Un sistema estelar binario con un agujero negro de unas 70 masas solares

Por Francisco R. Villatoro, el 28 noviembre, 2019. Categoría(s): Astrofísica • Ciencia • Física • Nature • Noticias • Physics • Science ✎ 5

La mayoría de los agujeros negros de masa estelar se han observado en sistemas binarios gracias a los rayos X que emite su disco de acreción de materia; hasta ahora su masa era inferior a 30 masas solares. Se publica en la revista Nature  la detección por el método de la velocidad radial de un agujero negro de unas 70 masas solares (69 ± 12 M☉). El periodo orbital del sistema binario es de 78.9 ± 0.3 días y su excentricidad de 0.03 ± 0.01 (luego la órbita es casi circular). No se observa emisión de rayos X, luego no acreta materia de su compañera (la estrella LB-1, una subgigante de tipo B con una magnitud de ~11.5, una masa de 8 ± 1 M☉, un radio de 9 ± 2 R☉, y una edad de 38 ± 10 millones de años). Si se confirma, será el primer agujero negro de masa estelar con más de 30 masas solares detectado sin usar ondas gravitacionales.

Se ha descubierto gracias a las medidas de velocidad radial obtenidas con el instrumento LAMOST (Large Aperture Multi-Object Spectroscopic Telescope) en Chinas, siendo confirmadas por los instrumentos OSIRIS del Gran Telescopio Canaris (GTC) en España y HIRES en los telescopios Keck en Hawaii. La masa de la primaria invisible depende del ángulo de inclinación de su órbita respecto a la Tierra; se estima en 6.3/7.8/20/84/245 M☉ para inclinaciones de 90°/60°/30°/15°/10°, resp.; como la masa mínima es de 6.3 M☉ solo puede ser un agujero negro. La estimación de la masa es asimétrica, 68+11−13 M☉, que te recuerdo que significa que con una sigma de confianza estadística (o sea, con una certeza del 65%) la masa está en el intervalo [55,79] M☉, siendo la mediana 68 M☉ (en el párrafo indiqué la media, 69 M☉, con su desviación típica).

El gran misterio que rodea a este agujero negro es cómo se ha formado el sistema binario con una estrella compañera tan joven y con tanta metalicidad. Los modelos de evolución estelar permiten explicar la formación de un agujero negro con 70 M☉, sin embargo, la estrella progenitora debería tener un radio superior a 600 R☉, cuando la órbita alrededor de LB-1 tiene un semieje mayor menor de 350 R☉. Además, siendo una órbita muy circular se descarta la captura gravitacional de la estrella por el agujero negro. Luego este sistema binario es muy excepcional; se ha propuesto que fuera un sistema triple con dos agujeros negros que se fusionaron en uno mayor, pero también es difícil de explicar su formación. Así el misterio de su origen solo se resolverá con un ajuste muy fino de los modelos de evolución estelar. Habrá que estar al tanto de los progresos en esta dirección.

Jifeng Liu, Haotong Zhang, …, Xiangqun Cui, “A wide star–black-hole binary system from radial-velocity measurements,” Nature 575: 618-621 (27 Nov 2019), doi: https://doi.org/10.1038/s41586-019-1766-2arXiv:1911.11989 [astro-ph.SR] (27 Nov 2019). Sobre la formación de este sistema binario se ha publicado K.Belczynski, R.Hirschi, …, S.Justham, “The Formation of a 70 Msun Black Hole at High Metallicity,” arXiv:1911.12357 [astro-ph.HE] (27 Nov 2019).

[PS 03 dic 2019] Recomiendo leer a Ethan Siegel, “Sorry Science Fans, Discovering A 70-Solar-Mass Black Hole Is Routine, Not Impossible,” Starts With A Bang, 03 Dec 2019. [/PS]



5 Comentarios

    1. Ambarussa, por encima de tres masas solares, un objeto “invisible” (por ser muy compacto), tiene que ser un agujero negro; no conocemos ningún otro objeto, salvo objetos especulativos mucho más excepcionales (que han sido propuestos en teoría exóticas, pero que no sabemos si existen o no).

  1. Asumiendo que se requiere un trabajo fino de evolución estelar, el la fusión de dos agujeros crece la entropia y su radio. El espacio tiempo unificado también crece. ¿Como queda la singularidad?

    1. Melecio:

      No entiendo lo que preguntas. Pero supongo que quieres saber “algo” sobre la geometría de la singularidad de agujero negro resultante de la fusión de dos agujeros negros. Puesto que en la solución de Schwarschild la singularidad es un punto, imagino que está usted pensando en un agujero negro tipo Kerr.

      Voy a responder la siguiente pregunta: ¿Se puede parametrizar la geometría de la singularidad del agujero negro resultante de la fusión de dos agujeros de tipo Kerr? Respuesta: No.

      Os recomiendo la discusión que comienza en la página 74 del siguiente documento para entender la geometría de la singularidad de un agujero negro de Kerr https://arxiv.org/abs/gr-qc/9707012 .

      La observación clave es la siguiente: si dos agujeros negros de Kerr se fusionan, este proceso debe obedecer la segunda ley de la termodinámica de manera que el área (entropía) del agujero resultante es mayor que la suma de las áreas (entropías) de los agujeros que se fusionan. La Ecuación 4.13 en la página 79 del documento que recomendé se parametriza la singularidad con forma de anillo de la solución de Kerr; podréis notar que esta depende del parámetro a=M/J.

      Ahora todo es cuestión de que vaya a leer la página 117 de las notas de Townsend para conocer que la masa del agujero resultante está acotada inferiormente por la suma de los cuadrados de las masas de los dos agujeros negros que coalescen (desigualdad 6.87). Se obtiene de esta forma una cota inferior para el parámetro a. Lo importante es notar que la geometría de la singularidad resultante depende de “a” y “a” no está determinado de forma unívoca (aunque lo más probable es que la masa resultante sature la desigualdad 6.87).

      Saludos.

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