Sobre los Agujeros Negros de Masas Estelares en la

Universidad Nacional de Córdoba
Facultad de Matemática Astronomía y Física
Trabajo Especial de Licenciatura en Astronomía
Sobre los Agujeros Negros de Masas
Estelares en la Galaxia
Virginia A. Cúneo
Directora: Mercedes N. Gómez
Córdoba, Marzo de 2012
Resumen
En este Trabajo Especial de la Licenciatura en Astronomía se presentan los fundamentos
observacionales de los agujeros negros de masas estelares, realizando una introducción general
sobre la evolución de las estrellas masivas y su relación con los mismos. Además, se analizan los
fundamentos de la Teoría General de la Relatividad, que proporciona un marco teórico para la
existencia de tales objetos. Se construye un catálogo de candidatos a agujeros negros de masas
estelares, principalmente en nuestra Galaxia, que representa la mayor base de datos disponible en
la literatura al presente y se realiza un estudio global de las propiedades de estos objetos. Los
candidatos confirmados, todos ellos pertenecientes a sistemas binarios, son tratados en forma
separada y detallada. Finalmente se presentan los resultados encontrados y el trabajo futuro a
realizar. Se espera, de esta manera, contribuir a una mejor comprensión de las etapas finales en la
vida de las estrellas masivas y su relación con los agujeros negros.
Palabras clave: agujero negro, objeto compacto, sistema binario, emisión en rayos X,
microlentes gravitacionales
97.60.Lf Black holes, 04.70.Bw Classical black holes,
97.80.Jp X-ray binaries, 98.70.Qy X-ray sources; X-ray bursts
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Agradecimientos
A mis padres, Adriana y Raúl, por apoyarme, aconsejarme y acompañarme a lo largo de toda
mi vida, por enseñarme a “ser”, por ser mis ejemplos. Les agradezco todo, desde el primer reto
hasta el último abrazo…
A mis hermanos, Pablo, Quequi y Flor, por aguantarme en todos estos años de convivencia,
con mis cambios de humor y ausencias. Por estar siempre para darme una mano, una palabra de
aliento, un abrazo. Por todo lo que compartimos y por hacerme reír…
A mi novio, Inca, por bancarse mis numerosos estados de ánimo y humor durante estos últimos
meses. Por acompañarme y ayudarme en todo momento. Por cambiar mi humor y hacerme
sonreír. Por darle otro color a mis días…
A mi directora, Mercedes, por estar siempre que la necesité. Por guiarme, enseñarme,
ayudarme y aconsejarme…
A mis amigos de la carrera, por todos los mates, las charlas, las promos, almuerzos e infinita
cantidad de horas compartidos. Por la buena onda todo el tiempo. Por todo el apoyo, la
colaboración, la preocupación y palabras constantes, por estar siempre ahí…
A mis amigos de la vida, por estar siempre, cada uno a su manera. Por haber compartido tantas
cosas y por seguir compartiendo a pesar de la distancia…
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Indice General
Resumen……………………………………………………………………………………….…..2
Agradecimientos………………………………………………………………………………..….3
Introducción…………………………………………………………………………………....….7
1. Agujeros negros de masas estelares: Fundamentos observacionales
1.1. Últimas etapas de la evolución estelar……………………………………………..…9
1.2. Las estrellas masivas………………………………………………..…………….…11
1.3. Evolución en la secuencia principal de las estrellas masivas…………….….………11
1.4. Evolución de post-secuencia principal de las estrellas masivas………….….………14
1.4.1. Eta Carinae……………………………………………………….……......…15
1.4.2. Variables Luminosas Azules……………………………………….…...……17
1.4.2.1. Progenitores………………………………………………………...……18
1.4.2.2. Evolución y sucesores………………………………………...…………19
1.4.2.3. Espectro de una LBV…………………………………………..……..…20
1.4.3. Estrellas Wolf-Rayet………………………………………….……...………22
1.4.3.1. Espectro de una estrella Wolf-Rayet ……………………….….……..…23
1.4.3.2. Evolución de las estrellas Wolf-Rayet…………………….…….………24
1.4.4. Colapso nuclear………………………………………………….……...……25
1.5. Supernovas y remanentes de supernovas……………………………….…...………27
1.5.1. Clases de supernovas………………………………………….………..….…30
1.5.2. Núcleo central de la supernova……………………………….…………...…36
1.5.2.1. Estrellas de neutrones y púlsares………………………….……….….…36
1.5.2.2. Agujeros negros………………………………………….…………....…38
2. Agujeros negros de masas estelares: Fundamentos teóricos
2.1. La Teoría General de la Relatividad…………………………………….…..………39
2.1.1. La curvatura del espacio-tiempo…………………………………….….……40
2.1.2. Ecuaciones de campo de Einstein……………………………….………...…42
2.1.3. La métrica para el espacio-tiempo plano…………………….……….………43
2.1.4. La métrica para el espacio-tiempo curvo……………………….……………43
2.2. Agujeros Negros: reseña histórica………………………….…………..…....………44
2.2.1. El radio de Schwarzschild, el horizonte de eventos y los agujeros
negros......…………………………………………………………………….46
2.2.2. Los agujeros negros no tienen pelos…………………………………………47
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2.2.2.1. Agujeros negros de Reissner-Nordstrom……………………….….……47
2.2.2.2. Agujeros negros de Kerr……………………………………….……..…48
2.2.2.3. Agujeros negros de Kerr-Newman……….……………….……….……48
2.2.3. Rango de masas de los agujeros negros……….………………….….………49
3. Detección de agujeros negros de masas estelares en binarias y por la técnica de
microlentes gravitacionales
3.1. Agujeros negros en sistemas binarios………………….……………………………52
3.1.1. Sistemas binarios emisores de rayos X………….……………………...……53
3.1.2. Escenarios actuales para la formación de agujeros negros en
HMXBs y LMXBs………………………………………………..............…56
3.1.3. Determinación de la masa del objeto compacto………………….…….……58
3.1.4. Emisión en rayos X de los agujeros negros de masas estelares………..……59
3.1.4.1. Espectro en rayos X………………………………………….…….……61
3.1.4.2. Estados de emisión en rayos X……………………………….…………62
3.1.5. Cygnus X-1……………………………………………………….….………64
3.1.6. A0620-00………………………………………………………….…………66
3.2. Lentes gravitacionales y agujeros negros…………………………….….….………68
3.2.1. Las lentes gravitacionales y sus efectos……………………….……….……72
3.2.2. Relevamientos de microlentes en la Galaxia………………….….…….……75
3.2.3. Detección de agujeros negros mediante el fenómeno de microlentes...….…76
3.3. Otros métodos de detección de agujeros negros………………………….….….…..78
4. Candidatos a agujeros negros de masas estelares
4.1. Base de datos de los candidatos a agujeros negros de masas estelares…….…….…79
4.2. Distribución galáctica de los candidatos a agujeros negros de masas estelares...….97
4.2.1. Distribución galáctica de los candidatos a agujeros negros de masas estelares
vs estrellas masivas evolucionadas, estrellas Wolf-Rayet, candidatos a
remanentes de supernova y sistemas binarios emisores de rayos X de alta y
baja masa………………………………………….……………………….…99
4.2.2. Distribución de distancias de los candidatos a agujeros negros de masas
estelares y de estrellas Wolf-Rayet……..………………………………..…105
4.3. Análisis de las magnitudes de las compañeras ópticas o estrellas fuente para los
candidatos a agujeros negros de masas estelares ……………………………….….107
4.4. Síntesis y conclusiones…………………………………....….............................…108
5. Agujeros negros de masas estelares confirmados
5.1. Base de datos de los agujeros negros de masas estelares confirmados……………110
5|
5.2. Análisis de las características físicas de los agujeros negros de masas
estelares confirmados……………………………..……………………………...…114
5.3. Agujeros negros de masas estelares vs estrellas de neutrones, en sistemas
binarios……………………………………………………………………………...119
5.4. Sistemas binarios con agujeros negros y excesos de color en el infrarrojo
cercano……………………………………………………………………………...121
5.5. Síntesis y conclusiones……………………….………………………………….…122
Resultados y perspectivas futuras………………………………………………………...….…125
Referencias……………………………………………………………………….……….….…127
6|
Introducción
La teoría de la evolución estelar predice que el final más probable para las estrellas masivas
(entendiéndose por tales aquellas con masas superiores a 8 veces la masa del Sol) son las
estrellas de neutrones y/o los agujeros negros. Más precisamente, el límite de TolmanOppenheimer-Volkoff determina que las estrellas con masas residuales (luego de la etapa de
supergigante roja) mayores a ~ 3 Msol, resultarán en agujeros negros. Por otro lado, la Teoría de
la Relatividad General predice, en forma muy concreta, la existencia de los agujeros negros y la
influencia que los mismos ejercerían sobre otros objetos relativamente cercanos. Esto es de gran
importancia ya que brinda la posibilidad de identificar potenciales candidatos.
Varios candidatos a agujeros negros de masas estelares han sido detectados en sistemas
binarios de nuestra Galaxia (ver, por ejemplo, Ziolkowski 2010). El ejemplo más claro es
Cygnus X-1, ubicado en la constelación del Cisne, la primera fuente binaria de rayos X aceptada
como candidato a agujero negro de masa estelar (Bolton 1975). Actualmente la masa de este
objeto compacto ha sido estimada en ~ 15,4+5,6-1,6 MSol, valor que supera claramente el límite de
masa de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. Adicionalmente, grandes ‘’surveys’’ o relevamientos
tales como OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) y MACHOs (Massive Compact
Halo Objects) han proporcionado algunos otros candidatos detectados por la técnica de las lentes
gravitacionales (ver, por ejemplo, Algol et al. 2002, Bennett et al. 2002, Shude et al. 2002, Bozza
& Mancini 2009).
En los últimos años se ha realizado un avance importante en la detección de estrellas
evolucionadas de alta masa de la Galaxia, en particular del tipo Wolf-Rayet y Variables
Luminosas Azules (ver, por ejemplo, van der Hucht 2006, Gvaramadze et al. 2010). Estos
objetos evolucionan extremadamente rápido y en unos pocos millones de años se transforman en
agujeros negros (ver, por ejemplo, Meader 1996). Otro hito destacable lo constituye el avance en
la identificación y el estudio de las llamadas estrellas de neutrones o púlsares, objetos compactos
que se originan muy probablemente durante las etapas finales de la evolución de estrellas de
masa intermedia, que presentan algunas propiedades similares con los agujeros negros (ver, por
ejemplo, Manchester et al. 2005).
Por otro lado, también desde hace algunos años, se dispone de bases de datos de observaciones
de libre acceso (tales como Chandra, HST, VLT, Gemini, Spitzer, Denis, 2MASS, GLIMPSE,
etc), que cubren todo el espectro y que han observado un número significativo de objetos
estelares que, probablemente, se transformarán en agujeros negros. Si bien es cierto que el
infrarrojo no es la región espectral principalmente empleada para la detección de posibles
candidatos a agujeros negros y/o estrellas masivas evolucionadas, el hecho de que este tipo de
radiación no sea afectada por el polvo la convierte en una herramienta de gran importancia para
explorar regiones de la Galaxia que, de otra manera, resultan inaccesibles.
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El objetivo principal de este trabajo es realizar un estudio global de los agujeros negros de
masas estelares de la Galaxia que se originan como resultado de la evolución normal de las
estrellas masivas, empleando toda la información disponible tanto en la literatura como en bases
de datos abiertas a la comunidad astronómica. Para esto, se busca construir un catálogo de
candidatos a agujeros negros de masas estelares, pertenecientes principalmente a nuestra
Galaxia, que compile la mayor cantidad de datos posibles. Se considerarán también algunos
grupos de objetos relacionados tales como las estrellas masivas evolucionadas y los púlsares o
estrellas de neutrones. Se espera, de esta manera, contribuir a una mejor comprensión de las
etapas finales en la vida de las estrellas masivas y su relación con los agujeros negros. En este
estudio se incluirán, principalmente, sistemas binarios que emiten en rayos X, donde la gravedad
del objeto compacto (agujero negro) es la causante de este tipo de radiación, seleccionados
diversos trabajos de la literatura (ver, por ejemplo, Grimm et al. 2002, Manchester et al. 2005,
Ziolkowski 2010).
En el Capítulo I se presentarán los fundamentos observacionales de estos objetos, realizando
una introducción general sobre la evolución de las estrellas masivas y su relación con los
agujeros negros. La Teoría General de la Relatividad proporciona el marco teórico que explica
la existencia de tales objetos. En el Capítulo II se presentarán los fundamentos de dicha teoría.
En el Capítulo III se describirán las principales técnicas de detección de los agujeros negros de
masas estelares. El Capítulo IV se refiere a la identificación y estudio de los potenciales agujeros
negros de nuestra Galaxia y en particular a su distribución espacial en relación a otros grupos de
interés. En este capítulo se emplean diversas fuentes de datos para recopilar toda la información
disponible al presente sobre los mismos y construir el catálogo de candidatos a agujeros negros
de masas estelares más extenso de la literatura hasta la fecha. En el Capítulo V se realiza un
análisis detallado de los agujeros negros de masas estelares confirmados, todos ellos
pertenecientes a sistemas binarios, y se sintetizan los resultados encontrados. Finalmente en la
sección de los Resultados y Perspectivas Futuras se detallan los resultados encontrados y el
trabajo futuro a realizar.
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Capítulo I
“Agujeros negros de masas
Fundamentos observacionales’’
estelares:
Desde los comienzos de la investigación astronómica se han realizado numerosos estudios,
tanto observacionales como teóricos, tratando de explicar los variados fenómenos por los que
atraviesan diferentes tipos de objetos en el Universo y, en particular, las estrellas, durante su
ciclo de vida o evolución. Como consecuencia de este extenso análisis, en la actualidad se piensa
que los agujeros negros de masas estelares se forman como resultado de la evolución natural de
las estrellas masivas, cuando las mismas alcanzan las etapas finales de su evolución, agotando
todo su combustible nuclear. En el presente capítulo se explicarán en detalle todas estas etapas
evolutivas que atraviesan las estrellas masivas, tales como la de Variable Luminosa Azul, estrella
Wolf-Rayet y evento de Supernova, resultando en la formación de un agujero negro.
1.1. Últimas etapas de la evolución estelar
Las etapas evolutivas que suceden a la secuencia principal involucran reacciones nucleares en
los núcleos de las estrellas y en las capas de masa concéntricas. En cada uno de ellos, la quema
del núcleo y/o reacciones nucleares podrían cesar a diferentes tiempos, generándose un reajuste
de la estructura de la estrella, que podría involucrar la expansión o contracción del núcleo o
cáscara exterior y el desarrollo de zonas de convección. El destino final de la estrella quedará
determinado por la gran pérdida de masa desde la superficie en las etapas finales de la evolución.
Cuando el núcleo de la estrella ha agotado todo su combustible nuclear, colapsa bajo alguna
presión de soporte que le permite alcanzar una nueva configuración de equilibrio. De acuerdo a
la masa inicial (Mi), habrá diferentes colapsos o distintas explosiones de supernova (tipo Ib o Ic
para estrellas masivas, ver sección 1.5.1.). Cuando Mi < 8 Msol, no hay explosión de supernova,
solo hay contracción y se forma una Enana Blanca, una estrella muy pequeña y caliente en su
superficie, pero de masa comparable a la del Sol, que brilla únicamente por la energía que genera
al contraerse. Sin embargo, si la Enana Blanca acreta masa (desde una compañera cercana, por
ejemplo), podría también explotar como una supernova Ia. Un ejemplo de esta clase de estrellas
se observa en el sistema binario Sirio, en la Figura 1.1. El sistema Sirio A & B se encuentra a 2,6
pc de distancia de la Tierra. Sirio B es una estrella enana blanca muy densa con una temperatura
superficial de aproximadamente 25.000 K. Sirio A es una estrella normal, más de dos veces más
masiva que el Sol.
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Figura 1.1: A la izquierda: Imagen óptica de Sirio A (estrella grande), estrella de secuencia principal, y Sirio B
(estrella pequeña, abajo a la izquierda de la mayor), enana blanca, tomada por el Telescopio Espacial Hubble
(recuperada del sitio web http://hubblesite.org/gallery/album/pr2005036a/, el día 24 de enero del año 2012). A la
derecha: Imagen del Observatorio de Rayos X Chandra, en la que Sirio B es más visible que Sirio A (recuperada del
sitio web http://chandra.harvard.edu/photo/2000/0065/0065_hand.html, el día 24 de enero del año 2012).
