ASTRONOMÍA - OBJETOS ASTRONÓMICOS

AGUJEROS NEGROS

agujero negro de Kerr-Newman o agujero negro en rotación con carga eléctrica es aquel que se define por tres parámetros: la masa M, el momento angular J y la carga eléctrica Q. Esta solución fue obtenida en 1960 por los matemáticos Roy Kerr y Ezra Newman a las ecuaciones de campo de la relatividad para objetos masivos eléctricamente cargados o con conservación de momento angular.

Introducción[editar]

El agujero negro de Kerr-Newman es una región no isótropa que queda delimitada por tres zonas: un horizonte de Cauchy, un horizonte de sucesos externo y una ergoesfera. Debido a la conservación del momento angular, la forma que toma el conjunto es la de un elipsoide, que en cuyo interior contiene una singularidad en forma de anillo o toro comprimido a volumen prácticamente cero (el caso contrario sería un agujero negro de Reissner-Nordström).

La fórmula que determina al límite estático de la ergoesfera depende de la masa, la carga y el momento angular del agujero:

${\displaystyle r_{s}=M+{\sqrt {M^{2}-a^{2}\cos ^{2}\theta -Q^{2}}}}$

donde:

• ${\displaystyle r_{s}}$ es el perímetro de la ergoesfera,
• M es la masa,
• a el parámetro de rotación ${\displaystyle J \over M}$ donde J es el momento angular, y Q es la carga eléctrica.

En tanto la que determina los bordes de sus horizontes de sucesos es así:

${\displaystyle r=r_{\pm }=M\pm {\sqrt {M^{2}-a^{2}-Q^{2}}}}$

donde ${\displaystyle r_{\pm }}$ es la distancia de cada horizonte de sucesos, siendo el valor de ${\displaystyle r_{+}}$ para el horizonte de sucesos externo, y el valor de ${\displaystyle r_{-}}$ para el horizonte de sucesos interno.

Sobre Q y J en un agujero de Kerr-Newman[editar]

• Velocidad de giro. Cuando la velocidad de giro tiende a ser muy grande, el horizonte de sucesos se divide en dos, lo que genera enormes corrientes de dirección única entre ellos, afectando al límite estático de la ergoesfera, que fuerza a algunos fotones a ser emitidos como rayos gamma.
• Otro fenómeno común en este tipo de agujeros, y cuya energía depende directamente de su velocidad, es la formación de intensos campos magnéticos y corrientes de gas ionizado perpendiculares al disco de acreción que se arremolina en torno a la ergoesfera.
• Sobre la relación Q y J con M en el radio giromagnético. Los valores que toman la carga eléctrica y el momento angular son muy importantes en la anatomía de un agujero negro de Kerr-Newman, debido a que es su relación la que determina el límite concreto entre sus horizontes de sucesos y el radio giromagnético o momento magnético dipolar siendo su fórmula ${\displaystyle r_{g}={2Mm \over JQ}}$ donde ${\displaystyle r_{g}}$ es el radio giromagnético y m es el momento magnético. Existen básicamente tres relaciones:
• | Q | ^ J < M, aquí el momento magnético dipolar es mayor, lo que significa que se genera un ligero efecto de electro-imán fuera de la ergoesfera. Los horizontes de sucesos se mantienen a prudente distancia.
• |Q | ^ J = M, para este caso el dipolo es normal, creándose un campo magnético moderado. Los horizontes de sucesos se fusionan en uno único que rodea a la singularidad en forma de anillo.
• | Q | ^ J > M, este caso en particular no es el más común, aquí el efecto del campo magnético es muy intenso y los horizontes de sucesos desaparecen dejando a la singularidad visible; esto parece estar prohibido por la regla del censor cósmico ideada por Roger Penrose, que no permite singularidades desnudas.

agujero negro de masa intermedia (IMBH) es una clase hipotética de agujero negro con una masa en el rango de 100 a un millón de masas solares: significativamente más que los agujeros negros estelares, pero menos que los agujeros negros supermasivos. No existe todavía ninguna detección inequívoca de un IMBH pero la evidencia indirecta de varias direcciones es tentadora.

Evidencias observables[editar]

La evidencia más fuerte para IMBHs viene de un par de núcleos de baja luminosidad en galaxias activas. Debido a su actividad, estas galaxias casi seguro que contienen acreción de agujeros negros, y en algunos casos las masas de agujeros negros puede estimarse utilizando la técnica de mapeo de reverberación . Por ejemplo, la galaxia espiral NGC 4395, a una distancia de aproximadamente 4 Mpc parece contener un agujero negro nuclear con la masa de aproximadamente 3,6 × 10⁵ masas solares.

