1r ciclo Agujero negro supermasivo en órbita en torno a otro agujero negro ultramasivo

[Alriga]

Adiós al telescopio espacial Spitzer. El próximo 30 de enero el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA transmitirá sus últimos datos de ciencia e ingeniería al control de la misión, poniendo fin a 16 años de observaciones. Se lanzó el 25 de agosto de 2003 y ha estudiado el cosmos en el infrarrojo ...

Spitzer, el observatorio infrarrojo recientemente retirado fue el único telescopio que detectó un destello de luz lejano correspondiente al momento en el que un agujero negro orbitando en torno a otro agujero negro mayor, atraviesa el disco de acreción de éste.

La galaxia OJ 287 alberga uno de los agujeros negros más grandes jamás encontrados, con más de 18 mil millones de veces la masa de nuestro Sol. En órbita alrededor de este gigante hay otro agujero negro con aproximadamente 150 millones de masas del solares, (como elemento comparativo recordad que SgrA* en el centro de nuestra galaxia "pesa" 4 millones de MS). Dos veces cada 12 años, el agujero negro más pequeño se estrella contra el enorme disco de acreción que rodea a su compañero mayor, creando un destello de luz más brillante que un billón de estrellas, es incluso más brillante que toda la galaxia de la Vía Láctea. La luz tarda 3.500 millones de años en llegar a la Tierra.

Pero la órbita del agujero negro más pequeño es oblonga, no circular, y es irregular: cambia de posición con cada bucle alrededor del agujero negro más grande y se inclina en relación con el disco de gas. Cuando el agujero negro más pequeño atraviesa el disco, crea dos burbujas de gas caliente en expansión que se alejan del disco en direcciones opuestas, y en menos de 48 horas el sistema parece cuadruplicar su brillo.

Debido a la órbita irregular, el agujero negro choca con el disco en diferentes momentos durante cada órbita de 12 años. A veces las erupciones aparecen con tan solo un año de diferencia; otras veces, hasta con 10 años de diferencia. Los intentos de modelar la órbita y predecir cuándo ocurrirían las erupciones tomaron décadas, pero en 2010, los científicos crearon un modelo que podría predecir su ocurrencia con un error de aproximadamente una a tres semanas. Demostraron que su modelo era correcto al predecir la aparición de un brote en diciembre de 2015 +/- 3 semanas.

Luego, en 2018, un grupo de científicos dirigido por Lankeswar Dey, un estudiante graduado en el Instituto Tata de Investigación Fundamental en Mumbai, India, publicó un documento con un modelo aún más detallado que, según ellos, podría predecir el momento de futuros brotes dentro de cuatro horas y predijeron correctamente el de 31 de Julio de 2019: Spitzer Observations of the Predicted Eddington Flare from Blazar OJ 287.

Mirad el vídeo, que explica muy bien mediante un gráfico la irregularidad de los destellos debido a las fluctuaciones de la órbita:

Información adicional: Spitzer Telescope Reveals the Precise Timing of a Black Hole Dance

Saludos.

[carroza]

Gracias, Alriga. Muy interesante.

Luego, en 2018, un grupo de científicos dirigido por Lankeswar Dey, un estudiante graduado en el Instituto Tata de Investigación Fundamental en Mumbai, India, publicó un documento con un modelo aún más detallado que, según ellos, podría predecir el momento de futuros brotes dentro de cuatro horas y predijeron correctamente el de 31 de Julio de 2019: Spitzer Observations of the Predicted Eddington Flare from Blazar OJ 287.

Entiendo que el tal Lankeswar Dey debe ser un joven muy brillante, pero no hay nada que indique que "dirige" a un grupo de cientificos. Lo digo para evitar frustraciones en los estudiantes graduados del foro que no dirijan a grupos de cientificos,.

[Alriga]

Gracias a ti por leerlo.

Entiendo que el tal Lankeswar Dey debe ser un joven muy brillante, pero no hay nada que indique que "dirige" a un grupo de cientificos. Lo digo para evitar frustraciones en los estudiantes graduados del foro que no dirijan a grupos de cientificos

Debe ser un error de la página web del JPL que dice textualmente "... Then, in 2018, a group of scientists led by Lankeswar Dey, a graduate student at the Tata Institute of Fundamental Research in Mumbai, India, published a paper with an even more detailed model ..."

