La sorprendente sombra del agujero negro supermasivo Sagitario A*

Por Francisco R. Villatoro, el 30 mayo, 2022. Categoría(s): Astrofísica • Ciencia • Física • Noticias • Physics • Relatividad • Science ✎ 14

La colaboración del Telescopio del Horizonte de Sucesos (EHT) ha publicado la primera imagen de la sombra del agujero negro supermasivo de nuestra galaxia, Sagitario A*. Una sorprendente imagen de la esfera de fotones («fotonesfera») apoyada por la serendipia. Sorprendente porque tiene forma de anillo, como la de M87* (LCMF, 10 abr 2019); parece ser que el espín (momento angular) de Sgr A* apunta hacia nuestra línea de visión desde la Tierra, con un ángulo de inclinación menor de 50 grados, unos 30 grados, en lugar de ser perpendicular al disco galáctico; algo inesperado cuya causa es desconocida. También sorprendente porque se ha obtenido una imagen, en lugar de una película; parece ser que la variabilidad de Sgr A* durante los días de observación fue mucho menor de lo habitual; esta quiescencia es otra cosa intrigante sin explicación, pero que ha facilitado el análisis, lo que no quita que se hayan sido tres años de intenso trabajo para más de trescientos investigadores. Si me permitís la broma, se diría que Sgr A* ha decidido posar para nosotros, mirándonos directamente y quedándose quieto para no aparecer movido en la foto.

En un futuro cercano (espero que en menos de un año) se publicará la imagen en polarización, similar a la publicada para M87* (LCMF, 26 mar 2021), que permitirá estimar los campos magnéticos alrededor de Sgr A*; dicha imagen ayudará a desvelar la causa de su orientación. También se espera la publicación de una película de Sgr A*, similar a la publicada para M87* (LCMF, 28 sep 2020); quizás dicha película ayude a entender la solución a la segunda incógnita, la baja variabilidad durante los días de observación. En los próximos meses se publicarán muchos estudios teóricos que tratarán de explicar qué fenómenos físicos podrían haber afectado a Sgr A* para situarlo en un estado ideal para su observación mediante EHT; con seguridad nos ayudarán a entender mucho mejor la dinámica del centro de nuestra galaxia.

En cuanto a los datos de la imagen, ya sabrás que se ha observado con ocho radiotelescopios a una longitud de onda de 1.3 mm mediante interferometría de línea de base muy grande (VLBI, siglas de Very Long Baseline Interferometry); gracias a la sincronización de los datos de cada radiotelescopios con una resolución de nanosegundos se puede reconstruir el frente de onda de la imagen como si se tuviera un radiotelescopio gigante con un plato del tamaño de la Tierra. Las observaciones se realizaron durante cinco días (5, 6, 7, 10 y 11 de abril de 2017), pero IRAM (Pico Veleta, España) solo tomó datos el día 7, y ALMA (el radiotelescopio más sensible situado en Chile) solo tomó datos los días 6, 7 y 11; como se ha descartado el día 11 porque fue el día de máxima variabilidad (poco antes de iniciarse las observaciones se observó una emisión de rayos X), la imagen corresponde a los datos de los días 6 y 7, sobre todo al día 7, siendo los datos del día 6 claves en la fase de validación de la imagen final. Por cierto, en los próximos años EHT publicará un análisis detallado de lo ocurrido durante el día 11.

La imagen de la sombra de Sgr A* tiene forma de anillo con un diámetro d = 51.8 ± 2.3 μas, un diámetro angular de la sombra de dsh =  48.7 ± 7.0 μas, una anchura fraccional del anillo de W/d de ∼30–50, y un radio angular gravitacional θg = 4.8+1.4–0.7 μas (por cierto, dsh ≈ 10 θg = 10 G M/(D c2)),  siendo compatible con un agujero negro en rotación (de tipo Kerr) con una masa estimada de M = 4.0+1.1–0.6 × 106 M, todos estos parámetros al 68 % C.I. (intervalo de máxima credibilidad); conviene comparar dichos valores con los de la sombra de M87* que fueron d = 42 ± 3 μas, W ∼ 20 μas, θg = 3.8 ± 0.4 μas, y M = (6.5 ± 0.7) × 109 M. Recuerda que la escala de tiempo gravitacional asociada a un agujero negro es tg = GM/c3, siendo ∼20.4 segundos para Sgr A* y ∼9 horas para M87*, siendo el periodo de la órbita circular estable más interna de 4π tg para un agujero negro de Kerr con máximo espín (luego se estiman ∼5 minutos para Sgr A* y ∼5 días para M87*).

