Una binaria de rayos X está formada por un objeto compacto (agujero negro o estrella de neutrones) con un disco de acreción de materia que proviene de un estrella cercana; en concreto, MAXI J1820+070 está formada por una estrella de ∼0.5 masas solares que orbita un agujero negro de ∼8 masas solares que presenta un chorro relativista. Se podría pensar que el momento angular del agujero negro (llamado espín) debería estar alineado con el momento angular del disco de acreción, que es perpendicular al plano de la órbita. Se publica en Science que las observaciones por polarimetría lineal del chorro relativista de MAXI J1820+070 que hay una diferencia angular de más 40° entre ambos momentos angulares. Se trata del mayor desalineamiento observado hasta ahora, algo que solo se ha medido en muy pocos casos. Si un gran desalineamiento fuera común entre las binarias de rayos X tendríamos que revisar todas las estimaciones actuales de sus masas y espines.
MAXI J1820+070 fue descubierta por los telescopios róboticos ASAS-SN (All-Sky Automated Survey for SuperNovae) y por el telescopio de rayos X MAXI (Monitor of All-sky X-ray Image) que desde 2009 está instalado en la ISS (International Space Station). La existencia de un agujero negro en este sistema binario fue confirmada con observaciones del Gran Telescopio Canarias (GTC o Grantecan) y el Telescopio William Herschel (WHT), del Isaac Newton Group, ambos instalados en el Observatorio del Roque de los Muchachos, Canarias, España. Una binaria de rayos X se forma tras el colapso gravitacional de la estrella más masiva en un sistema binario en el que ambas estrellas tenían sus momentos angulares alineados entre sí y con el momento angular orbital del sistema.
Hay dos hipótesis básicas para explicar el desalineamiento. Por un lado, que cuando se formó el agujero negro por colapso gravitacional recibió un impulso angular adicional, o «patada natal» (natal kick), que inclinó su momento angular; se sabe que en muchos casos este impulso inicial provoca que el cuerpo compacto se desligue del sistema binario. Y por otro lado, que durante la evolución de la binaria de rayos X algún fenómeno desconocido, relacionado con la dinámica del disco de acreción, produjo un desalineamiento lento hasta la situación observada. Esta segunda posibilidad contradice lo que afirman las simulaciones teóricas de la evolución de binarias de rayos X, por ello es la que destacan la mayoría de las piezas en medios sobre este tema. Por desgracia, la primera posibilidad es la que me parece más razonable; en su caso, muchas binarias de rayos X también presentarían un desalineamiento, en mayor o menor medida según el caso.
El artículo es Juri Poutanen, Alexandra Veledina, …, Sergey S. Tsygankov, «Black hole spin–orbit misalignment in the x-ray binary MAXI J1820+070,» Science 375: 874-876 (24 Feb 2022), doi: https://doi.org/10.1126/science.abl4679, arXiv:2109.07511 [astro-ph.HE] (15 Sep 2021); más información divulgativa en Ferdinando Patat, Michela Mappelli, «A crooked spinning black hole,» Science 375: 821-822 (24 Feb 2022), doi: https://doi.org/10.1126/science.abn5290; «Hallan un agujero negro que rota extremadamente inclinado respecto a su órbita», Noticias IAC, 25 Feb 2022.
El nuevo resultado se relevante porque la hipótesis estándar para analizar las emisiones de binarias de rayos X es suponer un pequeño ángulo de desalineamiento entre el eje de giro del agujero negro y la perpendicular al plano orbital. Sin embargo, algunas binarias de rayos X, como MAXI J1820+070, presentan oscilaciones cuasiperiódicas de baja frecuencia en su emisión. La explicación más sencilla requiere un gran ángulo de desalineamiento; por ello, confirmarlo en una de ellas ayuda a entender mejor esta familia de binarias de rayos X.
MAXI J1820+070 presenta un chorro relativista, para el que estudios previos estimaron una inclinación (respecto a la línea de visión) de ijet = 63° ± 3°, y un ángulo de posición en el cielo (medido en el plano celeste de norte a este) de θjet = 25.1° ± 1.4°; por otro lado, la inclinación orbital (gracias a la ausencia de eclipses de rayos X) se estimó en el rango de 66° < iorb < 81°. Para determinar el desalineamiento se requiere un tercer ángulo, el de posición orbital θorb, que ha sido determinado en el nuevo estudio usando medidas polarimétricas en las bandas fotométricas B, V y R.