Cuando Mi > 8 Msol, se producen reacciones termonucleares que dan origen a eventos de
supernova de diferentes tipos. En consecuencia, se forma como remanente una Estrella de
Neutrones, una estrella más compacta que una Enana Blanca, con una presión y densidad tan
grandes que los protones y electrones son obligados a interactuar formando un gas de neutrones;
o un Agujero Negro, una estrella cuya masa ha colapsado a una singularidad de densidad infinita,
con una fuerza de gravedad tan intensa que nada puede escapar de su interior.
En las Enanas Blancas y Estrellas de Neutrones, la presión que soporta a la estrella es la
presión mecanocuántica asociada con el hecho de que los electrones, los protones y los neutrones
deben respetar el principio de Pauli (solo se permite que una partícula ocupe cada estado
mecanocuántico). Las Enanas Blancas son soportadas por la presión electrónica degenerada, y
sus masas (residuales) se encuentran por debajo de la masa límite de Chandrasekhar MCh = 1,46
Msol. Cuando la densidad es mayor, el gas electrónico degenerado se vuelve relativista y cuando
la energía total del electrón excede la diferencia de masa entre el neutrón y el protón se pueden
convertir protones en neutrones; es la presión degenerada de este gas de neutrones la que
previene el colapso gravitatorio y resulta en la formación de una Estrella de Neutrones.
Las Estrellas de Neutrones se soportan de la misma manera en que lo hacen las Enanas
Blancas, con la diferencia que ahora la presión de degeneración de los neutrones es la
responsable de la presión de soporte. Además, los neutrones son 2.000 veces más masivos que
los electrones y la presión de degeneración que sostiene a la estrella se produce en densidades
mayores. Típicamente, una enana blanca posee densidades de 106 g/cm3 en tanto que las estrellas
de neutrones de 1017 g/cm3. Las Estrellas de Neutrones pueden tener una masa dada por el límite
de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. Este límite no está fijado analíticamente porque depende de
las ecuaciones de estado para la materia nuclear. De todas formas, la mayoría de las ecuaciones
de estado no permiten que la presión de degeneración de los neutrones soporte más de 3 Msol,
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indicando que las estrellas que llegan a esta instancia con masas mayores deben ser agujeros
negros. Estos son los agujeros negros de masas estelares.
El objetivo del presente trabajo es el estudio de los agujeros negros de masas estelares, que se
generan como consecuencia de la evolución natural de las estrellas masivas (Mi > 8 Msol). Por
este motivo, a continuación vamos a analizar las características generales de estas estrellas y sus
diferentes etapas evolutivas.
1.2. Las estrellas masivas
Las estrellas masivas juegan un papel muy importante en la evolución del Universo debido a
que constituyen la principal fuente de elementos pesados y radiación UV (ultra-violeta). Durante
su evolución, estas estrellas expulsan al medio grandes cantidades de material, que luego, en
algunos casos, es ionizado debido a la importante radiación de luz UV que las mismas emiten.
Además, las estrellas masivas finalizan sus vidas en explosiones de supernova, mediante las
cuales enriquecen el medio interestelar (ISM, Interstellar Medium) de las galaxias con elementos
pesados como el carbono, el nitrógeno y el oxígeno. Este proceso resulta en la formación de
nuevas estrellas ricas en metales. De esta manera, las estrellas masivas afectan profundamente
los procesos de formación de estrellas y planetas, como así también la composición y estructura
de las galaxias.
Las estrellas masivas son escasas; por cada estrella de 20 Msol en la Vía Láctea hay
aproximadamente 100.000 estrellas tipo Sol. Evolucionan muy rápidamente, agotando su
combustible nuclear en unos pocos millones de años, dependiendo de su masa. El límite superior
para la masa de las estrellas está dado por el límite de Eddington1, de aproximadamente 150 Msol.
En cuanto al tipo espectral, las estrellas masivas incluyen las de tipo O y B en la secuencia
principal, y las supergigantes luminosas de todos los tipos espectrales. Entre las estrellas masivas
más estudiadas se encuentran las Variables Luminosas Azules y las Wolf-Rayet.
1.3. Evolución en la secuencia principal de las estrellas masivas
La evolución estelar es una consecuencia inevitable de la fuerza de gravedad y de los cambios
en la composición química debidos a las reacciones nucleares. Existe un gráfico que clasifica a
las estrellas según la etapa evolutiva en la cual se encuentran, denominado Diagrama
1
Al límite de Eddington, para una estrella, se lo define como la masa o luminosidad máxima para la cual la fuerza
gravitacional hacia el interior de la estrella es igual a la fuerza de la radiación hacia el exterior, asumiendo equilibrio
hidrostático y simetría esférica. Cuando la estrella excede este límite, el viento estelar se encarga de expulsar las
capas exteriores de material.
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Hertzsprung – Russell (o Diagrama HR), el cual nuestra la relación entre las magnitudes
absolutas o luminosidades de las mismas versus sus tipos espectrales o temperaturas efectivas.
En la Figura 1.2 se muestra el esquema general de este diagrama.
Figura 1.2: Diagrama HR, gráfico de luminosidad (o magnitud absoluta) versus la temperatura efectiva (tipo
espectral) o color de las estrellas, que abarca desde estrellas blancas – azules de alta temperatura en el lado izquierdo
del diagrama hasta estrellas rojas de baja temperatura en el lado derecho. Pueden observarse también las distintas
clases de estrellas agrupadas, como las Supergigantes, las Gigantes Brillantes, las Gigantes, las Subgigantes, la
Secuencia
Principal
y
las
Enanas
Blancas
(recuperado
del
sitio
web
http://es.wikipedia.org/wiki/Archivo:HRDiagram-es.png, el día 25 de enero del año 2012).
12|
Cuando se forma una protoestrella a partir del colapso de una gran nube molecular de gas y
polvo en el medio interestelar local, la composición inicial es homogénea, consistiendo
aproximadamente de un 70% de hidrógeno, un 28% de helio y un pequeño porcentaje de otros
elementos más pesados. La masa inicial de la estrella depende de las condiciones locales en la
nube. Durante el colapso inicial, esta estrella de pre-secuencia principal genera energía a través
de la contracción gravitacional. Luego de alcanzar una densidad y temperatura determinadas,
comienza a generarse energía en el núcleo a través de un proceso de fusión nuclear exotérmico
que convierte hidrógeno en helio. Para masas superiores a 1,5 Msol (estrellas de tipo espectral A o
más calientes) el proceso de fusión nuclear usa principalmente átomos de carbono, nitrógeno y
oxígeno como intermediarios (o catalizadores) en el ciclo CNO (Carbono, Nitrógeno y Oxígeno)
que transforma hidrógeno en helio. Cuando la fusión nuclear del hidrógeno se convierte en el
proceso de generación de energía dominante y el exceso de energía ganado por contracción
gravitacional se pierde, la estrella, que se ha desplazado sobre el diagrama HR de derecha a
izquierda sobre una trayectoria prácticamente horizontal, conocida como trayectoria de Hayashi,
se ubica en una curva del diagrama HR llamada la Secuencia Principal estándar o Secuencia
Principal de Edad Cero (ZAMS, Zero Age Main Secuence), que se calcula mediante modelos
teóricos. A partir de este punto, para estrellas en la secuencia principal, el brillo y temperatura
superficial de las mismas se incrementan aproximadamente con la edad.
La Secuencia Principal (MS, Main Secuence) es una franja diagonal en el diagrama HR
formada por estrellas de diferentes masas que se encuentran en equilibrio hidrostático, donde la
fuerza generada por la presión térmica, que el núcleo caliente ejerce hacia afuera, está
equilibrada por la fuerza que genera la presión gravitacional, que las capas superpuestas ejercen
hacia adentro. La energía producida en el núcleo es llevada a la superficie por radiación o por
convección (donde la energía es transportada por el movimiento de volúmenes de plasma). La
convección ocurre en regiones con gradientes de temperatura pronunciados.
Para estrellas masivas (de más de 10 Msol) la tasa de generación de energía mediante el ciclo
CNO es muy sensible a la temperatura. Como consecuencia, existe un importante gradiente de
temperatura en la región del núcleo, que resulta en una zona de convección que da lugar a un
transporte de energía más eficiente. Esta mezcla de material hace que el helio sea desplazado de
la zona del núcleo donde se produce la quema del hidrógeno, permitiendo que una mayor
cantidad del hidrógeno de la estrella sea consumido durante su estadía en la secuencia principal.
Las regiones exteriores de una estrella masiva transportan energía mediante la radiación.
El tiempo empleado por una estrella en llegar a la ZAMS es inversamente proporcional a su
masa. Las primeras estrellas en alcanzar la MS son las estrellas masivas, debido a que su gran
cantidad de materia se contrae rápidamente, y una vez que lo hacen, permanecen la mayor parte
de su vida activa sobre esta región del diagrama HR. En general, cuanto más masiva es la estrella
más rápido consume su combustible de hidrógeno y, por lo tanto, menor es su tiempo de vida en
la MS. Por ejemplo, una estrella de 0,8 Msol tiene un tiempo de vida en la MS de ~ 2,5 x 1010
años, mayor a la edad del Universo (~ 1,4 x 1010 años), es decir que estrellas con estas masas aún
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no han salido de la MS. Por otro lado, una estrella de 60 Msol tiene un tiempo de vida en la MS
mucho más corto, de ~ 3 x 106 años. Luego de que aproximadamente el 10% del hidrógeno en el
núcleo se haya consumido, la estrella evoluciona fuera de la secuencia principal.
1.4. Evolución de post-secuencia principal de las estrellas masivas
La Figura 1.3 muestra un diagrama HR, con los caminos evolutivos para estrellas de diferentes
masas luego de la MS. Nos vamos a concentrar en la evolución de las estrellas masivas, las que
alcanzan la etapa de supergigante cuando salen de la MS. El camino evolutivo muestra los
cambios sufridos por la estrella a medida que se produce la quema de los elementos en su
interior, y las sucesivas expansiones y contracciones.
Figura
1.3:
Esquema
del
Diagrama
HR
(recuperado
del
http://www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Book-GlossaryS.html, el día 25 de enero del año 2012).
sitio
web
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Comenzaremos esta sección analizando algunas clases de estrellas masivas, candidatas a
terminar su vida como Agujeros Negros. Luego, explicaremos detalladamente los procesos que
tienen lugar en el núcleo de las estrellas, que resultan en los eventos de supernova.
1.4.1 Eta Carinae
 Carinae es una estrella del tipo Variable Luminosa Azul2, situada en la constelación de
Carina. Su masa oscila entre 100 y 150 veces la masa solar, lo que la convierte en una de las
estrellas más masivas conocidas de nuestra Galaxia (Davidson & Humphreys 1997). Debido a la
gran cantidad de polvo interestelar existente a su alrededor, irradia el 99% de su luminosidad en
la región infrarroja del espectro. Es una estrella muy joven, con una edad entre los 2 y los 3
millones de años, y se encuentra inmersa en la Nebulosa de Carina. La estrella está rodeada por
la nebulosa del Homúnculo, formada por sus propias eyecciones de material (ver Figura 1.4). Eta
Carinae es inestable y propensa a violentas eyecciones de materia, debido a su gran masa, una
luminosidad extrema y una temperatura superficial no excesivamente caliente. En dichas
circunstancias, la elevada presión de la radiación en la "superficie" de la estrella hace que ésta
expulse grandes cantidades de materia de sus capas exteriores al espacio. Observaciones
relativamente recientes parecen indicar que Eta Carinae es una estrella binaria, orbitando con un
período de aproximadamente 5,52 años (Damineli et al. 2000). Este tipo de estrellas tan masivas
consumen su combustible muy rápidamente, por lo que se espera que Eta Carinae termine su
vida en una explosión de supernova en unos pocos cientos de miles de años.
Figura 1.4: A la izquierda: imagen del Telescopio Espacial Hubble de η Car, en la cual se aprecian las erupciones
de material que forman la nebulosa del Homúnculo, creada por una erupción cuya luz alcanzó la Tierra en el año
1843 (recuperada del sitio web http://es.wikipedia.org/wiki/Archivo:EtaCarinae.jpg, el día 25 de enero del año
2012). A la derecha: imagen del Telescopio Espacial Hubble de la Nebulosa Carina (NGC 3372), que contiene a Eta
Carinae (recuperada del sitio web http://hubblesite.org/gallery/album/pr2007016a/, el día 26 de enero del año 2012).
2
Este tipo de variables son descriptas en la siguiente sección (1.4.2.).
15|
El aspecto más llamativo de esta estrella es su luminosidad variable (Figura 1.5). Los
astrónomos la vienen observando desde alrededor del año 1600. Entre 1600 y aproximadamente
1830, la estrella era de magnitud 2, aunque algunas veces se observó como una estrella de cuarta
magnitud. Luego, en 1820 o 1830, comenzó a volverse más activa. Repentinamente, en 1837 η
Car brilló significativamente, fluctuando entre magnitud 0 y 1 por alrededor de 20 años. Alcanzó
su valor máximo en 1843, con una magnitud de −0,8, siendo el segundo objeto más brillante
fuera del sistema solar en el cielo (solo Sirio era más brillante). Esto es tan impresionante debido
a que la estrella se encuentra aproximadamente a 2.300 pc de la Tierra (en comparación, Sirio
está a solo 2,64 pc de la Tierra). Después de 1856, el brillo comenzó a decaer nuevamente hasta
alcanzar aproximadamente la octava magnitud alrededor del año 1870. La estrella ha
permanecido relativamente tranquila desde la “Gran Erupción”, y se encuentra brillando
actualmente a una magnitud visual de aproximadamente 4,7. En la Tabla 1.1 se resumen algunas
características de Eta Carinae.
Figura 1.5: Curva de luz de Eta Carinae realizada en el Observatorio Astronómico de La Plata. Esta curva muestra
el brillo visual aparente de Eta Carinae desde 1822 hasta la actualidad. Contiene estimaciones visuales (círculos
grandes), fotográficas (cuadrados) y CCD (círculos pequeños). Los puntos rojos son observaciones recientes
obtenidas en La Plata (Feinstein 1967; Fernández-Lajús et al., 2009, 2010; imagen recuperada del sitio web
http://www.tayabeixo.org/articulos/eta_carinae.htm, el día 30 de enero del año 2012).
16|
Tabla 1.1: Características de la estrella variable Eta Carinae
Ascensión recta (α)
Declinación (δ)
Mag. aparente (V)
Masa
Luminosidad
Temp. sup.
10h 45m 03,59s [1]
-59° 41' 04, [1]
4,7 [2] (-0,8–7,9) [3]
100 – 150 Msol. [4]
5 × 106 Lsol. [5]
40.000 K [6]
Referencias: [1] SIMBAD; [2] Fernández-Lajús et al. 2009; [3] GCVS (General Catalog of Variable Stars); [4]
Chandra; [5] Davidson & Humphreys 1997; [6] Allen et al. 1985.
1.4.2 Variables Luminosas Azules
Al conjunto de estrellas con un comportamiento similar al de η Car se las suele llamar
Variables Luminosas Azules (LBVs, Luminous Blue Variables), o Variables S Doradus (debido
a la estrella más brillante de la Nube Mayor de Magallanes, S Doradus). Estas estrellas serían
progenitores de supernovas. Su brillo varía lentamente en escalas de años pero con erupciones
repentinas (en las cuales expulsan sus capas externas de material), que provocan enormes
variaciones de luminosidad. Las erupciones son tan violentas que en varias ocasiones se han
confundido con explosiones de supernova, ya que el aumento de brillo puede ser comparable al
que experimenta una supernova al estallar. Dada la composición de sus atmósferas y eyecciones,
son estrellas claramente evolucionadas, post-secuencia principal.
Las LBVs son todas muy masivas, de más de 150 Msol. Este valor se encuentra en el límite
teórico superior para masas estelares, haciendo de estas estrellas las más luminosas y calientes,
que liberan una gran cantidad de energía. Si su masa fuese mayor, su gravedad no sería lo
suficientemente intensa como para balancear la presión de radiación y la estrella expulsaría el
exceso de masa a través de vientos estelares. Apenas pueden mantener el equilibrio hidrostático
gracias a que un viento estelar eyecta materia permanentemente, reduciendo la masa de la
estrella. Por este motivo normalmente se observan nebulosas alrededor de estas estrellas.
