Púlsares: relojes cósmicos que investigan los agujeros negros del universo primitivo
La extraordinaria precisión de las estrellas de neutrones permite poner límites a posibles parejas de agujeros negros supermasivos que existieron cuando las primeras galaxias apenas comenzaban a formarse.
En los primeros cientos de millones de años después del Big Bang ya existían galaxias sorprendentes y agujeros negros de masas colosales. ¿Cómo pudieron crecer tan rápidamente? Una forma de responder consiste en averiguar si algunos de esos gigantes estuvieron acompañados por otro agujero negro y crecieron mediante fusiones.
Pero hay un problema: no podemos ver directamente cómo dos agujeros negros oscuros se orbitan a distancias tan extremas. En cambio, podemos buscar las imperceptibles alteraciones del espacio-tiempo que produciría su movimiento. Y para ello contamos con algunos de los relojes naturales más estables del universo: los púlsares de milisegundo.
1. ¿Qué es un púlsar y por qué se parece a un reloj?
Cuando una estrella masiva termina su evolución, su núcleo puede colapsar y dejar una estrella de neutrones: un objeto extraordinariamente denso, de tamaño comparable al de una ciudad. Algunas rotan muchas veces por segundo y emiten haces de radiación que barren el espacio. Cada vez que uno de esos haces apunta hacia la Tierra, recibimos un pulso.
Los púlsares de milisegundo pueden ofrecer una regularidad temporal extraordinaria. Sus impulsos no son absolutamente perfectos: existen movimientos propios, efectos del medio interestelar, ruido y otros fenómenos que deben modelarse. Sin embargo, una red de ellos, observada durante años, funciona como un sistema de cronómetros repartidos por la Galaxia.
Una estrella de neutrones envía pulsos de radio con gran estabilidad.
Una onda gravitacional modifica minúsculamente el patrón de llegada de los pulsos.
Se buscan variaciones correlacionadas en múltiples púlsares, separando el ruido y otros efectos.
2. Un detector del tamaño de la Galaxia
Las ondas gravitacionales son perturbaciones de la geometría del espacio-tiempo previstas por la relatividad general. Los interferómetros terrestres, como LIGO y Virgo, estudian señales de frecuencias relativamente altas, asociadas con otros tipos de sistemas compactos. Las parejas de agujeros negros supermasivos, que pueden tardar años en completar una órbita, producen ondas mucho más lentas.
Estas señales se buscan en frecuencias del orden de los nanohertz: milmillonésimas de hertz. Una onda de 1 nHz tiene un período aproximado de 31,7 años; una de 10 nHz, de 3,17 años. Por eso se necesitan observaciones prolongadas, a menudo durante décadas.
La técnica se conoce como pulsar timing array (PTA), o red de cronometraje de púlsares. En Australia, el radiotelescopio Parkes, también llamado Murriyang, ha contribuido a construir uno de estos conjuntos de datos. La tercera publicación de datos del Parkes Pulsar Timing Array (PPTA DR3) reúne 32 púlsares; para el análisis de ondas continuas se utilizaron 30, excluyendo dos por su escasa contribución a la sensibilidad.
3. El desafío del universo primitivo: el corrimiento al rojo
El universo se expande. Mientras una onda gravitacional viaja desde una galaxia remota hasta nosotros, su longitud de onda se estira y su frecuencia observada disminuye. Este fenómeno es el corrimiento cosmológico al rojo, normalmente expresado mediante el parámetro z.
Así, una onda que hoy recibimos a 5 nHz desde una fuente con z = 6,327 fue emitida a una frecuencia aproximada de 36,6 nHz. Ese detalle importa enormemente al interpretar la masa de los agujeros negros y la fase orbital del sistema.
La denominada masa de chirp, representada por Mc, es una combinación de las masas de ambos componentes que gobierna la evolución de la señal. No es lo mismo que la masa total de la pareja. En una observación cosmológica aparece además la masa de chirp desplazada al rojo:
Si se confunde Mz con Mc, se puede sobrestimar la masa intrínseca del sistema distante. Las búsquedas deben incorporar explícitamente la expansión cósmica y una relación entre distancia y corrimiento al rojo.
4. Una paradoja aparente: ¿pueden ser más accesibles las fuentes más remotas?
Normalmente esperamos que un objeto lejano produzca una señal más débil. Sin embargo, para una misma frecuencia gravitacional observada, las fuentes a mayor corrimiento al rojo emitieron la onda a una frecuencia intrínseca más elevada. En modelos de parejas que se aproximan espiralmente, esa etapa está asociada con una emisión gravitacional más intensa.
El resultado es un efecto de selección llamado sesgo por corrimiento al rojo (redshift bias). Dentro del modelo estudiado, la sensibilidad a la masa no empeora de manera monótona con la distancia y puede mejorar más allá de un cierto corrimiento al rojo. No significa que cualquier objeto más lejano sea más fácil de observar: el efecto depende de la frecuencia, la masa, la evolución del sistema y los límites de validez de la señal continua.
