 7 [4]
2,3⋅10 7 [5]
NGC 863 (4,75 ± 0,74)⋅10 7 [4]
1,77⋅10 7 [5]
Messier 82 ( galaxia del cigarro ) 3⋅10 7 [80] Una de las primeras galaxias starburst conocidas . [81]
Más desordenado 108 2.4⋅10 7 [82]
M60-UCD1 2⋅10 7 [83] Contiene el 15% de la masa de la galaxia.
NGC 3783 (2,98 ± 0,54)⋅10 7 [4]
9 300 000 [5]
Markaryán 110 (2,51 ± 0,61)⋅10 7 [4] 5
620 000 [5]
Markaryán 335 (1,42 ± 0,37)⋅10 7 [4]
6 310 000 [5]
NGC 4151 segundo 10,000,000 [79]
NGC 7469 (12,2 ± 1,4)⋅10 6 [4]
6 460 000 [5]
CI 4329 A (9.90++17,88
−−11,88)⋅10 6 [4]
5 010 000 [5]
NGC 4593 (5.36++9,37
−−6,95)⋅10 6 [4]
8 130 000 [5]
Más desordenado 61 5⋅10 6 [84]
Más desordenado 32 1.5⋅10 6 – 5⋅10 6 [85] Galaxia satélite enana de la galaxia de Andrómeda.
Sagitario A* 4.3⋅10 6 [86] Agujero negro en el centro de la Vía Láctea.

Notas

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  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34 Peterson, Bradley M. Midiendo las masas de  agujeros negros supermasivos )  // Revisiones de ciencia espacial  : revista científica . - Springer Nature BV , 2014. - Vol. 183 , núm. 1-4 . — pág. 253–275 . — ISSN 0038-6308 . -doi : 10.1007 / s11214-013-9987-4 . - . Archivado desde el original el 14 de abril de 2022.
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