Cuando una estrella neutra con campo magnético colapsa para formar un agujero negro, ¿qué le ocurre al campo magnético?

Question

Según el teorema del no-pelo, los agujeros negros sólo se caracterizan por la masa, la carga y el momento angular. Si la estrella es neutra, el agujero negro sólo tendrá masa y momento angular, por lo que no puede tener un campo magnético dipolar. ¿Adónde ha ido a parar?

---

Estas tres preguntas son similares, pero creo que las respuestas serán diferentes para cada una de ellas:

¿Qué le ocurre a un campo magnético incrustado cuando se forma un agujero negro a partir de polvo cargado en rotación? Me parece que un agujero negro cargado en rotación debe tener un dipolo magnético dipolar. Pero la fuerza del campo dipolar parece un parámetro extra que los agujeros negros están prohibidos por el teorema del no-pelo.

Si un monopolo magnético cae en un agujero negro de schwarzchild, ¿qué le ocurre al campo magnético? Aquí sólo habría líneas de campo magnético radiales que salieran del horizonte de sucesos hasta el infinito. Así que si la carga magnética se cuenta como carga esto no debería ser un problema. Pero si el agujero negro estuviera rotando ¿no produciría eso un campo eléctrico dipolar?

Cuando una estrella neutra con campo magnético colapsa para formar un agujero negro, ¿qué le ocurre al campo magnético? Aquí no hay carga por lo que ¿cómo puede haber un campo magnético asociado con un agujero negro? Eso violaría definitivamente la teorema del no-pelo.

Answer 1

En este preprint hay una prueba del colapso de una estrella de neutrones magnetizada (caso 3): http://arxiv.org/abs/arXiv:1208.3487 .

He aquí parte del texto y las figuras de ese artículo que describen cómo se expulsa el campo magnético:

3. Colapso magnetizado hacia un agujero negro

Nuestra prueba final y más completa está representada por el colapso a un BH de una estrella magnetizada no giratoria. Esto es más que una prueba numérico, ya que simula un proceso que se espera que tenga lugar en condiciones astrofísicamente realistas, como las que acompañan que acompañan a la fusión de un sistema binario de estrellas de neutrones magnetizadas [26, 27], o de una estrella de neutrones magnetizada en acreción. El interés de El interés de este proceso radica en que el colapso no sólo será una fuente de ondas gravitacionales, sino también de radiación electromagnética, que podría ser potencialmente detectable (directamente o como señal procesada). procesada). El plasma magnetizado y los campos electromagnéticos que electromagnéticos que rodean a la estrella reaccionarán dinámicamente al rápidamente cambiantes y fuertes campos gravitatorios de la estrella en colapso y y responderán emitiendo radiación electromagnética. Por supuesto, no ondas gravitacionales en el caso de una estrella no giratoria. en el caso de una estrella no giratoria, pero podemos explorar con una precisión sin precedentes precisión sin precedentes de la emisión electromagnética y evaluar, en particular, la eficiencia del proceso y, por tanto, estimar cuánta de la disponible se irradia realmente en forma de ondas electromagnéticas. Nuestra configuración también nos permite investigar la dinámica de los campos campos electromagnéticos una vez que se forma un BH y, por tanto, evaluar la validez del teorema del no-pelo, que predice el decaimiento exponencial de cualquier campo electromagnético en términos del Modo Cuasi Normal (QNM) del BH.

...

A medida que avanza el colapso, la densidad de la masa de reposo en el centro y el curvatura del espaciotiempo aumentan hasta que se forma un horizonte aparente. horizonte aparente en t = 0,57 ms, marcado con una delgada línea roja en la Fig. 12. A medida que la materia estelar se acumula en el BH (la masa en reposo fuera de del horizonte $M_{b, out} = 0$ es cero por $t \geq 0.62$ ms), el campo magnético externo anclado en la superficie estelar se desconecta, formando bucles cerrados de campo magnético que transportan la energía electromagnética en forma de radiación dipolar. electromagnética en forma de radiación dipolar. Este proceso, que se ha descrito mediante un modelo analítico no relativista simplificado en la Ref. [52], predice la presencia de regiones en las que |E| > |B| a medida que el campo eléctrico toroidal se propaga fuera del campo magnético. a medida que el campo eléctrico toroidal se propaga hacia el exterior como una onda. Este proceso puede observarse muy claramente en la Fig. 13, que muestra los mismos tres paneles inferiores de la Fig. 12 en una escala más pequeña de sólo 15 km para resaltar la dinámica cerca del horizonte. En particular, ahora está muy claro que se construye un conjunto cerrado de líneas de campo magnético justo fuera del horizonte en t = 1,0 ms, que se irradia hacia fuera. Obsérvese también que nuestra elección de calibres (que son los mismos utilizados en [61]) nos permite modelar sin problemas también la solución dentro del horizonte aparente. Mientras que el panel izquierdo de la Fig. 13 muestra que la mayor parte de la masa en reposo se disipada ya en t = 0.65 ms (ver discusión en [62] sobre por qué ocurre esto), parte de la materia permanece en la rejilla cerca de la singularidad, anclando allí el campo magnético que evoluciona lentamente como se muestra en los paneles central y derecho.