Archivo: agujeros negros de masa intermedia

Los agujeros negros ahora son parte del clásico bestiario astrofísico. Conocemos bien los agujeros negros estelares, residuo de la muerte de las estrellas más masivas, cuya masa es equivalente a unas pocas veces la del Sol, así como sus llamadas contrapartes supermasivas, monstruos de varios millones a varios miles de millones de masas solares que se esconden en el corazón de ciertas galaxias. Sin embargo, durante la última década, las observaciones de rayos X, corroboradas por datos ópticos, sugieren que hay agujeros negros de varios miles de masas solares en las galaxias cercanas y quizás también en las nuestras. Estos agujeros negros, mucho más pesados que los agujeros negros estelares, pero mucho menos que los supermasivos, están calificados como intermediarios. Su existencia, ya conjeturada a fines de la década de 1970, y aún debatida, podría ser de capital importancia en los modelos de formación y evolución de las galaxias. En particular, podrían ser las semillas de agujeros negros supermasivos. Pero antes de evocar en detalle estos misteriosos objetos, volvamos a los mecanismos generales de formación de agujeros negros.

En astrofísica, un agujero negro es un objeto masivo cuyo campo gravitacional es tan intenso que evita que se escape cualquier forma de materia o radiación. El astrónomo Karl Schwarzschild demostró en 1916 su existencia, en el sentido matemático, como una de las consecuencias de la teoría de la relatividad general de Einstein, promulgada un año antes. Desde un punto de vista formal, estas son singularidades del espacio-tiempo, es decir, regiones donde el campo gravitacional es infinito. Considerados durante mucho tiempo como objetos patológicos, primero son objeto de solo estudios teóricos, o aparecen en obras sin ser nombrados. El teórico indio Subrahmanyan Chandrasekhar predijo en la década de 1930 que había una masa límite, conocida como el límite de Chandrasekhar, más allá del cual, dado que las fuerzas de presión ya no podían contrarrestar la gravedad, un objeto celeste debe colapsar sobre sí mismo, incluso. Aunque Chandrasekhar no lo especifica, el objeto resultante puede ser un agujero negro (stricto sensu, su trabajo se relaciona con estrellas particulares llamadas enanas blancas, pero el método puede transponerse a cualquier tipo de objeto celeste).

Los agujeros negros todavía plantean muchos problemas teóricos hoy en día, y la descripción del vecindario de una singularidad sigue siendo una pregunta abierta que requiere nuevas teorías que combinen gravedad y mecánica cuántica. Pero desde la observación del primer candidato del agujero negro, Cygnus x-1, en 1971, se han convertido gradualmente en objetos comunes en astrofísica. Es tanto como una etapa final en el colapso de un objeto celeste masivo como motores muy potentes de acumulación de materia que juegan un papel importante en la astrofísica y la cosmología, porque aparecen naturalmente en la evolución y las estrellas y las galaxias.

Aunque, por definición, es imposible «ver» directamente agujeros negros, sus firmas de observación indirectas son numerosas, y su existencia, disputada durante mucho tiempo, ya no está en duda. En particular, el material atraído por la gravedad de un agujero negro a menudo tiene la forma de un llamado disco de acreción, donde se calienta y, en consecuencia, se irradia intensamente en la longitud de onda de las radiografías.

Una brecha inmensa en términos de masa

Observamos dos grandes clases de agujeros negros. El primero es el de los agujeros negros estelares, de algunas masas solares. Como se mencionó anteriormente, se forman en la última etapa de la evolución de ciertas estrellas. Es bastante fácil observarlos en rayos X si aumentan el material arrancado de una estrella vecina; Para los agujeros negros como para sus primos cercanos, las estrellas de neutrones, hablamos de sistemas binarios x.

