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Agujeros negrossupermasivosVivimos en un universo repleto de agujeros negros,algunos provenientes de la muerte de estrellasy otros, con masas millones de veces mayores que la solar,del nacimiento de las galaxiasJosé Luis Gómez Fernández y Wolfgang SteffenCONCEPTOS BASICOS Al parecer, todas las galaxias,incluida la nuestra, alberganen su centro un “agujero negrosupermasivo”: un agujeronegro cuya masa equivalea la de miles de millonesde estrellas. En torno a esos agujerosse forman discos de acrecimientode materia. Se generanademás inmensos chorrosde electrones, acelerados casihasta la velocidad de la luz.La estratificación de lasenergías que emiten informaacerca de la naturalezadel objeto que se encuentraen el centro y cuya atraccióncrea esas estructuras. Los instrumentos astronómicosse están acercando a la resoluciónnecesaria para observarel horizonte de sucesos de losagujeros negros del centro delas galaxias, la frontera queaísla para siempre del restodel universo a la materiay a la luz que la cruzan.Podríamos imaginarnos el espaciocomo una sábana agarrada por losextremos, para que permanezca estirada.Si lanzamos una bola de billar encima,se curvará. Algo análogo, según la teoría dela relatividad general, le hace una estrellaal espacio; cuanto mayor sea la masa dela bola, o de la estrella, más pronunciadaserá la curvatura generada. En un agujeronegro la curvatura adquiere una intensidadtal, que el espacio se “rompe”: se le hace un“agujero”. Este agujero, más propiamentedenominado singularidad, supone un verdaderodesafío: las leyes de la física tal ycomo las conocemos hoy en día, incluidaslas de la relatividad general, carecen allíde validez.Tan enorme curvatura, o gravedad, afectatambién a los rayos de luz. La velocidadnecesaria para escapar de la atracción gravitatoriade un cuerpo es proporcional asu masa: a mayor masa, mayor velocidad.En la vecindad de los agujeros negros, lagravedad es tan alta, que la velocidad deescape se hace mayor que la de la luz: nisiquiera ésta puede escapar. De ahí quesean invisibles, “negros”. La distancia de lasingularidad a la que la velocidad de escapeiguala a la de la luz define una superficieen torno al agujero negro, el horizonte desucesos. El sistema formado por la singularidady el horizonte de sucesos se denominaagujero negro.Dado que nada puede viajar más deprisaque la luz, todo lo que se encuentre entre lasingularidad y el horizonte de sucesos quedaráatrapado en la gravedad del agujero negro.Nuestro universo se encuentra, por tanto,aislado del interior de un agujero negro.Si aceptamos que, según la conjetura dela censura cósmica de Roger Penrose, todasingularidad debe tener un horizonte desucesos, o dicho de otra manera, no haysingularidades “desnudas”, el precio porcruzar el horizonte de sucesos y observarde cerca la singularidad de un agujero negroserá dejar por siempre nuestro universo.Nada impide que lleguemos hasta ella,pero nunca podremos volver y contar quéhemos visto.FormaciónSi una estrella llega a las últimas etapas desu vida con una masa superior a unas 2 o3 veces la de nuestro Sol, nada parará suimplosión cuando se le agote el combustiblenuclear. Se contraerá más y más y la gravedadllegará a ser tan intensa que el espaciose curvará sobre sí mismo hasta generar lasingularidad: se habrá formado un agujeronegro y la luz de la estrella desaparecerápor siempre de nuestro universo.30 INVESTIGACION Y CIENCIA, septiembre, 2009

NASA/CXC/CfA/R. KRAFT ET AL. (Centaurus A); NASA/JPL-CALTECH (fondo de estrellas); WOLFGANG STEFFEN Y JOSE LUIS GOMEZ FERNANDEZ (curvatura espacio-tiempo)Si la primera mitad del siglo xx reveló la posibleexistencia de agujeros negros de tamañoestelar, la segunda mitad nos sorprendió másaún con la posibilidad de los agujeros negrossupermasivos (ANSM), cuyas masas superabanla solar miles de millones de veces. Parecenser los generadores de las mayores emisionesde energía conocidas en el universo: las de loscuásares o, más en general, las de las galaxiasactivas, conocidas también por su acrónimoen inglés, AGN.Recientes observaciones han mostrado queno sólo los AGN parecen contener un ANSMen su interior, sino que pueden estar presentesen todas las galaxias, incluida la nuestra. Sinembargo, aún desconocemos en gran medidacómo estos agujeros negros supermasivos sehan formado en el corazón de las galaxias.Mientras algunas teorías apuntan hacia la posibleformación de un ANSM como precursorde la galaxia, otras sugieren que el agujero y lagalaxia comparten un origen y evolución común;el agujero negro supermasivo acumularíamasa a medida que la galaxia creciese.Esta última hipótesis se ha visto recientementereforzada gracias a la correlación observadaentre las propiedades a gran escala delas galaxias elípticas y las de los bulbos de lasespirales con la masa de los agujeros negroscentrales que contienen. La masa total de estrellasy su dispersión de velocidades son directamenteproporcionales a la masa del agujeronegro central.Viaje a un agujero negroUna de las primeras pruebas de la presenciade un agujero negro con las que nos encontraríamosal acercarnos a uno de ellos sería lasombra negra que proyecta la región encerradadentro de su horizonte de sucesos. El tamañode esa región, proporcional a la masa delagujero negro, mide sólo unos tres kilómetrospara un agujero negro de masa solar; la masapropiamente dicha quedaría confinada en unaregión de unos 10 -33 cm.La enorme curvatura producida