Cygnus X-1 fue la primera fuente binaria de rayos X clasificada como un agujero negro (de unas 15 masas solares, con un horizonte de solo 60 km de diámetro) que acreta materia de una estrella compañera (la supergigante azul HDE 226868). Descubierta en 1964 es famosa por ser objeto de una apuesta entre Stephen Hawking y Kip Thorne en 1974. Hawking apostó contra Thorne que Cygnus X-1 no contenía un agujero negro (a sabiendas de lo contrario). En 1990, los datos acumulados fueron suficientes para que Hawking aceptara que había perdido su apuesta (regalándole a Thorne, a pesar de la indignación de su esposa, una subscripción a una revista solo para adultos). La autora de esta preciosa ilustración es Melissa Weiss, que ha merecido ser portada del número de hoy de Science. Ella es ilustradora del programa de divulgación científica del Proyecto del Observatorio de Rayos X Chandra. El motivo es que Science incluye hoy un especial sobre agujeros negros. Más info sobre su trabajo en “Cover Stories: Cygnus X-1—The Bigger Picture,” Science 337: 497, 3 August 2012.
¿Cómo se ve de verdad Cygnus X-1? Esta imagen obtenida por Chandra muestra básicamente lo que podemos ver desde la Tierra, a unos 6000 años luz de distancia, una esfera brillante de color azul. Para un divulgador científico, el trabajo de gente como Weiss es de fundamental importancia, pues las imágenes reales resultan decepcionantes para la mayor parte del público aficionado a la divulgación científica.
Sin embargo, nunca se debe olvidar que las ilustraciones artísticas son solo eso, arte basado en hipótesis científicas, pero arte al fin y al cabo.
La evolución de las galaxias está ligada de forma indisoluble a la evolución de los superagujeros negros que se encuentran en su centro. Sin embargo, como en el caso del huevo y la gallina, aún no sabemos con seguridad quien fue primero, la galaxia o el supergaujero negro. Hay indicios experimentales para ambas posibilidades; quizás, incluso, puede que dependa de cada galaxia en concreto. Nos revisa el estado actual de la cuestión M. Volonteri, “The Formation and Evolution of Massive Black Holes,” Science 337: 544-547, 3 August 2012 [arXiv:1208.1106]. Lo más espectacular de este artículo es el vídeo que lo acompaña, la simulación por ordenador del nacimiento de nuestra galaxia, la Vía Láctea; según Volonteri, esta simulación utiliza todo el conocimiento que tenemos hoy en día sobre la cuestión.
El origen de la Vía Láctea según este vídeo es una nube de materia oscura que forma una protogalaxia en la que surgen estrellas (de materia ordinaria) muy masivas, de cientos de masas solares (M☉), cuya vida es muy corta y dan lugar a agujeros negros con una masa de unas cien M☉. Las fusiones entre estos agujeros negros dan como resultado un superagujero negro con una masa desde decenas de millones hasta miles de millones de M☉ (el menos masivo conocido está en la galaxia NGC 4395 y tiene una masa de unos cientos de miles de M☉). Los detalles de la formación galáctica aún reservan sorpresas, pero el resultado es una galaxia con un superagujero negro central (en los pocos casos en los que se observa más de uno se cree que se está observando una colisión galáctica en curso).
En la actualidad conocemos otra familia de agujeros negros, los de masa estelar, con hasta unas decenas M☉. Se estima que una galaxia típica tiene unos 100 millones de agujeros negros de masa estelar (estimación de Shapiro y Teukolsky). Las pruebas más fuertes de la existencia de esta población de agujeros negros son las observaciones de los sistemas binarios de rayos X (BHXRB), en los que un objeto compacto acreta materia de una estrella cercana. Las propiedades de la emisión de rayos X permiten estimar la masa del objeto acretor, que en muchos casos supera las 3 M☉, como en el famoso Cygnus X-1; en dicho caso se cree que dicho acretor es un agujero negro de masa estelar (ilustrado en esta figura).
Gran parte de lo que sabemos sobre estos sistemas se ha comprendido gracias a los BHXRB variables, como GRS 1915 +105.
El artículo técnico es Rob Fender & Tomaso Belloni, “Stellar-Mass Black Holes and Ultraluminous X-ray Sources,” Science 337: 540-544, 3 August 2012 [arXiv:1208.1138].
Esta figura ilustra la evolución típica de un BHXRB variable. El eje horizontal representa la energía (“dureza”) de la emisión de rayos X del sistema (“hard” significa alta energía y “soft” baja energía), una medida “cruda” pero eficaz del espectro de rayos X. El eje vertical representa la luminosidad de rayos X. Este diagrama es análogo al diagrama de Hertzsprung-Russell para la evolución estelar. Cada punto corresponde a una sola observación. La fase creciente de la explosión (A → B) se pasa de una emisión de rayos X “duros” de baja a alta luminosidad. La transición espectral de rayos “duros” a “blandos” (B → C → D) se realiza a borbotones, lo que indica que la variabilidad del chorro es muy grande (algo que confirman las medidas en el infrarrojo y en ondas de radio). La transición a un estado con emisión “blanda” (D → E) corresponde a la casi desaparición del chorro, dominado la emisión del disco de acreción el espectro de rayos X (una señal muy débil).
Este estado quiescente es el de más larga duración. Finalmente, el chorro vuelve a aparecer (E → F) debido a que la acreción de masa continúa.
La explicación de todos los detalles de estos ciclos de actividad todavía presenta lagunas, pero son muy importantes a la hora de clasificar los BHXRB observados.
