Por qué Sgr A* acreta materia de forma tan ineficiente

Sgr A*, el agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea, ha sido observado por el telescopio espacial Chandra de rayos X. Hay una fuente puntual rodeada por una región de 2″ (segundos de arco) con estrellas muy débiles y nubes de gas. El 99% de este gas no alcanza el horizonte de sucesos de Sgr A*, porque el flujo de entrada es casi equilibrado por un flujo de salida, impidiendo que la materia capturada en esta región llegue a acercarse al horizonte. Por ello el brillo de Sgr A* en rayos X es un millón de veces menor del esperado (pues su tasa de acreción debería ser de 10^-5 masas solares por año). Que la materia cercana a Sgr A* sea eyectada es una predicción de los modelos teóricos RIAF (por Radiatively Inefficient Accretion Flows) para agujeros negros que acretan materia de forma muy ineficiente. En los próximos meses una gran nube de gas colisionará con Sgr A* y debería provocar un incremento de su luminosidad en un factor de un millón confirmando estos modelos teóricos. Habrá que estar al tanto. Nos lo cuenta Jeremy D. Schnittman, «The Curious Behavior of the Milky Way’s Central Black Hole,» Science 341: 964-965, 30 Aug 2013, que se hace eco de Q. D. Wang et al., «Dissecting X-ray–Emitting Gas Around the Center of Our Galaxy,» Science 341: 981-983, 30 Aug 2013.

Qué sabemos de la gigantesca nube de gas caliente que rodea nuestra galaxia

No me gusta nada esta espectacular recreación artística que acompaña a la noticia del día, «La Vía Láctea está rodeada de una gigantesca nube de gas caliente,» lainformacion.com, 25/09/2012. «El observatorio de rayos X Chandra descubre un gigantesco halo de gas caliente a su alrededor. Tiene cientos de miles de años luz y su masa es como la de todas las estrellas de la Vía Láctea. El observatorio Chandra midió ocho fuentes de rayos X situadas fuera de la galaxia y analizaron la forma en que los iones de oxígeno son absorbidos selectivamente en las proximidades de la galaxia. Si el tamaño y la masa estimadas de esta nube son correctas, el descubrimiento podría poner fin al conocido problema de los «bariones perdidos» de la galaxia.» Según las medidas cosmológicas del fondo cósmico de microondas el 73% del universo es energía oscura, el 23% es materia oscura y el 4% es materia (bariónica); por tanto, del total de la «materia» el 83% es materia oscura y el 17% es materia bariónica (recuerda 4/23*100=17). Sin embargo, en las estrellas y en el halo galáctico de la Vía Láctea solo se observa una pequeña parte de la materia (bariónica) que debería haber. El nuevo estudio apunta a una solución a este problema, la materia (bariónica) que falta estaría en la nube de gas ionizado de alta temperatura que rodea a nuestra galaxia. La noticia original es «The Milky Way’s Hot Gas Halo,» NASA, 24/09/2012, y «Galactic Halo: Milky Way is Surrounded by Huge Halo of Hot Gas,» Chandra, 24/09/2012.

Cualquiera que me lea va a pensar que tengo algo en contra de José Manuel Nieves, pero es que últimamente está sembrado. Su noticia «Una gigantesca nube de gas ardiente envuelve la Vía Láctea,» ABC.es, 25/09/2012 (lo de «ardiente» por «ionizado» tiene connotaciones que omitiré comentar), nos explica que los datos de los telescopios Chandra de la NASA (EEUU), XMM-Newton de la ESA (Europa), y Suzaku de la JAXA (Japón) han logrado determinar que «la temperatura del halo oscila entre los 100.000 y los 250.000 grados centígrados» [de dónde habrá sacado estos números, la noticia de la NASA pone entre 1 y 2,5 millones de grados], «varios cientos de veces más caliente que la superficie del Sol; [además] la masa del gas es realmente enorme, oscilando entre la de 10.000 y 60.000 millones de soles, quizá incluso más aún» [de hecho, el artículo original habla de más de 60.000 millones de soles]. La nube «se extiende como mínimo hasta varios cientos de miles de años luz» [el radio estimado es de unos 300 mil años luz], «pero podría llegar incluso a rodear todo nuestro grupo local de galaxias. Sea como sea, su masa es realmente enorme.» ¿Por qué no se ha detectado este halo extragaláctico con anterioridad? Porque «la densidad estimada del halo es tan baja que otros halos similares alrededor de otras galaxias han pasado, hasta ahora, inadvertidos.» Me parece que todo esto requiere una aclaración.