por elagujero negro en la cercanía del horizontede sucesos actúa a modo de lente, que haceque la sombra del agujero presente un bordebrillante en el que se concentra la luz de lasestrellas y galaxias situadas detrás del agujeronegro. Al acercarnos al horizonte de sucesos,comenzaríamos a percibir unas fuerzas demarea, tanto mayores cuanto menor fuese elagujero negro y más cerca nos encontrásemos.Las fuerzas aludidas son el resultado de larápida variación de la gravedad con la distanciaal horizonte de sucesos; distintas partesde nuestro cuerpo experimentarían fuerzasgravitatorias de diferente intensidad.Las ecuaciones de Einstein muestran quela gravedad no sólo afecta al espacio, curván-1. CURVATURA DEL ESPACIO-TIEMPO producida por unagujero negro. Los fotonesque ve un observador lejanogastan energía (aumentan sulongitud de onda y “enrojecen”)al salir del pozo de potencial.De más allá del horizonte desucesos, ni siquiera la luzconsigue escapar.INVESTIGACION Y CIENCIA, septiembre, 2009 31

El universo tal y como lo conocemos dejaríade estar a nuestro alcance; nos embarcaríamosen un viaje hacia lo desconocido en la vecindadde la singularidad, donde las leyes de lamecánica cuántica y la gravedad de Einsteinse unen de una manera que desconocemos aldía de hoy.2. EN LAS CERCANIAS DE UNAGUJERO NEGRO la luz delresto del universo se concentraen una ventana, tanto menorcuento más nos acerquemosal horizonte de sucesos.dolo, sino que modifica también el tiempo.El espacio y el tiempo dejan de ser conceptosabsolutos e independientes. El fluir del tiempoy del espacio es relativo y depende delobservador; no podemos entender uno sin elotro: están integrados en el espaciotiempo. Lagravedad de un agujero negro produce unacurvatura en el espaciotiempo, por lo que, alacercarnos al horizonte de sucesos, el tiempofluiría más lentamente para nosotros que paraun observador lejano. Por eso, la frecuenciade los fotones que, emitidos por nosotros,captaría el observador distante se reduciría amedida que nos acercásemos al horizonte. Aldisminuir su frecuencia, la luz se volvería másy más rojiza; por ese motivo, al fenómeno encuestión se le denomina corrimiento hacia elrojo gravitatorio.La dilatación del tiempo iría creciendo amedida que nos acercásemos al horizonte desucesos, de suerte que, para un observadorlejano, vendría a ser como si el tiempo denuestros relojes se parase justo en el momentoen que cruzásemos el horizonte. Le pareceríaque nunca llegaríamos a cruzarlo; nuestra imagense le quedaría congelada para siempre enel momento de cruzar el horizonte.En cuanto a nosotros, este viaje al agujeronegro haría que el universo entorno se concentraseen una pequeña ventana circular. Seríacomo mirar a través del “embudo” producidopor la curvatura en el espaciotiempo. A medidaque nos acercásemos al agujero negro,la ventana decrecería, para desaparecer en elmomento de cruzar el horizonte de sucesos.Los indiciosEl principal problema a la hora de encontrarpruebas de la existencia de los agujeros negroses que, como hemos visto, no emiten ningúntipo de radiación; al menos, no en cantidadapreciable. La única radiación que pueden emitires la propuesta por Stephen Hawking y queestaría originada por las fluctuaciones cuánticasdel vacío. Esta es inversamente proporcionalal tamaño del horizonte de sucesos delagujero negro por lo que sólo los agujeros negrosprimordiales, del tamaño de un núcleo atómicoy formados presumiblemente en el origen deluniverso, emitirían una cantidad de energíareseñable. Tales agujeros diminutos, si llegarona formarse, lo hicieron en un número muy pequeño;resultaría imposible encontrarnos unode ellos. Cabría incluso que no obedecieranel principio de censura cósmica de Penrosey muestren su singularidad desnuda. El restode los agujeros negros tienen una radiación deHawking indetectable.Ya que no podemos ver los agujeros negros,para detectar su presencia hemos de recurrira las perturbaciones que introducen en suentorno. A la manera en que las pisadas enla nieve nos llevan a una persona, las huellasde los agujeros negros se dejan en su enormegravedad.Uno de los primeros indicios de la existenciade agujeros negros se obtuvo del estudiode los sistemas binarios de rayos X, formadospor una estrella y un agujero negro de tamañoestelar. Ahora los mejores indicios de la existenciade agujeros negros han aparecido en elcentro de las galaxias, incluida la nuestra. Enestos casos, la huella gravitatoria correspondea objetos del tamaño de cientos o miles demillones de estrellas.El centro de nuestra galaxia parece albergaruno de estos ANSM. Gracias a su relativaproximidad (a tan sólo 27.000 ± 1100 añosluz),se ha podido determinar, con una extraordinariaprecisión (0,3 milésimas de segundode arco, equivalentes a 0,00003 años-luz), elmovimiento de las estrellas en torno a ese objetocentral, que debe contener una masa totalde 4,31 ± 0,36 millones de veces la de nuestroSol. Además, la masa en cuestión ha de estarconfinada en un espacio muy reducido, conuna densidad de masa equivalente a la de 40mil billones de estrellas de tipo solar, en unWOLFGANG STEFFEN Y JOSE LUIS GOMEZ FERNANDEZ32 INVESTIGACION Y CIENCIA, septiembre, 2009

