giro-flip

Cambio repentino del eje de giro causado por la fusión con otro agujero negro

Diagrama esquemático de un giro-inversión de un agujero negro.

Un giro-inversión de un agujero negro ocurre cuando el eje de giro de un agujero negro en rotación sufre un cambio repentino de orientación debido a la absorción de un segundo agujero negro (más pequeño). Se cree que los giros son una consecuencia de las fusiones de galaxias , cuando dos agujeros negros supermasivos forman un par unido en el centro de la galaxia fusionada y se fusionan después de emitir ondas gravitacionales . Los giros son importantes desde el punto de vista astrofísico, ya que varios procesos físicos están asociados con los giros de los agujeros negros; por ejemplo, se cree que los chorros de las galaxias activas se lanzan paralelos a los ejes de giro de los agujeros negros supermasivos. Por lo tanto, un cambio en el eje de rotación de un agujero negro debido a un giro-inversión daría como resultado un cambio en la dirección del chorro.

Física de los spin-flips

Un spin-flip es una etapa tardía en la evolución de un agujero negro binario . El binario está formado por dos agujeros negros, con masas y , que giran alrededor de su centro de masa común . El momento angular total del sistema binario es la suma del momento angular de la órbita , más los momentos angulares de giro de los dos agujeros. Si escribimos como las masas de cada agujero y como sus parámetros de Kerr, ^[1] y luego usamos el ángulo desde el norte de sus ejes de giro dado por , podemos escribir, ${\displaystyle M_{1}}$ ${\displaystyle M_{2}}$ ${\displaystyle J}$ ${\displaystyle {L}}$ ${\displaystyle {S}_{1,2}={S}_{1}+{S}_{2}}$ ${\displaystyle \mathbf {M_{1}} ,\mathbf {M_{2}} }$ ${\displaystyle \mathbf {a_{1}} ,\mathbf {a_{2}} }$ ${\displaystyle \theta }$

$${\displaystyle \mathbf {S} _{1}=\{\mathbf {a} _{1}\mathbf {M} _{1}\cos(\pi /2-\theta ),\mathbf {a} _{1}\mathbf {M} _{1}\sin({\tfrac {\pi }{2}}-\theta )\}}$$

$${\displaystyle \mathbf {S} _{2}=\{\mathbf {a} _{2}\mathbf {M} _{2}\cos({\tfrac {\pi }{2}}-\theta ),\mathbf {a} _{2}\mathbf {M} _{2}\sin({\tfrac {\pi }{2}}-\theta )\}}$$

$${\displaystyle \mathbf {J} _{\text{init}}=\mathbf {L} _{\text{orb}}+\mathbf {S} _{1}+\mathbf {S} _{2}.}$$

Si la separación orbital es suficientemente pequeña, la emisión de energía y momento angular en forma de radiación gravitacional hará que la separación orbital disminuya. Finalmente, el agujero más pequeño alcanza la órbita circular estable más interna, o ISCO, alrededor del agujero más grande. Una vez que se alcanza el CIUO, ya no existe una órbita estable y el agujero más pequeño se sumerge en el agujero más grande, fusionándose con él. El momento angular final después de la coalescencia es justo ${\displaystyle M_{2}}$

$${\displaystyle \mathbf {J} _{\text{final}}=\mathbf {S} ,}$$

el momento angular de giro del único agujero fusionado. Despreciando el momento angular que es arrastrado por las ondas gravitacionales durante la caída final, que es pequeño ^[2], la conservación del momento angular implica

$${\displaystyle \mathbf {S} \approx \mathbf {L} _{\text{ISCO}}+\mathbf {S} _{1}+\mathbf {S} _{2}.}$$

${\displaystyle S_{2}}$es de orden de tiempos y puede ignorarse si es mucho menor que . Haciendo esta aproximación, ${\displaystyle (M_{2}/M_{1})^{2}}$ ${\displaystyle S_{1}}$ ${\displaystyle M_{2}}$ ${\displaystyle M_{1}}$

$${\displaystyle \mathbf {S} \approx \mathbf {L} _{\text{ISCO}}+\mathbf {S} _{1}.}$$

