Estaba leyendo este artículo que menciona que un agujero negro tiene a gravitational sphere of 4,000 light-years.
No había oído hablar del término (esfera gravitacional) antes, así que lo busqué, y parece que una definición simple es lo mismo que esfera de influencia y, según Wikipedia, es
Una esfera de influencia (SOI) en astrodinámica y astronomía es la región esférica (en realidad es una esfera achatada) alrededor de un cuerpo celeste donde la influencia gravitatoria principal sobre un objeto en órbita es ese cuerpo.
De lo anterior, entiendo que significa que un objeto podría ser pequeño, pero siempre que no haya objetos cerca de otro objeto con una atracción gravitatoria más grande cerca de ellos, entonces su esfera podría ser más grande que un objeto más masivo. es decir, no puedo mirar directamente a una esfera gravitacional de 4000 años luz y pensar "debe ser un objeto enorme".
¿Es correcto mi entendimiento?
No, no tienes toda la razón. Hay una diferencia entre el SOI de los cuerpos celestes (es decir, los planetas) y el de un agujero negro (BH). El SOI para un BH generalmente se usa cuando se intenta determinar la masa de un BH supermasivo en el centro de una galaxia. La definición, "La región alrededor de un agujero negro supermasivo en la que el potencial gravitatorio del agujero negro domina el potencial gravitatorio de la galaxia anfitriona" (esta definición también está tomada de Wikipedia, ya que no pude encontrarla en mi libro de Cosmología) , es similar al que ha indicado anteriormente, pero no hay nada comparable en tamaño en el área circundante y la masa del BH está fuertemente correlacionada con el tamaño del SOI.
Los radios del SOI están definidos por
dónde es la dispersión de la velocidad estelar, es la constante gravitacional y la masa del BH. Como puede ver, los radios del SOI dependen de la masa del BH en esta ecuación.
El abultamiento esferoide de estrellas alrededor de BH se puede medir mediante observaciones en el espectro infrarrojo cercano y está estrechamente relacionado con el ROI. Cuando los radios se combinan con la dispersión de la velocidad estelar efectiva de la galaxia, entonces es posible determinar la masa del BH central.