Las LBVs tienden a tener temperaturas efectivas altas, entre 12.000 K y 30.000 K, con
luminosidades de a lo sumo 106 Lsol (Humphreys & Davidson 1994). Esto ubica a las LBVs en la
parte superior izquierda del diagrama HR. Debido a su gran masa y alta luminosidad, sus
tiempos de vida son muy cortos. El número de estos objetos es escaso ya que representan una
fase breve, del orden de ~ 2-5 x 105 años, de la evolución estelar de estrellas muy masivas,
asumiendo que todas las estrellas Wolf-Rayet3 descienden de LBVs.
3
Las estrellas Wolf Rayet serán descriptas en la siguiente sección (1.4.3.).
17|
En la Figura 1.6 se observan dos imágenes de la binaria eclipsante HD 5980, ubicada en la
nebulosa NGC 346, en la Nube Menor de Magallanes (SMC, Small Magellanic Cloud). La más
grande del par, HD 5980 A, es una estrella LBV de 58 – 79 Msol. HD 5980 B es una estrella
Wolf-Rayet evolucionada de 51 – 67 Msol (Foellmi et al. 2008). La masa inicial del sistema es de
~ 120 Msol (Koenigsberger 2004).
Figura 1.6: A la izquierda, imagen de la binaria HD 5980 tomada por el Observatorio Chandra de Rayos X
(recuperada del sitio web http://jumk.de/astronomie/big-stars/hd-5980.shtml, el día 2 de febrero del año 2012). A la
derecha, imagen óptica de la misma binaria tomada por el Telescopio Espacial Hubble (recuperada del sitio web
http://www.esa.int/esaSC/SEMPYIO2UXE_index_1.html, el día 2 de febrero del año 2012).
1.4.2.1. Progenitores
Se cree que muchas de las estrellas con masas iniciales mayores a ~ 40 Msol atravesarán una
corta fase de LBV en las últimas etapas de su evolución, luego de abandonar la MS (ver por
ejemplo Drissen et al. 1997). Moffat et al. 1989 sugirieron que el mecanismo de LBV es un paso
esencial para forzar a las estrellas masivas (con masas de al menos 40 Msol en la ZAMS) a
convertirse en estrellas Wolf-Rayet.
El lugar más evidente para buscar candidatos a estrellas progenitoras de LBVs es en el área del
diagrama HR ubicada entre la MS y la ZAMS, y el límite de Eddington. Esta área incluye
supergigantes luminosas de tipo temprano, que aún no han mostrado ninguna actividad del tipo
de las LBVs. Estudios fotométricos detallados revelan pequeñas variaciones en supergigantes
“no-variables”, con amplitudes del orden de las observadas en las pequeñas variaciones de LBVs
durante la etapa de inactividad. Este efecto es más pronunciado en estrellas tempranas (O y B
tempranas, Moffat et al. 1989).
18|
1.4.2.2. Evolución y sucesores
Las LBVs exhiben pequeñas variaciones de alrededor de 0,1 a 0,2 magnitudes en escalas de
tiempo de unos pocos días, variaciones normales de 1 o 2 magnitudes en escalas de tiempo de
unos años a unas pocas décadas, y raras erupciones que pueden incrementar su brillo en más de
3 magnitudes, que ocurren con menor frecuencia, de unos pocos cientos a unos pocos miles de
años. La variabilidad se debe a cambios e inestabilidades de la fotósfera (Parker et al. 1993;
Bohannan 1997).
Durante las eyecciones normales, en las escalas de tiempo en que éstas ocurren, las atmósferas
estelares forman una “pseudo - fotósfera ópticamente gruesa” que se expande lentamente (100 a
200 km s-1, Humphreys 1989). La pérdida de masa se incrementa de 10 a 100 veces por encima
de la de los niveles de inactividad, que son del orden de 10-5 a 10-4 Msol por año. Cuando esto
ocurre, los objetos evolucionan hacia el rojo, hacia temperaturas menores, poniéndose en
contacto con el límite de Eddington y estimulando una gran pérdida de masa violenta y
repentina. Después de que la LBV ha perdido suficiente masa en la erupción, la inestabilidad se
alivia temporalmente y la estrella regresa a su estado de inactividad (volviéndose más azul),
presumiblemente hasta que la inestabilidad se desarrolle nuevamente (Humphreys 1989). Las
estrellas probablemente se topan con varios episodios de LBV, a través de los cuales pierden
masa mediante vientos constantes y ocasionales eyecciones.
Las eyecciones esporádicas de masa y las altas tasas de pérdida de masa constantes, en otros
tiempos, rodean la LBV con una nube de polvo que puede incluso ser claramente visible, como
en el caso de la Nebulosa del Homúnculo que rodea a  Carinae, como se mencionó
anteriormente. Durante la vida de la LBV, usualmente estimada en 10 5 años, éstas pierden
alrededor de 1 Msol o más a tasa constante, y más aún durante las erupciones. En promedio, estas
estrellas pierden más de 10-4 Msol por año (Stahl 1987). Algunos estudios han indicado que las
eyecciones son ricas en nitrógeno y helio, probablemente provenientes de fusiones en el núcleo y
llevados a la superficie por convección.
El tiempo de vida de una LBV puede estimarse del número relativo de LBVs versus otras
estrellas. Por ejemplo, en la LMC (Nube Mayor de Magallanes) se conocen 6 LBVs y 115 WolfRayet. Si se asume que, en realidad, hay 10 LBVs, considerando el caso en que se desconozcan
algunas (que podrían no haber sido todavía detectadas), la fase entre la quema del núcleo de
hidrógeno y la del núcleo de helio sería de alrededor de 1/12 del tiempo de vida total de la
estrella Wolf-Rayet (5 x 105 años), aproximadamente de 40.000 años (Bohannan 1997).
Se ha observado una reducción de H y un enriquecimiento en N en algunas LBVs, lo que
indicaría que, después de varias erupciones mayores de LBV, estas estrellas resultan en objetos
luminosos con abundancias de ciclo CNO aumentadas. Las estrellas Wolf-Rayet son las mejores
candidatas (Langer 1990). Entonces, el escenario presentado probablemente lleva una LBV a una
fase de Wolf-Rayet, o incluso a una Supernova, que tal vez podría ocurrir durante la fase de
eyección como una supergigante roja, o en la fase de inactividad como una supergigante azul.
19|
1.4.2.3. Espectro de una LBV
Los espectros de las LBVs exhiben típicamente líneas de emisión de H, HeI, FeII y [FeII], con
perfiles del tipo P Cygni. Estas líneas de emisión son más fuertes de lo normal para la
temperatura y luminosidad de las estrellas.
Los perfiles tipo P Cygni están caracterizados por líneas de emisión absorbidas en el extremo
violeta y son producidos por una envoltura de gas en expansión o por vientos estelares. El gas
eyectado por la estrella que viaja en una dirección más o menos perpendicular a nuestra línea de
visión, produce líneas de emisión que no están afectadas por efecto Doppler. Sin embargo, el gas
que viaja directamente hacia nosotros produce características de absorción en el continuo estelar,
que son corridas por efecto Doppler a longitudes de onda más cortas, y aparecen en el extremo
violeta de las líneas de emisión. El gas eyectado directamente en dirección contraria a nosotros
no se ve en lo absoluto. La Figura 1.7 muestra en forma esquemática la formación de un perfil P
Cygni. La Figura 1.8 muestra los perfiles P Cygni para la línea Hα y la línea Hβ de HD 160529,
una LBV ubicada en la constelación del Escorpión, a aproximadamente 2,5 kpc del Sol.
Figura 1.7: Esquema de la formación de un perfil P Cygni (adaptado del
http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/P_Cygni_profile.html, el día 3 de febrero del año 2012).
sitio
web
20|
El espectro, luminosidad y temperatura de las LBVs son altamente variables. Durante los
períodos de inactividad, en los cuales el brillo es menor, estas estrellas parecen supergigantes
azules de tipo B, con temperaturas superiores a los 20.000 K, mostrando emisión en H y HeI.
Durante los períodos de máximo brillo, estas estrellas parecen supergigantes de tipo A o F
tardías, con temperaturas cercanas a los 8.000 K, y la emisión en FeII y [FeII] alcanza un
máximo. Se cree que la magnitud bolométrica (es decir, la radiación total) permanece constante
durante estos ciclos, y que el aparente enfriamiento se debe a la absorción de las capas de
material eyectado que rodea a la estrella, que re-irradia la radiación visible y azul en longitudes
de onda más largas (Parker et al. 1993).
Figura 1.8: Perfiles P Cygni para las líneas Hβ (panel superior a) y Hα (panel inferior b) de HD 160529, tomados
del trabajo de Sterken 1991.
21|
1.4.3. Estrellas Wolf-Rayet
Las primeras estrellas de este tipo fueron descubiertas por Charles Wolf y George Rayet en
1867, mientras realizaban un relevamiento de estrellas en Cygnus. Observaron tres estrellas
(HD191765, HD192103 y HD192641), todas a menos de un grado entre sí, que exhibían anchas
líneas de emisión, inusualmente fuertes, en lugar de las líneas de absorción usualmente vistas en
otras estrellas. Hoy en día, alrededor de 300 estrellas Wolf-Rayet (WR) han sido catalogadas en
la Vía Láctea (van der Hucht 2006).
Las Wolf-Rayet (WR) son estrellas evolucionadas y masivas, de más de ~ 20 Msol inicialmente.
Son muy luminosas y calientes, con temperaturas efectivas de 25.000 K a 100.000 K, que están
perdiendo masa a un ritmo de 10-5 Msol por año, con vientos estelares con velocidades entre 800
km s-1 y más de 3.000 km s-1. Además, hay evidencia de una rápida rotación en muchas (tal vez
todas) estrellas WR, con velocidades de rotación típicas en el ecuador de 300 km s-1. Estas
estrellas no presentan la variabilidad característica observada en las LBVs. Muchas estrellas
Wolf-Rayet se encuentran en el centro de nebulosas que probablemente se hayan formado a
partir de sus propias eyecciones de material.
La estrella más brillante de este tipo se encuentra en el sistema estelar Gamma Velorum,
compuesto por al menos 6 estrellas. El miembro más brillante, de aproximadamente 1,7
magnitudes en el visual, es γ Velorum A (ver Figura 1.9), una binaria espectroscópica compuesta
por una estrella azul supergigante de tipo espectral O8 (de ~ 28 Msol) y una estrella Wolf-Rayet
(de ~ 9 Msol, y originalmente ~ 35 Msol). Este sistema se encuentra ubicado en la constelación
Vela, a una distancia aproximada de 330 pc. (Sushch et al. 2010).
Figura 1.9: Sistema binario γ Velorum A. A la izquierda, imagen óptica tomada de la base de datos SIMBAD
(recuperada del sitio web http://cdsportal.u-strasbg.fr/#*%20gam%20Vel, el día 4 de febrero del año 2012). A la
derecha, imagen, también en la región óptica del espectro, recuperada del sitio web
http://www.southernskyphoto.com/southern_sky/gamma_vela.htm, el día 4 de febrero del año 2012. γ Velorum es la
estrella más brillante del campo, ubicada aproximadamente en el centro, algo desplazada hacia la izquierda.
22|
1.4.3.1. Espectro de una estrella Wolf-Rayet
Las estrellas Wolf Rayet son estrellas muy azules, con su pico de emisión centrado en el
ultravioleta. En el espectro se observan anchas líneas de emisión de carbono, nitrógeno y
oxigeno, y bandas de emisión brillantes correspondientes a hidrógeno o helio ionizado.
Constituyen el tipo espectral W y, de acuerdo a su composición, se dividen en tres tipos: WN,
dominadas por líneas de emisión de helio y nitrógeno, y en algunos casos también presentan
emisión de oxígeno, carbono e hidrógeno; WC, que exhiben líneas de emisión de helio y
carbono, con una clara ausencia de líneas de nitrógeno e hidrógeno; y WO, que contienen líneas
de oxígeno prominentes, con algunas contribuciones de elementos altamente ionizados. El último
tipo es mucho más raro que los anteriores. De los tres tipos indicados, las más brillantes son las
WN.
En la Figura 1.10 se observa un espectro típico de las estrellas Wolf-Rayet, perteneciente a la
estrella HD 192641 (WR 137). WR 137 es, en realidad, un sistema binario formado por una
estrella de tipo espectral WC7 y una O9 (ver, por ejemplo, Williams et al. 2001).
Figura 1.10: Espectro de la estrella Wolf-Rayet WR 137, recuperado del sitio web
http://fr.wikipedia.org/wiki/Fichier:Wr137_spc.png, el día 4 de febrero del año 2012. Arriba a la derecha, imagen de
WR 137 tomada de la base de datos SIMBAD.
23|
El ancho de las líneas de emisión se debe a un efecto Doppler intenso producido por los fuertes
vientos de eyección. Se piensa que este proceso comienza cuando la estrella ha generado
suficientes elementos pesados (carbono y oxígeno) en su núcleo, y que parte de estos elementos
han alcanzado la superficie estelar. En ese momento disminuye la capacidad de la estrella para
irradiar la energía producida en su interior. Como consecuencia, la intensidad del viento estelar
aumenta mostrando las capas interiores de la estrella, las cuales son más calientes y en donde las
reacciones nucleares han modificado su composición. En las estrellas del tipo WN se pueden
observar las capas en las que se ha producido la fusión de hidrógeno en helio, y en las de tipo
WC se aprecian aquellas capas en las que tuvo lugar la fusión del helio en carbono y en oxígeno.
1.4.3.2. Evolución de las estrellas Wolf-Rayet
La Figura 1.11 muestra un diagrama HR en el cual podemos observar los caminos evolutivos
para estrellas de diferentes masas. Además se encuentran indicados los lugares del diagrama en
los que se ubican las estrellas LBVs (VLA, Variable Luminosa Azul) y las Wolf-Rayet (WR).
Figura 1.11: Diagrama HR que muestra la ubicación de las estrellas LBVs y Wolf-Rayet (recuperado del sitio
web http://faces.unah.edu.hn/an111virtual/vrt/U3/U3-tema4_evo.html, el día 5 de febrero del año 2012). Además de
estas estrellas, la parte superior del diagrama contiene estrellas azules supergigantes (SGAz) y estrellas rojas
supergigantes (SGR).
24|
Se piensa que las estrellas Wolf-Rayet provienen de las estrellas más masivas y brillantes, las
de tipo espectral O, luego de atravesar, generalmente, la fase de Variable Luminosa Azul, en la
cual las estrellas pierden rápidamente grandes cantidades de masa debido a los intensos vientos
estelares. Una estrella Wolf-Rayet comienza siendo de tipo espectral WN tardío (WN9), que son
estrellas muy parecidas en luminosidad y temperatura a las LBVs. A medida que pierde masa, la
estrella va disminuyendo su tamaño y su luminosidad, y aumentando su temperatura, hasta
acabar mostrando las capas internas más calientes, en las que se encuentran los materiales
procesados por las reacciones nucleares, que dan lugar a su espectro característico. En este
proceso, la estrella se va desplazando a tipos espectrales más tempranos (WN8, WN7, etc.), hasta
convertirse en una WC o WO, que finalmente acaba su vida en una explosión de supernova.
1.4.4. Colapso nuclear
Veamos cómo es el proceso de evolución de una estrella post–secuencia principal con una
masa inicial superior a 8 Msol. Ya habíamos visto que el hidrógeno se convierte en helio en la
secuencia principal. Lo que sigue es la quema del helio, dando lugar a un núcleo de carbonooxígeno. Las altas temperaturas en los núcleos de estrellas masivas permiten que el carbono y el
oxígeno puedan quemarse también. A medida que el núcleo de carbono-oxígeno continúa
contrayéndose, eventualmente se produce la quema del carbono, generando una variedad de
elementos, tales como O, Ne, Na y Mg. Asumiendo que cada una de estas reacciones nucleares
que se suceden alcanza el equilibrio, se desarrolla en el interior de la estrella una estructura de
“capas de cebolla” (ver Figura 1.12). Lo que sigue es la quema de estos elementos, generando
una nueva composición dominada por Si. Finalmente, a temperaturas cercanas a los 3 x 109 K, se
genera la quema del Si y se produce un núcleo de Fe.
A las altas temperaturas presentes ahora en el núcleo de la estrella, los fotones poseen
suficiente energía como para destruir núcleos pesados, un proceso conocido como
“fotodesintegración”. Cuando la masa del núcleo de Fe que se contrae es lo suficientemente
grande y la temperatura lo suficientemente alta, la fotodesintegración puede desarmar el Fe en
protones y neutrones individuales. La energía térmica es removida del gas, pues de otra manera
aportaría la presión necesaria para soportar el núcleo de la estrella. Las masas del núcleo para las
cuales este proceso tiene lugar varían desde 1,3 Msol (para estrellas con 10 Msol en la ZAMS) a
2,5 Msol (para estrellas con 50 Msol en la ZAMS).
