La materia oscura esculpe agujeros negros exprés
Solo unos pocos cientos de millones de años después del Big Bang, en el océano invisible de la materia oscura ya se estaban formando gigantescos agujeros negros. Nacían de la materia misma, sin ayuda de estrellas. Este mecanismo, basado en las ecuaciones de Lemaître, explica su aparición temprana. El secreto principal está en la forma. Solo las acumulaciones suaves y amplias, semejantes a una colina suave, pueden colapsar en un agujero. Los picos afilados o los bultos irregulares simplemente se dispersan. En el lugar adecuado, la curvatura del espacio-tiempo se vuelve tan intensa que la materia cae inexorablemente hacia adentro. Los cálculos muestran: estos colapsos ocurrían cuando el universo tenía entre uno y tres mil millones de años, y generaban agujeros con masas de miles a millones de soles. Esto explica la existencia de agujeros negros supermasivos apenas mil millones de años después del nacimiento del universo. Un giro inesperado: el destino del colapso —si se contraía en un punto, se alargaba en un filamento o se aplanaba en un disco— dependía de los movimientos más diminutos de la materia. Este 'baile' de la materia oscura determinó el aspecto futuro de las galaxias, pues los agujeros resultantes se convirtieron en las semillas alrededor de las cuales crecieron los sistemas estelares que conocemos.
Resumen original
tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2605.30145
We study black hole (BH) formation from the nonlinear growth and collapse of primordial perturbations during the matter-dominated era. Modelling cold dark matter (CDM) as pressureless dust, we describe the collapse in a fully nonlinear relativistic framework using the Lema\^{i}tre-Tolman-Bondi (LTB) and quasi-spherical Szekeres solutions as exact perturbations of a spatially-flat Friedmann-Lema\^{i}tre-Robertson-Walker (FLRW) $$\Lambda$$CDM background. At first order in relativistic scalar perturbation theory, the growing mode of any relevant quantity can be expressed in terms of the conserved gauge-invariant curvature perturbation $$\mathcal{R}_c$$, which acts as a potential for the 3-curvature of hypersurfaces orthogonal to the matter 4-velocity. We use this result to express the active gravitational mass and curvature functions of the LTB and Szekeres models in terms of the initial values of $$\mathcal{R}_c$$ and its spatial derivatives. From these initial curvature data we derive: (i) the turn-around, collapse, and apparent-horizon formation times, and (ii) the regularity conditions required for BH formation. We show that sinusoidal and Gaussian profiles do not provide viable BH-forming channels, whereas broad compensated curvature peaks, naturally predicted by peak theory, do. We then estimate the formation times of $$10^{3}-10^{6}~\mathrm{M}_\odot$$ massive BH seeds produced by the direct collapse of primordial CDM curvature peaks, finding full BH formation at redshifts $$z>5$$, with core collapse beginning at $$10 \lesssim z \lesssim 16$$. Finally, we characterize the local dynamics and singularity type of the collapse (point-like, cigar-like, or pancake-like) directly from the initial comoving curvature data, clarifying the role of the initial shear in selecting the collapse end-state.
Los primeros agujeros negros no nacieron de estrellas moribundas, sino directamente de la invisible materia oscura. Su colapso fue desencadenado por la gravedad, y para ello bastaba con tener la forma 'colinosa' adecuada.