Sin que sirva de precedente, os presento una transcripción libre de mi charla «Agujeros Negros Supermasivos» el pasado viernes, 29 de septiembre de 2023, en la Noche Europea de los Investigadores en Málaga, en concreto, en el Rectorado de la Universidad de Málaga.

Los agujeros negros supermasivos, con millones o incluso miles de millones de masas solares, se encuentran en el centro de las galaxias. Cuando tienen un disco de acreción de materia, se dice que están activos y dan lugar a los llamados núcleos galácticos activos. Generan enormes chorros ultrarrelativistas, muchos más grandes que sus galaxias, que controlan el ritmo de formación estelar de su galaxia. Por ello, su física es mucho más relevante para la evolución de las primeras galaxias que el modelo cosmológico de consenso. Por desgracia, la magnetohidrodinámica de sus discos de acreción y de sus chorros aún nos reserva muchas incógnitas. Más aún, desconocemos cómo se forman estos grandes monstruos, cómo evolucionan y cómo co-evolucionan con sus galaxias.

La imagen de portada es una recreación artística del agujero negro supermasivo Gargantúa, realizada para la película Interstellar (2014) de Christopher Nolan. Un agujero negro supermasivo con 100 millones de masas solares (similar al de Andrómeda, M31) y una rotación a una velocidad del 60 % de la velocidad máxima en el horizonte. En la imagen se observa el anillo de Einstein, el disco de acreción y la deformación gravitacional de la imagen del fondo cósmico.

El telescopio espacial James Webb (JWST) como «máquina del tiempo» fue el tema de mi intervención en la tertulia final de «Hablando se entiende la Ciencia» en la Noche Europea de los Investigadores en Málaga del año pasado (2022). El JWST es una «máquina del  tiempo» para estudiar el pasado y el futuro de estrellas, de galaxias y de agujeros negros supermasivos. Este último año hemos aprendido muchas cosas gracias al JWST, pero sigue habiendo muchas incógnitas.

Lo maravilloso de la ciencia es que cada respuesta a una pregunta siempre está acompañada a muchas nuevas preguntas aún sin respuesta. Con el JWST no podemos ver el agujero negro supermasivo, tampoco podemos su disco de acreción. Solo podemos ver la actividad del núcleo galáctico y la emisión de la propia galaxia. Con lo que poco que vemos tenemos que usar modelos para entender lo que no vemos. Por ello, en esta charla traigo más preguntas que respuestas. Recuerda, la ciencia se construye a base de buenas preguntas.

Empecemos por el principio, ¿qué es un agujero negro? Casi siempre se empieza con Newton y el concepto de velocidad de escape de los Principia (1687). Para abandonar la Tierra y llegar al espacio hay que superar una velocidad de escape de unos 40 000 km/h (11 km/s). Para Newton no tenía sentido plantearse la posible existencia de un cuerpo cuya velocidad de escape fuera la velocidad de la luz en el vacío.

Sin embargo, Newton pensaba que la luz estaba formada por partículas con una masa muy pequeña (extremedamente pequeña, pero no nula). Ya en su Optica (1704) se planteó si la luz gravitaba. Por el principio de equivalencia newtoniano, no importa lo pequeña que sea la masa de estas partículas (siempre que sea mayor que cero), su trayectoria dependerá de su aceleración gravitacional que es independiente de la masa. Así que la luz debe gravitar.

Hoy en día sabemos que las estrellas se forman en grupos a partir de una nube de gas protoestelar.  Pero en el siglo XVIII no se sabía. John Michell propuso en 1783 que algunas de las estrellas que vemos en el cielo son en realidad estrellas binarias. Para poder distinguirlas, Michell propuso usar la velocidad de la luz; en ciertos momentos de la órbita, la luz de la estrella al acercarse a nosotros se movería más rápido que la luz (c+v), mientras que la luz de la otra estrella al alejarse de nosotros se movería más lenta (c−v). Hoy sabemos que dicho método no funciona (la velocidad de la luz no cambia). Pero que se puede usar el método Doppler (1842), el cambio de color (frecuencia) de la luz. Como es obvio, Michell no conocía este efecto.