Lo primero, la noticia ya apareció antes del verano, cuando el artículo de Gupta et al. apareció en ArXiv y ha sido refrescada por la aceptación para publicación en MNRAS del artículo de Prateek Sharma, Michael McCourt, Ian J. Parrish, Eliot Quataert, «On the Structure of Hot Gas in Halos: Implications for the Lx-Tx Relation & Missing Baryons,» arXiv:1206.4314, Subm. 19 Jun 2012, que incorpora resultados de modelos numéricos. El artículo de Gupta et al. ya fue publicado en agosto en una revista internacional, A. Gupta, S. Mathur, Y. Krongold, F. Nicastro, M. Galeazzi, «A huge reservoir of ionized gas around the Milky Way: Accounting for the Missing Mass?,» The Astrophysical Journal Letters 756: L8, 2012 [arXiv:1205.5037, Subm. 22 May 2012]. Estos autores enviaron a MNRAS una versión más larga y detallada de dicho artículo Massimiliano Galeazzi, Anjali Gupta, Kevin Huffenberger, Eugenio Ursino, «Detection of X-ray Emission from the Warm-Hot Intergalactic Medium through the Angular Autocorrelation Function with Chandra,» arXiv:1205.5753, Subm. 25 May 2012.

Lo segundo, ¿cuál es el problema de la masa bariónica perdida? La teoría del big bang predice la cantidad de materia (bariónica) que se formó durante la nucleosíntesis primordial. Las medidas de la masa de las estrellas y del gas frío en las galaxias solo explica el ∼ 3% de dicha cantidad (ver siguiente párrafo). Por increíble que parezca, falta el 97% restante. La mayoría de los astrofísicos opinan que esta masa bariónica que falta se debe encontrar en el gas caliente altamente ionizado que se ha observado en el medio intergaláctico (llamado WHIM por Warm–Hot Intergalactic Medium). Estimar la cantidad de WHIM en el universo es difícil y muchos astrofísicos han recurrido a estimarla en el entorno de nuestra galaxia, la Vía Láctea.

Las estimaciones de la masa total de la Vía Láctea (basadas en su interacción con el resto de galaxias del Grupo Local) indican un valor alrededor de 2 billones de masas solares (200 × 10¹⁰ M⊙); este valor incluye el disco, el halo y el entorno circumgaláctico. La masa de sus estrellas del disco galáctico totaliza unos 0,05 billones de masas solares y el gas frío (en forma atómica o molecular) totaliza unos 0,01 billones de masas solares, totalizando unos 6 × 10¹⁰ M⊙, es decir, un 3% de su masa total. Si la materia (bariónica) es el 17% de la materia del universo, debería haber 34 × 10¹⁰ M⊙, por tanto ¿dónde está la materia que falta? Desde hace una década se cree que debe formar parte del gas caliente (o ionizado) que se encuentra más allá del halo galáctico, en el medio circumgaláctico. Las estimaciones de la cantidad de este gas ionizado se basaban en lo que ahora se llama gas «cálido» (warm), con temperatura inferior a un millón de grados, y arrojaban un valor inferior al necesario para explicar toda la materia bariónica.  ¿Dónde está el gas ionizado circumgaláctico que falta?

