Esta es una pregunta complicada que está generando grandes cantidades de investigación actual en astronomía. La conclusión es que es realmente difícil, aunque estamos mejorando a medida que mejoran nuestros telescopios.
Como no podemos ver los agujeros negros directamente (¡son negros!), Utilizamos métodos indirectos. Hay cuatro categorías amplias de métodos:
- Dinámica : los movimientos de objetos cercanos. Esto sigue los movimientos de las estrellas cercanas para determinar la masa en el medio. Es como determinar la masa del Sol (si el Sol era invisible) rastreando el movimiento de los planetas. Es simple, confiable y usa solo la gravedad local newtoniana. Esta es la forma en que se descubrió Sagitarrius A * (el agujero negro de nuestra galaxia). Desafortunadamente, solo es posible en la práctica para agujeros negros muy cercanos.
- Emisión de sincrotrón : la radiación emitida por la materia que cae en los agujeros negros. Si bien el agujero negro no emite (aparte de una pequeña cantidad de radiación de Hawking), la materia que cae se acelera a velocidades fantásticas, se convierte en un plasma caliente y las cargas aceleradas emiten radiación sincrotrón. Esto tiene un espectro muy característico, que se puede ver desde los rayos X hasta la radio; Los cuásares (o “AGN tipo I”) a menudo se detectan de esta manera. El caliente y polvoriento toro alrededor del agujero negro, calentado por sincrotrón, también emite un espectro térmico característico; los núcleos galácticos activos oscurecidos (“AGN tipo II”) a menudo se encuentran de esta manera. Un inconveniente es que la materia tiene que estar cayendo para que se produzca dicha emisión, por lo que un agujero negro simplemente sentado allí no acumulando mucha materia no será detectable a través de esto. Por ejemplo, Sag A * sería extremadamente difícil de detectar a cualquier distancia ya que no está aumentando mucho en este momento. Los agujeros negros que se acumulan actualmente (y, por lo tanto, emiten) se denominan núcleos galácticos activos (AGN).
- Emisión de línea : líneas espectrales emitidas por elementos individuales dentro del gas que cae. Dado que contiene H, He y muchos elementos pesados como C, N y O, el gas que se calienta produce líneas de emisión. El ancho de tales líneas de emisión nos dice la velocidad del material, que es una forma mucho más cruda de hacer dinámica. La fuerza de líneas particulares como HeII, CIV y NV indica que el calentamiento por radiación es el gas es extremadamente duro (es decir, los fotones son altamente energéticos), como se produce por la emisión de sincrotrón. Por lo tanto, estas líneas de emisión pueden usarse como un proxy indirecto para los otros dos métodos. Las configuraciones de azar también pueden producir una emisión de línea máser. La emisión de línea es probablemente la forma más común de identificar agujeros negros supermasivos distantes. Una vez más, se requiere que aumenten activamente, por lo que solo se puede detectar un subconjunto de agujeros negros.
- Lente gravitacional fuerte : luz que se dobla alrededor de un objeto de lente invisible. Esta manera también es bastante directa como Dynamics, pero se basa en la Relatividad General. Si sucede que otro objeto brillante se encuentra directamente detrás del agujero negro, aparecerá como múltiples fuentes brillantes (o incluso un anillo de Einstein) alrededor del agujero negro. Esto nos permite medir muy directamente la masa encerrada para ver si es demasiado densa como para ser algo más que un agujero negro. Desafortunadamente, tales coincidencias casuales de objetos directamente detrás de los agujeros negros son muy raras.
tl; dr no hay una única forma infalible de detectar agujeros negros. Por lo general, son “fáciles” de detectar si están acumulando actualmente (AGN). De lo contrario, deben estar muy cerca o tener un objeto brillante directamente detrás de ellos. Es probable que, en la actualidad, solo seamos capaces de detectar una fracción muy pequeña de todos los agujeros negros del Universo.
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