Agujeros negros compañeros

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Agujeros negros compañeros





Una campaña de observación reciente que involucró a más de dos docenas de telescopios ópticos y el espacio de la NASA telescopio de rayos X de SWIFT que permitió a un equipo de astrónomos medir con gran precisión la velocidad de rotación de uno de los agujeros negros más masivos del universo. La tasa de rotación de este agujero negro masivo es un tercio de la velocidad de centrifuga máxima permitida en la relatividad general. El agujero negro de unas 18 mil millones de masas solares con un cuásar llamado OJ287 que se encuentra alrededor de 3,5 mil millones de años luz de la Tierra. Cuasi-estelar fuentes de radio o `cuásares ‘para abreviar, son los centros muy brillantes de galaxias distantes que emiten grandes cantidades de radiación electro-magnética debido a la caída de la materia en sus agujeros negros masivos.
Este quásar se encuentra muy cerca de la trayectoria aparente del movimiento del Sol en la esfera celeste, visto desde la Tierra, donde se llevan a cabo la mayoría de las búsquedas de los asteroides y cometas. Por lo tanto, sus mediciones fotométricas y ópticas ya cubren más de 100 años. Un análisis cuidadoso de estas observaciones muestran que el cuásar Oj287 ha producido estallidos ópticos cuasi-periódicos a intervalos de aproximadamente 12 años que datan de alrededor de 1891. Además, una inspección minuciosa de los conjuntos de datos más recientes revela la presencia de dobles picos en estos estallidos.




Estas deducciones impulsaron al Prof. Mauri Valtonen de la Universidad de Turku, Finlandia y sus colaboradores para desarrollar un modelo en el que se requiere de dos agujeros negros de masas desiguales. Su modelo consiste en un agujero negro masivo con un disco de acreción (un disco de material interestelar formado por materia que cae en objetos como los agujeros negros), mientras que el agujero negro más pequeño comparativamente gira alrededor de ella. El cuásar OJ287 es visible debido a la lenta acreción de materia, presente en el disco de acreción, en el mayor agujero negro. Además, el pequeño agujero negro pasa a través del disco de acreción durante su órbita esto hace que el material del disco se caliente a temperaturas muy altas. Este material calentado fluye hacia fuera desde ambos lados del disco de acreción e irradia fuertemente por semanas. Esto hace los picos en el brillo, y surgen debido a los picos dobles para la elipticidad de la órbita, como se muestra en la figura.

agujero negroar

agujero negro binario

El modelo de agujero negro binario para OJ287 implicaba que la órbita del agujero negro más pequeño debía girar, y esto cambia cuando y donde de los impactos del agujero más pequeño en el disco de acreción. Este efecto se debe a la teoría general de la relatividad de Einstein y su tasa de precesión depende principalmente de las dos masas de los agujeros negros y la velocidad de rotación del agujero negro más masivo. En 2010, Valtonen y sus colaboradores utilizaron ocho estallidos brillantes bien planificados de OJ287 para medir con precisión la velocidad de precesión de la órbita del agujero más pequeño. Este análisis reveló por primera vez la velocidad de rotación del agujero negro masivo, junto con estimaciones precisas de las masas de los dos agujeros negros. Esto fue posible gracias a la precesión de la órbita del agujero negro más pequeño a la increíble velocidad de 39 grados por órbita individual. El modelo relativista General de OJ287 también predijo que la próxima explosión ocurriría el 25 de noviembre de 2015, que marca el 100 aniversario de la teoría general de la relatividad de Einstein.

Una campaña de observación se puso en marcha para atrapar este estallido predicho. La bengala óptica predicha comenzó en torno al 18 de noviembre de, 2015 y alcanzó su brillo máximo, el 4 de diciembre de 2015. Es el momento de esta explosión brillante que permitió Valtonen y sus compañeros de trabajo medir directamente la velocidad de rotación del agujero negro más masivo de igual a un tercio de la velocidad de centrifugado máxima permitida en la relatividad general. En otras palabras, su parámetro de Kerr se mide con precisión para ser 0,31 y su valor máximo permitido en la relatividad general es uno. En comparación, el parámetro de Kerr del agujero negro final asociado con la primera detección siempre directa de ondas gravitacionales solamente se estima que es por debajo de 0,7.

más en The Astrophysical Journal Letters

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