¿Os habéis fijado? Los 12 años del período orbital corresponden a unos T = 379 millones de segundos, su inverso la frecuencia, es de 2.6 nHz. Entiendo del paper que para predecir la órbita, y la aparición de los "flares" cuando el BH pequeño atraviesa el disco de acreción del grande, han tenido en cuenta, (entre otras cosas) la pérdida de energía orbital por emisión de ondas gravitacionales del rango de los nanohertz.

El umbral mínimo de frecuencia detectable por LIGO / VIRGO es de unos 10 Hz. Aun nos queda mucho para poder detectar directamente Ondas Gravitacionales de nHz ...

Recordando la expresión de la potencia perdida en forma de GW en órbitas pseudokeplerianas, que vimos en el hilo La tierra también produce ondas gravitacionales?

$P=-\dfrac{32 G^4}{5 c^5} \cdot \dfrac{m_1^2 m_2^2 \ (m_1+m_2)}{a^5(1-e^2)^{7/2}} \cdot \left ( 1+\dfrac{73}{24}e^2+\dfrac{37}{96}e^4 \right )$

Aplicado a este caso, para obtener un orden de magnitud supongo órbita circular (unidades SI) :

$e=0 \quad G=\notcien{6.6741}{-11} \quad c=299792458 \quad m_1=\notcien{3.58}{40} \quad m_2=\notcien{2.98}{38} \quad T=\notcien{3.79}{8} \quad a=\notcien{2.06}{15}$

Se obtiene

$P=\notcien{5.81}{39} \ W$

Eso es perder en forma de ondas gravitacionales aproximadamente 1 masa solar cada año. Los números de estas energías realmente marean.

Saludos.

[carroza]

Otra cosa con la que se podría jugar es, viendo el video, la precesión tan enorme que tiene el "perihelio" ( o mejor, el "peri-agujero-negro-grande") que tiene la orbita del agujero negro pequeño. En la dinámica clásica, kepleriana, las orbotas son elipticas, y el perihelio no cambia. Las correcciones relativistas producen la precesión del perihelio de la orbita de mercurio.
Sería curioso ver qué dicen las formulas de la precesión sobre este caso, en el que, según el video, en cada orbita el "perihelio" cambia unos 45 grados.

Saludos

[sater]

Yo creo que la gran "impredictibilidad" tiene que ver con lo raruno de las órbitas entorno a agujeros negros de Kerr (en rotación):

[Alriga]

... la precesión tan enorme que tiene el "perihelio" ( o mejor, el "peri-agujero-negro-grande") ... del agujero negro pequeño. En la dinámica clásica, kepleriana, las órbitas son elipticas, y el perihelio no cambia. Las correcciones relativistas producen la precesión del perihelio de la orbita de Mercurio.
Sería curioso ver qué dicen las formulas de la precesión sobre este caso, ...

La expresión que da la precesión para el caso de Mercurio, la usamos en el hilo en el que hablábamos de la órbita de la estrella S62 en torno a SgrA*

$$\Delta \phi=\dfrac{6 \ \pi \ G \ M}{a \ (1-e^2) \ c^2} \qquad rad/rev$$

Me falta el valor de la excentricidad que no aparece en el paper "Spitzer Observations of the Predicted Eddington Flare from Blazar OJ 287" Lo he encontrado en un trabajo anterior de Lankeswar Dey también sobre PSR1913+16, la excentricidad es 0.657 y da como parámetros orbitales:

$e=0.657 \qquad m_1=\notcien{18348}{6} \ M_{\sun} \qquad m_2=150.13 \ M_{\sun} \qquad T=12.062 \ a\tilde nos$

Con estos valores, la aplicación de la "fórmula naive de Mercurio" proporciona un valor de $\Delta \phi=24.75^{\circ}$ por revolución, (recordad a nivel comparativo que para Mercurio son 43" por siglo)

En ese estudio anterior del que hablamos, (que incluye en el cálculo "otros efectos relativistas duros" que son despreciables para Mercurio), Dey et. al. calculan que el valor del desplazamiento básico del periastro es de $\boldsymbol{\Delta \phi=38.62^{\circ}}$ por revolución, (38.62º cada 12 años). El estudio es Authenticating the Presence of a Relativistic Massive Black Hole Binary in OJ 287 Using its General Relativity Centenary Flare: Improved Orbital Parameters

