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Buscando agujeros negros adolescentes

La mayoría de las galaxias, sino todas, albergan un agujero negro supermasivo (SMBH, por sus siglas en inglés) en su centro. ¿De dónde vinieron estos gigantes? Los astrónomos saben que existe una población de agujeros negros poco masivos se forman cuando una estrella colapsa sobre sí misma. Estos agujeros negros pueden tener la masa de algunas docenas de masas solares, muy lejos de los millones o billones de masas solares de la población de SMBHs.

Hay algunas ideas sobre el origen de los SMBHs. Uno de los posibles escenarios es que las estrellas más tempranas dejaron atrás agujeros bebés pequeños, que a través del tiempo se fusionaron formando los agujeros adultos más masivos que hoy se encuentran en el centro de las galaxias. Si éste es el caso, esperaríamos observar en el Universo algunos agujeros negros de masas estelares intermedias, es decir, adolescentes.

Otra posibilidad es que las grandes nubes de gas presentes en el Universo temprano colapsaran para formar “semillas” de agujeros negros masivos de cientos a miles de masas solares. En tal caso, no se esperaría observar una etapa adolescente, ya que los SMBHs empezarían a crecer a partir de semillas más masivas comparadas con las que deja atrás el colapso de una sola estrella.

Los autores del trabajo estudian la posibilidad de encontrar agujeros negros de masas intermedias (IMBHs), y por ende evidencia del primer proceso propuesto para su formación.

Buscando adolescentes

Mientras que las búsquedas previas de IMBHs sólo se concentraron en unas pocas galaxias pre-seleccionadas, los autores del trabajo de hoy diseñaron una búsqueda automatizada en 1 millón de galaxias catalogadas con el fin de encontrar señales de agujeros negros que estuvieran aumentando su masa activamente, es decir, aquéllos conocidos como núcleos galácticos activos o AGN (por su sigla en inglés: Active Galactic Nuclei). Los AGN pueden identificarse a partir de la presencia de ciertas líneas espectrales, como se ve en la parte de abajo de la Figura 1. Los autores usaron el ancho y la amplitud de algunas de estas líneas para calcular la masa del agujero negro de cada galaxia.

Figura 1: La fila superior muestra una serie de diagramas de un AGN de mayor a menor escala (de izquierda a derecha). El agujero negro (más a la derecha) tiene un disco de acreción que emite luz, mientras que las nubes de gas que lo rodean absorben y reemiten esa luz generando líneas espectrales tanto anchas como angostas (paneles centrales superiores), causando los picos que se ven abajo a la izquierda. El panel inferior derecho muestra las curvas usadas para ajustar las líneas de emisión observadas. (Figura 1 del manuscrito.)

Del millón de galaxias analizadas, se encontraron 305 que podrían albergar agujeros negros con masas menores a 200.000 soles.

Los autores eligieron 12 de esos objetos para ser observados nuevamente. Dos de ellos no fueron detectados en la banda de rayos X, lo cual implica que son impostores y no AGN. Así pues, los autores terminaron con 10 AGN bona fide con masas de entre 43.000 y 202.000 masas solares. Entre éstos, cinco eran ya conocidos. Las imágenes de las galaxias que albergan estos IMBHs se muestran en la Figura 2.

Figura 2: Imágenes ópticas del Sloan Digital Sky Survey de las 10 galaxias que albergan IMBHs. La línea blanca muestra la escala física; cinco kiloparsecs (kpc) es aproximadamente 1017 km. El círculo rojo indica de dónde proviene la emisión de rayos X. El número arriba es el correspondiente número de catálogo y el número de más abajo, la estimación de la masa en unidades de masas solares. La fila de abajo contiene las galaxias con IMBHs que ya se conocían a partir de estudios previos. (Figura 2 del manuscrito.)

Resultados

Los resultados indican que el escenario de semillas del orden de pocas masas estelares es prometedor. Al contrario, si los SMBHs crecieran a partir de semillas mayores, no deberíamos poder observar ningún IMBHs.

A partir de la muestra de 305 posibles IMBHs, los autores encontraron suficiente evidencia para poner a prueba los dos procesos de formación. Seis de catorce objetos (43 por ciento) pasan todos los criterios para confirmar que albergan un IMBH. Así pues, los autores estiman que hay un límite inferior de 131 galaxias en la muestra que realmente tienen IMBHs y que podrían ser observados.

Un requisito al construir la muestra total de 305 posibles IMBHs era que estos objetos estuvieran acretando material activamente. Pero es posible que haya IMBHs que no estén acumulando esta masa y que no pueden ser observados hoy en día porque están demasiado lejos para la sensibilidad de nuestros instrumentos actuales.

La acreción de material de la galaxia huésped no es suficiente para explicar el crecimiento de un agujero estelar y su transformación en un IMBH, por lo que su origen debe estar en la fusión de agujeros más pequeños. Los autores concluyen que al menos una porción de los SMBHs que observamos deben originarse a través de estas fusiones.

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