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Los Agujeros Negros: Comunes desde el Universo temprano

LOS AGUJEROS NEGROS: COMUNES DESDE EL UNIVERSO TEMPRANO


Hola amigos de Taringa. Siempre apoyando la Inteligencia Colectiva, comparto con Uds. información referente a los agujeros negros y su ahora cuestionado origen tardío. A continuación, el post:

Con las imágenes de rayos-X más profundas a la fecha, los astrónomos encontraron la primera evidencia directa de que los masivos agujeros negros eran comunes en el universo temprano. El hallazgo realizado con el Observatorio Chandra muestra que agujeros negros muy jóvenes crecieron más agresivamente de lo previamente pensado, en tándem con el crecimiento de las galaxias que los hospedaban.




Al apuntar a Chandra a una región del cielo por más de seis semanas, los astrónomos obtuvieron lo que se conoce como el Campo Profundo Sur de Chandra (CDFS, Chandra Deep Field South) Esas imágenes se empezaron a obtener en un sondeo iniciado en 1999. Al combinar esos datos con imágenes ópticas e infrarrojas de Hubble, los astrónomos fueron capaces de buscar agujeros negros en 200 distantes galaxias de cuando el universo tenía entre 800 millones a 950 millones de años de edad (un corrimiento al rojo cosmológico, z, de entre 6 y 7).

"Hasta ahora no teníamos idea qué estaban los agujeros negros en estas tempranas galaxias o si existían", señaló Ezequiel Treister de la Universidad de Hawai. "Ahora sabemos que están allí y que están creciendo mucho".

El súper crecimiento implica que los agujeros negros en el CDFS son versiones menos extremas de cuásares, objetos muy luminosos generados por material que cae a agujeros negros supermasivos. Sin embargo, las fuentes en el CDFS son unas cien veces más débiles y los agujeros negros son mil veces menos masivos que aquellos en cuásares.

Las observaciones hallaron que más del 30% de las galaxias distantes contienen agujeros negros supermasivos creciendo. Si se extrapola esos resultados a todo el cielo habría al menos 30 millones de agujeros negros supermasivos en el universo temprano. Este es un factor 10.000 veces mayor que el número estimado de cuásares en aquellos tiempos primitivos del cosmos.

"Parece que hemos encontrado toda una nueva población de agujeros negros bebé", comentó el coautor Kevin Schawinsky de la Universidad de Yale. "Pensamos que estos bebés crecerán en un factor de entre 100 y 1000, convirtiéndose finalmente en agujeros negros gigantes que vemos hoy casi 13 mil millones de años después".

Una población de jóvenes agujeros negros en el universo temprano había sido predicha, pero no observada. Cálculos detallados muestran que la cantidad de crecimiento de agujeros negros observada por este equipo es unas 100 veces mayor que las estimaciones previas.

Como los agujeros negros están envueltos por espesas nubes de gas y polvo, los telescopios ópticos no los pueden detectar frecuentemente. Sin embargo, las altas energías de la luz en rayos X puede penetrar esas paredes.

Los físicos que estudian los agujeros negros quieren saber más acerca de los primeros y supermasivos agujeros negros que se formaron y cómo crecieron. Aunque ya se había encontrado evidencia de un crecimiento paralelo entre agujeros negros y galaxias en el universo cercano, los nuevos resultados de Chandra muestran que esta conexión comenzó antes de lo pensado.

"La mayoría de los astrónomos piensa que en el universo actual, agujeros negros y galaxias crecen de manera simbiótica", explicó Priya Natarajan, coautora del trabajo. "Hemos mostrado que esta relación existió desde mucho antes".

Se ha sugerido que los agujeros negros tempranos habrían jugado un rol importante en despejar la "niebla" cósmica del hidrógeno neutral que bañaba al universo temprano cuando las temperaturas se enfriaron luego del Big Bang. Sin embargo, el estudio de Chandra muestra que las "paredes" de polvo y gas detuvieron la radiación ultravioleta generada por agujeros negros por lo que no debieron ser los responsables de la llamada "reionización". Por lo tanto, las estrellas y no los agujeros negros son probablemente quienes hayan contribuido a salir de esa "edad oscura" del amanecer cósmico.



