Galaxias de núcleo activo

Edgar A. Ramírez y Pedro Paulo B. Beaklini

Imagen: ESO/M. Kornmesser

Las galaxias activas son los objetos más luminosos del Universo. Todo indica que su alta luminosidad se debe a que tienen un hoyo negro gigante en el centro.

Las galaxias son conglomerados de estrellas, gas y polvo. Estos ingredientes giran alrededor de un centro atraídos por la gravedad global de todo este material. Hay galaxias de distintos tamaños, edades y formas. La nuestra, la Vía Láctea, es de forma espiral y tiene en el centro un bulbo donde se concentra el mayor número de estrellas. Como muchas galaxias, la Vía Láctea parece un huevo estrellado: la clara sería el disco espiral y la yema el bulbo brillante del centro. La posición del Sistema Solar en la galaxia no tiene nada de especial. Dista del centro un poco menos de tres quintas partes del radio galáctico y queda un poco por encima del plano medio de la galaxia. El Sol y su grupo de planetas giran alrededor del centro de la Vía Láctea junto con otros 100 000 millones de estrellas, dando una vuelta cada 250 millones de años. Durante toda su existencia el Sol ha dado sólo 25 vueltas completas a la galaxia.

Si dirigimos la vista al centro de la Vía Láctea, es decir, hacia el bulbo, nos encontramos con mayor concentración de estrellas, gas y polvo que dificultan ver directamente lo que hay en el centro porque absorben la luz visible. Por suerte podemos usar telescopios que captan luz de longitudes de onda que el polvo y el gas no pueden absorber. Por ejemplo, ondas infrarrojas. La longitud de onda es la distancia entre crestas consecutivas de una onda. En el mar sería la distancia entre las crestas de olas sucesivas. Si una ola encuentra en su camino una piedra, ésta no le impide seguir de largo porque la piedra es mucho más pequeña que la longitud de onda de la ola. En cambio cuando se interpone un obstáculo más grande —por ejemplo, una isla—, las olas chocan contra el obstáculo y no pueden continuar. El material que se encuentra entre nosotros y el centro de la galaxia prácticamente no absorbe la luz infrarroja porque las partículas de polvo son mucho más pequeñas que las ondas correspondientes a este tipo de luz. La radiación infrarroja puede viajar libremente sin que los granos de polvo la detengan.

Un equipo de astrónomos de Alemania, Estados Unidos, Israel y Francia, dirigido por el alemán Stefan Gillessen, realizó observaciones en infrarrojo de la región más central de la galaxia entre 2002 y 2008 con telescopios del Observatorio Europeo del Sur, localizados en Chile. Los resultados de Gillessen y su equipo fueron publicados en la revista Astrophysical Journal en 2009. Los astrónomos vieron que la posición de las estrellas era distinta en cada una de las imágenes. Con mucha dedicación y cuidado, midieron la posición de las estrellas y notaron que a lo largo de 16 años las estrellas se movían en órbitas bien definidas. Gillessen y sus colaboradores determinaron las trayectorias y velocidad de cerca de una decena de estrellas que giran alrededor del centro de la galaxia, y se sorprendieron de ver que, al parecer, estaban girando alrededor de nada —o, mejor dicho, estaban orbitando un objeto que no se veía—. A partir de las órbitas se puede inferir la masa del objeto central que tiene atrapadas a esas estrellas (en esencia, mientras más rápido giren éstas, mayor tiene que ser la masa del objeto que las está atrayendo). Otro equipo ya había estimado la masa del objeto central a partir de mediciones parciales de las órbitas. Gillessen y sus colaboradores refinaron este resultado. La masa del objeto central es de unas cuatro millones de veces la masa del Sol, lo que significa que el centro de nuestra galaxia alberga una masa 13 000 veces mayor que la estrella más masiva que se conoce hasta hoy (encontrada por el astrónomo británico Paul Crowther, de la Universidad de Sheffield, en 2010). Pero, además, esta gran masa está concentrada en una región menor que una unidad astronómica (la distancia media entre el Sol y la Tierra), lo que implica que el objeto debe ser extremadamente denso.