Lo más relevante desde el punto de vista de la Física Fundamental es que todos los chequeos aplicados a la imagen confirman que es compatible con las predicciones de la relatividad general, por lo que se puede considerar como una nueva evidencia de que Sgr A* es un agujero negro supermasivo (las primeras evidencias ya recibieron el Nobel de Física en 2020 a Genzel y Ghez). Futuras imágenes de la sombra Sgr A* permitirán ir desvelando nuevos detalles de su física, que nos permitirán mejorar nuestro conocimiento sobre la parte más interior del centro de nuestra galaxia.

Sin lugar a dudas un gran éxito para la colaboración EHT que se ha publicado en diez artículos: The EHT Collaboration (Kazunori Akiyama, Antxon Alberdi, …, Milagros Zeballos), «First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole in the Center of the Milky Way,» The Astrophysical Journal Letters (ApJL) 930: L12 (12 May 2022), doi: https://doi.org/10.3847/2041-8213/ac6674; «II. EHT and Multiwavelength Observations, Data Processing, and Calibration,» ApJL 930: L13 (12 May 2022), doi: https://doi.org/10.3847/2041-8213/ac6675; «III. Imaging of the Galactic Center Supermassive Black Hole,» ApJL 930: L14 (12 May 2022), doi: https://doi.org/10.3847/2041-8213/ac6429; «IV. Variability, Morphology, and Black Hole Mass,» ApJL 930: L15 (12 May 2022), doi: https://doi.org/10.3847/2041-8213/ac6736; «V. Testing Astrophysical Models of the Galactic Center Black Hole,» ApJL 930: L16 (12 May 2022), doi: https://doi.org/10.3847/2041-8213/ac6672; «VI. Testing the Black Hole Metric,» ApJL 930: L17 (12 May 2022), doi: https://doi.org/10.3847/2041-8213/ac6756; Joseph Farah, Peter Galison, …, Shan-Shan Zhao, «Selective Dynamical Imaging of Interferometric Data,» ApJL 930 L18 (12 May 2022), doi: https://doi.org/10.3847/2041-8213/ac6615; Maciek Wielgus, Nicola Marchili, …, Shan-Shan Zhao, «Millimeter Light Curves of Sagittarius A* Observed during the 2017 Event Horizon Telescope Campaign,» ApJL 930 L19 (12 May 2022), doi: https://doi.org/10.3847/2041-8213/ac6428; Boris Georgiev, Dominic W. Pesce, …, Shan-Shan Zhao, «A Universal Power-law Prescription for Variability from Synthetic Images of Black Hole Accretion Flows,» ApJL 930 L20 (12 May 2022), doi: https://doi.org/10.3847/2041-8213/ac65eb; «Characterizing and Mitigating Intraday Variability: Reconstructing Source Structure in Accreting Black Holes with mm-VLBI,» ApJL 930 L20 (12 May 2022), doi: https://doi.org/10.3847/2041-8213/ac6584.

Esta figura ilustra el concepto de sombra de un agujero negro. La luz emitida por el disco de acreción, o que llega al horizonte del agujero negro desde su entorno, acaba cayendo directamente hacia el horizonte, salvo que su parámetro de impacto (la distancia mínima de su trayectoria al centro del agujero negro) sea menor que un cierto valor crítico. Así se forma la sombra, el anillo luminoso que rodea al agujero negro, cuyo radio es igual a 5.2 G M /c2 = 5.2 RS, para un agujero negro de Schwarzchild (con a = 0); es decir, el anillo es unas cinco veces mayor que el horizonte de sucesos. El radio de la sombra para un agujero negro en rotación (o de tipo Kerr) es menor, encontrándose en el rango 4.8–5.2 RS. Así que la sombra de los agujeros negros M87* y Sgr A*, con un valor a ≲ 1, la sombra observada por EHT tiene un radio de unas 4.8 veces el radio de dicho agujero negro.

