Analyses of gravitational waves from two black hole mergers, GW241011 and GW241110, suggest at least one of the black holes in the GW241011 system formed through the merger of two earlier black holes within a dense star cluster, offering new evidence for the hierarchical growth of black holes.

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Te recomiendo disfrutar del episodio 534 del podcast Coffee Break: Señal y Ruido [iVoox A, iVoox B; ApplePod A, ApplePod B], titulado “OVNIs Astronómicos; Relatividad General; Agujeros Negros”, 27 nov...

Te recomiendo disfrutar del episodio 534 del podcast Coffee Break: Señal y Ruido [iVoox A, iVoox B; ApplePod A, ApplePod B], titulado “OVNIs Astronómicos; Relatividad General; Agujeros Negros”, 27 nov 2025. «La tertulia semanal en la que repasamos las últimas noticias de la actualidad científica. **Cara A:** Transients en el cartografiado de Monte Palomar ¿OVNIs o defectos de placas? (12:30). **Cara B:** Explorando la física de fusiones de agujeros negros con asimetría y mucho giro (00:00). La posibilidad futura de usar imágenes de agujeros negros para poner a prueba la relatividad general (31:30). Búsqueda con LHAASO de explosiones correspondientes a la evaporación de BHs primordiales (53:00). Señales de los oyentes (1:10:00). **Imagen de portada** de Héctor Socas Navarro. Todos los comentarios vertidos durante la tertulia representan únicamente la opinión de quien los hace… y a veces ni eso». ¿Quieres patrocinar nuestro podcast como mecenas? «Coffee Break: Señal y Ruido es la tertulia semanal en la que nos leemos los _papers_ para que usted no tenga que hacerlo. Sírvete un café y acompáñanos en nuestra tertulia». Si quieres ser mecenas de nuestro podcast, puedes invitarnos a un café al mes, un desayuno con café y tostada al mes, o a un almuerzo completo, con su primer plato, segundo plato, café y postre… todo sano, eso sí. Si quieres ser mecenas de nuestro podcast visita nuestro Patreon (https://www.patreon.com/user?u=93496937).**¡Ya sois 375!** También puedes apoyarnos vía iVoox (https://www.ivoox.com/support/172891). **Muchas gracias** a todas las personas que nos apoyan. Recuerda, el mecenazgo nos permitirá hacer _locuras cientófilas_. 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El IAC (Instituto Astrofísico de Canarias) cumple 40 años. Se va a realizar una celebracíon conjunta, presencial, el viernes 12 de diciembre en la Fundación Caja Canaria en Tenerife a las 20:00 horas. Entrada libre y gratuita hasta completar aforo. No habrá streaming en YouTube de la grabación del programa el 11D. La mitad del programa se grabará el 10D, sin emisión en YouTube, y la otra mitad el viernes 12D, siendo emitido en iVoox el episodio la noche del viernes 12 D. Héctor nos habla del polémico trabajo de Beatriz Villarroel sobre los transitorios en el cartografiado de Monte Palomar, ¿OVNIs o defectos de placas? El origen es el proyecto VASCO (_Vanishing & Appearing Sources during a Century of Observations_), que busca eventos astronómicos transitorios (que aparecen y deseaparecen) en las observaciones del último siglo. Un proyecto muy interesante. Por cierto, Beatriz es hija de una rusa (Moscú), y nieta de un asturiano emigrado a la URSS de niño en la Guerra Civil, y de un chileno (emigrado en la URSS), según se cuenta en Raúl González Zorrilla, «Beatriz Villarroel», La Tribuna del País Vasco, 04 ago 2025. Se publicó en 2021 en _Scientific Reports_ un análisis de placas fotográficas históricas del Palomar Observatory Sky Survey I (POSS-I). En un placa con filtro r de 12/04/1950 (XE 325) se detectan 9 fuentes puntuales transitorias (en la misma placa y muy juntos), ausentes en otra placa con filtro b tomada 30 minutos antes y en otra con filtro r seis días después, y en todos los catálogos actuales (POSS-II, SDSS, Pan-STARRS). Se obtienen imágenes profundas en filtros g y r con OSIRIS/GTC (10.4 m) que se analizan con múltiples técnicas modernas. En estas imágenes modernas, 6 de las 9 posiciones quedan dentro del campo del GTC y todas presentan al menos una fuente débil dentro de 5″, pero solo 2 dentro de 1.7″, rango comparable al tamaño de píxel del POSS-I. Se calcula la probabilidad de coincidencia fortuita en P(≥2) ≃ 0.17 para 1.7″ (que incluye movimientos propios en 70 años). El análisis en filtros g−r descarta que sean enanas M (son más azules, g−r < 1) y apunta a estrellas F–K, o galaxias con formación estelar. Se descartan explicaciones astronómicas usuales, como GRBs, FRBs ópticos, asteroides fragmentados, meteoroides, etc., por inconsistencias temporales, geométricas y de brillo. Hay dos escenarios plausibles, pero no concluyentes: (i) contaminación de la emulsión/fotografía por partículas radiactivas de origen antropogénico en la era de pruebas nucleares; (ii) reflejos solares ultrarrápidos (glints) producidos por objetos en órbita geosincrónica o cercana, pero no se