La forma del disco de acreción alrededor de un agujero negro se puede determinar mediante la polarización de su emisión de rayos X.

Un equipo de astrónomos del Instituto Astronómico Sternberg de la Universidad Estatal de Moscú, junto con sus colegas italianos, desarrolló un método original para determinar la forma de los discos de acreción alrededor de agujeros negros en sistemas binarios de rayos X y núcleos galácticos activos mediante el análisis del grado de polarización de su emisión de rayos X. Resultó que la emisión de rayos X de los discos de acreción es sensible a la forma del disco y debería estar polarizada linealmente si este tiene una forma delgada de "panqueque". Estas predicciones teóricas se confirmaron mediante observaciones: el método se probó en varios sistemas binarios de rayos X con agujeros negros, así como en una galaxia Seyfert I.

Los objetos cósmicos compactos, como los agujeros negros (BH), siguen siendo misteriosos y esencialmente hipotéticos, a pesar del descubrimiento de numerosos "candidatos a agujero negro" sobre los cuales los astrofísicos albergan pocas dudas (véase, por ejemplo, la noticia " El agujero negro de la galaxia M87: un retrato interior ", Elements, 14 de abril de 2019). Su investigación plantea numerosas preguntas que siguen sin respuesta. Por ejemplo, no existe una comprensión clara de lo que ocurre en las inmediaciones de los BH. En concreto, hasta hace poco, los científicos solo podían realizar conjeturas teóricas sobre la forma de los discos de materia que caen en los BH (véase el problema "Acreción de discos "). Hace décadas se propusieron diversas teorías sobre la estructura de los discos de acreción , pero aún faltaban datos experimentales que permitieran determinar cuál describe mejor la realidad. Esta situación cambió tras el lanzamiento del telescopio espacial Imaging X-ray Polarimetry Explorer ( IXPE ), que ayudó a los científicos a obtener datos que podrían revolucionar los libros de texto de astrofísica.

Existen tres formas principales posibles para un disco de acreción: un "cilindro", una "esfera" y una "tortita" delgada y plana (Fig. 2). Los primeros cálculos de los astrofísicos soviéticos en la década de 1970 apuntaban a una forma plana, pero era imposible verificar esta suposición en aquel momento: los telescopios y los métodos de análisis de datos tenían una capacidad limitada para penetrar tan profundamente en las proximidades de los agujeros negros.

Las observaciones de agujeros negros realizadas con el IXPE han confirmado lo que los científicos solo sospechaban previamente: la emisión de rayos X de los discos de acreción está polarizada . Además, su polarización es lineal y depende del espesor óptico del disco, así como de su orientación espacial. Esto último fue predicho por los físicos soviéticos R. Sunyaev y L. Titarchuk en 1985, basándose en cálculos teóricos que se ajustaban estrictamente a la teoría relativista de transferencia radiativa (R. Sunyaev, L. Titarchuk, 1985. Comptonización de la radiación de baja frecuencia en discos de acreción: Distribución angular y polarización de la radiación dura ).

Ahora, científicos de la MSU han verificado la relación previamente propuesta entre el grado de polarización, el espesor óptico y el ángulo entre el plano del disco y la dirección del observador, utilizando una amplia gama de mediciones polarimétricas y observaciones espectrales sincrónicas realizadas por los telescopios espaciales NICER , NuSTAR y Swift . Es importante destacar que la confirmación de la relación entre la polarización, el espesor del disco y su orientación confirma inmediatamente la forma del disco de acreción: ¡es plano! Pero primero lo primero.

En 1973, N. Shakura y R. Sunyaev propusieron una idea pionera sobre cómo se forma la emisión de rayos X en sistemas binarios compuestos por una estrella normal y un objeto compacto (p. ej., un agujero negro, Fig. 3). Esta idea cuenta actualmente con la aceptación general de la comunidad astronómica mundial. La esencia reside en la liberación de cuantos de rayos X durante la formación de un disco de acreción alrededor del agujero negro, teniendo en cuenta la viscosidad de la materia que fluye desde la estrella donante hacia el agujero negro (N. Shakura, R. Sunyaev, 1973. Agujeros negros en sistemas binarios. Aspecto observacional ). El disco de acreción es un gigantesco remolino o rosquilla de gas caliente y polvo cósmico que se forma cuando la materia de la estrella es atraída por la colosal gravedad del agujero negro. Esta materia no cae directamente en el agujero negro, sino que gira a su alrededor, acelerando a velocidades enormes y calentándose hasta millones de grados. Es la principal fuente de información sobre los agujeros negros, y los astrónomos pueden utilizar su brillante luz para estudiar sus propiedades.

El primero en concluir que la polarización de la radiación podía observarse en sistemas binarios fue hecho por Chandrasekhar en 1946 (S. Chandrasekhar, 1946. On the Radiative Equilibrium of a Stellar Atmosphere ). Él demostró que en una atmósfera de dispersión de electrones plano-paralela, la transferencia radiativa conduce a su polarización. Sin embargo, la solución de Chandrasekhar estaba destinada a la dispersión pura en una atmósfera semi-infinita y todavía no tenía en cuenta la geometría del disco y la dispersión de la radiación con la adquisición de energía de fotones (es decir, Comptonización). R. Sunyaev y L. Titarchuk (en el artículo mencionado anteriormente de 1985) fueron los primeros en calcular la distribución angular y espacial de la radiación dispersada (durante un tiempo mayor que el tiempo promedio) para cualquier profundidad óptica.