Observad otra cosa muy interesante de la que se habla en ambos estudios, la verificación experimental del Teorema de No-Pelo de los agujeros negros: han relacionado el "scaled quadrupole moment $\boldsymbol{q_2}$" con el "Kerr parameter $\boldsymbol{\chi}$" del agujero negro central mediante

$$q_2=-q\chi^2$$

Entiendo, que si el teorema de no-pelo se cumple q=1 puesto que dice el paper:

Más importante aún, nuestras observaciones de Spitzer restringen el célebre teorema de no-pelo delimitando el parámetro q en la Ecuación (1). La precisión de tiempo mencionada anteriormente corresponde a q = 1.0 ± 0.15 de acuerdo con el valor de la Relatividad General q = 1.0 (siempre que impactos iguales generen llamaradas iguales, y que la emisión de GW de orden superior se calcule con suficiente precisión)

$0.85\leq q \leq 1.15$ no es todavía una gran precisión en la verificación del Teorema, pero por algo se empieza.

Saludos.

[Richard R Richard]

Yo creo que la gran "impredictibilidad" tiene que ver con lo raruno de las órbitas entorno a agujeros negros de Kerr (en rotación):

En el universo todo rota en torno a otra cosa o de si mismo, o bien mejor dicho tiene momento angular, quiero decir la solución de Schawarzchild, es solo una solución teórica exacta, pero en la practica, es improbable hallar un AN que no rote... si tiene un disco de acreción, es suficiente para que este esté girando, y la solución de Schawarzchild, sea una aproximación mas fácilmente calculable, que la de Kerr.

[carroza]

Gracias, Alriga. Eres un máquina.


Al hilo de lo que dicen Richard y Sater, entiendo que un objeto que orbite en torno a un agujero negro rotante no conserva su momento angular. Por tanto, el plano de su orbita debería girar en torno al eje de rotación del agujero negro, que es el eje perpendicular al disco de acreción.

Hay alguna formula que permita determinar el angulo de rotación del plano de la orbita, en función del momento angular del agujero negro? Habrá calculado el brillante Dey y sus colaboradores algo al respecto?

Un saludo

[Alriga]

… entiendo que un objeto que orbite en torno a un agujero negro rotante no conserva su momento angular. Por tanto, el plano de su órbita debería girar en torno al eje de rotación del agujero negro … ¿Hay alguna fórmula que permita determinar el ángulo de rotación del plano de la órbita, en función del momento angular del agujero negro? Habrá calculado el brillante Dey y sus colaboradores algo al respecto?...

Los cálculos están en el punto “2.3. General relativistic orbital trajectory for the secondary BH” (pág 6) del estudio The Unique Blazar OJ 287 and its Massive Binary Black Hole Central Engine (Dey et. al.) en donde se lee en la página 7

“The effects of BH spin enter the above equation in the third line and the $\ddot x_{SO}$ term provides the general relativistic spin-orbit interactions at 1.5PN and 2.5PN orders. These terms make the orbital plane of the secondary and spin of the primary to precess while the $\ddot x_{4PN(SO-RR)}$ term stands for the spin-orbit radiation reaction terms."

… [el] eje de rotación del agujero negro, que es el eje perpendicular al disco de acreción …

Yo también creía que el “eje de Kerr” del agujero negro y el eje del disco de acreción coincidirían. Ello era debido a que en mi subconsciente estaba pensando en un agujero negro estelar: la estrella original muy masiva se formó de la nube de gas en rotación que también dio origen a planetas, asteroides,… Los ejes de giro de la estrella y de los planetas coincidirán aproximadamente. En su última etapa de vida, la estrella masiva perderá gas por su plano ecuatorial, gas que formará un disco perpendicular al eje de giro de la estrella. La estrella explota como supernova y el agujero negro remanente conserva su “eje de giro de Kerr” perpendicular al disco: el eje del disco de acreción y el eje de rotación del agujero negro son paralelos.

Sin embargo esto no es así en agujeros negros supermasivos, que posiblemente se han formado por la colisión de núcleos de galaxias y posteriormente se han alimentado de otros agujeros negros"comidos" en direcciones arbitrarias. La dirección del eje de Kerr del agujero negro final ha tenido un origen independiente del gas que lo rodea que forma el disco de acreción y por lo tanto el eje de giro del agujero negro y el del disco de acreción pueden estar inclinados en un ángulo arbitrario.