La segunda clase es la de los agujeros negros supermasivos. De una masa de varios millones a varios miles de millones de masas solares, residen en el centro de ciertas galaxias. En 1964, Los teóricos rusos Yakov Zeldovich e Igor Novikov, por un lado, y el estadounidense Edwin Salpeter por otro lado, sugirió que solo la acumulación de materia por agujeros negros de varios millones de masas solares podría estar en el origen de la emisión intensa que luego se observó en una banda ancha del espectro electromagnético en dirección a ciertas galaxias calificadas como resultado de los activos de núcleos de las galaxias. Esta idea será verificada más adelante. Además, los cuásares, fuentes de luz muy distantes observadas por la espectroscopía a fines de la década de 1960, también se explicaron por la presencia de agujeros negros supermasivos ubicados en galaxias muy distantes. En 1969, el astrofísico inglés Donald Lynden-Bell propuso la idea de que los cuásares y los núcleos de galaxias activos son etapas particulares en la evolución de las galaxias, y que los agujeros negros supermasivos aún ocupan el centro después de haber agotado su disco de acreción. De hecho, hoy «observamos» agujeros negros supermasivos en el corazón de las galaxias inactivas por métodos cinemáticos, es decir, estudiando su influencia en la trayectoria de las estrellas o el gas en sus proximidades. El más cercano se encuentra en el centro de nuestra propia galaxia. Su masa se estima en cuatro millones de masas solares.

Una inmensa desviación en términos de masa separa los agujeros negros estelares y los agujeros negros supermasivos. ¿Por qué esta brecha? ? ¿Hay agujeros negros de masa intermedia? ? La respuesta a esta pregunta es «sin duda». Pero para entenderlo, primero volvamos a los mecanismos de formación de agujeros negros.

Esto es esencialmente una competencia entre las fuerzas de presión y la gravedad. La presión dentro de un cuerpo celeste autogravante puede ser el resultado de la presión natural del gas o la radiación producida por él cuando se condensa (en una nube molecular) reacciones de fusión nuclear, que tienen lugar cuando la densidad y la temperatura son suficientes (en los corazones de las estrellas) La presión de degeneración de los electrones (en una enana blanca) o incluso una fuerza nuclear fuerte (en una estrella de neutrones). La gravedad proviene de la masa.

Un colapso inevitable

Cuándo por una razón u otra: cese de los procesos que causan la presión, acreditación de material adicional, etc. -, la gravedad excede la presión, el objeto se derrumba sobre sí mismo. Si, en última instancia, al final de una serie de colapsos (según la sucesión jerárquica de las fuerzas de presión involucradas), prevalece la gravedad, se forma un agujero negro. Una estrella inicialmente no muy masiva, como el Sol, termina en forma de un objeto compacto (enano blanco). El colapso de una estrella masiva, típicamente más de diez masas solares, generalmente conduce a su explosión en la supernova, de la cual resulta una estrella de neutrones o un agujero negro dependiendo de la masa, pero también puede conducir directamente a un agujero negro . Un agujero negro estelar es, por lo tanto, el paso final potencial en la evolución de una estrella masiva.

Sin embargo, un agujero negro estelar de una población de estrellas jóvenes, como las observadas, en teoría no puede exceder unas 20 masas solares. En las estrellas más masivas, la presencia de elementos más pesados que el helio (metalicidad) induce vientos estelares muy violentos que expulsan una gran parte de la masa inicial de la estrella cuando se derrumba, lo que limita la de los agujeros negros resultantes.

La formación de agujeros negros supermasivos es más problemática. De hecho, estos objetos están en el origen de los cuásares, ubicados a distancias correspondientes a un Universo de solo unos cientos de millones de años. ¿Cómo podrían haberse formado objetos tan masivos en tan poco tiempo? ? De hecho, tomaría un tiempo del orden de la era del Universo (13.700 millones de años) para que un agujero negro estelar crezca hasta varios cientos de millones de masas solares por simple acumulación de materia . Para superar este misterio, es necesario abordar esta cuestión en un marco más global, el de la formación y la evolución de las galaxias.