Michell observó que su método no funcionaría para las estrellas muy grandes, cuya velocidad de escape fuera mayor que la velocidad de la luz. Serían estrellas negras de las que ni siquiera la luz puede escapar. Michell (1783) estimó que eran estrellas de unas 500 veces la masa solar. Laplace  (1796) recalculó la estimación a más de 250 veces la masa solar. En realidad ninguno de los dos sabía lo que era una estrella, ni cuál era la física de las estrellas, luego su cálculo de la velocidad de escape no tiene ningún sentido. Afirmar que predijeron la existencia de los «agujeros negros» no tiene ningún sentido.

Recomiendo leer a Gastón Giribet, «Los agujeros negros de la ilustración,» Personal Homepage (2023) [PDF]. El término agujero negro se usó por primera vez en 1964 en Science News: Ann Ewing, «‘Black Holes’ in Space», Science News 85: 39 (18 Jan 1964), [enlace al PDF].

Enstein presentó el 25 de noviembre de 1915 su ecuación definitiva para la gravitación en la relatividad general. Según esta ecuación la densidad de energía y de momento lineal en cierta región del espaciotiempo provoca que dicha región se curve; y a la inversa, la curvatura describe cómo se mueve los objetos con energía y momento lineal a lo largo de geodésicas (trayectorias similares a rectas en un plano, pero en un espaciotiempo curvado).

La primera solución exacta de la ecuación de Einstein para el espacio exterior a una estrella fue obtenida por Karl Schwarzschild el 13 enero de 1916 (mientras estaba convaleciente en un hospital militar). ¿Cómo pudo obtener una solución en tan poco tiempo y en el frente bélico?

La respuesta es que no lo hizo. Schwarzschild resolvió las ecuaciones de la gravitación unimodular en el vacío que Einstein publicó el 11 de noviembre de 1915. Estas ecuaciones fueron descartadas por Einstein como inadecuadas. Pero fueron las que resolvió Schwarzschild (de una forma muy ingeniosa por la limitación de la condición de unimodularidad de la métrica).

¿Por qué hoy en día dicha solución se usa como solución de la ecuación de Einstein? Porque dicha solución también es solución de la ecuación de Einstein para el vacío (sin tensor de energía y momento lineal). La solución de Schwarzschild para la curvatura del espacio vacío fuera de la superficie de una estrella, solo debía ser aplicada fuera de dicha superficie.

Llamamos agujero negro a la interpretación de dicha solución como un espaciotiempo curvado vacío (sin estrella). En dicho caso, la constante m (que se interpretaba como la masa de la estrella) se interpreta como la energía del espaciotiempo curvado (usando la fórmula E = m c²). Porque la ecuación de Einstein implica un proceso de realimentación: la curvatura tiene energía y genera más curvatura, que añade más energía y más curvatura, y así de forma sucesiva, en un proceso infinito que conduce a una solución con una singularidad en su centro (un punto donde la curvatura se vuelve infinita). A esa solución con espacio vacío curvado autosostenido por la energía de su propia curvatura es a lo que llamamos agujero negro.

La solución matemática de agujero negro de Schwarzschild es eterna, desde el infinito pasado hasta el infinito futuro. Por tanto no es una solución física (ya que el universo no es eterno). En general, las soluciones matemáticas de las ecuaciones de la Física no son soluciones físicas, que se pueden dar en la Naturaleza, salvo que exista un mecanismo de formación físicamente realista.

En el caso de los agujeros negros, el mecanismo de formación es el colapso de una estrella. En las estrellas la presión de radiación, que quiere que la estrella explote, compite con la gravitación, que quiere que la estrella implosione. Este equilibrio se puede romper cuando la masa de la estrella supera cierto límite crítico. A partir de ese momento la gravitación vence y la estrella colapsa en una explosión de supernova cuyo resultado final es un agujero negro (si la masa de la estrella es superior a unas tres masas solares). Este proceso físico fue descrito por Oppenheimer y Snyder en 1939, para las estrellas de neutrones (las más densas conocidas) que superan el límite de Oppenheimer y Volkoff, y Tolman.

