Gracias al telescopio espacial de rayos X Chandra, los astrónomos han descubierto el agujero negro estelar más grande observado hasta la fecha: tiene la masa de unos 16 Soles. Una estrella compañera de gran masa se encuentra junto al agujero negro, y la existencia de este sistema binario pone en cuestión los modelos astrofísicos actuales sobre el final de las estrellas masivas.

Imagen compuesta de rayos X / Visible de M33 X-7 y su estrella compañera. Crédito: Rayos X: NASA/CXC/CfA/P.Plucinsky et al.; Visible: NASA/STScI/SDSU/J.Orosz et al.

El sistema se encuentra en la Galaxia del Triángulo (también conocida como M33 y NGC598), una galaxia espiral cercana a la nuestra (se encuentra a unos tres millones de años-luz). En una región de estrellas jóvenes y brillantes de esta galaxia se encontraba, en el pasado, un sistema compuesto por dos estrellas muy grandes. Una de ellas, en un momento dado, se convirtió en supernova y dejó tras de sí un agujero negro; la otra brilla aún con gran luminosidad. Este sistema binario tiene varias características inusuales.

En primer lugar, utilizando Chandra y el telescopio _ emini_ de Mauna Kea, Hawaii, los científicos han estimado la masa del agujero negro, etiquetado como M33 X-7, que ha resultado ser de 15.7 veces la masa de nuestro Sol, lo que lo convierte en el agujero negro estelar más grande observado jamás. Desde luego, conocemos agujeros negros mucho mayores, pero siempre se trata del resultado de tener muchas estrellas relativamente cerca, de modo que sus masas acaben combinándose: es el caso de los_ agujeros negros supermasivos_ en el núcleo de galaxias, o los de masa intermedia en cúmulos globulares, pero no de agujeros negros procedentes de una única estrella.

Aquí puedes ver una animación que, utilizando imágenes de rayos X y visible, muestra la galaxia M33 y desde ahí hace zoom hasta el sistema binario: puedes verla en formato MPEG o Quicktime.

Pero la gran masa de este agujero negro no es lo único inusual del sistema: la estrella tiene la masa de unos 70 Soles, lo que la convierte en la estrella compañera de un agujero negro más masiva observada hasta hoy. De hecho, relativamente pronto (en escala astronómica, claro) esta estrella seguirá el camino de su hermana y se convertirá en supernova y, finalmente, en un segundo agujero negro.

Imagen al canto (puedes pinchar en ella para ver una versión a mayor resolución, pedazo de fondo de pantalla) y, a continuación, una breve descripción de lo que ves en ella:

Crédito: NASA/CXC/M.Weiss.

En la imagen puedes ver la estrella compañera, una estrella joven y brillante de color azulado. A su lado, en la parte derecha de la imagen, se encuentra M33 X-7, el agujero negro, rodeado de un disco rojizo. Este disco, denominado disco de acreción, es el resultado del viento estelar, el material desprendido por la estrella compañera, parte del cual es capturado por la intensa atracción gravitatoria del agujero negro. El material atrapado cae en una trayectoria espiral hacia el agujero negro, y detrás del agujero puedes ver una especie de “sombra”, la región del espacio en la que no hay viento estelar puesto que el material ha sido capturado ya por el agujero negro.

Pero además de eso la representación artística muestra otros dos efectos del agujero negro: por un lado, incluso el material que no puede ser capturado por él se ve afectado por la gravedad del agujero, lo cual ha sido representado en la imagen como ondulaciones en el viento estelar cerca del agujero. La intensísima gravitación del agujero negro es capaz, incluso, de “estirar” la estrella compañera levemente hacia sí, lo que se ha mostrado en la imagen como una zona más oscura de la estrella encarando al agujero negro.

La cuestión es que la existencia de este sistema y sus características son incompatibles con los modelos actuales sobre el final de las estrellas masivas. La razón es relativamente fácil de explicar: cuando una estrella muy grande (como la que dio origen a este agujero negro) se convierte en supernova, el proceso es extraordinariamente violento y se desprenden cantidades ingentes de material. Dicho mal y pronto, la estrella se libera de sus capas como una cebolla, y el núcleo “desnudo” es lo que se convierte, finalmente, en el agujero negro. Como puedes comprender, la masa del agujero es mucho más pequeña que la de la estrella original.

Pero, visto hacia atrás en el tiempo, esto quiere decir que la estrella que originó M33 X-7 tuvo que ser mucho más grande que 16 Soles. De hecho, tuvo que ser mucho mayor que la estrella aún superviviente. Y ahí está el problema: tenía que ser tan grande que la estrella superviviente debería haber estado dentro de ella. Dicho de otra manera: el radio de la estrella original era mayor que la distancia entre el agujero negro y la estrella compañera, y esto no tiene sentido.

Una posible explicación, naturalmente, es que antes de la supernova las dos estrellas estuvieran algo más lejos, y se hayan acercado después. Pero el problema es que, aunque estuvieran algo más lejos (y los astrónomos no piensan que pudieran estar muy lejos), deberían haber compartido durante un tiempo sus atmósferas exteriores. Y, cuando esto ocurre y una de las estrellas se convierte en supernova, una enorme cantidad de masa -de ambas estrellas- sale desprendida al espacio… lo cual hubiera supuesto que el agujero negro resultante nunca podría haber llegado a tener la masa de 16 Soles.

Sin embargo, existe otra explicación posible: que los modelos sobre el final de las estrellas masivas no siempre sean correctos. Es posible que algunas de ellas pierdan mucho menos material de lo que pensábamos cuando se convierten en supernovas. Si la estrella original que dio lugar a este agujero negro no era tan grande como para englobar a su compañera, tuvo que perder diez veces menos masa al convertirse en supernova que lo que las teorías actuales predicen: ¡no es precisamente una corrección menor! Pero, de ser así, esto explicaría otras observaciones más fácilmente que hasta ahora, por ejemplo la reciente y brillantísima supernova SN 2006gy. La estrella que originó la supernova no tendría que ser tan gigantesca como se suponía hasta ahora, si algunas veces este tipo de estrellas pierden mucho menos material que lo pensado hasta ahora.

Naturalmente, esta respuesta lleva a más preguntas: ¿por qué? ¿Por qué algunas estrellas masivas pierden enormes cantidades de masa y otras pierden hasta diez veces menos? ¿Qué diferencia a unas de otras? Así es la ciencia…

Pero es que aún hay otra característica inusual más en ese sistema: M33 X-7 es el primer agujero negro observado que es eclipsado por su estrella compañera. Aunque esto no parezca muy importante, es de una utilidad enorme para los astrónomos: midiendo la duración de los eclipses y el tiempo entre ellos, han podido estimar con una gran precisión la masa del agujero y la estrella. Por cierto, otra cifra astronómica que pone los pelos de punta: estos dos objetos de masa inimaginable para nosotros giran alrededor del centro de gravedad común dando una vuelta cada tres días y medio. Esta velocidad de pesadilla es lo que permite que sigan siendo aún objetos separados.

Las características extremas de este sistema binario lo convierten en un “campo de pruebas” excepcional para las teorías astrofísicas sobre la formación de agujeros negros estelares. Las conclusiones extraídas hasta ahora son el fruto de las primeras observaciones, pero esperemos que, con el tiempo, este par de objetos estelares nos permitan refinar mucho más nuestros modelos teóricos y entender mejor un proceso tan fascinante.

Para saber más: *NASA*.