El nuevo artículo ha estudiado el efecto del gas ionizado de alta temperatura, entre uno y diez millones de grados, que no había sido estudiado con anterioridad. Han estudiado su efecto en las líneas de absorción del oxígeno (O-VII y O-VIII) con corrimiento al rojo z=0, detectadas por telescopios espaciales de rayos X en varios lugares del cielo. Estas observaciones indican la presencia de gas ionizado a entre 1,8 y 2,4 millones de grados, con una densidad muy baja que se extiende por una región enorme, de unos 239 ± 100 kilopársecs (unos 780 ± 326 miles de años luz) de radio; asumiendo el límite inferior, 139 kilopársecs, la masa total de unos 6,1 × 10¹⁰ M⊙, una masa similar a la masa del disco y gas frío de la Vía Láctea. Sumando todos los números tenemos una masa de unos 0,12 billones de soles para explicar los 0,34 billones de soles, pero los autores creen que el valor observado se puede extrapolar. Han introducido su resultado en modelos de simulación numérica del entorno circumgaláctico y han concluido que la nueva observación permite explicar de forma razonable toda la materia bariónica que falta (de hecho, los modelos numéricos predicen filamentos de gas gas ionizado circumgaláctico que conectan todas las galaxias del Grupo Local al que pertenece la Vía Láctea). Esta concordancia nos puede llevar a afirmar que se ha resuelto el problema de la materia bariónica. Sin embargo, en mi opinión, todavía es pronto para proclamarlo a los cuatros vientos. Medidas más detalladas en los próximos años serán claves para dar por resuelto este problema.

Por último, ¿cuál puede ser el origen del halo de gas ionizado con una temperatura de más de un millón de grados? Se han propuesto varios modelos para explicar la alta temperatura de este gas. Un halo de gas caliente puede ser consecuencia natural de la formación de la galaxia, ya que así lo predicen muchos modelos por ordenador de formación galáctica. Explosiones de supernovas que se encuentran fuera del plano galáctico pueden haber calentado el gas. Finalmente, también se ha propuesto que las supernovas en el propio disco galáctico pueden actuar como motores de fuentes de gas caliente que siembran el halo a partir del propio gas más frío del disco. Esta última explicación es la más razonable a la vista de los nuevos resultados y de simulaciones numéricas como la mostrada más abajo. Ver, por ejemplo, David B. Henley et al., «The Origin of the Hot Gas in the Galactic Halo: Confronting Models with XMM-Newton Observations,» ApJ 723: 935 (2010) [arXiv:1005.1085], y Alex S. Hill et al., «Vertical structure of a supernova-driven turbulent magnetized ISM,» ApJ 750: 104 (2012) [arXiv:1202.0552].

Por cierto, ¿por qué no me gusta nada la imagen que abre esta entrada? Por varias razones. Las simulaciones numéricas mediante superordenadores indican que el halo circumgaláctico tiene una estructura filamentosa (que en mi opinión el artista ha retratado fatal). La densidad del halo circumgaláctico es muy inferior a la densidad media de la Vía Láctea, lo que no queda bien reflejado en la imagen. Además, aunque en la noticia se habla de 100 kpc, en la imagen el artista utiliza un valor más próximo a 239 kpc. En cualquier caso, la recreación artística es espectacular.

PS: ¿Qué es la temperatura de un gas ionizado?  César @EDocet me ha criticado y con razón por no aclarar qué significa el concepto de temperatura en el contexto de un gas. La temperatura de un gas es una medida de la energía cinética media de sus moléculas (o iones si el gas está ionizado). Cuando las moléculas se mueven más rápido, la temperatura es más alta. Para el gas ionizado circumgaláctico, una temperatura de un millón de grados equivale a una energía por ión entre 0,4 y 1 keV (la masa de un electrón en energía con unos ~500 keV). ¿Te quemarías a un millón de grados si estuvieras en el espacio circumgaláctico como si estuvieras en el infierno? Obviamente, no. El espacio circumgaláctico está vacío, mucho más vacío que el mejor vacío que podemos lograr en la Tierra. La densidad es ridícula, más o menos, ~10^-4 cm^-3, es decir, hay un ión por cada 10 litros de volumen de espacio. Solo un ión en 10 litros. Más vacío casi imposible, aunque la densidad media del universo es de 1,9 × 10^-7 cm^-3. El concepto de temperatura para gases tan poco densos solo tiene sentido en regiones inmensas del universo.

El problema de la energía oscura y el origen de las supernovas de tipo Ia

Galaxias estudiadas con su luminosidad en la banda K, su número predicho de enanas blancas acretando materia, su luminosidad total observada con Chandra, es decir, rayos-X en el rango de 0,3 a 0,7 KeV, y el valor predicho. Debes comparar las dos últimas columnas. (c) Nature.

