Observando las colisiones invisibles de agujeros negros de masa intermedia
Los gigantes oscuros del universo
Los agujeros negros son unos de los objetos más intrigantes y misteriosos de nuestro Universo, generados cuando el espacio-tiempo se curva de tal manera que nada, ni siquiera la luz, puede escapar.
Pero, ¿cómo pueden ser observados si atrapan la luz y no permiten su propagación? Hasta ahora se han utilizado principalmente dos métodos para detectarlos: el primero se basa en operar con la luz emitida por la materia que está siendo absorbida por el agujero negro, mientras que el segundo se fundamenta en utilizar la luz emitida por estrellas orbitando cerca del agujero negro.
Las observaciones han revelado la existencia de dos tipos de agujeros negros: agujeros negros con masas del orden de decenas de masas solares y agujeros negros con masas del orden de millones de masas solares. Aquellos pertenecientes al primer grupo son el remanente de las estrellas más masivas y son llamados agujeros negros estelares, mientras que los del segundo grupo se localizan en los centros de las galaxias y son llamados agujeros negros supermasivos.
El puzle de los agujeros negros de masa intermedia
Las observaciones también sugieren la existencia de un tercer grupo de agujeros negros, denominados agujeros negros de masa intermedia (IMBH, por sus siglas en inglés), con masas entre los agujeros negros de masa estelar y los supermasivos. Algunos indicios de la existencia de IMBH's provienen de observaciones de fuentes de rayos X muy luminosas, las cuales son consistentes con la señal que emitiría un IMBH al engullir una estrella cercana. Más pruebas vienen dadas por los cúmulos globulares, densos grupos de cientos de miles de estrellas. La órbita de las estrellas contenidas en estos cúmulos cuales sugiere que, en algunos casos, podría haber un IMBH localizado en el centro.
Los IMBH son objetos interesantes ya que podrían arrojar luz sobre diferentes procesos astrofísicos relevantes. Por ejemplo, podrían aportar información sustancial respecto a la formación de agujeros negros supermasivos: los IMBH podrían haber proporcionado las primeras semillas del crecimiento progresivo de los agujeros negros supermasivos y, por tanto, haber influenciado la formación y evolución de las galaxias. Sin embargo, los IMBH son el tipo de agujero negro más elusivo y desconocido: a diferencia de los de masa estelar y los supermasivos, datos que den indicios de su existencia no han sido recogidos hasta la fecha, y no hay un consenso sobre como se forman. En consecuencia, es necesario un nuevo método de observación para esclarecer si los IMBH existen o no - y en caso afirmativo, explorar su naturaleza.
Nuevos ojos en el Universo
Una intrigante posibilidad de obtener una medida directa y sin ambigüedad de IMBH son las ondas gravitacionales (OG). Las OG son ondulaciones del espacio-tiempo que se propagan a la velocidad de la luz. De acuerdo con la teoría de la Relatividad General, las OG deberían ser generadas por objetos en movimiento. No obstante, incluso las OG originadas por eventos violentos, como las colisiones de agujeros negros o las explosiones estelares, son extremadamente débiles y muy difíciles de detectar. En consecuencia, por el momento sólo se han obtenido evidencias indirectas de la existencia de ondas gravitacionales. Sin embargo, su detección nos permitiría ver el Universo con otros ojos, ya que revelarían la presencia y las propiedades de las fuentes que las generaron, incluyendo aquellas que no emiten o reflejan luz, como los agujeros negros.
Para emitir OG, los agujeros negros necesitan interaccionar con otros objetos. Una de las fuentes de ondas gravitacionales más potentes del Universo son los sistemas binarios de dos agujeros negros orbitando uno alrededor de otro. La emisión de OG disminuye lentamente la energía del sistema, encogiendo las órbitas durante millones de años hasta que los agujeros negros se acercan tanto que les resulta imposible mantener una órbita estable. En una fracción de segundo, los dos agujeros negros colisionan, fundiéndose en uno más masivo. Durante dicha colisión, el sistema binario libera la máxima energía en forma de ondas gravitacionales.
