Rev.R.Acad.Cienc.Exact.Fís.Nat. (Esp)Vol. 104, Nº. 1, pp 203-212, 2010XI Programa de Promoción de la Cultura Científica y Tecnológica

AGUJEROS NEGROS SUPERMASIVOS Y EL CENTRO GALÁCTICOJUAN MARÍA MARCAIDE OSORO *

* Real Academia de Ciencias Exactas, Físicas y Naturales. Valverde 22, 28004 Madrid.

¿EXISTEN LOS AGUJEROS NEGROS?

Los agujeros negros pertenecen ya al lenguaje colo-quial, a menudo para indicar algo que se lo puedetragar todo o algo a lo que nada ni nadie se debeacercar sin tener graves consecuencias. Para la mayo-ría de la gente el agujero negro tiene un significadomisterioso e incluso su existencia queda en el ámbitode la creencia o misterio. Sin embargo, los agujerosnegros existen y son simplemente cuerpos celestes quesuperan una cierta masa dentro de un determinadovolumen. Como otros cuerpos celestes pueden estar enmayor o menor rotación y estar ligados gravitatoria-mente a otros cuerpos celestes. Cuando la masa delagujero negro es comparable a las estrellas y seencuentra fuertemente ligado gravitatoriamente a unaestrella se trata de un agujero negro estelar. De hecho,la manera más rigurosa de determinar la masa de unagujero negro estelar es aplicando las leyes de Kepler aun sistema estelar binario en el que una de las dosestrellas es una estrella más o menos normal. De estemodo, estudiando espectroscópicamente los movi-mientos radiales de estas estrellas normales se hapodido determinar en una veintena de casos que hayagujeros negros que son parte de un sistema binario yaque la función de masa de la estrella (invisible) com-pañera es mayor que 5 masas solares. Es decir, seconocen una veintena de agujeros negros estelares através del estudio de estrellas binarias. Los agujerosnegros no se pueden ver directamente, pero se puededeterminar su masa del mismo modo que se puededeterminar la masa de una estrella de neutrones, de unaestrella enana blanca, de una estrella normal o de unaestrella gigante. Basta que el agujero negro se encuen-tre en el sistema binario apropiado para permitir ciertasmediciones.

Aproximadamente la mitad de las estrellas nacenen sistemas binarios y evolucionan en interacción consu pareja. Si la separación de las estrellas en el sistemabinario no es muy grande las estrellas pueden trans-ferirse (es decir, robarse una a otra) masa durante suevolución. Las posibilidades son variadas y frecuente-mente lo que resulta es que la estrella más compactarecibe masa de la parte más externa de una estrella máspesada pero más grande, de una gigante roja. Enmuchos casos la estrella más compacta será una enanablanca (un gas degenerado de electrones), en menoscasos la estrella compacta será una estrella de neu-trones (un gas degenerado de neutrones) y en algunoscasos esa estrella compacta será una agujero negro.Una estrella de más de 25 masas solares en su edadtemprana (lo que se conoce como secuencia principal)puede terminar como agujero negro a través de uncolapso gravitatorio de su parte central tras haber con-sumido todo su combustible nuclear. La implosión dela parte central de la estrella masiva, una vez que enella la síntesis de elementos llega hasta el hierro (trascombustión sucesiva del hidrógeno, helio, carbono,oxígeno, elementos ligeros y medios), va asociada auna explosión supernova en la que toda la estrellamasiva (salvo el núcleo que colapsa hacia una estrellade neutrones o un agujero negro) queda destrozada poruna onda de choque que se forma durante la implosiónestelar y que barre la estrella desde la parte externa desu núcleo. Si la explosión supernova tiene lugar en unaestrella binaria existe la posibilidad de que la ligadurase rompa y la estrella compañera quede desligada delresto compacto de la supernova, en cuyo caso el restocompacto vagaría por el espacio sin emitir luz y sinque pudiéramos detectarlo. Pero, si la explosiónsucede de tal modo que la ligadura se mantenga ten-dremos al agujero negro en órbita alrededor de la

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estrella compañera (o viceversa). En este caso, la masadel agujero negro se podrá determinar como se puededeterminar la masa de cualquier compañera de unaestrella si las condiciones de observación (sobre todoespectroscópicas) son favorables. En casi una veintenade casos ha sido posible.