Fig. 1: Esta composición de imagen de Chandra y Hubble combina las observaciones más profundas en rayos X, óptico e infrarrojo.
Con el Hubble los astrónomos detectaron 200 galaxias y sus posiciones (en el video se ven como círculos amarillos). Ninguna de ellas era detectada individualmente por Chandra, así que el equipo usó una técnica que recae en la habilidad del instrumento de determinar con mucha precisión la dirección de la que provienen los rayos X. De esa forma pudieron añadir los rayos X que provienen de posiciones cercanas a esas galaxias observadas por Hubble. Las dos imágenes "apiladas" resultaron en los dos recuadros que se ven en esta imagen (altas energías y bajas energías, arriba y abajo respectivamente).




Fig. 2: Esta ilustración muestra una galaxia muy joven en el universo temprano, a menos de mil millones de años luego del Big Bang. La apariencia distorsionada es causada por un gran número de fusiones con otras galaxias y las regiones azules marcan que las zonas de formación estelar están muy activas. El núcleo de la galaxia está embebido en gas y polvo. El recuadro muestra el núcleo que el gas y polvo ocultan: una brillante radiación desde el centro de la galaxia, producida por un agujero negro supermaviso creciendo rápidamente.




El siguiente video, mostrado en la conferencia de NASA en la que se presentó el trabajo, muestra una región, en la constelación Fornax del CDFS. Se pueden ver las localizaciones de algunas de las galaxias estudiadas, como círculos amarillos, y luego las observaciones en rayos X de esas posiciones.



Entrevista con el Dr. en astrofísica Ezequiel Treister sobre núcleos activos de galaxias (AGNs) y su relación con cuásares, ULIRGs y agujeros negros:




Ezequiel Treister nació en Argentina, pero realizó su carrera en Chile. Obtuvo su doctorado en el programa conjunto de la Universidad de Chile y Yale a fines del 2005 y luego de dos estadías postdoctorales en ESO-Chile y en la Universidad de Hawaii se une en septiembre al departamento de Astronomía de la Universidad de Concepción.

Su tesis fue sobre población de AGNs y sus trabajos desde entonces siguen esa línea de estudios: Agujeros negros, cuásares, ULIRGs. Pero, ¿qué relación hay entre agujeros negros y galaxias? Esa parece ser la pregunta que guía su interés de investigación.


-Pero, ¿qué es un AGN, un cuásar, un ULIRG? ¿Hay relaciones entre estos objetos?
Idealmente creemos que está todo relacionado. La astronomía es un poco tradicional: el tema de si Plutón es un planeta o no y cosas así...

-El tema de las definiciones.
Las definiciones. Los cuásares son una definición. Fueron los primeros en descubrirse, eran los más luminosos y después vinieron los AGN. Lo que se descubrió es que los cuásares son un caso particular de un AGN.

-¿Caso particular porque están muy lejos?
No, porque son mucho más luminosos y no están oscurecidos. Uno puede hablar de cuásares oscurecidos o no oscurecidos.

-Ese es un tema interesante ya que usted relacionó AGNs oscurecidos y no oscurecidos en relación al corrimiento al rojo.
Bueno, ese es un tema que publicamos en 2006 donde lo que descubrimos es que la cantidad de AGN oscurecidos relativa a los no oscurecidos aumenta con el redshift. La idea era tratar de explicar por qué pasa.

-¿Y por qué pasa?
Lo que dijimos en ese momento es que probablemente haya más polvo, o sea, en el universo más lejano había más polvo y entonces era más fácil oscurecerlo. Lo que hicimos después, en 2010, fue dedicarnos sólo a cuásares. Y estaba la idea de cómo se generan, qué los causa. Y la idea general era que los cuásares se forman por el choque o fusión de dos galaxias (mergers, en inglés).

