En astrofísica , una espiral de razón de masa extrema ( EMRI ) es la órbita de un objeto relativamente ligero alrededor de un objeto mucho más pesado (por un factor de 10.000 o más), que gradualmente se convierte en espiral debido a la emisión de ondas gravitacionales . Es probable que tales sistemas se encuentren en los centros de las galaxias , donde los objetos compactos de masa estelar , como los agujeros negros estelares y las estrellas de neutrones , pueden encontrarse orbitando un agujero negro supermasivo . [1] [2] [3] En el caso de un agujero negro en órbita alrededor de otro agujero negro, se trata de un agujero negro binario de razón de masa extrema . El término EMRI se utiliza a veces como una abreviatura para denotar la forma de onda gravitacional emitida, así como la órbita misma.
La principal razón del interés científico en los EMRI es que son una de las fuentes más prometedoras para la astronomía de ondas gravitacionales utilizando futuros detectores espaciales como la Antena Espacial de Interferómetro Láser (LISA). [4] Si se detectan con éxito dichas señales, permitirán mediciones precisas de la masa y el momento angular del objeto central, lo que a su vez proporciona información crucial para los modelos de formación y evolución de los agujeros negros supermasivos. [5] Además, la señal de onda gravitacional proporciona un mapa detallado de la geometría del espacio-tiempo que rodea al objeto central, lo que permite pruebas sin precedentes de las predicciones de la relatividad general en el régimen de gravedad fuerte. [6]
Si se detecta con éxito, la señal de onda gravitacional de un EMRI transportará una gran cantidad de datos astrofísicos. Los EMRI evolucionan lentamente y completan muchos ciclos (~10.000) antes de finalmente sumergirse. [8] Por lo tanto, la señal de onda gravitacional codifica un mapa preciso de la geometría del espacio-tiempo del agujero negro supermasivo. [9] En consecuencia, la señal puede usarse como una prueba precisa de las predicciones de la relatividad general en el régimen de gravedad fuerte; un régimen en el que la relatividad general no ha sido probada en absoluto. En particular, es posible probar la hipótesis de que el objeto central es de hecho un agujero negro supermasivo con alta precisión midiendo el momento cuadrupolar del campo gravitacional con una precisión de una fracción de un porcentaje. [1]
Además, cada observación de un sistema EMRI permitirá una determinación precisa de los parámetros del sistema, incluyendo: [10]
Actualmente se cree que los centros de la mayoría de las galaxias (grandes) consisten en un agujero negro supermasivo de 10 6 a 10 9 masas solares ( M ☉ ) rodeado por un cúmulo de 10 7 a 10 8 estrellas de quizás 10 años luz de diámetro, llamado núcleo. [5] Las órbitas de los objetos alrededor del agujero negro supermasivo central son perturbadas continuamente por interacciones de dos cuerpos con otros objetos en el núcleo, cambiando la forma de la órbita. Ocasionalmente, un objeto puede pasar lo suficientemente cerca del agujero negro supermasivo central para que su órbita produzca grandes cantidades de ondas gravitacionales , afectando significativamente la órbita. Bajo condiciones específicas, dicha órbita puede convertirse en un EMRI. [5]
Para que se convierta en un EMRI, la reacción inversa de la emisión de ondas gravitacionales debe ser la corrección dominante de la órbita (en comparación con, por ejemplo, las interacciones entre dos cuerpos). Esto requiere que los objetos en órbita pasen muy cerca del agujero negro supermasivo central. Una consecuencia de esto es que el objeto que se mueve en espiral no puede ser una estrella grande y pesada, porque sería destrozado por las fuerzas de marea . [5]
Sin embargo, si el objeto pasa demasiado cerca del agujero negro supermasivo central, se precipitará directamente a través del horizonte de sucesos . Esto producirá un breve y violento estallido de radiación gravitacional que sería difícil de detectar con los observatorios planificados actualmente. [nb 1] En consecuencia, la creación de EMRI requiere un delicado equilibrio entre los objetos que pasan demasiado cerca y demasiado lejos del agujero negro supermasivo central. Actualmente, las mejores estimaciones son que un agujero negro supermasivo típico de 10 6 M ☉ , capturará un EMRI una vez cada 10 6 a 10 8 años. Esto hace que sea poco probable presenciar un evento de este tipo en nuestra Vía Láctea. Sin embargo, un observatorio de ondas gravitacionales basado en el espacio como LISA podrá detectar eventos EMRI hasta distancias cosmológicas, lo que lleva a una tasa de detección esperada de entre unos pocos y unos pocos miles por año. [1]