Bajo estas condiciones extremas (temperatura nuclear 8 x 109 K y densidad nuclear 1013 kg
m-3, para una estrella de 15 Msol), los electrones libres que ayudaban a soportar la estrella por
medio de la presión son capturados por los núcleos pesados y por los protones producidos por la
fotodesintegración. La cantidad de energía que escapa de la estrella en forma de neutrinos es
enorme, de ~ 3,1 x 1038 W. Como consecuencia de la fotodesintegración y de la captura de
electrones, el soporte generado por la presión de los electrones en el núcleo desaparece y el
25|
mismo comienza a colapsar extremadamente rápido (en un segundo, un volumen del tamaño de
la Tierra se puede comprimir a un radio de 50 km). Este colapso continúa hasta que la densidad
excede los 8 x 1017 kg m-3, aproximadamente tres veces la densidad de un núcleo atómico. En
este punto, el material nuclear, que ahora produce el endurecimiento del núcleo debido a la
intensa fuerza (usualmente atractiva), se vuelve de repente repulsivo, como consecuencia del
principio de exclusión de Pauli aplicado a los neutrones. El resultado es que el núcleo comienza
a expandirse enviando ondas de presión hacia afuera. Cuando la velocidad de estas ondas alcanza
la velocidad del sonido, las mismas se transforman en ondas de shock que continúan moviéndose
hacia afuera. En el interior de estas ondas se desarrolla una esfera de neutrones, debida al
proceso de fotodesintegración y a la captura de electrones. El shock genera que las capas
exteriores de la estrella y la materia que resulta del proceso nuclear se expandan hacia afuera. La
energía cinética total en la expansión es del orden de 1044 J, aproximadamente un 1% de la
energía liberada por los neutrinos. Finalmente, cuando el material se vuelve ópticamente delgado
a un radio de aproximadamente 1013 m se produce un impresionante espectáculo óptico, en el
cual se liberan aproximadamente 1042 J de energía en forma de fotones, con un pico de
luminosidad de cerca de 109 Lsol, que es capaz de competir con el brillo de una galaxia completa.
Esta explosión de materia y energía es a lo que llamamos una Supernova. La explosión de
supernova se produce siempre que la masa del núcleo remanente supere el límite de
Chandrasekhar (1,46 Msol).
Figura 1.12: Esquema representativo de las distintas capas de elementos que se desarrollan en el interior de una
estrella masiva durante su evolución a medida que se produce la quema de los distintos materiales (adaptado del
sitio web http://galaxiasyfosiles.blogspot.com/2009_11_01_archive.html, el día 7 de febrero del año 2012).
26|
En la Figura 1.13 se muestra un esquema general para la evolución de estrellas masivas tomado
del trabajo de Massey (2003). En cada caso, la estrella termina su vida en una explosión de
supernova (SN).
Figura 1.13: Esquema de evolución para las estrellas masivas, que incluye estrellas Variables Luminosas Azules
(LBVs), Wolf-Rayet de los tipos WN y WC, estrellas O y B, y supergigantes rojas (RSG) y azules (BSG). Tomado
del trabajo de Massey (2003).
1.5. Supernovas y remanentes de supernovas
El primer registro de la observación de una supernova data del año 1006, en el cual una estrella
muy brillante apareció de repente en la constelación el Lobo, alcanzando una magnitud visual
aparente de ~ -9 . Este evento fue registrado por astrólogos en Europa, China, Japón, Egipto e
Irak. Basados en las escrituras, parece que la Supernova 1006 (SN 1006) apareció cerca del 30 de
Abril del año 1006 y desapareció de la vista aproximadamente un año más tarde (ver Figura
1.14).
Figura 1.14: Imagen de la nebulosa remanente de la supernova SN 1006 tomada por el Observatorio de Rayos X
Chandra (recuperado del sitio web http://chandra.harvard.edu/photo/2008/sn1006c/sn1006c_72dpi.jpg, el día 7 de
febrero del año 2012).
27|
Otros eventos similares se han visto a lo largo de la historia. Tal vez el más famoso sea el que
ocurrió el 4 de Julio del año 1054 (SN 1054), cuando una brillante estrella apareció de repente en
el cielo, en la constelación de Tauro. Yang Wei-T’e, un astrólogo durante la dinastía China Sung
registró el evento, observando que “después de más de un año se volvió gradualmente invisible”.
La estrella, además, fue registrada por los japoneses, los koreanos y los árabes. Al igual que el
evento del año 1006, esta estrella era visible a plena luz del día. Con el desarrollo de los potentes
telescopios modernos, ha sido posible identificar una nube que se expande rápidamente,
conocida como Nebulosa del Cangrejo (remanente de la Supernova 1054) en el lugar en que se
informó que fue vista esta estrella (ver Figura 1.15).
Figura 1.15: Imagen de la Nebulosa del Cangrejo, en cuyo centro se encuentra una estrella de neutrones, el
remanente de la supernova SN 1054. Esta imagen es una combinación de tres imágenes en diferentes longitudes de
onda: una en rayos X de Chandra, en azul, otra en el óptico del Telescopio Espacial Hubble, en verde y la última en
el
infrarrojo
del
Telescopio
Espacial
Spitzer,
en
rojo
(recuperado
del
sitio
web
http://chandra.harvard.edu/photo/2006/crab/, el día 7 de febrero del año 2012).
Pasaron 500 años antes de que otra estrella apareciera en el cielo tan dramáticamente. Tycho
Brahe, entre otros, fue testigo de un evento de supernova en el año 1572 (ver Figura 1.16). Este
extraño evento era claramente contrario a las creencias de la época en el mundo Occidental,
donde se pensaba que los cielos no cambiaban. Algunos años después, más precisamente en el
año 1604, su alumno Johannes Kepler también fue testigo de una explosión de supernova (ver
Figura 1.16). Estos dos eventos se conocen ahora como Supernova de Tycho (SN 1572) y
Supernova de Kepler (SN 1604), respectivamente.
28|
Figura 1.16: A la izquierda, nebulosa remanente de la supernova SN 1572. La imagen combina dos imágenes, una
en rayos X tomada por Chandra y otra en el infrarrojo, tomada por el Telescopio Espacial Spitzer
(http://chandra.harvard.edu/photo/2009/tycho/). A la derecha, nebulosa remanente de la supernova SN 1604. La
imagen fue tomada por el Observatorio de rayos X Chandra (recuperado del sitio web
http://chandra.harvard.edu/photo/2007/kepler/, el día 7 de febrero del año 2012).
Desafortunadamente, la Supernova de Kepler fue la última observada en la Vía Láctea. Sin
embargo, en Febrero del año 1987 Ian Shelton, usando un astrográfico de 10 pulgadas en el
Observatorio de Las Campanas (Chile), detectó un evento de supernova que se conoce
actualmente como SN 1987A (ver Figura 1.17), al suroeste de una nube molecular masiva en la
Nube Mayor de Magallanes, conocida como 30 Doradus. Fue la primera vez, desde el desarrollo
de instrumentos modernos, que una supernova pudo observarse tan cerca de la Tierra (la Nube
Mayor de Magallanes se encuentra a ~ 50 kpc de distancia). Inmediatamente después de su
descubrimiento, fue posible inferir que el progenitor de esta supernova tan espectacular era una
estrella azul supergigante. Nicholas Sanduleak había catalogado la estrella como Sk -69 202
mientras investigaba estrellas calientes en las Nubes de Magallanes. La oportunidad de observar
una supernova desde un punto tan cercano usando todas las herramientas modernas posibles
proporcionó una ocasión ideal para probar la teoría del destino de las estrellas masivas.
29|
Figura 1.17: Imágen óptica del remanente de la supernova SN 1987A. Arriba a la derecha se observa una
ampliación del centro de la imagen principal, donde se encuentra el remanente. La imagen fue tomada por el
Telescopio Espacial Hubble (recuperada del sitio web http://es.wikipedia.org/wiki/Archivo:Supernova-1987a.jpg, el
día 7 de febrero del año 2012).
1.5.1. Clases de supernovas
Hoy en día se observan permanentemente supernovas en otras galaxias. Sin embargo, los
eventos de supernova son extremadamente raros, con una ocurrencia de aproximadamente uno
cada 100 años en una galaxia. Debido a que el espectro y la curva de luz de las supernovas han
sido estudiados cuidadosamente, se ha encontrado que hay diferentes clases de supernovas, con
diferentes tipos de progenitores y mecanismos que las producen.
Las supernovas Tipo I fueron identificadas como aquellas que no exhiben líneas de hidrógeno
en su espectro. Dado que el hidrógeno es el elemento más abundante del Universo, este hecho
sugiere algo inusual acerca de estos objetos. Por el contrario, el espectro de las supernovas Tipo
II contiene fuertes líneas de hidrógeno. Las supernovas Tipo I pueden dividirse a su vez según su
espectro: aquellas que muestran una fuerte línea de Si II en 615 nm se llaman Tipo Ia, mientras
que las otras designaciones son Tipo Ib o Tipo Ic, basadas en la presencia (Ib) o ausencia (Ic) de
fuertes líneas de helio. La Figura 1.18 muestra un ejemplo del espectro típico de cada uno de los
cuatro tipos de supernova.
30|
Figura 1.18: Espectro representativo de los cuatro tipos de supernova cerca del máximo de luz; Tipo Ia, Ib, Ic y II
(adaptado de Carroll & Ostlie 2007, el día 7 de febrero del año 2012).
La falta de líneas de hidrógeno en las supernovas Tipo I indica que las estrellas involucradas
se han desprendido de sus envolturas de hidrógeno. Las diferencias en las características
espectrales entre las Tipo Ia y las Tipo Ib y Ic indican que son diferentes los mecanismos que las
producen. Este hecho se refleja en los diferentes ambientes en los cuales se producen las
explosiones. Las supernovas Tipo Ia son observadas en todos los tipos de galaxias, incluyendo
las elípticas, que muestran muy poca evidencia de formación estelar reciente. Por otro lado, las
supernovas Tipo Ib y Ic han sido observadas solo en galaxias espirales, cerca de los lugares de
formación estelar reciente (regiones H II). Esto implica que las estrellas masivas de corta vida
probablemente están involucradas con las supernovas de Tipo Ib y Ic, pero no con las de Tipo
Ia. Las supernovas Tipo Ia serían el resultado de la acreción de masa por parte de una enana
31|
blanca desde una estrella compañera. Si la enana blanca recibe suficiente masa de su compañera
como para superar el límite de Chandrasekhar, se produce la fusión en su núcleo que da lugar a
una explosión termonuclear, expulsando prácticamente todo el material que la formaba. Este
proceso evolutivo, que da origen a las supernovas tipo Ia, puede verse representado en las
Figuras 1.19 y 1.20. Por otro lado, las supernovas Tipo Ib y Ic se producirían como resultado del
colapso gravitacional de una estrella masiva, tal como se explicó en la sección 1.4.4. Se cree que
las de Tipo Ib se producen tras el colapso de una estrella Wolf-Rayet (WN) que ha expulsado
toda su envoltura de hidrógeno por medio de los intensos vientos propios de este tipo de
estrellas. Mientras que las de Tipo Ic se producen en casos extremos, en los cuales no solo
escapa el hidrógeno de la estrella Wolf-Rayet, sino también el helio, quedando expuesto el
núcleo de carbono (WC).
Figura 1.19: Representación del proceso que origina las supernovas tipo Ia. En el panel superior se observa la
acreción de masa por parte de la enana blanca desde su estrella compañera. En el panel inferior se observa la enana
blanca en el instante en que alcanza la masa límite de Chandrasekhar (recuperada del sitio web
http://chandra.harvard.edu/photo/2010/type1a/media/, el día 8 de febrero del año 2012).
32|
Figura 1.20: Representación del proceso que origina las supernovas tipo Ia. En la imagen puede observarse la
explosión de supernova que tiene lugar cuando la masa de la enana blanca excede el límite de Chandrasekhar
(recuperada del sitio web http://smithsonianscience.org/2010/01/astronomers-find-rare-supernova/, el día 8 de
febrero del año 2012).
La Figura 1.21 muestra la curva de luz en longitudes de onda azules (filtro B), para supernovas
de Tipo I. El pico de brillo típico para una Tipo Ia es Mb = - 18,4, mientras que las curvas de luz
de las Tipo Ib y Ic son más débiles en brillo por 1,5 o 2 magnitudes en longitudes de onda azules,
pero en otras longitudes de onda son muy similares. Todas las supernovas Tipo I muestran, luego
del máximo, tasas de disminución de brillo muy similares, de aproximadamente 0.065 (±0.007)
mag/día. A los 50 días aproximadamente, esta tasa disminuye su velocidad y se vuelve constante,
con las Tipo Ia disminuyendo un 50% más rápidamente que las otras (0,015 mag/día versus
0,010 mag/día). Se cree que SN 1006 y las detectadas por Tycho y Kepler, son Tipo I. Una
aplicación muy importante de las supernovas Tipo Ia es en el cálculo de distancias
extragalácticas. Dada la similitud en las formas y en la magnitud de las curvas de luz de este tipo
de supernovas, las mismas se utilizan como medida estándar de luminosidad. Como pueden ser
detectadas en galaxias muy lejanas, permiten calcular distancias que de otra manera no
podríamos determinar.
33|
Figura 1.21: Curva de luz para supernovas Tipo I en longitudes de onda azules (filtro B; adaptada de Doggett &
Branch 1985).
Observacionalmente, las supernovas Tipo II están caracterizadas por un rápido incremento en
la luminosidad, alcanzando brillos máximos que son típicamente 1,5 magnitudes más débiles que
aquellos de las Tipo Ia. El pico de luz es seguido por un decrecimiento continuo, cayendo 6 u 8
magnitudes en un año. Sus espectros exhiben líneas asociadas al hidrógeno y a elementos más
pesados. Además, los perfiles P Cygni son comunes en muchas líneas, indicando una rápida
expansión. SN 1054 y SN 1987A, son ejemplos de supernovas Tipo II. Se cree que este tipo de
supernovas se producen por el colapso gravitacional de una estrella masiva cuando la misma ha
generado un núcleo de hierro. En este punto comenzaría el colapso descripto en la sección 1.4.4.
Las curvas de luz de las supernovas Tipo II se pueden clasificar en Tipo II-P (con mesetas) o
Tipo II-L (lineales, sin mesetas). Se cree que esta diferencia se debe a la existencia de los
distintos tipos de envolturas de las estrellas. Las supernovas Tipo II-P poseen una gran envoltura
de hidrógeno que atrapa la energía liberada en forma de rayos γ y la libera en frecuencias
menores, produciendo la meseta; mientras que las de Tipo II-L poseen envolturas menores,
convirtiendo una menor cantidad de energía de rayos γ en luz visible. En las Figuras 1.22 y 1.23
se muestran las curvas de luz para cada tipo (II-P y II-L), en longitudes de onda azules (filtro B).
En las mismas, se observa una clara meseta, aunque temporal (entre ~ 30 y 80 días), después del
pico máximo de luz para las supernovas Tipo II-P, pero no se la observa en las supernovas Tipo
II-L. Además, las supernovas Tipo II-P ocurren con una frecuencia 10 veces mayor que las de
Tipo II-L. En la Figura 1.24 se observa un diagrama de árbol que resume la clasificación de los
eventos de supernova en sus distintos tipos.
34|
Figura 1.22: Forma característica de la curva de luz de una supernova Tipo II-P. Esta curva combina
observaciones realizadas para varias supernovas (adaptada de Doggett & Branch 1985).
Figura 1.23: Forma característica de la curva de luz de una supernova Tipo II-L. Esta curva combina
observaciones obtenidas para varias supernovas (adaptada de Doggett & Branch 1985).
35|
Figura 1.24: Clasificación de las supernovas basados en el espectro en el máximo de brillo, y en la existencia o
ausencia de una meseta en la curva de luz de las supernovas Tipo II. Este esquema es una adaptación de la Figura
15.9 del libro “An introduction to modern astrophysics” de Carroll & Ostlie (2007).