habían lanzado satélites en 1950. El estudio es prudente en cuanto a su interpretación y se evita extraer conclusiones extraordinarias. Su principal limitación es inevitable, la imposibilidad de reexaminar directamente la placa fotográfica original con microscopía, lo que impide descartar definitivamente defectos de emulsión o contaminación localizada. El escenario de _glints_ en órbitas geosincrónicas es muy especulativo. El artículo es Beatriz Villarroel, Geoffrey W. Marcy, …, Lars Mattsson, «Exploring nine simultaneously occurring transients on April 12th 1950,» Scientific Reports 11: 12794 (17 Jun 2021), doi: https://doi.org/10.1038/s41598-021-92162-7. Un segundo artículo realiza un estudio sistemático de transitorios (“estrellas que desaparecen”) en placas en filtro r de POSS I. Se encuentran 298 165 candidatos, que se filtran descartando los que tienen explicación hasta solo 9395 candidatos; luego se descartan asteroirdes y artefactos varios, reduciendo el número a 5 399 candidatos. Comparando con Gaia EDR3 y Pan-STARRS DR2 en un radio de 5″, la mayoría son compatibles con estrellas variables de gran amplitud. El número de “positivos” se reduce a un candidato a enana marrón (Teff ≈ 2400 K, tipo M9V). No se detectan eventos claros compatibles con supernovas fallidas, ni con desapariciones completas de estrellas. El artículo es Enrique Solano, B Villarroel, C Rodrigo, «Discovering vanishing objects in POSS I red images using the Virtual Observatory Free,» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS) 515: 1380-1391, doi: https://doi.org/10.1093/mnras/stac1552. Un tercer artículo es mucho más especulativo. Se construye una base de datos diaria (n = 2718 días, 1949–1957) que combina (i) 107 875 transitorios puntuales en placas POSS-I (filtro r), (ii) todos los ensayos nucleares atmosféricos de EEUU, URSS y Reino Unido, y (iii) la base UFOCAT de reportes de UAP. Se encuentran asociaciones estadísticamente significativas, aunque débiles, entre transitorios y ensayos nucleares (dentro de una ventana ±1 día). Respecto a los UAP, no hay asociación significativa (dado que hay reportes en el 89 % de los días), pero una pequeña correlación entre el número de transitorios y el número de reportes (Spearman ρ ≈ 0.14, p = 0.015 sobre días con transitorios). Además, las fechas con UAP y en una ventana nuclear muestran el mayor número esperado de transitorios. La conclusión es que estas correlaciones son espurias, debido al ruido estructural en las fuentes de datos. Además, correlación temporal no implica causalidad. El valor deñ artículo es que ofrece un marco cuantitativo para explorar correlatos históricos de transitorios fotográficos anómalos que no pueden descartarse como defectos instrumentales. Pero los resultados no son concluyentes debido al ruido de los datos. El artículo es Stephen Bruehl, Beatriz Villarroel, «Transients in the Palomar Observatory Sky Survey (POSS-I) may be associated with nuclear testing and reports of unidentified anomalous phenomena,» Scientific Reports 15: 34125 (20 Oct 2025), doi: https://doi.org/10.1038/s41598-025-21620-3. Un cuarto artículo explora la detección de reflejos solares de objetos artificiales cercanos a la órbita geoestacionaria (GSO) en placas del primer Palomar Sky Survey (POSS-I), anteriores a la era de los satélites. Se parte del catálogo de 298 165 transitorios explorado en 2022 se analiza con algoritmos del proyecto VASCO para buscar alineaciones de r puntos. Se identifican 83 grupos alineados con r ≥ 3 y se seleccionan los 5 candidatos “más interesantes” con 3–5 transitorios alineados. Para los casos con 4–5 puntos se estima que la alineación al azar se descarta con una significancias ~3–4 σ, mientras que para 3-puntos no es significativa. Se proponen explicaciones convencionales a los transitorios: defectos de emulsión, artefactos ópticos (ghosting), fenómenos atmosféricos luminosos, objetos en LEO o en el sistema solar, pero ninguna encaja bien con los transitorios aislados de morfología puntual, sin trazas, visibles solo en una placa y ausentes en exposiciones casi simultáneas. La comparación con el catálogo VASCO usando un test basado en la sombra de la Tierra concluye que una fracción sustancial de los transitorios depende de la iluminación solar, compatible con glints de objetos reflectantes cerca de GSO. El artículo es Beatriz Villarroel, …, Stephen Bruehl, …, Stefan Geier, «Aligned, Multiple-transient Events in the First Palomar Sky Survey,» Publications of the Astronomical Society of the Pacific (PASP) 2025: 137 (17 Oct 2025), doi: https://doi.org/10.1088/1538-3873/ae0afe. Héctor comenta un artículo de dos expertos, Nigel C. Hambly y Adam Blair, en las placas fotográficas POSS-I analizadas. Examinan al microscopio las placas originales que analizó el primer artículo de Villarroel confirmando la presencia de los 9 puntos cuya PSF (_Point Spread Function_) no es