La medición de masas de agujeros negros es algo relativamente sencillo y, aparte de medir el giro, no se necesita ningún equipo súper sofisticado. Un telescopio ordinario es suficiente para hacer el trabajo, pero, por supuesto, cuanto más distante esté el objeto objetivo, más grande es el telescopio.
La técnica que se usa es bastante antigua y simplemente involucra las leyes de Kepler. Sin embargo, no todos los agujeros negros se pueden medir así. El método se aplica mejor a los agujeros negros estelares que son parte de un sistema binario y viven juntos con una estrella compañera. La gran mayoría de las estrellas en la Galaxia son, de hecho, parte de un sistema binario o de orden superior, las estrellas solitarias como nuestro Sol solo producen alrededor del 20%. Se espera que la mayoría de los agujeros negros estelares tengan un compañero, sin mencionar el hecho de que encontrar un agujero negro solitario es simplemente imposible porque prácticamente no hay forma de verlo si no tiene nada que revele su presencia en sus alrededores.
Para descubrir un sistema con un agujero negro, varias cosas tienen que estar bien. Lo más importante, el agujero negro debe tener un disco de acreción alrededor de sí mismo. Si no tuviera ninguno, no produciría ninguna radiación y solo veríamos la estrella compañera. Aún así, sería posible adivinar que hay un componente invisible allí, pero sin un disco alrededor, no podemos decir nada más al respecto. Los discos de acreción están calientes. La temperatura alcanza millones de grados en sus partes internas y por eso los fotones que se emiten desde allí tienen altas energías y los vemos como rayos X. Las partes externas del disco son más frías e irradian en bandas ópticas y UV. Si se encuentra un objeto que es brillante tanto en rayos ópticos como en rayos X, es un muy buen candidato para ser un sistema binario con un agujero negro.
- ¿Se puede detectar un agujero negro?
- ¿Los discos de acreción se forman exclusivamente en los planos ecuatoriales del agujero negro? ¿Existen discos de acreción BH en órbita polar?
- ¿Por qué la luz se dobla cuando se acerca a un agujero negro?
- ¿Cómo puede morir un agujero negro si el tiempo todavía está dentro de uno?
- ¿Puede una estrella absorber un agujero negro si su masa es mayor que la masa del agujero negro?
Una vez que descubramos un sistema donde sospechamos que un agujero negro orbita alrededor de una estrella compañera normal, podemos estudiar la luz que proviene de la fuente. El agujero negro y la estrella generalmente están muy cerca uno del otro y ningún telescopio en la Tierra puede resolver los componentes individuales. La luz que recibimos es una mezcla tanto de la estrella como del disco de acreción del agujero negro. Si la luz se dispersa a su espectro, encontramos muchas líneas espectrales. Algunos pertenecen a la estrella, otros al disco de acreción. Pero debido a que la estrella y el agujero negro con el disco orbitan uno alrededor del otro, cada día observamos los componentes en diferentes posiciones y con una proyección radial diferente de sus velocidades orbitales. Esto hace que la clave para medir la masa.
Dos estrellas de diferentes tamaños que orbitan el centro de masa común. Se puede ver que el espectro se divide según la posición y la velocidad de las estrellas. Haga clic para ampliar. Crédito: Wikipedia
En una parte de su órbita, la estrella parece moverse hacia nosotros con velocidad radial positiva, la otra parte parece alejarse de nosotros con velocidad radial negativa. Lo mismo con el disco de acreción solo con una fase opuesta. Este cambio periódico en la velocidad radial puede verse en el espectro como un pequeño cambio de líneas espectrales debido al efecto Doppler. Cuanto más cambian las líneas, más rápido se mueve el objeto. Y debido a que la estrella y el disco se mueven con la fase opuesta, sus líneas espectrales se mueven en diferentes direcciones en el espectro. Esto nos permite identificar qué líneas pertenecen a qué componente y medir las velocidades radiales para ambas por separado.
Uso de las leyes de Kepler para calcular masas de dos estrellas. Crédito: La Universidad de Tennessee, Knoxville
Ahora es el momento de usar las leyes de Kepler. El primero dice que la estrella y el agujero negro se mueven a lo largo de órbitas elípticas alrededor de un punto común, que es donde está el centro de masa de todo el sistema. El tercero dice que la relación de la tercera potencia del eje semi-mayor de la órbita elíptica a la segunda potencia del tiempo orbital es constante. La constante es la suma de las dos masas por algún factor numérico. Medimos el tiempo orbital y, por lo tanto, podemos expresar la separación promedio de los dos componentes en función de (aún) masas desconocidas. Entonces sabemos dónde está el centro de masa. En cada punto, la relación de las distancias desde el centro de masa a cada uno de los componentes es la misma que la relación de sus masas. Necesitamos conocer un poco más de información y esa es la orientación de las órbitas en el espacio, o simplemente la inclinación orbital, que se puede inferir de las variaciones temporales en las curvas de luz. Al juntar todas las piezas, tenemos suficiente información para calcular las masas individuales de ambas partes del sistema, la estrella y el agujero negro.