tamaño algo menor que la distancia que nossepara de la estrella más cercana. Estas son lasrazones de que se crea que el objeto situado enel centro de nuestra galaxia constituya el queaporta más claros indicios de ser un gigantescoagujero negro.Otro de los más firmes candidatos aANSM es el situado en el centro de la galaxiaNGC4258. Observaciones del movimiento denubes de alta velocidad en torno al objetocentral han permitido estimar que contieneuna masa de 39 ± 3 millones de veces la delSol. Es pequeña comparada con la obtenidapara el centro de la galaxia denominadaM87, situada en el centro del cúmulo degalaxias de Virgo: tres mil millones de vecesla masa solar.Agujeros negros supermasivosen el corazón de las galaxiasLa presencia de un agujero negro supermasivoproduce enormes alteraciones en las regionesinternas de la galaxia que lo alberga.Su gran masa da lugar a la formación deinmensos discos de gas y polvo que giran asu alrededor.En la figura 3 se muestra una imagen esquemáticade la región más interna de unAGN. En ella se distinguen las zonas del discode acrecimiento, según la región del espectroelectromagnético en que se emita la mayorcantidad de radiación. Las “nubes”, condensacionesde material interestelar, giran tambiénalrededor del agujero negro a velocidades delorden de miles de kilómetros por segundo.Debido a su mayor proximidad con respectoal agujero negro central, las regionesmás internas del disco giran con una mayorvelocidad, creándose una rotación diferencialen el disco en función de su distancia al centro.Se produce así una fricción y, por tanto, calentamiento,que se disipa en forma de emisión alo largo del espectro electromagnético. Cuantomás cerca nos encontremos del agujero negro,más altas serán las temperaturas del disco y,por consiguiente, más energética la radiaciónemitida.El disco de acrecimiento empieza a tomarforma a unos pocos parsecs (1 pc es equivalentea 3,26 años-luz), donde nos encontramosuna mezcla de gas y polvo a muy bajatemperatura, detectable sólo por su radiación3. ESQUEMA DE UN NUCLEOACTIVO DE GALAXIAS.El agujero negro central dalugar a un disco de acrecimientoque exhibe una estratificaciónen temperaturas. El materialextraído del disco engendrachorros que transportanpartículas atómicas a energíasy velocidades relativistas. Paramayor simplicidad, se muestrandistintas secciones del discoseparadas a lo largo del chorro.GAS MUY CALIENTEEMISION DE RAYOS XGAS CALIENTEEMISION OPTICA e UVAGUJERO NEGRO0,0001 pcGAS Y POLVO TIBIOEMISION INFRARROJA0,01 pcLINEAS DE CAMPOMAGNETICOVIENTOCORONAL0,1 pcGAS Y POLVO FRIOEMISION DE RADIOMASERESWOLFGANG STEFFEN Y JOSE LUIS GOMEZ FERNANDEZ1 pcCHORRONUBES DE ALTA VELOCIDADINVESTIGACION Y CIENCIA, septiembre, 2009 33

4. LAS OBSERVACIONESINTERFEROMETRICAS permitencombinar la señal de distintosradiotelescopios como si setratase de una sola antena,tan grande como la propiaTierra.en líneas moleculares correspondientes a longitudesde onda de radio. La observación deestas líneas nos faculta para medir la velocidaddel material en el disco con una gran precisióna través del efecto Doppler.Adentrándonos más en el disco, hasta distanciasde décimas de parsec del agujero negro,nos encontramos con una región de gas y polvotibio que emite sobre todo en el infrarrojo.A unas centésimas de parsec, el disco está lobastante caliente como para que se evaporenlos minúsculos granos de polvo; emite sobretodo en el óptico y el ultravioleta. Se trata deuna región que, si bien del tamaño de nuestrosistema solar, emite una cantidad de energíacien veces mayor que todas las estrellas dela galaxia.Adentrándonos más aún en el disco llegamosa una zona donde el gas alcanza temperaturasde millones de grados; emite rayos X.Más cerca del agujero negro no existen órbitasestables, por lo que el material atraviesa elhorizonte de sucesos y desaparece atrapadopor el agujero negro.Pero no todo el material del disco acabaalimentando al agujero negro. Parte es arrancadodel disco por los campos magnéticosque se encuentran anclados en el interior deéste, desencadenando uno de los fenómenosmás llamativos de la naturaleza: unos gigantescoschorros de partículas que se extiendena velocidades cercanas a la de la luz hastadistancias mucho mayores que la propia galaxiaque los alberga. Esos chorros constituyenuna de las características más espectacularesde los cuásares y una de las mejores fuentespara su estudio.La primera observación de un chorro acontecióen 1917. La realizó Heber D. Curtis enM87. A pesar de esta primera detección en elóptico, fueron necesarios otros 60 años paraque se desarrollara la radioastronomía y conella un mejor conocimiento de la naturalezade los chorros y su relación con los AGN.RadiointerferometríaLa mayor parte de la radiación emitida por loschorros de los AGN se concentra en las longitudesde onda milimétricas y centimétricas,es decir, en el rango de las emisiones de radio.Semejante acotamiento supuso inicialmenteun inconveniente, dada la pobre resoluciónde los radiotelescopios comparada con la delos telescopios que observan las longitudesde onda del visible.El poder resolutivo de un instrumento quetrabaja en el límite de difracción viene dado,aproximadamente, por la razón entre la longitudde onda de la observación y la aperturadel instrumento. Así, para obtener imágenescon una resolución angular de 1 segundo dearco en el óptico (alrededor de los 550 nm)necesitaríamos un telescopio de unos 14 cm,mientras que a longitudes de onda de radio(alrededor de 1 cm) tendría que ser de unos2,5 km de diámetro. Esto hizo pensar quela radioastronomía estaría siempre relegadaa un papel secundario frente a la astronomíaóptica.La solución del problema provino del desarrollode una técnica de observación, la interferometría.Por esta idea de brillante simplicidadobtuvo Martin Ryle