Los únicos objetos celestes con tales características son los hoyos negros. La investigación de Gillessen y sus colegas confirma que hay un hoyo negro gigante en el centro de nuestra galaxia.

Al centro de la Vía Láctea las estrellas giran alrededor de un hoyo negro que no se ve, pero se “siente” su campo de gravedad (Imagen: NASA).

La Vía Láctea es de forma espiral y tiene un bulbo y una barra en el centro que concentra un mayor número de estrellas. Su forma se asemeja a la de un huevo estrellado (Imágenes: ESO/NASA/JPL-Caltech/M. Kornmesser/R. Hurt).

Galaxias con hoyos

El centro de nuestra galaxia esta relativamente cerca (26 000 años luz) comparado con la distancia a otras galaxias (100 veces más lejos de nuestra vecina más cercana, la galaxia de Andrómeda). Podemos observar las estrellas que están cerca de él, medir sus órbitas y determinar la masa del objeto central. Pero ni con los más grandes telescopios actuales se puede hacer lo mismo para los centros de otras galaxias. La barrera de la distancia nos lo impide. Sin embargo, existe una técnica para estimar la masa central de otras galaxias, que consiste en medir la velocidad de las estrellas localizadas en el disco galáctico (la clara del huevo). Esto es posible gracias al efecto Doppler.

La luz, como el sonido, se propaga en forma de ondas. Cuando una fuente de sonido se mueve, un observador externo oye más agudas las ondas si la fuente se acerca y más graves si se aleja. En las ondas electromagnéticas como la luz visible lo que cambia es el color. El color de las estrellas que se acercan a nosotros se desplaza hacia el extremo azul de la gama de la luz visible, mientras que el color de las estrellas que se alejan se desplaza hacia el extremo rojo. Midiendo el desplazamiento (o corrimiento al rojo o al azul) podemos calcular la velocidad a la que se acercan o se alejan de nosotros. Las estrellas de un lado del huevo estrellado galáctico se verán desplazadas hacia el rojo y las del lado opuesto hacia el azul, lo que nos da una medida de la velocidad de rotación de la galaxia. Ésta, a su vez, nos permite estimar la masa central. Este procedimiento nos ha revelado que otras galaxias también tienen en el centro grandes concentraciones de masa, incluso mayores que las de la Vía Láctea.

Ciertas galaxias tienen, además, centros extremadamente luminosos y calientes. Se les llama galaxias activas, o galaxias de núcleo activo. El núcleo de una galaxia activa puede emitir más energía que el conjunto de todas las estrellas de esa galaxia. Esta gran luminosidad proviene de una región relativamente pequeña, cerca del tamaño del Sistema Solar. Desde lejos, esta región central pequeña que opaca con su brillo al resto de la galaxia se ve como una estrella brillante. ¿Qué puede estar generando esta intensa actividad en el centro de las galaxias activas?

Estructura interior de una galaxia activa. El disco de acreción está formado por el material que cae en espiral hacia el hoyo negro en el centro de la galaxia. Dos chorros de partículas son eyectados de manera perpendicular al disco (Imagen: NASA/CXC/M.Weiss).

Imagen compuesta de Centaurus A, una galaxia de núcleo activo en la que se observan dos radio chorros que emanan del hoyo negro súpermasivo localizado en el centro de la galaxia. Los chorros chocan con el medio intergaláctico formando un frente de choque, y en la imagen también se observa una franja de polvo que impide la visión directa del núcleo (Imagen: ESO/WFI; MPIfR/ESO/APEX/A.Weiss et al.; NASA/CXC/CfA/R.Kraft et al).

