Los agujeros negros que no emiten rayos X

Por Francisco R. Villatoro, el 16 enero, 2014. Categoría(s): Astrofísica • Ciencia • Nature • Noticias • Science ✎ 3

Dibujo20140115 black hole - accretion disk - be star binary system

Se cree que la Vía Láctea hay unos 10.000 agujeros negros de masa estelar, pero sólo hemos observado unos 55 candidatos en sistemas binarios de rayos X. Para confirmarlos hay que observar la estrella compañera que alimenta su disco de acreción, lo que permite estimar su masa (sólo unos 17 cuentan con esta confirmación dinámica). Jorge Casares (Instituto de Astrofísica de Canarias) y varios colegas han observado el primer candidato a agujero negro en un sistema binario (MWC 656, o HD 215227) que no emite rayos X (está acompañado por una estrella de tipo Be) y tiene una masa entre 3,8 y 6,9 masas solares. No emitir rayos X podría ser la regla en lugar de la excepción. Jorge Casares es famoso desde 1992, cuando publicó en Nature la primera confirmación de un agujero negro (V404 Cygni). La técnica usada promete futuras detecciones de otros agujeros negros que no sean fuentes de rayos X.

Nos lo cuenta M. Virginia McSwain, “Astrophysics: Black hole found orbiting a fast rotator,” Nature 505: 296-297, 16 Jan 2014; el nuevo artículo técnico es J. Casares et al., “A Be-type star with a black-hole companion,” Nature 505: 378-381, 16 Jan 2014;  el artículo que le hizo famoso es J. Casares et al., “A 6.5-day periodicity in the recurrent nova V404 Cygni implying the presence of a black hole,” Nature 355: 614-617, 13 Feb 1992. Recomiendo leer “Investigadores españoles descubren el primer agujero negro orbitando alrededor de una estrella “peonza”,” IAC News, 15 Ene 2014.

Dibujo20140115 The radial velocity curves of the Be star and its companion

Los agujeros negros de masa estelar son resultado del colapso del núcleo de estrellas con más de 25 masas solares durante su explosión como supernovas (si la masa está entre 8 y 25 masas solares se formará una estrella de neutrones). Las estrellas tan masivas suelen formar parte de sistemas estelares binarios (con dos o más estrellas) y en algunos casos alguna de las compañeras sobrevive a la supernova y forma un sistema binario con su remanente (agujero negro o estrella de neutrones). Se estima que hay decenas de millones de estrellas en la Vía Láctea con masa suficiente para colapsar formando agujeros negros.

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MWC 656 es una estrella de tipo Be con una masa entre 10 y 16 masas solares que se encuentra en la constelación de Lacerta (el Lagarto) a 8.500 años luz de la Tierra. Una estrella Be es de color blaquiazul (tipo espectral B) con fuertes líneas de emisión del hidrógeno y líneas prohibidas de baja ionización de algunos metales (principalmente FeII y NII). Las capas externas de estas estrellas giran muy rápido (se estima que en MCW 656 superan el millón de kilómetros por hora). El nuevo agujero negro que no emite rayos X, lo que implica que la materia que roba a su compañera no cae en su interior (horizonte de sucesos). El disco de acreción tiene que tener una forma anular con el agujero negro en su centro. La razón puede ser el gran momento angular de las capas externas de la estrella que se transfiere al disco de acreción, permitiendo que forme un anillo.



3 Comentarios

  1. ¿Es posible revertir un agujero negro posicionando masas de forma estratégica en sus proximidades?

    Se supone que si el anillo va ganando masa irá deformando el horizonte de sucesos ¿no?

  2. Supongo que al llegar a la fase del hierro, el núcleo de una Be gira tan rápido que no puede colapsar al estilo de las supernovas tipo II.

    Quizá el núcleo se fragmente y, mientras el centro se colapsa, quede un toroide ecuatorial no colapsable ni acretable debido a su velocidad. Una especie de Saturno de neutrones.

    O quizá, debido a su rapidísima rotación, las Be expulsen su “masa crítica” al espacio antes de llegar a la fase del hierro, con lo cual no podrían convertirse en supernovas tipo II por falta de masa.

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Por Francisco R. Villatoro, publicado el 16 enero, 2014
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