Durante un famoso seminario sobre cuásares, celebrada en Oxford en 1978, El astrónomo de Cambridge Martin Rees sienta las bases para una teoría de la formación y evolución de las galaxias donde los agujeros negros supermasivos juegan un papel importante: dependiendo de la masa del agujero negro central, de su entrenamiento, distribución de gas y estrellas en protogalaxia, resultarán diferentes tipos de galaxias. Ahora sabemos que un agujero negro masivo tiene una influencia considerable en la regulación dinámica y energética: distribución de materiales, expulsión de energía durante la acreción, brillo, control de la formación de estrellas, etc. – el objeto que lo protege, a lo largo de su historia y sea cual sea su tamaño (grupo global, galaxia enana, galaxia espiral o elíptica, etc.).

Pero, a fines de la década de 1970, el escenario para la formación de estos agujeros negros supermasivos solo estaba en el estado del borrador. Dominan dos hipótesis: colapso de nubes muy pesadas de gas molecular o agregación de estrellas. Si esta última idea es clara, la primera aún está en barbecho. En 1984, el astrofísico J. Richard Bond, luego en la Universidad de Chicago, y dos de sus colegas, W. David Arnett y Bernard Carr, luego en Cambridge, demostraron su relevancia. Se basan en el hecho de que en el Universo joven, el gas primitivo puede generar estrellas extremadamente masivas y dar lugar a agujeros negros mucho más masivos que los agujeros negros estelares comunes.

Cómo ? La composición del gas primitivo está dominada por hidrógeno y helio. Los núcleos más pesados están casi ausentes, precisamente porque aún no han sido sintetizados por fusión nuclear dentro de las estrellas. En este entorno de metal cero, las nubes de gas muy masivas, hasta varios miles de masas solares, pueden formarse y colapsar sobre sí mismas sin fragmentarse, como es el caso en un entorno más rico en elementos pesados y, por lo tanto, dar a luz a protostares extremadamente masivos. Estas primeras estrellas, llamadas población iii, nunca se han observado por el momento.

Nacido de la primera generación de estrellas

En ausencia de especies atómicas pesadas y protegidas de la radiación estelar inexistente, es la presencia y la formación de moléculas de hidrógeno neutro lo que permite el colapso de estos protostares. Además, en estas estrellas de primera generación, a diferencia de las estrellas de segunda o tercera generación, los tiempos de inicio característicos de las fases sucesivas de fusión nuclear (fusión de hidrógeno, luego helio, luego carbono, etc.) son más largos que el tiempo característico del colapso gravitacional debido a la enorme masa involucrada. Como resultado, las fuerzas de presión casi nunca son suficientes para resistir el colapso durante mucho tiempo. En otras palabras, las estrellas de la población iii deben tener una vida útil muy corta, del orden de un millón de años, y casi todas colapsan en agujeros negros sin haber tenido tiempo de brillar durante mucho tiempo. – De ahí la dificultad de observarlos ! Además, debido a la metalicidad cero, su viento estelar es insignificante y expulsan muy poca materia durante su corta vida, a diferencia de las estrellas masivas actuales. Cuando colapsan en agujeros negros, son casi tan masivos como las nubes de gas iniciales.

Es probable que las estrellas de población iii hayan dado a luz agujeros negros de varias decenas a varios miles de masas solares, o incluso aún más pesados: agujeros negros de masa intermedia. Más precisamente, se dividen en dos escalas de masa típicas: de alrededor de 40 a 140 masas solares, y más de 260 masas solares. Entre estas dos escalas, las estrellas son inestables y explotan en supernova.

¿Cómo resuelven estos agujeros negros intermedios el enigma de la formación de agujeros negros supermasivos en cuásares? ? La respuesta es simple: los agujeros negros intermedios pueden formarse lo suficientemente temprano en el Universo y con suficiente masa para volverse rápidamente supermasivos por acumulación de materia o por coalescencia con sus semejantes, si están agrupados en grupos. De hecho, la acumulación es aún más efectiva ya que el agujero negro es masivo, por lo tanto, el tiempo necesario para su crecimiento es mucho más corto para una escala de masa intermedia que para los agujeros negros estelares convencionales. Y la coalescencia de los agujeros negros intermedios da un objeto mucho más rápido, mucho más masivo que el mismo proceso que involucra objetos de solo unas pocas masas solares.

