thumb|300px|Primera imagen real de la historia de un agujero negro supermasivo ubicado en el centro de la galaxia M87 presentado el 10 de abril de 2019 por el consorcio internacional Telescopio del Horizonte de Sucesos.thumb|300px|Arriba: representación artística de un agujero negro supermasivo absorbiendo materia de una estrella cercana. Abajo: imágenes de un supuesto agujero negro supermasivo devorando una estrella en la galaxia RXJ 1242-11. Izq.: en rayos X; Der.: en luz visible.Chandra :: Photo Album :: RX J1242-11 :: 18 Feb 04Un agujero negro supermasivo es un agujero negro con una masa del orden de millones o decenas de miles de millones de masas solares.
Los estudios científicos han comprobado que la Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en el centro galáctico, llamado Sagitario A*. Se cree que muchas, si no todas las galaxias, albergan un agujero negro supermasivo en su centro. De hecho, una de las teorías más extendidas en los últimos tiempos es la de suponer que todas las galaxias elípticas y espirales poseen en su centro un agujero negro supermasivo.
Introducción Un agujero negro supermasivo tiene algunas propiedades interesantes que lo diferencian de otros de menor masa: La densidad media de un agujero negro supermasivo, en referencia a su horizonte de sucesos, puede ser muy baja; de hecho puede ser menor que la densidad del agua, si su masa es suficientemente grande. Esto ocurre porque el radio del agujero negro se incrementa linealmente con la masa, por lo que la densidad decae con el cuadrado de la masa, mientras que el volumen es proporcional al cubo del radio de Schwarzschild, de tal manera que la densidad satisface la siguiente proporcionalidad:
Donde es la masa del sol y la masa del agujero negro supermasivo. La cantidad anterior es inferior a la densidad del agua cuando la masa supera ciento treinta y seis millones de veces la masa solar. Cabe recalcar que todos los agujeros negros poseen una densidad infinita, por lo que este cálculo solo constituye una densidad aparente. Las fuerzas de marea en la vecindad del horizonte de sucesos son sensiblemente menores. Dado que el centro de la singularidad está muy alejado del horizonte, un hipotético astronauta viajando hacia el centro del agujero negro no experimentaría fuerzas de marea significativas hasta adentrarse mucho en el agujero negro.
Los agujeros negros de este tamaño pueden formarse solo de dos formas: por una lenta absorción (acrecimiento) de materia (a partir de un tamaño estelar), o directamente por presión externa en los primeros instantes del Big Bang. El primer método requiere un largo período y grandes cantidades de materia disponibles para el crecimiento del agujero negro supermasivo.
Ciertas mediciones Doppler de la materia que rodea el núcleo de galaxias vecinas a la Vía Láctea revelan un movimiento giratorio muy rápido, que solo es posible por una gran concentración de materia en el centro. Actualmente, el único objeto conocido que puede contener suficiente materia en tan reducido espacio es un agujero negro.
En galaxias activas más alejadas, se piensa que el ancho de las líneas espectrales está relacionado con la masa del agujero negro que genera la actividad del espacio.
Historia de la búsqueda de agujeros negros supermasivos Donald Lynden-Bell y Martin Rees en 1971 exponen la hipótesis de que el centro de la Vía Láctea podría contener un agujero negro supermasivo. Sagitario A* fue descubierto y nombrado el 13 y 15 de febrero de 1974, por los astrónomos Bruce Balick y Robert Brown utilizando el interferómetro de línea de base del Observatorio Nacional de Radioastronomía. Se descubrió una fuente de radio que emite radiación sincrotrón; se encontró que era denso e inmóvil debido a su gravitación. Este fue, por lo tanto, el primer indicio de que existe un agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea.
Formación left|thumb|Concepción artística de un agujero y la acreción del disco negro supermasivo El origen de los agujeros negros supermasivos sigue siendo un campo de investigación abierto. Los astrofísicos están de acuerdo en que una vez que un agujero negro está en su lugar en el centro de una galaxia, puede crecer por la acreción de materia y mediante la fusión con otros agujeros negros. Hay, sin embargo, varias hipótesis para los mecanismos de formación y masas iniciales de los progenitores, o "semillas", de agujeros negros supermasivos. La hipótesis más obvia es que las semillas son agujeros negros de decenas o quizás cientos de masas solares que quedan por las explosiones de estrellas masivas y aumentan por acreción de materia. Otro modelo consiste en una gran nube de gas en el período anterior a las primeras estrellas formadas al colapsar en una "cuasi-estrella" y luego en un agujero negro en principio de solo alrededor de 20 millones de soles, y después, rápidamente, por acreción, convertirse con relativa rapidez en un agujero negro de masa intermedia, y posiblemente un SMBH (Agujero Negro SuperMasivo; siglas en inglés) si la tasa de acreción no decae en masas mayores.Begelman, M. C. et al. (Jun 2006). "Formation of supermassive black holes by direct collapse in pre-galactic haloed". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 370 (1): 289–298. arXiv:astro-ph/0602363. Bibcode:2006MNRAS.370..289B. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10467.x. La "cuasi-estrella" inicial se vuelve inestable por perturbaciones radiales debido a la producción de pares electrón-positrón en su núcleo, y puede colapsar directamente en un agujero negro sin una explosión de supernova, que expulse la mayor parte de su masa dejando un agujero negro como remanente. Sin embargo, otro modeloSpitzer, L. (1987). Dynamical Evolution of Globular Clusters. Princeton University Press. . implica un cúmulo estelar denso sometido a colapso en un núcleo con disminución de la cantidad de calor del resto expulsado por dispersión a velocidades relativistas. Por último, los agujeros negros primordiales pueden haber sido producidos directamente por la presión externa en los primeros momentos después del Big Bang. La formación de los agujeros negros por la muerte de las primeras estrellas se ha estudiado y corroborado por las observaciones ampliamente. Los otros modelos para la formación del agujero negro mencionadas anteriormente son teóricos. thumb|Impresión artística de la eyección del cuásar SDSS J1106 + 1939 La dificultad en la formación de un agujero negro supermasivo reside en la necesidad de suficiente materia para estar en un pequeño volumen. Este asunto tiene que tener muy poco momento angular para que esto suceda. Normalmente, el proceso de acreción implica el transporte de una gran dotación inicial de momento angular hacia el exterior, y este parece ser el factor limitante en el crecimiento del agujero negro. Este es un componente importante de la teoría de los discos de acreción. La acreción de gas es lo más eficiente y también la manera más visible en el que crecen los agujeros negros. La mayor parte del crecimiento de la masa de los agujeros negros supermasivos se cree que ocurre a través de episodios de la acreción rápida de gas, que son observables como núcleos galácticos activos o cuásares. Las observaciones revelan que los cuásares eran mucho más frecuentes cuando el Universo era más joven, lo que indica que los agujeros negros supermasivos se formaron y crecieron temprano. Un factor limitante importante para las teorías de la formación de un agujero negro supermasivo es la observación de cuásares distantes luminosos, que indican que los agujeros negros supermasivos de miles de millones de masas solares ya se habían formado cuando el universo tenía menos de mil millones de años. Esto sugiere que los agujeros negros supermasivos se iniciaron muy temprano en el Universo, dentro de las primeras galaxias masivas.