5. Dos objetivos del amanecer cósmico
La combinación de posiciones y corrimientos al rojo medidos mediante radiación electromagnética permite buscar con mayor precisión una señal gravitacional hacia lugares específicos del cielo. Dos objetos destacan como pruebas exigentes para este método.
| Objeto | Corrimiento al rojo | Qué sabemos | Qué se investigó |
|---|---|---|---|
| Cuásar J0100+2802 | z = 6,327 | Contiene un agujero negro central cuya masa estimada ronda 1,2 × 1010 masas solares. | Si pudiera esconder una pareja extremadamente masiva y qué masas permitirían los datos. |
| Galaxia JADES-GS-z14-0 | z = 14,32 | Galaxia observada por el telescopio espacial James Webb. La masa estelar inferida es mucho menor que la masa de un gigantesco binario del orden de 1010 masas solares. | Hasta qué época temprana puede extenderse técnicamente la búsqueda. |
El primer objeto corresponde aproximadamente a una época situada dentro de los primeros 900 millones de años del universo; el segundo, dentro de los primeros 300 millones de años. Conviene no confundir la masa estelar de una galaxia con la de un eventual agujero negro central: son magnitudes diferentes.
6. ¿Qué permiten descartar los datos?
El resultado fundamental es un conjunto de límites superiores al 95 % sobre la masa de chirp de hipotéticos sistemas binarios, calculados en función de la frecuencia. En las bandas relevantes, se descartan determinadas configuraciones extremas cuya masa de chirp intrínseca sería del orden de 1010 masas solares o superior, bajo los supuestos del modelo de ondas continuas.
Pero los límites no alcanzan para afirmar que los dos objetos albergan binarias, ni para excluir todas las binarias posibles. Para J0100+2802, si su masa central estimada se repartiera en dos agujeros negros iguales, la masa de chirp de referencia sería de aproximadamente 5,2 × 109 masas solares: una cifra próxima a los mejores límites, aunque no globalmente descartada. En JADES-GS-z14-0, los límites actuales son demasiado altos para explorar una población central de masas razonablemente esperables para esa galaxia.
Qué NO demuestra este resultado: no es una observación directa de una pareja de agujeros negros de la época primitiva; tampoco prueba que J0100+2802 se formó mediante una fusión, ni que JADES-GS-z14-0 contiene necesariamente un agujero negro supermasivo. Los límites restringen hipótesis específicas, y la interpretación depende de los modelos adoptados.
7. La siguiente etapa: localizar una fuente real
Para evaluar cómo podría funcionar una futura detección, se creó un conjunto de datos simulado de 40 años con 32 púlsares y se añadió artificialmente una señal gravitacional semejante a la que produciría una pareja extrema en la dirección de J0100+2802. A continuación se compararon dos estrategias: una búsqueda convencional y otra que emplea distancias más precisas para un pequeño subconjunto de seis púlsares.
Conocer esas distancias ayuda a relacionar la fase de la perturbación medida en la Tierra con la que pasa por cada púlsar. Esa coherencia permite determinar mejor la dirección de procedencia y otros parámetros de la fuente.
8. El futuro de una astronomía con muchos mensajeros
La astronomía moderna puede estudiar un mismo proceso cósmico mediante la luz visible, infrarroja, ondas de radio y ondas gravitacionales. El telescopio espacial James Webb identifica galaxias tempranas y permite determinar sus propiedades espectroscópicas; las redes PTA buscan la firma gravitacional de posibles parejas masivas; otras observaciones ayudarán a establecer qué mecanismos permitieron el crecimiento de los primeros agujeros negros.
Un eventual descubrimiento de ondas gravitacionales procedentes de una pareja en el universo primitivo aportaría información muy valiosa sobre la frecuencia de fusiones galácticas, las semillas de agujeros negros y la evolución de sus masas. En el futuro serán importantes observatorios radioastronómicos como el Square Kilometre Array (SKA), las redes internacionales de cronometraje y programas dedicados a señales transitorias de fusión que no se describen bien mediante ondas continuas.
La pregunta sigue abierta: ¿nacieron algunos agujeros negros extraordinariamente masivos o crecieron rápidamente mediante acreción y fusiones? Ahora disponemos de otra manera de someter esas posibilidades a pruebas observacionales.
Para pensar
- ¿Por qué una ausencia de señal puede proporcionar conocimiento científico y no ser simplemente un experimento fallido?
- Si una galaxia se encuentra más lejos, ¿por qué su onda gravitacional puede corresponder a una etapa orbital distinta de la de un sistema cercano observado a la misma frecuencia?
- ¿Qué información proporciona el James Webb que una red PTA no puede obtener por sí sola?
- ¿Por qué una simulación convincente no debe presentarse como si fuese un descubrimiento astronómico?
Preguntas y respuestas
- ¿Qué se ha detectado realmente?
- Se han medido tiempos de llegada de pulsos y obtenido límites estadísticos para señales gravitacionales continuas. No se identificó una señal individual procedente de los dos objetos estudiados.
- ¿Por qué hacen falta 18 años de datos?
- Las señales en nanohertz oscilan muy lentamente. Se necesitan series largas para distinguirlas del ruido y de los parámetros astrométricos de los púlsares.