Antes de detallar más los aspectos teóricos de estos agujeros negros intermedios y sus vínculos con la formación de grandes estructuras en el Universo, detengámonos por un momento para examinar los índices de observación de su existencia.

Estos índices se acumularon con el desarrollo de satélites de observación de rayos X desde la década de 1990. En particular, Las campañas de observación llevadas a cabo en muchas galaxias cercanas con el satélite Rosat al final de esta década han permitido a Edward Colbert, del Instituto Científico del Telescopio Hubble, y Richard Mushotzky, del Centro de Vuelo Espacial Goddard en la NASA, aislar fuentes de rayos X muy intensas ubicadas fuera del centro de las galaxias observadas y bastante diferentes de los binarios estelares x.

Fuentes misteriosas x

Estas fuentes, llamadas fuentes ultraluminosas x o ulx, en 1999 por Tsunefumi Mizuno y sus colegas de la Universidad de Tokio que las estudiaron usando el satélite asca, son mucho más brillantes que los binarios x. La conversión «ingenua» de este brillo en términos de masa del agujero negro que se supone que los alimenta sugiere que estos son objetos de varios cientos a varias decenas de miles de masas solares, mucho más masivos que los agujeros negros estelares comunes.

En realidad, tales fuentes x muy ligeras ya se habían observado en la década de 1980 con el satélite Einstein, pero la resolución del instrumento no había permitido saber si eran objetos aislados o múltiples, o si estaban o no en el corazón de las galaxias. Los satélites de la próxima generación, xmm-Newton y Chandra, cuya precisión es del orden de unos pocos segundos de arco, hicieron posible a principios de la década de 2000 localizar las fuentes con precisión y medir su extensión espacial.

Hoy se han identificado varios cientos de fuentes ulx, pero su interpretación en términos de agujeros negros de masa intermedia aún se debate. La estimación de la masa de hecho depende del modelo de acreción subyacente y no es precisa: el borde entre los agujeros negros de masa intermedia y los agujeros negros de los binarios x no es claro. Además, es difícil vincular formalmente estas observaciones con el escenario más fundamental de formación de agujeros negros intermedios en el Universo joven. Algunas fuentes de ulx se encuentran en regiones con una alta tasa de formación estelar, donde las estrellas son jóvenes por definición y, por lo tanto, pueden haberse formado recientemente, tal vez por coalescencia de agujeros negros estelares jóvenes.

Pero con mayor frecuencia, las galaxias que contienen la mayoría de las fuentes ulx son las galaxias elípticas, muy masivas y pobladas por estrellas antiguas. Ulx se observan allí especialmente en cúmulos globulares, grupos de estrellas muy antiguas. Paradójicamente, son más raros en los cúmulos globulares de las galaxias espirales, pero esto simplemente vendría del hecho de que los agujeros negros son inactivos, y por lo tanto invisibles, en ausencia de gas interestelar para ser tragados. De hecho, las reconstrucciones cinemáticas realizadas a partir de observaciones del telescopio espacial Hubble sugieren que varios cúmulos globulares, como m15 (satélite de la Vía Láctea) o g1 (satélite de la galaxia de Andrómeda), albergan agujeros negros de varios miles de masas solares. . Estas estimaciones conducen a las mismas relaciones entre la dispersión de las velocidades de las estrellas y la masa del agujero negro central que las observadas en las galaxias. Este podría ser el sello distintivo de un proceso de entrenamiento genérico común a los cúmulos globulares y las galaxias.

