Hubble determina la masa de un agujero negro aislado que recorre nuestra Vía Láctea

Los astrónomos estiman que 100 millones de agujeros negros vagan entre las estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea, pero nunca han identificado de manera concluyente un agujero negro aislado. Después de seis años de meticulosas observaciones, el Telescopio Espacial Hubble de la NASA/ESA ha proporcionado, por primera vez, evidencia directa de un agujero negro solitario que se desplaza a través del espacio interestelar mediante una medición precisa de la masa del objeto fantasma. Hasta ahora, todas las masas de los agujeros negros se han inferido estadísticamente o mediante interacciones en sistemas binarios o en los núcleos de las galaxias. Los agujeros negros de masa estelar generalmente se encuentran con estrellas compañeras, lo que hace que este sea inusual.

Esta es la impresión de un artista de un agujero negro a la deriva a través de nuestra galaxia, la Vía Láctea. El agujero negro es el remanente aplastado de una estrella masiva que explotó como una supernova. El núcleo sobreviviente tiene varias veces la masa de nuestro Sol. El agujero negro atrapa la luz debido a su intenso campo gravitatorio. El agujero negro distorsiona el espacio que lo rodea, lo que distorsiona las imágenes de las estrellas de fondo alineadas casi directamente detrás de él. Este efecto de "lente" gravitacional ofrece la única evidencia reveladora de la existencia de agujeros negros solitarios que vagan por nuestra galaxia, de los cuales puede haber una población de 100 millones. El telescopio espacial Hubble busca estos agujeros negros buscando distorsión en la luz de las estrellas a medida que los agujeros negros se desplazan frente a las estrellas de fondo. Crédito: ESA/Hubble, Estudio digitalizado del cielo, Nick Risinger (skysurvey.org), N. Bartmann

El agujero negro errante recién detectado se encuentra a unos 5.000 años luz de distancia, en el brazo espiral Carina-Sagitario de nuestra galaxia. Sin embargo, su descubrimiento permite a los astrónomos estimar que el agujero negro de masa estelar aislado más cercano a la Tierra podría estar tan cerca como a 80 años luz de distancia. La estrella más cercana a nuestro sistema solar, Proxima Centauri, está a poco más de 4 años luz de distancia.

Los agujeros negros que deambulan por nuestra galaxia nacen de estrellas raras y monstruosas (menos de una milésima parte de la población estelar de la galaxia) que son al menos 20 veces más masivas que nuestro Sol. Estas estrellas explotan como supernovas y el núcleo remanente es aplastado por la gravedad en un agujero negro. Debido a que la autodetonación no es perfectamente simétrica, el agujero negro puede recibir una patada y atravesar nuestra galaxia como una bala de cañón.

Los telescopios no pueden fotografiar un agujero negro descarriado porque no emite luz. Sin embargo, un agujero negro deforma el espacio, que luego desvía y amplifica la luz de las estrellas de cualquier cosa que momentáneamente se alinee exactamente detrás de él.

Los telescopios terrestres, que monitorean el brillo de millones de estrellas en los ricos campos de estrellas hacia la protuberancia central de nuestra Vía Láctea, buscan un brillo repentino revelador de uno de ellos cuando un objeto masivo pasa entre nosotros y la estrella. Luego, el Hubble hace un seguimiento de los eventos de este tipo más interesantes.

Dos equipos utilizaron datos del Hubble en sus investigaciones: uno dirigido por Kailash Sahu del Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial en Baltimore, Maryland; y el otro por Casey Lam de la Universidad de California, Berkeley. Los resultados de los equipos difieren ligeramente, pero ambos sugieren la presencia de un objeto compacto.

La deformación del espacio debido a la gravedad de un objeto en primer plano que pasa frente a una estrella ubicada muy atrás doblará y amplificará momentáneamente la luz de la estrella de fondo cuando pase frente a ella. Los astrónomos usan el fenómeno, llamado microlente gravitacional, para estudiar estrellas y exoplanetas en los aproximadamente 30 000 eventos vistos hasta ahora dentro de nuestra galaxia.