En muchos de estos casos se observa un compor-tamiento de tipo micro-cuásar, cualitativamente simi-lar al comportamiento de tipo cuásar, conocido conanterioridad a escala extragaláctica y con magnitudesescaladas por unos 8 órdenes de magnitud. LaFigura 1 esquematiza ese comportamiento para loscuásares y los micro-cuásares. En los micro-cuásares,el esquema muestra el agujero negro central rodeadode un disco de acreción (o acrecimiento, quizásmás correcto en español) que se alimenta del materialque roba a su estrella compañera gigante roja. Doschorros de material relativista salen del entorno delagujero negro tras la transformación de energía delmaterial que cae de la parte interior del disco deacreción por la acción de los campos magnéticosanclados a ese disco en rotación. El material de estoschorros relativistas eventualmente interactúa con el

medio interestelar y se frena. En este frenado se pro-ducen frentes de choque, turbulencias y amplifica-ciones de los campos magnéticos que dan lugar aradiación sincrotrón en unos lóbulos de radio. Entre elagujero negro y esos lóbulos se pueden ver compo-nentes de emisión sincrotrón que viajan a velocidadesrelativistas y que corresponden a emisión del materialdel chorro causada por ondas de choque viajeras. Estosmovimientos relativistas se pueden ver como compo-nentes superluminales, viajando a velocidades aparen-tes superiores a la de la luz, debido a la geometría de lafuente, los chorros y el observador. Véase la Figura 2para el primero de los micro-cuásares descubiertos. Eneste momento se conocen más de una docena demicro-cuásares.

Una predicción del modelo es que la temperaturade la parte interior del disco de acreción de los micro-cuásares es de unos diez millones de grados y que sedebería observar la línea de emisión del hierro ioni-zado de 6.4 KeV con una forma característica del perfilcorrespondiente a la rotación del disco. En efecto, esteperfil se observa en muchos casos, como el mostradoen la Figura 3.

Figura 1. Modelos de cuásar y micro-cuásar comparados.

Por tanto, se han detectado agujeros negros enestrellas binarias. Seguramente existe una poblaciónmás numerosa de agujeros negros estelares que vagan

por el espacio interestelar y que no se detectan puesellos mismos no emiten radiación y tampoco suentorno lo hace pues no reciben energía de un disco deacreción que a su vez la recibe del entorno. Pero no sonsólo estos los agujeros negros que los astrónomosencuentran en el universo. También encuentran agu-jeros negros supermasivos. La evidencia indirectainicial procedió de una fenomenología que es común alos cuásares pero que se da en otros objetos similarescomo radio galaxias. La evidencia reciente es másdirecta. Veámoslo.

AGUJEROS NEGROS SUPERMASIVOS

La Figura 4 muestra una imagen radio de la radio-galaxia Cygnus A. Es una imagen obtenida en losprimeros años ochenta del siglo pasado cuando lasprimeras supercomputadoras estuvieron disponibles ycuando el Very Large Array (VLA) pudo muestrear lafuente a varias escalas angulares. Años antes se habíaobservado que los lóbulos de emisión radio estabansimétricamente situados con respecto a una galaxia

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Figura 3. Forma de la línea de Hierro de 6.4 KeV emitida porel disco de acrecimiento en rotación alrededor de un agujeronegro.