astrofísica. Además, aplican un clasificador basado en el algoritmo de aprendizaje automático llamado random forest, entrenado para identificar estrellas de Gaia DR3, galaxias de Pan-STARRS y una muestra de señales “espurias”. El algoritmo confirma que no se trata de fuentes astrofísicas, las 9 señales son espurias. Interpretan su resultado como compatible con artefactos, defectos en las placas. Héctor considera que la conclusión del artículo no está apoyada por los resultados del algoritmo, ya que no han entrenado el algoritmo son señales de tipo artefacto´(pero hacerlo es muy costoso por la naturaleza de las placas). Por ello, que no se identifiquen dichas señales no se puede usar como prueba de su naturaleza como artefactos. A pesar de ello, la discusión en el artículo sobre las placas y sus artefactos le parece que apoya la hipótesis más parsimoniosa, que sean artefactos. El artículo es Nigel C. Hambly, Adam Blair, «On the nature of apparent transient sources on the National Geographic Society–Palomar Observatory Sky Survey glass copy plates,» RAS Techniques and Instruments 3: 73-79 (05 Feb 2024), doi: https://doi.org/10.1093/rasti/rzae004, arXiv:2402.00497 [astro-ph.IM] (01 Feb 2024). Villarroel y sus colegas ha publicado una respuesta al artículo de Hambly y Blair (2024), en la misma línea que Héctor. El algoritmo de aprendizaje automático usado no ha sido entrenado coin artefactos en las placas. Luego no se puede descartar su interpretación de que son objetos transitorios. Además, los comparan con otros transitorios que etán en placas que no parecen tener defectos visibles. Opinan así que la interpretación de Hambly y Blair de sus 9 manchas no es correcta. La defensa que hace Villarroel sobre su trabajo en VASCO es la que cabe esperar en estos casos. El artículo es Beatriz Villarroel, Enrique Solano, Geoffrey W. Marcy, «On the Image Profiles of Transients in the Palomar Sky Survey,» arXiv:2507.15896 [astro-ph.SR] (21 Jul 2025), doi: https://doi.org/10.48550/arXiv.2507.15896. Héctor recalca que su crítica es a la interpretación de los transitorios en las placas como señales similares a los reflejos de objetos en órbita geoestacionaria (GSO). Como parece obvio, todos los reflejos de GSO se observarían en el ecuador terrestre, pero los transitorios observados en las placas por el proyecto VASCO están distribuidos por todo el hemisferio norte, sin ninguna preferencia por la región del ecuador. Incluso los 9 puntos en la placa de Villarroel se encuentran fuera del ecuador. En un foro de discusión (Metabunk) ha encontrado esta imagen que muestra todos los eventos transitorios en las imágenes de POSS-I. Se observa que estos eventos aparecen con preferencia en los bordes de las placas (por eso se intuyen las líneas de los bordes en la imagen). En dicha región es donde se espera que haya más artefactos y defectos en las placas. Por ello, la conclusión más obvia es que son artefactos y defectos en las placas (tanto originales como aparecidos durante su postprocesado previo a su digitalización). Más información en Mick West, «Transients in the Palomar Observatory Sky Survey,» Metabunk, 29 Jul 2025; la imagen está en la página 4 de los comentarios a dicha pieza. José nos recuerda que el Run O4 de LIGO–Virgo–KAGRA (LVK) finalizó el 18 de noviembre de 2025. Todo un gran éxito de la astronomía de ondas gravitacionales que ya tiene una enorme comunidad científica. LIGO cuenta con más de 1600 investigadores, Virgo con más de 1000 y KAGRA con más de 400, en total más de 3000 investigadores. Y aprovecha para contarnos un artículo sobre las gravitondas GW241011 y GW241110 observadas por LVK en el O4b, dos ejemplos de fusiones de agujeros negros con gran asimetría en sus masas y una de ellas con mucho espín. La gravitonda GW241011 fue detectada por LIGO Hanford y Virgo con una SNR de 35.4 en LIGO Hanford y 9.1 en Virgo, y una FAR (_false alarm rate_) menor de 10−5 yr−1; LIGO Livingston no estaba operando durante la detección. La gravitonda GW241110 fue detectada por los tres detectores, LIGO Hanford, LIGO Livingston y Virgo, aunque con una FAR = 0.15 yr−1. Ambas gravitondas se han analizado con múltiples modelos para la forma de la onda (SEOBNRV5PHM, IMRPhenomXPHM, TEOBResumS-DALÍ) que incluyen los efectos de precesión del espín, modos multipolares superiores y excentricidad. Ambas ondas gravitacionales corresponden a fusiones de binarias de agujeros negros con masas primarias muy similares, en el rango 15–20 M☉ y relaciones de masas desiguales (una con q ≈ 1/3 y otra con q ≈ 1/2). Lo más llamativa es el contraste extremo en sus espines, el agujero negro primario de GW241011 tiene uno de los mayores espines jamás medidos, con χ1 > 0.69 (95 %), alineado de forma parcial y con precesión significativa (SNR de precesión ρp ≈ 5.3). La gravitonda GW241110 es el primer caso con espín primario muy antialineado, con χ1,z < 0 a un 97.7 % de credibilidad. Estos parámetros sugieren que el agujero negro primario es resultado de una fusión previa (en un escenario de fusiones jerárquicas en cúmulos estelares densos, donde los agujeros negros remanentes de fusiones previas vuelven a formar binarias que acaban en nuevas fusiones). Esta figura ilustra dicha idea, con estimaciones de las masas de la hipotética fusión previa. GW241011 muestra evidencia estadística muy sólida de emisión en modos multipolares superiores, en particular (ℓ, m)=(3, ±3), con un factor de Bayes log B ≈ 5.2 a favor de modelos con modos superiores y una SNR en dichos modos ρss ≈ 5.9. Gracias a ello esta gravitonada permite realizar tests de precisión sobre relatividad general. En concreto, se ha logrado la estimación más precisa de su naturaleza como agujero negro de Kerr, se ha confirmado que la predicción para la estructura multipolar de la radiación y se han obtenido nuevos límites de exclusión para escenarios exóticos, como que sean estrellas de bosones ultraligeros en el rango 10⁻¹³–10⁻¹² eV. La gravitondas permiten explorar la gravitación de en un regimen que no se puede explorar con otros métodos, por lo que promete estudios de precisión que confirmen que la relatividad general de Esintein es la teoría correcta y descartar teorías alternativas, tema que interesa mucho a José. El nuevo artículo es The LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration, and the KAGRA Collaboration, «GW241011 and GW241110: Exploring Binary Formation and Fundamental Physics with Asymmetric, High-spin Black Hole Coalescences,» The Astrophysical Journal Letters 993: L21 (28 Oct 2025), doi: https://doi.org/10.3847/2041-8213/ae0d54. Gastón nos habla de la posibilidad futura de usar imágenes de la sombra de agujeros negros para poner a prueba la relatividad general. Nos recuerda su artículo Gaston Giribet, Emilio Rubín de Celis, Pedro Schmied, «Sub-annular structure in black hole image from gravitational refraction,» General Relativity and Gravitation 56: 106 (16 Sep 2024), doi: https://doi.org/10.1007/s10714-024-03297-7, arXiv:2311.06388 [gr-qc] (16 Sep 2024). En dicho artículo estudió como cambiará la sombra (imagen) de un agujero negro en EHT cuando se usa una gravitación diferente de la relatividad general. Al hilo de este artículo nos comenta un artículo reciente que estudia el mismo problema usando magnetohidrodinámica en relatividad general (GRMHD), Akhil Uniyal, Indu K. Dihingia, …, Luciano Rezzolla, «The future ability to test theories of gravity with black-hole shadows,» Nature Astronomy (05 Nov 2025), doi: https://doi.org/10.1038/s41550-025-02695-4, arXiv:2511.03789 [gr-qc] (05 Nov 2025). El nuevo artículo estudia lo que se esperaría lograr con imágenes de futuras versiones de EHT. En concreto, se centran en la posibilidad de distinguir la solución de Kerr de otras métricas gravitacionales. Se usan simulaciones 3D de GRMHD con el código BHAC para un disco tipo MAD (_magnetically arrested disk_). Se compara la métrica Kerr con la familia paramétrica de métricas no-Kerr de Konoplya–Rezzolla–Zhidenko (KRZ). Para simplificar el análisis se eligen casos extremos (_corner cases_) en el espacio de parámetros. Por concretar se fija el espín adimensional en a = 0.9375, la misma posición del horizonte y la misma masa, para cualquier diferencia sea debida a la métrica. La imagen de la sombra se se calcula con el código RAPTOR (usado para generar imágenes a 230 GHz tipo Sgr A*), pero se degradan dichas imágenes con varios haces gaussianos de 5 a 25 μas para imitar la resolución de EHT y los futuros ngEHT y BHEX. Los resultados muestran que, aunque las métricas KRZ modifican ligeramente la estructura del flujo esperado para la métrica de Kerr. Las diferencias en las imágenes de 230 GHz muestran que la solución KRZ ofrece un anillo brillante con una depresión central, presentando variaciones en el tamaño del anillo y en la posición del anillo de fotones (_photon ring_) de hasta un (10–30) % en los casos más extremos. Sus resultados apuntan a que futuros instrumentos como ngEHT podrán discriminar entre los resultados de Kerr y KRZ cuya imágenes difieran más de un ≳4,8 % , mientras que para BHEX se requieren discrepancias de ≳8 %. Sin lugar a dudas un trabajo que será relevante cuando estos futuros instrumentos estén disponibles. Gastón nos cuenta la búsqueda con LHAASO de las explosiones asociadas a la evaporación de agujeros negros primordiales (PBHs). LHAASO (_Large High Altitude Air Shower Observatory_) es un detector de rayos cósmicos en China que se encuentra a una altura de 4.4 km (muy alto comparado con otros, por ejemplo, Pierre Auger en Argentina está a 1.4 km). Se basa en la radiación de Cherenkov (_Water Cherenkov Detector Array_ , WCDA) en detectores de agua de las partículas de rayos cósmicos producidas en la cascada atmosférica producida por la colisión de un rayo cósmico de alta