Todas las galaxias masivas conocidas presentan un agujero negro central con una masa entre millones y miles de millones de veces la masa del Sol.
Estos agujeros negros se cree que son los responsables de las inmensas cantidades de energía que liberan los cuásares y los núcleos galácticos activos.
¿Cómo influyen estos agujeros negros en la formación y evolución de las galaxias?
El artículo de revisión de A. Cattaneo et al. “The role of black holes in galaxy formation and evolution,” Nature 460: 213-219, 9 July 2009, nos resume los resultados más interesantes descubiertos recientemente gracias a simulaciones por ordenador y observaciones experimentales.
Hay dos tipos básicos de galaxias: elípticas y espirales.
Las espirales contienen abundante gas frío, que forma las estrellas, mientras que el gas en las elípticas es demasiado caliente para formar estrellas.
Por lo tanto, las galaxias elípticas carecen de las estrellas jóvenes azuladas que se suelen observar en las espirales, por lo que son más rojizas.
Las galaxias elípticas son similares a las protuberancias centrales de las galaxias espirales. En la figura vemos la clasificación galáctica de Hubble, (C) Wiki, y el diagrama color/masa, (C) Nature. En este última u-r es la diferencia de luminosidad entre el ultravioleta y rojo.
Las galaxias en el diagrama de Hubble de tipo “S” (azul) han crecido principalmente por acreción de gas y las de tipo “E” (rojo) a través de fusiones con otras galaxiass. Las “S0″ se parecen a galaxias elípticas en miniatura.
Todas las galaxias tienen un superagujero negro central (punto negro) que da cuenta, aproximadamente, del 0.1% de la masa de la protuberancia central de la galaxia (o de la galaxia completa en el caso elíptico).
Las inhomogeneidades que observamos ahora en el fondo cósmico de microondas, produjeron “grumos” de materia por acreción gravitatoria que dieron origen a los halos galácticos.
La competencia entre enfriamiento por radiación y calentamiento gravitatorio determinan el destino final de estos halos.
En los halos de baja masa, domina el enfriamiento, formándose el disco de las galaxias gracias a la acreción de gas hacia su centro y la subsiguiente formación de estrellas.
Cuando la masa del halo supera el límite de un billón de masas solares, el calentamiento domina y la acreción de gas no puede formar una galaxia.
La figura muestra 9 imágenes de una simulación ordenador de la formación de una galaxia espiral.
En la izquierda aparece la distribución de materia oscura, en el centro la de gas y en la derecha la de estrellas. De arriba a abajo se muestran tres épocas de la expansión del universo, cuando éste tenía un 1/5 de su tamaño actual (z=4), cuando tenía un 1/3 (z=2) y en la actualidad (z=0). Las grandes estructuras del universo están dominadas por la materia oscura, que con el paso del tiempo va formando “grumos” por acreción de materia (oscura) en los halos.
Las figuras centrales muestran un zoom de un halo, círculo blanco, con una codificación de colores en función de la temperatura, siendo azul lo frío, verde lo caliente y rojo lo muy caliente. Inicialmente el halo es pequeño y va creciendo conforme fluye materia fría hacia él.
Cuando el halo alcanza una masa crítica (un billón de masas solares), figura central, el gas del halo se calienta (verde) hasta que todo el halo está formado por materia caliente.
Las figuras de la derecha muestran la formación de una galaxia. Inicialmente es una espiral con estrellas azuladas (z=4), que se van volviendo más rojas conforme el halo se calienta.
Las colisiones entre galaxias espirales, incluyendo la colisión de sus agujeros negros centrales, acaban formando una galaxia elíptica (z=0).
Sin entrar en mayores técnicos, las nuevas simulaciones muestran el importantísimo papel que juegan los superagujeros negros en los centros galácticas en la formación y evolución de las galaxias.