Figura 2. Primer micro-cuásar descubierto. Las dos tiras (en contornos, a la izquierda, corresponde al descubrimiento del micro-cuásar, y en color en el centro en imágenes de mayor resolución y mejor muestreo temporal) muestran como se separan las compo-nentes eyectadas desde el entorno del agujero negro a lo largo de los chorros. El movimiento es relativista y por efectos de proyec-ción se ve como superluminal, es decir, de velocidad superior a la velocidad de la luz.

gigante en el centro y se había sugerido que la energíapara alimentar la radiación de esos lóbulos provenía deun agujero negro supermasivo en el centro de esagalaxia y que esa energía en forma de plasma rela-tivista se transportaba a distancias inmensas a través dechorros muy estrechos y con pocas pérdidas radiativas.Durante mucho tiempo no hubo evidencia observa-

cional de esos largos y delgados chorros. La imagen dela Figura 4 los muestra nítidamente. Luego se hanestudiado casos similares, pero en los que el transportedel material relativista no es tan eficiente ni colimado,sino que sufre pérdidas radiativas que permiten ver loschorros prácticamente desde la base de los chorroscercana a la galaxia. Como se puede ver en la Figura 4los chorros son bien derechos y de una extensión decientos de miles de parsecs que indica que hay algofísico que conserva la memoria durante todo esetiempo, quizás algún objeto muy pesado en rotacióncuyo eje se mantiene invariable durante todo esetiempo.

Hay otro caso históricamente relevante: el chorrovisible en la galaxia elíptica M87, en el centro delcúmulo de Virgo a una distancia de 60 millones deaños-luz. En la Figura 5 se muestra el chorro, tanto ensu versión visible, descubierta a principios del sigloXX, como en la versión radio y rayos-X. La semejanzade las imágenes visible y radio es notable. En el centrode M87 se encuentra en plena actividad un agujeronegro con una masa de mil millones de masas solares.Emite continuamente material reprocesado de suentorno, a lo largo de grandes y estrechos chorros, a

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Figura 4. Imagen de la radio galaxia Cygnus A obtenida conel VLA que muestra los chorros estrechos por los que se ali-mentan los lóbulos de emisión radio a distancias de cientos demiles de años-luz del agujero negro que reside en el centro dela galaxia gigante que se ve en la imagen como un punto bri-llante central.

Figura 5. Imágenes del chorro que surge del centro de la galaxia elíptica gigante M87. A la izquierda, imagenes radio del chorro yde la parte más interior del chorro. A la derecha arriba, imagen en el visible, y a la derecha abajo, una representación de la emisiónen rayos-X.

casi la velocidad de la luz. También se muestra en lafigura un recuadro con una imagen de la componentecompacta en radio, componente espacialmente muycercana al agujero negro supermasivo. La estructuraque se muestra en el recuadro, obtenida a la longitudde onda de 7 milimetros y con observaciones de inter-ferometría intercontinental, cambia en cuestión dedías, indicando un movimiento ultra-relativista.

La dinámica del gas alrededor del núcleo de M87permite estimar la masa del agujero negro. Se puedever que, a cada lado del núcleo, el gas se mueve a dis-tinta velocidad, en exceso o defecto de la velocidad delgas en el centro, indicando una rotación del gas.Teniendo en cuenta la distancia a M87, la distanciaangular entre las áreas de integración utilizadas en laimagen y la diferencia de las velocidades obtenidas, laley de Kepler nos permite estimar la masa, que resultaser de unos 3500 millones de masas solares. O sea, lamasa del agujero negro en el núcleo de M87 es aproxi-madamente ocho órdenes de magnitud mayor que lamasa de una agujero negro estelar. Ver Figura 6.

La Figura 7 muestra un caso similar en la galaxiaM84. Esta galaxia elíptica, más pequeña que M87,también tiene en su centro un agujero negro cuya masase puede determinar de modo parecido, dando como

resultado 400 millones de masas solares, un orden demagnitud (factor 10) menor que la masa del agujeronegro en M87.

Otro ejemplo interesante y no muy distinto es el dela galaxia NGC 4261 mostrado en la Figura 8. A laizquierda de la figura se muestra la imagen de emisiónradio en dirección norte-sur y en su centro, en blanco,la emisión óptica de la galaxia de la que proceden loschorros. A la derecha se muestra la imagen de alta re-solución del centro de esa galaxia, donde se puede verun disco circunnuclear y en su centro el entorno delagujero negro, del que sale hacia arriba en forma decono la emisión visible. La medida de las velocidadesdel gas en ese disco permite estimar en 1200 millonesde masas solares la masa del agujero negro super-masivo utilizando otra vez de modo simple la ley deKepler.

