Lentes gravitacionales revelan un agujero negro ultramasivo en el corazón de Abell 1201

Título del artículo científico: Abell 1201: Detection of an Ultramassive Black Hole in a Strong Gravitational Lens

Autores: James. W. Nightingale, Russell J. Smith, Qiuhan He, Conor M. O’Riordan, Jacob A. Kegerreis, Aristeidis Amvrosiadis, Alastair C. Edge, Amy Etherington, Richard G. Hayes, Ash Kelly, John R. Lucey, Richard J. Massey

Institución del primer autor: Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University, South Road, Durham, DH1 3LE, UK

Estado: Publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society [acceso abierto]

Astrobite original: Gravitational Lensing Unveils an Ultramassive Black Hole In the Heart of Abell 1201

Acechando en el centro de casi cada galaxia en el Universo, se piensa que existe un agujero negro supermasivo (SMBH, por sus siglas en inglés), influenciando y coevolucionando con la dinámica de su galaxia anfitriona. Pero a pesar de su masiva influencia y su supuestamente ubicua presencia, modelar sus masas puede ser extremadamente difícil excepto para las galaxias más cercanas o las más activas. En el artículo de hoy, un equipo de investigación usó una técnica poco común para modelar la masa del agujero negro central de una galaxia conocida como lenseo gravitacional fuerte, y como resultado podrían haber encontrado uno de los mayores agujeros negros jamás descubiertos, pesando unas gigantescas 32.7 mil millones de masas solares. Como comparación, hay menos de 10 agujeros negros  conocidos que se cree que son más masivos. Su trabajo, más allá de simplemente proporcionar evidencia de este sorprendentemente grande agujero negro “ultramasivo”, explora el papel que el lenseo gravitacional fuerte podría jugar en futuros censos de poblaciones de agujeros negros. Resulta que tales métodos podrían ayudarnos a aprender acerca de la relación entre la masa del agujero negro y la masa de la galaxias anfitriona, mucho más atrás en el tiempo cósmico de lo que es actualmente posible.

El por qué y el cómo de las mediciones de la masa de los agujeros negros.

La idea de que las galaxias y sus SMBH centrales coevolucionan es relativamente nueva, pero se ha convertido en una característica central de los modelos de evolución galáctica. Esto no se debe a su efecto directo en la dinámica gravitacional de las galaxias, que se cree que es minúsculo, sino que se cree que está relacionado con las formas en que tales SMBH pueden acumular y expulsar gas y estrellas en la región central de una galaxia, formando lo que se conocen como núcleos galácticos activos (AGN). Como resultado de este nuevo paradigma en la cosmología, estudiar la relación entre las propiedades de los SMBH centrales y sus galaxias anfitrionas se ha vuelto más importante que nunca. Una de las relaciones más importantes estudiadas actualmente en este campo es la relación entre la masa del agujero negro y la masa de la galaxia anfitriona, ya que estos parámetros parecen estar estrechamente correlacionados. Pero ¿cómo inferimos realmente estos parámetros y dónde podrían quedarse cortos nuestros métodos actuales?

Las galaxias, debido a sus perfiles grandes y luminosos, pueden tener sus masas estimadas de varias maneras (conceptualmente) sencillas; un método común implica medir toda la luz que emana de una galaxia y equiparar esta luminosidad a una masa subyacente, lo que (hablando muy aproximadamente) funciona porque podemos estimar la luz producida por las estrellas de una masa dada. Otro método involucra examinar los espectros de luz emitidos desde diferentes partes de una galaxia. El desplazamiento de los espectros de luz debido a la velocidad de las estrellas, conocido como corrimiento al rojo o al azul, nos permite inferir las velocidades de rotación de ciertas galaxias, lo que da una medida indirecta de su contenido total de masa. El rango típico (desviación típica o estándar) de velocidades dentro de una galaxia se conoce como su dispersión de velocidades, comúnmente denotada como . Los físicos a menudo se centran específicamente en la correlación M_BH – en sus estudios (donde M_BH es la masa del agujero negro central y corresponde a la dispersión de velocidades de la galaxia anfitriona, a menudo utilizada como una aproximación de su masa total).