La firma de un agujero negro en primer plano se destaca como única entre otros eventos de microlente. La gravedad muy intensa del agujero negro extenderá la duración del evento de lente por más de 200 días. Además, si el objeto intermedio fuera una estrella en primer plano, causaría un cambio de color transitorio en la luz de las estrellas medida porque la luz de las estrellas de primer plano y de fondo se mezclarían momentáneamente. Pero no se vio ningún cambio de color en el evento del agujero negro.

El cielo lleno de estrellas en esta foto del telescopio espacial Hubble de NASA/ESA se encuentra en la dirección del centro galáctico. La luz de las estrellas se monitorea para ver si algún cambio en su brillo aparente es causado por un objeto en primer plano que se desplaza frente a ellas. La deformación del espacio por parte del intruso iluminaría momentáneamente la apariencia de una estrella de fondo, un efecto llamado lente gravitacional. Uno de esos eventos se muestra en los cuatro primeros planos en la parte inferior. La flecha apunta a una estrella que se iluminó momentáneamente, como lo captó por primera vez el Hubble en agosto de 2011. Esto fue causado por un agujero negro en primer plano que se desplazaba frente a la estrella, a lo largo de nuestra línea de visión. La estrella se iluminó y luego se desvaneció de nuevo a su brillo normal a medida que pasaba el agujero negro. Debido a que un agujero negro no emite ni refleja luz, no se puede observar directamente. Pero su huella digital única en el tejido del espacio se puede medir a través de estos llamados eventos de microlente. Aunque se estima que 100 millones de agujeros negros aislados vagan por nuestra galaxia, encontrar la firma reveladora de uno es una búsqueda de aguja en un pajar para los astrónomos del Hubble. Crédito: NASA, ESA, K. Sahu (STScI), J. DePasquale (STScI)

A continuación, se utilizó Hubble para medir la cantidad de desviación de la imagen de la estrella de fondo por parte del agujero negro. Hubble es capaz de lograr la extraordinaria precisión necesaria para tales mediciones. La imagen de la estrella se desplazó de donde normalmente estaría alrededor de un milisegundo de arco. Eso es equivalente a medir la altura de un humano adulto acostado en la superficie de la luna desde la Tierra.

Esta técnica de microlente astrométrica proporcionó información sobre la masa, la distancia y la velocidad del agujero negro. La cantidad de desviación por la intensa deformación del espacio del agujero negro permitió al equipo de Sahu estimar que pesa siete masas solares.

El equipo de Lam informa de un rango de masa ligeramente inferior, lo que significa que el objeto puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Estiman que la masa del objeto compacto invisible es entre 1,6 y 4,4 veces la del Sol. En el extremo superior de este rango, el objeto sería un agujero negro; en el extremo inferior, sería una estrella de neutrones.

"Por mucho que nos gustaría decir que definitivamente es un agujero negro, debemos informar todas las soluciones permitidas. Esto incluye agujeros negros de menor masa y posiblemente incluso una estrella de neutrones", dijo Jessica Lu del equipo de Berkeley.

"Sea lo que sea, el objeto es el primer remanente estelar oscuro descubierto vagando por la galaxia, sin la compañía de otra estrella", agregó Lam.

Esta fue una medida particularmente difícil para el equipo porque hay otra estrella brillante que está extremadamente cerca en separación angular a la estrella fuente. “Así que es como tratar de medir el pequeño movimiento de una luciérnaga junto a una bombilla de luz brillante”, dijo Sahu. "Tuvimos que restar meticulosamente la luz de la estrella brillante cercana para medir con precisión la desviación de la fuente débil".

