Burato negro estelar

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Saltar ata a navegación Saltar á procura

Un burato negro estelar (ou burato negro de masa estelar) é un burato negro formado polo colapso gravitacional dunha estrela masiva.[1] As súas masas varían entre 5 e varias decenas de veces a masa solar.[2] Este tipo de buratos negros tamén se denominan colapsares.

Hai probas observacionais de que hai outros dous tipos de buratos negros que son moito máis masivos que os buratos negros estelares. Son os buratos negros de masa intermedia (no centro de cúmulos globulares) e os buratos negros supermasivos, como o situado no centro da Vía Láctea e outras galaxias.

Propiedades[editar | editar a fonte]

Segundo o teorema no-hair (sen pelos), un burato negro só pode ter tres propiedades fundamentais: masa, carga eléctrica e momento angular (espín). Crese que os buratos negros que se formaron na natureza teñen todos espín, aínda que non se rexistrou ningunha observación definitiva de dito espín. O espín dun burato negro estelar débese á conservación do momento angular da estrela que o orixinou.

O colapso gravitacional dunha estrela é un proceso natural que pode producir un burato negro. É inevitable ao final da vida dunha estrela, cando todas as fontes enerxéticas da estrela se esgotaron. Se a masa da parte que se colapsa da estrela está por debaixo do límite de Tolman–Oppenheimer–Volkoff (TOV) para materia dexenerada de neutróns, o produto final é unha estrela compacta, quer unha anana branca (para masas por debaixo do límite de Chandrasekhar) quer unha estrela de neutróns ou unha (hipotética) estrela de quarks. Se a estrela que se colapsa ten unha masa que excede o límite TOV, a contracción continuará ata chegar ao volume cero (singularidade) e nese punto do espazo fórmase un burato negro.

A masa máxima que pode posuír unha estrela de neutróns (sen converterse en burato negro) non se coñece ben. En 1939, estimábase en 0,7 masas solares, que era o chamado límite TOV. En 1996, unha estimación diferente elevou esta masa superior a un rango entre 1,5 e 3 masas solares.[3]

Na teoría da relatividade xeral, un burato negro podería existir con calquera masa. Pero canto menor sexa a masa, maior ten que ser a densidade da materia para que se forme un burato negro. Non se coñece ningún proceso que poida producir buratos negros con masas menores dunhas poucas veces a masa solar. Se existen buratos negros tan pequenos, son probablemente buratos negros primordiais. Ata 2016, o burato negro estelar máis grande coñecido tiña 15,65±1,45 masas solares.[4] En setembro de 2015, descubriuse un burato negro de 62±4 masas solares estudando ondas gravitacionais que se formaron nun evento de fusión de dous pequenos buratos negros.[5] En abril de 2008, a NASA e outros informaron do descubrimento de que XTE J1650-500[6][7][8] era o burato negro de menor masa coñecido, cunha masa de 3,8 masas solares e un diámetro de só 24 km. Porén, esta afirmación foi posteriormente rectificada, xa que a súa masa máis probable é de 5 a 10 masas solares.

Sistemas binarios compactos de raios X[editar | editar a fonte]

Os buratos negros estelares en sistemas binarios próximos son observables cando a materia se transfire desde unha estrela compañeira ao burato negro. A liberación de enerxía na caída cara á estrela compacta é tan grande que a materia quéntase ata temperaturas de varios centos de millóns de graos e radia en forma de raios X (astronomía de raios X). A presenza do burato negro é, por tanto, observable en raios X, mentres que a estrela compañeira pode observarse con telescopios ópticos. A liberación de enerxía nun burato negro e estrela de neutróns son da mesma orde de magnitude. Os buratos negros e as estrelas de neutróns son a miúdo difíciles de distinguir.

Porén, as estrelas de neutróns teñen propiedades adicionais. Mostran rotación diferencial, e teñen un campo magnético e presentan explosións localizadas (explosións termonucleares). Sempre que se observen esas propiedades, o obxecto compacto do sistema binario é unha estrela de neutróns.

As masas derivadas proceden de observacións de fontes compactas de raios X (combinando datos de raios X e datos ópticos). Todas as estrelas de neutróns identificadas teñen unha masa por debaixo de 2,0 masas solares. Ningún dos sistemas compactos cunha masa por riba de 2,0 masas solares mostra as propiedades dunha estrela de neutróns. A combinación destes factores fai máis probable que esta clase de estrelas compactas cunha masa por riba de 2,0 masas solares sexan de feito buratos negros.

Nótese que esta proba da existencia de buratos negros estelares non é enteiramente observacional, senón que depende de consideracións teóricas: Pódese pensar que estes obxectos masivos en sistemas estelares binarios non poden ser outra cousa que buratos negros. Unha proba directa da existencia dun burato negro sería que se puidese observar a órbita dunha partícula ou nube de gas que cae dentro do burato negro.

