¿Agujeros negros supermasivos chocarán en 100 años? Revisamos los cálculos

Dos agujeros negros chocando

¿Qué ocurre al chocar dos agujeros negros supermasivos? Nadie lo ha visto. Ya se detectan colisiones de agujeros negros menores, con masas de unas pocas veces la del Sol hasta más de cien. Desde 2015, los detectores de ondas gravitacionales han catalogado más de doscientas candidatas y detecciones de colisiones.

Una onda gravitacional es una ondulación del espacio, emitida cuando objetos masivos orbitan entre sí. Pero los gigantes del centro de la mayoría de las galaxias grandes son distintos. Pueden pesar decenas de miles de millones de soles. En abril de 2026, un equipo dirigido por Silke Britzen, del Instituto Max Planck de Radioastronomía en Bonn, anunció una pareja candidata muy cercana.

La galaxia se llama Markarian 501. El comunicado decía que los dos agujeros negros "podrían fusionarse en tan solo cien años", dependiendo de sus masas reales. Pero el propio titular de la Sociedad Max Planck terminaba con un signo de interrogación: "¿Primera pareja cercana de agujeros negros supermasivos detectada?" Este video trata ese signo de interrogación.

Primero, tranquilidad: la galaxia está a más de cuatrocientos cuarenta millones de años luz. Un año luz es lo que recorre la luz en un año: unos nueve coma cinco billones de kilómetros. Nada de allí puede afectar a la Tierra. ¿Por qué acabarían juntos dos agujeros negros gigantes?

¿Qué vieron los astrónomos? ¿De dónde salen esos "cien años" y se sostienen? Si se fusionan, ¿podría notarlo alguien? Leímos el artículo y repetimos sus cálculos; mostraremos de dónde sale cada cifra.

Las galaxias chocan, y sus agujeros negros también deben hacerlo

Empecemos por los gigantes. Un agujero negro supermasivo pesa entre unas cien mil y decenas de miles de millones de veces la del Sol. Las galaxias se atraen, chocan y se fusionan lentamente en una. Al fusionarse dos galaxias, cada una aporta su agujero negro central.

Tarde o temprano, ambos deberían encontrarse. Aquí vemos una fusión a mitad del proceso. Es NGC seis mil doscientos cuarenta, a unos cuatrocientos millones de años luz. Bajo ese resplandor hay dos agujeros negros supermasivos, separados por unos tres mil años luz.

En la galaxia cero cuatro cero dos más tres siete nueve se halló una pareja mucho más estrecha. Los astrónomos miden estas distancias en pársecs: un pársec son unos tres coma tres años luz. En cero cuatro cero dos más tres siete nueve, están separados por unos siete pársecs, aproximadamente veintitrés años luz. Juntos pesan unos quince mil millones de soles y tardan unos treinta mil años en orbitar.

La galaxia está a unos setecientos cincuenta millones de años luz; en 2017, los astrónomos hallaron indicios de que orbitan entre sí. Incluso Roger Romani, astrónomo del estudio, dijo que le alegraría hallar un sistema que completara una órbita "en unas pocas décadas". No hemos visto con claridad el último paso: una pareja a punto de fusionarse. Y ese paso es muy difícil de detectar.

El problema del pársec final para los agujeros negros

En 1980, tres astrofísicos, Mitchell Begelman, Roger Blandford y Martin Rees, publicaron un artículo breve en Nature. Preguntaron qué ocurre si una galaxia activa alberga dos agujeros negros masivos en órbita. Una galaxia activa tiene un agujero negro central que se alimenta y brilla intensamente. Propusieron que esto explicaría algunos chorros de radio curvados o en precesión.

Un chorro es un haz estrecho de gas caliente y cargado, expulsado cerca del agujero negro casi a la velocidad de la luz. Precesar es oscilar como una peonza mientras su eje traza un círculo lento. También dijeron que podía probarse buscando efectos directos de la órbita. Al principio, cada agujero negro cae al centro por la llamada fricción dinámica.

Es el arrastre de un objeto pesado cuando su gravedad atrae muchas estrellas detrás de él. Al formar una pareja ligada, se acercan expulsando estrellas. Una estrella que pasa junto a la pareja sale disparada como piedra de honda. Cada estrella roba energía orbital, y la pareja se encoge.

Imagina dos patinadores tomados de la mano que lanzan bolas pesadas: cada lanzamiento los acerca. En los modelos más simples, con una galaxia redonda y sin colisiones, las estrellas de las órbitas adecuadas se agotan pronto. Entonces la pareja quedaba estancada a aproximadamente un pársec. Las ondas gravitacionales también quitarían energía, pero allí son demasiado débiles.

