Agujeros negros: una sola física para unificarlos a todos

Título: The black hole binary V404 Cygni: an obscured AGN analogue

Autores: S. E. Motta, J. J. E. Kajava, C. Sanchez-Fernández, M. Giustini, E. Kuulkers

Institución del primer autor: University of Oxford, Department of Physics, Astrophysics

Estado: Enviado a MNRAS

Los agujeros negros, esos misteriosos monstruos del espacio-tiempo, devoradores de mundos implacables de los que ni siquiera la luz escapa, capaces de influir dramáticamente en su entorno por su gravedad y por la intensa radiación de alta energía que emite la materia al quedar atrapada y caer en sus pozos de potencial gravitatorio. De estas bestias extremas existe toda una variedad, que se diferencian por su masa y su nivel de actividad. Los más pequeños son los de masa estelar, que tienen unas 6 veces la masa del Sol en adelante, y son el resultado del colapso de una estrella muy masiva al agotar su combustible nuclear. No se sabe bien el límite superior de las masas de estos agujeros negros pero todo indica que pueden tener decenas de masas solares y crecen al fusionarse unos con otros, eventos que podemos detectar por medio de las ondas gravitacionales. De otra forma, la única manera de detectarlos es cuando nacen o forman sistemas de estrellas binarias y una de ellas se transforma en agujero negro, que arranca material de la atmósfera de su compañera y se lo traga, formando en el proceso un disco de acreción que se calienta a altas temperaturas y emite radiación muy intensa, especialmente en ultravioleta (UV) y rayos X, formando lo que llamamos una binaria de rayos X, o binaria de agujero negro (Black Hole Binary, BHB), ver figura 1.

Figura 1: Representación artística de la BHB V 404 Cygni, en la que vemos como el agujero negro roba materia a la estrella gigante compañera y forma un disco de acreción que se calienta y emite radiación. (Imagen: Wikimedia Commons).

Por otro lado tenemos los agujeros negros supermasivos (Super Massive Black Holes, SMBH), monstruos de millones o miles de millones de masas solares, que habitan los centros de prácticamente todas las galaxias, incluida la nuestra, y que en caso de tener gas y estrellas que caigan en su trampa gravitatoria forman también un disco de acreción (a escalas mucho mayores que los de las BHB) que emite cantidades inmensas de radiación que pueden llegar a ser más intensas que la radiación de toda la galaxia junta (blázares, cuásares). En estos casos decimos que el núcleo de la galaxia está activo y llamamos al sistema un AGN (Active Galactic Nuclei, Núcleo Galáctico Activo). Los AGN más grandes conocidos están impulsados por SMBHs con masas del orden de hasta 10¹¹ masas solares, la misma masa que tienen muchas galaxias en estrellas y gas. En el caso de nuestra galaxia, el núcleo no está activo, por lo que su SMBH de 10⁶ masas solares no está acretando cantidades apreciables de material en éstos momentos, aunque una relativamente débil emisión en radio y en rayos X indica la presencia de un disco de acreción remanente, que esperamos pueda ser observado directamente en el próximo año con el Event Horizon Telescope.

Entre los agujeros negros de masa estelar y los supermasivos, debería existir toda una clase de agujeros negros de masa intermedia, que no se han detectado aun (aunque ya hay algunos candidatos). De existir se podría resolver el misterio de la formación de los SMBH, pues necesitamos una explicación de cómo llegaron a tener esas masas tan grandes en tan poco tiempo.

Un agujero negro cercano y pequeño

Aunque en ambos casos tenemos agujeros negros con discos de acreción emitiendo radiación de alta energía, las diferencias de masa son tan grandes que aun no está claro del todo que los procesos físicos que dominen esa producción de radiación sean los mismos en  los dos casos. Los autores del artículo que hoy comentamos creen haber encontrado un análogo de lo que ocurre en algunos AGN fuertemente oscurecidos por polvo y lo que ocurre en una de las BHB más estudiadas y conocidas: V 404 Cygni. A solo 7800 años luz de la Tierra, es probablemente el agujero negro más cercano a nosotros.

Se trata de un sistema binario formado por un agujero negro de unas 9 masas solares y una estrella gigante. Descubierta en 1938, se identificó pronto con una fuente intensa de rayos X cuando los primeros telescopios espaciales de altas energías sondearon el firmamento. En 1989 su brillo aumentó enormemente y luego decayó. Se cree que esto se debe a que una mayor cantidad de gas cayó al agujero negro, aumentando la temperatura en el disco de acreción, lo que hace pensar que el disco no es homogéneo. En junio de 2015, tras 26 años de calma finalmente despertó nuevamente. Se le hizo un seguimiento exhaustivo con los telescopios espaciales de rayos X INTEGRAL y Swift, y entre ambos pudieron medir un espectro muy completo en la mayor parte del rango de energías de los rayos X por el tiempo que duró el estallido.