el premio Nobel defísica en 1974. No podemos construir una antenade varios kilómetros de diámetro, pero símúltiples antenas y combinarlas, conjugar susseñales como si fuesen secciones distintas deuna mucho mayor, tan grande como la máximaseparación entre ellas. Mediante semejanteproceder se consigue una resolución igual a laque se obtendría con esa antena equivalente,aunque no la misma sensibilidad. Para que lasensibilidad fuese igual, sería necesario que lasantenas del sistema interferométrico cubriesenentre todas el área de la antena equivalente;en la práctica resultaría tan difícil y costosocomo construir una única antena.Martin Ryle se percató entonces de la posibilidadde registrar la señal recibida en cadaantena durante un largo período de tiempo;de ese modo, la propia rotación de la Tierrapropicia que las antenas (o elementos del interferómetro)cubran una mayor superficie de laantena equivalente. Dicho técnicamente: así seobtiene un mejor cubrimiento del denominadoWOLFGANG STEFFEN Y JOSE LUIS GOMEZ FERNANDEZ (composición); NRAO/AUI (Cygnus A)34 INVESTIGACION Y CIENCIA, septiembre, 2009

plano u-v, que no es más que la representaciónde la superficie de la antena equivalente.Las señales de las distintas antenas se combinancomo en el interferómetro de Michelson.La señal que se recibe en cada antenase procesa en el correlador, dispositivo quecompensa el retraso en la llegada de la señal acada una de las antenas, para lo cual requierede un modelo complejo de todas las variablesque pueden influir; por ejemplo, la propiarotación terrestre. El correlador construye elpatrón de interferencias, o función de visibilidad(amplitud y fase), para cada par de antenas(para cada “línea de base”). Esta técnica esconocida como interferometría de muy largabase (VLBI, por su acrónimo en inglés).Uno de estos interferómetros es el VLBA,consistente en 10 radiotelescopios de 25 metroscada uno repartidos por Estados Unidos,desde Hawai hasta las islas Vírgenes. Con esteinstrumento es posible sintetizar una antenaequivalente tan grande como la propia Tierra;así se obtienen imágenes a longitudes de ondade radio con una resolución angular del ordende 0,15 milisegundos de arco. Tamaña capacidadde observación no tiene comparación enotras ramas de la astronomía; es, por ejemplo,unas 500 veces superior a la obtenida con eltelescopio espacial Hubble en longitudes deonda del visible.3C120WOLFGANG STEFFEN, JOSE LUIS GOMEZ FERNANDEZ Y CRAIG WALKER (NRAO/AUI)La radiogalaxia 3C120Uno de los objetos más interesantes para profundizaren el conocimiento de los chorrosen AGN y su relación con los ANSM quealbergan es la radiogalaxia 3C120. Esta galaxiase caracteriza por emitir una enorme cantidadde radiación a lo largo del espectro electromagnético,desde longitudes de onda de radiohasta rayos X, con luminosidades que superanlos 10 43 erg s –1 (unos dos mil quinientosmillones de veces mayores que la de nuestroSol). Se debe semejante cantidad de energíaa la acreción de material galáctico en torno aun agujero negro central que tiene una masaunos 30 millones de veces la solar.Las primeras observaciones de interferometríaa longitudes de onda de radio, llevadas acabo en los años ochenta, revelaron que 3C120presenta un chorro que se extiende hasta distanciasdel orden de 100 Kpc, muy superioresal tamaño en el óptico de la propia galaxiaque lo contiene. Este chorro, al que podemosconsiderar representativo de los que hay en losAGN y en los sistemas binarios —de estrellay un objeto muy compacto, quizás un agujeronegro— a los que se llama microcuásares,transporta materia y energía desde las regionesmás centrales de la galaxia hasta el medio intergaláctico.A lo largo de esas distancias enormes,los chorros se mantienen muy colimados, conángulos de apertura que en la mayoría de loscasos es inferior a un grado.Gracias al análisis del espectro de emisión,es decir, de cómo varía ésta en función delrango de energía considerado, podemos descubrirel mecanismo por el que los chorrosemiten grandes cantidades de energía en longitudesde onda de radio. La mayoría suelemostrar un espectro bastante plano: emitenuna cantidad de energía muy similar, independientementede la longitud de onda deradio a la que observemos. Esta distribucióndifiere de la esperada para un cuerpo negro, unobjeto con una emisión característica determinadapor la temperatura a la que se encuentre;es, por ejemplo, el caso de una estrella. Deahí que se diga que la emisión de los chorroses de naturaleza no térmica.Sin embargo, el espectro se ajusta bien alesperado para una radiación de tipo sincrotrón,la radiación que emiten las partículascargadas muy energéticas cuando se hallan5. IMAGENES DEL CHORRORELATIVISTA de la radiogalaxia3C120 a diferentes escalasangulares.INVESTIGACION Y CIENCIA, septiembre, 2009 35