Incluso si es aconsejable tener cuidado, las fuentes ulx, a pesar de características similares, probablemente no tienen el mismo origen, la existencia de agujeros negros de masa intermedia está respaldada por numerosas observaciones . Las investigaciones continúan … Por el momento, volvamos a los aspectos teóricos y al posible origen cosmológico de los agujeros negros de masa intermedia.

Los agujeros negros supermasivos juegan un papel importante en la evolución de las galaxias, por lo que es interesante integrar su escenario de entrenamiento a partir de agujeros negros intermedios en el marco más global de entrenamiento y la evolución de grandes estructuras del Universo. Este marco cosmológico se basa actualmente en uno de los mayores rompecabezas de la física moderna: la materia oscura. Introducido en la década de 1930 por el astrónomo suizo Fritz Zwicky para explicar su estimación de la masa del cúmulo de galaxias Coma, la materia oscura es una sustancia de naturaleza aún desconocida que interactúa principalmente a través de la gravedad con la materia ordinaria y la radiación. En el modelo cosmológico estándar actual, representa casi el 85 por ciento del material en el Universo (que en sí mismo representa solo alrededor del 23 por ciento de la energía en el Universo, el resto está asociado con una energía oscura igualmente misteriosa). Las partículas exóticas masivas que probablemente constituyan materia oscura pronto se buscarán en el lhc, el gran colisionador de hadrones del venado.

La materia oscura se ha convertido en un ingrediente esencial en los modelos de formación de galaxias y grandes estructuras cósmicas. No sujeto a la presión de radiación en el Universo joven, la materia oscura se derrumba por la inestabilidad gravitacional más temprano en la historia que la materia ordinaria. Las concentraciones de materia oscura luego cavan los primeros «pozos de gravedad», o halos, en los que la materia ordinaria a su vez se agregará en forma de grandes nubes moleculares después del enfriamiento. La condensación de estas nubes dará a luz a las primeras estrellas, luego a las primeras galaxias. Sin materia oscura, las galaxias no podían formarse en un tiempo suficientemente corto: el más antiguo observado ya existía apenas 700 millones de años después del Big Bang.

Este colapso de la materia oscura en el halo sería un requisito previo para la formación de agujeros negros intermedios y supermasivos. Hay varios escenarios teóricos. Piero Madau, de la Universidad de California en Santa Cruz, y Martin Rees propuso en 2001 un escenario donde los agujeros negros de masa intermedia provienen de estrellas de población iii de varios cientos de masas solares, formado cuando el Universo tenía solo unos pocos cientos de millones de años en halos de materia oscura de varios cientos de miles de masas solares particularmente densas, y por lo tanto bastante raro. Estos agujeros negros pudieron sumergirse en el corazón de las galaxias en formación y aumentar de peso por acreción o coalescencia. Una galaxia como la nuestra podría albergar a varios miles, que deambularían, solitarios e invisibles, o se manifestarían como fuentes ulx si estuvieran en un entorno adecuado.

Materia negra y formación de agujeros negros

En 2004, Savvas Koushiappas, completando su tesis en la Universidad de Ohio en Columbus, James Bullock, así en Cambridge, y Avishai Dekel, de la Universidad Hebrea de Jerusalén, han propuesto una alternativa en la que los agujeros negros de masa intermedia se forman muy temprano en pozos gravitacionales de materia oscura muy masiva, del orden de casi un millón de masas solares, lentamente volviéndose sobre sí mismos. Estas condiciones permiten la estabilización del gas en forma de disco sólido, que luego se colapsa directamente en un agujero negro bajo el efecto de inestabilidades gravitacionales. El resultado son monstruosos agujeros negros intermedios, varios cientos de miles de masas solares, que también podrían deambular por las galaxias por decenas, y han servido como gérmenes con agujeros negros supermasivos.

