b'\n_START_ARTICLE_\nProporci\xc3\xb3n de masa extrema inspiral\n_START_PARAGRAPH_\nEn astrof\xc3\xadsica, una proporci\xc3\xb3n de masa extrema inspiral (EMRI) es la \xc3\xb3rbita de un objeto relativamente ligero alrededor de un objeto mucho m\xc3\xa1s pesado (por un factor de 10.000 o m\xc3\xa1s), que decae de forma gradual debido a la emisi\xc3\xb3n de ondas gravitacionales. Es probable encontrar estos sistemas en los centros de las galaxias, donde se pueden hallar objetos compactos de masa estelar, como agujeros negros estelares y estrellas de neutrones, orbitando un agujero negro supermasivo. En el caso de un agujero negro en \xc3\xb3rbita alrededor de otro agujero negro, se trata de un agujero negro binario de proporci\xc3\xb3n de masa extrema. El t\xc3\xa9rmino EMRI suele utilizarse como abreviatura para denotar la forma de onda gravitacional emitida, as\xc3\xad como la \xc3\xb3rbita misma._NEWLINE_La raz\xc3\xb3n principal del inter\xc3\xa9s cient\xc3\xadfico en EMRI es que es una de las fuentes m\xc3\xa1s prometedoras para la astronom\xc3\xada de ondas gravitacionales, utilizando futuros detectores basados en el espacio como el Laser Interferometer Space Antenna (LISA). Si tales se\xc3\xb1ales son detectadas con \xc3\xa9xito, permitir\xc3\xa1n mediciones precisas de la masa y el momento angular del objeto central, lo que a su vez proporciona una entrada crucial para los modelos para la formaci\xc3\xb3n y evoluci\xc3\xb3n de agujeros negros supermasivos. Adem\xc3\xa1s, la se\xc3\xb1al de onda gravitacional proporciona un mapa detallado de la geometr\xc3\xada espacio-tiempo que rodea al objeto central, lo que permitir\xc3\xada pruebas sin precedentes de las predicciones de la relatividad general en el fuerte r\xc3\xa9gimen de gravedad.\n_START_SECTION_\nFormaci\xc3\xb3n\n_START_PARAGRAPH_\nActualmente se piensa que los centros de la mayor\xc3\xada de las (grandes) galaxias consisten en un agujero negro supermasivo de 10\xe2\x81\xb6 a 10\xe2\x81\xb9 masas solares (M\xe2\x98\x89) rodeado por un c\xc3\xbamulo de 10\xe2\x81\xb7 a 10\xe2\x81\xb8 estrellas de tal vez 10 a\xc3\xb1os luz de di\xc3\xa1metro llamado n\xc3\xbacleo. Las \xc3\xb3rbitas de los objetos alrededor del agujero negro supermasivo central son continuamente perturbadas por interacciones de dos cuerpos con otros objetos en el n\xc3\xbacleo, cambiando la forma de la \xc3\xb3rbita. Ocasionalmente, un objeto puede pasar lo suficientemente cerca del agujero negro supermasivo central para que su \xc3\xb3rbita produzca grandes cantidades de ondas gravitacionales, lo que afecta significativamente a la \xc3\xb3rbita. Bajo condiciones espec\xc3\xadficas, esa \xc3\xb3rbita puede convertirse en una EMRI._NEWLINE_Para convertirse en una EMRI, la reacci\xc3\xb3n de retroceso de la emisi\xc3\xb3n de ondas gravitacionales debe ser la correcci\xc3\xb3n dominante de la \xc3\xb3rbita (comparada, por ejemplo, con las interacciones entre dos cuerpos). Esto requiere que los objetos en \xc3\xb3rbita pasen muy cerca del agujero negro supermasivo central. Una consecuencia de esto es que el objeto inspiral no puede ser una gran estrella pesada porque ser\xc3\xa1 despedazada por las fuerzas de la marea._NEWLINE_Sin embargo, si el objeto pasa demasiado cerca del agujero negro supermasivo central, har\xc3\xa1 una inmersi\xc3\xb3n directa a trav\xc3\xa9s del horizonte de sucesos. Esto producir\xc3\xa1 una breve y violenta r\xc3\xa1faga de radiaci\xc3\xb3n gravitacional que ser\xc3\xada dif\xc3\xadcil de detectar con los observatorios actualmente planificados.  