No me gustan este tipo de figuras (que popularizó Randall Munroe en xkcd) porque no queda nada claro lo que se está comparando. Debería compararse el tamaño de la sombra del agujero negro proyectada en el cielo (recuerda que el diámetro de la de Sgr A* es de d = 51.8 ± 2.3 μas, mientras la de M87* es de d = 42 ± 3 μas, aunque la figura aparente lo contrario) con el tamaño de las órbitas de diferentes planetas del Sistema Solar (la órbita de radio medio, pues son elípticas). Lo que hay recordar es que Sgr A* tiene una masa de 4.154 ± 0.014 millones de masas solares, luego RS = 12.3 millones de kilómetros (M km), cuando la órbita de Mercurio tiene un radio de 59.9 M km (en rigor entre 46.0 y 69.8 M km), luego es 4.9 veces mayor que el tamaño de Sgr A*. Y en el caso de M87* con una masa de 6.5 miles de millones de masas solares su RS = 19 miles de millones de kilómetros (G km), cuando la órbita de Plutón tiene un radio medio de 5.9 G km (en rigor entre 7.4 y 4.4 G km). Lo dicho, interpretar lo ilustrado en estas figuras siempre es todo un reto (así que, en mi opinión, en lugar de ayudar a entender los tamaños relativos logran todo lo contrario, dificultan la comprensión).

La imagen de EHT de Sgr A* a partir de las observaciones del 7 de abril de 2017 es el promedio ponderado de las imágenes obtenidas por las diferentes metodologías de análisis y los diferentes algoritmos desarrollados (CLEAN, RML y bayesiano). Más del 95 % de las imágenes obtenidas tienen forma de anillo, pero las zonas más brillantes cambian entre dichas imágenes. En la parte inferior de esta figura se muestran cuatro imágenes promedio representativas, mostrando la zona más brillante en el sureste (barra celeste), noreste (rosado) y oeste (verde), así como una imagen promedio sin forma de anillo (amarilla); junto a las imágenes se muestran los histogramas que indican cuántas imágenes del total tienen dicha forma y se han usado en dicho promedio. En la imagen final se han combinado de forma ponderada dichas imágenes con pesos en función de los histogramas.

La interpretación física de los tres puntos brillantes que se observan en el anillo de la sombra de Sgr A* no es fácil de realizar, pues su presencia es el resultado del promediado de imágenes parciales. En rigor tendría que haberse obtenido una película, así que la imagen única obtenida puede interpretarse como un promedio de todos los fotogramas de dicha película. Para la interpretación física de la imagen se ha recurrido a simulaciones por superordenador de la magnetohidrodinámica en relatividad general (GRMHD) de la esfera de fotones alrededor del agujero negro (a la que se ha aplicado un filtro adecuado para simular lo que se observaría mediante VLBI con EHT). Para el disco de acreción de Sgr A* se han usado dos modelos teóricos llamadas MAD (Magnetically Arrested Disk) y SANE (Standard And Normal Evolution). El modelo SANE produce campos magnéticos más turbulentos, pero más débiles, que el modelo MAD.

Esta figura ilustra el resultado de la comparación entre la imagen obtenida y la predicha por los modelos teóricos usando 11 parámetros de comparación (constraints), entre ellos el diámetro del anillo y la variabilidad de la curva de luz en escalas de 3 horas. Se han comparado 200 simulaciones de SANE y MAD (100 de cada) con cinco valores del espín normalizado  a = −0.94, −0.50, 0.00, 0.50 y 0.94, cinco valores del ángulo de inclinación (respecto a la línea de visión) de i = 10°, 30°, 50°, 70° y 90°, y cuatro valores del cociente entre la temperatura de los protones y los electrones en el plasma del disco de acreción, Rhigh = 1, 10, 40 y 160. Ningún modelo ajusta bien la variabilidad observada en la imagen, que es muy inferior a la predicha por los modelos teóricos; todo un enigma que tendrá que resolverse en el futuro. A pesar de ello, hay modelos que ajustan bien 10 de los 11 parámetros, los mostrados en color verde en la figura; estos modelos prefieren un alto Rhigh > 40, una inclinación pequeña  i < 50°, y un espín positivo grande a > 0.50.

