Año 24 Número 94 – septiembre 2026
Por Lucas pasquevich
Se las denomina Fuentes Ultraluminosas de Rayos X, o ULX por sus siglas en inglés. Son sistemas capaces de superar una luminosidad aparente mayor a $10^{39}$ erg por segundo en rayos X. Esta cifra es difícil de visualizar: equivale a más de 200.000 veces la luminosidad del Sol, concentrada en una región astronómicamente diminuta. Más importante aún, se encuentra por encima de una frontera natural para un objeto compacto de masa estelar.
Los primeros avistamientos aparecieron durante los años ochenta gracias al observatorio espacial Einstein. En imágenes de galaxias cercanas se detectaron fuentes de rayos X extremadamente brillantes lejos del núcleo galáctico. Los centros de las galaxias pueden albergar agujeros negros supermasivos y alcanzar luminosidades enormes, pero estas fuentes estaban desplazadas del centro y, por lo tanto, necesitaban otra explicación.
El problema cobró una nueva dimensión con el lanzamiento del observatorio de rayos X Chandra en 1999. Su gran resolución permitió separar fuentes que antes se confundían entre sí y mostró que las ULX no eran rarezas aisladas. Con el paso de los años y el lanzamiento de nuevos observatorios de rayos X se amplió enormemente el numero de ULX conocidas. Un catálogo publicado en 2022 reunió 1843 candidatos a ULX asociados a 951 galaxias.
¿Por qué intrigaban tanto? Al ser objetos puntuales con luminosidades tan extremas, un candidato muy bueno para explicar las ULX son los sistemas binarios de rayos X. En muchas binarias, una estrella normal y un objeto compacto orbitan mutuamente. El objeto compacto puede ser una estrella de neutrones, con aproximadamente una o dos masas solares comprimidas en una esfera de apenas unos 20 kilómetros de diámetro, o un agujero negro formado tras el colapso de una estrella masiva. Si la estrella compañera pierde materia, parte de ese gas puede ser capturado gravitatoriamente.
Se denominan “sistemas binarios de rayos X” porque el material que es acretado por el agujero negro o la estrella de neutrones se calienta hasta varias decenas de millones de grados, emitiendo radiación principalmente en rayos X. El problema con esta hipótesis es que una fuente con una luminosidad superior a $10^{39}$ erg/s no es posible físicamente para una binaria de rayos X convencional. El panorama que emergió durante las últimas dos décadas es muy interesante: en muchos casos no estamos viendo objetos especialmente masivos, sino estas binarias de rayos X robando de materia de su compañera a un ritmo extraordinario, modificando drásticamente cómo cae la materia al objeto compacto.
El motor central
Cuando la materia se transfiere al objeto compacto no cae directamente. Como el sistema está girando, el gas forma un disco. En el mismo distintas capas de gas rozan, se calientan y transfieren momento angular hacia afuera. Eso permite que parte de la materia avance lentamente hacia regiones cada vez más cercanas al agujero negro a medida que pierden energía.
La fuente de energía es la gravedad. Un kilogramo de materia cayendo hacia una estrella de neutrones o un agujero negro puede liberar una fracción enorme de su energía en forma de radiación. Por eso los discos de acreción son máquinas extremadamente eficientes para transformar masa y energía gravitatoria en luz.
Cuanto mayor es la tasa de acreción, la cantidad de materia que atraviesa el disco por unidad de tiempo, mayor tiende a ser la potencia liberada. Pero este crecimiento no puede continuar indefinidamente de manera simple. La radiación producida por el propio gas empuja la materia hacia afuera. En algún punto, la presión ejercida por esa radiación puede competir con la atracción gravitatoria que mantiene ligado al propio disco.
El límite de Eddington
Ese límite se conoce como límite de Eddington. En su forma más sencilla, corresponde a la luminosidad necesaria para que la fuerza gravitatoria que tira hacia adentro y la fuerza de la radiación sobre el gas hacia afuera se equilibran.
Para un objeto de una masa solar, el límite de Eddington es del orden de $10^{38}$ erg/s y crece aproximadamente de manera proporcional a la masa. Para un agujero negro de diez masas solares, el valor característico ronda $10^{39}$ erg/s. Por eso la definición histórica de una ULX resulta tan sugestiva: una fuente que supera $10^{39}$ erg/s parece emitir más de lo esperable para un objeto compacto estelar alimentado de manera convencional.
