¿Cómo es posible descubrirlos? ¿Cómo se puede ver algo que es invisible? ¿Realmente existen?
El 9 de octubre de 1999, el satélite RXTE de la NASA detectó que un objeto, llamado XTE J1859+226, había empezado a emitir en rayos X. Rápidamente se iniciaron campañas de observación para ver cómo evolucionaba, pero no se logró confirmar la presencia de un agujero negro. Recientemente, con medidas espectroscópicas tomadas con el Gran Telescopio CANARIAS (GTC) se ha salido de dudas: allí está.
Binarias transitorias: el hogar de los agujeros negros
El 9 de octubre de 1999, el satélite RXTE de la NASA detectó que un objeto, llamado XTE J1859+226, había empezado a emitir en rayos X. Rápidamente se iniciaron campañas de observación para ver cómo evolucionaba, pero no se logró confirmar la presencia de un agujero negro. Recientemente, con medidas espectroscópicas tomadas con el Gran Telescopio CANARIAS (GTC) se ha salido de dudas: allí está.
Binarias transitorias: el hogar de los agujeros negros
Las estrellas muy masivas, mucho más que el Sol, mueren de una forma muy violenta: en explosiones de supernova. El material restante evoluciona y acaba formando un objeto compacto, que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Que se constituya uno u otro depende básicamente de la masa de la estrella original, pero hay un límite. Las ecuaciones de la materia condensada nos dicen que las estrellas de neutrones no son estables con más de tres veces la masa del Sol. A partir de ahí, colapsarían por la intensa gravedad formando un agujero negro.
Un agujero negro es un objeto muy masivo encerrado en una región lo suficientemente pequeña como para que su densidad y su gravedad sean tan elevadas que ni siquiera la luz pueda escapar de su atracción gravitatoria. Este hecho lo convierte en algo prácticamente invisible: nada que sobrepase una barrera que llamamos horizonte de sucesos es capaz de escapar de él. Desde que Schwarzschild resolviese las ecuaciones de la relatividad general de Einstein (allá por 1916), su existencia era teóricamente posible, aunque durante muchos años hubo un intenso debate puesto que algunos científicos dudaban que se hubieran llegado a formar tales objetos en el Universo.
Hasta 1992 no se realizó la primera detección de un agujero negro, cuya masa, entre ocho y quince veces la del Sol, convenció a los escépticos de que estas estrellas invisibles existían realmente. Lo encontró Jorge Casares en el sistema V404 Cyg. En él un agujero negro está absorbiendo masa de una estrella que lo acompaña, formando un disco de materia que orbita en torno a este objeto compacto. Esta materia se calienta y emite luz antes de caer dentro de él, lo que permite detectarlo, por tanto, es la existencia de una estrella compañera la que "vende" su presencia.
Estos sistemas formados por un objeto compacto y una estrella "normal" que le dona parte de su masa se llaman binarias de rayos X. En concreto, un tipo, las llamadas transitorias, son los mejores sistemas para buscar agujeros negros: sabemos que están presentes en un 75% de estas binarias, mientras que el 25% restante alberga una estrella de neutrones.
Los lóbulos de Roche: cuando la estrella cambia de bando
Todos los sistemas binarios forman lóbulos de Roche, uno por cada miembro del sistema. Básicamente es la región del espacio en la que la atracción gravitatoria de un objeto domina sobre la de su compañero. Los dos lóbulos se unen entre sí en el denominado punto de Lagrange interno o L1. Por ejemplo, los sistemas Sol-Tierra, Tierra-Luna... forman sus propios lóbulos de Roche. El L1 del sistema Sol-Tierra es un sitio estupendo para estudiar las propiedades solares y colocar satélites como SOHO, entre otras cosas porque permite ver el Sol por completo y sin interrupciones nocturnas.
En una binaria de rayos X transitoria, el lóbulo de Roche del objeto compacto es muy grande, y hace que el de la estrella compañera sea "tan pequeño" que la estrella lo llena por completo. En otras palabras, la estrella deja de ser esférica y toma la forma del lóbulo. Además, parte de su atmósfera escapa por el L1, pasa al lóbulo de Roche del objeto compacto y cae en espiral hacia el interior del mismo formando un disco de acreción. El material de este disco se acelera, comprime y calienta alcanzando miles de grados, lo que provoca la emisión de luz.
Cuando el objeto compacto es un agujero negro, las partes internas del disco sobrepasan el horizonte de sucesos y se precipitan irremisiblemente dentro de él, sumándose a su masa. Esta forma de adición de materia es llamada acreción o acrecimiento.
