Astrónomos indios combinaron 39 observaciones de Chandra, XMM-Newton y Swift tomadas a lo largo de 24 años de NGC 4490 ULX-8, una brillante fuente de rayos X a unos 25 millones de años luz, y encuentran que encaja con un agujero negro de masa estelar que se alimenta en el límite de Eddington o cerca de él

Un equipo de investigadores de institutos indios ha reunido en un solo estudio 24 años de observaciones de rayos X de una fuente brillante. La fuente, NGC 4490 ULX-8, está en una galaxia a unos 7,8 megaparsecs (la distancia que adopta el artículo, unos 25 millones de años luz), y el equipo halla que su brillo encaja con un agujero negro de masa estelar que se alimenta en su límite de Eddington o cerca de él. El trabajo usa 14 observaciones de Chandra, 6 de XMM-Newton y 19 de Swift-XRT tomadas entre 2000 y 2024. El Ministerio de Ciencia y Tecnología lo anunció el 2 de noviembre de 2026 y dice que se publicó en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Los autores son Tarang Vashisht, Aru Beri, Tanuman Ghosh, Aman Upadhyay y Vikram Rana, que trabajan desde el IISER Mohali, el Instituto Indio de Astrofísica (IIA), el Centro Interuniversitario de Astronomía y Astrofísica (IUCAA) y el Instituto de Investigación Raman (RRI).

Una fuente que supera su propio límite

Una fuente de rayos X ultraluminosa, o ULX, es un emisor puntual de rayos X fuera del centro de una galaxia que irradia más de 10³⁹ ergs por segundo. El artículo señala que esto es aproximadamente el límite de Eddington de un agujero negro de 10 soles. El comunicado describe una ULX como una estrella de neutrones o un agujero negro que arranca gas a una estrella compañera, con el gas que cae calentándose y emitiendo rayos X.

El límite de Eddington es el brillo en el que el empuje hacia fuera de la luz equilibra la atracción hacia dentro de la gravedad sobre el gas. Aumenta con la masa del objeto. Una revisión de física publicada por la Sociedad Estadounidense de Física lo llama una regla empírica que surge de un modelo esférico idealizado, y enumera discos más gruesos, chorros y fusiones entre las formas en que un agujero negro podría superarlo.

Para las ULX, el artículo da dos lecturas. Una es un agujero negro más pesado de lo habitual. La otra, que según el artículo favorecen cada vez más pruebas, es un agujero negro de masa estelar o una estrella de neutrones que acreta cerca del límite o por encima de él, ayudada por salidas de gas o por colimación. Las pulsaciones resuelven la cuestión cuando aparecen: el artículo cuenta más de 10 ULX pulsantes, cada una una estrella de neutrones. ULX-8 no muestra ninguna. Otras vías hacia los agujeros negros se tratan en nuestros textos sobre el Telescopio del Horizonte de Sucesos y sobre las ondas gravitacionales de agujeros negros que chocan.

Por qué este par de galaxias y por qué esta fuente

NGC 4490 es una galaxia espiral que interactúa con una galaxia irregular más pequeña, NGC 4485. El artículo cita una tasa constante de formación estelar de unas 4,7 masas solares al año en el par. Una observación de Chandra de 20 kilosegundos, comunicada en 2002 por Timothy Roberts y colegas, encontró allí seis ULX, cinco de ellas probables binarias de agujero negro y la sexta un probable remanente de supernova, y señaló que todas están en regiones de formación estelar. Un catálogo de 2008 numeró después las ULX del sistema del 1 al 8.

ULX-8 era adecuada para un estudio a largo plazo porque está relativamente aislada. ULX-1, 3 y 4 están tan juntas que la contaminación entre fuentes complica el análisis de XMM-Newton, mientras que ULX-8 permitió al equipo extraer su luz de un círculo de hasta 19 segundos de arco de ancho. Trabajos anteriores sobre ella, incluido un estudio de 2009 de James Gladstone y Roberts, usaron cuatro observaciones de Chandra y XMM-Newton de 2000 a 2004. El artículo enumera 22 de las 39 observaciones del nuevo estudio (dos de XMM-Newton, una de Chandra y las 19 de Swift) como no exploradas antes para esta fuente.

Treinta y nueve miradas desde tres telescopios

Chandra se lanzó el 23 de julio de 1999, XMM-Newton el 10 de diciembre de 1999 y Swift el 20 de noviembre de 2004. El artículo dice que algunos de los apuntados de Swift, y una observación de Chandra, estaban dirigidos a SN 2008ax, una supernova en NGC 4490, y captaron ULX-8 en el mismo campo. El equipo comprobó que la posición de la supernova no mostraba emisión de rayos X que pudiera contaminar los datos de Swift.

La primera observación usada fue la de Chandra del 3 de noviembre de 2000. La última fue la de Swift del 4 de mayo de 2024. El equipo usó todas las observaciones disponibles de Chandra y XMM-Newton salvo dos con muy poca exposición utilizable, y conservó las observaciones de Swift en las que la fuente destacaba por encima de tres veces el ruido, lo que dejó 19.