6. OBSERVACIONES DE RADIO-INTERFEROMETRIA permitenestudiar la evolución temporalde la emisión en el chorro dela radiogalaxia 3C120 con unaresolución angular hasta 500veces mejor que la ofrecida porel telescopio espacial Hubbleen el rango óptico.inmersas en un campo magnético. La cantidadde energía emitida es inversamente proporcionala la masa de la partícula elevada a lacuarta potencia. Por tanto, la mayor parte dela radiación sincrotrón que proviene de loschorros tiene que haber sido producida porelectrones de muy altas energías que viajan alo largo de los chorros, que a su vez contienenun campo magnético.Una de las características de la radiaciónsincrotrón estriba en lo siguiente: la energíaliberada por el electrón, así como la frecuenciaa la que la emite en su mayor parte, esproporcional a su energía inicial. Se configuraasí una estratificación en el chorro, tanto enla cantidad de energía como en la frecuenciaa la que es emitida. Las regiones más internasdesprenden una gran cantidad de energía, ylo hacen fundamentalmente mediante fotonesde energías muy altas, correspondientes alongitudes de onda del óptico, o incluso enrayos X. A medida que los electrones viajan alo largo del chorro y van perdiendo energía,radian cada vez menos energía y lo hacen alongitudes de onda crecientes.La estructura más interna de los chorros,su “núcleo”, presenta por lo general una emisiónópticamente “gruesa”. Quiere decir quela mayor parte de la emisión que se genera enesta región es absorbida por la propia fuente.Sólo la emisión generada en las capas másexternas puede escapar y llegar hasta nuestrosradiotelescopios. De esta manera, al igual queuna espesa niebla no nos permite ver qué haydetrás, la fuerte autoabsorción de la emisión enel núcleo nos impide observar sus capas másinternas. Por eso, resulta más difícil analizarcuáles son los procesos físicos desarrollados enesa región, que presenta un interés especial,pues ahí se generan los chorros. A medida quevamos recorriendo el chorro, alejándonos delnúcleo, vemos que éste suele presentar unasregiones de emisión más intensa; se les da elnombre de componentes.¿Velocidades mayoresque la de la luz?Gracias a la relativa cercanía de la radiogalaxia3C120, situada a sólo unos 125 Mpc, las observacionesde interferometría de muy largabase con el VLBA a una longitud de ondade 7 mm nos permiten estudiar el chorro de3C120 con una resolución espacial de unos0,07 pc. Para hacernos una idea de la óptimaresolución alcanzada: con ella apreciaríamos losdetalles de un balón de baloncesto situado enla Luna. Podemos así acercarnos a las regionesmás internas del chorro de 3C120 y estudiar suevolución en el transcurso del tiempo. Graciasa este tipo de observaciones, uno de los autores(Gómez) y sus colaboradores han realizado unseguimiento mensual durante casi dos años delchorro de 3C120. De ese empeño salió unode los estudios más detallados hasta la fechasobre dichos objetos.Las regiones de emisión más intensa, o“componentes”, del chorro muestran un comportamientocaracterístico de estas fuentes,pero no por ello menos intrigante: su movimientoproyectado en el plano del cielo esmucho más rápido que la luz. La primera vezque se observó el movimiento superlumínico, enlos años setenta, se pensó que violaba la teoríade la relatividad de Einstein. Sin embargo, esperfectamente explicable dentro de la teoríade la relatividad, y nos ha permitido constatarun hecho de suma importancia en el estudiode los chorros en AGN: el material que viajaa lo largo de los chorros ha de hacerlo a unavelocidad que, si bien no es superior a la velocidadde la luz, ha de hallarse muy cercanaa la misma (del orden del 90 % o superior);además, ha de viajar en una dirección cercanaa la de la visual.Los ANSM y su entornoEl estudio detallado de la evolución de la estructuradel chorro en la radiogalaxia 3C120ha puesto de manifiesto la importancia de suinteracción con el medio a través del cual sepropaga. Como ya hemos dicho, se trata deun medio poco homogéneo, con regiones demayor densidad, o nubes, que orbitan en tornoal agujero negro central supermasivo. Elingente pozo de potencial del agujero negrohace que las nubes más internas presentenelevadas velocidades de rotación; se creanasí nubes de alta velocidad, responsables delíneas de emisión con amplias anchuras re-JOSE LUIS GOMEZ FERNANDEZ Y FERMIN GOMEZ FERNANDEZ (composición)36 INVESTIGACION Y CIENCIA, septiembre, 2009

MOVIMIENTO SUPERLUMINICOCuando medimos, en los chorros relativistas, movimientosproyectados en el plano de observación, sus velocidadespueden superar la velocidad de la luz. Se habla entonces de movimientossuperlumínicos, sin que por ello se viole una de las premisasfundamentales de la teoría de la relatividad: nada puede viajar másrápido que la luz.Consideremos una región de emisión (una “componente”) queviaja a lo largo del chorro con una velocidad v (cercana a la de la luz)y formando un ángulo pequeño θ con respecto al observador. Emitedos pulsos de luz separados por un intervalo de tiempo Δt, como semuestra en la figura. El primer pulso de luz viaja hacia el observadora la velocidad de la luz c: recorre durante este intervalo una distanciacΔt en su camino hacia el observador. Mientras tanto, la componentese mueve a lo largo del chorro a una velocidad muy cercana a c;por eso, cuando emite el segundo pulso de luz Δt más tarde, ya harecorrido una distancia en dirección al observador que viene dadapor su proyección en esa dirección, igual a vΔtcosθ. De ese modo,el segundo pulso ha de recorrer una distancia hasta el observadormenor que el primero, dada por cΔt – vΔtcosθ (en azul en la figura).Esto supone que los pulsos de luz llegarán al observador con unadiferencia de tiempos igual a la que necesita la luz para viajar estadistancia, que es igual a (cΔt – vΔtcosθ)/c, o lo que es lo mismoΔt(1 – βcosθ), en donde β = v/c.Esto nos permite calcular fácilmente la velocidad aparente v apmedida por un observador en el plano del cielo: es igual a la distanciarecorrida por la componente proyectada en el plano de observación,igual a vΔtsenθ, dividida por la diferencia en los tiempos de llegadade los dos pulsos de luz que hemos calculado antes: Δt(1– βcosθ). Portanto v ap = (vsenθ)/(1 – βcosθ), o en unidades de la velocidad de laluz (dividiendo por c) β ap = (βsenθ)/(1 – βcosθ).Es fácil, por tanto, ver que, dependiendo de la velocidad del materialen el chorro y de su orientación relativa con respecto al observador,podemos llegar a medir velocidades proyectadas en el plano delcielo mayores que la de la luz. Por ejemplo, para una componente quese mueva, con un ángulo con respecto al observador de 20 o , a unavelocidad de β = 0,9 (es decir, el 90 % de la de la luz) mediríamos una velocidad proyectada en el plano de observación de aproximadamenteel doble de la velocidad de la luz. Se han llegado a medir en chorros de AGN velocidades superlumínicas de hasta unas 40 veces la de la luz.c tv t cos v t sen v tWOLFGANG STEFFEN Y JOSE LUIS GOMEZ FERNANDEZlativas. En las partes más alejadas, tenemosnubes de menor velocidad y densidad, conlíneas de emisión más estrechas. Aunque sedesconoce la distribución de estas nubes,se espera que tengan unas densidades lo suficientementegrandes para que la probabilidadde colisión del chorro con una resultebastante alta.El análisis de la evolución de la emisiónpor parte de algunas componentes del chorro3C120 muestra indicios de una intensa interaccióncon una nube de ésas. Contrariamentea lo esperado, la emisión de algunasde estas componentes presenta un aumentobrusco cuando se encuentran en una regióndel chorro situada a unos 8 pc del núcleo. Elaumento, que acontece en sólo unos meses,viene acompañado por una reordenación yrotación progresiva del campo magnético.Para explicar estos cambios necesitamosque una región del chorro, o componente,colisione con una nube. Durante la colisiónse produce una onda de choque, que aumentala energía de los electrones del chorro, asícomo su densidad. Esta onda de choque debeal mismo tiempo producir una realineacióndel campo magnético, lo cual explicaría elaumento en la emisión linealmente polarizada.Si el aumento brusco de la emisión esinusual, lo es también su repentina disminución.Para poder explicarla ha de haber unaopacidad extra, procedente probablemente dela propia nube.Podemos hacer una estimación de cuálesson los parámetros esperados para esta nube apartir de las variaciones en la emisión, tanto enflujo total como en el linealmente polarizado.A partir de la medida de la rotación y de laINVESTIGACION Y CIENCIA, septiembre, 2009 37

RADIOGALAXIA 3C1200 2 4 6 8Ascensión recta relativa (miliarcosegundos)opacidad calculada, podemos establecer la columnade densidad necesaria: se obtienen unosvalores intermedios entre los que se calculanpara las regiones de nubes de líneas anchas ylos de las nubes de líneas estrechas. Por tanto,el chorro se hallaría interaccionando con unanube de un tamaño de unos 0,5 pc, con unadensidad electrónica de unos 5 × 10 4 cm –3 y uncampo magnético de unos 0,4 microgauss.7. SECUENCIA DE IMAGENES del chorro en lagalaxia 3C120 obtenidas con el radiointerferómetroVLBA. Estas muestran regiones de emisión convelocidades en el plano del cielo entre 4 y 5 vecesmayores que la de la luz.Formación de los chorrosAún desconocemos en gran medida cómo elsistema constituido por el agujero negro y sudisco de acrecimiento propicia la formación enlos AGN de un par de chorros que transportanmateria y energía en sentidos opuestos a lolargo del eje de rotación del agujero negro. Sinembargo, se trata de un proceso harto comúnen la naturaleza: no sólo se da en los AGN,sino también en estrellas en formación, púlsaresy microcuásares y, probablemente, en laserupciones de rayos gamma, es decir, en lossistemas donde se produce acreción de materiaen torno a un objeto masivo central. Parece queestas distintas situaciones astrofísicas compartenuna misma regla: la velocidad del material queforma los chorros es cercana a la velocidad deescape del sistema. Puesto que para un agujeronegro la velocidad de escape es la velocidadde la luz, los chorros que se observan en losAGN, y en otros sistemas con un agujero negrocentral, suelen presentar una velocidad cercanaa esa velocidad límite de la naturaleza.Las observaciones de la radiogalaxia 3C120nos permiten indagar en los procesos quedan lugar a la formación de los chorros. Suespectro de emisión en rayos X se caracterizapor una componente débil (es decir, deenergías relativamente bajas) originada en laszonas más internas del disco de acrecimiento,junto con una componente más energéticaproveniente de una corona de electrones demuy alta energía, que reprocesan la emisióndel disco. A ello debemos añadirle una líneade emisión de hierro que sugiere que la emisióndel disco de acrecimiento es mucho másintensa que la que se origina en las regionesmás internas del chorro.Por tanto, si observamos la radiogalaxia3C120 en rayos X estaremos observando laszonas internas del disco de acrecimiento, mientrasque si lo hacemos en longitudes de onda deradio estaremos captando fundamentalmente laemisión que proviene del chorro. Observacionessimultáneas en ambas regiones del espectroelectromagnético deberían, por consiguiente,proporcionarnos información sobre la posibleconexión entre el disco y el chorro.Con este fin, Alan P. Marscher, de la Universidadde Boston, y sus colaboradores (entrelos que se encuentra uno de los autores,Gómez) han llevado a cabo una campaña deobservaciones de 3C120 en rayos X con elRXTE (satélite Rossi para la observación derayos X) y, simultáneamente, con los radiotelescopiosde la Universidad de Michigan,Metsähovi (en Finlandia) y