Las binarias de rayos X transitorias pasan la mayor parte de su vida en un estado de calma o quietud en el que todo este proceso ocurre continuamente y de forma más o menos estable. Ocasionalmente, el ritmo de acreción de materia desde el disco al agujero negro aumenta bruscamente y el sistema entra en erupción. Su brillo aumenta de forma espectacular ¡hasta 1 millón de veces! El aumento de temperatura resultante provoca una emisión en rayos X que es detectada por los satélites que observan en estas frecuencias. Después de unos meses activo, el sistema vuelve a su estado de calma, en el que permanecerá unos cuantos años hasta la siguiente erupción...
Un nuevo miembro en la familia
En cincuenta años de astronomía de rayos X, sólo se han podido confirmar cerca de veinte binarias transitorias con agujero negro. Los científicos no sabemos cuándo ni dónde van a aparecer (es decir, entrar en erupción), y mientras están en quietud es muy difícil distinguirlas de cualquier otra estrella. Esto nos limita muchísimo para descubrir nuevos sistemas. Las estimaciones hablan de cientos de millones de agujeros negros en la Vía Láctea y de miles en sistemas binarios, así que apenas estamos empezando a conocerlos.
El 9 de octubre de 1999, el satélite RXTE de la NASA detectó que un objeto había empezado a emitir en rayos X. Por las propiedades de esta emisión y su análisis, también desde tierra, parecía ser una binaria de rayos X transitoria que había entrado en erupción. Después de estar casi un año en este estado, disminuyendo lentamente su brillo, el sistema volvió a la quietud. Por el satélite que lo detectó y por sus coordenadas en el cielo, se llamó XTE J1859+226.
Rápidamente se iniciaron campañas de observación (imágenes y espectros) desde telescopios de todo el mundo para seguir su evolución. Tanto en La Palma como en Tenerife, el grupo de Jorge Casares, con Cristina Zurita a la cabeza, realizó un intenso seguimiento del sistema desde el mismo día en que se detectó su erupción. Sin embargo, no se obtuvieron resultados concluyentes para establecer si se trataba de una estrella de neutrones o un agujero negro.
Con observaciones espectroscópicas tomadas recientemente con el Gran Telescopio CANARIAS (GTC) y combinando nuevas imágenes con las tomadas previamente por Cristina Zurita, hemos conseguido acabar con la duda y confirmar que en XTE J1859+226 hay un agujero negro.
Y la masa del agujero negro es de…
Hay dos parámetros fundamentales en una binaria de rayos X que permiten estimar la masa del objeto compacto.
Uno es el periodo orbital del sistema binario, ya que éste gira en torno a un centro común. Como el objeto compacto es mucho más masivo, domina y coloca el centro de giro dentro de su lóbulo de Roche, bastante cerca de su propio centro (como se puede ver en el multimedia que acompaña a este artículo). El periodo se puede calcular tomando imágenes continuas durante varias horas. Como se ha comentado antes, la fuerza de marea ejercida por el objeto compacto deforma la estrella, que deja de ser esférica. Al perder la simetría esférica y encontrarse en un sistema en rotación, no siempre observaremos la misma fracción de la estrella y su brillo variará periódicamente.
Cuando estudiamos XTE J1859+226 para intentar determinar la masa de su objeto compacto, nos encontramos con la dificultad añadida de que su brillo en quietud era extremadamente bajo. Hemos necesitado imágenes tomadas entre los años 2000 y 2010 con varios telescopios del Observatorio del Roque de los Muchachos, en La Palma, para poder estimar que el periodo orbital del sistema era de 6,6 horas.
Para calcular el otro parámetro, relacionado con la velocidad de la estrella en su movimiento en torno al centro del sistema, ya no nos sirven imágenes, necesitamos espectros. Pero para obtenerlos de un sistema tan débil hace falta un telescopio de 10 metros. Cuando el Gran Telescopio de CANARIAS (GTC) entró en funcionamiento, no perdimos la oportunidad y conseguimos tiempo de observación en agosto de 2010. Los espectros que obtuvimos, los primeros publicados sobre XTE J1859+226, han sido determinantes para llegar al resultado final. Con una serie de ellos pudimos observar líneas espectrales de la estrella compañera y derivar la velocidad con la que se mueven estas líneas con la rotación del sistema.
Resumiendo, con los dos parámetros en una mano y las leyes de Kepler en la otra, podemos calcular con una expresión muy sencilla cuál es la función de masas del objeto compacto, es decir, su masa mínima, y esta resultó ser en XTE J1859+226 de más de cuatro veces la masa del Sol: ¡¡no hay duda, es un agujero negro!!
Sin embargo, esto es un límite inferior en la masa, no es la masa del objeto compacto... Para calcularla hay que tener en cuenta otros factores como la inclinación del sistema (o al menos restringirla), un poco de geometría y un código que tenga en cuenta todos los parámetros: finalmente nuestro agujero negro tiene una masa de 5,47 veces la masa del Sol.