Las espirales de relación de masa extrema creadas de esta manera tienden a tener excentricidades muy grandes ( e > 0,9999). Las órbitas iniciales de alta excentricidad también pueden ser una fuente de ondas gravitacionales, que emiten una ráfaga corta cuando el objeto compacto pasa por el periapsis. Estas señales de ondas gravitacionales se conocen como ráfagas de relación de masa extrema. [14] A medida que la órbita se encoge debido a la emisión de ondas gravitacionales, se vuelve más circular. Cuando se ha encogido lo suficiente para que las ondas gravitacionales se vuelvan lo suficientemente fuertes y frecuentes como para ser continuamente detectables por LISA, la excentricidad normalmente será de alrededor de 0,7. Dado que se espera que la distribución de objetos en el núcleo sea aproximadamente esféricamente simétrica, no se espera que haya correlación entre el plano inicial de la espiral y el giro de los agujeros negros supermasivos centrales. [1]
En 2011 se propuso un impedimento para la formación de EMRIs. [15] Se pensaba que la "Barrera de Schwarzschild" era un límite superior para la excentricidad de las órbitas cerca de un agujero negro supermasivo. La dispersión gravitacional sería impulsada por pares de torsión de la distribución ligeramente asimétrica de la masa en el núcleo ("relajación resonante"), lo que daría como resultado un paseo aleatorio en la excentricidad de cada estrella. [16] Cuando su excentricidad se volviera lo suficientemente grande, la órbita comenzaría a sufrir una precesión relativista y la efectividad de los pares de torsión se extinguiría. Se creía que habría una excentricidad crítica, en cada valor del semieje mayor, en la que las estrellas serían "reflejadas" de nuevo a excentricidades más bajas. Sin embargo, ahora está claro que esta barrera no es más que una ilusión, probablemente originada a partir de una animación basada en simulaciones numéricas, como se describe en detalle en dos trabajos. [17] [18]
Se ha descubierto que el papel del espín del agujero negro supermasivo central en la formación y evolución de los EMRI es crucial. [19] Durante mucho tiempo se ha creído que cualquier EMRI que se origine más allá de un cierto radio crítico de aproximadamente una centésima de parsec se dispersaría lejos de la órbita de captura o se hundiría directamente en el agujero negro supermasivo en una órbita extremadamente radial. Estos eventos conducirían a una o varias explosiones, pero no a un conjunto coherente de miles de ellas. De hecho, al tener en cuenta el espín, [19] demostró que estas órbitas de captura acumulan miles de ciclos en la banda del detector. Dado que están impulsadas por la relajación de dos cuerpos, que es caótica por naturaleza, ignoran todo lo relacionado con una posible barrera de Schwarzchild. Además, dado que se originan en la mayor parte de la distribución estelar, las tasas son mayores. Además, debido a su mayor excentricidad, son más ruidosos, lo que aumenta el volumen de detección. Por lo tanto, se espera que los EMRI se originen a estas distancias y que dominen las tasas. [2]
Se conocen varios procesos alternativos para la producción de espirales con relaciones de masa extremas. Una posibilidad sería que el agujero negro supermasivo central capture un objeto que pase y que no esté ligado a él. Sin embargo, la ventana en la que el objeto pasa lo suficientemente cerca del agujero negro central para ser capturado, pero lo suficientemente lejos para evitar sumergirse directamente en él, es extremadamente pequeña, por lo que es poco probable que dicho evento contribuya significativamente a la tasa de eventos esperada. [1]
Existe otra posibilidad si el objeto compacto se encuentra en un sistema binario ligado con otro objeto. Si dicho sistema pasa lo suficientemente cerca del agujero negro supermasivo central, las fuerzas de marea lo separan, expulsando uno de los objetos del núcleo a gran velocidad mientras que el otro es capturado por el agujero negro central con una probabilidad relativamente alta de convertirse en un EMRI. Si más del 1% de los objetos compactos en el núcleo se encuentran en sistemas binarios, este proceso puede competir con la imagen "estándar" descrita anteriormente. Los EMRI producidos por este proceso suelen tener una excentricidad baja y se vuelven casi circulares cuando son detectables por LISA. [1]
Una tercera opción es que una estrella gigante pase lo suficientemente cerca del agujero negro masivo central como para que las capas externas sean arrancadas por fuerzas de marea, después de lo cual el núcleo restante puede convertirse en un EMRI. Sin embargo, no se sabe con certeza si el acoplamiento entre el núcleo y las capas externas de las estrellas gigantes es lo suficientemente fuerte como para que el arrancamiento tenga un efecto lo suficientemente significativo en la órbita del núcleo. [1]
Por último, los agujeros negros supermasivos suelen ir acompañados de un disco de acreción de materia que se desplaza en espiral hacia el agujero negro. Si este disco contiene suficiente materia, las inestabilidades pueden colapsar y formar nuevas estrellas. Si son lo suficientemente masivas, pueden colapsar y formar objetos compactos, que automáticamente están en una trayectoria para convertirse en una EMRI. Las espirales de relación de masa extrema creadas de esta manera se caracterizan por el hecho de que su plano orbital está fuertemente correlacionado con el plano del disco de acreción y el giro del agujero negro supermasivo. [1]