1.5.2. Núcleo central de la supernova
Si la masa inicial de la estrella en la secuencia principal no es demasiado grande (tal vez
MZAMS < 25 Msol), el remanente del núcleo se estabilizará formando una estrella de neutrones,
soportada por la presión de los neutrones degenerados. Sin embargo, si la masa estelar inicial es
mucho mayor, la presión de los neutrones degenerados no le permitirá al remanente soportar la
presión gravitatoria, y se completará el colapso final, produciendo un agujero negro. En
cualquier caso, la formación de estos objetos es acompañada por una gran producción de
neutrinos, la mayoría de los cuales escapa al espacio con una energía total de aproximadamente 3
x 1046 J (100 veces más que la producida por el Sol en toda su vida en la secuencia principal).
1.5.2.1. Estrellas de neutrones y púlsares
Las estrellas de neutrones son pequeñas y compactas, con radios del orden de 10 km y
densidades de ~ 7 x 1017 kg m-3, mayores que las densidades típicas de los núcleos atómicos (~ 2
x 1017 kg m-3). La fuerza de gravedad en la superficie de estas estrellas es del orden de 2 x 1012 m
36|
s-2, 200 mil millones de veces más fuerte que la aceleración de la gravedad en la superficie de la
Tierra y sus temperaturas son de ~ 106 K. Rotan muy rápidamente, producto del colapso
gravitacional, y poseen campos magnéticos muy intensos, aproximadamente 1018 veces más
intensos que el campo magnético terrestre.
Cuando los electrones en la superficie de la estrella se encuentran con el intenso campo
magnético en los polos norte y sur magnéticos, las partículas son aceleradas rápidamente y
emiten “chorros” de radiación sincrotrón (radiación no térmica en longitudes de onda de radio).
Puede ocurrir que la Tierra se encuentre ubicada en la dirección de uno de estos chorros, y
debido a que el eje de rotación de la estrella no siempre coincide con el eje de su campo
magnético, es posible detectar un pulso de radiación cada vez que la estrella rota (ver Figura
1.25), produciendo un efecto muy parecido al de un faro. Cuando esto sucede, la estrella de
neutrones se denomina Púlsar.
Figura 1.25: Esquema del mecanismo que origina un púlsar. En rojo se observa el eje de rotación de la estrella de
neutrones, en azul, una representación de las líneas del campo magnético, y en amarillo, los “chorros” de radiación
en la dirección del eje magnético (recuperado del sitio web http://www.nrao.edu/pr/2011/studentpulsar/pulsar.jpg, el
día 9 de febrero del año 2012).
Los primeros pulsos de radiación sincrotrón fueron detectados en el año 1967 por Jocelyn Bell y
Anthony Hewish. El período de la señal era de 1,33730113 s. Este púlsar se conoce hoy en día
como PSR 1919+21. Actualmente se conocen más de 1.500 púlsares con períodos de rotación
37|
que varían entre 0,25 y 2 s. Los períodos son extremadamente precisos y aumentan a medida que
disminuye la velocidad de rotación de las estrellas. El púlsar más famoso es el que se encuentra
en la Nebulosa del Cangrejo (PSR 0531+21), con un período de 0,033 s. Está ubicado en el
mismo punto en el cual los astrónomos chinos registraron la brillante supernova del año 1054
(SN 1054), lo que confirma la relación entre las estrellas de neutrones y los eventos de
supernova.
1.5.2.2. Agujeros negros
Tal y como se ha visto a lo largo del capítulo, los agujeros negros de masas estelares se forman
como resultado del colapso gravitacional de una estrella masiva, cuando la misma alcanza el
final de su vida. Estos objetos colapsan concentrando toda la masa de la estrella en unas pocas
decenas de kilómetros de diámetro, por lo que las densidades son muy elevadas y la fuerza de
gravedad muy intensa. Como consecuencia, ni siquiera la luz puede escapar de su interior,
generando que no emitan ningún tipo de radiación directamente y solo se puedan detectar por la
influencia que ejercen sobre su entorno. Existen principalmente dos maneras de detectar estos
objetos observacionalmente: la primera es a través de los sistemas binarios emisores de rayos X,
cuando el agujero negro es una de las componentes del sistema, estudiando la dinámica del
mismo; la segunda es mediante los eventos de microlentes gravitacionales, cuando el agujero
negro desvía gravitacionalmente la luz y produce un efecto tipo lente, estudiando los
movimientos relativos entre dicha lente y la fuente, y los cambios aparentes en el brillo de esta
última. Éste es el único método, en la actualidad, que nos permite detectar agujeros negros de
masas estelares aislados. Estos métodos de detección observacionales se explican en detalle en el
Capítulo III.
38|
Capítulo II
“Agujeros negros de
Fundamentos teóricos’’
masas
estelares:
A pesar de que las pruebas observacionales que confirman la existencia de los agujeros negros
de masas estelares son relativamente recientes, en 1783 el inglés John Michell (1724-1793)
había especulado acerca de la existencia de los mismos al analizar las implicaciones de la teoría
corpuscular de la luz de Newton. Este hecho demuestra que mucho tiempo antes de que los
científicos reflexionaran verdaderamente acerca de la existencia de los agujeros negros, los
mismos ya habían sido considerados teóricamente. En el presente capítulo se presentará la Teoría
General de la Relatividad de Einstein y se analizarán los postulados de la misma, que conducen,
como consecuencia, al desarrollo de los agujeros negros.
2.1. La Teoría General de la Relatividad
La gravedad juega un rol fundamental al modelar el universo a gran escala. La ley de la
gravitación universal de Newton,
,
(2.1)
es una de las bases de la astronomía, que nos permite describir los movimientos de los objetos en
el cielo como, por ejemplo, las órbitas de los planetas. Sin embargo, uno de los problemas de la
gravedad Newtoniana ha sido explicar la tasa de cambio en la orientación de la órbita de
Mercurio.
La influencia gravitacional de los demás planetas produce que el eje mayor de la órbita elíptica
de Mercurio se mueva lentamente en sentido directo alrededor del Sol, respecto de las estrellas
fijas (ver Figura 2.1). La posición angular del perihelio se mueve a una tasa de 574˝ por siglo.
Sin embargo, la ley de la gravitación universal de Newton fue incapaz de explicar 43˝ por siglo
de este movimiento, una inconsistencia que llevó a pensar que la ley debía ser modificada, o que
otro planeta ocupaba una órbita interior a la de Mercurio.
Entre los años 1907 y 1915, Albert Einstein (1879-1955) desarrolló una nueva teoría de la
gravedad, su Teoría General de la Relatividad. Además de resolver el problema del movimiento
del perihelio de la órbita de Mercurio, esta ley predecía nuevos fenómenos que fueron luego
confirmados experimentalmente. En esta sección estudiaremos los contenidos físicos de la
39|
relatividad general que nos llevarán al surgimiento de los agujeros negros como consecuencia de
esta teoría.
Figura 2.1: Movimiento del perihelio de Mercurio en sentido directo debido a la influencia gravitacional de los
demás planetas (adaptado del sitio web http://cartasdesdeandromeda.blogspot.com/2009/10/mercurio.html, el día 10
de febrero del año 2012).
2.1.1. La curvatura del espacio-tiempo
La Teoría General de la Relatividad es una descripción geométrica de la forma en la que deben
medirse las distancias (intervalos) en el espacio-tiempo en presencia de masa. Podemos decir que
la distancia entre dos puntos en el espacio que rodea un objeto masivo es “curvada”, debido a la
energía en su vecindad, hacia una cuarta dimensión perpendicular a las tres direcciones
espaciales usuales. Para entender esto imaginemos cuatro personas sosteniendo cada una de las
esquinas de una sábana. Esto representa el espacio-tiempo plano en ausencia de masa (vacío).
Ahora dejemos caer una pelota (representando el Sol) en el centro de la sábana y observemos
como se hunde como consecuencia del peso. Cerca de la pelota la curvatura de la sábana es
mayor, y es esta curvatura que se produce en una tercera dirección la que comparamos con la
cuarta dimensión que se genera cerca de un objeto masivo en el espacio-tiempo de la relatividad
general. Entonces, la masa actúa sobre el espacio-tiempo diciéndole como curvarse.
Ahora imaginemos que lanzamos por la sábana una pelota más pequeña representando un
planeta. Cuando esta pelota pasa cerca de la pelota grande su camino se curva. Si la pelota
40|
hubiese sido lanzada bajo condiciones ideales podría incluso haber “orbitado” la pelota más
grande. De la misma manera, un planeta órbita alrededor del Sol como respuesta al espaciotiempo curvo alrededor de él. Entonces, el espacio-tiempo actúa sobre la masa diciéndole como
moverse. En la Figura 2.2 puede observarse una representación en tres dimensiones de los dos
fenómenos explicados.
Figura 2.2: Representación en tres dimensiones de la curvatura del espacio-tiempo debido a la presencia de masa.
Además, se observa cómo la trayectoria de la masa pequeña es curvada al pasar cerca de la masa grande, debido a la
curvatura del espacio-tiempo (recuperado del sitio web http://stringers.es/relatividad-general-la-gran-teoria-deeinstein/, el día 10 de febrero del año 2012).
En Relatividad General, la gravedad es el resultado de los objetos moviéndose a través del
espacio-tiempo curvo, y todo lo que lo atraviesa, incluso partículas sin masa como los fotones, se
ve afectado. La curvatura de la trayectoria del fotón es pequeña debido a la alta velocidad con la
cual el mismo se mueve (la velocidad de la luz es de ~ 300.000 km s-1).
Otra de las consecuencias de la relatividad general es que el tiempo corre más lentamente en el
espacio curvo, es decir, cerca de un objeto masivo. Esto puede verse comparando dos
trayectorias diferentes para un mismo rayo de luz entre dos puntos: la primera, la trayectoria
natural que seguiría la luz; la segunda, la trayectoria que seguiría la luz si se la obligara a
acercarse demasiado al objeto masivo. La luz demoraría menos tiempo en llegar de un punto a
otro recorriendo su trayectoria natural, y debido a que su velocidad permanece constante al
recorrer cualquiera de las dos trayectorias, observamos que en el segundo caso el rayo recorre
una distancia mayor y/o el tiempo corre más lentamente.
Todas estas ideas fueron comprobadas experimentalmente muchas veces. Cuando Einstein
completó su teoría, la aplicó al problema del movimiento del perihelio de Mercurio, de 43 por
siglo. Sus cálculos explicaron la discrepancia en términos del movimiento del planeta a través de
un espacio-tiempo curvo cerca del Sol. Otra demostración de la teoría ocurrió en 1919 cuando
41|
Arthur Stanley Eddington (1882-1944) pudo medir por primera vez el camino curvo de un rayo
de luz pasando cerca del Sol (ver Figura 2.3), durante un eclipse total de Sol. Las posiciones
aparentes de las estrellas cerca del borde eclipsado del Sol eran desviadas de sus posiciones
reales en un pequeño ángulo. La teoría de Einstein predijo que esta desviación angular sería de
1.75˝, el mismo valor obtenido por Eddington en sus observaciones.
Figura 2.3: Desviación de un rayo de luz al pasar cerca de un objeto masivo. La posición real muestra donde se
encuentra ubicado el astro realmente, mientras que la posición aparente representa el lugar donde creemos que se
encuentra el astro debido a la dirección desde la cual parece llegar el rayo de luz (recuperado del sitio web
http://teologiarut.com/enciclopedia3-10.php, el día 10 de febrero del año 2012).
2.1.2. Ecuaciones de campo de Einstein
Consideraremos al espacio-tiempo como un conjunto de cuatro coordenadas (x, y, z, t)
especificando cada evento. El mayor logro de Einstein fue la deducción de las ecuaciones de
campo para calcular la geometría del espacio-tiempo producida por una distribución de masa y
energía determinada,
(2.2)
En el segundo miembro de la ecuación tenemos el tensor de energía-momento (T), que evalúa el
efecto de una distribución dada de masa y energía en la curvatura del espacio-tiempo, descripto
matemáticamente por el tensor de curvatura de Einstein, , en el primer miembro, que se forma a
partir de derivadas segundas del tensor métrico (
). La aparición de la constante gravitatoria
-8
3 -2 -1
universal, G (6,67 x 10 cm s g ), y la velocidad de la luz, c, simboliza la extensión de la
teoría de la relatividad para incluir la gravedad. Es decir, G determina la fuerza de acoplamiento
entre la materia y la gravedad.
El tensor de curvatura de Einstein puede escribirse de la siguiente manera:
(2.3)
42|
donde
es el tensor de curvatura de Ricci, R es el escalar de curvatura de Ricci,
es la
métrica del espacio-tiempo (o tensor métrico) y Ʌ es la constante cosmológica. De esta manera,
las ecuaciones de campo de Einstein quedan de la siguiente forma:
(2.4)
Las ecuaciones de campo de Einstein son ecuaciones diferenciales de segundo orden no
lineales, debido a que el tensor y el escalar de curvatura de Ricci involucran la inversa del tensor
métrico y derivadas del mismo. Esto hace que las ecuaciones de Einstein sean bastante difíciles
de resolver.
2.1.3. La métrica para el espacio-tiempo plano
La distancia entre dos puntos depende del camino que los une. La distancia más corta en el
espacio-tiempo plano se mide a lo largo de una línea recta. Sin embargo, una línea del Universo
(el camino seguido por un objeto al moverse a través del espacio-tiempo) entre dos eventos no
necesita ser recta. Para medir el intervalo a lo largo de una línea del Universo curva que conecta
dos eventos en ausencia de masa usamos la métrica para el espacio-tiempo plano y sin
expansión, o métrica de Minkowski:
(2.5)
Luego, integrando (ds) a lo largo de la línea del Universo, se obtiene el intervalo total.
En el espacio-tiempo plano, el intervalo medido a lo largo de una línea del Universo recta entre
dos eventos, es un mínimo. Cualquier otra línea del Universo entre los mismos no será recta y
tendrá un intervalo mayor. Para una partícula sin masa en reposo, tal como un fotón, todas las
líneas del Universo tienen un intervalo nulo.
2.1.4. La métrica para el espacio-tiempo curvo
En un espacio-tiempo curvo por la presencia de masa, incluso la línea del Universo “lo más
recta posible” será curva. Estas líneas “lo más rectas posibles” se llaman geodésicas. En el
espacio-tiempo plano, una geodésica es una línea recta. En el espacio-tiempo curvo, una
geodésica entre dos eventos puede ser un intervalo máximo o mínimo. Vamos a considerar
geodésicas que son intervalos máximos. Otro de los logros de Einstein fue darse cuenta que los
caminos seguidos por objetos cayendo libremente (incluso fotones) a través del espacio-tiempo
curvo son geodésicas.
43|
Para situaciones con simetría esférica, usaremos las coordenadas esféricas (r, θ, φ). Estas
coordenadas espaciales más la coordenada temporal (t), que aparecen en la expresión para la
métrica, son las usadas por un observador en reposo a una gran distancia del origen. En ausencia
de una masa central en el origen, r sería la distancia desde el mismo.
Ahora imaginemos una esfera de masa M y radio R en el origen de nuestro sistema de
coordenadas. Debemos tener cuidado con la coordenada radial. El origen no debería ser usado
como punto de referencia debido a la presencia de masa, entonces evitaremos definir r como “la
distancia desde el origen”. En su lugar, vamos a imaginar una serie de esferas concéntricas
centradas en el origen. El área de la superficie de la esfera se puede medir sin acercarse al origen,
así la coordenada radial queda definida por la superficie de la esfera con un área de 4πr2. Con
esta aproximación, las coordenadas esféricas pueden usarse con la métrica del espacio-tiempo
curvo para medir distancias en el espacio y el paso del tiempo cerca de esta esfera masiva.
En 1916, dos meses después de que Einstein publicara su Teoría de la Relatividad General, el
astrónomo alemán Karl Schwarzschild (1873-1916) resolvió las ecuaciones de campo de
Einstein para una masa puntual M y obtuvo lo que hoy llamamos la métrica de Schwarzschild:
(2.6)
La métrica de Schwarzschild es la única solución para el vacío y sin expansión, esféricamente
simétrica, de las ecuaciones de campo de Einstein. Esto significa que solo vale para el espacio
vacío fuera del objeto. La forma matemática de la métrica es diferente en el interior del objeto,
que está ocupado con materia.
A grandes distancias de la masa puntual el espacio-tiempo es plano y las dos métricas, la de
Schwarzschild y la de Minkowski, se convierten en la misma. Sin embargo, son muy diferentes
para pequeños valores de r, reflejando la influencia de la masa M sobre la geometría del espaciotiempo.