Por consiguiente, la creaci\xc3\xb3n de EMRI requiere un fino equilibrio entre los objetos que pasan demasiado cerca y demasiado lejos del agujero negro supermasivo central. Actualmente, las mejores estimaciones son que un t\xc3\xadpico agujero negro supermasivo de 10\xe2\x81\xb6 M\xe2\x98\x89, capturar\xc3\xa1 un EMRI una vez cada 10\xe2\x81\xb6 a 10\xe2\x81\xb8 a\xc3\xb1os. Esto hace que sea improbable presenciar un evento as\xc3\xad en nuestra V\xc3\xada L\xc3\xa1ctea. Sin embargo, un observatorio de ondas gravitacionales basado en el espacio como LISA ser\xc3\xa1 capaz de detectar eventos EMRI hasta distancias cosmol\xc3\xb3gicas, llevando a una tasa de detecci\xc3\xb3n esperada de entre unos pocos y unos pocos miles por a\xc3\xb1o._NEWLINE_Las EMRIs creadas de esta manera tienden a tener excentricidades muy grandes (e > 0,9999). Las \xc3\xb3rbitas iniciales de alta excentricidad tambi\xc3\xa9n pueden ser una fuente de ondas gravitacionales, que emiten una corta r\xc3\xa1faga a medida que el objeto compacto pasa a trav\xc3\xa9s de la periapsis. Estas se\xc3\xb1ales de ondas gravitacionales se conocen como r\xc3\xa1fagas de proporci\xc3\xb3n de masa extrema. A medida que la \xc3\xb3rbita se encoge debido a la emisi\xc3\xb3n de ondas gravitacionales, se vuelve m\xc3\xa1s circular. Cuando se ha reducido lo suficiente como para que las ondas gravitacionales se vuelvan lo suficientemente fuertes y frecuentes como para ser detectadas continuamente por LISA, la excentricidad t\xc3\xadpica ser\xc3\xa1 de alrededor de 0,7. Puesto que se espera que la distribuci\xc3\xb3n de los objetos en el n\xc3\xbacleo sea esf\xc3\xa9ricamente sim\xc3\xa9trica (aprox.), es de esperar que no haya correlaci\xc3\xb3n entre el plano inicial del inspiral y el esp\xc3\xadn de los agujeros negros supermasivos centrales._NEWLINE_En 2011, se descubri\xc3\xb3 un importante impedimento para la formaci\xc3\xb3n de EMRIs. La "Barrera Schwarzschild" es un l\xc3\xadmite superior a la excentricidad de las \xc3\xb3rbitas cerca de un agujero negro supermasivo. La dispersi\xc3\xb3n gravitacional es impulsada por los pares de la distribuci\xc3\xb3n ligeramente asim\xc3\xa9trica de la masa en el n\xc3\xbacleo ("relajaci\xc3\xb3n resonante"), lo que resulta en una caminata aleatoria en la excentricidad de cada estrella. Cuando su excentricidad se hace suficientemente grande, la \xc3\xb3rbita comienza a sufrir un efecto geod\xc3\xa9sico y la eficacia de los pares se apaga. Hay una excentricidad cr\xc3\xadtica, en cada valor del semieje mayor, en la que las estrellas se "reflejan" de vuelta a excentricidades m\xc3\xa1s bajas. Puede ocurrir una penetraci\xc3\xb3n en la barrera, pero la tasa de producci\xc3\xb3n de EMRIs es mucho m\xc3\xa1s baja de lo que se esperar\xc3\xada en ausencia de la barrera. Las estimaciones de la tasa EMRI hechas antes de 2011 ignoraron este efecto._NEWLINE_Dos a\xc3\xb1os m\xc3\xa1s tarde, sin embargo, se comprendi\xc3\xb3 que el papel del esp\xc3\xadn del agujero negro