Resulta que no sería demasiado difícil. Pensemos cómo encontraríamos estos agujeros negros:
- La radiación de un disco de acreción sería de gran ayuda para encontrar y caracterizar los agujeros negros. De hecho, un grupo de astrónomos logró observar uno hace unos cinco años. Pero no hay disco de acreción! Entonces:
- Observación de efectos sobre el movimiento estelar. Solo hay un pequeño problema con eso, y es que hacer eso requiere que modele el movimiento de las estrellas sin el agujero negro, observe su movimiento real y vea la diferencia. Eso no va a suceder: no sabemos lo suficiente sobre, digamos, la materia oscura para intentar algo a esa escala. (Tenga en cuenta que el movimiento orbital de la estrella cercana es parte de cómo sabemos acerca de Sag A *, el agujero negro en el centro galáctico, pero ese es supermasivo . Si Sag A * fuera un par de parsecs de nuestra observación, sería el menor de nuestros problemas.)
- Lentes gravitacionales. Esa es la solución sugerida por las dos respuestas anteriores, ¡y es un gran pensamiento! Es nuestra forma principal de observar estos objetos oscuros masivos. Así que vamos a ampliar qué tan bien podríamos usarlo para encontrar agujeros negros de masa estelar.
Ponle un anillo (Einstein)
La configuración más simple para analizar es el llamado anillo de Einstein , en el que una fuente distante (roja) está exactamente en la línea de visión entre nosotros (azul) y el agujero negro (círculo negro):
- ¿Por qué nuestro agujero negro súper masivo en el centro de la Vía Láctea es tan pequeño en comparación con el tamaño de nuestra galaxia? La Vía Láctea se encuentra en el 10% superior de las más grandes del universo.
- ¿Es la materia oscura un espejo de la materia blanca?
- ¿Qué pasaría si el universo estuviera hecho de antimateria en lugar de materia?
- ¿Podemos tener pronto pruebas de que se creó espacio durante el Big Bang?
- Si pudiéramos ver más en el tiempo que el Big Bang, ¿qué habrá detrás de eso?
Si se produce esta alineación, la imagen de la fuente distante se convierte en un anillo (rojo tenue) observable en el cielo con un radio [matemático] \ theta [/ matemático] llamado radio de Einstein . Dadas las distancias desde el observador hasta la lente (DL) y la fuente (DS), y tomando su diferencia como DLS, el radio de Einstein tiene una fórmula particularmente simple:
[matemáticas] \ theta = \ sqrt {\ frac {4 GM} {c ^ 2} \ frac {D_ {LS}} {D_L D_S}} = \ sqrt {\ frac {4 GM} {c ^ 2 D_L} \ frac {x} {x + 1}} [/ math]
donde x es la relación de DLS a DL. Si hace los cálculos, notará que a medida que x va al infinito, el ángulo se aproxima a su máximo teórico, que corresponde al caso de los rayos de lentes que parecen provenir del infinito y, por lo tanto, son paralelos (líneas discontinuas). ¿Eso funcionaría alguna vez? No, porque una fuente de luz infinitamente distante también sería infinitamente débil y, por lo tanto, indetectable, pero nos da una idea agradable de los tipos de radios de Einstein que podemos observar.
Tenemos eso
[matemáticas] \ theta_ {max} = \ sqrt {\ frac {4 GM} {c ^ 2 D_L}} [/ matemáticas]
que nos dice que el radio máximo de Einstein (en radianes) es simplemente una relación entre la distancia del objeto a nosotros y el doble de su radio de Schwarzschild. Esto probablemente no sea una coincidencia y probablemente haya una analogía física simple para esto, pero se me escapa en este momento. Sin embargo, las matemáticas de esta expresión son correctas: cuanto más grande es la masa (M) o cuanto más se acerca a nosotros (DL), más se puede captar.
Ahora enchufar un agujero negro de 10 masas solares (1 es probablemente demasiado pequeño para estar en un sistema binario) y una distancia de un parsec da un ángulo máximo de Einstein de 44 microrradianes, o un poco menos de una décima de segundo de arco. Eso es facil
En comparación, con frecuencia usamos microlentes para observar objetos de masa solar en el rango de kiloparsec; incluso si la separación angular no es lo suficientemente grande como para observar un anillo distinto, el efecto óptico del enfoque provoca un brillo temporal de la imagen que sigue a los modelos bien descritos. Por ejemplo, con frecuencia podemos ajustar curvas de luz como estas:
a un modelo simple que asume una fuente puntual y una lente puntual. Si la lente fuera de hecho un agujero negro binario, estoy seguro de que lo veríamos en los datos de alguna manera.
(crédito de la segunda imagen: por Jan Skowron – trabajo propio, datos de la página de inicio de OGLE, CC BY-SA 2.5, archivo: Gravitational.Microlensing.Light.Curve.OGLE-2005-BLG-006.png – Wikimedia Commons)