el radiointerferómetroVLBA. Tras más de tres años de observaciones,se ha podido comprobar que la emisiónen rayos X (en el rango entre 2,4 y 20 keV)de 3C120 suele presentar disminuciones en suintensidad, siempre seguidas, alrededor de unmes más tarde, de un aumento de la emisióna longitudes de onda de radio.Según algunas hipótesis, la bajada en laemisión en rayos X puede deberse a una disminuciónen la eficiencia con la que el discoemite radiación, relacionada con cambios enla configuración de su campo magnético. Porotro lado, es posible que la bajada en la emisiónen rayos X obedezca a una disminución enla cantidad de materia que emite en rayos Xen las zonas más internas del disco de acrecimiento.Es decir: una sección más interna deldisco “desaparece”. La pregunta, por tanto, es:¿adónde va? Dada su cercanía al horizonte desucesos del agujero negro central, y puesto queel material que cruza este horizonte deja de servisible desde nuestro universo, la hipótesis másrazonable es que la materia que desaparece lohace porque la engulle el agujero negro.De manera sistemática, la bajada en rayos Xviene seguida por un aumento en la emisiónen radio, que, como sabemos, se origina sobretodo en los chorros. Por lo tanto, no todo elmaterial que desaparece de la zona más internadel disco es engullido por el agujero negro;una parte debe inyectarse en los chorros queobservamos en radio. Si la hipótesis esbozadaes correcta, las imágenes de interferometríadeberían mostrar la aparición de nuevas componentesen el chorro mejor orientado conrespecto al observador; y eso es justamente loque muestran las observaciones realizadas conel VLBA. Nuevas componentes superlumínicasaparecen en el chorro cada vez que baja laemisión en rayos X, y producen el aumento enla emisión en longitudes de onda de radio.Las componentes presentan una velocidadmedia del orden de cinco veces la velocidad dela luz. Por tanto, en un mes, entre la disminuciónde la emisión en rayos X y su apariciónen el chorro, viajan una distancia, proyectadaen el plano del cielo, de unos 0,15 mili-JOSE LUIS GOMEZ FERNANDEZ Y SCIENCE38 INVESTIGACION Y CIENCIA, septiembre, 2009

segundos de arco. De ello se sigue que elagujero negro no se encuentra exactamentedonde se origina el chorro, sino que hay unaregión entre el agujero y el chorro en la queéste es a todos los efectos invisible, y no poropacidad alguna, sino quizá porque el materialque lo forma necesita cierta distancia hastaalcanzar una energía lo bastante alta para quela radien procesos de tipo sincrotrón e inversoCompton (en el que los fotones ganan energíaa expensas de la materia) y resulte observablepor nuestros telescopios.La correlación observada entre la emisiónen rayos X y radio en 3C120 viene a confirmarnuestra suposición de que los chorrosque observamos se generan en la acreción dematerial en torno a un objeto central compactode enorme masa que debe de poseer unhorizonte de sucesos. Ahora bien, la posesiónde un horizonte de sucesos distingue a losagujeros negros frente a otros pozos de potencialgravitatorio intenso. Nos encontramos,pues, con una de las pruebas más claras de laexistencia de un agujero negro supermasivo enel corazón de una galaxia activa.Con anterioridad, habían observado uncomportamiento muy similar Félix Mirabel,hoy en el Observatorio Europeo del Sur, y LuisF. Rodríguez, de la Universidad Autónoma deMéxico, en el microcuásar GRS1915+105. Eneste caso, la masa del agujero negro responsablede la actividad del sistema es de “tan sólo” unas10 veces la del Sol, es decir, unos 3 millonesde veces menor que en 3C120. Esta razónentre las masas de los agujeros negros parecedeterminar el “factor de escala” entre ambossistemas, algo esperable por otro lado, pues elfactor en cuestión debe guardar relación conla razón de tamaños de los correspondienteshorizontes de sucesos, que a su vez es directamenteproporcional a la masa de los agujerosnegros. Los microcuásares que encontramos ennuestra propia galaxia parecen ser una versióna escala reducida de los enormes AGN queencontramos repartidos por el universo. Encierta medida, constituirían una especie depequeños laboratorios donde se podría estudiaren intervalos de minutos lo que requeriría añosde observación en los cuásares.Como hemos visto, uno de los lugares másprometedores para un estudio así es el propiocentro de nuestra galaxia. Imágenes conla mejor resolución angular disponible en laactualidad, del orden de 100 microsegundosde arco, nos acercan al horizonte de sucesosa una distancia igual a unas decenas de vecessu tamaño. La imagen directa de la enormedistorsión producida en el espaciotiempo querodea al agujero negro se encuentra, por tanto,a sólo un orden de magnitud de mejora de laresolución angular alcanzada.Según lo expuesto, tamaña capacidad deresolución angular es posible gracias a observacionesde interferometría de muy larga basecreadas por la combinación de radiotelescopiosrepartidos por toda la superficie terrestre. Elsalto extra en resolución angular, hasta alcanzarlos 10 microsegundos de arco (o menor),requiere de un aumento en la apertura del interferómetro(de la distancia máxima entre lasantenas que lo forman) o de una disminuciónen la longitud de onda de observación.La primera de tales opciones alternativasnos llevaría necesariamente a utilizar antenasen órbita terrestre; combinadas con las situadasen la superficie, nos permitirían extenderla apertura del interferómetro hasta distanciassuperiores al tamaño de la Tierra. Nos referimosa