Esta figura ilustra una de las simulaciones que mejor se ajusta a las observaciones, en ella Sgr A* tiene un espín normalizado a = 0.94 y un ángulo de inclinación (respecto a la línea de visión) de i = 30°. Usando estas simulaciones se estima un tasa de acreción de materia de Sgr A* entre 10−9 y−8 /año (masas solares al año) y un potencia de emisión de ∼ 1038 erg/s, comparable a la luminosidad bolométrica de los agujeros negros de masa estelar observados en binarias de rayos X. Por cierto, estudios previos estimaban que Sgr A* es un agujero negro muy tranquilo, con una luminosidad bolométrica menor de 1036 erg/s, unas cien veces la del Sol; esta luminosidad es la más baja observada para un agujero negro, siendo unos nueve órdenes de magnitud menor que el límite máximo de Eddington. Además, dichos estudios previos estimaban una tasa de acreción de materia entre 10−6 y 10−5 M/año en un volumen con un radio de ∼ 105 RS (radios de Schwarzchild) y entre 10−9 y 10−7 M/año en el entorno cercano al horizonte de sucesos.

Como curiosidad, estos últimos números significan que Sgr A* se «traga» del orden de una masa solar cada cientos de millones de años. Su actividad es muy baja en el momento en el que lo estamos observando (recuerda que está a 26 673 ± 42 años luz (8178 ± 13 pársecs), luego lo vemos como era entonces). En la rueda de prensa de EHT  emitida por la ESO el pasado jueves dijeron que la materia que traga Sgr A* es equivalente a que una persona se alimente de un grano de arroz cada millón de años.

Los radiotelescopios usados EHT son ALMA (Chile), APEX (Chile), IRAM (Pico Veleta, España), JCMT (Hawái), SMA (Hawái), LMT (México), SMT (Arizona) y SPT (Polo Sur). Las líneas que unen dos radiotelescopios se llaman líneas de base (baseline), cuya longitud se mide en miles de kilómetros; se suele usar como unidad de medida Gλ (giga-longitudes-de-onda), que en este caso corresponde a 1 Gλ = 1.3 × 109 mm = 13 km. En las observaciones de EHT de Sgr A* dos líneas de base (PV–SPT y SMT–SPT) han alcanzado ∼8.7 Gλ, estando entre las más largas publicadas hasta ahora y siendo mayores que la más largas usadas para la imagen de M87* (que no era observable desde SPT), que alcanzaron 8.3 Gλ.

En el plano de la imagen, debido al movimiento de la Tierra, el punto de observación en cada línea de base (que conecta dos radiotelescopios) se mueve siguiendo una curva proyectada con forma de arco de elipse (como se ilustra en la parte superior izquierda de la figura, que muestra las observaciones del día 7 de abril con todos los radiotelescopios de EHT). Estos arcos están formados por puntos con con coordenadas adimensionales u = (u,v) en la plano de la imagen centrado en la posición de Sgr A* (aunque en los ejes se usa como unidad Gλ). La resolución angular de EHT está limitada por la difracción a un valor de 1/|u| ≈ 24 μas (que corresponde al espaciado de las franjas interferométricas en  la imagen sin calibrar); esto significa que se observa una imagen borrosa, como si se usara un «punto gordo», que se puede aproximar por un disco gaussiano con forma elíptica con diámetros 23.6 × 12.1 μas.

La curva de luz (densidad de flujo de radio) recibida por los radiotelescopios ha variado durante el tiempo de observación. La parte inferior de la figura muestra su variabilidad el día 7 de abril durante las horas de observación en ALMA y SMA. La variabilidad media durante las noches de observación fue del 9 %, con variaciones entre el 4 % y el 13 % según la hora y la noche.

