acumulando polvo

Cada estrella crece en su propio horario. La etapa de protoestrella es como la adolescencia impredecible de una estrella. Cuando su disco de acreción se estabiliza y el material deja de caer en el núcleo, se convierte en una estrella de secuencia principal. Es posible que todavía haya un disco de escombros y que los planetas cercanos aún puedan descubrir dónde están orbitando, pero la acumulación se ha detenido en gran medida. Sin embargo, eso no significa que no habrá más ganancias en el futuro de la estrella. Dependiendo de su masa, una vez que se complete la fusión, pasará a ser una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro, todos los cuales pueden formar sus propios discos de acreción.

El suministro de esta nueva placa puede provenir de una variedad de fuentes. Los objetos compactos como las enanas blancas y los agujeros negros pueden absorber gas de una estrella compañera. Una enana blanca también puede atraer material que bombeó en la fase anterior de gigante roja. Y a medida que los agujeros negros crecen y se fusionan en agujeros negros supermasivos (SMBH) en los centros de las galaxias, extraen material de las vastas estrellas errantes, nubes y nebulosas dentro de la propia galaxia.

A medida que el material cae del disco sobre el objeto central, ya sea una estrella, un planeta o una singularidad, libera energía en forma de radiación. El disco en sí también irradia mientras gira alrededor del pozo de gravedad y se calienta, con varios factores como la viscosidad, la fricción y la velocidad que hacen que algunas partes estén más calientes que otras. Cuanto más fuerte sea la succión del objeto central, más fuerte será la radiación emitida, ya que el gas se puede convertir en plasma. La innovadora imagen de 2019 del agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia M87 no muestra el agujero en sí, sino la sombra del agujero negro sobre el plasma cargado que lo rodea.

Un agujero negro gana masa a partir de lo que acumula con el tiempo. Pero si bien entendemos cómo se forman los agujeros negros del tamaño del Sol, no sabemos cómo los SMBH se hicieron tan grandes. Por ejemplo, el SMBH en el centro de Whirlpool Galaxy (M51) en Canes Venatici tiene una masa equivalente a 1 millón de soles. No hay forma de que un solo agujero negro pequeño de masa estelar acumule suficiente material para crecer tanto en la edad actual del universo.

«Este es uno de los mayores misterios de la investigación de los agujeros negros», dice Joanna Piotrowska, estudiante de doctorado en la Universidad de Cambridge. Las leyes de la física limitan la rapidez con la que un objeto puede acumular materia, lo que se denomina límite de Eddington. Por encima de este límite, la radiación del disco de acreción es tan intensa que expulsa el material, evitando una mayor acreción. «La masa de [SMBHs] excede lo que se espera de la acumulación continua en el límite de Eddington durante la vida útil de nuestro Universo”, dice Piotrowska.

Una solución propuesta es que las SMBH eran inicialmente grandes. Quizás en el Universo primitivo, incluso antes de las primeras estrellas, había nubes moleculares con las condiciones adecuadas para colapsar instantáneamente en singularidades. El telescopio espacial James Webb podría arrojar algo de luz sobre este tema oscuro cuando esté en línea este año. Fue diseñado específicamente para ver las primeras galaxias y estrellas, y estas formaciones primordiales podrían ayudarnos a comprender la distribución inicial de materia potencialmente colapsable.



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