- ¿Todas las ondas gravitacionales son iguales?
- No. Comparten naturaleza física, pero su frecuencia y forma dependen de la masa y evolución del sistema que las produce.
- ¿Qué significa un límite superior del 95 %?
- Es una cota estadística obtenida bajo el modelo y procedimiento de inferencia empleados. No significa que exista una probabilidad del 95 % de que los agujeros negros estén presentes.
- ¿El James Webb ha visto dos agujeros negros en JADES-GS-z14-0?
- No. En este contexto, JADES-GS-z14-0 sirve como objetivo con posición y corrimiento al rojo conocidos para evaluar el alcance de la técnica.
- ¿Por qué se habla de masa de chirp en lugar de masa total?
- Porque esa combinación de las masas de ambos objetos determina directamente cómo evoluciona la frecuencia y la amplitud del sistema binario.
Guía docente y ejercicios
Secundaria · Actividad guiada (20–30 minutos)
Objetivo: relacionar períodos, frecuencias, velocidad de expansión del universo y lectura crítica de resultados científicos.
- Definir frecuencia: f = 1/T. Calcular el período de una onda con f = 10 nHz usando un año de 365,25 días.
- Repetir para 1 nHz y discutir qué dificultades supone reconocer ciclos que duran años.
- Escribir dos afirmaciones: una que describa correctamente los resultados y otra que los exagere. Justificar la diferencia.
- En grupos, explicar qué aportan de manera distinta un telescopio infrarrojo y una red de púlsares.
Soluciones orientativas: 10 nHz → aproximadamente 3,17 años; 1 nHz → aproximadamente 31,7 años. Una búsqueda prolongada aumenta la capacidad de distinguir una señal lenta de efectos instrumentales y astrofísicos.
Universidad · Ejercicios con modelo físico
Ejercicio 1. Corrimiento al rojo: para z = 6,327 y fobservada = 5 nHz, calcular femitida. Resultado: 36,635 nHz.
Ejercicio 2. Masa de chirp: para dos agujeros negros de igual masa, demostrar que Mc = 2−6/5 Mtotal ≈ 0,435 Mtotal. Si Mtotal = 1,2 × 1010 masas solares, obtener Mc ≈ 5,22 × 109 masas solares.
Ejercicio 3. Localización: comparar 567,78 grados cuadrados con 19,09 grados cuadrados. Resultado: el área se reduce por un factor aproximado de 29,74, cercano a 30.
Discusión: explicar por qué el límite físico de la órbita circular estable más interna (ISCO) exige cautela al extrapolar el modelo de ondas continuas a frecuencias altas.
Orientaciones para el docente · Competencias y evaluación
- Competencias: interpretar escalas físicas, distinguir evidencia y simulación, razonar con modelos y reconocer incertidumbres.
- Materiales: calculadora, hoja de ejercicios y figuras originales ampliadas.
- Evaluación: resolución correcta de unidades, explicación conceptual del corrimiento al rojo y distinción explícita entre límite superior y detección.
Glosario
Púlsar: estrella de neutrones rotante cuya radiación llega en pulsos periódicos.
Púlsar de milisegundo: púlsar con un período de rotación de unos pocos milisegundos.
PTA: red de cronometraje que busca señales comunes en los tiempos de llegada de varios púlsares.
Nanohertz (nHz): 10−9 hertz; una oscilación por cada mil millones de segundos.
Onda gravitacional: perturbación propagante del espacio-tiempo.
Binaria supermasiva: dos agujeros negros muy masivos que orbitan alrededor de su centro de masas común.
Masa de chirp: combinación de masas de una binaria que controla la evolución gravitacional de su órbita.
Corrimiento al rojo (z): medida del estiramiento cosmológico de la longitud de onda.
Amanecer cósmico: etapa temprana de aparición y crecimiento de las primeras estructuras luminosas.
ISCO: órbita circular estable más interna del modelo relativista utilizado para describir una fase del inspiral.
Fondo estocástico: señal gravitacional colectiva producida por muchas fuentes sin resolver individualmente.
Límite superior: cota estadística que descarta regiones de parámetros bajo supuestos determinados.
Referencias bibliográficas
Chen, Y., Zhao, S.-Y., Zhu, X., Bhat, N. D. R., Tremblay, J. C., Curyło, M., et al. (2026). Nanohertz gravitational-wave constraints on supermassive binary black holes at cosmic dawn. Physical Review Letters, 137, 191401. https://doi.org/10.1103/5z5g-shly. Versión de acceso abierto: arXiv:2609.00613.
Jarman, S. (2026, 4 de noviembre). Pulsars set first mass limits on supermassive black hole pairs in the early universe. Phys.org. Consultar nota de divulgación.
Burke-Spolaor, S. (2026, 2 de noviembre). Using pulsars to probe early growth of black holes. Physics, 19, 146. American Physical Society. https://physics.aps.org/articles/v19/146.
Rosado, P. A., Lasky, P. D., Thrane, E., Zhu, X., Mandel, I., & Sesana, A. (2016). Detectability of gravitational waves from high-redshift binaries. Physical Review Letters, 116, 101102. https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.116.101102.
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