La polarización de la radiación depende de la temperatura del disco de acreción y del grado de ionización de su plasma. Además, el estado de ionización también depende de la densidad. De hecho, un disco de acreción clásico emite radiación característica de un cuerpo negro perfecto (N. Shakura, R. Sunyaev, 1973. Agujeros negros en sistemas binarios. Apariencia observacional ). Esta radiación se dispersa repetidamente en la nube Compton caliente, y solo esta radiación se dispersa a energías de 2-8 keV (este es precisamente el rango en el que IXPE mide la polarización). Es decir, es esta radiación la que sufre comptonización al reflejarse en la superficie plana del disco, y es sensible a los parámetros físicos del disco (Fig. 3).

¿Qué ocurre dentro del disco? ¿Es posible la polarización de la radiación de rayos X allí? Dentro del disco, toda la radiación está en equilibrio térmico y no se dispersa en absoluto, pero si se emite un fotón de cuerpo negro, se absorbe inmediatamente (véase G. Rybicki, A. Lightman, 1979. Procesos Radiativos en Astrofísica ). Sin embargo, en la nube Compton caliente, los fotones de cuerpo negro sí se dispersan, ganando energía.

Como se mencionó al principio de este texto, la forma del disco de acreción ha sido objeto de debate entre los astrofísicos durante mucho tiempo. Según diversas fuentes, puede ser esferoidal, plano o lenticular (convexo o cóncavo). Esto se debió en parte a las observaciones ópticas de la polarización de la radiación de rayos X procedente de galaxias en las que se forman discos de acreción alrededor de agujeros negros supermasivos. Sin embargo, estas observaciones no permitieron comprender dónde se produce realmente la polarización de la radiación de rayos X (en el bulbo , en el disco o en alguna parte del disco) ni la forma del "polarizador" principal. Resultó que las partes externas del disco, en cierto sentido, tienen vida propia y no participan activamente en la polarización.

Curiosamente, los modelos anteriores, que utilizaban una aproximación bastante rudimentaria, consideraban el disco como un cilindro con límites superior e inferior planos (un disco "plano"). Esto se debe a que la materia en rotación que cae sobre un objeto central (p. ej., un agujero negro) forma un disco, alargado en el plano de rotación, bajo la influencia de la fuerza centrípeta y las fuerzas de marea (esta cuestión se analiza en detalle en el problema del Universo "Plano" ).

Como demostraron R. Sunyaev y L. Titarchuk (en el mismo artículo de 1985), la polarización de la emisión de rayos X de un sistema binario ocurre únicamente en la parte interna del disco (en la nube de Compton, CC), donde se produce la interacción de la radiación fría con los electrones calientes. Además, el grado de polarización depende del estado espectral del agujero negro: es mayor en un estado de alta luminosidad con un espectro suave y menor en un estado de baja luminosidad con un espectro duro (Fig. 4; los estados espectrales se analizan en detalle en el artículo « Firmas espectrales que distinguen sistemas binarios de rayos X con agujeros negros y estrellas de neutrones »).

La comparación de los cálculos teóricos con los datos observacionales para varios sistemas binarios de rayos X y núcleos galácticos activos confirmó la exactitud del enfoque descrito y también aportó certeza a la diversidad de modelos de forma de disco propuestos anteriormente, dejando solo el "disco plano".

De hecho, una simple comparación del grado de polarización \(P\) medido con IXPE, trazado en el eje vertical (Fig. 5, izquierda), y el ángulo de inclinación del disco \(i\) (más precisamente, \(cos i\)), trazado en el eje horizontal (este ángulo se conoce a partir de observaciones), para varios sistemas binarios de rayos X con BH, mostró que la intersección de estas cantidades se encuentra en el gráfico (curvas verde oscuro), de acuerdo con la teoría para el caso de discos planos . Y no hay intersecciones fuera de las curvas calculadas teóricamente. Además, cada una de las curvas, acompañada del valor de la profundidad óptica, coincide exactamente con la predicción teórica para el caso de un disco plano. Esto significa que todos estos discos son planos.

Los resultados obtenidos, aunque se predijeron hace 40 años y luego se descartaron debido a la imposibilidad de verificar observacionalmente el efecto de la polarización, resultaron inesperados. Deberán tenerse en cuenta, lo que sin duda conducirá a la revisión de muchos modelos de discos de acreción debido a posibles discrepancias con los datos observacionales. Gracias a los resultados descritos, los astrofísicos ahora pueden verificar el grado de polarización al calcular los parámetros de los modelos de emisión de rayos X. IXPE reveló los secretos de la polarización y las características no solo de los agujeros negros de masa estelar, sino también de los agujeros negros supermasivos, cuya radiación también se polarizó linealmente durante la comptonización en el plasma caliente de un disco de acreción plano. Se confirmó la dependencia del grado de polarización de los agujeros negros supermasivos con la orientación espacial del disco.

En resumen, la teoría de larga data ha ganado una base experimental sólida, y el trabajo en discusión no sólo confirma viejas conjeturas, sino que también abre una nueva vía para estudiar los objetos más extremos del Universo.

Fuente: Lev Titarchuk, Paolo Soffitta, Elena Seifina, Enrico Costa, Fabio Muleri, Romana Mikusincova. Predicción de la polarización lineal de rayos X en sistemas binarios de agujeros negros y núcleos galácticos activos y mediciones de la misma por IXPE // Astronomía y Astrofísica . 2025. DOI: 10.1051/0004-6361/202554834.

Elena Seyfina