una vía explorada ya con éxito por laagencia espacial japonesa, que en 1997 pusola antena de 8 metros de diámetro HALCAen una órbita con un apogeo de 21.400 km.Supone un aumento en un factor de aproximadamentetres en la distancia máxima entreLos autoresJosé Luis Gómez Fernándezy Wolfgang Steffen estudianlos chorros relativistas presentesen núcleos de galaxias activas yotros flujos astrofísicos. Gómez escientífico titular del Instituto deAstrofísica de Andalucía (CSIC),en Granada, donde realizó sutesis doctoral, tras la que completósu formación en el Institutode Astrofísica de la Universidadde Boston y el departamento deastronomía de la Universidad deManchester. Steffen realizó sutesis doctoral en el Instituto deRadioastronomía de la SociedadMax Planck, en Bonn, y completósu formación en el departamentode astronomía de la Universidadde Manchester, siendoactualmente investigador titulardel Instituto de Astronomía de laUniversidad Nacional Autónomade México, en su sede deEnsenada.WOLFGANG STEFFEN Y JOSE LUIS GOMEZ FERNANDEZFotografiar un agujero negroProbablemente, uno de los mayores retos delos próximos años será el de obtener imágenesdirectas del horizonte de sucesos de unagujero negro. Se trataría, sin duda, de unade las pruebas más claras de la existencia deestos objetos, a la vez que supondría uno delos mejores laboratorios para comprobar laspredicciones de la teoría de la relatividad deEinstein.8. LOS CAMPOS MAGNETICOSanclados en el disco de acrecimientotransfieren partede su energía a los chorrosrelativistas.INVESTIGACION Y CIENCIA, septiembre, 2009 39

9. MAXIM, al multiplicar por un millónla resolución del Telescopio EspacialHubble, ampliaría las imágenes que ésteofrece (derecha) del núcleo de la galaxiaM87, hasta el punto de que el agujeronegro que debe de encontrarse allí,y del que parte el chorro de partículasvisible en la imagen del Hubble, sepercibiría como en la ilustración inferior.BibliografíacomplementariaFLASHING SUPERLUMINAL COM-PONENTS IN THE JET OF THE RADIOGALAXY 3C120. J. L. Gómez,A. P. Marscher, A. Alberdi,S. G. Jorstad, C. García-Miróen Science, vol. 289, pág. 2317;2000.OBSERVATIONAL EVIDENCE FORTHE ACCRETION-DISK ORIGINFOR A RADIO JET IN AN ACTIVEGALAXY. A. P. Marscher,S. G. Jorstad, J. L. Gómez,M. F. Aller, H. Teräsranta,M. L. Lister, A. M. Stirlingen Nature, vol. 417, pág. 625;2002.http://www.nrao.edulas antenas del interferómetro. Sin embargo,este aumento de la separación entre antenas nose ha podido trasladar a un aumento en la resoluciónangular, pues la mínima longitud deonda a que podía operar HALCA es de 6 cm,muy superior a la longitud en que puedentrabajar las antenas de la superficie terrestre(entre 7 y 3 mm). No obstante, HALCA hapermitido constatar la viabilidad de la ideay de futuras misiones de VLBI con antenasen órbita, como su sucesora, VSOP-2, aún enproyecto, o la misión RadioAstron (de la agenciaespacial rusa), con las que se pretendealcanzar resoluciones angulares del ordende 10 microsegundos de arco.De igual manera se están realizando esfuerzospara mejorar la resolución angular graciasa una disminución de la longitud de onda deobservación. Supone un imponente desafíodesde el punto de vista técnico, aunque ya seha avanzado cierto trecho en esa dirección,con observaciones de VLBI a longitudes deonda de 1 mm.A más largo plazo podría llevarse la técnicade la interferometría hasta el rango energéticode los rayos X. El proyecto MAXIM, de laNASA, se propone colocar en órbita un conjuntode 32 telescopios de rayos X con unaseparación máxima entre sí de 200 m, lo quepermitiría alcanzar una resolución angular de0,1 microsegundos de arco. El interferómetroestá ideado para poder observar los rayos Xemitidos por las zonas más internas de losdiscos de acrecimiento en torno a agujerosnegros supermasivos justo cuando el materialalcanza el horizonte de sucesos y su imagense queda congelada en el tiempo antes de quelo engulla el agujero negro.Una vía alternativa a la observación directade un agujero negro consiste en la detecciónde las huellas que deja su enorme gravedad.Variaciones bruscas en la gravedad, como lasproducidas en sistemas binarios de agujerosnegros, generan ondulaciones del propio espaciotiempo,similares a las que observamosen un estanque al lanzar una piedra. La detecciónde estas ondas gravitatorias abriría unaventana novedosa a nuestra forma de ver elcosmos. Con este fin, la ESA y la NASA estándesarrollando conjuntamente el proyectoLISA (“Antena Espacial de Interferometría porLáser”), cuyo lanzamiento está previsto para2012. Contará con tres telescopios en órbitasolar separados 5 millones de kilómetros. Podrádetectar, por vez primera, las ondas gravitatoriasproducidas por la formación de agujerosnegros, su coalescencia en sistemas binarios eincluso las fluctuaciones gravitatorias generadasen la propia formación del universo.Los avances realizados en los últimos deceniosnos permiten ser optimistas acerca de laposibilidad de resolver cuestiones fundamentalesasociadas con la naturaleza de los agujerosnegros supermasivos, como su formación y surelación con el entorno galáctico. Sobre esosfundamentos avanzaremos en el conocimientode la formación de los chorros relativistas ysabremos por qué algunos convierten a sugalaxia anfitriona en un AGN, mientras otrosparecen estar en una situación de letargo, debaja actividad, como el situado en el centrode nuestra galaxia.NASA/HST (arriba); BENJAMIN C. BROMLEY (abajo)40 INVESTIGACION Y CIENCIA, septiembre, 2009