Agujero negro estelar - Stellar black hole

No confundir con la estrella del agujero negro .

Un agujero negro estelar (o agujero negro de masa estelar ) es un agujero negro formado por el colapso gravitacional de una estrella . Tienen masas que van desde aproximadamente 5 hasta varias decenas de masas solares . El proceso se observa como una explosión de hipernova o como un estallido de rayos gamma . Estos agujeros negros también se conocen como colapsos .

Propiedades

Según el teorema de la ausencia de pelo , un agujero negro solo puede tener tres propiedades fundamentales: masa, carga eléctrica y momento angular / giro. Se cree que todos los agujeros negros formados en la naturaleza tienen algún giro. El giro de un agujero negro estelar se debe a la conservación del momento angular de la estrella u 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 grande cuando se agotan todas las fuentes de energía estelar. Si la masa de la parte colapsada de la estrella 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 estrella de quark (hipotética) . Si la estrella que colapsa tiene una masa que excede el límite de TOV, el aplastamiento continuará hasta que se logre un 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 (sin convertirse en un agujero negro) no se comprende completamente. En 1939, se estimó en 0,7 masas solares, llamado límite TOV . En 1996, una estimación diferente colocó esta masa superior en un rango de 1,5 a 3 masas solares.

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 formar un agujero negro. (Véase, por ejemplo, la discusión sobre el radio de Schwarzschild , el radio de un agujero negro). No se conocen procesos 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 tenía 15,65 ± 1,45 masas solares. En septiembre de 2015, un agujero negro giratorio de 62 ± 4 masas solares fue descubierto por ondas gravitacionales cuando se formó en un evento de fusión de dos agujeros negros más pequeños. En junio de 2020, se informó que el sistema binario 2MASS J05215658 + 4359220 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.

Existe evidencia de observación 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.

Sistemas binarios compactos de rayos X

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 . El agujero negro, por lo tanto, se puede observar en rayos X, mientras que la estrella compañera se puede observar 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 suelen ser difíciles de distinguir.

Sin embargo, las estrellas de neutrones pueden tener propiedades adicionales. Muestran rotación diferencial y pueden tener un campo magnético y exhibir explosiones localizadas (estallidos termonucleares). Siempre que se observan tales propiedades, el objeto compacto en el sistema binario se revela como una estrella de neutrones.

Las masas derivadas provienen de observaciones de fuentes de rayos X compactas (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 de hecho agujeros negros.

Tenga en cuenta 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 binarios estelares además de un agujero negro. Una prueba directa de la existencia de un agujero negro sería si uno realmente observa la órbita de una partícula (o una nube de gas) que cae dentro del agujero negro.

Patadas de agujero negro

Las grandes distancias por encima del plano galáctico logradas 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 . Uno podría haber esperado que los momentos fueran los mismos con los agujeros negros que reciben una velocidad más baja que las estrellas de neutrones debido a su mayor masa, pero ese no parece ser el caso, lo que puede deberse a la caída de forma asimétrica. materia expulsada aumentando el impulso del agujero negro resultante.

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 los espacios de masa "inferior" y "superior", que representan aproximadamente los rangos de 2 a 5 y 50 a 150 masas solares ( M ☉ ), respectivamente. Otro rango dado para el espacio superior es de 52 a 133 M ☉ . 150  M ☉ se ha considerado como el límite superior de masa de las estrellas en la era actual del universo.

Espacio de masa inferior

Se sospecha una brecha de masa menor sobre la base de la escasez de candidatos observados con masas dentro de unas pocas masas solares por encima de la masa máxima posible de estrellas de neutrones. La existencia y la base teórica de esta posible brecha son inciertas. La situación puede complicarse por el hecho de que cualquier agujero negro encontrado en este rango de masas puede haber sido creado a través de la fusión de sistemas binarios de estrellas de neutrones, en lugar del colapso estelar. La colaboración LIGO / Virgo ha informado de tres eventos candidatos entre sus observaciones de ondas gravitacionales en la ejecución O3 con masas componentes que caen en esta brecha de masa inferior. También se ha informado de una 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. Esto se interpreta para sugerir que puede haber muchos de estos agujeros negros de baja masa que actualmente no consumen ningún material y, por lo tanto, son indetectables a través de la firma de rayos X habitual.