energía con núcleos atómicos de moléculas en la atmósfera. Se han buscado estallidos de PBHs en el rango energético de ∼1–15 TeV usando 1241 días de datos entre marzo de 2021 y julio de 2024. Como es de esperar, no se observa ningún estallido compatible con la evaporación final de PBHs. Los resultados permiten establecer nuevos límites de exclusión al 99% C.L. en la densidad local de estallidos de PBH, obteniendo valores de 237, 181 y 202 pc⁻³ yr⁻¹ para duraciones de 10 s, 20 s y 100 s, respectivamente (como muestra la figura). El caso más restrictivo el de 20 s para 181 pc⁻³ yr⁻¹, que es el más estricto publicado hasta la fecha. Los nuevos resultados mejoran en más de un orden de magnitud los límites previos de HAWC, HESS o Fermi-LAT. Por supuesto, estos resultados dependen del modelo para la evaporación de los agujeros negros que se usa (en este caso es el estándar). Cualquier desviación respecto a dicho modelo modificaría los límites de exclusión obtenidos. El artículo es LHAASO Collaboration, «All-Sky Search for Individual Primordial Black Hole Bursts with LHAASO,» Physical Review Letters 135: 181005 (30 Oct 2025), doi: https://doi.org/10.1103/nkby-9cs3, arXiv:2505.24586 [astro-ph.HE] (30 May 2025). -Señales de los oyentes. **@ThomasEmilioVilla pregunta:** «¿Qué es la _Point Spread Function_ (PSF) y por qué a veces se notan _spikes_ en la fotos con espejo segundario suspendido con estructuras fisicas? ¿Es debido al efecto Airy?» **Héctor contesta que** el disco de Airy es el recorte que produce un espejo de un telescopio en el frente de onda. El patrón de Airy tiene forma de disco con unos anillos a su alrededor debido a la difracción. Si además el telescopio tiene un espejo secundario, que está suspendido por una estructura llamada araña, también se perturba el frente de onda y se produce más difracción. El resultado son las «puntas» de las «estrellas» en las imágenes de estrellas puntuales. En el telescopio Hubble (HST) aparecen cuatro «puntas» y en el telescopio JWST aparece un patrón más complejo, con seis «puntas» más largas y dos «puntas» más cortas). Héctor recalca que el JWST fue diseñado para que el patrón de difracción fuese el mejor posible. **@adamcecau pregunta:** «¿Dos partículas fundamentales generan ondas gravitacionales? Si no es así, ¿cuál es la mínima energía que precisan para generarlas? Y en tal caso, ¿no implica que el espaciotiempo sea discreto?» **Contesta José que** toda pareja de masas en órbita produce ondas gravitacionales, pero es imposible de medirlas porque su «amplitud» (strain) es muy pequeña. **Contesto que** la frecuencia depende la distancia entre los objetos en espiral y así en Advanced LIGO usado en el Run O4 se usa un interferómetro de Fabry−Perot con multiplica por 280 los 4 km de longitud de los brazos hasta unos 1120 km. Por ello se observan agujeros negros de masa estelar separados por distancias de cientos de kilómetros. Para que la amplitud de la señal sea medible se necesita que sean objetos compactos de masa estelar y que se mueven a velocidades del orden de la velocidad de la luz en el vacío. Con partículas es imposible observar las ondas gravitacionales emitidas, que a todos los efectos son despreciables (nunca se podrán observar). **@ThomasEmilioVilla bromea:** «Por casualidad, ¿el operador fotográfico que manejaba estas placas padecía quizás de caspa?» **@Xaviko pregunta:** «Esos _transitorios_ en las placas, ¿no podrían ser rayos cósmicos?» **Héctor contesta que** sí, podrían serlo, pues son microscópicos. Cualquier partícula que altere un grano de la emulsión fotográfica puede hacer que en la placa aparezca un patrón a un PSF estelar. **Comento que** por eso se estudiaron las preubas nucleares, que generan partículas de radiación que pueden alterar las placas. Esta cuestión está conectada con la **pregunda de @CristinaHerGar:** «¿Hay alguna posibilidad de que las detonaciones atómicas atmosféricas acaben causando algún fenómeno tipo descargas eléctricas de la atmósfera a la ionosfera o algo?» **Héctor contesta que** no, que eso no. Las explosiones nucleares no podrían emitir destellas que se observen en las placas, pero sí pueden dar lugar a partículas radiactivas que impacten en la placa o cuando se realice la la copia de la placa, generando un transitorio espurio. **@Lordenzus​​Francis pregunta:** «Para Francis, ¿dónde está la masa de un agujero negro?» **Contesto que** , en rigor, los agujeros no tienen masa, aunque aparece en su métrica un parámetro de masa. **Gastón comenta que** es cuestión de definiciones, porque tampoco podemos llamar masa a cualquier parámetro. La definición estándar de masa (ADM) es la masa de un objeto que produzca el mismo campo gravitacional que el agujero negro lejos de su horizonte (en principio, a una distancia infinita). **Comento que** en simulaciones numéricas muchas veces es muy difícil asignar un parámetro de masa a una región