Spin-flip - Spin-flip

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

Un agujero negro spin-flip se produce cuando el eje de giro de un agujero negro en rotación experimenta un cambio repentino en la orientación debido a la absorción de un segundo agujero negro (más pequeño). Se cree que los spin-flips 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 spin-flips 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 en paralelo 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 giratorio daría como resultado un cambio en la dirección del chorro.

Física de spin-flips

Un spin-flip es una etapa tardía en la evolución de un agujero negro binario . El binario consta de dos agujeros negros, con masas y , que giran alrededor de su centro de masa común . El total momento angular del sistema binario es la suma del momento angular de la órbita , más el giro momentos angulares de los dos agujeros. Si escribimos como las masas de cada agujero y como sus parámetros de Kerr , entonces usamos el ángulo desde el norte de sus ejes de giro como lo indica , 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}$

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

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

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

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 la 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 solo ${\ Displaystyle M_ {2}}$

${\ Displaystyle \ mathbf {J} _ {\ rm {final}} = \ mathbf {S},}$

el momento angular de giro del único agujero coalescido. Despreciar el momento angular que es arrastrado por las ondas gravitacionales durante la caída final, que es pequeña, la conservación del momento angular implica

${\ Displaystyle \ mathbf {S} \ approx \ mathbf {L} _ {\ rm {ISCO}} + \ mathbf {S} _ {1} + \ mathbf {S} _ {2}.}$

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

${\ Displaystyle \ mathbf {S} \ approx \ mathbf {L} _ {\ rm {ISCO}} + \ mathbf {S} _ {1}.}$

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 diferentes direcciones, apuntarán en una dirección diferente a —un spin-flip. ${\ Displaystyle S_ {1}}$${\ Displaystyle L}$${\ Displaystyle S}$${\ Displaystyle S_ {1}}$

El ángulo por el cual el giro del agujero negro se reorienta 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 volteo puede ser grande. En el otro extremo, el agujero negro más grande podría ser inicialmente un agujero negro Kerr de máxima rotación . Su momento angular de giro es entonces de 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 de orden

${\ Displaystyle L _ {\ rm {ISCO}} \ approx GM_ {1} M_ {2} / c.}$

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 en 90 grados o más.

Conexión con radiogalaxias

Agujero negro spin-flips se discutieron por primera vez en el contexto de una clase particular de radio galaxia , las fuentes de radio en forma de X . Las galaxias en forma de X exhiben dos pares de radio lóbulos 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 del chorro actual. El spin-flip 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; generalmente se encuentra en el centro de las galaxias
• Onda gravitacional  : propagación de la ondulación del espacio-tiempo
• Radio galaxia  : tipos de núcleos galácticos activos que son muy luminosos en longitudes de onda de radio

Referencias

enlaces externos

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