24.6: Evidencia de Agujeros Negros
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Describir qué buscar al buscar y confirmar la presencia de un agujero negro estelar
- Explicar cómo un agujero negro es inherentemente negro pero puede asociarse con la materia luminosa
- Diferenciar entre los agujeros negros estelares y los agujeros negros en los centros de las galaxias
La teoría nos dice cómo son los agujeros negros. Pero, ¿en realidad existen? Y ¿cómo buscamos algo que esté a muchos años luz de distancia, a solo unas pocas docenas de kilómetros de ancho (si es un agujero negro estelar), y completamente negro? Resulta que el truco no es buscar el agujero negro en sí sino buscar lo que le hace a una estrella compañera cercana.
Como vimos, cuando las estrellas muy masivas colapsan, dejan atrás su influencia gravitacional. ¿Y si un miembro de un sistema de doble estrella se convierte en un agujero negro, y su compañero logra sobrevivir a la muerte de la estrella masiva? Si bien el agujero negro desaparece de nuestra vista, podemos deducir su presencia de las cosas que le hace a su compañero.
Requisitos para un agujero negro
Entonces, aquí hay una receta para encontrar un agujero negro: comience por buscar una estrella cuyo movimiento (determinado a partir del desplazamiento Doppler de sus líneas espectrales) la muestre como miembro de un sistema estelar binario. Si ambas estrellas son visibles, tampoco puede ser un agujero negro, así que enfoca tu atención solo en aquellos sistemas donde solo es visible una estrella de la pareja, incluso con nuestros telescopios más sensibles.
Ser invisible no es suficiente, sin embargo, porque una estrella relativamente débil puede ser difícil de ver junto al resplandor de un compañero brillante o si está envuelta por polvo. Y aunque la estrella sea realmente invisible, podría ser una estrella de neutrones. Por lo tanto, también debemos tener evidencia de que la estrella invisible tiene una masa demasiado alta para ser una estrella de neutrones y que es un objeto colapsado, un remanente estelar extremadamente pequeño.
Podemos usar la ley de Kepler (ver Órbitas y Gravedad) y nuestro conocimiento de la estrella visible para medir la masa del miembro invisible de la pareja. Si la masa es mayor que aproximadamente 3\(M_{\text{Sun}}\), entonces probablemente estemos viendo (o, más precisamente, no viendo) un agujero negro, siempre y cuando podamos asegurarnos de que el objeto sea realmente una estrella colapsada.
Si la materia cae hacia un objeto compacto de alta gravedad, el material se acelera a alta velocidad. Cerca del horizonte de eventos de un agujero negro, la materia se mueve a velocidades que se acercan a la velocidad de la luz. A medida que los átomos giran caóticamente hacia el horizonte de eventos, se frotan entre sí; la fricción interna puede calentarlos a temperaturas de 100 millones de K o más. Dicha materia caliente emite radiación en forma de rayos X parpadeantes. La última parte de nuestra prescripción, entonces, es buscar una fuente de radiografías asociadas al sistema binario. Dado que los rayos X no penetran en la atmósfera terrestre, tales fuentes deben encontrarse utilizando telescopios de rayos X en el espacio.
En nuestro ejemplo, el gas infalible que produce la emisión de rayos X proviene de la estrella compañera del agujero negro. Como vimos en La muerte de las estrellas, las estrellas en sistemas binarios cercanos pueden intercambiar masa, especialmente cuando uno de los miembros se expande en un gigante rojo. Supongamos que una estrella en un sistema de doble estrella ha evolucionado a un agujero negro y que la segunda estrella comienza a expandirse. Si las dos estrellas no están muy separadas, las capas externas de la estrella en expansión pueden llegar al punto donde el agujero negro ejerce sobre ellas más fuerza gravitacional que las capas internas del gigante rojo al que pertenece la atmósfera. La atmósfera exterior pasa entonces por el punto de no retorno entre las estrellas y cae hacia el agujero negro.
La revolución mutua de la estrella gigante y el agujero negro hace que el material que cae hacia el agujero negro gire en espiral alrededor de él en lugar de fluir directamente hacia él. El gas infalible gira alrededor del agujero negro en un panqueque de materia llamado disco de acreción. Es dentro de la parte interna de este disco donde la materia gira alrededor del agujero negro tan rápido que la fricción interna lo calienta hasta temperaturas de emisión de rayos X (ver la miniatura del capítulo).