Reducir la órbita solo con ondas gravitacionales tardaría más que la edad del universo. Se llama problema del último pársec de los agujeros negros, por un artículo de 2003 de Milos Milosavljevic y David Merritt. Se han propuesto soluciones. Una sostiene que las galaxias reales no son perfectamente redondas.

En una galaxia achatada, la llamada galaxia triaxial, las estrellas siguen cayendo a nuevas órbitas hacia el centro. Un estudio de 2015 concluyó que esto solo puede resolverlo, con fusiones en unos mil millones de años o menos. Otra idea: un tercer agujero negro llega tras otra fusión y sacude la pareja hasta unirla. Una tercera propuesta, de 2024, implica materia oscura.

La materia oscura es masa invisible que mantiene unidas las galaxias; solo la detectamos por su gravedad. Si sus partículas chocan, un cúmulo denso rodea los agujeros negros, se repone sin parar y el arrastre continúa. En ese modelo, una pareja cuyo agujero negro principal tenga unos tres mil millones de masas solares podría fusionarse en un plazo de entre cien millones y mil millones de años. Pero sus defensores admiten que los datos actuales aún no distinguen este efecto del de estrellas y gas.

El problema del último pársec tiene soluciones posibles, pero nadie sabe cuál funciona en galaxias reales. Una pareja confirmada, mucho más dentro de un pársec, demostraría que algunas galaxias superan la barrera del último pársec.

Markarian 501, un sospechoso de larga data

Markarian 501 es un blazar. Un blazar es una galaxia activa con un chorro casi directo hacia nosotros, por eso parece muy brillante. También brilla en rayos gamma muy energéticos, de ahí blazar TeV. Es de los blázares conocidos más cercanos, con corrimiento al rojo de cero coma cero treinta y cuatro.

El corrimiento al rojo mide cuánto la expansión estiró su luz; cifras pequeñas indican cercanía. Está en la constelación de Hércules. Sospechaban que ocultaba dos agujeros negros. En 2000, Frank Rieger y Karl Mannheim vieron un ritmo de unos veintitrés días en llamaradas de rayos X y gamma, durante una erupción de 1997.

Propusieron una binaria con órbita de unos seis a catorce años. Era otro modelo, con otras cifras, del que aparece hoy en las noticias. En 2023, el equipo de Silke Britzen examinó veintitrés años de radio de Markarian 501. Eran imágenes del Very Long Baseline Array: diez antenas idénticas de veinticinco metros, de Hawái a las Islas Vírgenes de EE. UU.

Registran señales en cada sitio y luego las combinan como un telescopio de unos ocho mil kilómetros de diámetro. Separarlas revela detalles mucho más finos que cualquier antena. Hallaron los chorros interior y exterior, mucho mayor, separados por unos noventa grados. Algunas estructuras se desplazaban lateralmente, en ángulo recto al chorro.

Ese artículo no afirmaba un binario; enumeraba una base de chorro oscilante y un binario como posibilidades por comprobar.

Un segundo chorro

El nuevo estudio, publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, usó imágenes más nítidas del mismo conjunto de antenas. El equipo reanalizó ochenta y tres observaciones entre dos mil once y dos mil veintitrés, a cuarenta y tres gigahercios. Una frecuencia más alta da imágenes más nítidas: cuarenta y tres gigahercios muestran más detalle que las anteriores de quince gigahercios. Las compararon con resultados a quince y ocho gigahercios.

Además del chorro conocido, informan de otro que parece salir del lado opuesto, el contrachorro, y rodear el núcleo. Lo llaman Jet dos. El comunicado dice que apunta en otra dirección que el chorro principal, lo que dificultó detectarlo. El artículo sugiere que antes pudieron confundirlo con el borde brillante del chorro principal.

Britzen dijo: "Lo buscamos durante tanto tiempo y luego fue una sorpresa absoluta que no solo pudiéramos ver un segundo chorro, sino también seguir su movimiento". En sus palabras: "Evaluar los datos era como estar en un barco". A cuarenta y tres gigahercios, todo el sistema de chorros se desplaza lateralmente en una escala de unos siete años.

Su brillo total sube y baja en un ciclo parecido de unos siete coma cuatro años. El brillo del núcleo muestra un ritmo mucho menor, de unos ciento veintiún días. El registro del brillo a lo largo del tiempo se llama curva de luz. El propio artículo dice que ese periodo de ciento veintiún días "no está bien determinado".

