Esta es en realidad una de las preguntas más importantes en la astronomía moderna. Muchos astrofísicos han construido carreras tratando de abordarlo. La respuesta no es tan sencilla como podría parecer a primera vista.
Trataré de ser lo más breve posible. Pero no estoy seguro de poder ser lo suficientemente breve, así que por favor tengan paciencia conmigo. Aquí hay un breve resumen en caso de que no tenga tiempo para revisar los detalles:
Los agujeros negros parecen tener un efecto significativo en la evolución de las galaxias. Sabemos esto por las correlaciones observadas entre las masas BH y varias propiedades galácticas. Sin embargo, esto no se debe a su influencia gravitacional; Los BH supermasivos simplemente no son lo suficientemente masivos. Por otro lado, dominan la energía de unión de los bultos de galaxias. El modelo actual que intenta explicar las correlaciones observadas es que la radiación de los discos de acreción internos, generalmente durante un período de cuasar, lanza salidas relativistas que expulsan el gas del bulbo y, por lo tanto, limitan el proceso de formación de estrellas y la masa total del bulbo.
La mayoría de las galaxias albergan en su centro un BH supermasivo que oscila entre millones y mil millones de veces la masa del sol. Sin embargo, las galaxias NO son sistemas keplerianos. Muchas personas hacen la analogía errónea de un sistema solar donde una estrella en el centro domina la masa y los planetas orbitan a su alrededor. Este no es el caso de las galaxias; el perfil de velocidad radial de las estrellas en una galaxia no disminuye como [math] r ^ {- 1/2} [/ math] como lo haría para un sistema solar (es decir, kepleriano). Esto se debe a que la masa de un BH supermasivo es pequeña en comparación con la masa de una galaxia. Como describo en esta respuesta [1], en el caso de la Vía Láctea, Sgr A * (el BH supermasivo en el centro de nuestra galaxia que es aproximadamente [matemáticas] 3.6 \ veces 10 ^ 6 M \ odot [/ matemáticas] ) tiene una esfera de influencia (el volumen en el que su gravedad domina sobre la de la galaxia) que se extiende solo en 3 parsecs en radio. La distancia a nuestro sistema solar es más de 2000 veces mayor, por lo que la mayoría de las estrellas en nuestra galaxia ni siquiera saben acerca de Sgr A * .
¿Eso significa que los BH supermasivos no tienen efecto en sus galaxias anfitrionas?
No. De hecho, sabemos que los BH supermasivos tienen un efecto importante en la evolución de sus galaxias anfitrionas, y este es uno de los casos (vergonzosamente frecuentes) en astrofísica donde las observaciones estaban muy por delante de la teoría.
La razón por la que sabemos que hay un efecto masivo es la relación observada M-Sigma.
* cifra prestada
Para la mayoría de las galaxias confiamos en medir la masa de sus BHs supermasivos, observamos una relación entre la masa de BH [matemática] M_ {BH} [/ matemática] y la dispersión de velocidad [matemática] \ sigma [/ matemática] de las estrellas en el componente esférico de la galaxia anfitriona (es decir, la protuberancia para las galaxias de disco, o la galaxia completa para las elípticas) que se presenta aproximadamente como:
[matemáticas] M_ {BH} \ sim \ sigma ^ {4} [/ matemáticas]
Esta relación es una fuerte pista de que los BHs supermasivos afectan la evolución de sus galaxias anfitrionas (la dispersión de velocidad [matemática] \ sigma [/ matemática] es un control sobre la masa total de la galaxia / protuberancia, de hecho una [matemática] M_ { La relación BH} M_ {Bulge} [/ math] también se establece, aunque no tan estrecha como M Sigma).
Esto desconcertó a los astrónomos por algún tiempo. Para la mayoría de las galaxias, la masa del bulto es al menos 1000 veces mayor que la masa del BH. Sin embargo, pronto se dio cuenta de que el BH supermasivo domina la energía de unión en aproximadamente 2 órdenes de magnitud. Esto es lo que eso podría significar:
Los BH supermasivos se forman a partir de semillas de BH que varían en masa de cientos a decenas de miles de veces la masa del sol. Existe un gran debate sobre cómo surgen estas semillas y cuáles son sus masas, pero en cualquier caso necesitan crecer muy rápido para explicar las observaciones de BHs supermasivos a un alto desplazamiento al rojo (es decir, en galaxias a miles de millones de años luz de distancia). Para crecer tan rápido, los BH supermasivos deben pasar por una fase de acreción muy rápida. Las altas tasas de acreción producen MUCHO calor, que a su vez acelera los vientos (a través de la presión de radiación) por encima y por debajo de los discos de acreción. De hecho, hay observaciones recientes de salidas que exceden 0.1 c!
Estas salidas contienen suficiente impulso y, lo que es más importante, energía, para expulsar el gas restante de la protuberancia, deteniendo una mayor formación de estrellas y fijando la masa en la protuberancia de acuerdo con la relación M-Sigma.
Esto se conoce como retroalimentación BH. Hay muchos detalles que todavía se están resolviendo, pero existe un consenso cercano de que así es como se puede explicar la relación M-Sigma y los efectos de los BH supermasivos en la evolución de sus galaxias anfitrionas.
Notas al pie
[1] La respuesta de Hossam Aly a Si hay un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia, ¿por qué las estrellas no sufren de espaguetización? ¿Cómo es estable la galaxia?