Discos calientes

En 1991 la astrónoma estadounidense Meg Urry y sus colaboradores propusieron que las grandes luminosidades que emiten los núcleos activos podrían explicarse por un mecanismo llamado disco de acreción, que disipa energía gravitacional y la convierte en calor. Un disco de acreción es un remolino de material que se forma alrededor de un hoyo negro. Las partículas del material que orbita el hoyo negro chocan unas con otras. Esta fricción las calienta hasta temperaturas muy elevadas a expensas de la energía que las mantiene girando a cierta distancia del objeto. Al perder esa energía, las partículas se van acercando al hoyo negro, donde las capas del remolino se frotan más intensamente y se calientan aún más. Mientras más cerca del hoyo negro, más intensa es la radiación que emite el material del disco de acreción. Así, la periferia del hoyo negro se ilumina con la radiación incandescente que observamos en los núcleos activos.

En algunas galaxias de núcleo activo se ven salir del centro dos chorros de material perpendiculares al disco de acreción. Estos chorros de material se extienden más allá de los confines de la galaxia anfitriona. Los chorros pueden ser tan largos, que en ocasiones chocan con galaxias vecinas. En sus extremos se observan grandes lóbulos con formas que se parecen a las pesas o mancuernas usadas en los gimnasios. Los chorros perpendiculares se ven también, aunque a una escala mucho menor, en los objetos Herbing-Haro (ver ¿Cómo ves? Núm. 166).

Nuestra galaxia no es una galaxia activa. En 1974, con antenas sintonizadas para observar en ondas de radio, Bruce Balick y Robert Brown detectaron una fuente de ondas de radio en el centro de la galaxia. Los investigadores la llamaron Sagitario A* (SgrA*, se pronuncia “sagitario A asterisco”). SgrA* llama la atención por cambiar constantemente de intensidad, lo que indica que no es una fuente como las otras de la Via Láctea. Se parece más a las fuentes de ondas de radio que se encuentran en los centros de otras galaxias. Como en esos otros casos, la radiación que proviene de SgrA* proviene del material que está cayendo en el hoyo negro central de nuestra galaxia. Sin embargo SgrA* es mucho más débil que un núcleo activo.

Aún cabe la posibilidad de que las galaxias activas alberguen, en lugar de un hoyo negro, una estrella supermasiva, o un cúmulo de estrellas apiñadas. Estas dos alternativas podrían explicar las altas luminosidades que observamos, pero ambas posibilidades tienen sus problemas.

Consideremos primero el caso de la estrella central supermasiva. Se sabe que las estrellas supermasivas son poco longevas. Sus vidas son muy breves comparadas con las de las galaxias activas, por lo que no tienen tiempo de desempeñar un papel muy importante en la vida de la galaxia donde viven. Además, una estrella supermasiva no produce los chorros observados en los núcleos activos. Los cúmulos de estrellas sí tienen tiempos de vida comparables con los de los núcleos activos, pero no está claro cómo podría un cumulo producir los chorros. Por lo tanto, ninguna de estas alternativas explica satisfactoriamente todo lo que sucede en los núcleos activos. El consenso actual es que la fuente de energía de las galaxias activas es un hoyo negro supermasivo que va devorando el material que gira a su alrededor en un disco de acreción.

Hoyo negro supermasivo en NGC 3783 (Imagen: ESO/M. Kornmesser).

Modelo unificado

Con el avance de la tecnología y las técnicas de observación, ha sido posible medir propiedades que nos permiten clasificar los distintos núcleos activos de galaxias de acuerdo con las propiedades de su luz, la intensidad con que emiten ondas de radio y su forma. La luz de un objeto astronómico se analiza descomponiéndola por medio de un prisma o una rejilla y examinando las longitudes de onda de las que se compone. Esto da una gráfica de picos o líneas, correspondientes a estas longitudes de onda. La gráfica se llama espectro. Las líneas del espectro de ciertas galaxias activas son delgadas, por lo que a nadie extrañará que se llamen galaxias de líneas delgadas. Otras presentan además líneas anchas, por lo que se les da el nombre de galaxias de líneas anchas. Las que emiten muy intensamente en ondas de radio se llaman radio intensas y las que no, radio calladas.

