Un agujero negro estelar es formado por el colapso gravitacional de una estrella masiva (más de 30-70 masas solares) al final de su tiempo de vida. El proceso es observado como una explosión de supernova o una explosión de rayos gamma. La masa mínima estimada de estos agujeros negros es del orden de unas 3 masas solares. Además de por colapso estelar, gracias a los interferómetros de ondas gravitacionales LIGO, sabemos que un agujero negro de masa estelar también puede formarse por la fusión de dos estrellas de neutrones, como sucedió en el evento GW170817. El estudio de este evento permitió precisar que la masa máxima de una estrella de neutrones no rotante sería de unas 2.25 masas solares,[1] lo que abre la puerta a la existencia de agujeros negros de masa estelar a partir de unas 2.3 masas solares.
Representación artística de un agujero negro con una estrella compañera, moviéndose ambos en órbita mutua. La estrella excede su límite de Roche, y por eso la materia cae al agujero negro, formando un disco de acreción. Parte de la materia es eyectada en chorros polares colimados (jet (astronomía)) altamente energéticos.El escenario mostrado se ajusta a un sistema doble, donde la componente de mayor masa evoluciona primero y se transforma en agujero negro, a través de una explosión de supernova. La segunda componente, aquí en amarillo, tal vez haya abandonado ya la secuencia principal del diagrama HR, transformándose en gigante.
Agujero negro pasando por delante de una galaxia. El fondo se distorsiona a su paso, en virtud de que el campo gravitatorio interacciona con los fotones, cambiando la dirección de los rayos de luz. La animación muestra el efecto conocido como "lensing" (lente gravitacional), por el cual el agujero negro actúa como una lente, aumentando y deformando las imágenes de los objetos que están detrás. En este caso, el agujero negro ha sido construido con las propiedades teóricas y específicas que lo definen como agujero negro de Schwarzschild.
El agujero negro de masa estelar más grande que se conoce (hasta 2018) posee 80.3 masas solares, y fue descubierto por LIGO. Es el resultado de la unión de otros dos, también estelares más pequeños, que constituyó el evento GW170729.
Teóricamente pueden existir agujeros negros de cualquier masa (Relatividad general). Mientras menos masa posea, mayor debe ser la densidad de la materia para formar un agujero negro, sobre el radio de un agujero negro. No existen procesos conocidos que puedan producir agujeros negros con una masa menor que unas pocas veces la masa del Sol. Si éstos existen, son principalmente agujeros negros primordiales.
El colapso de una estrella es un proceso natural que produce un agujero negro. Es inevitable que al final de la vida de una estrella, cuando todas las fuentes de energía estelar se agotan, si la masa de la estrella que está colapsando está bajo cierto valor crítico, el producto final va a ser una estrella compacta, ya sea una enana blanca, una estrella de neutrones o una estrella de quarks. Estas estrellas tienen una masa máxima. Así que si la estrella que está colapsando tiene una masa que excede este límite, el colapso va a continuar por siempre (colapso gravitacional catastrófico) y formará un agujero negro. La masa máxima de una enana blanca está supeditada a 1.44 masas solares por el Límite de Chandrasekhar, mientras que la masa máxima de una estrella de neutrones es de unas 2.25 masas solares como se explica en el párrafo anterior y constituye lo que se conoce como Límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff
Un agujero negro sólo puede tener tres propiedades fundamentales: masa, carga eléctrica y momento angular (rotación). Se cree que todos los agujeros negros formados en la naturaleza tienen rotación, pero no se ha realizado una definida observación en la rotación. La rotación de un agujero negro estelar es debido a la conservación del momento angular de la estrella que lo produjo.
Las masas observadas de agujeros negros estelares en sistemas binarios compactos de rayos-X
Los agujeros negros estelares en sistemas binarios cercanos son observables cuando la materia es transferida desde una estrella acompañante hacia el agujero negro. La liberación de energía en la caída hacia la estrella compacta es tan grande que la materia alcanza temperaturas de cientos de millones de grados y radiaciones de rayos-X (Astronomía de rayos-X). Por lo tanto, el agujero negro es observable en rayos-X, mientras que la estrella acompañante puede ser observada con telescopios ópticos. La liberación de energía de los agujeros negros y estrellas de neutrones son de la misma magnitud. Los agujeros negros y estrellas de neutrones son ocasionalmente difíciles de distinguir.
