El "problema" del parsec final

Question

Muchas galaxias, y tal vez todas, parecen contener agujeros negros supermasivos de unos $10^7 M_\odot$ en sus centros. Determinar sus orígenes reviste un gran interés astrofísico.

Según la teoría de la "fusión jerárquica", actualmente muy extendida, los agujeros negros supermasivos aumentan de tamaño con el tiempo a través de fusiones repetidas entre agujeros más pequeños, por ejemplo, durante las fusiones galácticas. Para ello se requiere un mecanismo natural que disipe la energía orbital y el momento angular entre los agujeros, de tal forma que éstos se fusionen genéricamente en mucho menos de un tiempo Hubble.

Cuando los agujeros están muy alejados (mucho más de un pársec) existe un mecanismo de este tipo en forma de arrastre de gas (EDIT: el mecanismo real en este caso es la fricción dinámica; gracias a Chris White por señalarlo). Y cuando están muy cerca, la reacción de radiación gravitatoria cobra importancia. Pero a distancias de alrededor de un parsec los agujeros no parecen verse impulsados a juntarse y, según la teoría actual, nunca deberían fusionarse. De ahí el "problema del parsec final": ¿cómo acercar los agujeros lo suficiente como para que se produzca una fusión?

Sin embargo, por lo que yo sé, no hay pruebas de que los agujeros negros hayan existido alguna vez. do fusión. Un gran enjambre de pequeños agujeros negros separados por un parsec sería igualmente compatible con la observación. O bien algún proceso distinto de la fusión jerárquica podría explicar los agujeros. Así que parece que este "problema" tiene más que ver con las carreras de los científicos especializados en ondas gravitacionales que con cualquier dificultad real en astrofísica. ¿O estoy siendo injusto?

Answer 1

Buena pregunta.

1) Existe indirecta (y circunstancial) pruebas de que se fusionan . Aunque existen algunos ejemplos famosos de AGN aparentemente "binarios" (o, más exactamente, "duales") (por ejemplo. Komossa+2003 o Rodríguez+2006 ) parece haber una escasez muy llamativa de sistemas de este tipo, lo que sugiere que no pasan mucho tiempo a separaciones observables. Nótese que "observable" no significa necesariamente resoluble (ópticamente), ya que la VLBI también ha encontrado muy pocas binarias, y también hay métodos espectroscópicos que deberían serlo. más sensible cuanto más cerca estén los sistemas. Además, se ha sugerido que la estrechez de la relación M-sigma sugiere que las binarias BH se fusionan de forma efectiva. Por último, todas las observaciones bien contrastadas de los BH (por ejemplo, mediante perfiles de velocidad estelar) permiten descartar con bastante fiabilidad la presencia de compañeros masivos.

2) Cada vez hay más razones teóricas para creer que el "problema del parsec final" no es tan grave como se pensaba. Una de las mejores revisiones del tema es la que ofrece Merritt y Milosavljević 2009 .

En escalas de parsecs, el mecanismo dominante de "endurecimiento" (acercamiento de la binaria) es a través de dispersión de estrellas individuales en el llamado "cono de pérdidas". Si tomamos el modelo analítico más simple para el cono de pérdida, de una distribución esférica simétrica e isótropa de estrellas, entonces el cono de pérdida se "agota" rápidamente: sólo hay un pequeño número de estrellas capaces de dispersarse con la binaria, y una vez que lo hacen el cono de pérdida queda "vacío" y se rellena muy lentamente. Los modelos más realistas, que tienen en cuenta las perturbaciones de los sistemas anisótropos y no esféricos, sugieren que el cono de pérdida puede rellenarse mucho más rápida y eficazmente.

Además, la importancia de gas de arrastre local en la binaria a escala de pársecs y subpársecs parece ser mucho más significativa de lo que se pensaba en un principio. Esto se debe a dos razones: i) parece que grandes cantidades de gas denso adicional se canalizan hacia el centro galáctico durante las fusiones. ii) la formación de un disco gaseoso circumbinario puede ser mucho más eficaz en la extracción de energía orbital / momento angular de lo que se pensaba inicialmente (por ejemplo. Cuadra+2009 , MacFadyen y Milosavljević 2008 ).

En este momento, todos los modelos teóricos sugieren que una fracción muy grande de binarias MBH deberían fusionarse muy eficazmente, es decir, en escalas de tiempo inferiores a unos $10^8$ años. Incluso modificaciones bastante sustanciales en los mandos de estos modelos, no parecen cambiar la conclusión básica de que estamos a punto de detectar sistemas binarios MBH con Pulsar Timing Arrays (PTA). La única gran advertencia a esto, en mi opinión es que la gama de frecuencias a la que los PTA son más sensibles podría estar en las frecuencias en las que los binarios MBH pasan la mayor parte del tiempo. menos tiempo. Sin embargo, ninguno de los modelos que he visto sugiere que debamos preocuparnos demasiado.

Todo esto es un extremadamente área activa de investigación, y tanto las observaciones como los modelos teóricos son muy difícil de realizar, pero es de esperar que muy pronto veamos avances interesantes en ambos frentes.