Una gran sorpresa a nivel cósmico. Las supernovas tipo Ia son las candelas estándar para la determinación de distancias en el universo a distancias cosmológicas, ya que todas presentan una curva de luz que decae en el tiempo de forma muy similar, y son las grandes responsables de que se crea que la energía oscura existe. ¿Por qué explotan las enanas blancas? Todo el mundo pensaba que superaban el límite teórico de Chandrasekhar para su masa debido a que absorbían (acretaban) materia de una estrella compañera. ¿Por qué todas tienen curvas de luz tan similares? Porque todas alcanzaban el límite de Chandrasekhar por debajo de la misma forma y su estado en el momento de la explosión era prácticamente el mismo. Sin embargo, algunos investigadores también habían propuesto la fusión/colisión de dos enanas blancas como posible explicación. ¿Cómo distinguir ambos procesos? En el primero, se observaría una emisión de rayos X debido a la acreción de material mucho más intensa. La solución, recurrir al Observatorio Espacial de rayos X llamado Chandra. Un artículo, publicado hoy en Nature [1], ha encontrado que, al menos en galaxias jóvenes y cercanas, la emisión de rayos X es muy débil, entre 30 y 50 veces menor de lo esperado para el escenario de acreción, por lo que habría que descartar dicho mecanismo y considerar que las fusiones de enanas blancas son el origen principal de las supernovas Ia en estas galaxias. Un resultado completamente inesperado. Una gran sorpresa, ya que se conocen poquísimos sistemas binarios con pares de enanas blancas. Más aún teniendo en cuenta que las simulaciones numéricas indican que la fusión de enanas blancas no permite explicar bien la uniformidad en la curva de brillo de las supernovas Ia que está en la base de su uso para medir distancias cosmológicas. El mecanismo de acreción podría explicar sólo el 5% de las supernovas tipo Ia en galaxias jóvenes, ¿qué pasará en galaxias viejas? Sólo los observatorios espaciales podrán obtener una respuesta definitiva. ¿Afectarán estos estudios a la cantidad de energía oscura predicha en el universo? 

En español os gustará la traducción de Kanijo, «Qué hace que estallen las supernovas,» Ciencia Kanija, 18 Feb. 2010, de un artículo de Space.com [comentarios en Menéame]. 

[1] Marat Gilfanov, Ákos Bogdán «An upper limit on the contribution of accreting white dwarfs to the type Ia supernova rate,» Nature 463: 924-925, 18 February 2010.

[2] «Making the paper: Marat Gilfanov,» Nature 463: 848, 18 February 2010.

En 2008, Marat Gilfanov, un astrofísico del Instituto Max Planck de Astrofísica en Garching, Alemania, fue anotando algunas cifras relativas al resplandor de la emisión de rayos X de algunas fuentes en la galaxia Andrómeda, cuando se dio cuenta de que podría tener la respuesta a cómo se producen las supernovas tipo Ia (SN Ia). Se le ocurrió testear el modelo de acreción de materia en enanas blancas para explicar la explosión utilizando como firma la radiación X de la materia que cae en la enana blanca, una señal distintiva que se observaría hasta 10 millones de años antes de la explosión de la SN Ia. El otro modelo en competencia, la fusión de dos enanas blancas, sólo debería presentar una emisión de rayos X fuerte justo antes de la explosión. Gilfanov afirma que hizo «un cálculo preliminar tipo la «cuenta de la vieja» (back-of-the-envelope) y los números indicaban que habría hasta 3 órdenes de magnitud de diferencia en la emisión de rayos X observada en Andrómeda entre lo esperado por ambos mecanismos.»

Marat Gilfanov, director de la tesis de Ákos Bogdán.

