Los discos de acreción son herramientas cruciales para nuestro estudio de los agujeros negros. Casi todo lo que hemos aprendido sobre los agujeros negros lo hemos aprendido gracias a los discos de acreción. ¿Por qué? Una cosa que cambió la astronomía de raíz fue cuando la gente se dio cuenta de que había más cosas que ver en el universo de las que los telescopios ópticos permitían ver hasta entonces. Descubrieron que la luz visible era sólo una pequeña fracción de todo el espectro electromagnético y que la información viajaba por el universo en muchas longitudes de onda, desde la radio, pasando por las microondas, los infrarrojos, la óptica, el ultravioleta, los rayos X, hasta los rayos gamma. Desde entonces, todo lo que sabemos sobre el universo lo hemos aprendido de la radiación electromagnética. Los agujeros negros, sin embargo, no producen ninguna radiación y eso los haría imposibles de estudiar si no tuvieran discos de acreción a su alrededor. Esos discos son los que realmente observamos y de los que inferimos propiedades de sus objetos gravitatorios centrales.

Acreción y discos de acreción

La acreción es un proceso de crecimiento de un objeto masivo por atracción gravitatoria y recogida de material adicional. Normalmente, esto ocurre a través de una estructura en forma de disco de material o gas difuso que se encuentra en movimiento orbital alrededor del objeto de acreción central. Los discos de acreción son características omnipresentes en el universo y pueden encontrarse alrededor de estrellas más pequeñas o restos estelares, en estrellas binarias cercanas, en los centros de las galaxias espirales, en los cuásares, también se forman en las explosiones de rayos gamma.

La acreción puede tener muchas formas. Puede ser esférica o planar. Puede ser persistente o episódica. El escenario habitual de la acreción es que el material fluye de un objeto celeste a otro. Entonces existe una dirección preferente dada por el plano orbital de los dos cuerpos. El flujo también mantiene ese plano, pero no se extiende en línea recta de un objeto al otro ya que tiene algo de momento angular por el movimiento orbital de los dos. Es empujado un poco hacia un lado por la fuerza de Corriolis y forma un disco alrededor del objeto objetivo.

De esta forma el material se amontona en un denso disco de acreción giratorio que orbita alrededor de un agujero negro, estrella u otro objeto gravitatorio. La fricción entre las capas adyacentes hace que el gas del disco se caliente, ya que su energía potencial se disipa lentamente en calor. El gas también pierde momento angular, lo que le permite acercarse al objeto central y orbitar más rápido. El movimiento más rápido da lugar a una mayor fricción y, a medida que el gas se calienta mucho, irradia energía. La temperatura que puede alcanzar el disco depende de la masa del objeto central; cuanto más masivo sea, menor será la temperatura del disco. Los discos alrededor de los agujeros negros de masa estelar tienen temperaturas en torno a los millones de Kelvins e irradian en rayos X, los discos alrededor de los agujeros negros supermasivos tienen temperaturas en torno a los miles de Kelvins e irradian en luz óptica o ultravioleta.

Cómo imaginar un disco de acreción

Podemos imaginar un disco de acreción como un buen disco de gramófono. Sorprendentemente tiene muchas características de un disco de acreción. Cuando empezamos a reproducir el disco, colocamos la aguja en el borde exterior del disco. Ahí es también donde la materia entra en el disco de acreción, en su periferia. La aguja sigue entonces un surco en espiral muy apretado mientras la placa de vinilo pasa por debajo y se reproduce la música. Se puede ver cómo la aguja se desplaza muy lentamente hacia el centro del plato mientras da muchas vueltas alrededor del mismo. Lo mismo ocurre con el disco de acreción. Una partícula de materia que ha entrado en el disco debe perder su momento angular. Mientras lo hace intercambiándolo con otras partículas de alrededor, sigue dando muchas vueltas a lo largo de una órbita kepleriana como un planeta alrededor del Sol.

El disco del gramófono puede sonar durante 45 minutos, la materia tarda semanas o años (dependiendo del tamaño del disco) en derivar desde el exterior hasta su borde interior. Una vez que el disco ha terminado y la aguja llega al final de la pista, el surco en espiral se desenrolla rápidamente, lo que sitúa al tóner en posición de parada. En los discos de acreción de los agujeros negros ocurre algo similar. Insistimos en que debe tratarse de discos de acreción alrededor de agujeros negros, porque este efecto es relativista y sólo se manifiesta en un campo gravitatorio suficientemente fuerte alrededor de objetos compactos como los agujeros negros o quizás las estrellas de neutrones. Lo que ocurre es que a un determinado radio, ya bastante cerca del agujero negro central, las partículas de materia ya no pueden orbitar siguiendo trayectorias keplerianas circulares. Tales trayectorias dejan de ser estables debido a los efectos de la relatividad general y, a partir de ese momento, la partícula se encuentra en una espiral abierta en caída libre que la va a llevar por el resto del camino hasta el horizonte de sucesos dentro de pocas órbitas a una velocidad cercana a la de la luz, donde termina su largo camino.

La existencia de esa característica especial en el disco donde no existen trayectorias keplerianas estables resulta ser de una importancia muy alta. Dado que la materia puede orbitar tranquilamente en el disco por todas partes fuera de este lugar especial, pero no dentro, significa que el disco resulta tener “agujero” en sí mismo. El tamaño de este agujero depende únicamente de las propiedades del agujero negro central (su masa y su rotación). Por lo tanto, si consiguiéramos medir el tamaño del agujero, podríamos inferir propiedades del propio agujero negro. ¡Qué emocionante! Y, de hecho, los astrónomos han presentado un puñado de ideas sobre cómo hacer exactamente eso.