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Cómo pesar un agujero negro sin salir del sofá

Hay una relación simple entre el ángulo de los brazos de una galaxia espiral y la masa del agujero negro en el corazón de la galaxia



La impresión de un artista de un agujero negro en el centro de una galaxia. Crédito de la imagen: JAMES JOSEPHIDES

Por Angus Bezzina es un ecritor de Sydney, Australia, para Cosmos Magazine.• 24 de julio de 2017


Durante años, los científicos han confiado en una complicada serie de observaciones técnicas y cálculos para determinar la masa de agujeros negros, pero nuevas investigaciones han demostrado que en algunos casos esta ardua tarea puede ser reemplazada por un método tan simple que incluso los escolares pueden hacer eso.

En el método tradicional, ya que los agujeros negros no emiten ninguna luz discernible, los científicos calculan su masa a partir de las órbitas de las estrellas y el gas a su alrededor, lo que requiere observaciones extremadamente complejas que sólo podrían ser realizadas por astrónomos con el equipo y entrenamiento adecuados.

Un equipo de investigadores liderado por Benjamin Davis de la Universidad de Tecnología de Swinburne en Victoria, sin embargo, ha demostrado que es posible estimar con precisión las mismas medidas difícilmente ganadas para algunos agujeros negros sólo mirando los brazos espirales de la galaxia de acogida del agujero .


La imagen combinada de NGC 1332 muestra el disco central de gas que rodea el agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia. Nuevas observaciones rastrearon el movimiento del disco, proporcionando mediciones muy precisas de la masa del agujero negro: 660 millones de veces la masa de nuestro Sol. - Crédito de la imagen: A. BARTH (UCI), ALMA (NRAO / ESO / NAOJ); HUBBLE NASA / ESA; ENCUESTA DE CARNEGIE-IRVINE GALAXY

Este descubrimiento, que se documenta en Avisos Mensuales de la Real Sociedad Astronómica, se basa en el trabajo de Sir James Jeans y Edwin Hubble llevado a cabo hace casi un siglo, que señaló la correlación entre la protuberancia en el centro de una galaxia espiral y cómo sus brazos repartido.

Específicamente, Jeans y Hubble encontraron que mientras las galaxias espirales con grandes protuberancias centrales tenían brazos espirales herméticamente cerrados, aquellos con protuberancias más pequeñas mostraban brazos más dispersos.

Hace casi una década, uno de los coautores del nuevo informe, Marc Seigar de la Universidad de Minnesota Duluth en los Estados Unidos, agregó a esta comprensión cuando descubrió una relación entre la masa central del agujero negro y la geometría del brazo espiral.

Al analizar cuidadosamente una muestra más grande de galaxias usando imágenes recopiladas por una serie de telescopios espaciales, Davis y su equipo han revisado esta conexión, que es capaz de predecir los agujeros negros de menor masa en las galaxias con brazos espirales.

Curiosamente, la investigación también indica que los agujeros negros y los discos de sus galaxias -los planos en los que se desarrollan las espirales- deben co-evolucionar.

Davis y sus colegas afirman que esta relación puede ayudar a los astrónomos a cazar una población de sospechosos, pero perdiendo agujeros negros entre 100 y 100 000 masas solares, lo que ayudaría a explicar los procesos detrás de la producción de ondas gravitacionales.

La ecuación, para cualquiera que juegue en casa, es log (MBH / M⊙) = (7.01 ± 0.07) - (0.171 ± 0.017) (| φ | - 15 °), donde MBH / M⊙ es la masa del agujero negro medida en las masas solares y φ es el ángulo de inclinación de los brazos espirales de la galaxia.

Abstracto
Hemos llevado a cabo un análisis de imagen de la muestra completa (actual) de 44 galaxias espirales con masas de agujero negro supermasivo (MBH) de medición directa, MBH, para determinar el ángulo de inclinación del brazo en espiral logarítmico de cada galaxia, φ. Para predecir masas de agujero negro, hemos derivado la relación: log (MBH / M⊙) = (7.01 ± 0.07) - (0.171 ± 0.017) [| φ | - 15º]. La dispersión cuadrática media total asociada a esta relación es de 0,43 dex en la dirección log MBH, con una dispersión intrínseca de 0,30 ± 0,08 dex. Por lo tanto, la relación MBH-φ es al menos tan precisa para predecir masas de SMBH en galaxias espirales como las otras relaciones conocidas. Por definición, la existencia de una relación MBH-φ requiere que la masa SMBH se correlacione con los discos galácticos de alguna manera. Por otra parte, con la mayoría de nuestra muestra (37 de 44) clasificado en la literatura como tener una morfología pseudobulge, también revelan que la masa SMBH se correlaciona con el patrón en espiral a gran escala y, por tanto, los discos de galaxias que alojan pseudobulges. Además, dado que la relación MBH-φ es capaz de estimar masas de agujeros negros en galaxias espirales sin bulto, por lo tanto tiene gran promesa para predecir qué galaxias pueden albergar agujeros negros de masa intermedia (IMBHs, MBH <105 M⊙). Extrapolando de la relación actual, se predice que las galaxias con | φ | ≥ 26 ∘7 deben poseer IMBHs.


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