En la película Oppenheimer (2023) de Nolan se presenta el artículo del colapso gravitacional de Oppenheimer y Snyder. En una escena, durante una clase, Oppenheimer le encarga los cálculos a su estudiante Snyder. Más tarde (sobre el minuto 00:30:10) Snyder entre en clase y le entrega una copia de un ejemplar de la revista Physical Review en la que aparece publicado su artículo. En pantalla podemos disfrutar de imágenes de dos páginas del artículo. Yo no recuerdo ningún otro caso en el que en un blockbuster se haya mostrado un artículo científico (que no sea ficticio). Otro motivo más para ir a los cines a ver esta gran película (aunque quizás haya que esperar a que esté en vídeo para poder parar la imagen y disfrutar del artículo).

Los agujeros negros astrofísicos son “invisibles” porque son muy pequeños. La Tierra nos parece enorme, pero solo es un pequeño punto azul pálido. ¿Qué tamaño tendría un agujero negro con la masa de la Tierra? Sería una «canica transparente» de 1.8 cm de diámetro (algo así como la anchura de un pulgar).

El cálculo exacto es 8.89 mm de radio y 17.78 mm de diámetro. En la imagen presento una animación del tránsito de la Luna a través de la Tierra desde el punto de vista del telescopio espacial DSCOVR EPIC de la NASA (se observa la cara oculta de la Luna).

El Sol es enorme, pero si fuera un agujero negro sería una «esfera transparente» de unos 5.9 km de diámetro. Un objeto tan pequeño a una unidad astronómica de distancia sería imposible de observar con nuestros telescopios actuales.

La Vía Láctea tiene una masa estimada de 1.5 billones de masas solares (simplifico el valor ya que en realidad se ignora su masa, pues estamos dentro de ella, y se estima que está entre1 y 2 billones de masas solares, según el método de cálculo). Su agujero negro supermasivo, llamado Sagitario A* (la primera fuente de rayos X observada en la constelación de Sagitario), tiene una masa de 4.1 millones masas solares. A pesar de ello es un objeto muy pequeño, con un radio de 0.08 UA (unidades astronómicas, o distancias Tierra–Sol); recuerda que el radio medio de la órbita de Mercurio es de 0.40 UA (cinco veces mayor).

Sgr A* está una distancia del Sol de unos 26 000 años luz (unos 8 kpc). A veces se imagina que la galaxia rota alrededor del agujero negro central; pero su región de influencia gravitacional es muy pequeña, de solo unos 3 pc (2500 veces más pequeño que la distancia al Sol). Sgr A* está en el centro (porque cae en el fondo del pozo de potencial gravitacional galáctico), pero casi no influye. Si desapareciera de repente (algo imposible), nunca afectaría a la órbita del Sol en la galaxia. Recuerda, 4 millones de masas solares es muy poco comparado con más de 1 billón de masas solares.

Como Sgr A* es tan pequeño, para poderlo observar necesitamos un telescopio del tamaño de toda la Tierra. Se ha usado un radiotelescopio virtual, llamado EHT (telescopio del horizonte de sucesos), que combina múltiples radiotelescopios distribuidos por toda la superficie terrestre.

Esta figura muestra la distribución de los radiotelescopios que forman el EHT (Event Horizon Telescope) en verde y el GMVA (Global mm-VLBI Array) en amarillo. Ambos operan a longitudes de onda diferentes, 1.3 mm para EHT y 3 mm para GMVA, luego se complementan.

Se ha observado la sombra de dos agujeros negros supermasivos, Sgr A* con 4 millones de masas solares y M87* con 6500 millones de masas solares. Vistos desde la Tierra, la anchura angular de sus fotonesferas es muy similar.

Aquí se comparan las sombras de ambos agujeros negros supermasivos (no se comparan sus horizontes de sucesos, sino sus fotonesferas).

