La medición de ‘paralaje’ utilizada para determinar la distancia a los planetas y las estrellas no funciona para los agujeros negros por dos razones. (a) Los agujeros negros no se ven como una punta, como las estrellas, por lo que no podemos verlos con telescopios. (b) están tan inmensamente lejos, típicamente a miles de años luz de distancia, casi no habrá paralaje. (uno reciente medido en 63 millones de años luz). Incluso su descubrimiento comenzó solo con el advenimiento de los radiotelescopios porque pueden ser localizados por la emisión radiactiva de materia que cae en ellos.
Todos hemos oído hablar del ‘cambio doppler’: cuando se acerca una onda de sonido, su tono es más alto que cuando se aleja de nosotros. Lo que funciona para las ondas de sonido también funciona para las ondas de luz, y podemos ver los cambios Doppler en la luz de las estrellas que orbitan entre sí en el espacio.
La teoría de la relatividad general de Einstein predice otra forma de hacer lo mismo sin involucrar movimiento como en el caso del cambio Doppler.
- ¿Puede una estrella muy grande con un fuerte tirón gravitacional reemplazar / destruir un pequeño agujero negro en lugar del reverso si se acercara lo suficiente?
- ¿Qué llevó al descubrimiento de los agujeros negros?
- ¿Pueden otras fuerzas también doblar el espacio-tiempo ya que son más fuertes que la gravedad? En caso afirmativo, ¿es teóricamente posible tener estructuras (más fuertes que los agujeros negros) similares a los agujeros negros que involucran electromagnetismo como base?
- ¿Los agujeros negros se alimentan de la luz solar, es decir, convierten la energía del fotón en masa?
- ¿Cuáles son las pruebas que confirman que Sagitario A * es de hecho un agujero negro súper masivo?
El desplazamiento al rojo gravitacional ocurre cuando la luz intenta escapar de un campo gravitacional. Cuando una partícula de luz (un fotón) se mueve fuera de un campo gravitacional, debe perder energía trabajando contra el campo gravitacional. Dado que los fotones siempre viajan a la velocidad de la luz, el único lugar donde puede aparecer esta pérdida de energía es en un cambio de frecuencia. Cuando la energía transportada por el fotón es menor, la frecuencia del fotón disminuye y esto corresponde a un “cambio rojo” a longitudes de onda más largas. Este fenómeno ha sido confirmado en experimentos de laboratorio realizados por Pound y Rebka en la Universidad de Harvard hace más de 30 años.
La última técnica es más interesante. En el centro de la mayoría de las galaxias se encuentra un agujero negro supermasivo que suele ser miles de millones de veces más masivo que el Sol. A medida que la materia que lo rodea se acelera hacia el agujero negro, se emite mucha radiación, creando un objeto extremadamente brillante llamado núcleo galáctico activo (AGN). En lo profundo de un AGN hay un disco de acumulación de material relativamente compacto que genera luz ultravioleta (UV) a medida que se acelera la materia adicional en el agujero negro. Los observadores en la Tierra pueden detectar parte de esta luz UV como una señal parpadeante. Más allá del disco de acreción hay una “región de línea ancha” gaseosa (BLR) y luego un toro polvoriento, y parte de la luz UV viaja hacia el toro, donde estimula la emisión de luz infrarroja (IR) en un proceso llamado reverberación.
Parte de esta luz infrarroja también puede ser detectada por observadores en la Tierra. Entonces, midiendo el retraso de tiempo entre un parpadeo de la luz UV y el mismo parpadeo en el IR, los astrónomos pueden calcular cuánto tiempo tarda la luz en atravesar el BLR. El radio de la BLR puede calcularse multiplicando este tiempo por la velocidad de la luz.
La intensidad de la luz emitida por un AGN (prácticamente el agujero negro) aumenta a medida que la raíz cuadrada de este radio, por lo tanto, si dos AGN tienen el mismo radio BLR, pero diferentes intensidades, el objeto más brillante estará más cerca de la Tierra. Los astrónomos han medido los radios de disco y el brillo de unos 30 AGN, pero el problema es que la técnica solo puede determinar qué objeto está más cerca, no a qué distancia de la Tierra.
Por lo tanto, medir las distancias absolutas con el método requeriría una observación adicional utilizando otra técnica. Los astrónomos utilizaron los dos telescopios del Observatorio Keck en Hawai para observar el AGN en el centro de NGC 4151, una galaxia que se encuentra a unos 63 millones de años luz de la Tierra (medida con precisión). La luz de ambos telescopios, que están separados por 85 metros, se alimenta a un interferómetro, que permite al equipo medir el pequeño ángulo entre la luz que llega desde el centro del AGN y la luz que llega desde el radio exterior del BLR. Aquí está el enlace:
Los astrónomos miden la distancia al ojo de Sauron (NGC 4151)
Como el radio del BLR ya se conoce por la medición de reverberación mencionada anteriormente, la distancia al AGN se puede calcular simplemente dividiendo el radio por el ángulo. Los astrónomos dicen que tales mediciones son más precisas que las que resultan al usar métodos anteriores.
En principio, una vez que la distancia absoluta de un AGN se determina de esta manera, las distancias absolutas a otros AGN se pueden calcular simplemente usando su brillo y radios BLR. Aquí hay otro enlace:
Los núcleos galácticos activos miden el universo