Han hecho falta casi doce años, muchas noches de observación y un grupo de seis personas del Instituto de Astrofísica de Canarias para lograr este resultado. Con tan pocos de estos objetos confirmados, uno más en la familia supone un importante avance en este campo. Sin embargo, queda mucho por hacer, hacen falta más observaciones para refinar los resultados y tenemos que trabajar en el desarrollo de nuevos proyectos que permitan distinguir binarias transitorias en quietud en otras estrellas. Esa es nuestra próxima meta, a la espera de que otros sistemas entren en erupción...
Autor:
Jesús M. Corral-Santana (licenciado en Física y posgraduado en Astrofísica por la Universidad de La Laguna. Actualmente es residente de doctorado en el Instituto de Astrofísica de Canarias [IAC])
Estos sistemas formados por un objeto compacto y una estrella "normal" que le dona parte de su masa se llaman binarias de rayos X. En concreto, un tipo, las llamadas transitorias, son los mejores sistemas para buscar agujeros negros: sabemos que están presentes en un 75% de estas binarias, mientras que el 25% restante alberga una estrella de neutrones.
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| El instrumento OSIRIS, con el cual se han obtenido los espectros de XTE J1859+226, colocado en el foco Nasmyth del Gran Telescopio CANARIAS. Créditos: Miguel Briganti (SMM/IAC) |
Los lóbulos de Roche: cuando la estrella cambia de bando
Todos los sistemas binarios forman lóbulos de Roche, uno por cada miembro del sistema. Básicamente es la región del espacio en la que la atracción gravitatoria de un objeto domina sobre la de su compañero. Los dos lóbulos se unen entre sí en el denominado punto de Lagrange interno o L1. Por ejemplo, los sistemas Sol-Tierra, Tierra-Luna... forman sus propios lóbulos de Roche. El L1 del sistema Sol-Tierra es un sitio estupendo para estudiar las propiedades solares y colocar satélites como SOHO, entre otras cosas porque permite ver el Sol por completo y sin interrupciones nocturnas.
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| Representación de los lóbulos de Roche en una binaria de rayos X transitoria. Cada uno de los lóbulos es la región del espacio en torno a una de las componentes del sistema en la que la atracción gravitatoria de este objeto domina frente a la gravedad del otro. Los dos lóbulos se unen entre sí en el denominado punto de Lagrange interno o L1. La estrella llena por completo su lóbulo de Roche (la zona roja en la figura) debido a la atracción del objeto compacto, que provoca que la estrella se deforme, cese de ser esférica y adopte la forma del lóbulo. Parte de su atmósfera escapa por el L1 pasando al lóbulo de Roche del objeto compacto (zona azul en la imagen) y este material cae en espiral hacia su interior, formando un disco de acreción. Cuando el objeto compacto es un agujero negro, las partes internas del disco sobrepasan el horizonte de sucesos y caen irremisiblemente en “su interior” pasando a añadirse a su masa. A esta forma de adición de materia es lo que llamamos acreción o acrecimiento. Fuente: “"Determinación de parámetros fundamentales en binarias compactas". Tesis doctoral de Teo Muñoz Darias, publicada en 2008. |
En una binaria de rayos X transitoria, el lóbulo de Roche del objeto compacto es muy grande, y hace que el de la estrella compañera sea "tan pequeño" que la estrella lo llena por completo. En otras palabras, la estrella deja de ser esférica y toma la forma del lóbulo. Además, parte de su atmósfera escapa por el L1, pasa al lóbulo de Roche del objeto compacto y cae en espiral hacia el interior del mismo formando un disco de acreción. El material de este disco se acelera, comprime y calienta alcanzando miles de grados, lo que provoca la emisión de luz.
Cuando el objeto compacto es un agujero negro, las partes internas del disco sobrepasan el horizonte de sucesos y se precipitan irremisiblemente dentro de él, sumándose a su masa. Esta forma de adición de materia es llamada acreción o acrecimiento.
Las binarias de rayos X transitorias pasan la mayor parte de su vida en un estado de calma o quietud en el que todo este proceso ocurre continuamente y de forma más o menos estable. Ocasionalmente, el ritmo de acreción de materia desde el disco al agujero negro aumenta bruscamente y el sistema entra en erupción. Su brillo aumenta de forma espectacular ¡hasta 1 millón de veces! El aumento de temperatura resultante provoca una emisión en rayos X que es detectada por los satélites que observan en estas frecuencias. Después de unos meses activo, el sistema vuelve a su estado de calma, en el que permanecerá unos cuantos años hasta la siguiente erupción...