2.2. Agujeros Negros: reseña histórica
En 1783, el inglés John Michell (1724-1793) consideró las implicaciones de la teoría
corpuscular de la luz de Newton y describió el concepto de un agujero negro en un trabajo que
apareció en la Philosophical Transactions of the Royal Society of London. En este trabajo
explicaba que si la luz fuese un chorro de partículas, entonces debería verse influenciada por la
gravedad. En particular, sostenía que la gravedad de una estrella 500 veces más grande que el
Sol, pero con la densidad promedio del Sol, sería lo suficientemente fuerte como para que ni
siquiera la luz pudiese escapar de ella. La velocidad de escape de esta estrella sería la velocidad
de la luz. Si igualamos la fórmula newtoniana para la velocidad de escape a la velocidad de la luz
(c), encontramos un radio
. En función de la masa del Sol, este radio es igual a
44|
, un valor tan pequeño que la idea de Michell careció de interés para los
astrónomos hasta mediados del siglo XX.
Pierre-Simon Laplace (1749-1827) mencionó la posible existencia de tales estrellas en las
primeras ediciones de su libro “Exposition du systeme du Monde” (1796), aunque no lo hizo en
las ediciones siguientes debido a que la idea de una estrella con una fuerza gravitacional que
pudiese sobreponerse a la luz no cumplía con la teoría ondulatoria de la luz, que era la más
aceptada en esa época. Esta teoría parecía sugerir que la luz no podría verse afectada por la
gravedad.
En 1905, Albert Einstein publicó su Teoría Especial de la Relatividad y, en 1915, su Teoría
General de la Relatividad. Esta última era una nueva teoría de la gravitación y una de sus
predicciones fundamentales era el efecto de la gravedad sobre la luz. La materia produce la
curvatura del espacio-tiempo y, por lo tanto, los caminos seguidos por los rayos de luz o la
materia, están determinados por esta curvatura. Esto presentaba una prueba científica moderna a
la hipótesis de Michell.
Poco después de que Einstein publicara su Teoría de la Relatividad General, Karl
Schwarzschild escribió un trabajo en el cual describía una estructura llamada singularidad. El
sostenía que la materia podría hipotéticamente ser conducida a un punto sin ningún volumen y
con densidad infinita. Llamó a este objeto una masa puntual, más tarde denominado singularidad.
Además, Schwarzschild determinó la existencia de un límite definido alrededor de la
singularidad, llamado Horizonte de Eventos.
En 1928, tras su investigación sobre las Enanas Blancas, Subrahmanyan Chandrasekhar (19101995) sugirió que una estrella en el final de su vida de una cierta masa podría formar un punto
con la suficiente atracción gravitacional como para atrapar la luz. En 1939, los físicos
americanos Robert Oppenheimer (1904-1967) y Hartland Snyder (1913-1962) describieron como
sería el colapso gravitacional final de una estrella masiva que hubiera agotado sus fuentes de
fusión nuclear. A principios de ese mismo año, Oppenheimer y George Volkoff (1914-2000)
habían calculado los primeros modelos para las estrellas de neutrones. Hemos visto que una
estrella de neutrones no puede ser más masiva que aproximadamente 3 Msol. Oppenheimer y
Snyder se preguntaron cuál sería el destino de una estrella degenerada que excediera este límite y
se entregara completamente a la fuerza de gravedad.
Oppenheimer desarrolló una posible explicación para la naturaleza de estos puntos de infinita
densidad. Sugirió que la atracción gravitatoria de una estrella de densidad infinita provocaría que
los rayos de luz se desviaran de su camino y se curvaran hacia la estrella. Eventualmente, la
gravedad de la estrella se volvería tan grande que la luz quedaría atrapada allí y no podríamos
verla. En este punto la estrella sería un agujero negro. El científico americano John Wheeler
(1911-2008) inventó el término “Agujero Negro” en el año 1969.
45|
2.2.1. El radio de Schwarzschild, el horizonte de eventos y los
agujeros negros
La velocidad de escape de la superficie de una estrella de masa M y radio r se calcula, en forma
clásica, de la siguiente manera:
(2.7)
entonces,
(2.8)
Si la velocidad de escape es igual a la velocidad de la luz, el radio de tal estrella debería ser
.
(2.9)
Para el caso más simple de una estrella no rotante usamos la métrica de Schwarzschild. Cuando
la coordenada radial de la superficie de la estrella ha colapsado a
, llamado el radio
de Schwarzschild, las raíces cuadradas de la métrica se hacen cero. El comportamiento del
espacio y el tiempo en este radio es bastante curioso. Por ejemplo, el tiempo medido por un reloj
ubicado en este radio es nulo. Medido desde un punto en reposo a una gran distancia, el tiempo
se ha ido frenando hasta detenerse por completo. Incluso la luz está congelada en el tiempo en
este radio. Desde ese punto de vista, nunca pasa nada en el radio de Schwarzschild. Es decir, el
radio de Schwarzschild es una singularidad. Pero esta singularidad es consecuencia únicamente
del sistema de coordenadas utilizado, por lo tanto, la misma se puede evitar. Esto implica que en
realidad no hay nada que se congele en este radio, entonces las estrellas pueden continuar su
colapso. Este radio se puede escribir también en función de la masa solar como
.
En el sistema de coordenadas de la métrica de Schwarzschild, la superficie esférica en el radio
de Schwarzschild, llamada horizonte de eventos, actúa como una barrera impidiéndonos recibir
información desde adentro. Por esta razón, una estrella que ha colapsado dentro del horizonte de
eventos se llama Agujero Negro. El horizonte de eventos es solo una superficie matemática,
pues, como ya vimos, la singularidad que se genera en el mismo es consecuencia del punto de
vista del observador.
Aunque el interior de un agujero negro, la zona dentro del horizonte de eventos, es una región
que nunca podremos observar, se han podido determinar algunas de sus propiedades. En el
centro de un agujero negro no rotante se encuentra otra singularidad, un punto de volumen cero y
densidad infinita donde se ubica toda la masa del agujero negro. Esta singularidad es real, no
puede ser evitada como la singularidad en el radio de Schwarzchild, simplemente cambiando el
sistema de coordenadas. Roger Penrose, físico-matemático inglés, probó en 1965 que todo
colapso gravitacional completo debe formar una singularidad. Rodeando la singularidad se
46|
encuentra el horizonte de eventos, entonces la misma no puede ser observada. El espacio-tiempo
es infinitamente curvo en la singularidad.
2.2.2. Los agujeros negros no tienen pelos
Cualquiera sea el proceso de formación de un agujero negro, éste podría ser un objeto muy
complicado. Por ejemplo, el colapso del núcleo de una estrella no es simétrico. Sin embargo, se
ha demostrado que cualquier irregularidad es irradiada por ondas gravitacionales. Como
resultado, una vez que la superficie de la estrella que colapsa alcanza el horizonte de eventos, el
horizonte espacio-temporal exterior es esféricamente simétrico. Otra complicación es el hecho de
que todas las estrellas rotan, y así lo hacen también los agujeros negros.
Pese a estas complicaciones, cualquier agujero negro puede describirse completamente solo
por tres parámetros: su masa M, su momento angular J y su carga eléctrica Q. Por este motivo se
suele decir que “los agujeros negros no tienen pelos”, tal y como lo describió John Wheeler
(2000). Como consecuencia, existen 4 soluciones exactas de las ecuaciones de Einstein,
describiendo agujeros negros con o sin carga y momento angular. Javier Peña, en su trabajo
“Agujeros negros: fisuras del espacio tiempo” 4, presenta estas soluciones de la siguiente manera:




La solución de Schwarzschild (1916), que ya hemos discutido, estática y esféricamente
simétrica.
La solución de Reissner-Nordstrom (1918), estática, esféricamente simétrica y
dependiente de la masa y de la carga eléctrica.
La solución de Kerr (1963), estacionaria, axisimétrica y dependiente de la masa y del
momento angular.
La solución de Kerr-Newman (1965), estacionaria, axisimétrica y dependiente de los
tres parámetros: masa, carga eléctrica y momento angular.
2.2.2.1. Agujeros negros de Reissner-Nordstrom
La solución de las ecuaciones de Einstein, en el caso estático y asumiendo simetría esférica,
para un agujero negro con carga eléctrica Q, está dada por:
(2.10)
Esta es la métrica de Reissner-Nordstrom. Si Q = 0 la métrica se reduce a la de Schwarzchild.
4
Este trabajo fue recuperado del sitio web http://www.ft.uam.es/personal/rubio/bholes.pdf, el día 11 de febrero del
año 2012.
47|
2.2.2.2. Agujeros negros de Kerr
En 1963, Kerr descubrió la solución general de las ecuaciones de Einstein para un agujero
negro con momento angular J, es decir, un agujero negro rotante. La métrica de Kerr, en
coordenadas de Boyer-Lindquist (coordenadas esferoidales adaptadas al espacio curvo), está
dada por:
(2.11)
donde
es el momento angular del agujero negro por unidad de masa,
y
Si el agujero negro es no-rotante, J = a = 0 y la métrica de Kerr se
reduce a la de Schwarzschild. El horizonte ocurre en un radio
(2.12)
Este radio tiene las mismas propiedades que el de Schwarzschild. Si el sistema tiene demasiado
momento angular J, no se formará ningún agujero negro, pues no habría horizonte de eventos y
se podría observar la singularidad central. Pero esto violaría la ley que dice que no existen
singularidades desnudas en el Universo. El momento angular máximo corresponde a J = GM2/c.
2.2.2.3. Agujeros negros de Kerr-Newman
La solución más general correspondiente al estado final de equilibrio de un agujero negro, en
coordenadas de Boyer-Lindquist, viene dada por:
(2.13)
donde
con
el momento angular por
unidad de masa. Esta es la métrica de Kerr-Newman. Haciendo Q = 0, la métrica se reduce a la
de Kerr. El horizonte de eventos ocurre en un radio
(2.14)
Esta expresión implica que los parámetros del agujero negro no pueden ser arbitrarios, deben
satisfacer la condición
Si esta condición no se cumple, el horizonte de eventos
48|
desaparece y tendríamos nuevamente una singularidad desnuda. La carga máxima permitida es
donde e es la carga del electrón. Sin embargo, en situaciones realistas, el
agujero negro no estará cargado significativamente, debido a la debilidad de la interacción
electromagnética comparada con la gravitacional. Esto implica que la solución de Kerr (2.2.2.2.)
es una buena aproximación para tratar a los agujeros negros.
2.2.3. Rango de masas de los agujeros negros
Nuestro análisis de los fundamentos teóricos y observacionales de los agujeros negros a lo
largo de este capítulo, ha considerado solo a aquellos de masas estelares, debido a que son el
objeto de estudio del presente trabajo. Sin embargo, los agujeros negros parecen existir en un
amplio rango de masas que mencionaremos, brevemente, a continuación.
Los agujeros negros de masas estelares, con masas entre 3 y 15 Msol aproximadamente, se
forman como consecuencia del colapso gravitacional del núcleo de una estrella supergigante, lo
suficientemente masiva. El colapso directo del núcleo a un agujero negro podría ser responsable
del colapso total, mientras que el colapso retardado de una estrella de neutrones rotando
rápidamente podría resultar en una supernova. Es también posible que una estrella de neutrones
en un sistema binario próximo pudiese acretar gravitacionalmente suficiente masa de su
compañera de manera que su propia gravedad venza la presión que soporta a la estrella,
resultando nuevamente en un agujero negro. Un ejemplo de este tipo de objetos se muestra en la
Figura 2.4.
Los agujeros negros de masas intermedias (IMBHs, Intermediate-Mass Black Holes) podrían
tener masas que varían entre 100 y hasta 104 Msol aproximadamente. La evidencia de su
existencia proviene de la detección de fuentes ultraluminosas en rayos X (ULXs, Ultraluminous
X-ray sources)5 descubiertas por satélites tales como Chandra y XMM-Newton (X-ray MultiMirror Mission – Newton). Todavía no está muy claro cómo se forman estos objetos, aunque la
correlación de IMBHs con los núcleos de cúmulos globulares y galaxias de baja masa sugiere
que podrían desarrollarse en estos ambientes estelares densos, tanto por fusiones de estrellas que
forman una estrella supermasiva que luego colapsa, como por fusiones de agujeros negros de
masas estelares. Un ejemplo de estos objetos se observa en la Figura 2.5.
5
Son fuentes cuya luminosidad excede el límite de Eddington de las estrellas de neutrones e incluso de los agujeros
negros de masas estelares. No se sabe aún cuál es el mecanismo que genera este tipo de emisión, pero existen
modelos que incluyen chorros de emisión desde objetos estelares y agujeros negros acretantes de masas intermedias.
49|
Figura 2.4: GRS 1915+105 es un sistema binario emisor de rayos X ubicado en la constelación del Aguila cerca
del plano de la galaxia. Este sistema contiene un agujero negro de aprox. 14 M sol (Greiner 2001). La imagen óptica e
infrarroja fue tomada de DSS2 (Digital Sky Survey 2), mientras que la ampliación en rayos X corresponde al
Observatorio Chandra (recuperada del sitio web http://chandra.harvard.edu/photo/2009/g1915/, el día 29 de enero
del año 2012).
Figura 2.5: Imagen tomada por el Observatorio de Rayos X Chandra (Matsumoto et al. 2001). Se observa el
cúmulo estelar MGG11 en la galaxia M82, con un agujero negro de masa entre 800 y 3.000 Msol (McCrady et al.
2003) La imagen infrarroja ampliada del cúmulo fue tomada del trabajo de McCrady et al. (2003). Imágenes
adaptadas del sitio web http://chandra.harvard.edu/press/04_releases/press_041004.html, el día 29 de enero del año
2012.
50|
Los agujeros negros supermasivos (SMBHs, Super Massive Black Holes) existen en el centro
de muchas galaxias. Sus masas varían entre 105 y 109 Msol. Se desconoce cómo se forman estos
objetos. La teoría más aceptada indica que podrían formarse a partir de colisiones entre galaxias;
otra dice que se forman como una extensión del proceso de formación de los IMBHs. Cualquiera
sea el proceso de formación, los SMBHs parecen estar relacionados con las propiedades de las
galaxias, implicando una importante conexión entre su formación y la de la galaxia que lo aloja.
Un ejemplo de esta clase de objetos se observa en la Figura 2.6.
Figura 2.6: Sagitario A, ubicado en el centro de nuestra propia Galaxia, con una masa de 4,3 x 106 Msol (Gillessen
et al., 2009). La imagen fue tomada por el Observatorio de rayos X Chandra (recuperada del sitio web
http://chandra.harvard.edu/photo/2010/sgra/, el día 29 de enero del año 2012).
51|
Capítulo III
“Detección de agujeros negros de masas
estelares en binarias y por la técnica de
microlentes gravitacionales”
Las pruebas observacionales que confirman la existencia de los agujeros negros de masas
estelares han sido difíciles de obtener. El problema es detectar un objeto de solo decenas de
kilómetros que no emite ningún tipo de radiación directamente, es decir, que no lo podemos ver.
Lo que si podemos hacer es observar la influencia que ejerce sobre su entorno. Por este motivo,
existen, principalmente, dos formas de detectar estos objetos: la primera es a través de los
sistemas binarios, cuando el agujero negro es una de las componentes del sistema; la otra es a
través del fenómeno de microlentes gravitacionales, en este caso el agujero negro puede
encontrarse aislado.
3.1. Agujeros negros en sistemas binarios
Un sistema binario consiste en dos estrellas ligadas gravitacionalmente, que se encuentran
orbitando en torno a su centro de masas. Supongamos que tenemos un sistema binario próximo,
en el cual una de las componentes es un objeto compacto y la otra es una estrella normal. Si el
objeto compacto en tal sistema es capaz de acretar el gas de las capas externas de la estrella
compañera, el momento angular de su movimiento orbital causaría la formación de un disco de
gas alrededor del mismo, denominado disco de acreción (ver Figura 3.1). La materia acretada es
acelerada a velocidades relativistas, transformando la energía potencial proveniente del intenso
campo gravitacional del objeto compacto en energía cinética. A medida que el gas cae formando
una espiral hacia el horizonte de eventos, perdiendo momento angular debido a la disipación
viscosa, es comprimido y calentado a millones de grados elvin ( 107 K ) y, por lo tanto, emite
rayos X. Asumiendo que la energía cinética es finalmente radiada, la luminosidad de la acreción
puede ser calculada. Este mecanismo provee una fuente de energía muy eficiente. Solo la
gravedad de una estrella de neutrones o un agujero negro es capaz de producir rayos X en un
sistema binario próximo. Si al calcular la masa del objeto compacto en estos sistemas binarios se
encuentra que la misma supera las 3 Msol, entonces probablemente el objeto compacto sea un
agujero negro.