Otra forma de formar un disco de acreción en un sistema estelar binario es tener un poderoso viento estelar proveniente del compañero del agujero negro. Tales vientos son una característica de varias etapas en la vida de una estrella. Parte del gas expulsado en el viento fluirá lo suficientemente cerca del agujero negro como para ser capturado por él en el disco (Figura\(\PageIndex{1}\)).
Debemos señalar que, como suele suceder, las medidas que hemos estado discutiendo no son tan simples como se describen en los libros de texto introductorios. En la vida real, la ley de Kepler nos permite calcular únicamente la masa combinada de las dos estrellas en el sistema binario. Debemos aprender más sobre la estrella visible de la pareja y su historia para determinar la distancia al par binario, el verdadero tamaño de la órbita de la estrella visible y cómo la órbita de las dos estrellas se inclina hacia la Tierra, algo que rara vez podemos medir. Y las estrellas de neutrones también pueden tener discos de acreción que producen rayos X, por lo que los astrónomos deben estudiar cuidadosamente las propiedades de estos rayos X al tratar de determinar qué tipo de objeto se encuentra en el centro del disco. Sin embargo, ahora se han encontrado varios sistemas que contienen claramente agujeros negros.
El descubrimiento de los agujeros negros de masa estelar
Debido a que los rayos X son trazadores tan importantes de agujeros negros que están teniendo a algunos de sus compañeros estelares para almorzar, la búsqueda de agujeros negros tuvo que esperar el lanzamiento de sofisticados telescopios de rayos X al espacio. Estos instrumentos deben tener la resolución para localizar con precisión las fuentes de rayos X y así permitirnos emparejarlas con las posiciones de los sistemas estelares binarios.
El primer sistema binario de agujero negro que se descubre se llama Cygnus X-1 (ver la miniatura del capítulo). La estrella visible en este sistema binario es de tipo espectral O. Las mediciones de los desplazamientos Doppler de las líneas espectrales de la estrella O muestran que tiene un compañero invisible. Los rayos X que parpadean de él indican fuertemente que el compañero es un pequeño objeto colapsado. La masa del compañero invisible colapsado es aproximadamente 15 veces la del Sol. Por lo tanto, el compañero es demasiado masivo para ser una enana blanca o una estrella de neutrones.
Varios otros sistemas binarios también cumplen con todas las condiciones para contener un agujero negro. En la\(\PageIndex{1}\) tabla se enumeran las características de algunos de los mejores ejemplos.
| Nombre/Catálogo Designación 1 | Tipo Espectral Estrella Companion | Periodo Orbital (días) | Estimaciones de masa de agujero negro (\(M_{\text{Sun}}\)) |
|---|---|---|---|
| LMC X-1 | O gigante | 3.9 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">10.9 |
| Cygnus X-1 | O supergigante | 5.6 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">15 |
| XTE J1819.3-254 (V4641 Sgr) | B gigante | 2.8 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">6—7 |
| LMC X-3 | B secuencia principal | 1.7 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">7 |
| 4U1543-475 (IL Lup) | Una secuencia principal | 1.1 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">9 |
| GRO J1655-40 (V1033 Sco) | Subgigante F | 2.6 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">7 |
| GRS 1915+105 | K gigante | 33.5 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">14 |
| GS202+1338 (V404 Cyg) | K gigante | 6.5 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">12 |
| XTE J1550-564 | K gigante | 1.5 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">11 |
| A0620-00 (V616 Lun) | Secuencia principal de K | 0.33 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">9—13 |
| H1705-250 (Nova Oph 1977) | Secuencia principal de K | 0.52 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">5—7 |
| GRS1124-683 (Nova Mus 1991) | Secuencia principal de K | 0.43 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">7 |
| GS2000+25 (QZ Vul) | Secuencia principal de K | 0.35 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">5—10 |
| GRS1009-45 (Nova Vel 1993) | Enano K | 0.29 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">8—9 |
| XTE J1118+480 | Enano K | 0.17 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">7 |
| XTE J1859+226 | Enano K | 0.38 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">5.4 |
| GRO J0422+32 | Enana M | 0.21 | \ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">4 |
Alimentar un agujero negro
Después de que una estrella aislada, o incluso una en un sistema estelar binario, se convierta en un agujero negro, probablemente no podrá crecer mucho más. En las regiones suburbanas de la Vía Láctea donde vivimos (ver La Galaxia de la Vía Láctea), las estrellas y los sistemas estelares están demasiado separados para que otras estrellas proporcionen “alimento” a un agujero negro hambriento. Después de todo, el material debe acercarse muy cerca del horizonte de eventos antes de que la gravedad sea diferente a la de la estrella antes de que se convierta en el agujero negro.