Esta figura ilustra el concepto de fotonesfera que da lugar a la llamada sombra del agujero negro. Como se observa, para un agujero negro estático la fotonesfera es unas 5 veces mayor que el horizonte de sucesos; para un agujero negro en rotación (como M87* y Sgr A*) la diferencia es algo menor.

EHT ha podido observar M87* en polarización, mostrando un mapa de los campos magnéticos en su fotonesfera. Estos campos magnéticos son responsables de su chorro ultrarrelativista. Las líneas de campo magnético que surgen del disco de acreción de materia se cierran en el propio disco. Sin embargo, como hay una zona sin materia entre el disco y el horizonte (debido a la existencia de un radio mínimo para toda órbita circular estable), las líneas de campo magnético cerca de dicho borde no se pueden cerrar y abandonan el disco en dirección transversal. Como el agujero negro rota,  se enrollan alrededor del eje perpendicular al disco de acreción, canalizando parte del plasma del disco para generar un enorme chorro ultrarrelativista, como muestra la figura.

Por cierto, las imágenes de EHT no son como las de la película Interstellar. Quizás conviene recordar qué es lo que se ve en esta imagen digital.

Como se observa, lo que vemos es el disco de acreción desde diferentes ángulos, como muestra la cámara de vídeo arriba a la izquierda. Por cierto, en la película es un disco de luz, el llamado «anillo de fuego», porque el planeta Miller atraviesa dicho disco de luz sin daño alguno, lo que sería imposible si fuera un disco de acreción. En la parte superior vemos la parte trasera del disco (que sería no visible sin un agujero negro), en el centro vemos el disco como esperaríamos verlo, y en la parte inferior vemos la parte inferior de la parte trasera del disco. Con un poco de cuidado es muy fácil entender la imagen.

La charla fue en el anochecer del 28 de septiembre en Málaga. En esta fechas se puede ver la región del cielo donde está la galaxia M87 en la constelación de Virgo, al anochecer hacia el oeste. Por supuesto, no la ciudad de Málaga, sino en un sitio con poca contaminación lumínica. Además, hay que usar un telescopio o unos prismáticos, pues su magnitud aparente es de 9, con un tamaño aparente de 7 minutos de arco.

M87 forma parte del cúmulo galáctico de Virgo (que cubre unos 15 grados del cielo). Esta imagen muestra la parte central del cúmulo (4° × 4° region). M87 es una galaxia elíptica, en un campo donde se ven otras tres elípticas, M84, M86 y M89, y otras cuatro galaxias espirales, M90, M58, M88 y M91.

Para ver el chorro ultrarrelativista de M87 podemos recurrir al telescopio espacial Hubble (HGT). En esta imagen no se ve bien por la escala (por cierto muchos astrofotógrafos confunden las dos galaxias alineadas a la derecha como un falso chorro).

La ampliación de la imagen del HST muestra el chorro, en color azulado.

Un último zoom nos muestra el chorro en todo su esplendor. Se observa que es mucho más grande que la propia galaxia y que presenta grumos (debido a la alternancia de los periodos de inactividad y actividad de M87*). Esta figura ilustra la enorme importancia que tienen estos chorros generados en los núcleos galácticos activos (AGN) en la evolución de las galaxias y en la regulación negativa de la tasa de formación estelar. Solo el gas frío puede formar galaxias; el AGN calienta y expulsa gas al medio intergaláctico, con lo que priva a la galaxia de la formación de nuevas estrellas. Así, el ritmo de evolución de la galaxia y del agujero negro supermasivo están acoplados (se dice que coevolucionan).

Gracias a las observaciones a 3.5 mm (86 GHz) entre el 14 y 15 de abril de 2018 usando GMVA (Global Millimetre VLBI Array), ALMA (Atacama Large Millimetre/submillimetre Array) y GLT (GreenLand Telescope) se podido observar el origen del chorro de M87. Se observa una estructura en forma de tridente que nace de la región de la sombra de M87*. Así se ha demostrado que el origen del chorro es la actividad del AGN.