El movimiento de Jet dos dio una cifra parecida: volvía aproximadamente a la misma forma cada ciento cuarenta y seis días, con un margen de unas tres semanas. El equipo interpreta que cada chorro sale de su propio agujero negro y ambos orbitan cada pocos meses. Su plano orbital se balancea lentamente, haciendo girar los chorros cada siete años. En sus palabras, un sistema binario así "puede explicar razonablemente" lo observado.

Con masas iguales, el resumen sitúa cada agujero negro entre unos cien millones y mil millones de masas solares. Quedarían separados entre veintisiete y ciento veintiocho radios de Schwarzschild. Un radio de Schwarzschild es el tamaño del punto de no retorno de un agujero negro. Para uno de mil millones de masas solares, equivale aproximadamente a veinte veces la distancia entre la Tierra y el Sol.

El comunicado lo expresó como entre unas doscientas cincuenta y quinientas cuarenta veces la distancia entre la Tierra y el Sol. Esa distancia, de unos ciento cincuenta millones de kilómetros, se llama unidad astronómica. Equivale como máximo a unos cero coma cero cero veintiséis pársecs. La pareja estaría más de dos mil veces más cerca que cero cuatro cero dos más tres siete nueve, muy dentro del último pársec.

Desde la Tierra, la separación sería unas cinco veces menor de lo que incluso el Event Horizon Telescope, que fotografió el agujero negro de M ochenta y siete, podría distinguir.

Un anillo de Einstein durante un día

Hay otra pista de un solo día de junio de dos mil veintidós. En esa imagen, partes de Jet dos forman casi un círculo cerrado alrededor del núcleo. Los objetos masivos desvían la luz cercana, una predicción de la teoría de Einstein llamada lente gravitacional. Si una fuente está justo detrás de un objeto masivo, su luz puede formar un círculo alrededor: un anillo de Einstein.

Hubble ha fotografiado anillos así alrededor de galaxias enteras. El comunicado interpreta que ese día el sistema quedó alineado con la Tierra. El agujero negro delantero desvió la luz del segundo chorro situado detrás. La Sociedad Max Planck llamó al anillo "una explicación compatible con" el sistema binario.

Pero los cálculos del artículo añaden un matiz. Un agujero negro tan masivo solo puede curvar la luz hasta ese anillo si la luz llega de muy detrás, a unos diez a cien pársecs. Eso es miles de veces la separación entre ambos agujeros negros. Por eso los autores sugieren que el anillo es luz de una zona más alejada de Jet dos, no de junto al segundo agujero negro.

Si es correcto, sería una pista llamativa. Pero es un único anillo parcial claro, con arcos más débiles otros días, y depende del modelo. Por sí solo, no es una confirmación independiente.

De dónde salen los "100 años"

Ahora, la cifra del titular. El comunicado decía que la pareja podría fusionarse "en tan solo cien años", dependiendo de sus masas reales. Un informe precisó la condición. Si los agujeros negros tienen cerca de mil millones de masas solares, la fusión final "podría estar a solo un siglo".

El artículo muestra cómo llega a esa cifra. Toma de un estudio anterior unos setecientos millones de masas solares para todo el sistema. Usa ciento cuarenta y seis días del movimiento del chorro, unos ciento cuarenta y un días tras corregir el estiramiento de la luz por la expansión del universo. La tercera ley de Kepler da la separación: el periodo orbital indica la distancia entre dos cuerpos con masa conocida.

Eso sitúa los agujeros negros a unas cuatrocientas setenta unidades astronómicas. Después aplica una fórmula estándar, de Philip Peters de mil novecientos sesenta y cuatro, que calcula con qué rapidez las ondas gravitacionales quitan energía a la órbita. Con masas iguales y órbita circular, el artículo dice que duraría al menos otras doscientas cincuenta órbitas. Doscientas cincuenta órbitas de ciento cuarenta y un días son poco menos de cien años.

Hicimos el mismo cálculo por nuestra cuenta. Nuestro cálculo también dio unas cuatrocientas setenta unidades astronómicas, pero una vida cercana a ciento noventa años, casi cuatrocientas ochenta órbitas. Sigue encajando con "al menos doscientas cincuenta", pero deja cien años como extremo corto de la estimación. La respuesta cambia mucho con la masa.

Con cien millones de masas solares en total, la espera sube a casi cinco mil años. Con dos mil millones de masas solares, baja a unos treinta años. Si un agujero negro pesa diez veces más que el otro, la espera es aproximadamente tres veces mayor. Si el ritmo de ciento veintiún días es la órbita real, la espera baja a unos ciento diez años con la masa del artículo.