Actualmente, parece que hay un hueco en la distribución de la masa observada de los agujeros negros. Hay agujeros negros de masa estelar, generados a partir de estrellas que colapsan, que van hasta quizá 33 millones de masas solares. El agujero negro supermasivo mínimo es del orden de cientos de miles de masas solares. Entre estos regímenes parece haber una escasez de agujeros negros de masa intermedia. Una brecha tal sugeriría cualitativamente diferentes procesos de formación. Sin embargo, algunos modelosWinter, L.M. et al. (Oct 2006). "XMM-Newton Archival Study of the ULX Population in Nearby Galaxies". Astrophysical Journal 649 (2): 730–752. arXiv:astro-ph/0512480. Bibcode:2006ApJ...649..730W. doi:10.1086/506579. sugieren que las fuentes de rayos X ultraluminosas (ULXs) pueden ser agujeros negros de este grupo que falta.
Medidas del efecto Doppler thumb|Vista lateral del agujero negro con el anillo toroidal transparente de materia ionizada según un modelo propuestoO. Straub, F.H. Vincent, M.A. Abramowicz, E. Gourgoulhon, T. Paumard, ``Modelling the black hole silhouette in Sgr A* with ion tori, Astron. Astroph. 543} (2012) A83. para Sgr A *. Esta imagen muestra resultado de la flexión de la luz desde detrás del agujero negro, y también muestra la asimetría que surge por el efecto Doppler de la velocidad orbital extremadamente alta de la materia en el anillo, que gira de izquierda a derecha por delante. Algunas de las mejores evidencias de la presencia de agujeros negros es la que proporciona el efecto Doppler. De acuerdo con este efecto, la luz emitida por la materia objetos que se alejan de nosotros presenta corrimiento al rojo, mientras que los objetos que se acercan presentarán corrimiento al azul. Así, para la materia que se encuentra muy cerca de un agujero negro, la velocidad orbital debe ser comparable con la velocidad de la luz, por lo que la materia que se aleja aparecerá muy débil en comparación con la materia que acerque, lo que significa que los sistemas con discos intrínsecamente simétricas y anillos adquirirán un aspecto visual muy asimétrico. Este efecto, se ha dejado en el ordenador moderno imágenes generadas como el ejemplo que aquí se presenta, con base en un modelo plausible para el agujero negro supermasivo en Sgr A * en el centro de nuestra propia galaxia. Sin embargo, la resolución que proporciona la tecnología telescopio actualmente disponible es aún insuficiente para confirmar directamente tales predicciones.
Lo que ya se ha observado directamente en muchos sistemas son las velocidades no relativistas más bajas de la materia que orbita más lejos de lo que se supone que son los agujeros negros. Medidas Doppler directas de máser (siglas en inglés de Amplificación de Microondas por emisión estimulada de Radiación) de agua de la materia que rodea los núcleos de las galaxias cercanas han revelado un movimiento kepleriano muy rápido que solo es posible con una alta concentración de la materia en el centro. En la actualidad, los únicos objetos conocidos que pueden concentrar suficiente materia en un espacio tan pequeño son los agujeros negros, o las cosas que evolucionarán en agujeros negros dentro de plazos astrofísicamente cortos. Para galaxias activas más alejadas, la anchura de las líneas espectrales amplias se puede utilizar para sondear el gas que orbita cerca del horizonte de sucesos. La técnica de mapeo de reverberación utiliza la variabilidad de estas líneas para medir la masa y tal vez el giro del agujero negro de las galaxias activas.
La gravitación de los agujeros negros supermasivos en el centro de muchas galaxias se cree que alimentan objetos activos tales como galaxias Seyfert y cuásares.
Una correlación empírica entre el tamaño de los agujeros negros supermasivos y la velocidad de dispersión estelar σ de un bulbo galácticoGultekin K et al. (2009). "The M and M-L Relations in Galactic Bulges, and Determinations of Their Intrinsic Scatter". The Astrophysical Journal 698 (1): 198–221. arXiv:0903.4897. Bibcode:2009ApJ...698..198G. doi:10.1088/0004-637X/698/1/198. se llama la relación M-sigma.
Radiación de Hawking