de la métrica simulada. Además, hay varias maneras de estimar el valor de dicho parámetro de masa (que dan resultados que a veces son muy diferentes). Así que podemos afirmar sin rubor que no existe la masa de un agujero negro. También comento que pasa también con el quark top (quark cima) cuya masa estimada en las colisiones del LHC depende del método de estimación. En rigor, la masa del quark top asociada al campo de Higgs se aplica a la partícula libre, por ello no sabemos estimar la masa de los quarks up y down, que siempre están confinados. Así que todavía no sabemos cuál es la masa asociada al polo del propagador del quark top y si su acoplamiento de Yukawa es exactamente la identidad o no. **Gastón menciona** la masa cuasilocal de Yau (el de las variedades de Calabi–Yau usadas en compactificación de cuerdas en 10D), la llamada masa de Liu–Yau (variante de la masa cuasilocal de Brown–York). **@AluinLumetur pregunta:** «¿Se sabe si entre las 500 señales ya registradas hay alguna compatible con microagujeros negros primordiales?» Héctor aclara que se refiere a las 500 gravitondas que dijo José que se espera que LVK haya observado tras el Run O4 (todavía no están publicadas las del O4b). José contesta que no es posible observar microagujeros negros primordiales usando los detectores de LIGO, que son sordos a estas ondas (que están fuera de su frecuencia). Comento que en rigor es imposible descartar que algunos de los agujeros negros de masa estelar observados por LIGO sean primordiales (la hipótesis de que la materia oscura está constituida por PBHs se publicó tras la primera señal de LIGO por esta razón). **@ThomasEmilioVilla pregunta:** «¿Se podría crear una sonda ORCAS del tipo de John Mather que creara una estrella artificial superbrilliante que se pudiera ver del otro lado del sol y luego lograr ocultar la fotoefera ​con un instrumento del tipo Starshade o el HOEE y así ver las (eventuales) desviaciones de la gravedad general?» **Contesta Héctor que** la sonda Starshade está pensada para estrellas no para el Sol, pues eliminar la difracción debida al Sol le parece imposible al no ser una fuente puntual. Por otro lado, la desviación predicha por la relatividad general en el entorno del Sol ya ha sido medida con gran precisión durante eclipses. No se ganaría mucho usando dicho método, si fuera factible. **José destaca que** la corona solar haría que dicho experimento fuera muy poco preciso. **Gastón recuerda que** no se esperan desviaciones de la relatividad general para el campo gravitacional del Sol, que es poco intenso por su baja masa. **Héctor comenta que** sería interesante hacerlo con una estrellla de neutrones, aunque los campos magnéticos son muy fuertes y aparecen efectos ópticos que dificultan la observación de fenómenos gravitacionales. De hecho, se podría usar este método cuando una estrella eclipse (oculte) a una estrella de neutrones. **Gastón comenta que** se podría usar un púlsar binario alineado con nosotros. Por cierto, ORCAS (_Orbiting Configurable Artificial Star_) es un concepto de “estrella artificial” en órbita, pequeños satélites con láseres muy brillantes que sirven como guía de óptica adaptativa para telescopios terrestres, permitiendo descontar el efecto de la difracción atmosférica en el rango visible y en el infrarrojo cercano. HOEE (_Hybrid Observatory for Earth-like Exoplanets_) es otra idea de Mather, usar un _starshade_ (parasol estelar) de ~100 metros en órbita combinado con un gran telescopio en tierra (ELT/GMT/TMT) para bloquear la luz de una estrella y ver exoplanetas a su alrededor con altísimo contraste. **@JavierBenavides2669 pregunta:** «¿A qué se puede deber que haya galaxias sin agujero negro en el centro como M33?» **Gastón recuerda que** no sabemos si tiene o no tiene agujero negro central. **Héctor recuerda que** son las velocidades orbitales de las estrellas cerca del centro de M33 las que indican que no hay un agujero negro supermasivo en su centro, pero podría haber un agujero negro de masa intermedia (las estimaciones actuales sugieren que si existe, su masa es inferior a entre 2000 y 5000 masas solares, según el artículo; el más famoso lo estima en menos de 3000 masas solares siendo David Merritt, Laura Ferrarese, Charles L. Joseph, «No Supermassive Black Hole in M33?» Science 293: 1116-1118 (19 Jul 2001), doi: https://doi.org/10.1126/science.1063896). **Gastón comenta que** hay agujeros negros en M33, como una fuente de rayos X llamada X7, pero son agujeros negros de masa estelar. **Comento que** M33 es una galaxia sin bulbo. Y que podría haber sido sometida a procesos de canibalismo galáctico, que pueden expulsar su agujero negro central. **@Cebra5429 pregunta:** «¿El spín, del agujero negro resultante de una fusión anterior, es la frecuencia de la onda gravitacional?» Contesto que no tiene nada que ver. Todos los agujeros negros astrofísicos son agujeros