Así que "cien años" no es una predicción firme para esta pareja. El propio artículo incluye una salvedad. En su modelo ilustrativo de precesión nodal, reproducir el ciclo de siete años exige una órbita muy alargada, con excentricidad de alrededor de cero coma ocho o más. La excentricidad mide cuánto se alarga una órbita: cero es un círculo y valores cercanos a uno, óvalos largos y estrechos.

El artículo señala que una órbita así requiere una estimación más precisa de la vida de la pareja. Según nuestro cálculo con la fórmula de Peters, bajo esas suposiciones, la fusión por ondas gravitacionales tardaría solo unos cinco años. Eso sería muy distinto de cien años. Si la órbita verdadera tiene la mitad o el doble del periodo encontrado, todas las cifras cambian.

Y si el patrón de ciento cuarenta y seis días no sigue la órbita, este cálculo pierde el periodo orbital. Para cronometrar Jet dos, los autores señalan un punto débil. El telescopio observó irregularmente, y ese muestreo desigual dificulta su método. Ochenta y tres observaciones en unos doce años equivalen aproximadamente a una cada siete u ocho semanas, mientras el ritmo buscado dura entre cuatro y cinco meses.

Eso supone dos o tres observaciones por ciclo, en promedio. Para el brillo, usaron una herramienta estándar que busca ciclos repetidos en datos desigualmente espaciados. Muestra las líneas de falsa alarma de Lomb-Scargle, pero no encontramos una prueba contra el ruido rojo ni los alias de muestreo que pueden producir ciclos falsos, una trampa del próximo capítulo.

Tras revisar ocho noticias y los principales medios científicos, no encontramos citas de expertos independientes del equipo. ScienceAlert fue de los pocos medios que dijo claramente que esto "no es una detección concluyente".

Afirmaciones anteriores de parejas de agujeros negros

Markarian 501 no es la primera pareja cercana propuesta; las anteriores sirven de advertencia. La más famosa es OJ doscientos ochenta y siete, un blazar que estalla aproximadamente cada doce años. El modelo binario dice que un agujero negro de unos ciento cincuenta millones de masas solares orbita otro de unos dieciocho mil millones cada doce coma cero seis años. El modelo predijo erupciones en mil novecientos noventa y cinco, dos mil cinco, dos mil siete y dos mil quince.

Pero en dos mil veintitrés, el equipo de Stefanie Komossa informó que no detectó la erupción prevista para octubre de dos mil veintidós. También estimó solo unos cien millones de masas solares para el principal y prefirió otros modelos binarios. Mauri Valtonen, autor del modelo, respondió que la erupción ocurrió en la pausa veraniega, cuando la fuente no se ve desde tierra. En dos mil veintiséis, su equipo informó una erupción de marea en octubre y sostuvo que difería de la de impacto prevista. El debate continúa.

Luego está pe ge uno tres cero dos menos uno cero dos, un cuásar cuyo brillo parecía repetirse aproximadamente cada cinco años. En dos mil dieciséis, Simon Vaughan y colegas demostraron que variaciones aleatorias fuertes a escalas largas pueden parecer periódicas pocos ciclos. Los astrónomos llaman ruido rojo a ese patrón. Para pe ge uno tres cero dos menos uno cero dos, vieron que un proceso aleatorio sencillo encajaba mejor que una onda estable.

Pe ka ese dos uno tres uno menos cero dos uno es otro candidato, con un ciclo de radio de unos cinco años observado durante cuarenta y cinco años de datos. Su modelo sugiere una órbita de dos años y fusión dentro de unos diez mil años. Pero la señal pareció desaparecer unas dos décadas, aproximadamente entre mil novecientos ochenta y cuatro y dos mil cinco. Para una pareja en la galaxia 3C 66B, cronometraron pulsos de

estrellas muertas giratorias, llamadas púlsares, para limitar masas y órbitas posibles. Un análisis de dos mil veintiséis descartó parte de lo permitido. La advertencia más fuerte viene de M ochenta y siete, cuya sombra de agujero negro fotografió el Event Horizon Telescope. Su chorro oscila en ciclo de unos once años, seguido durante veintidós años de datos de radio.

Pero ese estudio lo explicó con un solo agujero negro en rotación. Un agujero negro en rotación arrastra el espacio y puede hacer oscilar un disco de gas inclinado. Los físicos llaman a esto precesión de Lense-Thirring. El artículo de Britzen de dos mil veintitrés incluyó esa oscilación de un solo agujero negro como posibilidad para Markarian 501.

El nuevo artículo analiza ondulaciones del chorro, un núcleo de radio cambiante y ondas de choque, pero concluye que no bastan. No encontramos que probara el agujero negro único en rotación que explicaba M ochenta y siete. Un chorro oscilante solo no demuestra dos agujeros negros. Markarian 501 se distingue por el segundo chorro y posible anillo.

