Agujeros negros al peso

Si a estas alturas de la película contase que los agujeros negros son los objetos astrofísicos más simples del Universo, sospecho que la respuesta sería mixta entre los que habéis oído esta frasecilla por ahí varias veces y los que sois conscientes de lo poco que los entendemos. La realidad es que desde el punto de vista de la astrofísica observacional podríamos definir dos aspectos: la naturaleza de los agujeros negros en sí misma y todo el caos que generan a su alrededor cuando interaccionan con materia cercana. Lo segundo es lo que ocupa gran parte de mi investigación actualmente y os confirmo que, pese a los avances de los últimos lustros, tenemos (todavía) más preguntas que repuestas. Respecto a su naturaleza, hay más logros y métodos exitosos de los que presumir, pero sin pasarse tampoco como veréis.

Para definir completamente cómo es un agujero negro, hace falta conocer solamente dos cosas: su masa (cuánto "pesa") y su spin (cuánto rota sobre sí mismo). Técnicamente habría que añadir una tercera, su carga eléctrica, pero no hay nada que nos indique que no es neutra. Piensen en cualquier objeto, no hace falta que sea astrofísico. Para definirlo completamente necesitarán muchas más variables. Y es que "los agujeros negros no tienen pelo", cita famosa para expresar su simplicidad (lo sé, cuesta un poco pillarla; cosas de físicos). Sin menospreciar el spin, cuyo conocimiento es también fundamental como contaré otro día, hoy voy a centrarme en cómo determinar la masa de agujeros negros de masa estelar, aquellos que surgen al morir una estrella masiva. 

El método se basa en observar el efecto que la gravedad del agujero negro produce en cuerpos suficientemente cercanos y, como de costumbre, esto nos lleva al estudio de las binarias de rayos-X, donde una estrella normal y corriente está siendo literalmente devorada por su incómodo vecino. En episodios anteriores hemos visto cómo descubrimos estas fuentes transitorias durante la parte más intensa del banquete, cuando se vuelven la fuentes más brillantes del cielo en rayos-X. Sin embargo esto es pasajero y no tardan en volver a ser objetos tenues, casi indistinguibles de cualquier otra estrella. Este es el momento óptimo para subirlas a la báscula. Quizás a modo de venganza por su inevitable destino, es el movimiento de la estrella compañera puesto en las ecuaciones que nos dejó Johannes Kepler, hace ya cuatrocientos años, el que nos revela sin gran esfuerzo teórico la masa del objeto invisible que la hace moverse de ese modo. Para compensar la bondad del método teórico, estas estrellas compañeras son muy débiles y necesitamos observaciones espectroscópicas con los mejores telescopios disponibles, pericia observacional y una buena dosis de paciencia. Estas medidas revelan cómo la velocidad de esta pequeña estrella varía dibujando una sinusoide perfecta, alejándose y acercándose de nosotros al dar vueltas alrededor del agujero negro. A esto lo llamamos curva de velocidad radial y de su estudio podemos derivar masas.

A finales de los ochenta y especialmente a principios de los noventa, pudimos confirmar que varias de estas binarias de rayos-X no solo tenían pinta de ser agujeros negros, sino que además "pesaban" lo suficiente, más de tres veces la masa de nuestro Sol, como para poder descartar que se trataran del segundo tipo de objeto más compacto que conocemos, las estrella de neutrones.¡Eureka! Desde esos descubrimientos, el más definitivo realizado en el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) usando datos tomados en La Palma, diferentes grupos internacionales han aumentado el número hasta la veintena, el último también liderado por el IAC con datos del Gran Telescopio Canarias. Estos trabajos han representado la primera evidencia clara de la existencia de cuerpos que por su masa y propiedades físicas solo pueden ser explicados por los agujeros negros que predice la relatividad general. A ellos se les han unido posteriores descubrimientos espectaculares, como el agujero negro supermasivo en el centro de nuestra Galaxia y, más recientemente, la detección de ondas gravitatorias durante la fusión de dos agujeros negros estelares, es decir, similares en principio a los que detectamos en las binarias de rayos-X de la Vía Láctea.

Este último descubrimiento nos está permitiendo trabajar por primera vez de una manera global, manejando agujeros negros al peso, en vez de uno por uno (ver imagen). Y como de costumbre tenemos un problema: muchos de los agujeros negros que estamos detectando por ondas gravitatorias (los detalles de la señal nos permiten determinar su masa) están bastante más “hermosos” que los que vemos en nuestra Galaxia, y no entendemos ni su origen ni el porqué de este sobrepeso. Así que nos toca seguir trabajando en la teoría por un lado, y en medir más masas de agujeros negros galácticos por otro, que veinte son todavía pocas para sacar conclusiones. En ello estamos.

* Sección coordinada por Adriana de Lorenzo-Cáceres Rodríguez