Supermasyvių juodųjų skylių „sėklos“

Semillas de agujeros negros supermasivos

Teorías sobre cómo se formaron los agujeros negros que alimentan los cuásares en los centros de galaxias del Universo temprano

En galaxias, tanto cercanas a nosotros como en las regiones más remotas del Universo, se encuentran frecuentemente agujeros negros supermasivos (SMBH) con masas que van desde millones hasta miles de millones de masas solares (M⊙). Aunque en la mayoría de los centros galácticos los SMBH están relativamente tranquilos, en algunos generan núcleos extremadamente brillantes y activos, llamados cuásares o núcleos galácticos activos (AGN), donde la acreción masiva hacia el agujero negro produce una intensa radiación. Una de las preguntas más importantes de la astrofísica moderna es cómo pudieron formarse estos agujeros negros tan masivos tan temprano en la historia del Universo, especialmente al observar cuásares con z > 7, lo que indica que existían menos de 800 millones de años después del Big Bang.

En este artículo discutiremos varios escenarios para el origen de las "semillas" de agujeros negros supermasivos, es decir, agujeros negros de masa inicial relativamente pequeña que con el tiempo crecieron hasta convertirse en gigantes en los centros de galaxias. Revisaremos las principales vías teóricas, el papel de la formación estelar temprana y los datos observacionales que sustentan las investigaciones actuales.

1. Contexto: el Universo temprano y los cuásares observados

1.1 Cuásares de corrimiento al rojo alto

Las observaciones de cuásares situados alrededor de z ≈ 7 y superiores (por ejemplo, ULAS J1342+0928 en z = 7.54) muestran que ya menos de mil millones de años después del Big Bang se formaban en sus centros agujeros negros con masas de cientos de millones de masas solares (o más) [1][2]. Alcanzar tal masa en tan corto período es difícil si los agujeros negros crecen solo mediante acreción limitada por el límite de Eddington, a menos que estas "semillas" fueran ya muy masivas al principio o que la tasa de acreción superara el límite de Eddington en ciertas etapas.

1.2 ¿Por qué "semillas"?

La cosmología moderna sostiene que los agujeros negros no aparecen inmediatamente con una masa gigante final; comienzan existiendo como semillas más pequeñas y crecen con el tiempo. Estas "semillas" de agujeros negros iniciales se forman durante procesos astrofísicos tempranos y luego atraviesan fases de acreción de gas y fusiones para convertirse en supermasivos. Entender cómo surgieron es crucial para explicar cómo aparecieron temprano los cuásares brillantes y por qué casi todas las galaxias masivas hoy en día tienen un agujero negro en su centro.

2. Vías propuestas para la formación de semillas

Aunque aún no hay una respuesta definitiva sobre el origen de los primeros agujeros negros, las investigaciones destacan varios escenarios principales:

  1. Remanentes de estrellas de la población III
  2. Agujeros negros de colapso directo (DCBH)
  3. Fusión "en cadena" en cúmulos densos
  4. Agujeros negros primordiales (PBH)

Discutamos cada uno por separado.

2.1 Remanentes de estrellas de la población III

Estrellas de la población III — la primera generación de estrellas sin metales, probablemente formadas en mini-halos tempranos. Estas estrellas pudieron ser extremadamente masivas, a veces >100 M⊙, y al colapsar al final de su vida, dejaron agujeros negros con masas desde unos pocos hasta cientos de masas solares:

  • Supernova por colapso del núcleo: Estrellas con masas entre aproximadamente 10 y 140 M⊙ pudieron dejar remanentes de agujeros negros con masas de varios a unas decenas de M⊙.
  • Supernova por inestabilidad de pares: Estrellas extremadamente masivas (alrededor de 140–260 M⊙) pueden explotar completamente, sin dejar remanentes.
  • Colapso directo (estelar): Una estrella con más de ~260 M⊙ puede colapsar directamente en un agujero negro, aunque esto no siempre significa una "semilla" de ~102–103 M⊙.

Ventajas: Los agujeros negros dejados por estrellas de la población III — la cadena inicial de formación de agujeros más mencionada y común, ya que las estrellas masivas tempranas ciertamente existieron. Desventajas: Incluso si la semilla fuera ~100 M⊙, aún requeriría una acreción muy rápida o incluso superando la de Eddington para alcanzar >109 M⊙ en unos cientos de millones de años, lo que demandaría mecanismos físicos adicionales o fusiones significativas.