supermasivo central en este asunto puede ser crucial. Durante mucho tiempo se ha cre\xc3\xaddo que cualquier EMRI que se origine m\xc3\xa1s all\xc3\xa1 de un cierto radio cr\xc3\xadtico de alrededor de una cent\xc3\xa9sima parte de un parsec se dispersar\xc3\xada de la \xc3\xb3rbita de captura o se hundir\xc3\xada directamente en el agujero negro supermasivo en una \xc3\xb3rbita extremadamente radial. Estos acontecimientos dar\xc3\xadan lugar a una o varias explosiones, pero no a un conjunto coherente de miles de ellas. De hecho, al tomar en cuenta el esp\xc3\xadn, se demostr\xc3\xb3 que estas \xc3\xb3rbitas de captura no se hunden, sino que acumulan miles de ciclos en la banda del detector. Dado que est\xc3\xa1n impulsados por la relajaci\xc3\xb3n de dos cuerpos, que es ca\xc3\xb3tica por naturaleza, ignoran la barrera de Schwarzchild y no est\xc3\xa1n bloqueados. Adem\xc3\xa1s, dado que se originan en el grueso de la distribuci\xc3\xb3n estelar, las tasas son mayores. Adem\xc3\xa1s, debido a su mayor excentricidad, son m\xc3\xa1s fuertes, lo que aumenta el volumen de detecci\xc3\xb3n. Por lo tanto, se espera que las EMRI se originen a estas distancias y que dominen los tipos, contrariamente a las EMRI que se originan a partir de una cent\xc3\xa9sima parte de un parsec, las que se encuentran bloqueadas.\n_START_SECTION_\nAlternativas\n_START_PARAGRAPH_\nSe conocen varios procesos alternativos para la producci\xc3\xb3n de EMRIs. Una posibilidad ser\xc3\xada que el agujero negro supermasivo central capturara un objeto pasajero que no est\xc3\xa1 ligado a \xc3\xa9l. Sin embargo, la ventana donde el objeto pasa lo suficientemente cerca del agujero negro central para ser capturado, pero lo suficientemente lejos para evitar sumergirse directamente en \xc3\xa9l, es extremadamente peque\xc3\xb1a, lo que hace poco probable que dicho evento contribuya significativamente a la tasa de eventos esperada._NEWLINE_Otra posibilidad est\xc3\xa1 presente si el objeto compacto ocurre en un sistema binario ligado con otro objeto. Si tal sistema pasa lo suficientemente cerca del agujero negro supermasivo central, es separado por las fuerzas de marea, expulsando uno de los objetos del n\xc3\xbacleo a alta velocidad mientras que el otro es capturado por el agujero negro central con una probabilidad relativamente alta de convertirse en un EMRI. Si m\xc3\xa1s del 1% de los objetos compactos en el n\xc3\xbacleo se encuentran en binarios, este proceso puede competir con la imagen "est\xc3\xa1ndar" descrita anteriormente. Los EMRIs producidos por este proceso tienen una baja excentricidad, llegando a ser casi circulares en el momento en que son detectables por LISA._NEWLINE_Una tercera opci\xc3\xb3n es que una estrella gigante pase lo suficientemente cerca del agujero negro masivo central para que las capas externas sean eliminadas por las fuerzas de la marea, despu\xc3\xa9s de lo cual el n\xc3\xbacleo restante puede convertirse en una EMRI. Sin embargo, es incierto si el acoplamiento entre el n\xc3\xbacleo y las capas externas de las estrellas gigantes es lo suficientemente fuerte como para que el despojo tenga un efecto significativo en la \xc3\xb3rbita del n\xc3\xbacleo._NEWLINE_Por \xc3\xbaltimo, los agujeros negros supermasivos suelen ir acompa\xc3\xb1ados