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Un nuevo estudio demuestra que los agujeros negros tienen propiedades semejantes, cualquiera que sea su tamaño.



Un nuevo estudio, en el que está implicado esencialmente el telescopio espacial de rayos X Chandra, así como otros numerosos observatorios terrestres y espaciales, demuestra que los agujeros negros tienen propiedades semejantes, cualquiera que sea su tamaño.

La imagen que acompaña a este artículo corresponde a la galaxia espiral M81, que está situada cerca de 12 millones de años luz de distancia de la Vía Láctea. La imagen combina los datos de Chandra (en azul), los datos del telescopio espacial Hubble en luz visible (verde), las del telescopio espacial infrarrojo Spitzer (rosa) así como la radiación ultravioleta captada por el telescopio espacial Galex (púrpura). Enmarcada una ampliación del centro de la galaxia realizada por el Chandra.

En ese lugar se encuentra un agujero negro súper masivo, del que se calcula cerca de 70 millones de veces la masa de nuestro Sol.

Este estudio de Sera Markoff y sus colegas, que será publicado en The Astrophysical Journal, presenta los resultados de una importante campaña de observación de un agujero negro súper masivo combinando todas estas informaciones, pero también al incluir las de telescopios ópticos desde la superficie de la tierra. Demuestra que este agujero negro súper masivo se alimenta exactamente como sus colegas mucho más pequeños, de una decena de masas solares solamente. La observación confirma la teoría de la relatividad de Einstein que prevé que los agujeros negros de todos los tamaños tienen propiedades similares. La comprobación de lo que hasta ahora era sólo una hipótesis, podría ser útil de ahora en adelante para definir las características de una nueva clase hipotética de agujeros negros.

Sobre tierra, tres radiotelescopios unieron sus esfuerzos para aportar todavía más precisión a este estudio: GMRT, (Radio Telescopio Gigante para Ondas Métricas), VLA (Conjunto Muy Grande) y el VLBA (Conjunto de Línea de Base Muy Larga), así como dos telescopios milimétricos; El Interferómetro de Plateau de Bure y el SMA Submillimeter Array (Conjunto Submilimétrico)*, así como el observatorio Lick para la óptica visible. Sus observaciones tenían por objeto evitar que las ínfimas variaciones aparentes del resplandor de M81 provocadas por los cambios de índice de transmisión de Chandra trastornen los resultados. Este último es actualmente, el único observatorio en órbita lo bastante sensible para conseguir aislar la débil radiación X de un agujero negro del resto de la galaxia donde habita.

La galaxia espiral M81© Nasa/CXC/Wisconsin/D.Pooley & CfA/A.Zezas; Óptica: Nasa/Esa/CfA/A.Zezas; UV: Nasa/JPL-Caltech/CfA/J.Huchra et al (pulsar sobre la imagen para ampliarla)

El agujero negro de M81 atrae sin interrupción el gas de la región central de la galaxia a muy alta velocidad, lo que produce, según un modelo elaborado por Sera Markoff del Instituto de Astronomía de la Universidad de Amsterdam en los Países Bajos y sus colegas, un débil disco de materia que gira alrededor de él. Esta estructura produce débiles brillos, básicamente en los campos de rayos X y óptico. Paralelamente, una región de gas muy caliente que rodea al agujero negro emitiría esencialmente, según el mismo modelo, en radiación ultravioleta y X, mientras que el agujero negro contribuye a través de sus chorros polares en las emisiones de radio y rayos X.

Son necesarios receptores extremadamente sensibles en todas estas frecuencias para discernir todas las emisiones y aislar así las producidas por el agujero negro, ya que se solapan parcialmente, y eso es precisamente, lo que acaba de conseguirse.



Para saber más:

El GMRT, Radiotelescopio Gigante de Ondas Métricas, está situado al norte de la India, a 80 kilómetros de Pune. El GMRT consiste en 30 platos parabólicos gigantescos completamente orientables de 45 metros cuadrados cada uno, situados en un área de 25 kilómetros. GMRT es uno de los programas experimentales más desafiantes de la ciencia emprendidas por científicos e ingenieros indios.

El por qué longitudes de onda de metro es porque la interferencia de radio artificial es considerablemente más baja en esta parte del espectro en la India, y no ha habido hasta ahora en el mundo posibilidad para explorar esta parte del espectro para la investigación astrofísica.

La ubicación del GMRT, cerca de 10 kilómetros al este de la ciudad de Narayangaon en la carretera de Pune-Pune-Nasik, fue seleccionado después de una búsqueda extensa en muchas partes de la India, siguiendo varios criterios importantes tales como el bajo ruido de radio artificial, disponibilidad de buena comunicación, de infraestructura industrial, educativa y que estuviese suficientemente al norte del ecuador geomagnético para tener un ionosfera razonable para poder observar una buena parte del cielo meridional y septentrional.