Un nuevo miembro en la familia
En cincuenta años de astronomía de rayos X, sólo se han podido confirmar cerca de veinte binarias transitorias con agujero negro. Los científicos no sabemos cuándo ni dónde van a aparecer (es decir, entrar en erupción), y mientras están en quietud es muy difícil distinguirlas de cualquier otra estrella. Esto nos limita muchísimo para descubrir nuevos sistemas. Las estimaciones hablan de cientos de millones de agujeros negros en la Vía Láctea y de miles en sistemas binarios, así que apenas estamos empezando a conocerlos.
El 9 de octubre de 1999, el satélite RXTE de la NASA detectó que un objeto había empezado a emitir en rayos X. Por las propiedades de esta emisión y su análisis, también desde tierra, parecía ser una binaria de rayos X transitoria que había entrado en erupción. Después de estar casi un año en este estado, disminuyendo lentamente su brillo, el sistema volvió a la quietud. Por el satélite que lo detectó y por sus coordenadas en el cielo, se llamó XTE J1859+226.
Rápidamente se iniciaron campañas de observación (imágenes y espectros) desde telescopios de todo el mundo para seguir su evolución. Tanto en La Palma como en Tenerife, el grupo de Jorge Casares, con Cristina Zurita a la cabeza, realizó un intenso seguimiento del sistema desde el mismo día en que se detectó su erupción. Sin embargo, no se obtuvieron resultados concluyentes para establecer si se trataba de una estrella de neutrones o un agujero negro.
Con observaciones espectroscópicas tomadas recientemente con el Gran Telescopio CANARIAS (GTC) y combinando nuevas imágenes con las tomadas previamente por Cristina Zurita, hemos conseguido acabar con la duda y confirmar que en XTE J1859+226 hay un agujero negro.
Hay dos parámetros fundamentales en una binaria de rayos X que permiten estimar la masa del objeto compacto.
Uno es el periodo orbital del sistema binario, ya que éste gira en torno a un centro común. Como el objeto compacto es mucho más masivo, domina y coloca el centro de giro dentro de su lóbulo de Roche, bastante cerca de su propio centro (como se puede ver en el multimedia que acompaña a este artículo). El periodo se puede calcular tomando imágenes continuas durante varias horas. Como se ha comentado antes, la fuerza de marea ejercida por el objeto compacto deforma la estrella, que deja de ser esférica. Al perder la simetría esférica y encontrarse en un sistema en rotación, no siempre observaremos la misma fracción de la estrella y su brillo variará periódicamente.
Cuando estudiamos XTE J1859+226 para intentar determinar la masa de su objeto compacto, nos encontramos con la dificultad añadida de que su brillo en quietud era extremadamente bajo. Hemos necesitado imágenes tomadas entre los años 2000 y 2010 con varios telescopios del Observatorio del Roque de los Muchachos, en La Palma, para poder estimar que el periodo orbital del sistema era de 6,6 horas.
Para calcular el otro parámetro, relacionado con la velocidad de la estrella en su movimiento en torno al centro del sistema, ya no nos sirven imágenes, necesitamos espectros. Pero para obtenerlos de un sistema tan débil hace falta un telescopio de 10 metros. Cuando el Gran Telescopio de CANARIAS (GTC) entró en funcionamiento, no perdimos la oportunidad y conseguimos tiempo de observación en agosto de 2010. Los espectros que obtuvimos, los primeros publicados sobre XTE J1859+226, han sido determinantes para llegar al resultado final. Con una serie de ellos pudimos observar líneas espectrales de la estrella compañera y derivar la velocidad con la que se mueven estas líneas con la rotación del sistema.
Resumiendo, con los dos parámetros en una mano y las leyes de Kepler en la otra, podemos calcular con una expresión muy sencilla cuál es la función de masas del objeto compacto, es decir, su masa mínima, y esta resultó ser en XTE J1859+226 de más de cuatro veces la masa del Sol: ¡¡no hay duda, es un agujero negro!!
Sin embargo, esto es un límite inferior en la masa, no es la masa del objeto compacto... Para calcularla hay que tener en cuenta otros factores como la inclinación del sistema (o al menos restringirla), un poco de geometría y un código que tenga en cuenta todos los parámetros: finalmente nuestro agujero negro tiene una masa de 5,47 veces la masa del Sol.
Han hecho falta casi doce años, muchas noches de observación y un grupo de seis personas del Instituto de Astrofísica de Canarias para lograr este resultado. Con tan pocos de estos objetos confirmados, uno más en la familia supone un importante avance en este campo. Sin embargo, queda mucho por hacer, hacen falta más observaciones para refinar los resultados y tenemos que trabajar en el desarrollo de nuevos proyectos que permitan distinguir binarias transitorias en quietud en otras estrellas. Esa es nuestra próxima meta, a la espera de que otros sistemas entren en erupción...
Autor:
Jesús M. Corral-Santana (licenciado en Física y posgraduado en Astrofísica por la Universidad de La Laguna. Actualmente es residente de doctorado en el Instituto de Astrofísica de Canarias [IAC])