-¿Cómo saben eso?
Básicamente es observar cómo se ven las galaxias y ves que hay distorsión por un choque.

-¿Y observan algún brote de formación estelar, probablemente?
Es un poquito más complicado. De hecho de ahí viene que sean ULIGRs. Se saben dos cosas por separado. Se sabe que los ULIGRs se forman por mergers y se sabe que probablemente los cuásares también se forman por choques de galaxias. Así que es fácil encontrar una relación. Pero la mayoría de los cuásares que se observaban eran los no oscurecidos. Los oscurecidos eran mucho más difíciles de ver.

-¿Oscurecidos por polvo interestelar?
En la mayoría de los casos y por la cantidad de oscurecimiento que necesitás, creemos que es más que nada nuclear. O sea que el polvo y gas están muy cercanos, a algunos pársecs del agujero negro.



Fig. 3. La ilustración muestra la dependencia geométrica del modelo unificado de AGN. La idea es que se observan AGN con líneas de emisión diferentes, anchas y estrechas, y se postula que se trata de objetos iguales que se perciben distinto por la línea de visión del observador. Crédito: Urry & Padovani, 1995.


-¿Esto tiene que ver con algún disco de acreción?
Habrás visto el diagrama típico de los AGN [se refiere a la Fig.1] que tiene como una dona entremedio, el disco de acreción, etc. La idea es que el disco de acreción está dentro, es geométricamente plano y que después está rodeado por esta especie de dona, más gruesa, que cubre un ángulo mucho más grande. Pero en definitiva lo que se piensa ahora es que es todo un continuo.

-Por lo tanto AGNs y ULIRGs están relacionados.
Claro. Lo más novedoso que hicimos fue establecer una línea de tiempo. Dijimos: vos tenés un choque y se sabía por simulaciones que cuando eso ocurre el gas y el polvo cae rápidamente en el centro. El choque es una forma muy eficiente de llevar el gas al centro. Era uno de los problemas de los cuásares. Porque si bien uno piensa que las galaxias tienen mucho gas, si está distribuida a través de kilopársecs, en los brazos, como la Vía Láctea, no sirve de nada porque el gas no llega nunca al agujero negro. Pero si chocás dos galaxias, el gas llega al centro.
Ese choque de galaxias genera formación estelar y eso lo transforma en un ULIRG, que son galaxias ultra luminosas en el infrarrojo. La pregunta es ¿de dónde viene la luminosidad infrarroja? Y lo que creemos es que es una combinación del AGN, es decir, del material cayendo al agujero negro con formación estelar. Y se ha observado que en estos ULIRGs, las tasas de formación estelar son muy altas.

-¿Es un agujero negro o la combinación de dos, hospedados en cada una de las galaxias del choque?
Recientemente encontramos -en un trabajo en el que estoy colaborando- dos galaxias en proceso de fusión y cada una de ellas es un AGN. Esta que encontramos está en proceso, pero cuando se termine de fusionar habrá un solo agujero negro, combinación de los dos.