Para estar seguros, Gilfanov y su estudiante de doctorado Ákos Bogdán decidieron estudiar la emisión de rayos X de seis galaxias cercanas, todas «jóvenes» (early-type)que contienen muy poca cantidad de gas neutro y polvo que podría dificultar la observación de los de rayos X de emisión por acreción de las enanas blancas. El resultado ya lo hemos comentado, encontraron un flujo medio de rayos X entre 30 y 50 veces menor que el que se prevee en el escenario de acreción. Su conclusión es que la gran mayoría, al menos el 95%, de las supernovas de tipo Ia en galaxias jóvenes son resultado de la fusión de enanas blancas binarias.

Gilfanov y Bogdan han pasado casi un año estudiando la teoría y los datos experimentales con objeto de tener en cuenta todos los modos de acreción posibles y los diferentes tipos de galaxias. «Muchas veces nos íbamos a la cama pensando «¡hice un gran descubrimiento!,» por a la mañana siguiente, tras volver a verificar los datos, todo se esfumaba en el aire.» Saber que tienes en las manos un artículo que puede ser «la bomba» y que podrías publicar en Nature te obliga a repasar los cálculos y observaciones una y otra vez hasta estar completamente seguro de tus afirmaciones.

Obviamente, este no es el punto final de la historia. El mecanismo responsable de la explosión de supernovas tipo Ia en otros tipos de galaxias podría ser completamente diferente. Más aún, incluso podría ocurrir que los astrofísicos teóricos descubrieran otros mecanismos diferentes para la explosión de las supernovas Ia que expliquen mejor los datos observados. Nos recuerda Gilfanov que «en los modelos por ordenador, los científicos pueden hacer estallar enanas blancas justo por debajo de la masa crítica, pero estas explosiones numéricas a veces se parecen poco a lo que realmente se observa en el Universo.» 

Colisión de dos enanas blancas debido a que la radiación gravitatoria las hace acercarse mutuamente. (C) Nature.

Permitidme que añada que la simulación magnetohidrodinámica de explosiones de supernovas Ia es un problema computacional que requiere una potencia de cálculo sólo alcanzable en los mayores supercomputadores y que estudiar y comparar diferentes mecanismos requiere muchísimos años de trabajo. La primera simulación de una explosión de supernova tipo Ia mediante el mecanismo de fusión de enanas blancas se obtuvo por investigadores compañeros de Gilfanov en el Max Planck y se publicó a principios de este año en Nature [3,4]. Lograron simular por ordenador la colisión entre dos enanas blancas de la misma masa produciendo una explosión de supernova Ia de tipo subluminoso, aunque tuvieron que considerar que la parte exterior de las enanas blancas estaba formada sólo por un material (cuando se suele suponer que contiene dos, carbono y oxígeno) y tuvieron que tomar una masa bastante alta de ~0.9 M_⊙ (casi la masa del Sol). La curva de luminosidad obtenida por ordenador es muy similar a la observada en supernovas de tipo Ia subluminosas como 1991bg. Sorprendió mucho que la masa de las dos enanas blancas en colisión tenga que ser tan alta, cuando el límite de Chandrasekhar es del orden de 1,4 M_⊙. Este tipo de simulaciones tendrán que mejorar mucho en los próximos años para entender, gracias a ellas, cómo explotan el 95% de las supernovas Ia en galaxias jóvenes por colisión de enanas blancas, como el trabajo de Gilfanov parece indicar, la mayoría de las cuales no son del tipo subluminoso.

En español os gustará leer la noticia en Alejandro Tropea, «Explosiones violentas en el espacio. Los astrónomos simulan cómo las estrellas enanas blancas se fusionan y convierten en una supernova,» Universo a la vista, 7 de enero de 2010 (traducción de «Violent explosions in space. Astronomers simulate how white dwarf stars merge and become a supernova,» Max Planck News, January 7th, 2010). Los interesados en saber «¿Por qué no explotan las supernovas simuladas?,» disfrutarán con la noticia de Axxon.com.ar enlazada [que yo quise menear en Menéame pero se me adelantaron].

[3] Rüdiger Pakmor et al., «Sub-luminous type Ia supernovae from the mergers of equal-mass white dwarfs with mass ~0.9M_⊙,» Nature 463: 61-64, 7 January 2010.

[4] D. Andrew Howell, «Supernovae: A smashing success,» News, Nature 463: 35-36, 7 January 2010.