Esta recreación artística trata de explicar por qué se observa una estructura de tipo tridente. El chorro tiene una estructura de paraboloide y se esperaba observar solo los laterales (porque en la dirección de visión se acumula más materia). La parte central podría estar asociada a actividad reciente, aunque todavía no se conoce su origen.

Esta misma semana, el miércoles 27 septiembre 2023, se ha publicado un interesante artículo en la revista Nature sobre la física del chorro de M87*. Gracias a 22 años de observaciones se observa una oscilación (precesión) de la posición angular del chorro con un periodo estimado de 11 años. Se interpreta como resultado de la precesión de Lense–Thirring del disco de acreción, que estaría desalineado con la rotación del agujero negro M87*. Se cree que una precesión similar es común en todos los chorros ultrarrelativistas de los núcleos galácticos activos.

Esta figura muestra la oscilación y los datos recabados (arriba a la izquierda en colores azul y verde). Como se ve, solo se observa de forma clara un periodo, así que hay que tener cuidado con la estimación de 11 años. A pesar de ello, parece firme que se haya observado la precesión de Lense–Thirring.

¿Qué es lo que se espera que el JWST desvele sobre la física de los AGN y los SMBH? El problema más famoso es de tipo ¿quién fue primero, el huevo o la gallina? En este caso, ¿quién fue primero el SMBH o la galaxia? Se forman primero los agujeros negros supermasivos y a su alrededor se acumulan estrellas para formar la galaxia. O se forman primero las galaxias y los agujeros negros caen a su pozo de potencial, creciendo hasta alcanzar las enormes masas de los agujeros negros supermasivos. O, incluso, coevolucionan y ambos aparecen más o menos al mismo tiempo y evolucionan más o menos al mismo ritmo.

Hace unos diez años se sabía las observaciones hasta z = 4 no permiten decidir esta cuestión. Se esperaba que el JWST pudiera observar AGN con z > 5 que permitieran resolver el problema. Este años se publicó en Nature el 28 de junio de 2023 las primeras imágenes del JWST con NIRCam (3.6 y 1.5 μm) y NIRSpec (espectro) que pretenden resolver la cuestión. Los dos cuásares más lejanos, J2236+0032 y J2255+0251, con z = 6.4 y 6.34. Sus galaxias tienen una masa de 130 × y 34 × 10⁹ M☉. La medida de la velocidad del gas en su entorno permite estimar la masa de sus SMBHs en 1400 × y 200 × 10⁶ M☉.

Por desgracia, estos resultados son compatibles con la hipótesis de coevolución. Cuando el universo tenía algo menos de mil millones de años parece que no es posible saber quién viene antes el SMBH o la galaxia. Lo que parece claro es que el vínculo entre ambos se estableció cuando el universo tenía unos 860 millones de años.

El espectro muestra líneas espectrales que apuntan a que se trata de galaxias similares en composición a las galaxias actuales, aunque con masas unas mil veces más pequeñas. Con estas galaxias no es posible decidir quién fue primero.

Queda más claro en la figura de la izquierda para los dos cuásares con z ≅ 6,4 en rojo. Los contornos naranjas (niveles 1–3 σ ) muestran la distribución esperada según las simulaciones para la relación entre la masa del agujero negro supermasivo y la masa de la galaxia. El resultado es muy parecido al que se observa para galaxias cercanas con z  = 0.

La figura de la derecha muestra que la relación entre ambas masas es lineal con una pendiente similar a la de las galaxias actuales (por dos puntos pasa una única recta, pero su pendiente es similar a la observada en galaxias activas actuales). Por ello, estos dos cuásares no permiten decidir la cuestión del huevo y la gallina. El equipo de investigación pretende estudiar 10 cuásares con el JWST en los próximos años. Si ocurre lo mismo con todos ellos, salvo que estos dos cuásares sean excepcionales por alguna razón, el JWST no podrá resolver este problema. Habrá que esperar a otros instrumentos.