El equipo de Sahu estima que el agujero negro aislado viaja a través de la galaxia a 160.000 kilómetros por hora (lo suficientemente rápido como para viajar de la Tierra a la Luna en menos de tres horas). Eso es más rápido que la mayoría de las otras estrellas vecinas en esa región de nuestra galaxia.

“La microlente astrométrica es conceptualmente simple pero observacionalmente muy difícil”, dijo Sahu. “La microlente es la única técnica disponible para identificar agujeros negros aislados”. Cuando el agujero negro pasó frente a una estrella de fondo ubicada a 19.000 años luz de distancia en el bulto galáctico, la luz de la estrella que venía hacia la Tierra se amplificó durante 270 días a medida que pasaba el agujero negro. Sin embargo, tomó varios años de observaciones del Hubble para seguir cómo la posición de la estrella de fondo parecía ser desviada por la curvatura de la luz por el agujero negro de primer plano.

La existencia de agujeros negros de masa estelar se conoce desde principios de la década de 1970, pero todas sus mediciones de masa, hasta ahora, se han realizado en sistemas estelares binarios. El gas de la estrella compañera cae en el agujero negro y se calienta a temperaturas tan altas que emite rayos X. Aproximadamente dos docenas de agujeros negros han medido sus masas en binarios de rayos X a través de su efecto gravitacional sobre sus compañeros. Las estimaciones de masa oscilan entre 5 y 20 masas solares. Los agujeros negros detectados en otras galaxias por ondas gravitacionales de fusiones entre agujeros negros y objetos compañeros han llegado a tener 90 masas solares.

“Las detecciones de agujeros negros aislados proporcionarán nuevos conocimientos sobre la población de estos objetos en la Vía Láctea”, dijo Sahu. Él espera que su programa descubra más agujeros negros que deambulan libremente dentro de nuestra galaxia. Pero es una búsqueda de aguja en un pajar. La predicción es que solo uno de cada cientos de eventos de microlente es causado por agujeros negros aislados.

En su artículo de 1916 sobre la relatividad general, Albert Einstein predijo que su teoría podría probarse observando el desplazamiento en la posición aparente de una estrella de fondo causada por la gravedad del Sol. Esto fue probado por una colaboración dirigida por los astrónomos Arthur Eddington y Frank Dyson durante un eclipse solar el 29 de mayo de 1919. Eddington y sus colegas midieron una estrella de fondo compensada por 2 segundos de arco, validando las teorías de Einstein. Estos científicos difícilmente podrían haber imaginado que más de un siglo después, esta misma técnica se usaría, con una mejora de precisión mil veces inimaginable en ese momento, para buscar agujeros negros en nuestra galaxia.

Más información

El Telescopio Espacial Hubble es un proyecto de cooperación internacional entre la ESA y la NASA.