Cualesquiera que sean los modelos, la formación de agujeros negros intermedios en el Universo debe detenerse gradualmente a medida que las primeras estrellas reionizan el gas circundante y aumentan su metalicidad, induciendo una presión que ralentiza el colapso y vientos estelares que dislocan las nubes gaseosas. Por lo tanto, los agujeros negros intermedios primarios han podido formarse durante apenas unos cientos de millones de años. Sin embargo, tenga en cuenta que todavía están muy probablemente formados hoy por la coalescencia de objetos compactos en los cúmulos de estrellas.

Finalmente, los halos de materia negra que sirven como una cuna a agujeros negros de masa intermedia ofrecen en teoría una posibilidad alternativa de detectarlos. Si las propiedades de la materia oscura cumplen con las predicciones de la llamada teoría supersimétrica, debe aniquilarse en regiones donde está muy concentrado, como alrededor de agujeros negros de masa intermedia. Aunque es muy difícil predecir la densidad de la materia oscura alrededor de un agujero negro, Hong Sheng Zhao, del Observatorio Nacional Chino, y Joe Silk, de la Universidad de Oxford, destacaron en 2005 la posibilidad de detectar la radiación gamma producida por este aniquilación. Esta idea fue adoptada y desarrollada por Gianfranco Bertone y Andrew Zentner, luego en Fermilab y la Universidad de Chicago. Sin embargo, estas predicciones son extremadamente improbables, como colegas, especialmente Pierre Salati en la Universidad de Saboya, y estoy tratando de demostrarlo.

Si el marco teórico para la formación de agujeros negros en un contexto cosmológico ahora está bastante bien definido, los cálculos explícitos son muy difíciles de realizar, debido a la complejidad de los ingredientes físicos involucrados. Para probar el escenario de formación de galaxias en escalas cosmológicas, los teóricos recurren a simulaciones numéricas. Estas simulaciones, que requieren supercomputadoras muy potentes, reproducen las estructuras observadas en grandes encuestas de galaxias bastante bien, y son una herramienta valiosa para comprender la formación de las primeras estrellas.

Agujeros negros en simulaciones cosmológicas

Hemos estado comenzando durante algunos años a estudiar la formación de agujeros negros intermedios y supermasivos en el marco de estas simulaciones cosmológicas, incorporando ecuaciones hidrodinámicas que caracterizan el colapso de la materia ordinaria. Tener en cuenta la presión, la radiación, las reacciones nucleares y los vientos estelares es difícil y requiere técnicas digitales sofisticadas. Las simulaciones más recientes, como los realizados en 2005 por Tiziana Di Matteo, Volker Springel y Lars Hernquist, en el Instituto Max Planck en Munich, ahora tenga en cuenta los agujeros negros de masa intermedia, y mostrar cómo pueden crecer por acreción y ser la fuente de cuásares cuando se fusionan varias protogalaxias. En particular, estas simulaciones reproducen las correlaciones observadas en las galaxias entre cantidades como la masa del agujero negro central y la dispersión de la velocidad de las estrellas en el bulbo galáctico. Por lo tanto, el tratamiento del crecimiento de agujeros negros a partir de semillas intermedias permite explicar muchas propiedades de estos objetos y galaxias en formación.

Los agujeros negros de masa intermedia encarnan así el eslabón perdido entre las dos escalas de masa de los agujeros negros observados hasta ahora: agujeros negros estelares y agujeros negros supermasivos. Resultan ser objetos fundamentales, ladrillos potenciales en la formación de galaxias. Aunque los índices observacionales como las fuentes ulx favorecen la hipótesis de una gran población de agujeros negros intermedios dentro de las galaxias, sin embargo, pueden dar lugar a diferentes interpretaciones. Comprender estas fuentes x requiere más comentarios. Las firmas adicionales, como las ondas gravitacionales, que se supone que se emiten entre otras cosas durante la coalescencia de los agujeros negros, también permitirían saber más sobre estos objetos. Las simulaciones aún no han progresado. En resumen, hay un largo camino por recorrer hacia un escenario consensuado de la formación y evolución de las galaxias, pero los desarrollos logrados durante la última década son muy alentadores.

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