Una binaria de rayos X está formada por un objeto compacto (agujero negro o estrella de neutrones) con un disco de acreción de materia que proviene de un estrella cercana; en concreto, MAXI J1820+070 está formada por una estrella de ∼0.5 masas solares que orbita un agujero negro de ∼8 masas solares que presenta un chorro relativista. Se podría pensar que el momento angular del agujero negro (llamado espín) debería estar alineado con el momento angular del disco de acreción, que es perpendicular al plano de la órbita. Se publica en Science que las observaciones por polarimetría lineal del chorro relativista de MAXI J1820+070 que hay una diferencia angular de más 40° entre ambos momentos angulares. Se trata del mayor desalineamiento observado hasta ahora, algo que solo se ha medido en muy pocos casos. Si un gran desalineamiento fuera común entre las binarias de rayos X tendríamos que revisar todas las estimaciones actuales de sus masas y espines.

MAXI J1820+070 fue descubierta por los telescopios róboticos ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for SuperNovae) y por el telescopio de rayos X MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image) que desde 2009 está instalado en la ISS (International Space Station). La existencia de un agujero negro en este sistema binario fue confirmada con observaciones del Gran Telescopio Canarias (GTC o Grantecan) y el Telescopio William Herschel (WHT), del Isaac Newton Group, ambos instalados en el Observatorio del Roque de los Muchachos, Canarias, España. Una binaria de rayos X se forma tras el colapso gravitacional de la estrella más masiva en un sistema binario en el que ambas estrellas tenían sus momentos angulares alineados entre sí y con el momento angular orbital del sistema.

Hay dos hipótesis básicas para explicar el desalineamiento. Por un lado, que cuando se formó el agujero negro por colapso gravitacional recibió un impulso angular adicional, o «patada natal» (natal kick), que inclinó su momento angular; se sabe que en muchos casos este impulso inicial provoca que el cuerpo compacto se desligue del sistema binario. Y por otro lado, que durante la evolución de la binaria de rayos X algún fenómeno desconocido, relacionado con la dinámica del disco de acreción, produjo un desalineamiento lento hasta la situación observada. Esta segunda posibilidad contradice lo que afirman las simulaciones teóricas de la evolución de binarias de rayos X, por ello es la que destacan la mayoría de las piezas en medios sobre este tema. Por desgracia, la primera posibilidad es la que me parece más razonable; en su caso, muchas binarias de rayos X también presentarían un desalineamiento, en mayor o menor medida según el caso.

El artículo es Juri Poutanen, Alexandra Veledina, …, Sergey S. Tsygankov, «Black hole spin–orbit misalignment in the x-ray binary MAXI J1820+070,» Science 375: 874-876 (24 Feb 2022), doi: https://doi.org/10.1126/science.abl4679, arXiv:2109.07511 [astro-ph.HE] (15 Sep 2021); más información divulgativa en Ferdinando Patat, Michela Mappelli, «A crooked spinning black hole,» Science 375: 821-822 (24 Feb 2022), doi: https://doi.org/10.1126/science.abn5290; «Hallan un agujero negro que rota extremadamente inclinado respecto a su órbita», Noticias IAC, 25 Feb 2022.

El nuevo resultado se relevante porque la hipótesis estándar para analizar las emisiones de binarias de rayos X es suponer un pequeño ángulo de desalineamiento entre el eje de giro del agujero negro y la perpendicular al  plano orbital. Sin embargo, algunas binarias de rayos X, como MAXI J1820+070, presentan oscilaciones cuasiperiódicas de baja frecuencia en su emisión. La explicación más sencilla requiere un gran ángulo de desalineamiento; por ello, confirmarlo en una de ellas ayuda a entender mejor esta familia de binarias de rayos X.

MAXI J1820+070 presenta un chorro relativista, para el que estudios previos estimaron una inclinación (respecto a la línea de visión) de i_jet = 63° ± 3°, y un ángulo de posición en el cielo (medido en el plano celeste de norte a este) de θ_jet = 25.1° ± 1.4°; por otro lado, la inclinación orbital (gracias a la ausencia de eclipses de rayos X) se estimó en el rango de 66° < i_orb < 81°. Para determinar el desalineamiento se requiere un tercer ángulo, el de posición orbital θ_orb, que ha sido determinado en el nuevo estudio usando medidas polarimétricas en las bandas fotométricas B, V y R.

Las medidas del grado polarización lineal (PD) y del ángulo de polarización (PA) para un pico de emisión (outburst), suponiendo que está asociado al chorro relativista, permiten estimar la posición orbital y con ella el ángulo de desalineamiento β; para ello se usa la fórmula cos β = cos i_bh cos i_orb + sin i_bh sin i_orb cos ( θ_bh − θ_orb), donde i_bh = i_jet y θ_bh = θ_jet (esta fórmula está derivada en la información suplementaria del artículo). Sin entrar en los detalles del cálculo se estima β ≈ 42° para i_orb ≈ 73°, y β ≈ 63° para i_orb ≈ 180° − 73° ≈ 107° (pues las medidas no diferencian entre i_orb y 180° − i_orb); no hay que descartar la posibilidad de que el agujero negro sea retrógrado, en cuyo caso se obtendría β = 117° y β = 138°, resp. En cualquier caso, el ángulo de desalineamiento parece ser β ≳ 40° al 68 % de nivel de confianza (la zona rallada en rojo en la figura).

Como ya he dicho, la relevancia de este resultado es que apunta a que otras binarias de rayos X también podrían presentar un gran desalineamiento; de hecho, ya había indicios para GRO J1655−40 con β ≈ 15°, y V4641 Sgr con β ≈ 50° (aunque en este último caso con gran incertidumbre); también hay indicios para Cyg X-3, aunque sin cuantificación de β. Todos estos resultados apuntan a la necesidad de tener en cuenta un gran desalineamiento a la hora de estimar los parámetros orbitales (masas y espines) de los agujeros negros en binarias de rayos X.