2.2 Agujeros negros de colapso directo (DCBH)

En este caso se propone la idea de colapso directo, cuando una enorme nube de gas colapsa "saltándose" la fase habitual de formación estelar. Bajo ciertas condiciones astrofísicas — especialmente en un entorno sin metales con intensa radiación Lyman–Werner (destruyendo H2) — el gas puede colapsar casi isotérmicamente a ~104 K sin fragmentarse en muchas estrellas individuales [3][4]. Entonces ocurre:

  • Fase de superestrella masiva: Puede formarse rápidamente un protostar gigante único (posiblemente incluso de 104–106 M⊙).
  • Formación instantánea de agujero negro: Una superestrella de vida corta termina colapsando directamente en un agujero negro con masa de 104–106 M⊙.

Ventajas: Si un DCBH alcanza ~105 M⊙, rápidamente alcanzaría masas SMBH con tasas de acreción más simples. Desventajas: Se requieren condiciones bastante raras (por ejemplo, un campo de radiación que suprima el enfriamiento por H2, baja metalicidad, masa y rotación adecuadas del halo). Aún no está claro con qué frecuencia ocurrió esto en el Universo real.

2.3 Colisiones "en carrera" en cúmulos densos

En cúmulos estelares muy densos, las colisiones repetidas pueden formar una estrella extremadamente masiva en el núcleo del cúmulo, que luego colapsa en una "semilla" masiva (~103 M⊙):

  • Proceso de "colisión en carrera": Una estrella, al chocar con otras, acumula masa hasta convertirse en una "superestrella".
  • Colapso final: Esta superestrella puede colapsar en un agujero negro, obteniendo una masa que supera el colapso estelar habitual.

Ventajas: Este escenario es posible en principio (basado en datos de cúmulos estelares densos, por ejemplo, globulares), pero en épocas tempranas, con bajo contenido metálico y alta densidad estelar, los fenómenos pueden ser muy marcados. Desventajas: Se requieren cúmulos muy densos y masivos en la época temprana, lo que posiblemente implica cierta abundancia metálica que facilite la formación estelar en ese régimen.

2.4 Agujeros negros primordiales (PBH)

Los agujeros negros primordiales podrían haberse formado en un Universo muy temprano si ciertas perturbaciones de densidad hicieron que regiones colapsaran bajo la gravedad. Inicialmente hipotéticos, los PBH aún se investigan activamente:

  • Amplia escala de masas: Los modelos teóricos de PBH permiten masas de tamaños muy variados, pero para convertirse en "semillas" de SMBH se necesitaría un rango de ~102–104 M⊙.
  • Limitaciones observacionales: Los PBH como candidatos a materia oscura están estrictamente limitados por microlenteo y otros estudios, pero aún existe la posibilidad de que al menos algunos PBH hayan sido los orígenes de SMBH.

Ventajas: Tales semillas podrían haberse formado muy temprano, incluso antes de la formación de estrellas. Desventajas: Requiere condiciones "ajustadas" del Universo temprano que puedan crear la masa y abundancia adecuadas de PBH.

3. Mecanismos de crecimiento y escalas temporales

3.1 Acreción limitada por el límite de Eddington

El límite de Eddington define el flujo máximo de radiación (y al mismo tiempo la tasa de acreción) cuando la presión de radiación equilibra la gravedad. Los valores típicos indican:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ yr−1.

Con una acreción estable limitada por Eddington, el agujero negro puede aumentar significativamente su masa a lo largo del tiempo cósmico, pero para alcanzar <1 mil millones de años un >109 M⊙, a menudo se requiere una alimentación casi continua, cercana o superior al límite de Eddington.

3.2 Acreción (hiper) super-Eddington

En algunos casos (por ejemplo, con flujos de gas densos o configuraciones de 'discos delgados'), la acreción puede superar el límite estándar de Eddington durante un tiempo. Este crecimiento super-Eddington puede acortar significativamente el tiempo necesario para formar un SMBH a partir de una 'semilla' modesta [5].

3.3 Fusiones de agujeros negros

En el contexto de la formación jerárquica de estructuras, las galaxias (y sus agujeros negros centrales) a menudo se fusionan. Las fusiones de agujeros negros pueden acelerar el crecimiento de masa, aunque el aumento más importante de masa sigue ocurriendo debido a intensos flujos de gas.

