Restricciones a la materia oscura en halos de agujeros negros rotantes

Investigadores han explorado cómo la presencia de un halo de materia oscura tipo Hernquist afecta las propiedades ópticas de un agujero negro de Kerr en rotación. El estudio se centró en la geometría del espacio-tiempo generada por esta configuración, derivando las ecuaciones de las geodésicas nulas y los potenciales efectivos. Este enfoque permitió analizar las trayectorias tridimensionales de los fotones alrededor del horizonte de sucesos y la ergosfera, así como calcular los parámetros de impacto críticos para las órbitas fotónicas esféricas inestables. El equipo construyó los contornos de la sombra del agujero negro para un observador distante, encontrando que el parámetro de rotación principalmente desplaza y distorsiona la sombra. Sin embargo, la presencia del halo de materia oscura de Hernquist tiene un efecto significativo al aumentar la región de captura de fotones y, consecuentemente, incrementar el tamaño aparente de la sombra. Comparando el diámetro de la sombra equivalente en área con las mediciones del Event Horizon Telescope (EHT) para Sgr A* y M87*, lograron establecer restricciones sobre el parámetro adimensional del halo, $\hat{\rho}=M^2\rho$. Las restricciones más fuertes provienen de Sgr A*, con valores de $\hat{\rho}\sim(2.7-3.8)\times10^{-3}$ a $1\sigma$ y $\hat{\rho}\sim(4.1-5.2)\times10^{-3}$ a $2\sigma$. Además del análisis de la sombra, el estudio examinó el lente gravitacional tanto en el régimen de campo fuerte como en el de campo débil. En el régimen de campo fuerte, el halo desplaza la órbita fotónica inestable y el parámetro de impacto crítico, influyendo en el ángulo de deflexión logarítmico y la posición de las imágenes relativistas. En el régimen de campo débil, el halo contribuye al ángulo de deflexión principal y amplifica las desviaciones respecto a la métrica de Kerr a medida que $\rho$ aumenta. Utilizando el anillo de Einstein de ESO325-G004, se obtuvieron restricciones adicionales para el parámetro $\hat{\rho}$: $0\leq\hat{\rho}\lesssim0.00939$ a $1\sigma$ y $0\leq\hat{\rho}\lesssim0.01963$ a $2\sigma$.

Modelan discos de acreción inclinados en el espacio-tiempo de Kerr

Investigadores han desarrollado una ecuación para describir la dinámica de discos de acreción delgados y viscosos alrededor de objetos compactos en el espacio-tiempo de Kerr completo. Esta formulación es válida para todos los valores del parámetro de Kerr $a$, lo que permite estudiar tanto agujeros negros de Kerr ($0 < a \le 1$) como singularidades desnudas de Kerr ($a > 1$). El modelo incorpora las frecuencias exactas de precesión Kepleriana y de Lense-Thirring, obteniendo perfiles de inclinación radial del disco de forma analítica, sin recurrir a aproximaciones de espín lento o campo débil. Las soluciones numéricas de estas ecuaciones, obtenidas bajo condiciones de contorno realistas, muestran desviaciones significativas respecto a las aproximaciones de espín lento, especialmente en la región interna del disco donde los efectos relativistas son dominantes. En el régimen difusivo, el estudio revela que para las singularidades desnudas de Kerr, el perfil de inclinación presenta una o varias protuberancias internas cerca del radio donde el momento angular específico se anula, una característica ausente en los agujeros negros de Kerr. La consideración de la inclinación en el disco interno podría influir notablemente en la interpretación de las observaciones de rayos X (espectros, cronometraje y polarización). Estas observaciones son cruciales para explorar el régimen de gravedad fuerte y para inferir el espín del objeto central. Aunque la mera presencia de una protuberancia distintiva no permite diferenciar de forma única entre agujeros negros y singularidades desnudas de Kerr, su interpretación en conjunto con las restricciones del régimen del disco podría ofrecer una herramienta observacional para determinar la naturaleza del objeto compacto que acreta materia.

SACRA-K: Nuevo código de relatividad numérica para simulaciones astrofísicas

Investigadores han desarrollado SACRA-K, un nuevo código de relatividad numérica diseñado para simular eventos astrofísicos extremos como la fusión de agujeros negros y estrellas de neutrones. Este código, una adaptación a C++ con la biblioteca Kokkos del anterior SACRA-MPI en Fortran, mantiene la física y los métodos numéricos originales, incluyendo la evolución del espaciotiempo BSSN con propagación de restricciones Z4c y el refinamiento de malla adaptativo Berger-Oliger. La principal novedad de SACRA-K es su "portabilidad de rendimiento" entre diferentes arquitecturas de hardware, lo que permite aprovechar la potencia de las unidades de procesamiento gráfico (GPUs) y las unidades de procesamiento acelerado (APUs). La validación de SACRA-K se realizó comparándolo con SACRA-MPI en diversas configuraciones, como sistemas binarios de agujeros negros, de agujeros negros con estrellas de neutrones y de estrellas de neutrones binarias. Los resultados muestran que las discrepancias en las formas de onda gravitacionales generadas están muy por debajo de la variabilidad observada entre códigos independientes y de las variaciones dependientes de la resolución dentro de un mismo código. Además, estas diferencias se mantienen en o por debajo del umbral de detectabilidad de los actuales observatorios de ondas gravitacionales. El código también preserva la simetría π a nivel de bit y exhibe una convergencia de segundo orden en la fase de las ondas gravitacionales durante la fusión de estrellas de neutrones. En las configuraciones de prueba más pequeñas, SACRA-K demostró ser aproximadamente diez veces más rápido en clústeres de GPUs NVIDIA A100 o APUs AMD MI300A que SACRA-MPI en clústeres de CPUs. El equipo ha logrado escalar el rendimiento de SACRA-K hasta 256 dispositivos aceleradores, lo que subraya su capacidad para explotar el paralelismo masivo de las arquitecturas modernas. Este avance es crucial para la astrofísica numérica, ya que permite simulaciones más rápidas y eficientes de fenómenos que generan ondas gravitacionales, facilitando una mejor interpretación de los datos observacionales de detectores como LIGO y Virgo.