Impresión artística del agujero negro binario supermasivo más pesado
Newswise — Casi todas las galaxias masivas albergan un agujero negro supermasivo en su centro. Cuando dos galaxias se fusionan, sus agujeros negros pueden formar un par binario, lo que significa que poseen una órbita ligada entre sí. La hipótesis es que el destino de estos binarios es eventualmente fusionarse, pero esto nunca se ha observado. La pregunta de si un evento como éste es posible ha sido un tema de discusión entre los astrónomos por décadas. En un artículo científico publicado recientemente en The Astrophysical Journal, un equipo de astrónomos han presentado nuevos conocimientos sobre esta pregunta.
El equipo utilizó datos del telescopio Gemini Norte, parte del Observatorio Internacional Gemini, operado por NOIRLab de NSF y este último financiado por la Fundación Nacional de Ciencias de EE.UU, para analizar un agujero negro supermasivo binario ubicado en la galaxia elíptica B2 0402+379. Este es el único agujero negro supermasivo binario que se ha resuelto con suficiente detalle para ver a ambos objetos por separado [2] y posee el récord de tener la separación más pequeña jamás medida directamente —solamente 24 años luz [3]. Aunque esta estrecha separación predice una gran fusión, estudios posteriores revelan que el par se ha estancado en esta distancia por más de 3 mil millones de años, por lo que surge la pregunta: ¿qué los retiene?
Para entender mejor las dinámicas de este sistema y su estancada fusión, el equipo examinó los datos de archivo del Espectrógrafo de Objetos Múltiples de Gemini (GMOS por sus siglas en inglés), que les permitió determinar la velocidad de las estrellas en las proximidades de los agujeros negros. “La excelente sensibilidad de GMOS nos permitió mapear las velocidades crecientes de las estrellas a medida que se acercaban al centro de la galaxia” señaló Roger Romani, profesor de física de la Universidad de Stanford y coautor del artículo científico. “Con eso, fuimos capaces de inferir la masa total de los agujeros negros que residen allí”.
El equipo estima que la masa del binario es nada menos que 28 mil millones de veces la del Sol, calificando a este par como el agujero negro binario más pesado jamás medido. Esta medición no sólo otorga un contexto valioso para la formación del sistema binario y la historia de su galaxia anfitriona, sino que apoya a la teoría de larga data que la masa de un agujero negro supermasivo binario juega un rol clave en demorar su potencial fusión [4].
“El archivo de datos que sirve al Observatorio Internacional Gemini contiene una mina de oro de material científico para descubrimientos”, dijo Martin Still, Director de Programa de NSF para el Observatorio Internacional Gemini. “Las mediciones de masa para este agujero negro supermasivo binario extremo son un ejemplo inspirador del potencial impacto de nuevas investigaciones que exploren ese gran archivo."
Comprender cómo se formó este binario puede ayudar a predecir si se fusionará y cuándo- una serie de pistas apuntan a que el par se formará a través de varias fusiones de galaxias. Lo primero es que B2 0402+379 es un cúmulo fósil, lo que significa que es el resultado de un cúmulo de galaxias con estrellas y gases que se fusionan en una sola galaxia masiva. Además, la presencia de estos agujeros negros supermasivos, seguido de una gran combinación de su masa, sugiere que estas resultaron de una amalgamación de múltiples agujeros negros pequeños de múltiples galaxias.
Luego de una fusión galáctica, los agujeros negros supermasivos no colisionan frontalmente. En lugar de eso, comienzan a deslizarse uno junto al otro hasta que se asientan en una órbita ligada entre sí. Con cada pasada que hacen, se transfiere energía de los agujeros negros a las estrellas circundantes. A medida que pierden energía, la pareja se arrastra cada vez más cerca hasta que estén sólo a años luz de distancia, donde la radiación gravitacional toma el control y se fusionan. Este proceso ha sido directamente observado en pares de agujeros negros estelares masivos (el primer caso fue captado en 2015 mediante la detección de ondas gravitacionales) pero nunca en un binario de esta variedad supermasiva.
Con el nuevo conocimiento sobre la masa excepcionalmente grande de este sistema, el equipo concluyó que se habrían necesitado un grupo excepcionalmente grande de estrellas para ralentizar la órbita del binario lo suficiente para acercarlos tanto. En el proceso, los agujeros negros parecen haber tirado casi toda la materia en su vecindario, dejando el centro de la galaxia hambrienta de estrellas y gases. Al no haber más material disponible para frenar la órbita del par, su fusión se ha estancado en sus últimas etapas.