Lo único que sucederá es que el Efecto Lense-Thirring deformará la zona del disco más cercana al agujero negro, (la zona interior al Radio de Bardeen-Peterson $R_{BP}$) obligándola a alinearse con el plano ecuatorial del agujero negro.

Pero todo el resto del disco de acreción situado a mayor distancia del Radio de B-P puede conservar la dirección de su eje de rotación desalineada respecto del eje del agujero negro. Esto lo explicamos en el hilo Efecto Bardeen - Petterson (Relatividad General).

Saludos.

[carroza]

Hola.

He vuelto al articulo del ínclito Dey, para tratar de entender los parámetros de la orbita que indica. Están las masas, la excentricidad, el parámetro de Kerr, 0.381, que indica que el agujero negro gordo rota, pero tiene "solo" el 38.1 % del máximo momento angular que podía tener. También hay un ángulo $\Theta_0 = 55.42 \deg$ que mide la orientación inicial del semieje de la orbita. Hay otros parametros h y d que describen grosor del disco de acreción, y tiempo de retraso de la emisión del destello.

Veo que no hay, o no han necesitado más parámetros, para describir la orientación del eje de rotación del agujero negro con respecto al disrco de acreción. Por tanto, imagino que en este caso no hay evidencias de que la orientación del eje de rotación del agujero negro sea distinto al del disco de acreción.

Un saludo

[Alriga]

… [el] eje de rotación del agujero negro, que es el eje perpendicular al disco de acreción …

...Yo también creía que el eje de Kerr del agujero negro y el eje del disco de acreción coincidirían...

Ya comentamos en el post#9 que, contra la intuición, puede haber desalineamiento entre el eje del disco de acreción de un agujero negro y su eje de rotación. Hoy veo que La Mula Francis publica el artículo "Un agujero negro en una binaria de rayos X cuyo espín está desalineado con el eje de rotación orbital" en donde explica las observaciones de MAXI J1820+070 una binaria formada por una una estrella de ∼0.5 masas solares que orbita un agujero negro de ∼8 masas solares que emite un chorro relativista.

Las observaciones por polarimetría lineal del chorro relativista de MAXI J1820+070 han detectado que hay una diferencia angular de más 40° entre el eje del jet y el eje del disco de acreción. La hipótesis básica más razonable para explicar ese desalineamiento es que cuando se formó el agujero negro por colapso gravitacional, recibió un impulso angular adicional, o «patada natal» (natal kick), que inclinó su momento angular: es conocido que en algunos casos este impulso inicial provoca que el cuerpo compacto se desligue del sistema binario.

Como remarca Francis, lo interesante del caso es que si se da esa posibilidad razonable, ello implicaría que muchas binarias de rayos X también podrían presentar desalineamiento en mayor o menor medida según el caso: si un gran desalineamiento fuera común entre las binarias de rayos X habría que revisar todas las estimaciones actuales de sus masas y espines cuyos cálculos se basan en suponer el desalineamiento despreciable.

El artículo de Francis: Un agujero negro en una binaria de rayos X cuyo espín está desalineado con el eje de rotación orbital

El paper en arxiv: Black hole spin-orbit misalignment in the X-ray binary MAXI J1820+070 que dice en el abtract:

Las firmas de observación de los agujeros negros en los sistemas binarios de rayos X dependen de sus masas, giros, tasa de acreción y el ángulo de desalineación entre el giro del agujero negro y el momento angular orbital. Presentamos observaciones polarimétricas ópticas de la binaria de rayos X del agujero negro MAXI J1820+070, a partir de las cuales restringimos el ángulo de posición del eje orbital binario.
Combinando esto con determinaciones previas del eje de orientación del chorro relativista, que traza el giro del agujero negro y la inclinación de la órbita, determinamos un límite inferior de 40 grados en el ángulo de desalineación de la órbita de giro. La desalineación tiene que originarse o en la etapa de formación del agujero negro o en la formación del binario. Si otros binarios de rayos X tienen desalineaciones igualmente grandes, esto sesgaría las mediciones de las masas y espines de los agujeros negros a partir de las observaciones de rayos X.

Saludos.