Gama de masas de agujeros negros MBH
• Masa estelar agujeros negros MBH <40 M!
– Silverman y Filippenko (2008)
• Agujeros negros masivos MBH> 106 M!
– Megamasers (Lo 2005)
– Dinámica estelar
• Ferrarese y Ford (2005) CfAz
• Resolver la esfera de influencia.
• ¡Acceda a MBH ~ 10 ^ 5 M! con 30m
• Agujeros negros de masa intermedia (IMBH)
– 40 M! <MBH <10 ^ 5 M!
– Casi no hay acceso a través de dinámicas estelares
más allá del grupo local
– Obstáculos a los estudios demográficos.
No se entiende bien cómo se forman los IMBH. Dos posibles métodos para su formación son
a través del colapso de las estrellas de la población III, la primera generación de estrellas que se formó en el universo temprano (Van Der Marel 2003), y de las colisiones de estrellas masivas o agujeros negros en el interior de los cúmulos estelares.
La metalicidad cero de las nubes moleculares gigantes a partir de las cuales se formaron las estrellas de la población III permitió un enfriamiento eficiente a través de la emisión de fotones correspondientes a las líneas rotacional-vibracionales de la molécula H2. Un enfriamiento más eficiente habría hecho posible que los protostars acrecientaran el material de manera más eficiente, lo que llevaría a masas estelares promedio de aproximadamente 100M, en lugar del 1M que se ve hoy (Van Der Marel 2003). Además, las pulsaciones nucleares que se ven hoy en las estrellas de alta masa se habrían reducido en gran medida, lo que llevaría a una pérdida de masa mucho menor durante la vida útil de la estrella (Fryer, Woosley y Heger 2001). Las estrellas de la población III que tenían masas de menos de 140M probablemente habrían formado agujeros negros de masa estelar de la manera habitual (Fryer 1999), y aquellas con masas que van desde ∼ 140M – 260M habrían experimentado inestabilidad de par electrón-positrón durante la quema de oxígeno, y, en consecuencia, habría explotado con tanta violencia
que ningún remanente hubiera quedado atrás (Van Der Marel 2003). Cualquier población III estrellas de
60260M o más podrían haber formado agujeros negros con masas en el rango correcto para ser clasificados como IMBH.
Los núcleos de grandes cúmulos estelares también podrían ser responsables de la producción de IMBH, suponiendo
Las densidades dentro de estas regiones son suficientemente altas (Van Der Marel 2003).
El colapso gravitacional del núcleo de un cúmulo estelar podría desencadenar el crecimiento desbocado de estrellas masivas, que luego formarían agujeros negros de masa estelar en los extremos de sus vidas. Estos agujeros negros de masa estelar podrían fusionarse para formar agujeros negros de masa intermedia (Van Der Marel 2003). Un segundo método de formación, propuesto por Miller y Hamilton (2001), implica el crecimiento lento (en la escala de tiempo del Hubble) de objetos estelares masivos a través de colisiones ocasionales con otras estrellas. Un grupo de estrellas tendrá un tiempo de relajación de media masa (el tiempo que tarda el sistema en
alcanzar el equilibrio) de
t rlx = (Rc ^ 3 \ GMc) ^ 1/2 × Nc / 8lnΛc
donde G es la constante gravitacional, Mc es la masa del cúmulo, Nc es el número de estrellas en el cúmulo, Rc es el radio característico (media masa) del cúmulo, y ln Λc ≈ 10 es el Logaritmo de Coulomb (Portegies Zwart y McMillan 2002). Suponiendo un cúmulo estelar aislado compuesto por estrellas de masa idéntica, esto corresponde a un tiempo de colapso del núcleo de tcc ’15trlx (Cohn 1980).
Usando una función de distribución de masa estelar más realista, el tiempo de colapso disminuye dramáticamente a tcc ‘.19 ± .08trlx (Portegies Zwart et. Al. 1999). A medida que el núcleo del cúmulo colapsa, las estrellas más masivas migran hacia el centro. Suponiendo que el tiempo de colapso es menor que la vida útil de la secuencia principal de las estrellas, la densidad numérica de estrellas masivas en el centro del cúmulo alcanzará los niveles necesarios para que se forme un escape de colisión. Una fuga de colisión es una estrella
que experimenta colisiones consecutivas con muchos otros, lo que hace que crezca rápidamente en masa. A medida que crece, su sección transversal de colisión aumenta, al igual que la fuerza de su campo gravitacional, por lo que es aún más probable que experimente colisiones. Una fuga de colisión podría alcanzar masas de hasta 200M antes de experimentar una explosión de supernova. No se sabe cuánto sobreviviría la estrella
la explosión, pero el agujero negro resultante probablemente seguiría siendo uno de los objetos más masivos del grupo, lo que le permitiría continuar su crecimiento desbocado (Ebisuzaki et. al. 2001). Debido a que es menos probable que una estrella escape del cúmulo estelar con cada colisión progresiva que experimenta, es probable que la mayoría de las colisiones dentro del núcleo de un cúmulo estelar involucren a la misma estrella. Asumiendo un
tiempo de colapso del núcleo tcc = 0.22trlx la masa máxima que se puede obtener.
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