Hay un caso muy especial en el que se han podidorealizar mediciones de alta precisión. Se trata de lagalaxia NGC 4258 en la que, en su parte central, se veprácticamente de perfil el disco de acrecimiento ysobre él, en su parte mas interna de extensión aproxi-mada de un año-luz, se detectan máseres de agua enrotación. Véase la Figura 9. Además de la emisión decontinuo relacionada con el chorro, perpendicular al

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Figura 6. Imágenes de la parte central de la base del chorrode M87. A la derecha se muestran los perfiles de las líneas deemisión correspondientes a dos posiciones centradas sobre eldisco de acreción a ambos lados de la dirección central en laque se encuentra el agujero negro supermasivo. Una líneaaparece corrida al azul (material acercándose) y al rojo (mate-rial alejándose) con respecto al material en la dirección al agu-jero negro.

Figura 7. A la izquierda, imagen infrarroja de la parte centralde la galaxia M84 y a la derecha campo de velocidades obte-nido sobre la rendija indicada en la figura de la izquierda. Elcampo de velocidades muestra claramente en su zona centralla rotación del disco de acreción alrededor del agujero negro.

plano del disco, se detectan 3 sistemas de máseres: unoen la dirección al centro con velocidad tangencialdebida a la rotación y por tanto correspondiente a lavelocidad de reposo de la galaxia, y un sistema a cada

lado del sistema central, con velocidades inferior(rojo) y superior (azul) al central, indicación clara deuna rotación. La medida precisa del movimiento deestos máseres por medio de técnicas de interferometríaintercontinental, como se muestra en el recuadroinferior izquierdo de la figura, permite una estimaciónprecisa de la masa utilizando la ley de Kepler. Estadeterminación cinémática directa indica que la masaencerrada en menos de un año-luz de distancia es de 40millones de masas solares. La determinación de unamasa tan grande tiene lugar sobre un volumenpequeño. Sólo un agujero negro puede tener una den-sidad de ese tipo.

Los casos anteriores son unos casos representativosde las determinaciones actuales de las masas de losagujeros negros supermasivos en los centros de lasgalaxias, principalmente de las galaxias elípticas. Unlistado completo de los agujeros negros supermasivoscuya masa se ha determinado se puede encontrar en ladirección web siguiente: http://blackholes.stardate.org/directory/. El modelo conceptual de cómo puede ser laestructura de la parte central de una galaxia activaalrededor de un agujero negro supermasivo se muestraen la Figura 10, en la que cada componente se ha

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Figura 8. A la izquierda en recuadro una imagen radio ysuperpuesta en su centro, en blanco, la imagen de la galaxiaNGC 4261 en el visible a baja resolución. En el cuadro de laderecha una imagen de alta resolución del centro de la gala-xia, mostrando un disco circumnuclear (más oscuro) y dentrode él un cono de luz que sale hacia arriba del entorno del agu-jero negro supermasivo.

Figura 9. Determinación de la masa del agujero negro en el centro de la galaxia NGC 4258 por medio de la ley de Kepler utilizandola determinación de los movimientos de los máseres de agua que se encuentran en el disco de acrecimiento, y rotando con él, a unadistancia de aproximadamente medio año-luz del agujero negro.

desplazado sobre el eje de simetría (como se muestranfrecuentemente las distintas piezas mecánicas del ejedel motor de un coche), a lo largo del cual sale unchorro estrecho (en azul verdoso en la figura). Lafigura muestra así en su parte más derecha la región

central asociada al agujero negro supermasivo. Unpoco más a la izquierda el disco de acrecimiento querota alrededor del agujero negro, con una temperaturade unos cien mil grados centígrados y emite rayos-X(la temperatura varía con el inverso de la raíz cuarta de

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Figura 11. Propiedades principales de los agujeros negros.