Espacio de masa superior

La brecha de masa superior se predice mediante modelos completos de evolución estelar en etapa tardía. 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 libres y positrones en la colisión entre núcleos atómicos y rayos gamma energéticos , reduce temporalmente la presión interna que soporta. núcleo de la estrella contra el colapso gravitacional. Esta caída de presión conduce a un colapso parcial, que a su vez causa muy acelerado quema en un fugitivo explosión termonuclear, resultando en la estrella se sopla completamente aparte sin dejar detrás remanente estelar.

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 por el proceso de pérdida de masa pulsante de inestabilidad de pares, antes de que ocurra una explosión de supernova "normal" y el colapso del núcleo. En las estrellas que no giran, el límite inferior del espacio de masa superior puede ser tan alto como 60 M ☉ . Se ha considerado la posibilidad de un colapso directo en agujeros negros de estrellas con masa central> 133 M ☉ , lo que requiere una masa estelar total de> 260 M ☉ , pero puede haber pocas posibilidades de observar un remanente de supernova de masa tan alta; es decir, el límite inferior del espacio de masa superior puede representar un límite de masa.

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 excluida por la brecha de masa superior. Sin embargo, más investigaciones han debilitado esta afirmación.

Los agujeros negros también se pueden encontrar 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

Ver también: Lista de agujeros negros y Lista de agujeros negros más cercanos

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, contiene varios candidatos de agujero negro de masa estelar (BHC) 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 .

Nombre Masa BHC
( masas solares )		 Masa acompañante
(masas solares)		 Período orbital
(días)		 Distancia de la Tierra
( años luz )		 Localización
LB-1 68 + 11 / -13 8 78,9 15.000 06:11:49 +22: 49: 32
A0620-00 / V616 lunes 11 ± 2 2.6–2.8 0,33 3500 06:22:44 -00: 20: 45
GRO J1655-40 / V1033 Sco 6,3 ± 0,3 2.6–2.8 2.8 5.000-11.000 16:54:00 -39: 50: 45
XTE J1118 + 480 / KV UMa 6,8 ± 0,4 6−6,5 0,17 6.200 11:18:11 +48: 02: 13
Cyg X-1 11 ± 2 ≥18 5,6 6.000–8.000 19:58:22 +35: 12: 06
GRO J0422 + 32 / V518 Por 4 ± 1 1.1 0,21 8.500 04:21:43 +32: 54: 27
GRO J1719-24 ≥4,9 ~ 1.6 posiblemente 0.6 8.500 17:19:37 -25: 01: 03
GS 2000 + 25 / QZ Vul 7,5 ± 0,3 4.9–5.1 0,35 8.800 20:02:50 +25: 14: 11
V404 Cyg 12 ± 2 6.0 6.5 7.800 ± 460 20:24:04 +33: 52: 03
GX 339-4 / V821 Ara 5.8 5-6 1,75 15.000 17:02:50 -48: 47: 23
GRS 1124-683 / GU Mus 7,0 ± 0,6 0,43 17.000 11:26:27 -68: 40: 32
XTE J1550-564 / V381 Nor 9,6 ± 1,2 6,0–7,5 1,5 17.000 15:50:59 -56: 28: 36
4U 1543-475 / IL Lupi 9,4 ± 1,0 0,25 1.1 24.000 15:47:09 -47: 40: 10
XTE J1819-254 / V4641 Sgr 7,1 ± 0,3 5-8 2,82 24.000–40.000 18:19:22 -25: 24: 25
GRS 1915 + 105 / V1487 Aql 14 ± 4.0 ~ 1 33,5 40.000 19:15:12 +10: 56: 44
XTE J1650-500 9,7 ± 1,6 . 0,32 16:50:01 -49: 57: 45

Extragaláctico

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

Fuera de nuestra galaxia
Nombre Masa BHC
( masas solares )		 Masa acompañante
(masas solares)		 Período orbital
(días)		 Distancia de la Tierra
( años luz )		 Localización
GW150914 (62 ± 4) M ☉ 36 ± 4 29 ± 4 . 1.3 mil millones
GW170104 (48,7 ± 5) M ☉ 31,2 ± 7 19,4 ± 6 . 1.4 billones
GW151226 (21,8 ± 3,5) M ☉ 14,2 ± 6 7,5 ± 2,3 . 2.9 mil millones

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

Ver también

Referencias

enlaces externos