Para reconstruir la imagen (proceso que se realiza en el espacio espectral de la transformada de Fourier) se requiere asumir una forma a priori (un prior). En este caso se asume un prior con forma de anillo, que se ha confirmado con las observaciones (chequeo de autocoherencia). De hecho, según la teoría de la VLBI, la observación de un imagen con forma de anillo implica que la visibilidad |u| a lo largo de las líneas de base debe presentar dos valores mínimos, el primero a |u| ≈ 3.0 Gλ y el segundo a |u| ≈ 6.5 Gλ (como muestra la línea a trazos en esta figura para las observaciones el 6 y el 7 de abril de 2017). Las observaciones de ETH se distribuyen a lo largo de dicha curva de visibilidad teórica y confirman la presencia de dos mínimos claros, el primero entre 2.5 y 3.5 Gλ, y el segundo entre 6 y 7 Gλ (como muestran los puntos de esta figura). Este resultado indica que se espera la presencia de un anillo en la imagen con un diámetro entre 50 y 60 μas.

Para validar forma (morfología) de Sgr A* se puede comparar las predicciones teóricas para la señal esperada para diferentes formas (anillos, discos, puntos, puntos dobles, etc.) con la señal observada. En esta figura se comparan (abajo) las predicciones teóricas (puntos rojos) con las observaciones (puntos negros) para ocho geometrías diferentes; en la parte superior se observa un único fotograma de la simulación y en parte central la imagen promedio de todos los fotogramas. Sin necesidad de un análisis riguroso (presentado en el artículo III de EHT), claramente se observa que las tres formas anulares describen mucho mejor los datos observados que las formas alternativas.

Por cierto, para el análisis de los datos de VLBI se han usado los tres software que ya se usaron con M87*: el algoritmo de deconvolución basado en el método CLEAN, llamado DIFMAP, y dos algoritmos basado en una regularización de máxima verosimilitud, llamados eht-imaging y SMILI. Para el modelado de la forma de la sombra del agujero negro también se han usado tres software diferentes: uno desarrollado en el lenguaje de programación dinámica Julia, Comrade, y dos desarrollados en Python, eht-imaging y DPI; en la imagen oficial se ha usado el primero (pero los otros conducen a resultados muy similares). Para el promediado de fotogramas se ha usado el software THEMIS, que usa un método de muestro de la distribución de probabilidad de tipo Montecarlo basado en cadenas de Markov (MCMC); este el método que mejores resultados ofrece en la reconstrucción de las imágenes obtenidas por VLBI. Para la extracción de propiedades de la imagen en forma de anillo (cuantificar la imagen) se han usado dos software, REx (Ring Extractor) y VIDA (Variational Image-Domain Analysis), este último escrito en Julia. El artículo IV de EHT describe en líneas generales estos software para los interesados.

Este vídeo ilustra el proceso de promediado de las imágenes. La gran variabilidad de Sgr A* respecto a M87* se ilustra con un mayor número de imágenes reconstruidas; dichas imágenes se clasifican en grupos (clustering) en función de sus características visuales y luego se promedian (averaging) para obtener una imagen representativa de cada grupo; el histograma representa el número de imágenes en cada grupo y se utiliza para ponderar la imagen final, que combina las imágenes representativas de cada grupo. Recomiendo ver el vídeo que ilustra muy bien la idea (aunque en rigor las imágenes se han clasificado y combinado en el espacio de Fourier).

Para entender la física mostrada en la imagen de Sgr A* obtenida por EHT se han desarrollado múltiples simulaciones magnetohidrodinámicas en relatividad general (GRMHD) del disco de acreción alrededor de estes agujero negro supermasivo. Se han usado dos códigos de simulación (SANE y MAD) y se han considerado un gran número de parámetros para la relación entre el eje de giro (espín) del agujero negro respecto al eje de giro del disco de acreción. Estas dos imágenes muestran ejemplos de alto espín (a = 0.94), la derecha con el disco (torus) inclinado.

