Agujeros negros que despedazan estrellas

• Título del artículo original: A unified model for tidal disruption events
• Autores: L. Dai, J. C. McKinney, N. Roth, E. Ramirez-Ruiz, M. Coleman Miller
• Institución del primer autor: DARK Cosmology Centre, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen, Denmark
• Estado de la publicación: Aceptado en ApJ Letters

En el centro de la mayoría de las galaxias, incluyendo la nuestra, se encuentra un agujero negro supermasivo (de millones a miles de millones de masas solares). Sabemos de su existencia a través de los efectos que produce en su entorno: debido a su intenso campo gravitatorio, la dinámica del gas circundate y las estrellas cercanas se ve considerablemente afectada. El artículo de hoy trata sobre uno de los efectos más aterradores que producen los agujeros negros en su entorno. Si un cuerpo extendido se encuentra en una región con un campo gravitatorio no homogéneo sufrirá de fuerzas de marea: la fuerza gravitatoria en un extremo del cuerpo puede ser mucho mayor que en el otro extremo. Este es un fenómeno muy conocido y, sin ir más lejos, lo percibimos día a día en la Tierra con las crecidas y bajadas del mar (debido al campo gravitatorio de la Luna y el Sol). Ahora bien, si la intensidad de un campo gravitatorio varía mucho en una distancia muy corta, las fuerzas de marea sobre un cuerpo extendido pueden ser extremadamente grandes.

Los agujeros negros producen los campos gravitatorios más intensos del universo. Cuando una estrella se acerca demasiado a un agujero negro supermasivo puede sufrir lo que se conoce como Evento de Disrupción por Mareas (TDE, por sus siglas en inglés): las fuerzas de marea son enormes y disruptan la estrella, la rompen, la despedazan. Lo que otrora fue una poderosa estrella queda convertido en un espiral de gas cuyo fin último es ser tragada por el agujero negro. No obstante, antes de tal destino el gas forma un disco de acreción alrededor del agujero negro. Debido a que la estrella se destruye relativamente cerca del AN, el disco suele ser bastante compacto y denso. Esto produce que la materia del disco sea acretada a tasas mayores a lo que se conoce como Tasa de Acreción de Eddington: se dice que tales discos de acreción están en un régimen súper-Eddington. Por su alta densidad, estos discos se consideran ópticamente gruesos, en otras palabras, no permiten que la radiación escape fácilmente. Esto implica que la presión de radiación sea muy elevada y produzca que el disco se infle como una rosquilla.

Figura 1: Representación esquemático de las distintas componentes del disco. Fuente: artículo original.

En los TDEs la tasa a la que el agujero negro acreta material del disco aumenta en aproximadamente 1 mes hasta un valor máximo para luego comenzar a disminuir. Si bien la física de estos eventos parece ser universal, la emisión que detectamos en distintos TDEs no lo es. La mayoría brilla principalmente en rayos X suaves, pero algunos presentan características peculiares como destellos muy luminosos en el óptico o en el ultravioleta cercano, o incluso la presencia de jets relativistas transitorios.

En el artículo de hoy, los autores proponen un modelo unificado para explicar las diferencias observacionales que presentan los espectros de los TDEs. La hipótesis que plantean es que estas se deben simplemente a la orientación del disco con respecto a la dirección de nuestra visual. Para comprobar dicha hipótesis realizaron simulaciones del flujo de acreción utilizando el código HARMRAD. Este es un código magnetohidrodinámico radiativo de 3D en Relatividad General  (3D GRRMHD). Posteriormente, para determinar la radiación observada según el ángulo de la visual, mediante un código Monte-Carlo estudiaron el transporte radiativo; esto es, determinar cómo la radiación emitida originalmente en una región del disco es reprocesada por la materia que encuentra en su camino hasta el momento en que logra escapar del sistema.

¿Y qué resulta de las simulaciones?

Al disco inicial suele estar asociado un campo magnético. Si el agujero negro rota, este campo puede dar lugar a la generación de jets relativistas extrayendo la energía rotacional del agujero negro mediante el mecanismo de Blandford-Znajek. Por otro lado, debido a la fuerte presión de la radiación, un viento de altas velocidades (del orden de 0.1c) es lanzado del disco magnetizado. Lo interesante de esto último es que las propiedades de dicho viento (densidad, velocidad, etc.) varían considerablemente según el ángulo de inclinación respecto al plano del disco. Esto implica que las condiciones del ambiente que rodea al disco, lugar donde la radiación original será reprocesada antes de escapar, varían punto a punto. Por ejemplo, en la región más cercana al plano del disco, el viento es más lento y denso. Luego, los rayos X emitidos en la región interna son absorbidos y transformados en fotones en el óptico o el ultravioleta cercano. Esto es lo que uno ve si observa con una inclinación cercana a los 90 grados. En el extremo opuesto, si observamos con inclinaciones cercanas a 0 grados (a través de la cavidad central del disco) la radiación X original escapará pero además será potenciada por efectos de beaming. Adicionalmente, si las condiciones son las adecuadadas puede producirse un jet relativista. La Figura 1 representa esquemáticamente la situación astrofísica descripta.

Numéricamente, los autores calcularon la relación entre los flujos en el óptico/UV (1500-7000 Angstroms) y en rayos X (por encima de 0.3 kiloelectronvoltios) encontrando que esta varía notablemente según la inclinación de la la línea de la visual con respecto al disco. La Figura 2 muestra algunos espectros obtenidos donde este resultado se percibe claramente: a mayor inclinación mayor es el cociente entre el flujo en el óptico/UV y en rayos X.

Figura 2: Espectro simulado para la radiación que escapa del disco, para distintos ángulos de inclinación. Fuente: artículo original.

Resumiendo, en este artículo los autores proponen un método muy simple para explicar las diferencias observacionales que se presentan en distintos TDEs: estas no son diferencias físicas intrínsecas sino puramente geométricas: desde qué dirección (respecto al plano del disco de acreción) estamos observando el evento. Para terminar, vale la pena remarcar que la fuerza de estos resultados se sustenta en que las simulaciones realizadas son de las más sofisticadas y realistas que tenemos al alcance hoy en día.