Figura 10. Disección artística de un agujero negro supermasivo y del disco de acreción quele rodea en partes de distinto contenido y temperatura.

la masa de agujero negro, por tanto es más baja cuantomás pesado es el agujero negro; de hecho los discos deacrecimiento de los agujeros negros estelares tienentemperaturas cien veces más altas que los discos deacrecimiento de los agujeros negros supermasivos).Rodeando a este disco hay otros discos con tempera-turas progresivamente más bajas cuanto más externosson. El más interior da lugar a emisión en el ultravio-leta y visible y el siguiente hacia fuera a emisión en elvisible e infrarrojo. En la parte más externa hay undisco de baja temperatura y de mucho contenido depolvo que da lugar a emisión en el infrarrojo.

La Figura 11 muestra de modo sucinto tres de lasprincipales propiedades de los agujeros negros: laluminosidad asociada proviene de la transformaciónde una parte de la energía cinética liberada por lamateria capturada por el agujero negro; la expresióndel radio de Schwarzschild, que corresponde al tamañode máxima compactación de un agujero negro para unobservador externo, ya que para ese radio la velocidadde escape es igual a la velocidad de la luz y por tantonada, ni incluso la luz, puede escapar de ese entornodel agujero negro; y la temperatura del disco de acreci-miento en función de la masa del agujero negro.

Finalmente, y antes de ocuparnos del agujero negrosupermasivo mas cercano a nosotros, el que se encuen-

tra en el centro de nuestra galaxia, se muestra en laFigura 12 una correlación que se ha encontrado entrelas masas de los agujeros negros supermasivos y laluminosidad (o masa) del bulbo de las galaxias en cuyocentro residen los agujeros negros. La correlación esextraordinaria. Su significado no está todavía del todocomprendido, pues bien podría ser que se formaran losagujeros negros supermasivos con masa proporcionala la masa del bulbo de las galaxias o bien, que de algunmodo se formen primero los agujeros negros superma-sivos como colapso del gas acumulado en el pozo depotencial y luego ellos influencien cuanta masa puedetener el bulbo de la galaxia. Es notable esta correlaciónque se produce sobre varios órdenes de magnitud delas masas.

EL AGUJERO NEGRO MASIVO EN ELCENTRO DE LA VÍA LACTEA

El centro de nuestra galaxia está en la dirección dela constelación Sagitario a unos 25 mil años-luz. Lacantidad de estrellas que uno debería ver en esadirección debería ser mucho más grande que encualquier otra, sin embargo la mayoría de ellas quedanocultas por la absorción del polvo en plano de lagalaxia. Afortunadamente el polvo presenta pocaabsorción a las longitudes de onda más largas delinfrarrojo y radio y la zona del centro de la galaxia sepuede estudiar en esos rangos espectrales. La Figura13 muestra la emisión de radio en longitudes de ondacentimétricas hacia el centro de la galaxia. La imagende la izquierda muestra la emisión radio del plano de lagalaxia en la dirección de Sagitario, con sus dos com-ponentes principales, Sgr A y B. La imagen superior dela derecha muestra la componente A con poca reso-lución angular y la del centro muestra la estructura tanpeculiar que tiene esa componente cuando se observacon 1" de resolución. Justamente en la parte nortecercana al centro de esa imagen, como se ve en laimagen inferior derecha, se encuentra un objeto deemisión radio muy compacta, Sgr A*, que losastrónomos han considerado durante años y años aso-ciado al centro de la galaxia y a un posible agujeronegro masivo. Se ha determinado el tamaño de esteobjeto compacto a varias longitudes de onda cen-timétricas utilizando la técnica de interferometría demuy larga base y se ha determinado que su tamañovaría con la longitud de onda de observación al

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Figura 12. Correlación entre las masas de los agujeros negrosen el centro de las galaxias y la luminosidad (relacionada conla masa) del bulbo esferoidal de esas galaxias.