A partir de las simulaciones GRMHD con MAD y con SANE se puede reconstruir la imagen observable de Sgr A* a diferentes frecuencias; se ha usado un intervalo de integración > 30 000 GM/c3 para garantizar la convergencia a un estado estacionario, con lo que se ha obtenido una película en lugar de una única imagen. EHT ha observado a 230 GHz (1.3 mm), pero en esta figura también se muestran fotogramas (snapshots) a 86 GHz (3.5 mm) para diferentes parámetros de MAD y SANE.

Para comparar el resultado de las simulaciones con la imagen observada es necesario realizar un proceso de promediado de fotogramas (snapshots) de las simulaciones para tener en cuenta la integración en el tiempo de observación. Además, hay que aplicar un filtrado adecuado usando el «punto gordo» de EHT para reconstruir la imagen «borrosa» obtenida. La sombra de Sgr A* (Observation) muestra tres brillos que son difíciles de interpretar. Como muestra esta figura (parte inferior) la relación entre los brillos observados en las simulaciones GRMHD y los brillos en la imagen de EHT reconstruida no es directa. En cualquier caso, se puede decir que todo apunta a que son resultado de la superposición de brillos que se mueven entre los diferentes fotogramas registrados. En un futuro artículo se publicará una película mostrando la dinámica de estos brillos, que quizás ayude a su interpretación física.

El diámetro medio y la anchura fraccional del anillo de la sombra de Sgr A* se ajustan bien a las predicciones teóricas. Por supuesto, existen diferencias entre ambos parámetros reconstruidos por los diferentes métodos usados (SMILI, DIFMAP y eht-imaging), pero son diferencias pequeñas. En el artículo V los interesados pueden encontrar una tabla con todas las estimaciones y sus incertidumbres asociadas.

Distinguir entre la sombra de un agujero negro y de un agujero de gusano, o de otros impostores a un agujero negro, está más allá de lo que permite la imagen obtenida por EHT. Esta figura (columna derecha) compara la imagen que se obtendría con un agujero negro (arriba) y con un impostor de un agujero negro con una superficie con albedo A. La imagen para bajo albedo (A=0.1) es indistinguible de la de un agujero negro, aunque para A>0.3 las diferencias son notables. Se necesitan imágenes con mayor resolución para observar detalles que permitan descartar impostores exóticos de agujeros negros.

En resumen, en los últimos 50 años se ha observado Sgr A* usando ondas electromagnéticas en unos 17 órdenes de magnitud en longitud de onda. Toda esa información ha sido clave para reconstruir la imagen de su sombra obtenida con VLBI a 230 GHz (1.3 mm). Una nueva evidencia de que hay un agujero negro supermasivo de unos 4 millones de masas solares en el centro de nuestra galaxia. Los diez artículos publicados contienen mucha más información de la que puedo resumir aquí en unos pocos párrafos. Pero sobre todo nos ponen la miel en los labios sobre lo que EHT publicará en un futuro no muy lejano sobre Sgr A*; esto seguro que acabaremos aprendiendo muchas cosas sobra la astrofísica del centro galáctico.



14 Comentarios

  1. Hola Francis,

    Tres preguntas sencillas si no es demasiada molesta.

    ¿Hay alguna intención de volver a realizar tomas de Sagitario A* mejorando la técnica/tecnología?

    ¿Se puede augmentar la capacidad de «resolución» ampliando el rango utilizando elemento externos como satélites artificiales?

    ¿Podría ayudar el James Webb en la toma de información e «imagenes» para una posible repetición del eperimento EHT?

    Como siempre, un análisis sobrio, crítico y con un espectro divulgativo muy amplio, tanto para legos como científicos profesionales.

    1. Isleño, (1) sí, se tomaron más datos en abril de 2018 (con tres radiotelescopios adicionales); además, estaba planificado tomar datos también en 2019 y 2020, pero no me consta que se haya hecho. (2) El incremento de la longitud de las líneas de base usando radiotelescopios espaciales, o situados en la Luna, se ha propuesto a nivel teórico, pero hay problemas de sincronización que todavía no han sido resueltos. Y (3), no, lo siento, el James Webb no ser utilizado en EHT; ahora bien, JWST puede ayudar en el seguimiento en el infrarrojo de las emisiones de Sgr A* (ahora solo se usan telescopios de rayos X) con objeto de ayudar a estimar mejor su variabilidad.