El equipo internacional de astrónomos del estudio de Sahu está formado por K. C. Sahu (Space Telescope Science Institute, USA), J. Anderson (Space Telescope Science Institute, USA), S. Casertano (Space Telescope Science Institute, USA), H. E. Bond (Space Telescope Science Institute, USA; University of Pennsylvania, USA), A. Udalski (University of Warsaw, Poland), M. Dominik (University of St. Andrews, UK), A. Calamida (Space Telescope Science Institute, USA), A. Bellini (Space Telescope Science Institute, USA), T. M. Brown (Space Telescope Science Institute, USA), M. Rejkuba (European Southern Observatory, Germany), V. Bajaj (Space Telescope Science Institute, USA), N. Kains (Columbia University, USA), H. C. Ferguson (Space Telescope Science Institute, USA), C. L. Fryer (Los Alamos National Laboratory, USA), and P. Yock (University of Auckland, New Zealand), together with the other members of the following teams: the OGLE Collaboration consisting of P. Mroz (University of Warsaw, Poland), S. Kozlowski (University of Warsaw, Poland), P. Pietrukowicz (University of Warsaw, Poland), R. Poleski (University of Warsaw, Poland), J. Skowron (University of Warsaw, Poland), I. Soszynski (University of Warsaw, Poland), M. K. Szymanski (University of Warsaw, Poland), K. Ulaczyk (University of Warsaw, Poland; University of Warwick, UK), and L. Wyrzykowski (University of Warsaw, Poland); the MOA Collaboration consisting of R. Barry (NASA Goddard Space Flight Centre, USA), D. P. Bennett (NASA Goddard Space Flight Centre, USA; University of Maryland, USA), I. A. Bond (Massey University, New Zealand), Y. Hirao (Osaka University, Japan), S. I. Silva (NASA Goddard Space Flight Centre, USA; Catholic University of America, USA), I. Kondo (Osaka University, Japan), N. Koshimoto (NASA Goddard Space Flight Centre, USA), C. Ranc (Heidelberg University, Germany), N. J. Rattenbury (University of Auckland, New Zealand), T. Sumi (Osaka University, Japan), D. Suzuki (Osaka University, Japan), P. J. Tristram (University of Canterbury, New Zealand), and A. Vandorou (NASA Goddard Space Flight Centre, USA; University of Maryland, USA); the PLANET Collaboration consisting of J. Beaulieu (University of Tasmania, Australia; Sorbonne University, France), J. Marquette (University of Bordeaux, France), A. Cole (University of Tasmania, Australia), P. Fouque (University of Toulouse, France), K. Hill (University of Tasmania, Australia), S. Dieters (University of Tasmania, Australia), C. Coutures (Sorbonne University, France), D. Dominis-Prester (National Astronomical Observatory of Japan, Japan), C. Bennett (Massachussets Institute of Technology, USA), E. Bachelet (Las Cumbres Observatory, USA), J. Menzies (South African Astronomical Observatory, South Africa), M. Alb-row (University of Canterbury, New Zealand), and K. Pollard (University of Canterbury, New Zealand); the µFUN Collaboration consisting of A. Gould (Max Planck Institute for Astronomy, Germany; Ohio State University, USA), J. C. Yee (Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian, USA), W. Allen (Vintage Lane Observatory, New Zealand), L. A. de Almeida (Federal University of Rio Grande do Norte, Brazil; State University of Rio Grande do Norte, Brazil), G. Christie (Auckland Observatory, New Zealand), J. Drummond (Possum Observatory, New Zealand; University of Southern Queensland, Australia), A. Gal-Yam (Weizmann Institute of Science, Israel), E. Gorbikov (Tel Aviv University, Israel), F. Jablonski (Natonal Institute for Space Research, Brazil), C. Lee (Korea Astronomy and Space Science Institute, Republic of Korea), D. Maoz (Tel Aviv University, Israel), I. Manulis (Weizmann Institute of Science, Israel), J. McCormick (Centre for Backyard Astrophysics, New Zealand), T. Natusch (Auckland Observatory, New Zealand; Auckland University of Technology, New Zealand), R. W. Pogge (Ohio State University, USA), and Y. Shvartzvald (Weizmann Institute of Science, Israel); the MiNDSTEp Collaboration consisting of U. G. Jorgensen (University of Copenhagen, Denmark), K. A. Alsubai (Hamad Bin Khalifa University, Qatar), M. I. Andersen (University of Copenhagen, Denmark), V. Bozza (University of Salerno, Italy), S. C. Novati (California Institute of Technology, USA), M. Burgdorf (Hamburg, Germany), T. C. Hinse (Nicolaus Copernicus University, Poland; Chungnam National University, Republic of Korea), M. Hundertmark (Heidelberg University, Germany), T.  Husser (University of Göttingen, Germany), E. Kerins (University of Manchester, UK), P. Longa-Pena (University of Antofagasta, Chile), L. Mancini (Tor Vergata University of Rome, Italy; Max Planck Institute for Astronomy, Germany; Astrophysical Observatory of Turin, Italy), M. Penny (Louisiana State University, USA), S. Rahvar (Sharif University of Technology, Iran), D. Ricci (Padova Astronomical Observatory, Italy), S. Sajadian (Isfahan University of Technology, Iran), J. Skottfelt (The Open University, UK), C. Snodgrass (University of Edinburgh, UK), J. Southworth (Keele University, UK), J. Tregloan-Reed (University of Atacama, Chile), J. Wambsganss (Heidelberg University, Germany), and O. Wertz (University of Liège, Belgium); and the RoboNet Collaboration consisting of Y. Tsapras (Heidelberg University, Germany), R. A. Street (Las Cumbres Observatory, USA), D. M. Bramich (New York University Abu Dhabi, United Arab Emirates), K. Horne (University of St. Andrews, UK), and I. A. Steele (Liverpool John Moores University, UK).