52|
Figura 3.1: Esquema de un sistema binario emisor de rayos X. Se observa claramente la acreción de materia por
parte del agujero negro desde las capas exteriores de su estrella compañera y la formación del disco de acreción
(recuperado del sitio web http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/DarkStar/alpha.html, el día 14 de febrero del año
2012).
3.1.1. Sistemas binarios emisores de rayos X
Existen dos clases de binarias emisoras de rayos X: las de alta masa (HMXBs, high mass x-ray
binaries), en las cuales la compañera es una estrella temprana de tipo O o B, con masas que
varían entre ~ 8 – 10 Msol y períodos orbitales típicos de varios días; y las de baja masa
(LMXBs, low mass x-ray binaries), con compañeras de tipo espectral más tardío que B, masas
menores a ~ 2 Msol y períodos orbitales en el rango de 0,2 – 400 hs, con valores típicos menores
a 24 hs.
Las HMXBs, a su vez, suelen dividirse en dos grupos: aquellos sistemas que contienen una
estrella de tipo espectral B con líneas de emisión (estrellas Be) y aquellos que contienen una
estrella O o B supergigante. En el primer caso, la acreción hacia el objeto compacto se produce
mediante el disco de acreción y la emisión de rayos X es transitoria. En el segundo caso, la
transferencia de masa es debida a un fuerte viento estelar y la emisión en rayos X es persistente.
Las estrellas compañeras de los objetos compactos en estos sistemas tienen radios típicos que
varían entre 10 y 30 Rsol. Cyg X-1 y LMC X-3 son ejemplos de HMXBs que albergan agujeros
negros.
53|
Las LMXBs pueden, en algunos casos, tener como compañera una enana blanca. La razón
entre luminosidad en rayos X y en el óptico (Lx/Lopt) se encuentra típicamente en el rango ~ 100
– 1.000. Debido a que las dos estrellas del sistema binario son de baja masa, las mismas deben
orbitar muy cerca una de la otra para que se produzca la transferencia de masa. Este es el motivo
por el cual los períodos de estos sistemas son tan cortos.
Grimm et al. (2002) estimó que el número total de binarias que emiten rayos X en nuestra
galaxia, más brillantes que 2 x 1034 erg s-1, es 705, de las cuales 325 son LMXBs y 380 son
HMXBs. En la Figura 3.2 se observa una distribución de HMXBs y LMXBs en la Galaxia. La
mayoría de los sistemas HMXBs se encuentran cerca del plano de la Galaxia, donde se ubican
las estrellas masivas jóvenes y las regiones de formación estelar. Este esquema implicaría que los
HMXBs son el resultado de la evolución normal de un sistema binario que contiene una estrella
masiva. Por otro lado, la mayoría de los LMXBs se concentran en el núcleo de la Galaxia y en
cúmulos globulares. Esta distribución parece indicar que estos sistemas corresponden a una
población estelar evolucionada.
Figura 3.2: Distribución de LMXBs (círculos blancos) y HMXBs (círculos negros) en la Galaxia. Notar la
concentración de HMXBs hacia el plano galáctico y el agrupamiento de LMXBs en el núcleo galáctico (Grimm et
al. 2002).
Se han detectado muchas binarias que, además de emitir rayos X, emiten en longitudes de onda
de radio. Estas son las REXBs (radio emitting x-ray binaries). Las densidades de flujo detectadas
(> 0,1 – 1 mJy) se producen en pequeñas escalas angulares, lo que indicaría un mecanismo de
emisión no térmica. El mecanismo más eficiente conocido para producir emisión intensa en radio
es la emisión sincrotrón, en la cual electrones altamente relativistas interactuando con intensos
campos magnéticos producen la emisión en radio, que tiende a estar linealmente polarizada.
Algunas REXBs presentan estructuras de jet, chorros de electrones relativistas que son eyectados
54|
perpendicularmente al disco de acreción y son los responsables de la emisión sincrotrón en radio
en la presencia de campos magnéticos. Se han propuesto varios modelos para la formación y
colimación de los jets, incluyendo la presencia de un disco de acreción cerca del objeto
compacto, un campo magnético cerca del disco de acreción, o un gran spin para el objeto
compacto. Sin embargo, no existe acuerdo en el mecanismo que esta exactamente en
funcionamiento.
Hay 8 HMXBs y 35 LMXBs que emiten en radio (Ribó 2005). Aunque la división de binarias
que emiten rayos X en HMXBs y LMXBs es útil para el estudio de la evolución de las mismas,
no lo es para el estudio de la emisión en radio de estos sistemas, donde el único aspecto
importante parece ser la presencia de un disco de acreción interior capaz de producir los jets en
radio.
Un ejemplo de REXB es SS 433, una binaria eclipsante en la constelación del Águila, rodeada
por una cáscara de gas conocida como W50, ubicada a 5.000 pc de distancia. Posee jets de alta
velocidad (aprox. 80.000 km/s) y una magnitud aparente entre 15,7 y 16,4. Basándonos en
resultados recientes (Goranskij 2011), la estrella visible tiene una masa entre 8 y 13 Msol (tipo A)
aproximadamente, lo que implicaría una masa entre 1,25 y 1,87 Msol para el objeto compacto.
Estos valores parecen indicar que el objeto compacto es una estrella de neutrones y no un agujero
negro como se pensaba. La Figura 3.3 muestra una imagen en rayos X de SS 433 tomada por el
observatorio ROSAT. En la Figura 3.4, se observa una representación del sistema binario y sus
elementos.
Figura 3.3: Imagen de SS 433 tomada por el observatorio de rayos X ROSAT. SS 433 es el objeto oscuro ubicado
en el centro de la imagen. Además, se observan claramente los jets, uno a cada lado del sistema binario. Las demás
regiones de emisión en rayos X que se observan en la imagen corresponden al remanente de la explosión que dio
origen
al
objeto
compacto
(recuperada
del
sitio
web
http://heasarc.nasa.gov/docs/objects/heapow/archive/compact_objects/ss433_pspc.html, el día 15 de febrero del año
2012).
55|
Figura 3.4: Representación esquemática del sistema binario SS 433 en el cual podemos ver el objeto compacto,
con el disco de acreción, y su compañera, además de una representación de la órbita del sistema. También podemos
observar los jets y la órbita de precesión de los mismos (adaptada del sitio web
http://www.eso.org/public/images/eso9107b/, el día 15 de febrero del año 2012).
3.1.2. Escenarios actuales para la formación de agujeros negros en
HMXBs y LMXBs
Los sistemas HMXBs que contienen un agujero negro se forman cuando la estrella más masiva
alcanza el final de su vida, produciéndose una explosión de supernova, y el remanente tiene una
masa mayor que el límite para las estrellas de neutrones (~ 3 Msol). Habíamos visto que la estrella
compañera, la de menor masa, es de clase espectral O o B. Cuando esta estrella alcanza el final
de su vida entra en la etapa de gigante roja, donde tiene lugar la transferencia de masa hacia el
agujero negro (ver Figura 3.5). Esta es la etapa conocida como la de HMXB. De los 24 sistemas
binarios que contienen un agujero negro conocidos, solo cinco son lo suficientemente brillantes
en las longitudes de onda de los rayos X y, además, contienen estrellas compañeras ópticas de
tipo espectral O o B como para ser considerados sistemas HMXBs.
56|
Figura 3.5: Modelo para el desarrollo de sistemas HMXBs, recuperado del sitio web http://www.astrophotography.net/Stellar-Mass-Black-holes.html, el día 15 de febrero del año 2012. El esquema representa una
situación hipotética que no ha sido observada.
1) Sistema binario inicial con dos estrellas.
2) La estrella más masiva se aproxima al final de su vida y se convierte en una supergigante roja. La estrella
más pequeña acreta gas de la supergigante.
3) La vida de la estrella masiva finaliza y se produce una explosión de supernova, mientras que la compañera
aumenta su masa debido al material liberado en la explosión.
4) Debido a que el remanente estelar de la explosión es mayor a 3 M sol, se forma un agujero negro.
5) El agujero negro acreta material de su estrella compañera generando un disco de acreción.
6) La estrella compañera alcanza el final de su vida y se convierte en gigante roja, lo que resulta en un
incremento de la tasa de transferencia de masa hacia el agujero negro.
7) La estrella compañera termina su vida en una explosión de supernova.
8) Si el remanente estelar es mayor a 3 Msol se formará otro agujero negro.
57|
El origen de los sistemas LMXBs no es tan claro. Aquellos que contienen un agujero negro,
podrían ser el resultado de la captura de una estrella por parte del agujero negro, resultando en
una transferencia de masa lenta y en explosiones periódicas de rayos X (ver Figura 3.6). Se cree
que estas explosiones se deben a inestabilidades en el disco de acreción, generadas por una
transferencia insuficiente de masa desde la estrella compañera. Las emisiones de rayos X son de
menor energía que las de los sistemas HMXBs.
Figura 3.6: Sistema LMXB mostrando la transferencia de material desde la estrella compañera de baja masa hacia
el agujero negro (recuperado del sitio web http://www.astro-photography.net/Stellar-Mass-Black-holes.html, el día
15 de febrero del año 2012).
3.1.3. Determinación de la masa del objeto compacto
Para determinar la masa de objetos compactos en sistemas binarios, necesitamos conocer la
curva de velocidad radial de la componente visible, su masa y el ángulo de inclinación del
sistema. Con la curva de velocidad radial se puede calcular la función de masa y así estimar un
valor mínimo (cota inferior) para la masa del objeto compacto. En la Figura 3.7 se observa la
curva de velocidad radial de la binaria GS 2000+25, tomada del trabajo de Filippenko (1999). Se
puede obtener una solución completa para los parámetros del sistema binario mediante
espectroscopia óptica, para calcular la curva de velocidad radial, y fotometría infrarroja de alta
resolución, para calcular la masa de la compañera visible, basándonos en su luminosidad.
La función de masa se puede derivar directamente de la segunda y tercera ley de Kepler. La
misma relaciona la masa de las dos componentes del sistema binario (M1, la masa del objeto
compacto, y M2, la masa de la compañera óptica) y el ángulo de inclinación (i) del plano orbital,
a través de dos cantidades observables que se pueden medir de la curva de velocidad radial de la
58|
estrella óptica: el período orbital (Porb) y la semi-amplitud de la velocidad radial (K2). Así, la
función de masa tiene la forma
(3.1)
donde
. La inclinación del sistema no se puede obtener del espectro. Para poder
calcularla necesitaríamos, por ejemplo, que la binaria fuese, además de espectroscópica,
eclipsante. Entonces, si no se conoce la inclinación del sistema, f(M1) representa un límite
inferior para M1, que se puede calcular considerando que i = 90˚. La función de masa es muy
sensible a las incertezas en la amplitud de la velocidad radial. Por este motivo es importante
calcular con mucha precisión la curva de velocidad radial.
Figura 3.7: Curva de velocidad radial de la compañera visible en GS 2000+25, una binaria cuyo objeto compacto
tiene una masa entre 5,5 y 8,8 Msol (Ioannou et al. 2004), tomada del trabajo de Filippenko (1999). Este objeto es
claramente un agujero negro.
3.1.4. Emisión en rayos X de los agujeros negros de masas
estelares
El estudio en la región óptica del espectro de los sistemas binarios que emiten rayos X, es
importante para determinar la masa del objeto compacto y así poder decidir si se trata de un
agujero negro o de una estrella de neutrones. Sin embargo, debido a la importante emisión en
rayos X de estos sistemas, esta región del espectro resulta también interesante para determinar
características y aportar información acerca de los agujeros negros de masas estelares.
59|
La emisión en rayos X de los sistemas binarios que albergan agujeros negros es muy variada.
Así, por ejemplo, el sistema binario GRS 1915+105 ha permanecido brillante por más de una
década desde su primera erupción en agosto de 1992, mientras que el sistema GX 339-4 suele
atravesar explosiones frecuentes, seguidas por períodos muy breves, de baja luminosidad. Sin
embargo, nunca se ha observado que alcanzara completamente el estado de inactividad. Estos
ejemplos representan algunos de los estados que atraviesan las fuentes emisoras de rayos X. En
la presente sección se analizarán las características de la emisión en rayos X de los sistemas
binarios que albergan agujeros negros, para comprender mejor los procesos físicos que dan lugar
a este tipo de emisión. Se estudiarán los diferentes estados de las fuentes y sus propiedades, y,
además, se presentará el modelo más general aceptado para la emisión en rayos X.
Las emisiones en rayos X asociadas con estos sistemas se clasifican de la siguiente manera:
persistente (PS, Persistent Source), transitoria de largo período (LPT, Long-Period Transient), o
transitoria de corto período (SPT, Short-Period Transient). Las fuentes transitorias (fuentes tipo
nova) se caracterizan por explosiones masivas de rayos X. Las HMXBs transitorias son sistemas
binarios que contienen una estrella de neutrones y una estrella Be, por lo cual no son relevantes
para nosotros. Por otro lado, las LMXBs transitorias incluyen la gran mayoría de los objetos
listados en la Tabla 4.1. Estos objetos son descubiertos cuando entran en período de explosión.
La propiedad más importante de estos sistemas binarios es la extrema debilidad del disco de
acreción durante los períodos de inactividad de la fuente, pues nos permite observar la estrella
compañera óptica, dando lugar a mediciones dinámicas seguras de la masa del agujero negro. Un
gran número de estas binarias son recurrentes, es decir, que presentan erupciones repetitivas. El
mecanismo más general aceptado, que describe el ciclo de erupciones que duran entre ~ 20 días y
varios meses, es el presentado por el modelo de inestabilidad en el disco de acreción. Cuando el
ritmo de acreción desde la estrella no es suficiente como para soportar un flujo continuo de
material hacia el agujero negro, la materia llena el disco exterior hasta que se alcanza una
densidad crítica y se produce una explosión. También se producen explosiones en escalas de
tiempo más largas o más cortas, pero estas no son causadas por inestabilidades en el disco.
Las variaciones rápidas en intensidad de los rayos X son importantes para estudiar el entorno
de un agujero negro. Para medir estas variaciones se usa el espectro de densidad de energía
(PDS, power-density spectrum), asumiendo que las variaciones de la fuente son un proceso
estacionario local. Los PDSs de los agujeros negros exhiben características discretas transitorias
asociadas a los estados no-térmicos y las transiciones de estado, conocidas como oscilaciones
cuasi-periódicas (QPOs, quasi-periodic oscillations), en un rango de frecuencias de 0,01 a 450
Hz.
60|
3.1.4.1. Espectro en rayos X
El espectro de energía de los agujeros negros presenta dos componentes, una térmica y una no
térmica. Los agujeros negros atraviesan transiciones en las cuales una u otra de las componentes
puede dominar la luminosidad en rayos X. La componente térmica se puede modelar con un
cuerpo negro multi-tempertura, que se origina en el disco de acreción interior y que presenta una
temperatura característica cercana a 1 KeV. Este modelo es el que mejor explica el proceso
radiativo del gas orbitando en el potencial gravitacional de un objeto compacto. La estrella
compañera óptica llena su lóbulo de Roche y un chorro de gas escapa de la estrella a través del
punto lagrangiano interior L1 (ver Figura 3.8). Este gas tiene un momento angular alto que no
permite que sea acretado directamente por el agujero negro. Se forma, en cambio, un disco fino
de material alrededor del agujero negro, el disco de acreción. La disipación viscosa aprovecha la
energía del movimiento orbital, transportando momento angular hacia afuera. Como resultado, el
gas se calienta a medida que cae dentro del potencial gravitacional, alcanzando una temperatura
de ~ 107 K cerca del agujero negro y emitiendo rayos X. El disco tiene su límite cerca del
agujero negro, pues no hay órbitas estables para las partículas en ese campo gravitacional tan
extremo.
Por otro lado, la componente no-térmica se suele modelar como una ley de potencias (PL,
power-law). Está caracterizada por un índice de fotones (Γ), donde el espectro de fotones es
. Generalmente, la ley de potencias se extiende a energías de fotones mucho
mayores que las de la componente térmica, y algunas veces sufre un quiebre o corte exponencial
a altas energías.
Figura 3.8: Esquema de un sistema binario cuando la estrella compañera óptica llena su lóbulo de Roche y se
produce la transferencia de masa que da lugar a la formación del disco de acreción (adaptado del sitio web
http://curiosidadcientifica.wordpress.com/2009/05/21/, el día 17 de febrero del año 2012).