  2. Gracias por el artículo, creo haber detectado un par de errores tipográficos:

    1 Donde dice «…siendo ∼20.4 segundos para Sgr A* y ∼9 horas para Sgr A*…» supongo que querías decir «…siendo ∼20.4 segundos para Sgr A* y ∼9 horas para M87*…»

    2 Donde dice «…luego se estiman ∼5 minutos para Sgr A* y ∼5 días para Sgr A*…» supongo que querías decir «…luego se estiman ∼5 minutos para Sgr A* y ∼5 días para M87*…»

    Saludos.

  3. Además de lo mencionado por Albert, encontré esto:

    «Las observaciones se realizaron durante cinco días (5, 6, 7, 10 y 11 de abril de 2022)»

    Es abril del 2017.

  4. Enormes gracias por esta pieza tan detallada, Francis.

    Y perdón por abusar de tu escaso tiempo (me consta que es escaso porque no me pierdo ni un solo Coffee Break) pero me carcome una pregunta… ¿cómo queda este resultado de EHT con éste de XMM-Newton?…
    https://francis.naukas.com/2019/03/29/los-chorros-que-originan-las-burbujas-de-fermi-en-la-via-lactea/

    Es decir, ya sé que el eje axial (de confirmarse los presuntos 30 grados de Sgr A*) y el magnético (los casi perfectos 90 grados de los chorros) de un agujero negro no tienen por qué coincidir, pero ¿es posible que estén TAN inclinados (60 grados) uno respecto al otro?

    1. Sí, Pelau, ambos ejes de giros pueden estar muy inclinados uno respecto al otro; ya se han observado varios casos en los que el eje de giro del agujero negro y el eje del disco de acreción son diferentes. Por desgracia, aún no se entiende bien cuál es el origen de esta diferencia en cada caso.

  5. Estimado Francis, recibe mi saludo desde la capital de los reyes; Lima, Perú. Felicitarte por tan detallada información sobre la imagen del año. Realmente brillante.

  6. Muchísimas gracias, brillante como siempre. Hay alguna manera de «congelar» a los fotones durante medio año para hacer algo parecido a lo que se hace con el paralaje?

    1. No, Ramon, por desgracia no podemos «congelar» los fotones (la luz se puede parar en un medio no lineal, pero no se paran los fotones, sino pulsos de luz compuestos de muchos fotones). En Astronomía hay que aprovechar cada fotón; el uso de medios no lineales requiere usar pulsos de luz de gran intensidad pues las pérdidas son enormes (aunque se pueden hacer cosas como «parar la luz» durante cierto tiempo).

  7. Muchas gracias. Muy interesante el artículo.

    Algo que me queda siempre la duda con todas estas pruebas que confirman la teoría de la relatividad, es si puede ser de otra manera, ya que usan la teoría de la relatividad para todos los cálculos, con simulaciones basadas en la teoría de la relatividad, y se escogen los parámetros que mejor concuerdan con dicha teoría. ¿Habría sido posible que saldría algo que no concordara con dicha teoría?

    Saludos.

    1. Alex, en las simulaciones de magnetohidrodinámica relativista general se usa dicha teoría y los resultados son compatibles con ella. Pero en los chequeos de la relatividad se usan diferentes modificaciones de la relatividad, luego los resultados podrían no ser compatibles con ella (por ello son chequeos de la teoría). Por ejemplo, si se chequea si la sombra es debida a un agujero negro, un agujero de gusano, una singularidad desnuda, o una estrella de bosones se usa la predicción de la relatividad general, pero si se chequea si es un impostor de agujero negro con una superficie sólida en el horizonte ya no se usa la relatividad general. O por ejemplo, si se estudian desarrollos asintóticos aproximados (límites postnewtoniano o postminkowskiano) se tienen en cuenta tanto los términos predichos por la relatividad general como términos adicionales no predichos, y en todos ellos se busca el valor del parámetro compatible con las observaciones que se compara con la predicción relativista (que puede predecir un valor nulo).

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