Agujeros Negros en Sistemas Binarios

Tras el colapso de la etapa de estrella de neutrones, las estrellas con masas de menos de 2-3 masas solares permanecen como estrellas de neutrones, irradiando gradualmente su energía, porque no existe un mecanismo conocido para una combinación adicional, y las fuerzas entre los neutrones la previene de futuros colapsos. Pero esta fuerza de neutrones es la última batalla, y nuestros mejores cálculos indican que esta repulsión que evita el colapso no puede resistir la fuerza de gravedad de las estrellas de más de 2 a 3 masas solares. Estas estrellas de neutrones se colapsarían hacia una extensión espacial cero -hacia una "singularidad"-. Una vez colapsada, pasado de un cierto radio, aparece el "horizonte de sucesos", entonces ni siquiera la luz puede escapar: se tiene un agujero negro.

Dado que los agujeros negros, por su propia definición no pueden ser observados directamente, la prueba de su existencia es difícil. La evidencia más fuerte para los agujeros negros proviene de los sistemas binarios, en los que pueden verse una estrella visible orbitando alrededor de un compañero enorme que no se ve. La evidencia indirecta del agujero negro Cygnus X-1 es un buen ejemplo de la búsqueda de agujeros negros. Otro excelente candidato es un objeto que fue descubierto en una de las Nubes de Magallanes. Algunos astrónomos creen que el sistema binario V404 Cygni es un candidato más fuerte todavía.

Cygnus X-1

Los estudios Doppler de este supergigante azul en Cygnus indican un período de 5,6 días en órbita alrededor de un compañero invisible. El supergigante azul de tipo B (HDE226868) se cree que tiene una masa de unas 25 masas solares. La masa de la compañera se calcula en 8-10 masas solares, demasiado grande para ser una estrella de neutrones.

1. Una fuente de rayos X fue descubierta en la constelación del Cisne en 1972 (Cygnus X-1). Las fuentes de rayos X son candidatas a agujeros negros porque la materia que fluye en los agujeros negros se ioniza y se acelera en gran medida, produciendo rayos-X.

2. Se encontró una estrella supergigante azul de unas 25 veces la masa del sol, que aparentemente orbita alrededor de una fuente de rayos x. Así que algo masivo pero no luminoso, está allí (estrella de neutrones o un agujero negro).

3. Los estudios Doppler de la supergigante azul indican un período de revolución de 5,6 días sobre el objeto oscuro. Usando el período más mediciones espectrales de la velocidad orbital de la compañera visible, conduce a una masa del sistema calculada en aproximadamente 35 masas solares. La masa calculada del objeto oscuro es de 8-10 masas solares, demasiado grande para ser una estrella de neutrones que tiene un límite de alrededor de 3 masas solares - por tanto un agujero negro.

Esto no es por supuesto una prueba de un agujero negro, pero convence a la mayoría de los astrónomos.

Otra prueba que refuerza los argumentos para que el objeto invisible sea un agujero negro, es la emisión de rayos X desde su ubicación, una indicación de temperaturas de millones de grados Kelvin. Esta fuente de rayos X exhibe variaciones rápidas, con escalas de tiempo del orden de un milisegundo. Esto sugiere una fuente no más grande que un milisegundo de luz o de 300 km, por lo que es muy compacto. Las únicas posibilidades que conocemos de contener tanta materia en tan pequeño volumen, son los agujeros negros y las estrellas de neutrones, y el consenso es que las estrellas de neutrones no pueden ser más masiva que unas 3 masas solares.

Agujero Negro en la Nube de Magallanes

Un objeto llamado LMC X-3 descubierto en la Gran Nube de Magallanes en 1982, tenía toda la pinta de un agujero negro. ¿Cómo puede ser verificado el status de "agujero negro"?

Pasos de la investigación 1. Observar el período orbital del sistema binario. 2. Observar el espectro de la estrella visual, calcular la velocidad orbital por el efecto Doppler, calcular el radio de la órbita. 3. Calcular la suma de las masas a partir de la velocidad y el período. 4. Calcular la masa del objeto visual a partir del tipo espectral. 5. Sustraer la masa del objeto visual para encontrar la masa del objeto oscuro. El criterio general es que si la masa del objeto oscuro es >3 masas solares, entonces debe ser un agujero negro.

Resultado Periodo de 41 horas. Radio de la órbita 7 millones de millas. Total de masa solar 14-18. Objeto visual de unas 6 masas solares. Objeto oscuro de 8-12 masas solares.

Agujero Negro en Cygni V404

La estrella variable V404 Cygni se observó pasando por varias etapas de nova o episodios de brillos temporales. Luego se observó por el satélite Ginga en 1989, un fuerte estallido de rayos X asociado con la estrella. Las observaciones con el Telescopio William Hershel llevaron a una caracterización de la estrella como una estrella G o K (y, por tanto, una estrella de baja masa), que estaba orbitando alrededor de una compañera con un período de 6,473 días. Los análisis de la órbita determinó una masa de 8-15,5 masas solares para la compañera invisible, considerada como demasiado masiva para ser una estrella de neutrones.

La imagen que emerge de los datos es la de una estrella de alrededor de dos tercios la masa del Sol en una órbita cercana alrededor de un agujero negro de unas 12 masas solares. La gravedad del agujero negro distorsiona la estrella y sustrae masa de la misma. El flujo de gas al parecer no es uniforme, pero cuando se acumula suficiente en un disco de acreción alrededor del agujero negro, entonces puede ocurrir una explosión, haciendo que el brillo aumente cientos de veces su valor normal. El gas en espiral en el agujero negro puede acelerarlo hasta el punto de producir una explosión de rayos X, como hizo este sistema en 1989. Asociada con ese ráfaga, la salida visible aumentó en aproximadamente 200 veces.

Todos los datos hasta la fecha son consistentes con un agujero negro, por lo que este se considera como uno de los mejores candidatos para un agujero negro.

Fuentes
Una periodicidad de 6,5 dias en la recurrente nova V404 Cygni, implica la presencia de un agujero negro.
V404 Cygni