Durante años, esta aparente violación llevó a formular dos grandes posibilidades para explicar estas fuentes. La primera era aumentar la masa del objeto, porque un agujero negro más masivo tendría un límite de Eddington mayor. La segunda era cuestionar la idea de que la acreción debía permanecer en un régimen convencional.
Si la estrella donante entrega materia a una tasa muy superior a la tasa de Eddington, el disco cambia drásticamente su estructura. El disco deja de ser delgado y estándar, como se utiliza para describir sistemas subcríticos. En las regiones internas, la presión de radiación infla el disco, alcanzando alturas muy grandes. A partir de allí, la energía y la materia ya no pueden transportarse únicamente hacia el centro: una fracción importante del gas comienza a ser expulsado por la propia radiación del disco en forma de vientos.
Dicho de otro modo, suministrar cien veces más materia no implica necesariamente obtener cien veces más luminosidad. Parte de la energía queda atrapada en el flujo y es transportada hacia adentro; otra parte se utiliza para lanzar materia hacia afuera, cambiando completamente la imagen usual de los discos al rededor de agujeros negros o estrellas de neutrones.
Vientos impulsados por la radiación
El rasgo más espectacular de este régimen son los vientos del disco. Cuando la radiación se vuelve suficientemente intensa, puede acelerar grandes cantidades de gas desde la superficie del disco, excepto en la parte superior del objeto compacto, dejando una pequeña region visible de la parte más interna. Este canal suele describirse como un embudo. Parte de la radiación producida en las regiones internas rebota y se dispersa en las paredes del viento antes de escapar preferentemente por ese embudo. El sistema expulsa entonces una fracción considerable de la materia que recibe.
Estos vientos tienen grandes extensiones y son muy opacos, por lo que suprimen completamente la gigantesca radiación X que ocurre en el interior excepto si se los observa a través del embudo que se forma sobre el objeto compacto. Como resultado, el aspecto de la fuente depende fuertemente de la dirección desde la cual se la observe.
Aquí aparece un segundo ingrediente que ayuda a explicar las luminosidades enormes: la amplificación geométrico. Si la radiación se concentra en una dirección, un observador situado dentro del cono de emisión puede observar una luminosidad muchísimo más alta que la originada en el sistema, teniendo un efecto amplificador. Justamente las paredes del embudo actuan como un cono que amplifica la radiación que se genera en la parte más interna del disco, por lo que observamos una luminosidad mucho mayor a que que emite el disco originalmente.
Esta idea también introduce un sesgo observacional. Las fuentes con embudos estrechos pueden verse extremadamente luminosas si estamos bien alineados con ellas, pero muchas otras fuentes similares permanecerán ocultas porque las observamos desde fuera del cono.
Durante años, los vientos fueron una consecuencia teórica del modelo supercrítico.
En 2016, observaciones de alta resolución con XMM-Newton permitieron identificar líneas atómicas que se objservaban con un movimiento adicional compatible con gas moviéndose hacia nosotros a velocidades cercanas al 20% de la velocidad de la luz en NGC 1313 X-1 y NGC 5408 X-1. Desde entonces se han encontrado señales de estos vientos en más ULX.
Los vientos no sólo regulan lo que ocurre cerca del objeto compacto. También golpean el medio interestelar. Algunas ULX están rodeadas por grandes nebulosas o superburbujas de decenas o incluso cientos de años luz. Esas estructuras actúan como registros fósiles de la energía que la fuente ha inyectado durante miles o millones de años.
El descubrimiento que cambió el campo ocurrió en 2014 cuando se detectaron pulsaciones en la ULX llamada M82 X-2. Una señal periódica de este tipo implica que el objeto central era una estrella de neutrones. Una estrella de neutrones tiene una masa de apenas 1,4 masas solares y, por lo tanto, un límite de Eddington mucho menor que el de un agujero negro estelar típico. Sin embargo, M82 X-2 alcanzaba luminosidades comparables a ULX con agujeros negros. Más tarde se identificaron otros púlsares ultraluminosos, entre ellos NGC 7793 P13, NGC 5907 ULX-1, NGC 300 ULX1 y M51 ULX-7, y esperamos que nuevos se sigan añadiendo a la colección.