“Normalmente parece que estas galaxias con pares de agujeros negros más claros tienen suficientes estrellas y masas para unirlos rápidamente” señaló Romani. “Como este par es muy pesado, se requieren muchas estrellas y gases para terminar el trabajo. Pero el par binario ha despejado el centro de la galaxia en ese aspecto, dejándola estancada y accesible para nuestro estudio”.
Aún está por determinar si el par supera ese estancamiento y eventualmente se fusiona en una escala de tiempo de millones de años, o continúa en un limbo orbital eternamente. Si se fusionan, las ondas gravitacionales resultantes serían de alrededor de cien millones de veces más poderosas que las producidas por la fusión de agujeros negros con masas estelares. Es posible que la pareja pueda conquistar esa distancia final con otra fusión de galaxia, lo que inyectaría al sistema material adicional, o potencialmente un tercer agujero negro, para ralentizar la órbita del par lo suficiente para fusionarse. Sin embargo, dado que el estatus de B2 0402+379 es un cúmulo fósil, es poco probable que se produzca otra fusión galáctica.
"Esperamos realizar investigaciones de seguimiento del núcleo de B2 0402+379, donde veremos cuánto gas hay presente", señala Tirth Surti, estudiante de pregrado de Stanford y autor principal del artículo científico. "Esto debería darnos más información sobre si los agujeros negros supermasivos pueden eventualmente fusionarse o si permanecerán varados como binarios".
Notas
[1] Si bien hay evidencia de agujeros negros supermasivos acercándose a unos pocos años luz entre sí, parece que ninguno ha podido superar esa distancia final. La cuestión de si tal evento es posible se conoce como el problema del parsec final y ha sido un tema de discusión entre los astrónomos durante décadas.
[2] Se han realizado observaciones anteriores de galaxias que contienen dos agujeros negros supermasivos, pero en estos casos están a miles de años luz de distancia, demasiado lejos para estar en una órbita ligada entre sí, como la binaria encontrada en B2 0402+379.
[3] Existen otras fuentes alimentadas por agujeros negros con posibles separaciones más pequeñas, aunque se han inferido mediante observaciones indirectas y, por lo tanto, pueden clasificarse mejor como binarias candidatas.
[4] Esta teoría fue presentada por primera vez en 1980 por Begelman et al y durante mucho tiempo se ha argumentado que ocurre basándose en décadas de observaciones de los centros de las galaxias.
Más Información
Esta investigación se presentó en un artículo de investigación publicado en la revista The Astrophysical Journal. DOI: 10.3847/1538-4357/ad14fa
El equipo de investigación estaba compuesto por: Tirth Surti (Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University), Roger W. Romani (Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University), Julia Scharwächter (Gemini Observatory/NOIRLab de NSF), Alison Peck (University of Maryland) and Greg B. Taylor (University of New Mexico, Albuquerque).
NOIRLab de NSF (Laboratorio Nacional de Investigación en Astronomía Óptica-Infrarroja de NSF), el centro de EE. UU. para la astronomía óptica-infrarroja en tierra, opera el Observatorio internacional Gemini (una instalación de NSF, NRC–Canada, ANID–Chile, MCTIC–Brasil, MINCyT–Argentina y KASI – República de Corea), el Observatorio Nacional de Kitt Peak (KPNO), el Observatorio Interamericano Cerro Tololo (CTIO), el Centro de Datos para la Comunidad Científica (CSDC) y el Observatorio Vera C. Rubin (operado en cooperación con el National Accelerator Laboratory (SLAC) del Departamento de Energía de Estados Unidos (DOE). Está administrado por la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía (AURA) en virtud de un acuerdo de cooperación con NSF y tiene su sede en Tucson, Arizona. La comunidad astronómica tiene el honor de tener la oportunidad de realizar investigaciones astronómicas en Iolkam Du’ag (Kitt Peak) en Arizona, en Maunakea, en Hawai‘i, y en Cerro Tololo y Cerro Pachón en Chile. Reconocemos y apreciamos el importante rol cultural y la veneración que estos sitios tienen para la Nación Tohono O’odham, para la comunidad nativa de Hawai‘i y para las comunidades locales en Chile, respectivamente.
Este comunicado de prensa fue traducido por Camila Ibarlucea.
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