Candidatos[editar | editar a fonte]

A nosa Vía Láctea contén varios candidatos a buratos negros de masa estelar que están máis próximos á Terra que o burato negro supermasivo da rexión do centro galáctico. A maioría destes candidatos forman parte de sistemas binarios de raios X nos cales o obxecto compacto arrastra materia da súa compañeira por medio dun disco de acreción. Os probables buratos negros nestas parellas teñen unha masa que varía entre 3 e máis de 12 masas solares.[9][10][11]

Nome Masa do candidato a burato negro
(en masas solares)
Masa da compañeira
(masas solares)
Período orbital
(días)
Distancia desde Terra
(anos luz)
Localización [12]
A0620-00/V616 Mon 11 ± 2 2,6–2,8 0,33 uns 3500 06:22:44 -00:20:45
GRO J1655-40/V1033 Sco 6,3 ± 0,3 2,6–2,8 2,8 5000−11000 16:54:00 -39:50:45
XTE J1118+480/KV UMa 6,8 ± 0,4 6−6,5 0,17 6200 11:18:11 +48:02:13
Cyg X-1 11 ± 2 ≥18 5,6 6000–8000 19:58:22 +35:12:06
GRO J0422+32/V518 Per 4 ± 1 1,1 0,21 uns 8500 04:21:43 +32:54:27
GRO J1719-24 ≥4,9 ~1,6 posiblemente 0,6[13] uns 8500 17:19:37 -25:01:03
GS 2000+25/QZ Vul 7,5 ± 0,3 4,9–5,1 0,35 uns 8800 20:02:50 +25:14:11
V404 Cyg 12 ± 2 6,0 6,5 7800±460[14] 20:24:04 +33:52:03
GX 339-4/V821 Ara 5–6 1,75 uns 15000 17:02:50 -48:47:23
GRS 1124-683/GU Mus 7,0 ± 0,6 0,43 uns 17000 11:26:27 -68:40:32
XTE J1550-564/V381 Nor 9,6 ± 1,2 6,0–7,5 1,5 uns 17000 15:50:59 -56:28:36
4U 1543-475/IL Lupi 9,4 ± 1,0 0,25 1,1 uns 24000 15:47:09 -47:40:10
XTE J1819-254/V4641 Sgr 7,1 ± 0,3 5–8 2,82 24000 – 40000[15] 18:19:22 -25:24:25
GRS 1915+105/V1487 Aql 14 ± 4,0 ~1 33,5 uns 40000 19:15;12 +10:56:44
XTE J1650-500 9,7 ± 1,6 [16] . 0,32[17] 16:50:01 -49:57:45
GW150914 (62 ± 4) M☉ 36 ± 4 29 ± 4 . 1,3 miles de millóns
GW151226 (21,8 ± 3,5) M☉ 14,2 ± 6 7,5 ± 2.3 . 2,9 miles de millóns
GW170104 (48,7 ± 5) M☉ 31,2 ± 7 19,4 ± 6 . 1,4 miles de millóns

A desaparición de N6946-BH1 despois dun evento de supernova fallida ocorrido en NGC 6946 puido ter como resultado a formación dun burato negro.[18]

Notas[editar | editar a fonte]

  1. Celotti, A.; Miller, J.C.; Sciama, D.W. (1999). "Astrophysical evidence for the existence of black holes". Classical and Quantum Gravity 16 (12A): A3–A21. arXiv:astro-ph/9912186. doi:10.1088/0264-9381/16/12A/301. 
  2. Hughes, Scott A. (2005). "Trust but verify: The case for astrophysical black holes". arXiv:hep-ph/0511217 [hep-ph]. 
  3. I. Bombaci (1996). "The Maximum Mass of a Neutron Star". Astronomy and Astrophysics 305: 871–877. Bibcode:1996A&A...305..871B. .
  4. Nature 449, 799–801 (18 October 2007)
  5. Abbott, BP; et al. (2016). "Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger". Phys. Rev. Lett. 116: 061102. PMID 26918975. doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102. 
  6. "NASA - NASA Scientists Identify Smallest Known Black Hole". nasa.gov. 
  7. "HOUSTON, WE'VE HAD A PROBLEM". Astronomy.com. 
  8. "Smallest, lightest black hole ever is identified". 1 April 2008. 
  9. J. Casares: Observational evidence for stellar-mass black holes. Preprint
  10. M.R. Garcia et al.: Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae. Preprint
  11. J.E. McClintock and R.A. Remillard: Black Hole Binaries. Preprint
  12. Coordenadas ICRS obtidas de SIMBAD. Formato: ascensión recta (hh:mm:ss) ±declinación (dd:mm:ss).
  13. Masetti, N.; Bianchini, A.; Bonibaker, J.; della Valle, M.; Vio, R. (1996). "The superhump phenomenon in GRS 1716-249 (=X-Ray Nova Ophiuchi 1993)". Astronomy and Astrophysics 314. 
  14. Miller-Jones, J. A. C.; Jonker; Dhawan. "The first accurate parallax distance to a black hole". The Astrophysical Journal Letters 706 (2): L230. Bibcode:2009ApJ...706L.230M. arXiv:0910.5253. doi:10.1088/0004-637X/706/2/L230. 
  15. Orosz et al. A Black Hole in the Superluminal source SAX J1819.3-2525 (V4641 Sgr) Preprint
  16. "Scientists Discovered the Smallest Black Hole" (PDF). 
  17. Orosz, J.A. et al. (2004) ApJ 616,376–382.[1], Volume 616, Issue 1, pp. 376–382.
  18. Adams, S. M.; Kochanek, C. S; Gerke, J. R.; Stanek, K. Z.; Dai, X. (9 September 2016). "The search for failed supernovae with the Large Binocular Telescope: conformation of a disappearing star". arXiv:1609.01283v1. 

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]