El equipo internacional de astrónomos del estudio de Lam está formado por C. Y. Lam (University of California, Berkeley, USA), J. R. Lu (University of California, Berkeley, USA), A. Udalski (University of Warsaw, Poland), I. Bond (Massey University, New Zealand), D. P. Bennett (NASA Goddard Space Flight Center, USA; University of Maryland, USA), J. Skowron (University of Warsaw, Poland), P. Mroz (University of Warsaw, Poland), R. Polski (University of Warsaw, Poland), T. Sumi (Osaka University, Japan), M. Szmanski (University of Warsaw, Poland), S. Kozlowski (University of Warsaw, Poland), P. Pietrukowicz (University of Warsaw, Poland), I. Soszynski (University of Warsaw, Poland), K. Ulaczyk (University of Warsaw, Poland; University of Warwick, UK), L. Wyrzykowski (University of Warsaw, Poland), S. Miyazaki (Osaka University, Japan), D. Suzuki (Osaka University, Japan), N. Koshimoto (NASA Goddard Space Flight Center, USA; University of Maryland, USA; The University of Tokyo, Japan), N. J. Rattenbury (University of Auckland, New Zealand), M. W. Josek, Jr. (University of California, Los Angeles, USA), F. Abe (Nagoya University, Japan), R. Barry (NASA Goddard Space Flight Center), A. Bhattacharya (NASA Goddard Space Flight Center; University of Maryland, USA), A. Fukui (The University of Tokyo, Japan; Instituto de Astrofisica de Canarias, Spain), H. Fuji (Nagoya University, Japan), Y. Hirao (Osaka University, Japan), Y. Itow (Nagoya University, Japan), R. Kirikawa (Osaka University, Japan), I. Kondo (Osaka University, Japan), Y. Matsubara (Nagoya University, Japan), S. Matsumoto (Osaka University, Japan), Y. Muraki (Nagoya University, Japan), G. Olmschenk (NASA Goddard Space Flight Center), C. Ranc (Universitat Heidelberg, Germany), A. Okamura (Osaka University, Japan), Y. Satoh (Osaka University, Japan), S. I. Silva (The Catholic University of America, DC, USA; NASA Goddard Space Flight Center, USA), T. Toda (Osaka University, Japan), T. Toda (Osaka University, Japan), P. J. Tristram (University of Canterbury, New Zealand), A. Vandorou (NASA Goddard Space Flight Center, USA; University of Maryland, USA), H. Yama (Osaka University, Japan), N. S. Abrams (University of California, Berkeley, USA), S. Agarwal (University of California, Berkeley, USA), S. Rose (University of California, Berkeley, USA), S. K. Terry (University of California, Berkeley, USA).

Crédito de la imagen: ESA/Hubble, Estudio del cielo digitalizado, Nick Risinger (skysurvey.org), N. Bartmann

Enlaces

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• Lanzamiento del sitio Hubble
• Sahu et al. papel de la ciencia
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Correo electrónico: ksahu@stsci.edu

Betania Downer

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Correo electrónico: Bethany.Downer@esahubble.org

• Publicado en ESA/Hubble el 10 de junio del 2022, enlace publicación.