Un agujero negro supermasivo como ningún otro, pero óptimo para la vida

Tengo un problema con las películas de Star Wars. Cada película de la saga se abre con las famosas palabras: “En una galaxia muy, muy lejana”. Los astrónomos hemos observado miles de galaxias muy, muy lejanas y, desafortunadamente para Luke Skywalker y sus amigos, ninguna posee las características que sustentan la vida avanzada. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es la única galaxia amigable a la vida que conocemos.

La lista de características necesarias para la vida es larga. En las últimas semanas, meses y años, los astrónomos han descubierto otra característica más de la Vía Láctea (MWG por sus siglas en inglés) que la hace especialmente calificada para albergar vida avanzada. Posee un agujero negro supermasivo como ningún otro.

Como expliqué en el blog de la semana pasada, un agujero negro supermasivo tiene una masa que excede un millón de veces la masa del Sol. Todas las galaxias medianas, grandes y gigantes poseen un agujero negro supermasivo (SMBH por sus siglas en inglés) en la parte central de su núcleo. Justo fuera de sus horizontes de sucesos, estos SMBH emiten una radiación letal que imposibilita la vida avanzada en estas galaxias. A veces, esta radiación es tan poderosa que hace que la vida avanzada sea imposible en todas las galaxias cercanas.

SMBH en la Vía Láctea
Si la radiación de los SMBH en otras galaxias es mortal, ¿por qué no podemos decir lo mismo de la radiación del SMBH en nuestra galaxia? Parte de la respuesta a esta pregunta es que la MWG posee un SMBH de masa excepcionalmente baja. Su SMBH pesa solo 4,02 ± 0,16 millones de masas solares..1 Esta baja masa establece un límite en la cantidad de radiación letal que puede emanar del SMBH de la MWG.

La baja masa de nuestro SMBH local es realmente extraordinaria. Los astrónomos han determinado correlaciones consistentes entre cuatro características diferentes de galaxias y las masas respectivas de los SMBH de las galaxias:

  1. Número de cúmulos globulares que orbitan alrededor de la galaxia2
  2. Masa del bulbo central de la galaxia3
  3. Luminosidad de la galaxia4
  4. Velocidad de dispersión (rango de velocidades) de las estrellas en el bulbo central de la galaxia5

Un cúmulo globular es un conjunto muy denso de entre 100.000 a 10.000.000 de estrellas (ver figura 1). El bulbo central de una galaxia se refiere a su núcleo, donde la densidad de estrellas es igual o cercana a la densidad de estrellas de un cúmulo globular (ver figura 2). La velocidad del gas en el bulbo central de la galaxia es directamente proporcional a la masa de su SMBH. La velocidad del gas puede ser difícil de medir. Afortunadamente, la velocidad de dispersión de las estrellas en un bulbo central es más fácil de medir y se ha demostrado que se correlaciona estrechamente con la velocidad del gas.

Figura 1: Cúmulo Globular Omega Centauri. Crédito de la imagen: European Southern Observatory

Figura 2: Bulbo Central de la galaxia NGC 3344. El bulto central es la región blanca sólida de forma ovalada. Para la mayoría de las galaxias, el bulbo central contiene aproximadamente la mitad de las estrellas de la galaxia. Crédito de la imagen:NASA/ESA/Telescopio espacial Hubble/STScI

Sin embargo, los astrónomos Kastytis Zubovas y Andrew King han demostrado que las mediciones de masa de SMBH difieren según el tipo de galaxia anfitriona.6 Por ejemplo, estas correlaciones indican masas de SMBH más altas para galaxias elípticas supergigantes ubicadas en los núcleos de grandes cúmulos de galaxias que para galaxias elípticas de campo que existen fuera o en los márgenes de los cúmulos de galaxias. Asimismo, estas correlaciones indican masas de SMBH más altas para las galaxias elípticas de campo que para las galaxias espirales. Y entre las galaxias espirales, otros astrónomos han demostrado que lasgalaxias espirales que manifiestan una estructura de barra central tienden a poseer SMBH ligeramente menos masivos que las galaxias espirales sin una estructura de barra central.7

Debido a que la MWG es una galaxia espiral que posee una estructura de barra central (ver figura 3), los astrónomos esperarían una masa de SMBH algo menor que lo que indicarían las cuatro correlaciones en función de las propiedades promedio de la población conocida de galaxias. Sin embargo, la MWG posee una masa de SMBH mucho más baja de lo que implicaría este pequeño ajuste.

