Una reciente campaña de observación en la que participaron más de dos docenas de telescopios ópticos y el telescopio de rayos X SWIFT basado en el espacio de la NASA permitió a un equipo de astrónomos medir con mucha precisión la velocidad de rotación de uno de los agujeros negros más masivos del universo.este agujero negro masivo es un tercio de la velocidad de giro máxima permitida en la Relatividad General. Este agujero negro pesado de 18 mil millones de masa solar alimenta un cuásar llamado OJ287 que se encuentra a unos 3,5 mil millones de años luz de distancia de la Tierra. Fuentes de radio cuasi estelares o "cuásares"para abreviar, son los centros muy brillantes de galaxias distantes que emiten enormes cantidades de radiación electromagnética debido a la caída de materia en sus agujeros negros masivos.
Este cuásar se encuentra muy cerca de la trayectoria aparente del movimiento del Sol en la esfera celeste como se ve desde la Tierra, donde se realizan la mayoría de las búsquedas de asteroides y cometas. Por lo tanto, sus mediciones fotométricas ópticas ya cubren más de 100 años. Un análisis cuidadosode estas observaciones muestran que OJ 287 ha producido explosiones ópticas cuasi periódicas a intervalos de aproximadamente 12 años que datan de alrededor de 1891. Además, una inspección minuciosa de los conjuntos de datos más nuevos revela la presencia de picos dobles en estas explosiones.
Estas deducciones llevaron al Prof. Mauri Valtonen de la Universidad de Turku, Finlandia y sus colaboradores a desarrollar un modelo que requiere que el cuásar OJ287 albergue dos agujeros negros de masa desigual. Su modelo involucra un agujero negro masivo con un disco de acreción un disco dematerial interestelar formado por materia que cae en objetos como agujeros negros mientras que el agujero negro comparativamente más pequeño gira a su alrededor. El cuasar OJ287 es visible debido a la lenta acumulación de materia, presente en el disco de acumulación, en el agujero negro más grande.Un pequeño agujero negro pasa a través del disco de acreción durante su órbita, lo que hace que el material del disco se caliente a temperaturas muy altas. Este material calentado fluye desde ambos lados del disco de acreción e irradia fuertemente durante semanas. Esto provoca picos en el brillo ylos picos dobles surgen debido a la elipticidad de la órbita, como se muestra en la figura.
El modelo de agujero negro binario para OJ287 implica que la órbita del agujero negro más pequeño debe girar, y esto cambia dónde y cuándo el agujero más pequeño impacta el disco de acreción. Este efecto surge de la Teoría General de la Relatividad de Einstein y su tasa de precesión depende principalmente dedos masas de agujeros negros y la velocidad de rotación del agujero negro más masivo. En 2010, Valtonen y sus colaboradores utilizaron ocho explosiones brillantes de OJ287 para medir con precisión la tasa de precesión de la órbita del agujero más pequeño. Este análisis reveló por primera vez la rotacióntasa del agujero negro masivo junto con estimaciones precisas de las masas de los dos agujeros negros. Esto fue posible desde la precesión de la órbita del agujero negro más pequeño a un increíble 39 grados por órbita individual. El modelo general relativista para OJ287 también predijo que el próximo estallidopodría ocurrir alrededor de la fecha del Centenario GR, el 25 de noviembre de 2015, que marca el centenario de la Teoría General de Relat de Einsteinivity.
Por lo tanto, se lanzó una campaña de observación para capturar este estallido predicho. El destello óptico previsto comenzó alrededor del 18 de noviembre de 2015 y alcanzó su brillo máximo el 4 de diciembre de 2015. Es el momento de este estallido brillante lo que permitió a Valtonen y su compañerolos trabajadores miden directamente la velocidad de rotación del agujero negro más masivo para que sea un tercio de la velocidad máxima de centrifugado permitida en la Relatividad General. En otras palabras, su parámetro Kerr se mide con precisión para que sea 0.31 y su valor máximo permitido en la Relatividad General es unoEn comparación, el parámetro Kerr del agujero negro final asociado con la primera detección directa de ondas gravitacionales solo se estima por debajo de 0,7.
Las observaciones que conducen a una medición precisa del giro se han realizado debido a la colaboración de varios telescopios ópticos en Japón, Corea del Sur, India, Turquía, Grecia, Finlandia, Polonia, Alemania, Reino Unido, España, Estados Unidos y México. El esfuerzo, dirigido por Staszek Zola de Polonia, involucró a cerca de 100 astrónomos de estos países. Curiosamente, varios participantes clave fueron astrónomos aficionados que operan sus propios telescopios. El equipo de Valtonen que desarrolló y contribuyó al modelo de agujero negro binario giratorio incluye al astrofísico teórico AGopakumar de TIFR, India, y el astrónomo italiano de rayos X Stefano Ciprini, quien obtuvo y analizó los datos de rayos X.
La aparición del estallido óptico previsto de OJ287 también permitió al equipo confirmar la pérdida de energía orbital a las ondas gravitacionales dentro del dos por ciento de la predicción de la Relatividad general. Esto proporciona la primera evidencia indirecta de la existencia de una emisión binaria giratoria masiva de agujero negroondas gravitacionales. Estas son noticias alentadoras para los esfuerzos de Pulsar Timing Array que detectarán directamente las ondas gravitacionales de tales sistemas en el futuro cercano. Por lo tanto, el estallido óptico actual de OJ287 hace una contribución adecuada a las celebraciones del centenario de la Relatividad General y se suma aemoción de la primera observación directa de una señal de onda gravitacional transitoria por LIGO.
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Materiales proporcionados por Instituto Tata de Investigación Fundamental . Nota: El contenido puede ser editado por estilo y longitud.
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