-Supermasivo.
Todos estos agujeros negros son masivos. El de la Vía Láctea tiene 4 millones de veces la masa del Sol. Lo que nosotros estimamos en el paper de Science es cuánto crecen los agujeros negros en uno de estos choques: entre 10 a 100 millones de veces la masa del Sol. El mejor ejemplo es la Vía Láctea, que en unos miles de millones de años se fusionará con Andrómeda. El agujero negro en esta última es como diez veces mayor al de la Vía Láctea. Cuando choquen, sin embargo, el agujero negro va a tomar el material que ahora está disperso en ambas galaxias. Ese material que llega al centro hace crecer al agujero en esta cantidad. Entonces, pese a que partimos de una masa inicial de, digamos, 10 millones de masa solares, vamos a terminar con 100 millones y no con 14, por ejemplo. Porque la mayoría de la masa se gana en el choque, al aglutinarse el material disperso.
Y lo que establecimos, retomando el tema, es una escala de tiempo: se produce el choque, se juntan los agujeros negros, hay altas tasas de formación estelar y se forma el ULIRG. La luminosidad mínima para ser un ULIRG son 1012 luminosidades solares.
Lo que hay hasta aquí es un agujero negro creciendo, pero oscurecido por el gas y polvo, no detectable en casi ninguna longitud de onda. Un AGN oscurecido. En un trabajo anterior a este que comentamos buscamos galaxias con un exceso en el infrarrojo respecto al que deberían tener de acuerdo a sus tasas de formación estelar. Es decir, buscamos ULIGRs a los que les sobrara luz en el infrarrojo respecto al óptico, por ejemplo. Y descubrimos que en esas galaxias, al medirse la emisión en rayos-X era típica de un AGN creciendo, pero muy oscurecido.
Así establecimos que esos ULIGRs tenían agujeros negros oscurecidos.
Entonces medimos cuál era la razón entre AGN, cuásares en realidad porque eran muy luminosos, oscurecidos y no oscurecidos y cómo evolucionaba esa relación al corrimiento al rojo.
Volviendo a la línea de tiempo que queríamos establecer: después de un tiempo la misma radiación del cuásar elimina el polvo que lo rodeaba y termina siendo un cuásar no oscurecido.



Fig. 4. Ilustración de las etapas de un cuásar luego de una fusión de galaxias, por Karen Teramura.


-(10) a la 7, a (10) a la 8 años.
Eso es lo que establecimos que se demoraba. El observable que usamos para probar esa teoría fue cómo evoluciona la tasa de cuásares oscurecidos a no oscurecidos y ¿por qué esperamos evolución? Porque la cantidad de choques de galaxias depende del redshift, de la edad del universo. Cuando uno va a corrimientos al rojo más altos, el universo es más joven y más compacto, con lo cual la probabilidad de que dos galaxias choquen es mayor. Se ha observado que hay más choques a altos redshifts, edades tempranas del universo, que ahora. Si pasa eso, pensamos, también tendría que haber más AGN oscurecidos. Es un ecuación de balance: cuántos se están creando, cuántos se están transformando en no oscurecidos y cuántos se están apagando. Y eso debía calzar con nuestro observable que era la tasa de cuásares oscurecidos contra los no oscurecidos. Y concluimos que así fue, que calza.

¿Qué es el Corrimiento al rojo? ¿Es el mismo efecto Doppler-Fizeau o es otra cosa?
En este caso es el corrimiento al rojo cosmológico. En definitiva es un corrimiento Doppler, pero producido por la expansión del universo y no por el movimiento propio de la galaxia. Nosotros vemos que la galaxia se está alejando, pero no por un movimiento propio, sino porque el universo se expande.

-Y surge una diferencia en los espectros de esas galaxias comparados con los mismos realizados en el laboratorio.
Claro. Lo típico que hacemos es tomar una línea de emisión de Hidrógeno. Sabemos la longitud de onda en la Tierra de esa transición y cuando la medimos en una galaxia está corrida al rojo (a la parte roja del espectro). Es decir que tiene longitudes de onda más largas con respecto a la que tendría en reposo en la Tierra. Por eso se llama corrimiento al rojo.
Cómo eso es debido a la expansión del universo, estás midiendo la distancia.

-¿Lo estoy midiendo en unidades de medida de distancia?
Habrás escuchado de la Ley de Hubble por la cual los objetos más lejanos se alejan más rápidamente.

-Es decir que sabiendo la velocidad puedo establecer la distancia.
De hecho, z es la velocidad. Cuando se hace más lejos es una ecuación relativista, pero básicamente es la velocidad.

-z= v/c, al menos para escalas cortas.
Para z menor a 0.1 z=v/c es una buena aproximación. Para los redshifts que trabajamos nosotros, no. Ya hay que usar la ecuación relativista. Porque estamos hablando de velocidades de expansión comparables con la velocidad de la luz.
Pero es importante que no estamos hablando de una "velocidad real", no es que hay algo moviéndose a esa velocidad, sino el espacio en sí que se está expandiendo.