Figura 3: Estructura de la Vía Láctea. Este mapa de la MWG se construyó a partir de observaciones en todo el espectro electromagnético de múltiples componentes de la galaxia. Crédito de la imagen:NASA/JPL-Caltech/R. Hurt

La masa del SMBH de la Galaxia de Andrómeda concuerda con las cuatro correlaciones. Dado que la MWG posee la misma masa que Andrómeda (la masa total de ambos = 1,5 billones de masas solares)8 y ambas son galaxias espirales con una barra,9 el SMBH de la MWG debería tener aproximadamente la misma masa. En cambio, es unas veinte veces menos masivo.

SMBH Óptimo
Que el SMBH de la MWG sea veinte veces menos masivo que los SMBH de otras galaxias del mismo tamaño y estructura significa que el SMBH de nuestra galaxia tiene unas veinte veces menos potencial para emitir radiación letal desde las regiones justo fuera de su horizonte de sucesos. Ese factor de veinte veces es una de las razones por las que la vida avanzada es posible en la MWG.

Otra razón importante por la que puede existir vida avanzada en la MWG es que su SMBH es muy silencioso en la actualidad. La cantidad y la intensidad de la radiación letal emitida por un SMBH dependen de la cantidad de gas, polvo, cometas, asteroides, planetas y/o estrellas que son atraídos hacia el horizonte de sucesos del SMBH. Los SMBH en las galaxias cercanas consumen una estrella de tipo solar en promedio una vez cada 100.000 años.10 Cuando eso sucede, una llamarada brillante que dura varios meses arroja radiación letal por toda la galaxia. Las estrellas más pequeñas que el Sol se consumen en estas galaxias aproximadamente una vez cada 10.000 años, lo que resulta en una radiación letal que dura varios días o semanas. Estas galaxias también consumen nubes moleculares de gas en escalas de tiempo que van desde una vez por siglo hasta una vez cada pocos milenios, lo que también da como resultado la emisión de radiación mortal que dura días o semanas.

En comparación, el SMBH de la MWG produce pequeñas erupciones que duran solo unas horas, pero ocurren casi a diario.11 En 2012, un equipo de tres astrónomos demostró que estar rodeado de supernubes de Oort de cometas y asteroides explica la casi continua actividad de alta radiación de las regiones fuera de los horizontes de sucesos de SMBHs en núcleos galácticos activos. Es probable que algún tipo de nube de Oort rodee a todos los SMBHs.12 Una nube de Oort relativamente modesta que rodea al SMBH de la MWG explica las diminutas llamaradas frecuentes observadas.13

Como han señalado varios astrónomos, el núcleo de la MWG es excepcionalmente silencioso y lo ha sido durante miles de millones de años.14 La baja masa del SMBH de nuestra galaxia, el diminuto tamaño de la nube de Oort que lo rodea y la falta de eventos de fusión con galaxias enanas de tamaños grandes y medianos durante los últimos miles de millones de años explica por qué la vida ha sobrevivido y prosperado en la Tierra durante los últimos 3.800 millones de años. Que el nivel de actividad justo fuera del horizonte de sucesos del SMBH de la MWG haya sido extremadamente tranquilo durante los últimos 10.000 años explica por qué la civilización humana global ha florecido.

El SMBH de nuestra galaxia es como ningún otro. Está exquisitamente afinado y diseñado para hacer posible no solo la existencia de seres humanos sino también la existencia de una civilización global de alta tecnología. Aparentemente, Alguien quería que existieran miles de millones de humanos y que poseyeran alta tecnología y usaran esa tecnología para un propósito específico.