4. Métodos de observación y pistas

4.1 Encuestas de cuásares de alto corrimiento al rojo

Grandes estudios del cielo (por ejemplo, SDSS, DESI, VIKING, Pan-STARRS) detectan continuamente cuásares en corrimientos al rojo aún mayores, definiendo con mayor precisión los límites temporales de formación de SMBH. Las propiedades espectrales también ofrecen pistas sobre la metalicidad galáctica y las características del entorno.

4.2 Señales de ondas gravitacionales

Con la aparición de detectores avanzados, como LIGO y VIRGO, ya se han registrado fusiones de agujeros negros en la escala estelar. Observatorios de ondas gravitacionales de baja frecuencia de siguiente nivel (por ejemplo, LISA) pueden detectar fusiones de agujeros negros 'semilla' masivos en grandes corrimientos al rojo, revelando directamente las vías tempranas de crecimiento de los agujeros negros.

4.3 Limitaciones de los estudios de formación galáctica

En la mayoría de las galaxias, el tamaño del SMBH correlaciona con la masa del bulbo galáctico (la llamada relación MBH – σ). Estudiar cómo cambia esta relación en grandes corrimientos al rojo permite determinar si los agujeros negros se formaron antes que las galaxias o si ambos procesos ocurrieron simultáneamente.

5. Consenso actual y preguntas sin respuesta

Aunque aún no hay un consenso unificado sobre el modo predominante de formación de semillas, muchos astrofísicos tienden a pensar que tanto los remanentes de estrellas de la población III (semillas de menor masa) como los agujeros negros de colapso directo (semillas de mayor masa) pudieron actuar conjuntamente. El Universo real puede tener más de una vía que explique la diversidad de masas y las historias de crecimiento de los agujeros negros.

Las principales preguntas sin respuesta son:

  1. Frecuencia: ¿Qué tan frecuentes fueron los eventos de colapso directo en comparación con los colapsos estelares normales en el Universo temprano?
  2. Física de la acreción: ¿Qué condiciones permiten superar el límite de Eddington y cuánto tiempo dura esto?
  3. Retroalimentación y entorno: ¿Cómo afecta la retroalimentación de estrellas y agujeros negros activos a la formación de semillas — obstaculizando más o quizás promoviendo la caída de gas?
  4. Pruebas observacionales: ¿Podrán los futuros telescopios (por ejemplo, JWST, Roman Space Telescope, telescopios terrestres extremadamente grandes de nueva generación) u observatorios de ondas gravitacionales detectar señales de colapso directo o formación de semillas grandes en altos z?

6. Conclusión

Para entender las “semillas” de los agujeros negros supermasivos, es necesario explicar cómo los cuásares aparecen tan temprano después del Big Bang y por qué casi todas las galaxias masivas tienen agujeros negros en sus centros. Aunque los modelos tradicionales de colapso estelar ofrecen un camino sencillo hacia semillas más pequeñas, la existencia de cuásares extremadamente brillantes en etapas tempranas puede indicar que más canales de semillas masivas, como el colapso directo, tuvieron un papel significativo al menos en algunas regiones del Universo temprano.

Gracias a nuevas y futuras observaciones — que abarcan métodos electromagnéticos y de ondas gravitacionales — se mejorarán los modelos de formación y evolución de agujeros negros. Al estudiar más a fondo el amanecer cósmico, podemos esperar ver más detalles sobre cómo estos objetos misteriosos se formaron en los centros galácticos y cómo influyeron en la evolución cósmica, incluyendo retroalimentación, fusiones galácticas y los objetos más brillantes del Universo: los cuásares.

Enlaces y lectura adicional

  1. Fan, X., et al. (2006). “Restricciones observacionales sobre la reionización cósmica.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
  2. Bañados, E., et al. (2018). “Un agujero negro de 800 millones de masas solares en un Universo significativamente neutro a un corrimiento al rojo de 7.5.” Nature, 553, 473–476.
  3. Bromm, V., & Loeb, A. (2003). “Formación de los primeros agujeros negros supermasivos.” The Astrophysical Journal, 596, 34–46.
  4. Hosokawa, T., et al. (2013). “Formación de estrellas supermasivas primordiales por rápida acreción de masa.” The Astrophysical Journal, 778, 178.
  5. Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). “Crecimiento rápido de agujeros negros en alto corrimiento al rojo.” The Astrophysical Journal Letters, 633, L5–L8.
  6. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). “La formación de los primeros agujeros negros masivos.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.
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