El trabajo se sitúa en la periferia: junto a investigaciones sobre agujeros negros de masa intermedia, sombras de agujeros negros gigantes en luz antigua y firmas de neutrinos de materia oscura. Los colegas estudian el crecimiento de los agujeros negros y su influencia en las galaxias, pero las mediciones dinámicas de masas a grandes corrimientos al rojo no habían tenido éxito hasta ahora. Intentos previos con z>6 no encontraban una señal clara del agujero negro debido a la compleja cinemática del gas o a la reionización del carbono. Este trabajo elige por primera vez un objeto donde la esfera de influencia es suficientemente grande y el oscurecimiento protege la línea [C ii] de la destrucción.
Las observaciones de la línea [C ii] de 157,7 μm en el cuásar W2246–0526 se realizaron con ALMA con un haz sintetizado de 0,089″×0,053″ (ponderación uniforme) y 0,13″×0,09″ (ponderación natural). Los datos se dividieron en anillos elípticos; en cada espectro se separaron una componente gaussiana de turbulencia de la galaxia anfitriona y componentes de flujos de salida. El perfil de dispersión de velocidades sin tener en cuenta los flujos de salida se modeló considerando la gravedad del agujero negro, la masa de la galaxia (perfil de Sérsic) y el suavizado por el haz. La masa del agujero negro se determinó mediante cadenas de Markov Monte Carlo.
La dispersión de velocidades del gas aumenta hacia el centro desde 186 km/s a 1,5 kpc hasta 300 km/s en el haz central. El mejor modelo da una masa del agujero negro de 6,3±0,14×10⁹ M☉ y una masa de la galaxia dentro de un radio de 1,31+0,34−0,39×10¹⁰ M☉. La esfera de influencia del agujero negro tiene un diámetro de 2,30+0,78−0,40 kpc, cuatro veces mayor que lo predicho a baja resolución debido a los flujos de salida no considerados. La relación de Eddington de 1,58±0,04 indica acreción super-Eddington. El modelo sin agujero negro produce una galaxia irrealmente compacta y un peor χ² (10,13 frente a 4,38), confirmando la necesidad del agujero negro.
A diferencia de los colegas que buscaron masas dinámicas en cuásares no oscurecidos con z>6 y no encontraron señal, este trabajo demuestra que los cuásares fuertemente oscurecidos son objetivos ideales: el polvo bloquea la radiación de rayos X, preservando la línea [C ii] cerca del núcleo. La concordancia de la masa dinámica con la estimación basada en la línea Mg II confirma la fiabilidad del método empírico para cuásares hiperluminosos. Esto abre el camino para la verificación estadística de las relaciones masa-luminosidad en el universo temprano.
El método puede aplicarse a una muestra de cuásares fuertemente oscurecidos para acumular estadística de masas dinámicas y verificar las calibraciones de las estimaciones de una sola época. Observaciones con resolución aún mayor (por ejemplo, con el interferómetro de próxima generación) permitirán resolver las esferas de influencia de agujeros negros menos masivos. El estudio de los flujos de salida y su relación con la acreción super-Eddington aclarará el mecanismo de retroalimentación.
El resultado afectará a las investigaciones sobre la coevolución de galaxias y agujeros negros, la calibración de métodos empíricos para estimar masas y los modelos de retroalimentación durante la acreción super-Eddington.
Ampliar la muestra de cuásares oscurecidos con [C ii] de alta resolución; estudiar en detalle la cinemática de los flujos de salida y su relación con la acreción.
El trabajo está directamente relacionado con el problema no resuelto de la coevolución de agujeros negros supermasivos y galaxias: por qué los cuásares distantes tienen agujeros negros sobremasivos en comparación con las relaciones locales. Las masas dinámicas son necesarias para distinguir una desviación real de un error sistemático de los métodos empíricos.
Esta sección está dirigida al autor del trabajo y a sus colegas. Los trabajos vecinos los encontró la búsqueda por significado en nuestro archivo, no por coincidencia de palabras. No evaluamos: mostramos el campo alrededor.
Qué hace el trabajo
Este trabajo mide por primera vez de forma dinámica la masa de un agujero negro supermasivo en z=4.6, utilizando el aumento de la dispersión de velocidades del gas en la línea [C ii] hacia el centro de un cuásar fuertemente oscurecido, W2246–0526. El modelado, que incluye los flujos de salida y el suavizado por el haz, arroja una masa de 6.3×10⁹ M☉ y una esfera de influencia con un diámetro de 2.3 kpc.
Dónde está su fuerza
La elección de un cuásar oscurecido, donde el polvo bloquea la emisión de rayos X y preserva la línea [C ii] cerca del núcleo, abre una nueva clase de objetos para las mediciones dinámicas de masas de agujeros negros en el universo temprano.
Hacia dónde puede avanzar
Vale la pena probar
Por qué puede importar
Este trabajo allana el camino para medir sistemáticamente las masas de los agujeros negros supermasivos en el universo temprano, lo cual es crucial para entender su rápido crecimiento y su coevolución con las galaxias.
Trabajos cercanos en nuestro archivo
El archivo está vacío alrededor de este trabajo: el análisis más cercano queda en 0.56, frente a un 0.64 habitual. Parece que aquí al lado casi nadie ha perforado.
La masa del agujero negro en W2246–0526 equivale a unos 6,3 mil millones de soles, y su esfera de influencia se extiende a 2300 años luz, lo que es como la distancia del Sol a la estrella más cercana multiplicada por 500.