¿Qué tipo de energía se escapa de los polos de los agujeros negros?

El artículo que has leído no es del todo exacto/correcto. Una imagen más correcta es la siguiente:

1. Una estrella puede acercarse tanto a un agujero negro supermasivo (SMBH) que las fuerzas de marea del SMBH lo desgarran. La distancia a la SMBH a la que esto sucede a menudo se denomina radio de marea . Para un SMBH (no giratorio) con una masa superior a aproximadamente$10^8$METRO$_\odot$, el radio de la marea está dentro del horizonte de eventos y, por lo tanto, este proceso es invisible.

2. Aproximadamente la mitad (dependiendo de la órbita inicial de la estrella) del material estelar es atrapado por el SMBH en órbitas elípticas (la otra mitad escapa en órbitas hiperbólicas), pero debido a las interacciones y disipación del gas (los choques transfieren energía orbital en calor que luego se irradia) pronto se circulariza para formar un disco de acreción (o contribuir a uno existente). (Tenga en cuenta que no se cree que la alimentación de las estrellas sea el mecanismo principal para la formación de discos de acreción; un proceso más probable es la caída directa de las nubes de gas).

3. El material en el disco de acreción orbita el BH en órbitas casi circulares. No puede simplemente caer en el SMBH porque se conserva su momento angular. Sin embargo, el gas en radios adyacentes orbita a diferentes velocidades ( rotación diferencial ), es decir, el disco se está cortando . La viscosidad en el gas hace que el momento angular se transporte hacia el exterior, la masa hacia el interior y el material se caliente. El material en el disco es un plasma caliente (presumiblemente) magnetizado, y se cree que la viscosidad es proporcionada por la llamada inestabilidad magnetorrotacional . Sin embargo, la escala de tiempo para este proceso es muy larga y solo se vuelve eficiente ($\sim10^6$año) bastante cerca ($\sim100$AU) al SMBH.

4. La temperatura del material del disco es extremadamente alta, de modo que irradia rayos X y UV, visibles como cuásares. Esta radiación es la principal salida de energía del BH acumulado y constituye aproximadamente el 10% de la ganancia de energía gravitacional.$mc^2$($m$siendo la masa acrecentada). Esta radiación interactúa con cualquier material circundante (incluido el propio disco de acreción exterior, en particular si está deformado), generando un viento saliente (por su presión de radiación) y posiblemente impidiendo una mayor acreción (esto corresponde al límite de Eddington ).

5. El disco magnetizado giratorio también puede generar flujos de salida bipolares colimados, comúnmente denominados chorros. Sin embargo, en mi humilde opinión, solo una pequeña fracción de la energía puede emitirse en estos chorros, ya que los chorros tienen una entropía baja (están dominados por un movimiento ordenado), mientras que el disco caliente tiene una entropía alta.