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Agujero negro estelar

Impresión artística de un agujero negro de masa estelar (izquierda) en la galaxia espiral NGC 300 ; está asociado con una estrella Wolf-Rayet

Un agujero negro estelar (o agujero negro de masa estelar ) es un agujero negro formado por el colapso gravitacional de una estrella . [1] Tienen masas que van desde aproximadamente 5 hasta varias decenas de masas solares . [2] Son los restos de explosiones de supernovas , que pueden observarse como un tipo de estallido de rayos gamma . Estos agujeros negros también se conocen como colapsares .

Propiedades

Según el teorema de ausencia de pelos , un agujero negro solo puede tener tres propiedades fundamentales: masa, carga eléctrica y momento angular. El momento angular de un agujero negro estelar se debe a la conservación del momento angular de la estrella o de los objetos que lo produjeron.

El colapso gravitacional de una estrella es un proceso natural que puede producir un agujero negro. Es inevitable al final de la vida de una estrella masiva, cuando se agotan todas las fuentes de energía estelares. Si la masa de la parte de la estrella que colapsa está por debajo del límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) para la materia degenerada por neutrones , el producto final es una estrella compacta , ya sea una enana blanca (para masas por debajo del límite de Chandrasekhar ) o una estrella de neutrones o una (hipotética) estrella de quarks . Si la estrella que colapsa tiene una masa que excede el límite de TOV, el aplastamiento continuará hasta que se alcance el volumen cero y se forme un agujero negro alrededor de ese punto en el espacio.

La masa máxima que puede tener una estrella de neutrones antes de colapsar y convertirse en un agujero negro no se conoce con exactitud. En 1939, se estimó en 0,7 masas solares, lo que se denomina límite TOV . En 1996, una estimación diferente situó esta masa superior en un rango de entre 1,5 y 3 masas solares. [3] La masa máxima observada de las estrellas de neutrones es de unos 2,14  M ☉ en el caso de PSR J0740+6620, descubierto en septiembre de 2019. [4]

En la teoría de la relatividad general , podría existir un agujero negro de cualquier masa. Cuanto menor sea la masa, mayor debe ser la densidad de materia para que se forme un agujero negro. (Véase, por ejemplo, la discusión en Radio de Schwarzschild , el radio de un agujero negro). No se conocen procesos estelares que puedan producir agujeros negros con una masa inferior a unas pocas veces la masa del Sol. Si existen agujeros negros tan pequeños, lo más probable es que sean agujeros negros primordiales . Hasta 2016, el agujero negro estelar más grande conocido era15,65 ± 1,45 masas solares. [5] En septiembre de 2015, un agujero negro giratorio deSe descubrió un agujero negro de 62 ± 4 masas solares mediante ondas gravitacionales cuando se formó en un evento de fusión de dos agujeros negros más pequeños. [6] En junio de 2020, se informó que el sistema binario 2MASS J05215658+4359220 [7] albergaba el agujero negro de menor masa conocido actualmente por la ciencia, con una masa de 3,3 masas solares y un diámetro de solo 19,5 kilómetros.

Existen evidencias observacionales de otros dos tipos de agujeros negros, que son mucho más masivos que los agujeros negros estelares: los agujeros negros de masa intermedia (en el centro de los cúmulos globulares ) y los agujeros negros supermasivos en el centro de la Vía Láctea y otras galaxias.

Sistemas binarios compactos de rayos X

Los agujeros negros estelares en sistemas binarios cercanos son observables cuando la materia se transfiere desde una estrella compañera al agujero negro; la energía liberada en la caída hacia la estrella compacta es tan grande que la materia se calienta hasta temperaturas de varios cientos de millones de grados y se irradia en rayos X. El agujero negro, por lo tanto, es observable en rayos X, mientras que la estrella compañera puede observarse con telescopios ópticos . La liberación de energía de los agujeros negros y las estrellas de neutrones es del mismo orden de magnitud. Por lo tanto, los agujeros negros y las estrellas de neutrones son a menudo difíciles de distinguir.

Las masas derivadas provienen de observaciones de fuentes compactas de rayos X (combinando datos ópticos y de rayos X). Todas las estrellas de neutrones identificadas tienen una masa inferior a 3,0 masas solares; ninguno de los sistemas compactos con una masa superior a 3,0 masas solares muestra las propiedades de una estrella de neutrones. La combinación de estos hechos hace que sea cada vez más probable que la clase de estrellas compactas con una masa superior a 3,0 masas solares sean, de hecho, agujeros negros.

Cabe señalar que esta prueba de la existencia de agujeros negros estelares no es completamente observacional, sino que se basa en la teoría: no podemos pensar en ningún otro objeto para estos sistemas compactos masivos en sistemas binarios estelares además de un agujero negro. Una prueba directa de la existencia de un agujero negro sería si uno realmente observara la órbita de una partícula (o una nube de gas) que cae en el agujero negro.

