Ένα σχήμα που δείχνει τις κινήσεις των άστρων γύρω από την υπερμεγέθη μαύρη τρύπα στο κέντρο του Γαλαξία μας. Τα αστέρια βρίσκονται σε ένα άκρο του επιπέδου, και οι αστρονόμοι έχουν χρησιμοποιήσει αυτόν τον περιορισμό για να συμπεράνουν ότι η ιδιοπεριστροφή της μαύρης τρύπας πρέπει να είναι μικρότερη από, περίπου, 0,1.
Τα φορτία των μαύρων οπών θεωρούνται ασήμαντα όταν τα θετικά και τα αρνητικά φορτία που εισήλθαν ήταν ίσα μεταξύ τους. Τα spin των μαύρων οπών είναι δύσκολο όμως να προσδιοριστούν. Συνήθως προσδιορίζονται ερμηνεύοντας την εκπομπή ακτίνων Χ από την καυτή εσωτερική άκρη του δίσκου προσαύξησης γύρω από τη μαύρη τρύπα. Η ιδιοπεριστροφή ποσοτικοποιείται με έναν αριθμό μεταξύ του μηδέν και της μονάδας, και οι ιδιοπεριστροφές της μαύρης τρύπας έχουν μετρηθεί με τιμές που κυμαίνονται από μερικά δέκατα έως κοντά στο ένα.
Ο Γαλαξία μας φιλοξενεί μια υπερμεγέθη μαύρη τρύπα (SMBH) στο κέντρο της, τον Τοξότη Α, με περίπου τέσσερα εκατομμύρια ηλιακές μάζες. Σε απόσταση περίπου 27.000 ετών φωτός από τη Γη, είναι μακράν το πιο κοντινό τέτοιο αντικείμενο σε εμάς, και παρόλο που δεν είναι τόσο ενεργό ή φωτεινό όσο οι άλλοι υπερβαρείς γαλαξιακοί πυρήνες, η σχετική εγγύτητά του προς τη Γη δίνει στους αστρονόμους μια μοναδική ευκαιρία για να διερευνήσουν τι συμβαίνει κοντά στην “άκρη” μιας τεράστιας μαύρης τρύπας. Το Γαλαξιακό Κέντρο της υπερβαρέας μαύρης οπής SMBH περιβάλλεται από ένα σμήνος άστρων καθώς και συσσωματώματα ελαφρώς λαμπερού υλικού, και τα τελευταία χρόνια οι αστρονόμοι κατάφεραν να ωθήσουν τις δοκιμασίες της Γενικής Σχετικότητας σε νέα όρια, μετρώντας και μοντελοποιώντας τις κινήσεις αυτών των συσσωματωμάτων καθώς περιστρέφονται γύρω από το SMBH. Το spin της μαύρης τρύπας, ωστόσο, δεν έχει καθοριστεί με συνεπή τρόπο, αλλά η τιμή της θα βοηθούσε ασφαλώς στον περιορισμό των μοντέλων πιθανής δραστηριότητας των πιδάκων της ενέργειας και ύλης.
Οι αστρονόμοι του Κέντρου για την Αστροφυσική (CfA) στο Harvard, Giacomo Fragione και Avi Loeb, συνειδητοποίησαν ότι η χωρική κατανομή μιας ομάδας αντικειμένων του σμήνους, τα λεγόμενα S-αστέρια (γιγαντιαία άστρα τελευταίου τύπου, ψυχροί γίγαντες με περίπου ίσες ποσότητες άνθρακα και οξυγόνου στην ατμόσφαιρά τους) , θα μπορούσαν να χρησιμοποιηθούν για τον εντοπισμό της ιδιοπεριστροφής spin. Υπάρχουν επί του παρόντος περίπου σαράντα γνωστά τέτοια αστέρια S που περιστρέφονται σε τροχιά γύρω από το SMBH με περίοδο, μόλις, 9.9΄χρόνια, και πρόσφατες αναλύσεις υποστηρίζουν ότι όλα αυτά τα άστρα βρίσκονται στην άκρη σχεδόν δύο δίσκων, με τα αστέρια σε κάθε δίσκο να περιστρέφονται γύρω από τη μαύρη τρύπα αλλά σε αντίθετες κατευθύνσεις.
Οι δύο αστρονόμοι συνειδητοποίησαν ότι αυτή η ασυνήθιστη γεωμετρία θα μπορούσε να μας επιτρέψει να μετρήσουμε την ιδιοπεριστροφή spin της μαύρης οπής. Μία από τις πιο περίεργες και μη διαισθητικές προβλέψεις σχετικά με τη σχετικότητα είναι ότι ο χώρος όχι μόνο στρεβλώνεται από τη βαρύτητα ενός τεράστιου σώματος, αλλά επίσης στρεβλώνεται (αν και σε μικρότερο βαθμό) από την ιδιοπεριστροφή ενός σώματος (ο λεγόμενος βαρυτομαγνητισμός που μας λέει πόσο παρασύρεται από την στροφική κίνηση της μαύρης τρύπας ο χωροχρόνος γύρω της (frame dragging effect). Ένα μικρό και δύσκολο να μετρηθεί φαινόμενο (το οποίο, ωστόσο, έχει επιβεβαιωθεί). Οι δύο αστρονόμοι δείχνουν ότι στην περίπτωση της μαύρης τρύπας του Γαλαξία μας SgrA, το σύρσιμο του χωροχρονικού πλαισίου από την ιδιοπεριστροφή της (dragging frame), θα έχει αξιοσημείωτη επίδραση πάνω στις τροχιές των S-stars σε αυτούς τους δίσκους. Υποθέτοντας ότι τα τροχιακά επίπεδα των αστεριών S είναι σταθερά με την πάροδο του χρόνου, ήταν σε θέση να δείξουν ότι η ιδιοπεριστροφή της υπερβαρέας μαύρης οπής SMBH στον Γαλαξία μας; πρέπει να είναι μικρότερη από, περίπου, 0.1.
Δεν υπάρχουν σχόλια :
Δημοσίευση σχολίου