Qué vemos realmente en rayos X
Una ULX no tiene un único aspecto. Dependiendo de la tasa de acreción, la geometría del flujo y nuestra inclinación respecto del embudo, podemos recibir combinaciones diferentes de radiación.
Las regiones internas producen fotones más energéticos. Si observamos casi a lo largo del eje del embudo, tenemos una visión relativamente directa de las regiones calientes y la fuente puede verse muy luminosa. A inclinaciones mayores, la línea de visión intercepta el viento, evitando que veamos la radiación X extrema y la ULX puede quedar oculta a nosotros.
Un ejemplo particularmente es Swift J0243.6+6124, una ULX de nuestra propia galaxia. Durante su gran estallido de 2017 alcanzó una luminosidad de varios $10^{39}$ erg/s, entrando temporalmente en el régimen ultraluminoso. Como además presenta pulsaciones, sabemos que el objeto compacto es una estrella de neutrones. Swift J0243.6+6124 demostró así que el fenómeno ULX no es exclusivo de galaxias externas, también puede producirse en la Vía Láctea cuando una binaria atraviesa un episodio extremo de acreción.
El caso complementario es SS 433. Este sistema galáctico posee una tasa de acreción supercrítica y una potencia total del orden de $10^{40}$ erg/s, comparable a la de una ULX, pero lo observamos con el disco casi de canto. El viento denso oculta el embudo y las regiones internas, por lo que en rayos X parece miles de veces menos luminoso. Por eso suele pensarse en SS 433 como una especie de “ULX desalineada” o vista de costado: un sistema similar observado mirando directamente por el embudo podría aparecer como una fuente ultraluminosa de rayos X.
Por qué importan más allá de las propias ULX
Estudiar ULX es estudiar física de acreción bajo condiciones imposibles de reproducir en un laboratorio terrestre. Nos permite preguntar qué ocurre cuando la presión de radiación domina el flujo, cuánto material puede llegar realmente hasta un objeto compacto, cuánto se pierde en forma de viento y cómo la geometría modifica lo que un observador interpreta como luminosidad.
Referencias y lecturas recomendadas
[1] King, A., Lasota, J.-P. & Middleton, M. (2023). “Ultraluminous X-ray sources”. New Astronomy Reviews, 96, 101672.
[2] Fabrika, S. N., Atapin, K. E., Vinokurov, A. S. & Sholukhova, O. N. (2021). “Ultraluminous X-Ray Sources”. Astrophysical Bulletin, 76, 6–38.
[3] Walton, D. J. et al. (2022). “A multimission catalogue of ultraluminous X-ray source candidates”. MNRAS, 509, 1587–1604.
[4] Earnshaw, H. P. et al. (2019). “A new, clean catalogue of extragalactic non-nuclear X-ray sources in nearby galaxies”. MNRAS, 483, 5554–5573.
[5] Middleton, M. J. & King, A. (2017). “Predicting ultraluminous X-ray source demographics from geometrical beaming”. MNRAS Letters, 470, L69–L71.
[6] King, A. R. (2009). “Masses, beaming and Eddington ratios in ultraluminous X-ray sources”. MNRAS, 393, L41–L44.
[7] Wiktorowicz, G., Lasota, J.-P., Middleton, M. & Belczynski, K. (2019). “The observed vs total population of ULXs”. ApJ, 875, 53.
[8] Pinto, C., Middleton, M. J. & Fabian, A. C. (2016). “Resolved atomic lines reveal outflows in two ultraluminous X-ray sources”. Nature, 533, 64–67.
[9] Pinto, C. & Walton, D. J. (2023). “Ultra-Luminous X-Ray Sources: Extreme Accretion and Feedback”. En High-Resolution X-ray Spectroscopy, pp. 345–391, Springer.
[10] Bachetti, M. et al. (2014). “An ultraluminous X-ray source powered by an accreting neutron star”. Nature, 514, 202–204.
[11] Kovlakas, K. et al. (2020). “A census of ultraluminous X-ray sources in the local Universe”. MNRAS, 498, 4790–4810.