Por eso es candidato serio, pero solo candidato.

Un fondo de ondas gravitacionales

Aunque no veamos esta pareja, quizá podamos escuchar otras así. En junio de dos mil veintitrés, NANOGrav anunció indicios de un fondo lento de ondas gravitacionales. Usaron púlsares, estrellas muertas que giran cientos de veces por segundo y barren la Tierra con un haz de radio como faro. Una onda gravitacional estira y comprime el espacio entre nosotros y cada púlsar.

Por eso los pulsos llegan antes o después. Durante quince años, NANOGrav cronometró sesenta y siete púlsares y halló cambios relacionados en sus llegadas por todo el cielo, con el patrón de ondas gravitacionales. La fuerza estadística fue de unas tres coma cinco a cuatro sigmas. Sigma mide lo improbable de un resultado por azar; los físicos llaman descubrimiento a cinco sigmas.

Equipos de Europa, India, Australia y China informaron resultados similares ese día. NANOGrav dijo que la señal es compatible con muchas parejas supermasivas, sin descartar otras fuentes. Aún no se ha identificado una pareja concreta en ese fondo. El comunicado llama a Markarian 501 candidato principal para relacionar las ondas detectadas y el cronometraje de púlsares con una pareja concreta.

El coautor Hector Olivares lo expresó así: "quizá incluso veamos cómo su frecuencia aumenta de forma constante mientras los dos gigantes giran en espiral hacia la colisión". Según nuestro cálculo, con la masa del artículo, aumentaría aproximadamente un dos por ciento en diez años. Con cien millones de masas solares en total, sería aproximadamente un cero coma uno por ciento y con dos mil millones, alrededor del quince por ciento.

¿Podríamos detectar su fusión?

Si se fusionan, ¿alguien lo notaría? La frecuencia se mide en hercios: un hercio es una onda por segundo. El artículo sitúa la señal en unos ochenta milmillonésimos de hercio. Un futuro programa del Square Kilometre Array podría alcanzar

cien milmillonésimos de hercio tras cronometrar más de veinte púlsares durante más de diez años. El Square Kilometre Array es un gran radiotelescopio en construcción en Sudáfrica y Australia. Ochenta milmillonésimos, frecuencia orbital; una órbita circular la duplica. Según nuestro cálculo, ronda ciento sesenta milmillonésimos de hercio, justo sobre ese intervalo.

Una onda tardaría unas diez semanas. LIGO detectó en dos mil quince su primera colisión: de unos treinta y cinco a doscientos cincuenta hercios, tono audible. Para llevarlas al tono audible mínimo, habría que acelerarlas unas cien millones de veces. NANOGrav fue más sensible a parejas individuales cerca de seis milmillonésimos de hercio.

LISA, próximo gran detector: misión de la Agencia Espacial Europea, adoptada en enero de dos mil veinticuatro, lanzamiento previsto alrededor de dos mil treinta y cinco. Tres naves unidas por láseres formarán un triángulo de unos dos coma cinco millones de kilómetros por lado. LISA escucha entre aproximadamente una diezmilésima de hercio y un hercio. Para parejas en fusión de unas cien mil a diez millones de masas solares.

Según nuestro cálculo aproximado, una binaria circular sin rotación de la masa del artículo caería a solo unos seis millonésimos de hercio. Cae en el vacío de microhercios entre bandas de púlsares y LISA. Un estudio de dos mil veintiuno llamó a esta banda "el mayor vacío" de ondas gravitacionales. Ningún detector convencional previsto cubre ese vacío.

El acercamiento lento podría dejar pistas en púlsares o ritmos acelerados del chorro, sin demostrar que ninguna sea detectable.

¿Ya ocurrió?

Una última cosa sobre esos "cien años". La luz de Markarian 501 salió de allí hace cientos de millones de años. Así que solo veremos lo que ocurra allí cuando llegue su luz. Si la fusión aparece en nuestro cielo dentro de un siglo, allí ocurrió mucho antes.

La noticia aún no ha llegado. Como dijo Popular Science, probablemente nadie presenciará jamás el gran final. Puede haber una prueba pronto. Si el ritmo corto se repite en observaciones nuevas y frecuentes, la idea binaria ganará fuerza.

Si se desvanece, como otras señales de candidatos, perderá fuerza. Si se acelera con los años, la pareja girará en espiral hacia dentro. Confirmar la pareja binaria sería una prueba sólida de que algunas galaxias superan la barrera del último pársec. Hasta entonces, Markarian 501 sigue siendo lo que sugiere el titular de la Sociedad Max Planck.

Una detección, con signo de interrogación.