Quasiestrellas: capullos con agujero negro en su interior exprés
El enigma del rápido crecimiento de los agujeros negros en el universo joven podría explicarse con las quasiestrellas. Son gigantescos capullos de gas con un agujero oculto en su interior. La materia que cae en él se calienta y emite tanta luz que impide que el capullo colapse. Tal objeto pesa miles de soles y brilla más que toda una galaxia.
Nuevas simulaciones mostraron que si el agujero engulle al menos una décima parte de la masa solar por año, todo el capullo se agita y emite una luz rojiza, exactamente como los misteriosos «puntos rojos» del cosmos lejano. Estos puntos han desconcertado a los astrónomos durante mucho tiempo. Debido a la expansión del universo, su luz se desplaza hacia el rojo, pero qué era lo que brillaba seguía siendo un misterio. Cuando la masa del capullo alcanza decenas de miles de masas solares, la curvatura del espacio-tiempo provoca inestabilidad y en el centro nace un agujero negro.
La paradoja es que el agujero negro, que normalmente absorbe luz, se convierte en la principal fuente de brillo. Al comparar el brillo observado de los puntos rojos con los modelos, los científicos descubrieron que coincide con el ritmo de absorción necesario. Así, las quasiestrellas se encendieron en el joven cosmos y probablemente se convirtieron en las semillas de los agujeros negros supermasivos.
Resumen original
tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2603.21714
The recently discovered Little Red Dots identified by the James Webb Space Telescope are compact high-redshift sources whose properties have motivated models involving black holes embedded within optically thick gaseous envelopes. We investigate their rest-frame optical emission by modeling quasi-stars, i.e. stellar envelopes powered by accretion onto a central black hole, formed from rapidly accreting proto-stars that reach the supermassive star regime ($$>10^4$$~\Msun) before undergoing general relativistic instability. We compute stellar evolution models with mass gain rates of 0.01, 0.1, and 1~\Msun/yr and metallicities $$Z=0$$-$$0.01$$. For accretion rates $$\ge0.1$$~\Msun/yr, stars remain nearly fully convective with $$T_\mathrm{eff}\sim4000$$-$$9000$$~K. General relativistic instability occurs at $$M_\star\sim3.5\times10^4$$~\Msun\ ($$6.8\times10^4$$~\Msun) for $$\dot{m}=0.1$$~\Msun/yr (1~\Msun/yr), at $$L\sim10^9$$~\Lsun. Assuming the black hole supports the envelope until complete accretion ($$M_{\rm BH,max}/M_{\rm QS}=1$$), quasi-stars reach maximum lifetimes of $$10^7$$-$$10^8$$~yr, $$\sim100$$-$$1000$$ times longer than their progenitors. Their formation and evolution are nearly independent of metallicity. Matching our models to Little Red Dots at $$z<4.5$$ ($$L_\mathrm{bol}\sim10^{9.5}$$-$$10^{11.5}$$~\Lsun) implies quasi-star masses of $$10^{4.5}$$-$$10^{6.5}$$~\Msun, while the minimum observed luminosity requires progenitor accretion rates $$\gtrsim0.1$$~\Msun/yr. Our models support quasi-stars as the origin of Little Red Dot optical emission and constrain their masses, lifetimes, progenitor environments, and luminosities. Our models offer a framework supporting quasi-stars as the source of Little Red Dot optical emission, and provide insights into their lifetimes, composition, progenitor's environment as well on their minimum and maximum observed luminosities.
Si una quasiestrella ocupara el lugar del Sol, su envoltura se extendería más allá de la órbita de Júpiter, y en su interior se escondería un agujero negro del tamaño de una ciudad pequeña.