Las medidas del grado polarización lineal (PD) y del ángulo de polarización (PA) para un pico de emisión (outburst), suponiendo que está asociado al chorro relativista, permiten estimar la posición orbital y con ella el ángulo de desalineamiento β; para ello se usa la fórmula cos β = cos ibh cos iorb + sin ibh sin iorb cos ( θbh − θorb), donde ibh = ijet y θbh = θjet (esta fórmula está derivada en la información suplementaria del artículo). Sin entrar en los detalles del cálculo se estima β ≈ 42° para iorb ≈ 73°, y β ≈ 63° para iorb ≈ 180° − 73° ≈ 107° (pues las medidas no diferencian entre iorb y 180° − iorb); no hay que descartar la posibilidad de que el agujero negro sea retrógrado, en cuyo caso se obtendría β = 117° y β = 138°, resp. En cualquier caso, el ángulo de desalineamiento parece ser β ≳ 40° al 68 % de nivel de confianza (la zona rallada en rojo en la figura).
Como ya he dicho, la relevancia de este resultado es que apunta a que otras binarias de rayos X también podrían presentar un gran desalineamiento; de hecho, ya había indicios para GRO J1655−40 con β ≈ 15°, y V4641 Sgr con β ≈ 50° (aunque en este último caso con gran incertidumbre); también hay indicios para Cyg X-3, aunque sin cuantificación de β. Todos estos resultados apuntan a la necesidad de tener en cuenta un gran desalineamiento a la hora de estimar los parámetros orbitales (masas y espines) de los agujeros negros en binarias de rayos X.
Gracias por la información Francis, al leer este post me ha venido a la memoria el post que publicaste en 2019 sobre el Efecto Bardeen-Petterson:
https://francis.naukas.com/2019/06/10/espectaculares-videos-del-alineamiento-de-bardeen-petterson-en-el-disco-de-acrecion-de-un-agujero-negro-ultrarrapido/
Pero no veo que nombren ese efecto en el trabajo que enlazas de Poutanen et. al. «Extreme black hole spin–orbit misalignment in x-ray binary MAXI J1820+070» Entiendo que no ha sido detectado en este caso, algo que de haber sucedido sería muy interesante.
Saludos.
Albert, supongo que no lo mencionan porque el alineamiento de Bardeen-Peterson afecta a la parte interior del disco de acreción (hasta unos pocos radios gravitacionales), algo imposible de observar en sus datos polarimétricos.
Saludos Francis, muy buena pieza como siempre.
Supongamos obtener más datos exactos de desalineaciones de otros sistemas, luego hagamos una media con esos datos y obtengamos un valor de desalineación media (mayor que 0 supongo),
¿ qué puede decirnos sobre el universo o las leyes de la física ese dato ?
Javi, creo que dicho valor medio no nos dirá nada sobre las leyes de la física. Otra cosa diferente es que la reevaluación de la masa y el espín de los agujeros negros en binarias de rayos X, gracias a tener en cuenta su espín desalineado, conduzca a algo inesperado; pero creo que es bastante implausible. En rigor, solo servirá para que entendamos mejor la dinámica y evolución de las binarias de rayos X, que no es poco.
Una tercera opción podría ser una captura por parte del objeto masivo en lugar de un sistema binario.
Por otro lado el desalineamiento puede indicar que debido a la gran velocidad de giro del objeto masivo la mayor parte de la materia del disco de acreccion termina expulsada a gran velocidad por los polos y la pequeña cantidad que cae no modifica el momento lo suficiente para alinear los espines..
In 2021 they thought that the accretion disc around MAXI J1820 is curved or warped. Can it be a mix of these two, a warped disc ánd a non-aligned spin axis? See: https://academic.oup.com/mnras/article/509/1/1062/6410674 for the paper onm the warped disc.
Yes, Arie, it can; the misaligned spin axis, through the Bardeen-Petterson effect, could result in a twisted and warped accretion disc. You could read in the Science’s paper: «During outbursts, when the matter reaches the black hole, this misalignment affects the innermost regions of the accretion disk. For a non-zero spin, particles moving around the black hole in orbits tilted with respect to the black hole equatorial plane undergo precession at a rate that decreases with radius. Hence, a tilted disk is subject to twist and warp.»