Además de los agujeros negros estelares y los agujeros negros supermasivos , se especula que también existe una tercera clase de agujeros negros de masa intermedia con masas entre 10 2 y 10 4 M ☉ . [5] Una forma en que estos posiblemente se formen es a través de una serie de colisiones de estrellas en un cúmulo joven de estrellas. Si un cúmulo de este tipo se forma a menos de mil años luz del núcleo galáctico, se hundirá hacia el centro debido a la fricción dinámica. Una vez lo suficientemente cerca, las estrellas son arrancadas por fuerzas de marea y el agujero negro de masa intermedia puede continuar en una espiral hacia el agujero negro supermasivo central. Un sistema de este tipo con una relación de masas de alrededor de 1000 se conoce como una espiral de relación de masa intermedia (IMRI). [3] [20] Hay muchas incertidumbres en la frecuencia esperada para tales eventos, pero algunos cálculos sugieren que puede haber hasta varias decenas de estos eventos detectables por LISA por año. Si estos eventos ocurren, darán como resultado una señal de onda gravitacional extremadamente fuerte, que puede detectarse fácilmente. [1]
Otra forma posible de que una espiral de masa intermedia se produzca es que un agujero negro de masa intermedia en un cúmulo globular capture un objeto compacto de masa estelar a través de uno de los procesos descritos anteriormente. Dado que el objeto central es mucho más pequeño, estos sistemas producirán ondas gravitacionales con una frecuencia mucho mayor, lo que abre la posibilidad de detectarlas con la próxima generación de observatorios terrestres, como Advanced LIGO y Advanced VIRGO . Aunque las tasas de eventos para estos sistemas son extremadamente inciertas, algunos cálculos sugieren que Advanced LIGO puede ver varios de ellos por año. [21]
Aunque la onda gravitacional más fuerte de los EMRI se puede distinguir fácilmente del ruido instrumental del detector de ondas gravitacionales, la mayoría de las señales estarán profundamente enterradas en el ruido instrumental. Sin embargo, dado que un EMRI pasará por muchos ciclos de ondas gravitacionales (~10 5 ) antes de sumergirse en el agujero negro supermasivo central, aún debería ser posible extraer la señal utilizando un filtrado adaptado . En este proceso, la señal observada se compara con una plantilla de la señal esperada, amplificando los componentes que son similares a la plantilla teórica. Para que sea efectivo, esto requiere predicciones teóricas precisas para las formas de onda de las ondas gravitacionales producidas por una espiral de relación de masa extrema. Esto, a su vez, requiere un modelado preciso de la trayectoria del EMRI. [1]
Las ecuaciones de movimiento en la relatividad general son notoriamente difíciles de resolver analíticamente. En consecuencia, es necesario utilizar algún tipo de esquema de aproximación. Las espirales de razón de masa extrema son muy adecuadas para esto, ya que la masa del objeto compacto es mucho menor que la del agujero negro supermasivo central. Esto permite ignorarla o tratarla de manera perturbativa . [22]
Un enfoque común es expandir las ecuaciones de movimiento de un objeto en términos de su velocidad dividida por la velocidad de la luz , v / c . Esta aproximación es muy efectiva si la velocidad es muy pequeña, pero se vuelve bastante inexacta si v / c se vuelve mayor que aproximadamente 0,3. Para sistemas binarios de masa comparable, este límite no se alcanza hasta los últimos ciclos de la órbita. Sin embargo, los EMRI pasan sus últimos mil a un millón de ciclos en este régimen, lo que hace que la expansión post-newtoniana sea una herramienta inadecuada. [1]
Otro enfoque consiste en resolver numéricamente por completo las ecuaciones de movimiento. La naturaleza no lineal de la teoría hace que esto sea muy complicado, pero se ha logrado un éxito significativo en el modelado numérico de la fase final de la espiral de sistemas binarios de masa comparable. La gran cantidad de ciclos de un EMRI hace que el enfoque puramente numérico sea prohibitivamente costoso en términos de tiempo de cálculo. [1]
El gran valor de la relación de masas en un EMRI abre otra vía de aproximación: la expansión en uno sobre la relación de masas. Hasta el orden cero, la trayectoria del objeto más ligero será una geodésica en el espacio-tiempo de Kerr generado por el agujero negro supermasivo. Las correcciones debidas a la masa finita del objeto más ligero pueden entonces incluirse, orden por orden en la relación de masas, como una fuerza efectiva sobre el objeto. Esta fuerza efectiva se conoce como la fuerza gravitacional propia. [1]
En la última década, aproximadamente, se ha avanzado mucho en el cálculo de la fuerza gravitacional propia para los EMRI. Hay códigos numéricos disponibles para calcular la fuerza gravitacional propia en cualquier órbita limitada alrededor de un agujero negro no giratorio ( Schwarzschild ). [23] Y se ha logrado un progreso significativo en el cálculo de la fuerza gravitacional propia alrededor de un agujero negro giratorio. [24]