Aru Beri, a quien el comunicado describe como integrante del profesorado del IIA y que figura entre los coautores, calificó el resultado de “uno de los estudios de rayos X más largos de esta fuente hasta la fecha”. La formulación del propio artículo es que es la investigación más extensa de ULX-8 hasta ahora. El artículo lista primero la dirección de Beri en el IISER Mohali, y el IIA en tercer lugar. Vashisht, que encabeza la autoría, cursa estudios en el IISER Mohali, y los agradecimientos del artículo dicen que el trabajo empezó en un programa de estudiantes visitantes del RRI.

Todos los datos proceden de archivos públicos: el HEASARC de la NASA, el archivo de XMM-Newton de la ESA y el Archivo de Datos de Chandra. El propio observatorio de rayos X de la India, AstroSat, no formó parte de este análisis.

Cómo fue la luz de 24 años

La fuente se mantuvo ultraluminosa en todo momento. Su brillo cambió de forma sustancial en escalas de varios años y solo modestamente dentro de cualquier observación. En escalas más cortas, el artículo mide variaciones de un factor de 3,73 (más o menos 1,04) en una serie de Chandra tomada a intervalos aproximadamente mensuales de noviembre de 2020 a agosto de 2021 y de 2,59 (más o menos 1,37) en datos de Swift de marzo y abril de 2008.

El tamaño del cambio depende del modelo usado para ajustar el espectro. El modelo de disco da luminosidades de unos 2 a 5 veces 10³⁹ ergs por segundo, y el modelo de ley de potencias da de unos 3 a 20 veces 10³⁹. Dos observaciones recientes de Swift, del 1 de diciembre de 2022 y del 4 de mayo de 2024, muestran un aumento brusco: unas 2,4 y 2,8 cuentas por cien segundos, frente a 0,65 a 1,5 en las 17 observaciones anteriores de Swift. Los autores dicen que esto puede reflejar un cambio en el ritmo al que cae el gas, más que un cambio entre estados de acreción.

Los espectros son una curva única y suave con un máximo entre 1 y 2 kiloelectronvoltios, sin componente duro o blando separado. El índice fotónico, que describe con qué rapidez disminuye el número de fotones de rayos X con la energía, va de 0,9 a 2,7. El borde interno del disco sale a temperaturas de 1,0 a 1,6 kiloelectronvoltios.

Muchas binarias de agujero negro de nuestra propia galaxia oscilan entre estados duros y blandos bien distintos, lo que se ve como una trayectoria en bucle en un gráfico de dureza frente a brillo. ULX-8 no muestra una transición clara entre ambos. El comunicado lo describe como una ausencia de transiciones dramáticas entre estados de acreción.

Cómo lee el equipo que es un agujero negro

Dos líneas de argumentación apuntan en la misma dirección. Primera, el cociente de dureza de la fuente, de 0,84 a 3,04, y sus índices fotónicos la sitúan fuera de la región más dura del diagrama donde están las ULX de estrellas de neutrones, y el artículo dice que su espectro concuerda con la emisión dominada por el disco que cabe esperar de un flujo supercrítico. Segunda, el equipo convirtió el tamaño ajustado del disco en una masa. Con una inclinación supuesta del disco de 60 grados, una elección habitual cuando se desconoce el ángulo real, el resultado es de unos 17 soles para un agujero negro sin rotación y de unos 81 para uno que gira rápidamente. Los autores llaman a estos valores ilustrativos y dependientes del modelo.

El propio artículo contiene dos cautelas. La relación entre temperatura del disco y luminosidad está débilmente acotada y encaja tanto con una imagen de disco delgado como de disco esbelto, de modo que no puede distinguir los regímenes de acreción. Y la luminosidad depende de la distancia, que aquí es a su vez incierta: el artículo señala que las mediciones del Hubble de las estrellas de cada galaxia dan 6,5 megaparsecs para NGC 4490 y 8,8 para NGC 4485, lo que no es coherente con una interacción cercana, así que mantiene la cifra de Tully-Fisher de 7,8 megaparsecs para seguir siendo comparable con los estudios de rayos X anteriores.

En el límite, cerca o más allá

El comunicado formula su conclusión de dos maneras. Un párrafo llama a los resultados una prueba sólida de un agujero negro que acreta a ritmos que superan el límite clásico de Eddington. Un párrafo posterior dice que ULX-8 es con mayor probabilidad un agujero negro de masa estelar que acreta en el límite o cerca de él. El resumen del artículo usa la segunda forma: los resultados son coherentes con un agujero negro de masa estelar que opera en el límite de Eddington o cerca de él. IBG News, que repite el comunicado, también da “en el límite o cerca”. Este artículo sigue al artículo científico.

Qué viene después

El comunicado nombra dos instrumentos que podrían ampliar el registro: el observatorio de rayos X NewAthena de la Agencia Espacial Europea y el XSat propuesto por la India, descrito como una misión de nueva generación de cronometraje y espectroscopia. En las fuentes consultadas para este artículo no apareció más detalle sobre XSat. El IIA y el RRI, donde se hizo gran parte del trabajo, son ambos institutos autónomos del Departamento de Ciencia y Tecnología. La página de la misión NewAthena da un lanzamiento previsto en 2037, con la adopción por la ESA prevista para 2027.