La búsqueda
Llevamos a cabo una búsqueda "no modelada" de OG en los datos recogidos entre julio de 2009 y octubre de 2010 por los detectores de OG más sensibles hasta el momento, los interferómetros LIGO y Virgo. Esta búsqueda fue diseñada para detectar cualquier señal de OG por corta que fuera, sin importar su forma, de manera que resultaba adecuada para hallar las señales breves correspondientes a la fusión de IMBH. La búsqueda era sensible a sistemas binarios de IMBH con una masa máxima total del orden de 450 masas solares, y a una distancia máxima del orden de billones de años luz. A pesar de que la búsqueda podía analizar millones de galaxias a su alcance, y por tanto millones de candidatos en potencia, no detectó ninguna fusión de IMBH. Utilizamos estos resultados para dar un límite en la tasa de fusión de IMBH en el Universo local. A fin de dar un límite más sólido, los resultados de este análisis fueron combinados con los resultados de la primera búsqueda no modelada de OG de colisiones de IMBH, llevada a cabo mediante datos recogidos entre noviembre de 2005 y octubre de 2007 por los detectores LIGO y Virgo. Para un sistema cuyas condiciones coincidiesen con las de máxima sensibilidad del detector - dos IMBH con masas del orden de cien masas solares - encontramos que no debería ocurrir más de una colisión al año en un rango de unos cuatrocientos millones de años luz.
A pesar de que no se observó ninguna fusión de un sistema binario de IMBH, las búsquedas llevadas a cabo con datos procedentes de LIGO y Virgo aportaron dos resultados importantes. Por una parte, las búsquedas pusieron de manifiesto la sensibilidad alcanzada por los detectores LIGO y Virgo, la cual nos permitió investigar el Universo hasta distancias del orden de billones de años luz. Por otra parte, aportaron evidencia experimental de que las fusiones de IMBH deben ser muy inusuales. Sin embargo, estimaciones teóricas predicen que dichos eventos son aún más inusuales que el límite dado. Así, necesitamos llevar a cabo medidas sobre un volumen mayor a fin de aumentar la probabilidad de observar colisiones de IMBH, de manera que se requiere un gran esfuerzo para mejorar la sensibilidad de los detectores de OG.
El futuro
La sensibilidad requerida para observar colisiones de IMBH, asumiendo que las tasas teóricas estimadas de fusión son correctas, podría ser alcanzada por los observatorios Advanced LIGO y Advanced Virgo. Los detectores avanzados están siendo actualmente construidos y entrarán en funcionamiento en pocos años. Este nuevo tipo de detector debería ser sensible a las fusiones de sistemas binarios de IMBH con masas totales del orden de millares de masas solares y distancias mayores en un factor diez respecto a las búsquedas anteriores. Así, los observatorios Advanced LIGO y Advanced Virgo podrían abrir una era en la astronomía de IMBH, y revelar, por primera vez, uno de los mayores secretos del Universo.
Para leer más:
- Publicación correspondiente (preimpresión en arXiv.org)
- Repositorio con los datos utilizados en la publicación
- Publicación correspondiente a la anterior búsqueda no modelada de fusiones de sistemas binarios de IMBH (preimpresión en arXiv.org)
- Ondas gravitacionales de sistemas binarios
Figuras de la publicación
Para más información acerca de como fueron generadas estas figuras y su significado, mira la preimpresión en arXiv.org o el documento LIGO asociado.
Estimación de la distancia media de sensibilidad de la búsqueda de colisiones de IMBH. Estos rangos fueron calculados para observaciones llevadas a cabo por los dos detectores LIGO y el detector Virgo entre junio y octubre de 2010. Los rangos están expresados en función de la masa de los dos IMBH, expresadas en masas solares, tal y como indican los ejes horizontal y vertical. Los números en las cajas son los rangos estimados para las correspondientes masas. Los rangos están expresados en megapársec (1 megapársec se corresponde con una distancia del orden de 3 millones de años luz).