negros de tipo Kerr con un espín (momento angular). La frecuencia de la onda gravitacional está asociada al _spiralling_ , previo a la fusión, a la transición del _merger_ en un agujero negro, y la _ringdown_ posterior. El espín de los agujeros negros en fusión está descrito por el perfil de la onda, pero no está asociado a su frecuencia. **@NestorEduardo pregunta:** «Si cada estrella con planetas a lo largo de su vida dejó 10 mil sondas artificiales lanzadas, ¿cuál sería la probabilidad de que algunas estén hoy por el Sistema Solar?» **Héctor contesta que** cero, cero coma cero (0.0000…). Nos cuenta que el número de cometas y asteroides de tamaño kilométrico que el Sistema Solar ha expulsado a lo largo de su vida, sobre todo al principio cuando las órbitas eran más caóticas, se estima entre uno y diez bilalones. Y también lo han hecho todas las estrellas, no solo las que tienen planetas, todas las estrellas de la galaxia. Por ello se estima que cada año decenas de objetos interestelares atraviesan nuestro Sistema Solar. Si de billones de cometas y asteroides expulsados solo pasan unas decenas, el número de los que pasarán de 10 mil sondas es cero. Esto lo sabe Avi Loeb y a pesar de ello plantea que un cometa interestelar es una nave interestelar. **@User-ix3xm1bk2k pregunta:** «¿Una correspondencia entre la cosmología estándar y la cosmología cíclica implicaría que no existe observación o experimento que permita saber cuál es la respuesta correcta?» **Héctor cree que** pregunta por la cosmología cíclica de Penrose y afirma que no conoce ninguna correspondencia entre ambas cosmologías que permita distinguirlas. **Gastón afirma que** si dos cosas son indistinguibles entonces es que son la misma cosa. **José comenta que** , a priori, hay diferencias entre ambas cosmologías en forma de marcas en el fondo cósmico de microondas; en concreto, marcas en forma de círculos que son predichas por la cosmología cíclica. **Comento que** no han sido observados dichos círculos y que es posible que nunca lleguen a ser observadas (incluso si existen) porque hay límites mínimos en la amplitud de este tipo de fenómenos que son observables en principio (por la aleatoridad natural de las anisotropías térmicas del CMB debido a que su origen es cuántico). **José menciona** el proyecto de José Alberto Rubiño llamado _Tenerife Microwave Spectrometer_ (TMS) que pretende observar desviaciones (distorsiones espectrales) en la forma de cuerpo negro del espectro térmico del CMB. **No me consta que** la cosmología cíclica haga predicciones para estas distorsiones espectrales. **@JavierGarcía-Peláez pregunta:** «Con c=1, [m]*c^2=[E], solo quedan ctes. no reducibles ¿la cte. G gravitatoria, carga eléctrica del electrón, cte. de estructura fina y la cnste. de acoplamiento de la iteracción fuerte? ¿Y masas? Me referìa a masas de electrón, quark down, quark up, neutrinos cuando se sepan diferenciar de su suma. ¿Opináis si algún día serán reducibles a tensión de branas o qué?» **Gastón recuerda que** en física partículas los parámetros constnates (masas de las partículas o acoplamientos de Yukawa) no se consideran fundamentales, constantes de la Naturaleza, sino el valor de expectación de campos, cuyo valor inicial es producto del azar. Se espera que sean valores diferentes en diferentes universos burbuja del multiverso, o incluso en diferentes regiones de un universo mucho más grande que el horizonte cósmico. Hace referencia al paisaje en teoría de cuerdas, que describe todas las realizaciones posibles de la física a baja energía compatibles con la gravitación cuántica a alta energía. Afirma que hay un número de finito de posibilidades, pero que es un número tan grande que hoy en día no podemos explorarlas todas. **Comento que** no sabemos si el número es finito o infinito. En física se suele afirmar que hay un número finito de variedades de Calabi–Yau, sin embargo, el propio Yau ha conjetura que hay un número infinito. En física se suele afirmar que la mirror symmetry (que relaciona entre sí CYs que describirían la misma física) reduce dicho número a una cantidad finita. Pero no está demostrado, pudiendo haber infinitas incluso teniendo en cuenta la _mirror symmetry_. En rigor, no lo sabemos. También recalco, en la línea de lo comentado por Gastón, que las supuestas constantes fundamentales no son constantes, ni son fundamentales. Por ejemplo, las constantes de acoplamiento son los valores extrapolados a energía cero de los parámetros de acoplamiento, que cambian con la energía. Lo mismo pasa con las masas de las partículas; pongo el ejemplo de la masa del bosón Z que se ha observado como se reduce a cero en colisiones electrón-protón. Las masas de las partículas son cero por encima de la escala de energía de la transición de fase electrodébil. Un parámetro que se anula a alta energía no puede ser un parámetro fundamental. ¡Que disfrutes del podcast!