Sin embargo, las estrellas de neutrones tienen propiedades adicionales. Estas muestran rotación diferencial, y pueden tener un campo magnético y exhibir explosiones localizadas (explosiones termonucleares). Siempre que se observen tales propiedades, el objeto compacto en el sistema binario es revelado como una estrella de neutrones.
Las masas deducidas vienen de observaciones de fuentes compactas de rayos-X (combinando datos ópticos y de rayos-X). Todas las estrellas de neutrones identificadas hasta ahora tienen una masa comprendida entre 1.17 (J0453+1559) y 2.27 (PSR J2215+5135) masas solares. Ninguno de los sistemas compactos estudiados con una masa superior a 5 masas solares revela las propiedades de una estrella de neutrones. La combinación de esos factores nos revela que la clase de estrellas compactas con una masa superior a 5 masas solares son con seguridad agujeros negros.
Nótese que esta prueba de la existencia de los agujeros negros estelares no es enteramente observacional, pero se basa en una teoría: Nosotros no podemos pensar en otro objeto para esos sistemas binarios compactos masivos estelares que un agujero negro. Una prueba directa de la existencia de un agujero negro podría ser si uno actualmente observa la órbita de una partícula que cae dentro del agujero negro. En principios del 2005, un experimento (inglés) usando un Colisionador relativístico de iones pesados ha mostrado evidencia de materia que cae en un Micro agujero negro, haciendo que la materia se estirase como se esperaba.
Agujero negro supermasivo, que podría ser tanto un agujero negro estático, como un agujero negro rotante.
Referencias
La web de Física. «¿Cuál es la masa máxima de una estrella de neutrones?». Consultado el 28 de octubre de 2019.
Enlaces externos
Diagrama de los agujeros negros el 28 de octubre de 2002 en Wayback Machine. (en inglés)
Web interactiva multimedia acerca de la física y astronomía de los agujeros negros desde el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial (en inglés).
Datos:Q1047034
Septiembre 06, 2021
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Un agujero negro estelar es formado por el colapso gravitacional de una estrella masiva mas de 30 70 masas solares al final de su tiempo de vida El proceso es observado como una explosion de supernova o una explosion de rayos gamma La masa minima estimada de estos agujeros negros es del orden de unas 3 masas solares Ademas de por colapso estelar gracias a los interferometros de ondas gravitacionales LIGO sabemos que un agujero negro de masa estelar tambien puede formarse por la fusion de dos estrellas de neutrones como sucedio en el evento GW170817 El estudio de este evento permitio precisar que la masa maxima de una estrella de neutrones no rotante seria de unas 2 25 masas solares 1 lo que abre la puerta a la existencia de agujeros negros de masa estelar a partir de unas 2 3 masas solares Representacion artistica de un agujero negro con una estrella companera moviendose ambos en orbita mutua La estrella excede su limite de Roche y por eso la materia cae al agujero negro formando un disco de acrecion Parte de la materia es eyectada en chorros polares colimados jet astronomia altamente energeticos El escenario mostrado se ajusta a un sistema doble donde la componente de mayor masa evoluciona primero y se transforma en agujero negro a traves de una explosion de supernova La segunda componente aqui en amarillo tal vez haya abandonado ya la secuencia principal del diagrama HR transformandose en gigante Agujero negro pasando por delante de una galaxia El fondo se distorsiona a su paso en virtud de que el campo gravitatorio interacciona con los fotones cambiando la direccion de los rayos de luz La animacion muestra el efecto conocido como lensing lente gravitacional por el cual el agujero negro actua como una lente aumentando y deformando las imagenes de los objetos que estan detras En este caso el agujero negro ha sido construido con las propiedades teoricas y especificas que lo definen como agujero negro de Schwarzschild El agujero negro de masa estelar mas grande que se conoce hasta 2018 posee 80 3 masas solares y fue descubierto por LIGO Es el resultado de la union de otros dos tambien estelares mas pequenos que constituyo el evento GW170729 Teoricamente pueden existir agujeros negros de cualquier masa Relatividad general Mientras menos masa posea mayor debe ser la densidad de la materia para formar un agujero negro sobre el radio de un agujero negro No existen procesos conocidos que puedan producir agujeros negros con una