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Representação artística do ambiente ao redor do buraco negro supermassivo no centro da Mrk 231. A quantidade total de material arrastado no fluxo largo é pelo menos 400 vezes a massa do sol por ano. Crédito: Gêmeos Observatory / AURA, obras de arte por Lynette cozinheiro
Um buraco negro supermaciço é uma classe de buracos negros encontrados principalmente no centro das galáxias. Ao contrário dos buracos negros estelares que são originados a partir da evolução de estrelas maciças, os buracos negros supermaciços foram formados por imensas nuvens de gás ou por aglomerados de milhões de estrelas que colapsaram sobre a sua própria gravidade quando o universo ainda era bem mais jovem e denso.
Os buracos negros supermaciços possuem uma massa milhões ou até bilhões de vezes maior que a massa do Sol. A maioria dos buracos negros supermaciços já catalogados estão em forte atividade, ou seja, continuam atraindo matéria para si, aumentando ainda mais a sua massa.
Alguns modelos para a formação de buracos negros supermaciços já foram descritos. O mais óbvio é o lento acréscimo de matéria, começando de um buraco negro de um tamanho estelar. Outro modelo de formação de um buraco negro supermaciço envolve uma grande nuvem de gás colapsando com uma estrela relativa de talvez cem mil massas solares ou mais. A estrela então se tornaria instável à perturbações radiais devido ao par de elétron-pósitron produzido neste evento, e deve colapsar diretamente em um buraco negro sem uma explosão supernova, o que poderia ejetar a maior parte de sua massa e impedir de deixar um buraco negro remanescente. Ainda há outro modelo de explosão, que envolve um denso aglomerado de estrelas indo ao colapso enquanto a capacidade de calor negativa do sistema se leva a velocidade de dispersão no centro a velocidades relativas. Finalmente, buracos negros primordiais devem ter sido produzidos diretamente da pressão externa nos primeiros instantes depois do Big Bang.
A dificuldade em formar um buraco negro supermaciço se dá à necessidade de matéria suficiente para estar em um pequeno e suficiente volume. Esta matéria precisa ter um momento angular muito pequeno para que isto aconteça. Normalmente o processo de crescimento envolve o transporte de uma grande doação inicial de um momento angular exteriormente, e isto parece ser o fator limite no crescimento de um buraco negro, e explica a formação de discos de acrescimento.
Atualmente, parece haver um vácuo observado na distribuição de massa de buracos negros. Há buracos negros de massa estelar, gerados de estrelas em colapso, que chega a talvez 33 massas solares.O processo é observado como uma explosão de supernova ou uma explosão de raios gama. O mínimo buraco negro supermaciço está na média de 100.000 massas solares. Entre estes dois casos, há uma falta de buracos negros de massa intermediária. Tal vácuo sugeriria qualitativamente diferentes processos de formação. Entretanto, alguns modelos sugerem que fontes de raios X ultraluminosas podem ser buracos negros desse grupos relativos.
Teoricamente podem existir buracos negros de qualquer massa (relatividade geral). Enquanto menos massa possua, maior deve ser a densidade da matéria para formar un buraco negro (ver raio de Schwarzschild, sobre o raio de um buraco negro). Não existem processos conhecidos que possam produzir buracos negros com uma massa menor que umas poucas vezes a massa do Sol. Se estes existem, são principalmente buracos negros primordiales.
concepção artística de um buraco negro supermaciço atraindo material estelar. Abaixo: imagens que, acredita-se, demonstram um buraco negro supermaciço atraindo matéria de uma estrela na galáxia RXJ 1242-11. Esquerda: imagens de raios-X, Direita: imagem óptica.1
Buracos negros estelares em sistemas binários:
Os buracos negros estelares em sistemas binários próximos são observáveis quando a matéria é transferida desde uma estrela acompanhante até o buraco negro. A liberação de energia na queda até a estrela compacta é tão grande que a matéria alcança temperaturas de centenas de milhões de graus e radiações de raios-X (Astronomia de raios-X). Portanto, o buraco negro é observável indiretamente em raios-X, ainda que a estrela acompanhante possa ser observada com telescópios óticos. A liberação de energia dos buracos negros e estrelas de nêutrons são da mesma magnitude. Os buracos negros e estrelas de nêutrons são ocasionalmente difíceis de distinguir.
Entretanto, as estrelas de nêutrons têm propriedades adicionais. Estas mostram distinta rotação, e podem ter um campo magnético e exibir explosões localizadas (explosões termonucleares). Sempre que se observem tais propriedades, o objeto compacto no sistema binário é revelado como uma estrela de nêutrons.
As derivadas massas vêm de observações de fontes compactas de raios-X (combinando dados óticos e de raios-X). Todas as estrelas de nêutrons identificadas têm uma massa de 3 a 5 massas solares. Nenhum dos sistemas compactos com uma massa superior a 5 massas solares revela as propriedades de uma estrela de nêutrons. A combinação desses fatores nos revela que a classe de estrelas compactas com uma massa superior a 5 massas solares são na realidade buracos negros.
Note-se que esta prova da existência dos buracos negros estelares não é inteiramente observacional, mas se baseia em uma teoria: Nós não podemos pensar em outro objeto para esses sistemas binários compactos massivos estelares que um buraco negro. Uma prova direta da existência de um buraco negro poderia ser se um no presente fosse observada a órbita de uma partícula que cai dentro do buraco negro. Em princípios de 2005, um experimento (inglês) usando um Colisor relativístico de íons pesados mostrou evidência de matéria que cai em ummicroburaco negro, fazendo que a matéria se estirasse como era esperado.
Fonte: Wikipédia
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