Esta ecuación establece que el giro final del agujero es la suma del giro inicial del agujero más grande más el momento angular orbital del agujero más pequeño en la última órbita estable. Dado que los vectores y están orientados genéricamente en direcciones diferentes, apuntarán en una dirección diferente a la de un giro-inversión. ^[3] ${\displaystyle S_{1}}$ ${\displaystyle L}$ ${\displaystyle S}$ ${\displaystyle S_{1}}$

El ángulo mediante el cual se reorienta el giro del agujero negro depende del tamaño relativo de y y del ángulo entre ellos. En un extremo, si es muy pequeño, el giro final estará dominado por y el ángulo de giro puede ser grande. En el otro extremo, el agujero negro más grande podría ser inicialmente un agujero negro de Kerr con rotación máxima . Su momento angular de giro es entonces del orden ${\displaystyle L_{\rm {ISCO}}}$ ${\displaystyle S_{1}}$ ${\displaystyle S_{1}}$ ${\displaystyle L_{\rm {ISCO}}}$

$${\displaystyle S_{1}\approx GM_{1}^{2}/c.}$$

El momento angular orbital del agujero más pequeño en la CIUO depende de la dirección de su órbita, pero es del orden

$${\displaystyle L_{\text{ISCO}}\approx GM_{1}M_{2}/c.}$$

Comparando estas dos expresiones, se deduce que incluso un agujero bastante pequeño, con una masa de aproximadamente una quinta parte de la del agujero más grande, puede reorientar el agujero más grande 90 grados o más. ^[3]

Conexión con radiogalaxias

Los giros de los agujeros negros se discutieron por primera vez en el contexto de una clase particular de radiogalaxias , las fuentes de radio en forma de X. ^[3] Las galaxias en forma de X exhiben dos pares de radiolóbulos desalineados: los lóbulos "activos" y las "alas". Se cree que las alas están orientadas en la dirección del chorro antes del giro, y que los lóbulos activos apuntan en la dirección actual del chorro. El giro invertido podría haber sido causado por la absorción de un segundo agujero negro durante una fusión de galaxias .

Ver también

• Agujero negro supermasivo  : el tipo de agujero negro más grande
• Onda gravitacional  : propagación de ondas en el espacio-tiempo
• Radiogalaxia  : tipo de galaxia activa que es muy luminosa en longitudes de onda de radio.

Referencias

1. Rosalba Perná . KERR (GIRO) AGUJEROS NEGROS [diapositivas de PowerPoint]. Obtenido de http://www.astro.sunysb.edu/rosalba/astro2030/KerrBH.pdf
2. Panadero, John G.; Centrella, Joan; Choi, Dae-Il; Koppitz, Michael; van Meter, James (22 de marzo de 2006). "Extracción de ondas gravitacionales de una configuración inspiradora de agujeros negros fusionados". Cartas de revisión física . 96 (11): 11102. arXiv : gr-qc/0511103 . Código bibliográfico : 2006PhRvL..96k1102B. doi :10.1103/physrevlett.96.111102. ISSN  0031-9007. PMID  16605809. S2CID  23409406.
3. Merritt, D. (1 de agosto de 2002). "Seguimiento de fusiones de agujeros negros a través de la morfología de los lóbulos de radio". Ciencia . 297 (5585): 1310-1313. arXiv : astro-ph/0208001 . Código bibliográfico : 2002 Ciencia... 297.1310M. doi : 10.1126/ciencia.1074688. ISSN  0036-8075. PMID  12154199. S2CID  1582420.

enlaces externos

• Evolución binaria de agujeros negros masivos Un artículo sobre agujeros negros binarios.
• Los científicos detectan una "pistola humeante" de agujeros negros en colisión