Monstruos gigantescos muy muy lejanos

Los AGN en sí mismos presentan una variedad de características observables que dependen de varias cosas, entre ellas la cantidad de materia que el SMBH central está acretando. Pero, según el Modelo Unificado de AGNs (el actual paradigma de consenso que los explica), lo que observamos depende mucho del ángulo que forma el disco de acreción con la línea de visión: según el Modelo Unificado, el disco de acreción, que es muy caliente y del que proviene toda la emisión de energía central, es muy delgado y está rodeado por un toro (una dona) de polvo, como se ve en la figura 2. Si nosotros vemos el sistema de frente (face-on) o con un ángulo pequeño respecto a la normal,  vemos directamente la potente emisión del disco de acreción, como ocurre en el caso de los cuásares. Pero si lo vemos desde la dirección del plano o con un ángulo muy grande respecto a la normal (edge-on), el toro nos tapará la visión directa del disco de acreción y solo veremos la luz reflejada por el mismo polvo del toro o por nubes de gas que se encuentran flotando sobre el plano del disco a mayores distancias (conocidas como Regiónes de  Líneas Estrechas en el caso de los AGNs).

Figura 2: Representación artística de un AGN en el que el agujero negro y el disco de acreción están parcialmente ocultos a la vista por el toro de polvo, ya que lo vemos desde un ángulo cercano al plano del disco. (Imagen: astro.princeton.edu)

Sin embargo hasta ahora nada parecido ha sido encontrado en los agujeros negros de masa estelar conocidos.

Violando el Límite de Eddington

El límite de Eddington es un límite teórico de la cantidad de energía por unidad de tiempo máxima que puede radiar un objeto (una estrella, un disco de acreción, una nube de gas) sin que la presión de la radiación supere a la fuerza de gravedad que lo mantiene unido y el objeto se destruya y se disperse por el espacio. En algunos pocos AGN (cerca del 1%) y en varios BHB se han encontrado evidencias de acreción de materia a tasas mayores de las permitidas por el límite de Eddington aunque durante cortos periodos de tiempo (a mayor tasa de acreción de materia, mayor potencia de la radiación emitida). Estos objetos se conocen como súper-Eddingtons.

Cuando un disco de acreción de una BHB se convierte en súper-Eddington, la cantidad de materia que está acretando es tan grande en tan poco tiempo que no permite que la radiación producida (en las zonas del disco más cercanas al agujero negro)  escape, aparentando entonces que su luminosidad es mucho menor de la que realmente es si lo observamos desde un plano cercano al disco, cosa que no ocurre si lo vemos directamente desde arriba. Ésto muestra que en estos casos el disco de acreción no es tan delgado como se pensaba, y sobre todo los cambios de brillo indican que no es homogéneo sino que está formado por partes más densas que otras.

Una sola física para unificarlos a todos

Figura 3: Espectro de V 404 Cygni promediado durante el máximo de 2015, juntando datos de INTEGRAL y Swift (puntos rojos y azules con barras de error). La línea negra continua es un ajuste de los datos. La línea de puntos y guiones es la contribución al espectro debida a la radiación del disco de acreción reflejada en el halo de polvo que rodea al sistema binario (muy similar al observado en AGNs debido a la radiación reflejada por el toro). La línea de guiones es la contribución de la comptonización, un fenómeno que ocurre cuando interacciona la radiación de la región más cercana a la fuente central con el gas caliente del halo del polvo en ese sitio, y la línea de puntos es el espectro del halo cercano a la fuente, ambas contribuyen a la anterior. (Figura 1 del artículo)

Al comparar el espectro de rayos X del último máximo de V 404 Cygni con unos modelos teóricos (ver figura 3) de polvo y comptonización, Motta y sus colegas llegaron a la conclusión de que el agujero negro estuvo alimentándose por encima del límite de Eddington, que su brillo en rayos X es mucho mayor que el observado debido al oscurecimiento explicado arriba (por tanto estamos viendo el disco de acreción casi edge-on) y parte de la radiación es reflejada por un halo de polvo. Hacen notar que este espectro es muy similar en muchas de sus características a los de los AGN oscurecidos por polvo lo que les lleva a proponer que estos AGN podrían sufrir episodios de acreción súper-Eddington que a su vez podrían provocar, junto al polvo, el oscurecimiento que vemos; por tanto la física de la acreción en agujeros negros de masa estelar y en SMBHs oscurecidos parece ser la misma, aun si ocurren a escalas enormemente diferentes (hasta 9 órdenes de magnitud en masa). Dado que V 404 Cygni es el agujero negro más cercano a nosotros y que los telescopios actuales permiten estudiar un gran rango de su espectro y darle seguimiento casi contínuo, los autores proponen que sería un buen e importante análogo de los AGN para inferir cosas sobre la física de los SMBHs que es relativamente fácil de observar.