masa menor que unas pocas veces la masa del Sol Si estos existen son principalmente agujeros negros primordiales El colapso de una estrella es un proceso natural que produce un agujero negro Es inevitable que al final de la vida de una estrella cuando todas las fuentes de energia estelar se agotan si la masa de la estrella que esta colapsando esta bajo cierto valor critico el producto final va a ser una estrella compacta ya sea una enana blanca una estrella de neutrones o una estrella de quarks Estas estrellas tienen una masa maxima Asi que si la estrella que esta colapsando tiene una masa que excede este limite el colapso va a continuar por siempre colapso gravitacional catastrofico y formara un agujero negro La masa maxima de una enana blanca esta supeditada a 1 44 masas solares por el Limite de Chandrasekhar mientras que la masa maxima de una estrella de neutrones es de unas 2 25 masas solares como se explica en el parrafo anterior y constituye lo que se conoce como Limite de Tolman Oppenheimer VolkoffTambien existe evidencia de otros dos tipos de agujeros negros que son mucho mas masivos que los agujeros negros estelares Ellos son los agujeros negros de masa intermedia en el centro de los cumulos globulares y los agujeros negros supermasivos en el centro de la Via Lactea y otras galaxias activas Un agujero negro solo puede tener tres propiedades fundamentales masa carga electrica y momento angular rotacion Se cree que todos los agujeros negros formados en la naturaleza tienen rotacion pero no se ha realizado una definida observacion en la rotacion La rotacion de un agujero negro estelar es debido a la conservacion del momento angular de la estrella que lo produjo Indice 1 Las masas observadas de agujeros negros estelares en sistemas binarios compactos de rayos X 2 Vease tambien 3 Referencias 4 Enlaces externosLas masas observadas de agujeros negros estelares en sistemas binarios compactos de rayos X EditarLos agujeros negros estelares en sistemas binarios cercanos son observables cuando la materia es transferida desde una estrella acompanante hacia el agujero negro La liberacion de energia en la caida hacia la estrella compacta es tan grande que la materia alcanza temperaturas de cientos de millones de grados y radiaciones de rayos X Astronomia de rayos X Por lo tanto el agujero negro es observable en rayos X mientras que la estrella acompanante puede ser observada con telescopios opticos La liberacion de energia de los agujeros negros y estrellas de neutrones son de la misma magnitud Los agujeros negros y estrellas de neutrones son ocasionalmente dificiles de distinguir Sin embargo las estrellas de neutrones tienen propiedades adicionales Estas muestran rotacion diferencial y pueden tener un campo magnetico y exhibir explosiones localizadas explosiones termonucleares Siempre que se observen tales propiedades el objeto compacto en el sistema binario es revelado como una estrella de neutrones Las masas deducidas vienen de observaciones de fuentes compactas de rayos X combinando datos opticos y de rayos X Todas las estrellas de neutrones identificadas hasta ahora tienen una masa comprendida entre 1 17 J0453 1559 y 2 27 PSR J2215 5135 masas solares Ninguno de los sistemas compactos estudiados con una masa superior a 5 masas solares revela las propiedades de una estrella de neutrones La combinacion de esos factores nos revela que la clase de estrellas compactas con una masa superior a 5 masas solares son con seguridad agujeros negros Notese que esta prueba de la existencia de los agujeros negros estelares no es enteramente observacional pero se basa en una teoria Nosotros no podemos pensar en otro objeto para esos sistemas binarios compactos masivos estelares que un agujero negro Una prueba directa de la existencia de un agujero negro podria ser si uno actualmente observa la orbita de una particula que cae dentro del agujero negro En principios del 2005 un experimento ingles usando un Colisionador relativistico de iones pesados ha mostrado evidencia de materia que cae en un Micro agujero negro haciendo que la materia se estirase como se esperaba Para mas informacion Janusz Ziolkowski Candidatos a agujeros negros en ingles Vease tambien EditarCandidatos a agujeros negros de masa estelar Cygnus X 1 LMC X 1 LMC X 3 A 0620 00 SS 433 V404 CygniTeoria Evolucion estelar Colapso gravitacional Agujero negroClasificacion por tipo Agujero negro de Schwarzschild Agujero negro de Kerr Agujero negro de Kerr Newman y Reissner Nordstrom o agujero negro 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