de un disco de acreci\xc3\xb3n de materia en espiral hacia el agujero negro. Si este disco contiene suficiente materia, las inestabilidades pueden colapsar para formar nuevas estrellas. Si son lo suficientemente masivos, pueden colapsar para formar objetos compactos, que est\xc3\xa1n autom\xc3\xa1ticamente en trayectoria para convertirse en un EMRI. Las proporciones de masa extrema inspiral creadas de esta manera se caracterizan por el hecho de que su plano orbital est\xc3\xa1 fuertemente correlacionado con el plano del disco de acreci\xc3\xb3n y el esp\xc3\xadn del agujero negro supermasivo.\n_START_SECTION_\nProporci\xc3\xb3n de masa extrema inspiral\n_START_PARAGRAPH_\nAdem\xc3\xa1s de los agujeros negros estelares y los agujeros negros supermasivos, se especula que tambi\xc3\xa9n exista una tercera clase de agujeros negros de masa intermedia con masas entre 10\xc2\xb2 y 10\xe2\x81\xb4 M\xe2\x98\x89. Una forma en que \xc3\xa9stos podr\xc3\xadan formarse es a trav\xc3\xa9s de una serie de colisiones de estrellas en un joven c\xc3\xbamulo de estrellas. Si tal c\xc3\xbamulo se forma dentro de los mil a\xc3\xb1os luz del n\xc3\xbacleo gal\xc3\xa1ctico, se hundir\xc3\xa1 hacia el centro debido a la fricci\xc3\xb3n din\xc3\xa1mica. Una vez lo suficientemente cerca, las estrellas son despojadas a trav\xc3\xa9s de las fuerzas de la marea y el agujero negro de masa intermedia puede continuar en un inspiral hacia el agujero negro supermasivo central. Un sistema de este tipo con una relaci\xc3\xb3n de masa de alrededor de 1000 se conoce como una proporci\xc3\xb3n de masa intermedia inspiral (IMRI, por sus siglas en ingl\xc3\xa9s). Existen muchas incertidumbres en cuanto a la frecuencia que se espera para tales eventos, pero algunos c\xc3\xa1lculos sugieren que puede haber hasta varias decenas de estos eventos detectables por LISA al a\xc3\xb1o. Si estos eventos ocurren, resultar\xc3\xa1n en una se\xc3\xb1al de onda gravitacional extremadamente fuerte, que puede ser detectada f\xc3\xa1cilmente._NEWLINE_Otra posible manera de formar una proporci\xc3\xb3n de masa intermedia inspiral es que un agujero negro de masa intermedia en un c\xc3\xbamulo globular capture un objeto compacto de masa estelar a trav\xc3\xa9s de uno de los procesos descritos anteriormente. Dado que el objeto central es mucho m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1o, estos sistemas producir\xc3\xa1n ondas gravitacionales con una frecuencia mucho mayor, abriendo la posibilidad de detectarlas con la pr\xc3\xb3xima generaci\xc3\xb3n de observatorios basados en la Tierra, tales como Advanced LIGO y Advanced VIRGO. Aunque las posibilidades de que ocurran estos eventos son extremadamente inciertas, algunos c\xc3\xa1lculos sugieren que Advanced LIGO puede ver varios de ellos por a\xc3\xb1o.