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Figura 14. Determinación de la masa del agujero negro en el centro de la Vía Láctea.Arriba a la izquierda, el campo estelar infrarrojo alrededor de Sgr A*. Arriba a la derecha,determinación de la órbita de la estrella infrarroja S2 alrededor de Sgr A*. Abajo, determi-nación de la masa del agujero negro a parte de los movimientos de las estrellas infrarrojasy la ley de Kepler.

Figura 13. Imágenes de radio del entorno de Sgr A*, radiofuente compacta asociada alagujero negro masivo en el centro de la Vía Láctea. A la izquierda, imagen del campodonde se aprecia el plano galáctico. A la derecha abajo, situación de Sgr A* con respectoal centro de la radio estructura de tres brazos en el centro de la galaxia.

cuadrado, lo que indica que el tamaño observado sedebe a la dispersión por electrones de la nube querodea a la componente compacta y no a la propia com-ponente. Sin embargo, recientes observaciones a lalongitud de onda de 3mm han mostrado que esarelación ya no se mantiene. Otras observacionestodavía más recientes a longitud de onda de 1mm coninterferometría continental han resuelto la estructuradel objeto, que no es mucho mayor que el tamaño denuestro sistema solar, pero todavía no han podidodeterminar su forma. Según se hagan ciertos desa-rrollos tecnológicos y se equipen nuevos instrumentoscomo ALMA para interferometría intercontinental sepodrá en unos pocos años determinar la forma intrín-seca de un agujero negro cuando se consigan lasprimeras imágenes de Sgr A*.

Por otro lado, observaciones realizadas en el infra-rrojo durante varios años de las estrellas en la vecindadde Sgr A* han permitido determinar las órbitas de esasestrellas, y en especial la de la que está mas cerca deSgr A* (S2), que tiene un periodo orbital de solo 15años. Véase la Figura 14: a la izquierda el campoestelar infrarrojo alrededor de SgrA*, a la derecha laórbita de la estrella S2 y abajo la determinación de lamasa del agujero negro supermasivo en base a losmovimientos de esas estrellas. Una primera determi-nación de la masa (a la que corresponde la figura) laestimó en 2.6 millones de masas solares. Sin embargo,otra determinación más reciente que ha tenido encuenta aspectos no considerados en el (difícil) análisisinicial cifra esta masa en 4 millones de masas solares.O sea, se trata de un agujero negro supermasivo perono tan “súper” sino intermedio. De hecho, de no serporque se encuentra muy cerca de nosotros en nuestramisma galaxia este agujero negro supermasivo nohubiera sido detectado. Además, se trata de un agujero

negro con muy poca actividad en la actualidad. No seconoce que tenga ningún chorro asociado.

CONCLUSIONES

Los agujeros negros supermasivos existen. Prácti-camente cada galaxia tiene en su centro un agujeronegro supermasivo y la masa del agujero negro estácorrelacionada con la masa (y la luminosidad) delbulbo de la galaxia. Las masas de los agujeros negrossupermasivos van desde un millón de masas solares,como el del centro de la Vía Láctea, hasta miles demillones de masas solares en las galaxias gigantes. Unagujero negro supermasivo en una galaxia activa detamaño medio tiene una masa de cientos de millonesde veces la masa característica de los agujeros negrosestelares, de ahí la calificación de supermasivos.

Como en sus parientes estelares, los agujerosnegros se dejan sentir en general, además de por larotación del gas que lo rodea, por la emisión de unchorro de material relativista a lo largo del eje derotación y por la emisión de rayos X del disco deacreción (acrecimiento) del que el entorno inmediatodel agujero negro recibe el material que procesa (de unmodo complicado y todavía no bien entendido) en elmaterial de ese chorro relativista, que es muy evidenteen los radio cuásares y las radio galaxias.

Las cuestiones de cómo y cuando se forman losagujeros negros supermasivos quedan para otraocasión. También otras cuestiones como la influenciade los agujeros negros masivos en la formación degalaxias y en la evolución del universo. Son cuestionesde candente actualidad a las que los astrónomos no handado todavía respuestas definitivas.

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