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La estructura dinámica de la corona de los agujeros negros

  • Título del artículo original: The corona contracts in a black-hole transient
  • Autores: E. Kara, J. F. Steiner, A. C. Fabian, E. M. Cackett, P. Uttley, R. A. Remillard, K. C. Gendreau, Z. Arzoumanian, D. Altamirano, S. Eikenberry, T. Enoto, J. Homan, J. Neilsen, A. L. Stevens
  • Institución del primer autor: University of Maryland, College Park, MD, USA. NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD, USA. Joint Space Science Institute, University of Maryland, College Park, MD, USA. MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Cambridge, MA, USA.
  • arXiv: 1901.03877 [astro-ph.HE]

Décadas de observaciones en, prácticamente todo, el espectro electromagnético han sido utilizadas para comprender la naturaleza de los agujeros negros y el material que los rodea. Nuestra capacidad para aprender astrofísica fundamental a través de estas observaciones se basa esencialmente en qué tan bien podemos entender los dos ingredientes claves en el modelado de estas observaciones: la teoría de la gravedad que describe al agujero negro y la astrofísica que produce la radiación observada.

En 1964 los astrofísicos Yakov Zel’dovich e Igor Novikov teorizaron que el mejor lugar para buscar agujeros negros es en sistemas binarios, ya que su interacción con el entorno facilita su detección en altas energías. En términos escuetos la razón es la siguiente: un agujero negro que forma parte de un sistema binario puede capturar y acretar material de la estrella compañera y, dado que, el sistema está rotando, la materia tendrá momento angular y así se formará un disco de acreción. El disco formado se espera que tenga una extensión que va desde la mínima órbita circular estable (ISCO, por sus siglas en inglés), que depende completamente de la teoría de la gravedad utilizada, hasta cientos radios del agujero negro. Este disco presenta una rotación diferencial (que depende de la distancia al centro del agujero negro) la cual genera fricción y así el gas acretado se calienta y empezará a emitir ondas electromagnéticas. En las regiones más internas del disco, el gas se evaporará formando una “corona” de plasma ultra-caliente, ver Figura 1. ¿Qué forma tiene la corona y cuál es su evolución? Esta es la pregunta que Kara y colaboradores estudiaron en su reciente artículo, a través de datos de alta calidad de la emisión de la binaria MAXI J1820+070.

Figura 1. Esquema de la geometría propuesta para la corona, la cual evoluciona desde una corona extendida verticalmente inicialmente a una corona más compacta. La corona tiene un núcleo estático con radios pequeños (diferentes colores), el cual es responsable de la mayor parte del flujo que irradia el disco y de la forma constante de la línea ancha de hierro. A medida que la corona disminuye su extensión vertical, la escala de tiempo de variabilidad se acorta, provocando el cambio en el retardo de la reverberación térmica a frecuencias más altas. Figura 4 del artículo original.

Dentro del modelo de disco-corona, el disco irradia localmente como un cuerpo negro (radiación térmica) y su temperatura depende de la masa del agujero negro y de la tasa de acreción de masa. La corona, por su parte, juega un papel fundamental ya que, a partir de la dispersión inversa de Compton de los fotones térmicos del disco con los electrones calientes en la corona se generarán los rayos X que observamos. Es por esta razón que la corona ilumina también el disco de acreción, produciendo un componente de reflexión con algunas líneas de emisión. La más prominente suele ser la línea Kα del hierro. La energía de esta línea es de 6.4 keV en el caso del hierro neutro, y se desplaza hasta 6.97 keV para el hierro completamente ionizado.

La línea Kα del hierro, ver figura 2, es intrínsecamente delgada en energía, mientras que la observada en el espectro de reflexión de rayos X de los agujeros negros es ancha y muy asimétrica, como resultado de los efectos relativistas que ocurren cerca del objeto compacto. En presencia de datos de alta calidad, el estudio del perfil de la línea de hierro resulta ser una herramienta poderosa para estudiar varios aspectos astrofísicos de los discos de acreción, como por ejemplo la ubicación del borde interno (el cual se suele asumir en la ISCO) del disco de acreción, el cual domina fuertemente la forma de la línea en la parte de baja energía.

 

Figura 2. Seis diferentes espectros de MAXI J1820+070 que se ajustan a una ley de potencia simple en el rango de 3–10 keV. La relación del espectro de 3–10 keV a la gráfica de la ley de potencia que mejor se ajusta revela una línea de emisión de hierro K amplia y clara, y un componente estrecho a 6.4 keV que disminuye en anchura equivalente a medida que la fuente evoluciona en el tiempo. Las líneas verticales grises delgadas indican hierro Kα a 6.4 keV y Fe XXVI (ionizado) a 6.97 keV. Figura 1 del artículo original.

Cuando un agujero negro emerge de la inactividad (es decir, se “enciende” después de acumular material de su compañera) tiene un espectro de rayos X muy fuerte (de alta energía) producido por la corona. Luego ocurrirá una transición hacía un espectro suave (de menor energía) dominado por la emisión desde el disco de acreción. ¿Cómo ocurre esa transición? Bajo este modelo, en principio, puede ser causada en gran medida por una reducción en el radio del disco o por una reducción en la extensión espacial de la corona.

La información para entender esta transición se puede encontrar al estudiar los rayos X que forman “ecos” de luz que se reflejan en el gas que gira alrededor del agujero negro, fenómeno conocido como reverberación. Cuando la corona ilumina el disco de acreción, los fotones serán reflejados desde diferentes ubicaciones en el disco y por lo tanto detectados en tiempos diferentes y con energías diferentes (debido a que experimentan diferentes efectos Doppler gravitacionales). Kara y colaboradores encontraron que la escala de tiempo de las demoras debidas a este fenómeno de reverberación se acorta en un orden de magnitud durante un período de semanas, mientras que el perfil de la línea de emisión de hierro Kα se mantiene notablemente constante, lo cual sugiere una reducción en la extensión espacial de la corona y no en la ubicación del borde interno del disco de acreción.

Este estudio proporciona, por primera vez, la evidencia de que la corona es aún más interesante de lo que pensábamos: no sabemos exactamente su geometría, pero sabemos ahora que, sea la forma que sea, está cambiando su extensión y estructura en escalas de tiempo que podemos medir y estudiar.

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