La masa de un agujero negro supermasivo medida con ALMA

• Título: Measurement of the Black Hole Mass in NGC 1332 from ALMA Observations at 0.044 Arcsecond Resolution
• Autores: Aaron J. Barth, Benjamin D. Boizelle, Jeremy Darling, Andrew J. Baker, David A. Buote, Luis C. Ho, Jonelle L. Walsh
• Institución del primer autor: Department of Physics and Astronomy, 4129 Frederick Reines Hall, University of California, Irvine, CA, 92697-4575, USA.
• Estatus: Aceptado para publicación en ApJ Letters.

Los estudios sobre galaxias apuntan a que la mayoría de ellas poseen un agujero negro supermasivo en su centro, incluyendo nuestra Vía Láctea (¡Calma! Eso no significa que vamos a ser “tragados” por este agujero negro ni mucho menos). Se les llama supermasivos pues su masa total es del orden de millones o decenas de miles de millones la masa del Sol. La mayoría de estos agujeros negros están inactivos.

Figura 1: Imagen de NGC 1332. en la parte superior se ven dos acercamientos al centro de esta galaxia, hay un disco de gas inclinado. Este disco se puede apreciar en las observaciones del telescopio espacial Hubble y de ALMA. Crédito: ALMA (NRAO/ESO/NAOJ) / Hubble Space Telescope (NASA/ESA) / Carnegie-Irvine Galaxy Survey.

El artículo de hoy nos muestra la medición de la masa del agujero negro supermasivo de NGC 1332 medido con una alta precisión gracias al telescopio Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) usando el gas molecular frío como un trazador dinámico para estimar la masa. ALMA posee una capacidad revolucionaria de resolución, lo que permite resolver la cinemática del gas molecular en escalas angulares menores a 1 segundo de arco. Para poder estudiar la cinemática dentro del radio de influencia gravitacional del agujero negro (radio en donde la fuerza gravitacional del agujero negro domina a los cuerpos a su alrededor), es necesario tener una resolución menor que este radio, es decir, poder resolver distancias más pequeñas. ALMA es el primer interferómetro sub-mm/mm capaz de hacer esto para varias galaxias.

La galaxia NCG 1332

NCG 1332 (Figura 1) es una galaxia tipo S0 o E – lo que, según la Secuencia de Hubble, significa que tiene una estructura entre lenticular y elíptica – , y contiene un disco de gas altamente inclinado, el que se puede ver en las imágenes tomadas por Hubble y ALMA en la Figura 1. Esta galaxia está relativamente cerca de nosotros, a 73 millones de años luz de la Tierra. La masa del agujero negro de esta galaxia ha sido medida anteriormente con diferentes técnicas: vía dinámica estelar y a través de la moderación del equilibrio hidrostático de los rayos X emitidos por su halo. Esto lo hace un excelente laboratorio para comparar directamente tipos de técnicas de mediciones.

Las observaciones para esta investigación fueron hechas en ALMA, en un total de 101 minutos divididos en tres observaciones durante Septiembre del 2015.

Observaciones de CO y el modelo

Después del hidrógeno molecular, el monóxido de carbono (CO) es la segunda molécula más común en el medio interestelar. A pesar de esto, el CO es más fácil de detectar que el hidrógeno, ya que produce líneas espectrales más brillantes. Debido esto, y a la necesidad de telescopios espaciales para detectar el hidrógeno (pues está en la parte ultra violeta del espectro), el CO se usa más comúnmente en Astrofísica como trazador de gas molecular en el medio interestelar de las galaxias.

Las mediciones de la masa de agujeros negros a partir de la cinemática del gas son más simples que otro tipo de técinas, debido a que este método se basa en la modelación de rotación circular de un disco delgado alrededor del centro en vez de modelar la estructura completa de la galaxia. Un disco circular alrededor del centro de una galaxia tiene velocidad de rotación dada por la raiz de [GM(r)/r], donde M corresponde a la masa del agujero negro más la masa estelar. La velocidad de la línea en cada punto del modelo del disco es calculada para un ángulo de inclinación dado y un eje mayor.

Figura 2: Mapa de la cinemática del disco de rotación de la galaxia a partir de la emisión de CO. Los gráficos de la izquierda corresponden a las observaciones, mientras que los de la derecha son el modelo. El panel superior muestra la intensidad de la emisión de CO, el del medio corresponde a la velocidad media desde la línea de visión, mientras que el inferior muestra su dispersión. Crédito: Figura 1 del artículo.

En la Figura 2 se presenta el resultado de las observaciones (gráficos de la izquierda), donde vemos la emisión de CO del disco de polvo alrededor del agujero negro en el centro de la galaxia. La velocidad de rotación del disco (panel medio) es notablemente regular, y su dispersión (panel inferior) es característica del ensanchamiento rotacional en un disco inclinado. El modelo con el que las observaciones son comparadas se muestra en los gráficos de la derecha. Este modelo, como se describe anteriormente, es construido simulando un disco inclinado con rotación circular en un potencial gravitacional, con una masa central puntual y una distribución de masa extendida de las estrellas en la galaxia. Teniendo el resultado de la velocidad dada por las observaciones de CO, se pueden ajustar los parámetros del modelo, que  incluyen la inclinación, masa del agujero negro, entre otros. El modelo es calculado dividiendo la galaxia en una rejilla de 0,01 segundos de arco por píxel.

Para obtener resultados, básicamente, se prueban distintos parámetros y se elige el que se ajusta más a las observaciones (estimando el residuo entre los dos). En un principio, en el artículo, se intenta ajustar el modelo al disco completo. Sin embargo, esto presenta muchas incertezas estadísticas, por lo que optan por hacerlo en regiones más pequeñas. El objetivo es ajustar el modelo sobre la región espacial más pequeña que permita un ajuste con límites bien definidos y confiables para el valor de la masa del agujero negro. Así, se va ajustando el modelo a regiones cada vez más pequeñas, hasta encontrar el radio más pequeño con resultados confiables. Ese radio es 50 pársecs, lo que equivale, aproximadamente, a dos veces el radio de influencia gravitacional del agujero negro. El resultado final arroja una masa de 6.640 millones de masas solares. Vale la pena notar que son muchos parámetros que se ajustan para obtener un resultado.

Comparaciones con otras estimaciones

El resultado para la masa del agujero negro, obtenido con el análisis de las masas estelares en un estudio previo, fue de 14.500 millones de masas solares (un orden de magnitud mayor, aproximadamente), lo que es altamente inconsistente con lo encontrado por ALMA. Por otra parte, el resultado de este artículo sí es consistente con lo estimado a través de la modelación del equilibrio hidrostático de los rayos X, que da una masa de 5.200 millones de masas solares. Esto sugiere que el método del equilibrio hidrostático es competente para realizar este tipo de mediciones.

Esta es la primera vez que se ha medido la órbita del gas molecular frío con ALMA al interior del radio de influencia de un agujero negro supermasivo, lo que es un importante hito para ALMA y la Astronomía.