Se han propuesto modelos para clasificar los núcleos activos. Estos modelos sugieren que todas las galaxias de núcleos activos son los mismos objetos pero vistos desde diferentes direcciones. Es decir, que intrínsecamente todas las galaxias de núcleo activo son iguales, y que les vemos diferentes características simplemente porque las vemos desde distintas orientaciones. Es como ver una mesa desde arriba; se ve como un círculo, pero si la vemos de lado parece una línea sin dejar de ser mesa.

Los primeros intentos para unificar las galaxias con emisión fuerte y no tan fuerte en radio fueron propuestos en 1979 por Peter Scheuer y Anthony Readhead, quienes trabajaban en la Universidad de Cambridge, Inglaterra, y el Instituto de Tecnologia de California, respectivamente. Scheuer y Readhead propusieron que las galaxias de emisión fuerte en radio eran galaxias activas vistas desde arriba y las de emisión baja en radio de lado. De manera independiente y con observaciones en luz visible (en vez de ondas de radio, como hicieron Scheuer y Readhead), Robert Antonucci propuso a principios de la década de los 80 una estructura de polvo que impedía ver directamente el núcleo activo de las galaxias. Sin embargo, fue hasta 1989 cuando el astrónomo holandés Peter Barthel juntó las dos ideas (orientación y estructura de polvo) para unificar las radio galaxias y las galaxias de núcleo activo, sentando las bases del modelo unificado.

La estructura de polvo que propuso Antonucci tiene forma de dona (o toroidal) y su centro sería la parte mas brillante de la galaxia. De ahí provienen los chorros. Esta estructura impide ver directamente la región central cuando la vemos de canto. Cuando la vemos de cara, la región central se hace visible. Según estos modelos unificados, la región que produce las líneas anchas también se encontraría en el centro, y la región que produce las líneas delgadas estaría situada fuera de la estructura toroidal.

El modelo unificado de núcleos activos de galaxias. El hoyo negro y su disco de acreción se encuentran en el centro. Los rodea una estructura toroidal de polvo que puede impedir la visión directa del núcleo; es decir, el ángulo de visión determina qué tipo de núcleo galáctico vemos (Imagen: NASA/A. Simonnet, SSU).

Caminos para la investigación

Estos modelos de unificación explican muchas de las características observadas en las galaxias de núcleos activos. Sin embargo, a pesar de que la estructura toroidal es parte fundamental del modelo, poco se sabe sobre sus propiedades. ¿Cómo se forma? ¿Cuál es su conexión con la estructura externa de la galaxia? ¿Tiene campo magnético? Éstas y otras interrogantes aún quedan por responder.

Actualmente, la comunidad astronómica mundial que se dedica al estudio de los núcleos activos de galaxias se propone caracterizar de mejor forma las propiedades del material que rodea al hoyo negro que se encuentra en el centro de estas galaxias. En particular hay que discernir si la estructura toroidal es homogénea o está formada de muchas nubes de polvo. Para eso se observan los núcleos activos con telescopios potentes, se analizan las observaciones y se aplican modelos para reproducir las observaciones.

En resumen, hemos descubierto que posiblemente la mayoría de las galaxias más grandes contienen un hoyo negro supermasivo en el centro. Puede haber galaxias de baja actividad (como la nuestra) y galaxias con núcleos activos. Las evidencias sugieren que el centro de las galaxias activas alberga una gran cantidad de material que cae en un disco de acreción alrededor de un hoyo negro. El material se amontona alrededor en torno a este objeto y se producen dos grandes chorros de partículas que emiten radiación en frecuencias de radio. Estos chorros salen de manera perpendicular al disco de acreción y se extienden hasta alcanzar grandes distancias. Los modelos unificados sugieren que las galaxias activas son el mismo objeto visto desde distintas direcciones. Gran parte de la actividad científica consiste en encontrar explicaciones unificadas de fenómenos que a primera vista parecen distintos. El estudio de los núcleos activos ya ha avanzado mucho en esa dirección.