Los SMBHs, por otro lado, son extremadamente pequeños en comparación con sus galaxias anfitrionas y, como su nombre indica, son bastante oscuros. Por lo tanto, las mediciones de sus masas requieren observar la dinámica de objetos que se mueven cerca de ellos, como estrellas, o la observación de las señales de reverberación a medida que éstas viajan a través del gas denso de un AGN. El primer método requiere imágenes o espectroscopía de alta resolución, limitando su uso a galaxias locales, mientras que el segundo requiere que los SMBH centrales estén “activos”, lo que introduce un sesgo hacia mediciones de un subconjunto particular de los SMBHs centrales. Si queremos construir una visión completa de la relación a lo largo de la historia del universo, necesitamos medir estos parámetros para galaxias mucho más lejanas (y por lo tanto, más atrás en el tiempo), mientras también intentamos evitar sesgos de selección tanto como sea posible.

Figura 1: (Izquierda) imagen del Telescopio Espacial Hubble (HST)  de la galaxia estudiada en Abell 1201. El alineamiento cercano entre la galaxia objetivo y la galaxia de fondo causa un lenseo gravitacional fuerte en el que la galaxia de fondo aparece como un arco distorsionado y también como una pequeña contraimagen aun más cerca de la galaxia objetivo. (Centro): La misma imagen después de que removieron la luz  de la galaxia objetivo usando programas especializados, lo que permite ver la galaxia lensada en aislamiento. (Derecha) La apariencia esperada de la galaxia de fondo sin lenseo, reconstruida usando el modelo de lente más probable producido en el análisis de este artículo. (Adaptado de las figuras 1 y 2 del artículo de hoy).

En el artículo de Nightingale et al. de hoy, emplean un método menos común en este campo en particular: modelar la lenseo gravitacional del SMBH central de su entorno. Como se describe en artículos anteriores de Astrobites, el lenseo gravitacional es una predicción de la relatividad general (RG) en la que los sistemas extremadamente masivos pueden doblar el camino de los rayos de luz provenientes de objetos de fondo como una lente óptica tradicional, distorsionando en última instancia su apariencia. Si bien las lentes gravitacionales se utilizan para modelar las distribuciones de masa de grandes sistemas como cúmulos de galaxias, puede ser más difícil observar lentes debidas únicamente a los agujeros negros, ya que su tamaño más pequeño significa que su efecto de lente es pronunciado (“fuerte”) solo para objetos extremadamente alineados con el agujero negro. De hecho, este nuevo trabajo proporciona la primera estimación completa de la masa del agujero negro central de una galaxia utilizando una lente gravitacional fuerte. Tal descubrimiento fue posible gracias a las circunstancias particulares que tiene su objetivo: la galaxia más brillante del cúmulo (BCG, por sus siglas en inglés) dentro del cúmulo de galaxias Abell 1201. Esta BCG resulta estar alineada con una galaxia de fondo que se distorsiona para aparecer como dos imágenes: un gran arco alrededor de 2 segundos de arco de la BCG, como una contraimagen más pequeña a solo 0.3 segundos de arco.

Creencias bayesianas sobre nuestra BCG

Entonces ¿Cómo llevaron a cabo su análisis? Utilizando imágenes de alta resolución del Telescopio Espacial Hubble (HST, por sus siglas en inglés) de su objetivo tanto en luz visible como ultravioleta, el equipo se puso a trabajar en ajustar varios modelos a sus datos. Dada su imagen, el equipo necesitaba saber qué distribución subyacente de masa y luz sería la más probable para reproducir tanto el arco distorsionado como la pequeña contraimagen. Para calcular esto, emplearon una técnica conocida como comparación de modelos bayesianos, que incorpora no solo qué tan bien se ajusta un modelo dado a los datos, sino que también penaliza los modelos que requieren ajustar más parámetros; esencialmente una versión más rigurosa de la “navaja de Occam“. Cada modelo incorporó diferentes parámetros dependiendo de si incluía un agujero negro central, cuántos perfiles de luz y perfiles de masa se usaron para modelar la galaxia lente, la separación de materia y materia oscura, etc. Al comparar la “evidencia bayesiana” de cada modelo, pudieron comparar directamente qué tan bien se ajustaban a los datos. Para aquellos interesados en aprender más sobre este proceso, los autores incluso proporcionan un cuaderno de Jupyter que explora cómo realizar modelado de lentes fuertes.

