.jpg/1280px-Artist%E2%80%99s_impression_of_the_black_hole_inside_NGC_300_X-1_(ESO_1004a).jpg)
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 restos de explosiones de supernovas , que pueden observarse como una especie de estallido de rayos gamma . Estos agujeros negros también se conocen como colapsares .
Según el teorema del no pelo , un agujero negro sólo 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 que al final de la vida de una estrella masiva se agoten todas las fuentes de energía estelar. Si la masa de la parte de la estrella que colapsa está por debajo del límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) para 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 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 poseer una estrella de neutrones antes de colapsar en un agujero negro no se comprende completamente. 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 1,5 a 3 masas solares. [3] La masa máxima observada de las estrellas de neutrones es de aproximadamente 2,14 M ☉ para PSR J0740+6620 descubierta en septiembre de 2019. [4]
En la teoría de la relatividad general , podría existir un agujero negro de cualquier masa. Cuanto menor es la masa, mayor debe ser la densidad de la materia para que se forme un agujero negro. (Véase, por ejemplo, la discusión sobre el 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 en rotación de62 ± 4 masas solares fue descubierta por ondas gravitacionales cuando se formó en un evento de fusión de dos agujeros negros más pequeños. [6] En junio de 2020[actualizar], se informó que el sistema binario 2MASS J05215658+4359220 [7] albergaba el agujero negro de masa más pequeña actualmente conocido por la ciencia, con una masa de 3,3 masas solares y un diámetro de solo 19,5 kilómetros.
Existe evidencia observacional de otros dos tipos de agujeros negros, que son mucho más masivos que los agujeros negros estelares. Son agujeros negros de masa intermedia (en el centro de los cúmulos globulares ) y agujeros negros supermasivos en el centro de la Vía Láctea y otras galaxias.
Los agujeros negros estelares en sistemas binarios cercanos son observables cuando la materia se transfiere de una estrella compañera al agujero negro; La energía liberada en la caída hacia la estrella compacta es tan grande que la materia se calienta a temperaturas de varios cientos de millones de grados y se irradia en rayos X. Por tanto, el agujero negro es observable en rayos X, mientras que su 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 tanto, los agujeros negros y las estrellas de neutrones suelen ser difíciles de distinguir.
Las masas derivadas provienen de observaciones de fuentes compactas de rayos X (que combinan 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 en realidad agujeros negros.
Tenga en cuenta que esta prueba de la existencia de agujeros negros estelares no es enteramente observacional, sino que se basa en la teoría: no podemos pensar en ningún otro objeto para estos sistemas compactos masivos en estrellas binarias además de un agujero negro. Una prueba directa de la existencia de un agujero negro sería si realmente se observara la órbita de una partícula (o una nube de gas) que cae en el agujero negro.
Las grandes distancias sobre el plano galáctico alcanzadas por algunas binarias son el resultado de las patadas natales de los agujeros negros. La distribución de velocidades de las patadas natales de los agujeros negros parece similar a la de las velocidades de patadas 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 la caída- detrás de materia expulsada asimétricamente aumentando el impulso del agujero negro resultante. [9]
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. 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 el espacio superior es de 52 a 133 M ☉ . [11] 150 M ☉ se ha considerado como el límite superior de masa de las estrellas en la era actual del universo. [12]
Se sospecha 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 masas puede haber sido creado mediante 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 el experimento O3 con masas componentes que caen en esta brecha de masa inferior. También se ha informado de la observación de una estrella gigante brillante que gira rápidamente en un sistema binario con una compañera invisible que no emite luz, incluidos rayos X, pero que tiene una masa de3.3+2,8
−0,7masas solares. Se interpreta que esto sugiere que puede haber muchos agujeros negros de baja masa que actualmente no consumen material y, por lo tanto, son indetectables mediante la firma habitual de rayos X. [15]
La brecha de masa superior se predice mediante modelos integrales de evolución estelar en etapas tardías. Se espera que con el aumento de masa, las estrellas supermasivas alcancen una etapa en la que se produzca una supernova de inestabilidad de pares , durante la cual la producción de pares , la producción de electrones y positrones libres en la colisión entre núcleos atómicos y rayos gamma energéticos , reduzca temporalmente la presión interna que soporta. el núcleo de la estrella contra el colapso gravitacional. [16] Esta caída de presión conduce a un colapso parcial, que a su vez provoca una combustión muy acelerada en una explosión termonuclear desbocada , 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 el helio, una situación común en las estrellas de Población III )) . Sin embargo, se espera que esta brecha de masa se extienda hasta aproximadamente 45 masas solares mediante el proceso de pérdida de masa pulsacional por inestabilidad de pares, antes de que ocurra una explosión de supernova "normal" y un colapso del núcleo. [18] En estrellas que no giran, el límite inferior de la brecha de masa superior puede ser tan alto como 60 M ☉ . [19] Se ha considerado la posibilidad de un colapso directo en agujeros negros de estrellas con una masa central > 133 M ☉ , que requiere una masa estelar total de > 260 M ☉ , pero puede haber pocas posibilidades de observar un remanente de supernova de tanta masa; es decir, el límite inferior del espacio de masa superior puede representar un límite de masa. [11]
Las observaciones del sistema LB-1 de una estrella y una compañera invisible se interpretaron inicialmente en términos de un agujero negro con una masa de aproximadamente 70 masas solares, que quedaría excluido por la brecha de masa superior. Sin embargo, nuevas investigaciones han debilitado esta afirmación.
Los agujeros negros también pueden encontrarse en la brecha de masa a través de mecanismos distintos a los que involucran una sola estrella, como la fusión de agujeros negros.
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, contiene varios candidatos a agujeros negros de masa estelar (BHC, por sus siglas en inglés) que están más cerca de nosotros que el agujero negro supermasivo en la región del centro galáctico . La mayoría de estos candidatos son miembros de sistemas binarios de rayos X en los que el objeto compacto extrae materia de su compañero a través de un disco de acreción. Los probables agujeros negros en estos pares oscilan entre tres y más de una docena de masas solares . [20] [21] [22]
Los candidatos fuera de nuestra galaxia provienen de detecciones de ondas gravitacionales :
La desaparición de N6946-BH1 tras una supernova fallida en NGC 6946 puede haber dado lugar a la formación de un agujero negro. [31]