-Hay algunas teorías de formación de galaxias conocidas como modelos "de arriba a abajo" o "de abajo a arriba" (jerárquico). Y Ud. me cuenta que, como es lógico, en el universo primitivo había más fusiones, había mayor densidad al ser un universo más compacto.
Lo que nosotros creemos ahora es lo que se llama "downsizing". Las primeras estructuras que se forman son las primeras en crecer, las que se hacen más grandes. Las estructuras más grandes son las que se formaron primero. Y ahora, las que todavía se están formando, son las más chicas. Básicamente: ¿cuáles son las galaxias que están creciendo más rápido? Y a altos redshifts crecieron las cosas más grandes y ahora están creciendo las cosas más chicas porque las cosas más grandes ya están bien formadas. Las observaciones actuales nos hacen pensar que ésa es la forma: a través de choques de cosas que eran más chicas se van haciendo más grandes y las cosas más grandes se fueron formando primero (en el universo primitivo).

-¿Y con los agujeros negros pasa igual?
Se cree que sí. Hay algunas observaciones bastante recientes de que los agujeros negros más grandes crecieron primero y los que están creciendo ahora son los más chicos. Las galaxias Seyfert son las más chicas, tienen agujeros negros relativamente más chicos. Pero si vamos a un redshift de 2, por ejemplo, había más cuásares, eran las cosas más grandes las que estaban creciendo. Así que hay una especie de "cosmic downsizing" para agujeros negros también.

-En el paper con observaciones de Hubble, observaron galaxias a z=2 y hablan allí de agujeros negros supermasivos. Esto está relacionado con lo que veníamos hablando.
Absolutamente. De hecho la forma de explicar esto es "downsizing". Básicamente lo que descubrimos es que a z altos (2 en este caso) tenés los cuásares creciendo mucho, pero con estudios más profundos, de rayos-X por ejemplo, se encuentran galaxias que ya tienen agujeros negros muy masivos creciendo muy poco. Porque la pregunta que surge es: ¿cuál es el modo fundamental del crecimiento del agujero negro? Eso es lo que queremos responder.

-Para esos estudios, este del que estamos hablando por ejemplo, usan imágenes FITS.
Claro, imágenes FITS que tienen la intensidad, la cantidad de fotones que te vienen de un cierto punto. Para cada posición en la imagen, cada x,y, se tiene una intensidad en distintas longitudes de onda, usando Hubble para el óptico/IR, Spitzer, para el infrarrojo y Chandra para rayos-X. En el caso de Hubble, por su excelente resolución espacial, podemos ver la morfología de estas galaxias, que fue lo que hicimos en ese trabajo.

-En ese trabajo usan dos cosas sobre las que quería un comentario: la PSF (función de punto extendida) y Sérsic.
Cuando uno quiere caracterizar la distribución de luz en una galaxia se usa un perfil de Sérsic. Es básicamente una función exponencial con un índice, el índice de Sérsic, que lo que dice es que tan concentrada o distribuida está la luz.

-¿Cómo se llegó a ese índice?
Bueno lo que hizo Sérsic es un atlas de galaxias. Parte de mucho trabajo observacional: observemos muchas galaxias y luego tratemos de ajustar una función matemática al perfil de luz que observamos. Lo que descubrió Sérsic es que si uno usa un perfil exponencial, con un índice, es decir un parámetro, eso ajustaba bien todas las galaxias. Lo impresionante es que se usa. Lo realizó en los 60 y se sigue usando, es "la" forma de hacerlo. Y no mucha gente sabe que era Argentino.

-Me pareció apropiado traerlo a colación por ambas cosas: porque se usa y porque es un ejemplo nacional digno de destacar.
Es un muy buen caso de lo que se puede hacer. No tenés que haber nacido en Estados Unidos o Europa para hacer algo importante.


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