Hay dos teorías para la formación de las semillas de los agujeros negros supermasivos. Por un lado, el colapso directo (parte izquierda) en la que grandes nubes de gas colapsan para formar una estrella transitoria que nunca alcanza el equilibrio y continúa colapsando hasta dar lugar a un agujero negro con una masa de miles, o incluso decenas de miles, la masa solar. Y por otro lado, la formación mediante supernovas de estrellas de población III con cientos de masas solares dando lugar a agujeros negros de hasta unas doscientas masas solares. En le primer caso las semillas de los SMBH son ya grandes y pueden crecer a las masas actuales sin muchos problemas. En el segundo caso se requiere un mayor número de fusiones de agujeros negros y una intensa acreción de materia de la galaxia para lograr que alcancen las masas de los agujeros negros supermasivos que observamos. Quizás la respuesta sea una combinación de ambos mecanismos. Todavía no conocemos la respuesta.

El colapso directo no requiere que el gas tenga gran densidad. Basta la densidad del agua (pongamos, cajas de botellas de Cartojal apiladas) en una región esférica con un radio similar a la órbita de Urano para que colapse debido a su propio campo gravitacional. Esta esfera tiene una masa de unos mil millones de masas solares (a pesar de que su densidad sea la del agua). Su colapso daría lugar a la formación de un agujero negro supermasivo de cientos de millones de masas solares. Que bien podrían ser las semillas en la Edad Oscura del Universo de los actuales agujeros negros supermasivos.

Las primeras imágenes del JWST de cielo profundo mostraron una sopresa inesperada: candidatos a galaxias con z > 15 (calculado de forma fotométrica). Galaxias que parecían contemporáneas, pero que se obesrvaban cuando el universo tenía solo unos doscientos millones de años. Imposible. El modelo cosmológico no permite una formación tan rápida de estas mostruosas galaxias.

Se descubrió pronto que el problema era la calibración preliminar para obtener las primeras imágenes. Cuando se usó la calibración correcta, estas galaxias resultaron ser galaxias con z ≈ 5 con mucho polvo, porque estaban en un brote de formación estelar. ¿Cuáles son las galaxias más lejanas que ha observado el JWST?

La galaxia más lejana que había observado el HST (Hubble) se llama GN-z11 (se observó en el campo GOODS-North con desplazamiento al rojo fotométrico de z = 11.1, la vemos cuando el universo tenía  unos 400 millones de años). El JWST ha observado esta galaxia con su espectrómetro NIRSpec, estimando un desplazamiento al rojo espectrométrico de z = 10.6034 ± 0.0013 (cuando el universo tenía unos 430 millones de años). Se observan múltiples líneas de emisión, como las habituales [O ii] 3727, [Ne iii] 3869, y [C iii] 1909, y las raras [N iv] 1486 y [N iii] 1748, que implican una alta ionización. Su origen puede ser la actividad de su agujero negro supermasivo (núcleo galáctico activo) o una alta tasa de formación estelar (que en su caso se estima en ∼ 20–30 M☉/yr, masas solares por año).

Las galaxias más lejanas observadas por el telescopio espacial JWST se han estudiado en el proyecto JADES (JWST Advanced Deep Extragalactic Survey). Se publicó en Nature Astronomy la confirmación con NIRSpec de cuatro galaxias con z > 10 observadas con NIRCam. En concreto, JADES-GS-z10-0 con z=10.38, -z11-0 con z=11.58, -z12-0 con z=12.63 y -z13-0 con z=13.20; esta última es la que ostenta el récord actual a galaxia confirmada con su espectro de mayor z, habiendo sido observada cuando el universo tenía unos 350 millones de años. Estas galaxias presentan una tasa de formación de estelar moderada y un tamaño compacto, compatible con lo esperado según los modelo de formación galáctica en el modelo cosmológico de consenso ΛCDM.

No se espera que JWST pueda observar galaxias con z mucho mayor que 13. Como se ve en estas el espectro de galaxias con z ~ 13 es muy ruidoso y muestra con gran dificultad el salto Lyman α que permite estimar su desplazamiento al rojo con precisión. Así que no es de esperar que observe galaxias con z > 14 (quizás observe alguna gracias a una lente gravitatacional que se aproxime a 14 que logre un nuevo récord).