Algunas fuentes de rayos X ultra-luminoso (ULXs) en galaxias cercanas son sospechosos de ser IMBHs, con masas de cien a mil masas solares. Los ULXs se observan en las regiones de formación estelar (por ejemplo, en la galaxia con brote estelar M82), y están aparentemente asociados con grupos jóvenes de estrellas que también se observan en estas regiones. Sin embargo, sólo una medida de masa dinámica del análisis del espectro óptico de la estrella compañera puede revelar la presencia de un IMBH como acreciente compacta del ULX.

El cúmulo globular Mayall II (M31G1) es un posible candidato para la celebración de un agujero negro de masa intermedia en su centro

Unos pocos cúmulos globulares han sido señalados como posibles contenedores IMBHs, basado en mediciones de las velocidades de las estrellas cerca de sus centros; la figura muestra un objeto candidato. Sin embargo ninguna de las detecciones reclamados ha resistido el escrutinio. Por ejemplo, los datos de G1, el objeto se muestra en la figura, se pueden encajan igual de bien sin un objeto central masivo.

La evidencia adicional de la existencia de IMBHs puede obtenerse a partir de la observación de la radiación gravitacional, emitida por el remanente compacto que orbita alrededor del IMBH. Además, la relación M-sigma predice la existencia de agujeros negros con masas de 10⁴ a 10⁶ masas solares en las galaxias de baja luminosidad.

Descubrimientos reclamados[editar]

En noviembre de 2004 un equipo de astrónomos informó el descubrimiento de GCIRS 13E, el primer agujero negro de masa intermedia en nuestra galaxia, en órbita alrededor de tres años luz de Sagitario A*. Este agujero negro mediano de 1300 masas solares es dentro de un grupo de siete estrellas, posiblemente el remanente de un cúmulo masivo de estrellas que ha sido despojado por el Centro Galáctico. Esta observación puede añadir soporte a la idea de que los agujeros negros supermasivos crecen mediante la absorción de los agujeros y las estrellas negras cercano pequeños. Sin embargo, en 2005, un grupo de investigación alemán afirmó que la presencia de un IMBH cerca del centro galáctico es dudoso, con base en un estudio dinámico del cúmulo de estrellas en el que el IMBH se dijo que existía. Un IMBH cerca del centro galáctico también podría ser detectado a través de sus perturbaciones en las estrellas que orbitan alrededor del agujero negro supermasivo.

En enero de 2006 un equipo dirigido por Philip Kaaret de la Universidad de Iowa anunció el descubrimiento de una oscilación quasiperiódica partir de un agujero negro candidato a masa intermedia usando Rossi X-ray Timing Explorer de la NASA. El candidato, M82 X-1, está orbitado por una estrella roja gigante que está perdiendo su atmósfera en el agujero negro. Ni la existencia de la oscilación ni su interpretación como el período orbital del sistema están totalmente aceptado por el resto de la comunidad científica. Mientras que la interpretación es bastante razonable, la periodicidad reclamada se basa en sólo unos 4 ciclos, lo que significa que es muy posible que esto sea la variación aleatoria. Si el período es real, podría ser o bien el período orbital, como se sugiere, o un período de super-orbital en el disco de acreción, como se ve en muchos otros sistemas.

En 2009, un equipo de astrónomos dirigido por Sean Farrell descubrió HLX-1, un agujero negro de masa intermedia con un grupo pequeño de estrellas alrededor de él, en la galaxia ESO 243-49. Esta evidencia sugiere que ESO 243-49 tuvo una colisión galáctica con la galaxia de HLX-1 y se absorbe la mayor parte de la materia de la galaxia más pequeña.¹​

Un equipo de la radiotelescopio CSIRO en Australia anunció el 9 de julio de 2012, que había descubierto el primer agujero negro de masa intermedia.²​

Orígenes[editar]

IMBHs son demasiado grandes para ser formado por el colapso de una estrella, que es como se piensa que los agujeros negros estelares se forman. Sus ambientes carecen de las condiciones extremas, es decir, de alta densidad y velocidades observadas en los centros de las galaxias, que aparentemente conducen a la formación de los agujeros negros supermasivos. Hay tres escenarios de formación para IMBHs.

1. La primera es la fusión de agujeros negros de masa estelar y otros objetos compactos por medio de acreción.
2. El segundo es la colisión fuera de control de estrellas masivas en densos cúmulos estelares y el colapso del producto colisión en un IMBH.
3. El tercero es que son agujeros negros primordiales formados en el Big Bang.

Representación artística de un agujero negro con una estrella compañera, moviéndose ambos en órbita mutua. La estrella excede su límite de Roche, y por eso la materia cae al agujero negro, formando un disco de acreción. Parte de la materia es eyectada en chorros polares colimados (jet (astronomía)) altamente energéticos.El escenario mostrado se ajusta a un sistema doble, donde la componente de mayor masa evoluciona primero y se transforma en agujero negro, a través de una explosión de supernova. La segunda componente, aquí en amarillo, tal vez haya abandonado ya la secuencia principal del diagrama HR, transformándose en gigante.