Pero, como verá, las regiones centrales de las galaxias son bastante diferentes de sus partes externas. Aquí, las estrellas y la materia prima pueden estar bastante abarrotadas juntas, y pueden interactuar con mucha más frecuencia entre sí. Por lo tanto, los agujeros negros en los centros de las galaxias pueden tener una oportunidad mucho mejor de encontrar masa lo suficientemente cerca de sus horizontes de eventos como para atraer. Los agujeros negros no son particulares sobre lo que “comen”: están contentos de consumir otras estrellas, asteroides, gas, polvo e incluso otros agujeros negros. (Si dos agujeros negros se fusionan, solo obtienes un agujero negro con más masa y un horizonte de eventos más grande).
Como resultado, los agujeros negros en regiones abarrotadas pueden crecer, tragándose eventualmente miles o incluso millones de veces la masa del Sol. Las observaciones terrestres han proporcionado pruebas convincentes de que hay un agujero negro en el centro de nuestra propia Galaxia con una masa de aproximadamente 4 millones de veces la masa del Sol (discutiremos esto más a fondo en el capítulo sobre La Galaxia de la Vía Láctea). Las observaciones con el Telescopio Espacial Hubble han mostrado evidencia dramática de la existencia de agujeros negros en los centros de muchas otras galaxias. Estos agujeros negros pueden contener más de mil millones de masas solares. El frenesí de alimentación de tales agujeros negros supermasivos puede ser responsable de algunos de los fenómenos más energéticos del universo (ver Galaxias Activas, Cuásares y Agujeros Negros Supermasivos). Y la evidencia de observaciones más recientes de rayos X también está comenzando a indicar la existencia de agujeros negros de “peso medio”, cuyas masas son decenas a miles de veces la masa del Sol. Las regiones internas pobladas de los cúmulos globulares que describimos en Estrellas de la Adolescencia a la Vejez pueden ser el caldo de cultivo adecuado para tales agujeros negros de masa media.
A lo largo de las últimas décadas, se han realizado muchas observaciones, especialmente con el Telescopio Espacial Hubble y con satélites de rayos X que solo pueden explicarse si realmente existen agujeros negros. Además, las pruebas observacionales de la teoría general de la relatividad de Einstein han convencido incluso a los científicos más escépticos de que su imagen del espacio-tiempo deformado o curvado es de hecho nuestra mejor descripción de los efectos de la gravedad cerca de estos agujeros negros.
Resumen
La mejor evidencia de agujeros negros de masa estelar proviene de sistemas estelares binarios en los que (1) una estrella del par no es visible, (2) la emisión de rayos X parpadeante es característica de un disco de acreción alrededor de un objeto compacto, y (3) la órbita y características de la estrella visible indican que la masa de su compañero invisible es mayor que 3\(M_{\text{Sun}}\). Se han encontrado varios sistemas con estas características. Agujeros negros con masas de millones a miles de millones de masas solares se encuentran en los centros de grandes galaxias.
Notas al pie
1 Como se puede decir, no existe una forma estándar de nombrar a estos candidatos. La cadena de números es la ubicación de la fuente en ascensión derecha y declinación (el sistema de longitud y latitud del cielo); algunas de las letras que preceden a los números se refieren a objetos (por ejemplo, LMC) y constelaciones (por ejemplo, Cygnus), mientras que otras letras se refieren al satélite que descubrió el candidato: para Ariel, G para Ginga, y así sucesivamente. Las notaciones entre paréntesis son las utilizadas por los astrónomos que estudian el sistema estelar binario o novas.
Glosario
- disco de acreción
- el disco de gas y polvo encontrado orbitando estrellas recién nacidas, así como restos estelares compactos como enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros cuando están en sistemas binarios y están lo suficientemente cerca de sus compañeros binarios para extraer material