\n_START_SECTION_\nModelo\n_START_PARAGRAPH_\nAunque la onda gravitacional m\xc3\xa1s fuerte de los EMRIs puede ser distinguida con facilidad del ruido instrumental del detector de onda gravitacional, la mayor\xc3\xada de las se\xc3\xb1ales ser\xc3\xa1n enterradas profundamente en el ruido instrumental. Sin embargo, dado que una EMRI pasar\xc3\xa1 por muchos ciclos de ondas gravitacionales (~10\xe2\x81\xb5) antes de hacer la inmersi\xc3\xb3n en el agujero negro supermasivo central, todav\xc3\xada deber\xc3\xada ser posible extraer la se\xc3\xb1al usando un filtrado adaptado. En este proceso, la se\xc3\xb1al observada se compara con una plantilla de la se\xc3\xb1al esperada, amplificando componentes que son similares a la plantilla te\xc3\xb3rica. Para ser eficaz, esto requiere predicciones te\xc3\xb3ricas precisas para las formas de onda de las ondas gravitacionales producidas por una proporci\xc3\xb3n de masa extrema inspiral. Esto, a su vez, requiere una modelizaci\xc3\xb3n precisa de la trayectoria de EMRI._NEWLINE_Las ecuaciones de movimiento en relatividad general son notoriamente dif\xc3\xadciles de resolver de forma anal\xc3\xadtica. Por consiguiente, es necesario utilizar alg\xc3\xban tipo de sistema de aproximaci\xc3\xb3n. Las EMRI son muy adecuadas para esto, ya que la masa del objeto compacto es mucho menor que la del agujero negro supermasivo central. Esto permite que sea ignorado o tratado de manera perturbativa.\n_START_SECTION_\nExpansi\xc3\xb3n post-newtoniana\n_START_PARAGRAPH_\nUn enfoque com\xc3\xban es expandir las ecuaciones de movimiento de un objeto en t\xc3\xa9rminos de su velocidad dividida por la velocidad de la luz, v/c. Esta aproximaci\xc3\xb3n es muy efectiva si la velocidad es muy peque\xc3\xb1a, pero se vuelve bastante inexacta si v/c es mayor a 0,3 aprox. En los sistemas binarios de masa comparable, este l\xc3\xadmite no se alcanza hasta los \xc3\xbaltimos ciclos de la \xc3\xb3rbita. Sin embargo, los EMRIs pasan sus \xc3\xbaltimos mil o un mill\xc3\xb3n de ciclos en este r\xc3\xa9gimen, haciendo de la expansi\xc3\xb3n post-Newtoniana una herramienta inapropiada.\n_START_SECTION_\nRelatividad num\xc3\xa9rica\n_START_PARAGRAPH_\nOtro enfoque es resolver completamente las ecuaciones de movimiento de forma num\xc3\xa9rica. La naturaleza no lineal de la teor\xc3\xada hace que esto sea muy desafiante, pero se ha logrado un \xc3\xa9xito significativo en el modelado num\xc3\xa9rico de la fase final de los inspirales binarios de masa comparable. El gran n\xc3\xbamero de ciclos de un EMRI hace que el enfoque puramente num\xc3\xa9rico sea demasiado costoso en t\xc3\xa9rminos de tiempo de c\xc3\xa1lculo.\n_START_SECTION_\nFuerza gravitacional propia\n_START_PARAGRAPH_\nEl gran valor de la proporci\xc3\xb3n de masas en un EMRI abre otra v\xc3\xada de aproximaci\xc3\xb3n: la expansi\xc3\xb3n en uno sobre la proporci\xc3\xb3n de masas. En orden zeroth, la trayectoria del objeto m\xc3\xa1s ligero ser\xc3\xa1 una geod\xc3\xa9sica en el espacio-tiempo de Kerr generada por el agujero negro supermasivo. Las correcciones en cuanto a la masa finita del objeto m\xc3\xa1s ligero pueden entonces incluirse, de forma ordenada en la proporci\xc3\xb3n de masas, como una fuerza efectiva sobre el objeto. Esta fuerza efectiva se conoce como fuerza gravitacional propia._NEWLINE_Cerca de la \xc3\xbaltima d\xc3\xa9cada, se ha progresado mucho en cuanto a calcular la fuerza gravitacional propia para los EMRI. Se dispone de c\xc3\xb3digos num\xc3\xa9ricos para calcularla en cualquier \xc3\xb3rbita ligada alrededor de un agujero negro no giratorio (Schwarzschild) y se ha realizado progresos significativos en el c\xc3\xa1lculo de la fuerza gravitacional propia alrededor de un agujero negro giratorio.'