Una cuasi-estrella habría resultado del núcleo de una gran protoestrella colapsando en un agujero negro , donde las capas externas de la protoestrella son lo suficientemente masivas como para absorber la explosión de energía resultante sin ser expulsadas o caer en el agujero negro, como ocurre con las supernovas modernas . Una estrella así tendría que tener al menos 1.000 masas solares (2,0 × 10 33 kg). [2] Las cuasi-estrellas también pueden haberse formado a partir de halos de materia oscura que atraen enormes cantidades de gas a través de la gravedad, lo que puede producir estrellas supermasivas con decenas de miles de masas solares. [3] [4] La formación de cuasi-estrellas solo pudo ocurrir temprano en el desarrollo del Universo antes de que el hidrógeno y el helio fueran contaminados por elementos más pesados; por lo tanto, pueden haber sido estrellas muy masivas de Población III . [5] Tales estrellas empequeñecerían a VY Canis Majoris , Mu Cephei y RSGC1-F01 , cuatro de las estrellas modernas más grandes conocidas .
Una vez que el agujero negro se hubiera formado en el núcleo de la protoestrella, continuaría generando una gran cantidad de energía radiante a partir de la caída de material estelar. Esta explosión constante de energía contrarrestaría la fuerza de la gravedad , creando un equilibrio similar al que sustenta las estrellas modernas basadas en la fusión. [6] Las cuasiestrellas habrían tenido una vida máxima corta, aproximadamente 7 millones de años, [7] durante la cual el agujero negro del núcleo habría crecido hasta aproximadamente 1.000–10.000 masas solares (2 × 10 33 –2 × 10 34 kg). [1] [6] Se ha sugerido que estos agujeros negros de masa intermedia son los progenitores de los agujeros negros supermasivos modernos, como el del centro de la Galaxia .
Se predice que las cuasi-estrellas han tenido temperaturas superficiales superiores a 10.000 K (9.700 °C). [6] A estas temperaturas, cada una de ellas sería tan luminosa como una galaxia pequeña. [1] A medida que una cuasi-estrella se enfría con el tiempo, su envoltura exterior se volvería transparente, hasta enfriarse aún más hasta una temperatura límite de 4.000 K (3.730 °C). [6] Esta temperatura límite marcaría el final de la vida de la cuasi-estrella, ya que no hay equilibrio hidrostático a esta temperatura límite o por debajo de ella. [6] El objeto se disiparía rápidamente, dejando atrás el agujero negro de masa intermedia . [6]
Véase también
Acreción (astrofísica) : acumulación de partículas en un objeto masivo al atraer gravitacionalmente más materia.
Disco de acreción : Estructura formada por material difuso en movimiento orbital alrededor de un cuerpo central masivo.
Blitzar – Tipo hipotético de estrella de neutrones
^ abc Battersby, Stephen (29 de noviembre de 2007). "Los agujeros negros más grandes pueden crecer dentro de 'cuasistares'". NewScientist .
^ Ball, Warrick H.; Tout, Christopher A.; Żytkow, Anna N.; Eldridge, John J. (2011). "La estructura y evolución de las cuasi-estrellas". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 414 (3): 2751–2762. arXiv : 1102.5098 . Código Bibliográfico :2011MNRAS.414.2751B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18591.x .
^ Saplakoglu, Yasemin (29 de septiembre de 2017). "Zeroing In on How Supermassive Black Holes Formed". Scientific American . Consultado el 8 de abril de 2019 .
^ Johnson-Goh, Mara (20 de noviembre de 2017). "Cocinando agujeros negros supermasivos en el universo temprano". Astronomy.com . Consultado el 8 de abril de 2019 .
^ Ball, Warrick H.; Tout, Christopher A.; Żytkow, Anna N.; Eldridge, John J. (1 de julio de 2011). "La estructura y evolución de las cuasi-estrellas: La estructura y evolución de las cuasi-estrellas". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 414 (3): 2751–2762. arXiv : 1102.5098 . Código Bibliográfico :2011MNRAS.414.2751B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18591.x .
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^ Schleicher, Dominik RG; Palla, Francesco; Ferrara, Andrea; Galli, Daniele; Latif, Muhammad (25 de mayo de 2013). "Fábricas de agujeros negros masivos: formación de estrellas supermasivas y cuasi estelares en halos primordiales". Astronomía y Astrofísica . 558 : A59. arXiv : 1305.5923 . Bibcode :2013A&A...558A..59S. doi :10.1051/0004-6361/201321949. S2CID 119197147.
Lectura adicional
Ball, Warrick H.; Tout, Christopher A.; Żytkow, Anna N.; Eldridge, John J. (2011). "La estructura y evolución de las cuasi-estrellas". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 414 (3): 2751–2762. arXiv : 1102.5098 . Código Bibliográfico :2011MNRAS.414.2751B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18591.x . S2CID 119239346.
Bola, Warrick H. (2012). "Cuasi-estrellas y el límite de Schönberg-Chandrasekhar". arXiv : 1207.5972 .
Czerny, Bozena; Janiuk, Agnieszka; Sikora, Marek; Lasota, Jean-Pierre (2012). "Chorros cuasi estelares como fuentes de rayos gamma no identificadas". The Astrophysical Journal . 755 (1): L15. arXiv : 1207.1560 . Código Bibliográfico :2012ApJ...755L..15C. doi :10.1088/2041-8205/755/1/L15. S2CID 113397287.
Fiacconi, Davide; Rossi, Elena M. (2017). "Semillas de agujeros negros supermasivos ligeros o pesados: el papel de la rotación interna en el destino de las estrellas supermasivas". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 464 (2): 2259–2269. arXiv : 1604.03936 . doi : 10.1093/mnras/stw2505 .
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Enlaces externos
"Cuasi-estrellas: agujeros negros en el núcleo de las estrellas más grandes del universo". 16 de mayo de 2020.
Agujero negro (15 de diciembre de 2022), La estrella que no debería existir