Imagen destacada: Concepción artística de un agujero negro supermasivo
Crédito de la imagen: NASA/JPL-Caltech

Notas
  1. A. Boehle et al., “An Improved Distance and Mass Estimate for Sgr A* from a Multistar Orbit Analysis,” Astrophysical Journal 830, no. 1 (October 10, 2016): id. 17, doi:10.3847/0004-637X/830/1/17.
  2. Rosa A. González-Lópezlira et al., “The Relation between Globular Cluster Systems and Supermassive Black Holes in Spiral Galaxies: The Case Study of NGC 4258,” Astrophysical Journal 835, no. 2 (February 1, 2017): id. 184, doi:10.3847/1538-4357/835/2/184.
  3. Yohei Miki et al., “Hunting a Wandering Supermassive Black Hole in the M31 Halo Hermitage,” Astrophysical Journal 783, no. 2 (March 10, 2014): id. 87, doi:10.1088/0004-637x/783/2/87.
  4. Kayhan Gültekin et al., “The M and M-L Relations in Galactic Bulges, and Determinations of Their Intrinsic Scatter,” Astrophysical Journal 698, no. 1 (June 10, 2009): 198–221, doi:10.1088/0004-637X/698/1/198.
  5. Alper K. Ates, Can Battal Kilinç, and Cafer Ibanoglu, “On the M-σ Relationship and SMBH Mass Estimates of Selected Nearby Galaxies,” International Journal of Astronomy and Astrophysics 3, no. 3A (July 2013): 1–9, doi:10.4236/ijaa.2013.33A001; Wol-Rang Kang et al., “Calibrating Stellar Velocity Dispersions Based on Spatially Resolved H-Band Spectra for Improving the MBH* Relation,” Astrophysical Journal 767, no. 1 (April 10, 2013): id. 26, doi:10.1088/0004-637X/767/1/26.
  6. K. Zubovas and A. R. King, “The M-σ Relation in Different Environments,” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 426, no. 4 (November 2012): 2751–57, doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21845.x.
  7. Markus Hartman et al., “The Effect of Bars on the M*e Relation: Offset, Scatter, and Residuals Correlations,” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 441, no. 2 (June 2014): 1243–59, doi:10.1093/mnras/stu627; Sergei Navakshin, Chris Power, and Andrew R. King, “The Observed M-σ Relations Imply that Super-Massive Black Holes Grow by Cold Chaotic Accretion,” Astrophysical Journal 753, no. 1 (July 2012): id. 15, doi:10.1088/0004-637X/753/1/15.
  8. Laura L. Watkins et al., “Evidence for an Intermediate-Mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions,” Astrophysical Journal 873, no. 2 (March 20, 2019): id. 118, doi:10.3847/1538-4357/ab089f; Prajwal R. Kafle et al., “The Need for Speed: Escape Velocity and Dynamical Mass Measurements of the Andromeda Galaxy,” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 475, no. 3 (April 2018): 4043–54, doi:10.1093/mnras/sty082; Jorge Penarrubia et al., “A Dynamical Model of the Local Cosmic Expansion,” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 443, no. 3 (September 2014): 2204–22, doi:10.1093/mnras/stu879.
  9. Rachel L. Beaton et al., “Unveiling the Boxy Bulge and Bar of the Andromeda Spiral Galaxy,” Astrophysical Journal Letters 658, no. 2 (April 1, 2007): L91–L94, doi:10.1086/514333.
  10. Kastytis Zubovas, Sergei Navakshin, and Sera Markoff, “Sgr A* Flares: Tidal Disruption of Asteroids and Planets?” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 421, no. 2 (April 1, 2012): 1315–24, doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20389.x.
  11. Zubovas, Navakshin, and Markoff, 1315–24.
  12. Sergei Navakshin, Sergey Sazonov, and Rashid Sunyaev, “Are Supermassive Black Holes Shrouded by ‘Super-Oort’ Clouds of Comets and Asteroids?” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 419, no. 2 (January 11, 2012): 1238–47, doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19777.x.
  13. Zubovas, Navakshin, and Markoff, “Sgr A* Flares,” 1315–24.
  14. F. Hammer et al., “The Milky Way, an Exceptionally Quiet Galaxy: Implications for the Formation of Spiral Galaxies,” Astrophysical Journal 662, no. 1 (June 10, 2007): 322–34, doi:10.1086/516727; F. Hammer et al., “The Milky Way and Other Spiral Galaxies,” Assembling the Puzzle of the Milky Way, edited by C. Reylé, A. Robin, and M. Schultheis, EPJ Web of Conferences 19 (February 2012): id. 01004, doi:10.1051/epjconf/20121901004.