El número y la configuración de los platos fueron optimizados para resolver los objetivos astrofísicos principales que requieren sensibilidad en la alta resolución angular así como capacidad para detectar emisiones de radio de regiones extendidas difusas. Catorce de los treinta platos está situados más o menos aleatoriamente en un área central compacta de 1 kilómetro cuadrado. Los 16 platos restantes se separan hacia fuera a lo largo de los 3 brazos en una configuración Y sobre una región mucho más grande, con la línea de fondo más larga de cerca de 25 kilómetros.

Las 435 posibles combinaciones de las antenas permite imágenes de radio de objetos celestiales con una resolución equivalente a la obtenible con un solo plato gigantesco de ¡25 kilómetros de diámetro! El conjunto funciona en seis bandas de frecuencia centradas alrededor 50, 153, 233, 325, 610 y 1420 megaciclos.

El GMRT es un proyecto autóctono. La construcción de 30 platos grandes con un coste relativamente pequeño ha sido posible debido a una gran idea de los ingenieros en el diseño de los platos: ligeros y baratos.

El VLA, Conjunto Muy Grande, consiste en 27 radio antenas independientes, cada una de las cuales tiene un diámetro de disco de 25 metros y un peso de 209 toneladas. Las antenas están alineadas a lo largo de tres brazos en forma de Y (cada uno mide 21 km). Usando las vías férreas que siguen cada uno de estos brazos y una locomotora especialmente diseñada, las antenas pueden ser resituadas físicamente a un número de posiciones preparadas, permitiendo la interferometría con una base máxima de 36 km: esencialmente, el alineamiento actúa como una única antena con ese diámetro. La resolución angular más alta que puede ser alcanzada es de unos 0.05 segundos de arco.

Hay cuatro configuraciones usadas habitualmente, llamadas A (la mayor) hasta D (la menor, cuando todos los discos están a menos de 600 m del punto central). El observatorio normalmente pasa por todas las configuraciones posibles (incluidas algunas híbridas) cada 16 meses: En otras palabras, una vez que el increíble esfuerzo necesario para mover dos docenas de instrumentos científicos altamente sensibles de 209 toneladas ha sido realizado, las antenas no son movidas otra vez por un período de unos tres a cuatro meses.

El VLA sirve actualmente también de centro de control del VLBA (Conjunto de Línea de Base Muy Larga).

El VLBA es un un alineamiento de 10 discos de 25 metros y constituyen el instrumento astronómico más grande del mundo que opera a tiempo completo. Los telescopios de VLBA se extienden desde Hawai, pasando por los EE.UU. continentales y llegando a la isla de St. Croix, una de las Islas Vírgenes, generando así la resolución de un radiotelescopio de 8 000 kilómetros de diámetro.

Si bien el VLBA tiene una resolución extremadamente alta, requiere para tales mediciones de radiofuentes muy compactas y extremadamente brillantes tales como los másers (un máser es el equivalente en microondas de un láser). Junto con el agua, el metanol es la molécula máser mas extendida que se encuentra en las regiones de formación estelar.

El Interferómetro de Plateau de Bure se encuentra en los Alpes franceses, cerca de Grenoble. Consta de cinco antenas funcionando simultáneamente. Cada una de ellas es un paraboloide totalmente orientable, con montura altacimutal, con un diámetro de 15 m y un área colectora de 177 m². La montura es de acero y esta montada sobre un transportador con motores. Tiene unas frecuencias de funcionamiento que abarcan desde 80 a 250 GHz (longitudes de onda de 3 a 1,2 mm), con el es posible realizar diferentes tipos de observaciones; Mediciones de radiocontinuo, de espectroscopia de microondas y de interferometria de muy larga base (VLBI).

El SMA es un interferómetro de ondas submilimétricas construido por EEUU, con la colaboración de Taiwán, situado a 4 080 m de altitud en Mauna Kea (Hawaii), uno de los mejores observatorios astronómicos del mundo, donde también están instalados los grandes telescopios ópticos Keck. El SMA está constituido por ocho antenas móviles de 6 m de diámetro y su rango de longitudes de onda abarca desde los 0.3 mm hasta los 1.7 mm. El SMA, el primer interferómetro del mundo capaz de realizar imágenes a longitudes de onda submilimétricas, puede considerarse como un verdadero precursor del proyecto ALMA a altas frecuencias.


Crédito de la imagen: Nasa/CXC/Wisconsin/D.Pooley & CfA/A.Zezas; Óptica: Nasa/Esa/CfA/A.Zezas; UV: Nasa/JPL-Caltech/CfA/J.Huchra et al.

Agradecimientos: A David Vilches (aka Tucker), por la detallada información facilitada sobre el GMRT.



Traducido y ampliado para Astroseti.org por Xavier Civit



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