Patadas de agujero negro

Las grandes distancias por encima del plano galáctico que alcanzan algunas binarias son el resultado de las patadas natales de los agujeros negros. La distribución de velocidad de las patadas natales de los agujeros negros parece similar a la de las velocidades de patada de las estrellas de neutrones . Se podría haber esperado que los momentos fueran los mismos con los agujeros negros recibiendo una velocidad menor que las estrellas de neutrones debido a su mayor masa, pero ese no parece ser el caso, [8] lo que puede deberse a que la caída de materia expulsada asimétricamente aumenta el momento del agujero negro resultante. [9]

Brechas de masa

Algunos modelos de evolución estelar predicen que los agujeros negros con masas en dos rangos no pueden formarse directamente por el colapso gravitacional de una estrella. Estos a veces se distinguen como brechas de masa "inferior" y "superior", que representan aproximadamente los rangos de 2 a 5 y de 50 a 150 masas solares ( M ☉ ), respectivamente. [10] Otro rango dado para la brecha superior es de 52 a 133 M ☉ . [11] 150  M ☉ se ha considerado como el límite superior de masa para las estrellas en la era actual del universo. [12]

Brecha de masa inferior

Se sospecha que existe una brecha de masa menor debido a la escasez de candidatos observados con masas dentro de unas pocas masas solares por encima de la masa máxima posible de estrella de neutrones. [10] La existencia y la base teórica de esta posible brecha son inciertas. [13] La situación puede complicarse por el hecho de que cualquier agujero negro encontrado en este rango de masa puede haberse creado a través de la fusión de sistemas binarios de estrellas de neutrones, en lugar de un colapso estelar. [14] La colaboración LIGO / Virgo ha informado de tres eventos candidatos entre sus observaciones de ondas gravitacionales en la serie O3 con masas de componentes que caen en esta brecha de masa menor. También se ha informado de una observación de una estrella gigante brillante que gira rápidamente en un sistema binario con un compañero invisible que no emite luz, incluidos rayos X, pero que tiene una masa de3.3+2,8
−0,7masas solares. Esto se interpreta como que sugiere que puede haber muchos agujeros negros de baja masa que actualmente no consumen ningún material y, por lo tanto, son indetectables a través de la firma habitual de rayos X. [15]

Brecha de masa superior

La brecha de masa superior se predice mediante modelos integrales de evolución estelar en etapa tardía. Se espera que con el aumento de masa, las estrellas supermasivas alcancen una etapa donde se produce una supernova de inestabilidad de pares , durante la cual la producción de pares , la producción de electrones libres y positrones en la colisión entre núcleos atómicos y rayos gamma energéticos , reduce temporalmente la presión interna que sostiene el núcleo de la estrella contra el colapso gravitacional. [16] Esta caída de presión conduce a un colapso parcial, que a su vez causa una combustión muy acelerada en una explosión termonuclear descontrolada , lo que resulta en que la estrella explote completamente sin dejar un remanente estelar detrás. [17]

Las supernovas de inestabilidad de pares solo pueden ocurrir en estrellas con un rango de masa de alrededor de 130 a 250 masas solares ( M ☉ ) y metalicidad baja a moderada (baja abundancia de elementos distintos del hidrógeno y helio, una situación común en estrellas de Población III ). Sin embargo, se espera que esta brecha de masa se extienda hasta aproximadamente 45 masas solares por el proceso de pérdida de masa pulsacional por inestabilidad de pares, antes de la ocurrencia de una explosión de supernova "normal" y colapso del núcleo. [18] En estrellas no giratorias, el límite inferior de la brecha de masa superior puede ser tan alto como 60 M ☉ . [19] Se ha considerado la posibilidad de colapso directo en agujeros negros de estrellas con masa de núcleo > 133 M ☉ , lo que requiere una masa estelar total de > 260 M ☉ , pero puede haber pocas posibilidades de observar un remanente de supernova de tan alta masa; es decir, el límite inferior de la brecha de masa superior puede representar un corte de masa. [11]

Las observaciones del sistema LB-1 , en el que se observaba una estrella y una compañera invisible, se interpretaron inicialmente como un agujero negro con una masa de unas 70 masas solares, que quedaría excluido por la brecha de masa superior. Sin embargo, investigaciones posteriores han debilitado esta afirmación.

Los agujeros negros también pueden encontrarse en la brecha de masa a través de mecanismos distintos a los que involucran a una sola estrella, como la fusión de agujeros negros.

Candidatos

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, contiene varios candidatos a agujeros negros de masa estelar (BHC) que están más cerca de nosotros que el agujero negro supermasivo de la región central galáctica . La mayoría de estos candidatos son miembros de sistemas binarios de rayos X en los que el objeto compacto absorbe materia de su compañero a través de un disco de acreción. Los agujeros negros probables en estos pares varían de tres a más de una docena de masas solares . [20] [21] [22]

Extragaláctico

Los candidatos fuera de nuestra galaxia provienen de detecciones de ondas gravitacionales :

Candidatos fuera de nuestra galaxia provenientes de sistemas binarios de rayos X:

La desaparición de N6946-BH1 después de una supernova fallida en NGC 6946 puede haber resultado en la formación de un agujero negro. [49]

Véase también

Referencias

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