Figura 2: Simulación de fuente lensada usando un modelo sin (izquierda) y con (derecha) un agujero negro supermasivo (SMBH) de 10¹⁰ masas solares. Los dos paneles superiores indican que incluir un SMBH esencialmente no tiene ningún efecto sobre el arco largo, mientras que los dos paneles inferiores, que muestran un acercamiento a la parte central) demuestran que la inclusión del SMBH afecta a la contraimagen. Por tanto, la presencia de la contraimagen permite tener una prueba sensible de los modelos con y sin SMBHs. En su análisis, la inclusión de un SMBH coincidió con los datos reales en casi todos los casos. (Figura 3 del artículo de hoy).

Después de realizar su análisis, encontraron que en tres de los cuatro modelos principales del perfil de masa, la adición de un agujero negro central fue muy favorecida por la evidencia. El modelo en el que no se favoreció la presencia de un agujero negro central también requería que la mayor concentración de masa de la galaxia de la galaxia estuviera desplazada de su luminosidad la zona de mayor luminosidad en más de 100 parsecs, por lo que se consideró a este resultado como no físico. Tras recibir esta evidencia para un agujero negro central, tiene sentido preguntarse: ¿qué masa de agujero negro nos da el mejor acuerdo con nuestras observaciones? Al examinar esta pregunta, el equipo exploró el rango de masas probables para sus tres modelos principales y descubrió que los tres estiman que la masa del agujero negro central está aproximadamente entre 20 y 40 mil millones de masas solares.  Combinando las distribuciones de probabilidad de cada modelo, citan una masa predicha final de  masas solares, lo que sitúa la masa del agujero negro de esta galaxia en la extremadamente rara categoría de  “ultramasiva”.

En el contexto de la relación de la masa del agujero negro frente a la masa de la galaxia anfitriona mencionada anteriormente, este resultado contribuye a un pequeño conjunto de agujeros negros supermasivos o ultramasivos que se sabe que existen en las galaxias con la mayor dispersión de velocidades (y, por lo tanto, con la mayor masa). Curiosamente, muchas de estas galaxias son 1.5σ a 2,0σ más altas de lo esperado dadas las masas de sus galaxias anfitrionas (donde σ denota una desviación estándar), mientras que no se conocen agujeros negros centrales que tengan más de 1,5σ por debajo de la masa esperada. Todavía se desconoce si esto se debe a un efecto físico real o simplemente a una casualidad estadística.

Figura 3: Una gráfica de la relación de la masa del SMBH con la dispersión de velocidades, reportada por Bosch (2016), a la que se ha añadido el resultado de este artículo (los puntos negros en la esquina superior derecha). Dada la disperisón de velocidades de la galaxia objetivo denotada aquí como A1201BCG, la masa estimada en este artículo pone la galaxia a ~2σ de la línea de tendencia esperada. Hay que destacar que la presencia de múltiples SMBHs excesivamente masivos en esta parte de la gráfica sin ejemplos correspondientes en el lado de la baja masa podría indicar que la tendencia no es lineal, pero no hay suficientes datos para sacar conclusiones firmes aun. (Crédito: adaptada en el artículo de hoy a partir del artículo de Bosch (2016), figura 12 del artículo de hoy).

Reflexiones cósmicas

Volviendo al panorama general, este trabajo proporciona la primera estimación completa de la masa del agujero negro supermasivo central de una galaxia utilizando una lente gravitacional fuerte, un método que no requiere la presencia de un AGN o ni que restringe nuestras observaciones a galaxias locales. De esta manera, se destaca un posible método futuro para explorar la relación a través del tiempo cósmico, lo que ayudaría enormemente a los astrónomos y físicos que intentan comprender la evolución galáctica. Sin embargo, los autores advierten que las circunstancias particulares que permitieron realizar este análisis en el sistema Abell 1201 pueden no ser comunes en la naturaleza, por lo que aún está por verse cuán fructífero será este método en el futuro. Aun así, es seguro decir que este documento constituye un descubrimiento (ultra)masivo.