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El agua se precipita en un abismo, pero parte de ella vuelve a elevarse, burbujeando y espumeando en el borde mismo. Algo así hace el gas que fluye hacia un agujero negro supermasivo cuando su corriente se vuelve demasiado densa. En un nuevo estudio, los científicos han seguido esta escena mediante una simulación por ordenador. Han tenido en cuenta los efectos de la relatividad general, es decir, cómo el agujero negro curva el espacio y el tiempo a su alrededor.

En los cálculos se consideraron agujeros con masas de cien mil a diez millones de soles. El gas caía sobre ellos a una velocidad cercana al límite de Eddington, el umbral a partir del cual la presión de la luz debería repeler la materia. El destino de este gas depende de lo pesado que sea el agujero central. Si no es demasiado masivo, hasta un millón de masas solares, la radiación atrapada en la región interna acelera parte del gas y lo expulsa en chorros estrechos a través de los polos. Así se genera una estructura en capas: corrientes de materia fluyen tanto hacia dentro como hacia fuera.

Para agujeros más masivos, por encima de tres millones de masas solares, el panorama es distinto. La radiación ya no puede atravesar el espesor del gas que cae, y no se producen eyecciones. En su lugar, alrededor del agujero se forma gradualmente una envoltura extensa. Se parece a una olla hirviendo con una tapa hermética: el gas se mezcla constantemente, pero apenas alcanza el horizonte de sucesos. En ambos casos, solo alrededor del diez por ciento de lo que caería en caída libre llega realmente al agujero negro. El resto se aleja o queda atrapado en la envoltura.

Este resultado es importante para entender cómo crecen los agujeros negros supermasivos en los centros de las galaxias. Si alrededor del agujero se acumula una envoltura masiva, esta puede ocultarlo de nuestros telescopios durante mucho tiempo. Y luego, cuando el calentamiento supera un umbral crítico, puede estallar y expulsar la materia acumulada. Estos procesos podrían explicar la misteriosa sincronización entre el crecimiento de los agujeros negros y el de sus galaxias anfitrionas.

Resumen original

tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2605.24087

By performing a viscous hydrodynamics simulation in general relativity for super-Eddington accretion flows onto massive black holes of mass $$M=10^5$$--$$10^7M_\odot$$, we discuss a formation scenario for black hole-envelope systems. We consider the mass accretion rate of $$a^3/G \approx 1.5 \times 10^{25} (a/10\,\mathrm{km\,s^{-1}})^3$$\,g/s, comparable to the Eddington mass accretion rate of a $$10^7M_\odot$$ black hole, assuming that the gas temperature of the infalling matter is $$\lesssim 10^4$$\,K. Here, $$a$$ and $$G$$ denote the sound speed and gravitational constant. For the accretion flow, we set up a quasi-spherical Bondi-type flow in which radial inflow dominates over angular momentum in the distant region. It is found that (i) for low-mass black holes with $$M \lesssim 10^6M_\odot$$, a photon-trapped region forms in the inner region, and a significant viscous outflow driven near the polar region overcomes the ram pressure of the mass inflow, leading to an inflow-outflow structure; (ii) for massive black holes of $$M \gtrsim 3 \times 10^6M_\odot$$, the outflow is not launched, and a convective envelope around the black hole gradually develops; and (iii) irrespective of the black-hole mass, the mass accretion rate onto the black hole is of order 10\% of the Eddington accretion rate for reasonable values of the viscous coefficient. As the mass accretion rate onto the black holes is much lower than the mass growth rate of the envelope for low-mass black holes with $$M\lesssim 10^6M_\odot$$, the envelope mass is likely to increase until the total viscous heating rate exceeds the Eddington luminosity of the system, if the mass accretion rate is preserved to be high for $$\gtrsim 10^8 (M/10^7M_\odot)$$\,yrs.