Agujero negro pasando por delante de una galaxia. El fondo se distorsiona a su paso, en virtud de que el campo gravitatorio interacciona con los fotones, cambiando la dirección de los rayos de luz. La animación muestra el efecto conocido como "lensing" (lente gravitacional), por el cual el agujero negro actúa como una lente, aumentando y deformando las imágenes de los objetos que están detrás. En este caso, el agujero negro ha sido construido con las propiedades teóricas y específicas que lo definen como agujero negro de Schwarzschild.

Un agujero negro estelar es un agujero negro formado por el colapso gravitacional de una estrella masiva (más de 30-70 masas solares) al final de su tiempo de vida. El proceso es observado como una explosión de supernova o una explosión de rayos gamma. Este agujero negro va a tener una masa de más de 3 masas solares. El agujero negro estelar más grande que se conoce (hasta el 2001) posee 33 masas solares.

Teóricamente pueden existir agujeros negros de cualquier masa (Relatividad general). Mientras menos masa posea, mayor debe ser la densidad de la materia para formar un agujero negro, sobre el radio de un agujero negro. No existen procesos conocidos que puedan producir agujeros negros con una masa menor que unas pocas veces la masa del Sol. Si éstos existen, son principalmente agujeros negros primordiales.

El colapso de una estrella es un proceso natural que produce un agujero negro. Es inevitable que al final de la vida de una estrella, cuando todas las fuentes de energía estelar se agotan, si la masa de la estrella que está colapsando está bajo cierto valor crítico, el producto final va a ser una estrella compacta, ya sea una enana blanca, una estrella de neutrones o una estrella de quarks. Estas estrellas tienen una masa máxima. Así que si la estrella que está colapsando tiene una masa que excede este límite, el colapso va a continuar por siempre (colapso gravitacional catastrófico) y formará un agujero negro. Todavía se desconoce la masa máxima de una estrella de neutrones, sin embargo se cree que sería alrededor de 3 masas solares.

También existe evidencia de otros dos tipos de agujeros negros, que son mucho más masivos que los agujeros negros estelares. Ellos son los agujeros negros de masa intermedia (en el centro de los cúmulos globulares) y los agujeros negros supermasivos en el centro de la Vía Láctea y otras galaxias activas.

Un agujero negro sólo puede tener tres propiedades fundamentales: masa, carga eléctrica y momento angular (rotación). Se cree que todos los agujeros negros formados en la naturaleza tienen rotación, pero no se ha realizado una definida observación en la rotación. La rotación de un agujero negro estelar es debido a la conservación del momento angular de la estrella que lo produjo.

Las masas observadas de agujeros negros estelares en sistemas binarios compactos de rayos-X[editar]

Los agujeros negros estelares en sistemas binarios cercanos son observables cuando la materia es transferida desde una estrella acompañante hacia el agujero negro. La liberación de energía en la caída hacia la estrella compacta es tan grande que la materia alcanza temperaturas de cientos de millones de grados y radiaciones de rayos-X(Astronomía de rayos-X). Por lo tanto, el agujero negro es observable en rayos-X, mientras que la estrella acompañante puede ser observada con telescopios ópticos. La liberación de energía de los agujeros negros y estrellas de neutrones son de la misma magnitud. Los agujeros negros y estrellas de neutrones son ocasionalmente difíciles de distinguir.

Sin embargo, las estrellas de neutrones tienen propiedades adicionales. Estas muestran rotación diferencial, y pueden tener un campo magnético y exhibir explosiones localizadas (explosiones termonucleares). Siempre que se observen tales propiedades, el objeto compacto en el sistema binario es revelado como una estrella de neutrones.

Las derivadas masas vienen de observaciones de fuentes compactas de rayos-X (combinando datos ópticos y de rayos-X). Todas las estrellas de neutrones identificadas tienen una masa de 3 a 5 masas solares. Ninguno de los sistemas compactos con una masa superior a 5 masas solares revela las propiedades de una estrella de neutrones. La combinación de esos factores nos revela que la clase de estrellas compactas con una masa superior a 5 masas solares son en realidad agujeros negros.

Nótese que esta prueba de la existencia de los agujeros negros estelares no es enteramente observacional, pero se basa en una teoría: Nosotros no podemos pensar en otro objeto para esos sistemas binarios compactos masivos estelares que un agujero negro. Una prueba directa de la existencia de un agujero negro podría ser si uno actualmente observa la órbita de una partícula que cae dentro del agujero negro. En principios del 2005, un experimento (inglés) usando un Colisionador relativístico de iones pesados ha mostrado evidencia de materia que cae en un Micro agujero negro, haciendo que la materia se estirase como se esperaba.