$ Q ne 0 $

Expandimos el modelo de precesión relativista para incluir trayectorias excéntricas y no ecuatoriales y lo aplicamos a oscilaciones cuasi-periódicas (QPO) en binarios de rayos X de agujero negro (BHXRB) y asociamos sus frecuencias con las frecuencias fundamentales del caso general de no ecuatorial (con Carter’s constante, ) y excéntrico ($ e ne 0 $) trayectorias de partículas, alrededor de un agujero negro de Kerr. Estudiamos casos con dos o tres QPO simultáneos y extraemos los parámetros {mi, r pag , una, Q}, dónde r pag es la distancia del periastrón de la órbita, y una es el giro del agujero negro. Encontramos que las órbitas con $ left[Q=0-4right]PS debería tener mi menos 0,5 y r pag ~ 2-20 para el rango observado de frecuencias QPO, donde una ∈ [0, 1], y que las trayectorias esféricas {mi = 0, $ Q ne 0 $} con Q = 2–4 deberían tener r s ~ 3–20. Encontramos soluciones excéntricas no ecuatoriales tanto para M82 X-1 como para GROJ 1655-40. Vemos que estas trayectorias, cuando se toman en conjunto, abarcan una región de toro y dan lugar a una fuerte señal de QPO. Para dos casos QPO simultáneos, encontramos soluciones de órbita excéntrica ecuatorial para XTEJ 1550-564, 4U 1630-47 y GRS 1915 + 105, y soluciones de órbita esférica para BHXRBs M82 X-1 y XTEJ 1550-564. También mostramos que la solución de la órbita excéntrica se ajusta a la correlación Psaltis-Belloni-Klis observada en BHXRB GROJ 1655-40. Nuestro análisis del flujo de fluido en el borde del disco relativista sugiere que las inestabilidades hacen que los QPO se originen en la región del toro. También presentamos algunas fórmulas útiles para trayectorias y frecuencias de órbitas excéntricas esféricas y ecuatoriales.

Fuente

DEJA UNA RESPUESTA

Por favor ingrese su comentario!
Por favor ingrese su nombre aquí