The gravitational wave events GW241011 and GW241110 provide strong evidence for the growth of black holes through successive mergers.

The gravitational wave events GW241011 and GW241110 provide strong evidence for the growth of black holes through successive mergers.

arXiv abstract link

Международното сътрудничество LIGO-Virgo-KAGRA, включващо Европейската гравитационна обсерватория обяви откриването на две необичайни гравитационно-вълнови събития, регистрирани през октомври и ноември 2024 година. Тези събития (GW241011 и GW241110) са първите надеждни потвърждения на сливания на черни дупки от второ поколение, придружени и от първите открити аномалии във въртенето на тези загадъчни обекти. Новите открития добавят неподозирани досега явления към процеса на разбиране на еволюцията на черните дупки и фундаменталните процеси във Вселената. Гравитационните вълни са предсказани от Айнщайн през 1916 година и за първи път са регистрирани от обсерваториите LIGO (

* * 2024 年底，LIGO-Virgo-KAGRA 合作計畫探測到 2 場重力波事件，皆由雙黑洞碰撞並融合成新生黑洞。然而分析結果驚訝發現，這些互相碰撞的黑洞也曾是其他黑洞融合後產物，如今它們遇上其他黑洞對象，再次碰撞並融合成另一個新黑洞。 第一個重力波事件稱為 GW241011，距離地球約 7 億光年，由 2 個質量分別約太陽 20 倍與 6 倍的黑洞碰撞合併。據測量，GW241011 事件內較大黑洞是迄今觀測旋轉速度最快的黑洞之一。 一個月後，LIGO-Virgo-KAGRA 再於 2.4 億光年外探測到 GW241110 重力波事件，由質量約太陽 17 倍和 8 倍的黑洞合併引起。 **▲ 2024 年 10 月、11 月探測到 GW241011、GW241110 重力波事件。（Source：內華達大學拉斯維加斯分校）** 迄今我們已透過重力波觀測約 300 次黑洞合併事件，當中多數黑洞都沿與公轉軌道相同的方向旋轉，然而科學家發現 GW241110 事件中的較大黑洞，自旋方向與公轉軌道方向相反，在所有同類事件尚屬首次。 這兩場雙黑洞碰撞事件都有一個黑洞質量比另一個黑洞大得多且快速旋轉，合併後較大黑洞自旋方向與軌道方向相反也成為「二代黑洞」誘人證據，說明這些黑洞過去經由另 2 個母黑洞合併形成。 天文學家解釋，黑洞透過一次又一次碰撞合併、增加質量的過程稱為「分級合併」，新研究表明星團等稠密區域能形成小型黑洞族群，並藉一次又一次相遇合併催生出更大型黑洞。 新論文發表在《天文物理期刊通訊》（The Astrophysical Journal Letters）。 * Pair of distinct black hole mergers sheds new light on their formation and evolution * Pair of black hole mergers sheds new light on their formation, evolution * Scientists hear 2 newborn black holes ‘crying’ through ripples in spacetime — and one had a birth unlike anything seen before * Study: Pair of Distinct Black Hole Mergers Reveals Clues on How They Form and Evolve （首圖來源：斯威本理工大學/Carl Knox/內華達大學拉斯維加斯分校） 文章看完覺得有幫助，何不給我們一個鼓勵 請我們喝杯咖啡 ## 想請我們喝幾杯咖啡？ ### 每杯咖啡 65 元 x 1 x 3 x 5 x 您的咖啡贊助將是讓我們持續走下去的動力 **總金額共新臺幣 0 元** 《關於請喝咖啡的 Q & A》 ### 留給我們的話 取消 確認 從這裡可透過《Google 新聞》追蹤 TechNews * * * 科技新知，時時更新 科技新報粉絲團 加入好友 訂閱免費電子報 * * * 關鍵字: GW241011 , GW241110 , 重力波 , 黑洞合併