¿Qué mecanismo puede formar los agujeros negros supermasivos en las galaxias más lejanas observadas por el JWST? El límite de Eddington (también conocido como luminosidad de Eddington)1 es la luminosidad máxima que puede atravesar gas neutro en equilibrio hidrostático, suponiendo simetría esférica, una composición de hidrógeno puro, gravedad newtoniana y una interacción entre la materia y la radiación limitada a la dispersión Thomson. En un reciente artículo en MNRAS se estudia por ordenador el crecimiento de semillas de baja masa (supernovas de estrellas de población III) y de gran masa (colapso directo) tanto por debajo del límite de Eddington como por encima (super-Eddington). En ambos casos se pueden explicar las galaxias observadas por el JWST. El único caso que genera dudas es CEERS-1019 con z = 8.7, pero la banda de error para su masa es grande. Hasta que no se reduzca dicha incertidumbre no se puede decidir cuál de los dos mecanismos explica mejor la masa estimada de su SMBH. Aún así, los autores concluyen que sus datos apuntan a que GNz11 podría tener un SMBH en acreción super-Eddington con una masa de 1.5 × 10⁶ masas solares, mientras que la emisión de CEERS-1019 está dominada por la galaxia anfitriona; si alberga un SMBH activo tendría una masa de ≃ 10⁷ masas solares y está acretando materia a tasas sub-Eddington. Estas conclusiones me parecen aún muy preliminares.

Una cuestión sorprendente es que la relación entre la masa de la galaxia (M∗) y la de su agujero negro supermasivo (M•) observada en las galaxias más lejanas de JWST es lineal y muy parecida a la observada en las galaxias actuales. Se ha publicado un artículo en arXiv hace un par de semanas (13 de septiembre) sobre un nuevo modelo llamado TRINITY, que predice una relación no lineal. Las galaxias de JWST se explican bien con la relación no lineal. Aunque se observa algunas galaxias que apuntan a posibles desviaciones, por ahora tienen baja significación estadística. El único caso que se desvía de forma clara es el cuásar UHZ1, observado por Chandra y JWST con z ~ 10.3 (en el universo con 450 millones de años). Pero un único ejemplo es demasiado poco para concluir que así ocurra con las primeras galaxias. Futuras observaciones son necesarias para concluir de forma firme sobre las desviaciones de la linealidad que predice TRINITY (y otros modelos no lineales similares).

La evolución temprana de los SMBH está dominada por fusiones. Se sabe que las galaxias se fusionan y que sus núcleos también lo hacen. De hecho, el JWST ha confirmado (julio de 2023) que CID-42 está formado por dos AGN en órbita mutua. Además, hay indicios de que uno de ellos es un AGN doble, con lo que se trataría un sistema triple.

Peo para que podamos estudiar las fusiones de SMBH habrá que esperar al telescopio espacial de ondas gravitacionales LISA (que podría ser lanzado al espacio en la próxima década). Un proyecto de la ESA con la NASA de enorme interés para entender la física de las semillas de los SMBH.

Quizás JWST no pueda aportar mucho más sobre la física de los SMBH, ni podrá decidir quién fue primero, la galaxia o el SMBH. Pero el futuro del estudio de los SMBH es muy prometedor gracias a LISA. Podrá observar la fusión (coalescencia) de SMBH, podrán resolver sistemas binarios de SMBH y AGN múltiples. Estudiando ondas gravitacionales en el rango de los milihercios, quizás logre resolver la cuestión. Hay que recordar que LIGO estudia el rango de los kilohercios y está revolucionando nuestro conocimiento de los agujeros negros astrofísicos de masa estelar.

En resumen, el JWST solo lleva un año observando el cielo. El JWST nos ofrece mucho, pero no es la panacea para todo. No podrá resolver todos los problemas. Pero complementado con otros instrumentos (como LISA) acabará revolucionando nuestro conocimiento sobre los agujeros negros supermasivos.