61|
El espectro en rayos X de los agujeros negros puede exhibir también la línea de emisión Fe
Kα6, que normalmente se encuentra ensanchada por efectos relativistas y se halla, típicamente,
un 1-5% por encima del continuo en rayos X. Además, en algunos casos, particularmente para
aquellos sistemas con inclinaciones que nos permiten ver el disco de frente, se considera una
componente extra que corresponde a reflexiones del disco. En este caso, la componente de ley de
potencias es reflejada por el disco de acreción y produce un bache en el espectro en
aproximadamente 10-30 KeV.
3.1.4.2. Estados de emisión en rayos X
La luminosidad ya no es un criterio para definir el estado de una fuente. Lo que se utiliza es el
modelo espectral descripto anteriormente, que consiste en un disco de acreción multitemperatura y una componente de ley de potencias (con un posible quiebre cerca de 15 KeV, o
un corte exponencial en el rango 30-100 KeV). Cuando se lo requiere, se incluye una
componente para la línea de emisión del Fe o una componente para la reflexión. En la Figura 3.9
se observan PDSs y espectros de energía para el agujero negro GRO J1655-40, que ejemplifican
cada uno de los estados de emisión, tomados en diferentes épocas (Remillard & McClintock
2006).
En el estado térmico (HS, high/soft state), el flujo de 2-20 KeV está dominado (~ 75%) por la
radiación que calienta el disco de acreción, el continuo de energía es débil, y las QPOs son muy
débiles o se encuentran ausentes. La temperatura de esta componente se encuentra en el rango de
0,7-1,5 KeV. Suele haber una segunda componente no-térmica (Γ = 2,1-4,8), pero contribuye en
menos de un 25% del flujo de 2-20 KeV. Este estado se ilustra en la línea del medio de los
paneles de la Figura 3.9. Se observa que la componente térmica es mucho más fuerte que la
componente de ley de potencias para energías menores a los 10 KeV. El PDS no muestra
características.
El estado duro (LH, low/hard state) está caracterizado por una ley de potencias dura (Γ ~ 1,7)
que contribuye en más del 80% del flujo de 2-20 KeV. El continuo de energía es brillante, y las
QPOs pueden encontrarse presentes o ausentes. Este estado se ilustra, para GRO J1655-40, en la
última línea de paneles de la Figura 3.9. El disco de acreción parece ser frío y débil comparado
con el del estado térmico. Además, el estado duro está asociado con la presencia de un radio jet
compacto y cuasi-estable.
El estado de ley de potencias con pendiente pronunciada (SPL, steep power law, o VH, very
high state) presenta una componente de ley de potencias fuerte, con Γ ~ 2,5, que constituye entre
un 40 y un 90% del flujo total. Está caracterizado, además, por la presencia de una componente
térmica importante y la presencia, bastante frecuente, de QPOs en rayos X. Un ejemplo de este
6
Línea de emisión que resulta de la transición de un electrón de la capa cerrada L (n = 2) hacia el orbital K (n = 2).
62|
estado se muestra en la línea superior de los paneles de la Figura 3.9. Se observan algunas
similitudes entre los estados SPL y térmico, como la componente térmica y la componente de ley
de potencias con pendiente pronunciada. Sin embargo, en el estado térmico, la ley de potencias
es más débil y tiene un índice de fotones más variable. El estado SPL tiende a dominar el
espectro de los agujeros negros en sistemas binarios cuando la luminosidad se aproxima al límite
de Eddington.
Figura 3.9: Muestra de espectros del agujero negro en el sistema binario GRO J1655-40, ilustrando los tres
estados de actividad: la ley de potencias con pendiente pronunciada, el estado térmico y el estado duro. Cada estado
está caracterizado por un par de paneles. Los paneles de la izquierda muestran la distribución espectral de energía
descompuesta en tres componentes: la térmica (línea roja sólida), la ley de potencias (línea discontinua azul), y la
línea de Fe Kα ensanchada por efectos relativistas (línea de puntos negra). Los paneles de la derecha muestran PDSs
ploteados como log (ν x Pν) vs log ν (Remillard & McClintoc 2006).
63|
El estado de inactividad corresponde a luminosidades que están tres o más órdenes de
magnitud por debajo de los niveles de los estados de actividad descriptos anteriormente. Los
sistemas binarios con agujeros negros que atraviesan explosiones transitorias, pasan la mayor
parte de su vida en un estado de inactividad caracterizado por una luminosidad extremadamente
débil (Lx = 1030,5-1033,5 erg s-1) y un espectro no-térmico y duro (Γ = 1,5-2,1), que se modela
bastante bien con una simple ley de potencias más absorción interestelar. Este estado es
importante por dos motivos: (a) permite que se realicen mediciones dinámicas confiables, pues el
espectro óptico de la estrella secundaria se vuelve prominente y prácticamente no se ve afectado
por calentamiento en rayos X, y (b) su mecanismo de radiación ineficiente representa un
argumento fuerte para la existencia del horizonte de eventos.
Cuando las estrellas de neutrones en sistemas binarios no se observan como púlsares, la manera
de detectarlas es la misma que para los agujeros negros de masas estelares, mediante el cálculo
dinámico de la masa del objeto compacto en sistemas binarios que emiten rayos X.
Observaciones en rayos X durante los períodos de inactividad de la fuente, muestran que los
sistemas binarios con agujeros negros son ~ 100 veces más débiles que sistemas binarios
idénticos pero con estrellas de neutrones. Esto se debe a la baja eficiencia radiativa de los vientos
de acreción, que permite que el agujero negro esconda gran parte de la energía de la acreción
detrás de su horizonte de eventos. En el estado de inactividad se observa, además, que los
agujeros negros carecen de una componente de emisión térmica suave característica del espectro
de las estrellas de neutrones, que podría deberse a la presencia de una superficie. La presencia de
una superficie para una estrella de neutrones acretante, da lugar también a algunos fenómenos
que se encuentran ausentes en los agujeros negros, en los períodos de actividad, como por
ejemplo explosiones termonucleares de tipo I. Además, los agujeros negros no pueden sostener
un campo magnético, por lo cual no pueden generar las pulsaciones periódicas en rayos X
observadas para muchas estrellas de neutrones.
3.1.5. Cygnus X-1
El primer agujero negro que fue identificado en un sistema binario emisor de rayos X es
Cygnus X-1, cerca de la estrella brillante η Cygni en el medio del cuello del cisne, una
constelación del hemisferio norte que cae en el plano de la Vía Láctea (ver Figura 3.10). La
contraparte óptica es la estrella supergigante HD226868, la cual mostró variaciones en la
velocidad radial, sugiriendo la presencia de una compañera invisible (Webster & Murdin 1972,
Bolton 1972).
64|
Figura 3.10: A la izquierda, imagen de Cygnus X-1, ubicada en el centro del campo (recuperada del sitio web
http://www.greatdreams.com/constellations/cygnus-x-3.htm, el día 17 de febrero del año 2012). A la derecha, la
constelación del Cisne, ubicada en el hemisferio norte. Cygnus X-1 se encuentra cerca de la estrella η Cygni.
(recuperada
del
sitio
web
http://en.wikipedia.org/wiki/File:Cygnus_constellation_map_with_approximate_postion_of_cygnus-x1.png, el día
17 de febrero del año 2012).
La estrella supergigante se movía con una amplitud en su velocidad de 64 km/s (más tarde
redefinido a 75 km/s) en una órbita de 5,6 días debido a la influencia gravitacional de la
compañera invisible. Teniendo en cuenta estos valores, se calculó la función de masa del objeto
compacto, obteniendo un valor de 0,25 Msol. La masa M2 de la compañera brillante era grande y
con un amplio rango de incerteza. Si la estrella óptica fuese una O9,7Iab normal, su masa sería
de 33 Msol, que para una órbita con i = 90˚ implicaría un objeto compacto de 7 Msol. Sin
embargo, era probable que la estrella óptica fuese poco masiva para su tipo espectral como
resultado de la transferencia de masa y la evolución de la binaria. Un posible límite inferior de 10
Msol para la supergigante, combinado con un límite superior para la inclinación de 60˚, basado en
la ausencia de eclipses, condujo a un objeto compacto de más de 4 Msol (Bolton 1975). Por lo
tanto, se concluyó que este objeto era el primer agujero negro detectado observacionalmente.
En un estudio reciente, Orosz et al. (2011) desarrollaron un modelo dinámico del sistema
binario, usando datos espectroscópicos y fotométricos ópticos tomados de la literatura. Gracias a
este estudio, se estimó que el objeto compacto tiene una masa de 14,8 ± 1,0 Msol, mientras que la
masa de la compañera óptica es de 19,2 ± 1,9 M sol. Además, se obtuvo un valor de 27,1 ± 0,8
grados para la inclinación del plano orbital. En la Tabla 3.1 se encuentran listados los parámetros
orbitales finales para Cygnus X-1, tomados del trabajo de Orosz et al. (2011). La Figura 3.11
muestra la curva de velocidad radial para este sistema, para dos modelos orbitales diferentes.
65|
Tabla 3.1: Parámetros orbitales de Cygnus X-1
Figura 3.11: Curvas de velocidad radial tomadas del trabajo de Orosz et al. (2011). A la izquierda se observa el
mejor ajuste asumiendo un modelo de órbita excéntrica, mientras que la de la derecha corresponde a un modelo de
órbita circular.
3.1.6. A0620-00
A0620-00, también conocida como V616 Mon, es una LMXB ubicada en la constelación
Monoceros. Fue descubierta durante su explosión en 1975 y se ha mantenido inactiva desde
1976. Las velocidades orbitales a lo largo de la línea de visión de ambas componentes de A062066|
00 han sido determinadas usando el desplazamiento Doppler de las líneas espectrales, obteniendo
una amplitud de 457 km s-1 y un período de 7,8 hs. La función de masa de la estrella visible es
f(M1) = 3,18 ± 0,16 Msol. Esto indica que el objeto compacto tiene una masa de 6,61 ± 0,25 Msol,
según estimas recientes (Cantrell et al. 2010). Este objeto es claramente un agujero negro. La
compañera es una estrella de tipo espectral K con una masa de 0,400 ± 0,045 Msol. No se sabe
con certeza si la acompañante pequeña nació con la estrella masiva que más tarde formaría el
agujero negro, o si se formó a partir del gas y el polvo que la estrella masiva expulsó al espacio
en forma de “viento.” A una distancia de unos 1.000 pc, puede que éste sea el agujero negro más
cercano a la Tierra. En la Figura 3.12 se observa una imagen de A0620-00, tomada de la base de
datos SIMBAD, mientras que en la Figura 3.13 se observa la curva de velocidad radial de
A0620-00, tomada del trabajo de Haswell & Shafter (1990).
Figura 3.12: Imagen de la binaria A0620-00, ubicada en el centro de la imagen y señalada con un círculo rojo,
tomada de la base de datos SIMBAD, el día 17 de febrero del año 2012.
67|
Figura 3.13: Curva de velocidad radial de la binaria A0620-00, tomada del trabajo de Haswell & Shafter (1990).
La función sinusoidal que mejor se ajusta tiene una amplitud de 43 ± 8 km/s.
3.2. Lentes gravitacionales y agujeros negros
Las lentes gravitacionales fueron predichas por la teoría de la relatividad general de Einstein.
Estos fenómenos se producen cuando la luz procedente de objetos distantes y brillantes se curva
alrededor de un objeto masivo, que actúa como lente, situado entre el objeto emisor y el receptor.
La Figura 3.14 muestra un esquema de este fenómeno. La lente deforma y amplifica la imagen
de los objetos lejanos produciendo imágenes dobles o múltiples, arcos, etc. Para poder asegurar
que las imágenes observadas corresponden a un mismo objeto se deberían observar colores
ópticos, redshifts y espectros similares. Además de permitir la observación de objetos distantes,
los fenómenos de lentes gravitacionales pueden utilizarse para detectar la presencia de objetos
masivos invisibles, tales como agujeros negros e incluso planetas extrasolares, cuando estos
actúan como lentes. La prueba de la existencia de estos objetos se obtuvo en 1919 cuando,
durante un eclipse solar, Eddington observó cómo se curvaba la trayectoria de la luz proveniente
de estrellas distantes al pasar cerca del Sol, produciéndose un desplazamiento aparente de sus
posiciones.
68|
Figura 3.14: Esquema del fenómeno de lentes gravitacionales. Se observa cómo los rayos de luz provenientes de
una galaxia lejana son desviados al pasar cerca de un cúmulo de galaxias, antes de llegar a la Tierra. Como
consecuencia se observan, desde la Tierra, múltiples imágenes de la galaxia (adaptado del sitio web
http://astrolabio2011.blogspot.com/2011/05/abell-383.html, el día 18 de febrero del año 2012).
El primer fenómeno de lentes gravitacionales identificado fue el cuásar QSO 0957+561 A/B,
descubierto en 1979 por Walsh, Carswell & Weymann en la constelación de la Osa Mayor. Estos
astrónomos observaron que los dos cuásares se encontraban demasiado cerca el uno del otro, y
que su redshift y espectro visible eran similares, sugiriendo que podía tratarse de dos imágenes
del mismo objeto formadas por una lente gravitacional. En la Figura 3.15 se observa una imagen
óptica del cuásar. La fuente consiste en dos imágenes, A y B, separadas por 6˝, ambas con una
magnitud aparente de ~ 17.
69|
Figura 3.15: Imagen óptica de QSO 0957+561. Se observan, muy próximas entre sí, las dos imágenes producidas
por
el
fenómeno
de
lentes
gravitacionales
(recuperada
del
sitio
web
http://bte999.jalbum.net/Terry%27s%20Astrophotos/Other%20Images/slides/NGC3079%2030%20by%2060s%20S
D%20DDP%20showing%20double%20quasar%20QSO%200957+561A&B%20as%20inset%20080201.html, el día
18 de febrero del año 2012).
Un ejemplo famoso de lentes gravitacionales es el cúmulo de galaxias Abell 1689, situado en
la dirección de la constelación de Virgo, a 670 Mpc de distancia. Es uno de los cúmulos más
grandes y masivos conocidos, y actúa como lente gravitacional, distorsionando las imágenes de
galaxias lejanas. Gracias a la amplificación de las imágenes de las galaxias, este cúmulo permitió
el descubrimiento de una de las más lejanas encontradas hasta el momento, A1689-zD1. Esta
galaxia se encuentra a 4.000 Mpc de distancia y es similar en masa y tamaño a la Vía Láctea. En
la Figura 3.16 se observa una imagen óptica del cúmulo de galaxias Abell 1689, tomada por el
Telescopio Espacial Hubble y tres imágenes (en el óptico e infrarrojo) de la galaxia A1689-zD1,
tomadas por los Telescopios Espaciales Hubble y Spitzer.
70|
Figura 3.16: A la izquierda, cúmulo de galaxias Abell 1689, actuando como una gran lente gravitacional,
distorsiona las imágenes de las galaxias en el fondo de la imagen. El recuadro señala la ubicación de la galaxia
A1689-zD1. Imagen óptica tomada por el Telescopio Espacial Hubble. A la derecha, se observan tres imágenes
(ópticas e infrarroja) de la galaxia A1689-zD1; las dos superiores fueron tomadas por el Telescopio Espacial
Hubble, mientras que la inferior fue tomada por el Telescopio Espacial Spitzer (recuperada del sitio web
http://es.wikipedia.org/wiki/Archivo:A1689-zD1.jpg, el día 18 de febrero del año 2012).
Otro ejemplo de lentes gravitacionales está dado por la Cruz de Einstein, cuatro imágenes de
un mismo cuásar, Q2237+030 o QSO 2237+0305, que se observa en el centro de la galaxia ZW
2237+030, en la constelación del Pegaso. La galaxia, ubicada a ~ 123 Mpc, actúa como lente
gravitacional, produciendo las cuatro imágenes observadas del cuásar, que se encuentra a una
distancia mucho mayor (~ 2.450 Mpc). En la Figura 3.17 se observa una imagen óptica de la
galaxia y la Cruz de Einstein en el centro.
71|
Figura 3.17: Imagen óptica de la galaxia ZW 2237+030 y la Cruz de Einstein, las imágenes múltiples del cuásar
QSO 2237+0305, en el centro de la galaxia, tomada en el Observatorio Inter-Americano de Cerro Tololo
(recuperada del sitio web http://www.astr.ua.edu/keel/agn/qso2237.html, el día 18 de febrero del año 2012).
3.2.1. Las lentes gravitacionales y sus efectos
En la Figura 3.18 se muestra un esquema de las diferentes imágenes que observaríamos desde
la Tierra, dependiendo de la posición del objeto y de la lente, correspondientes al fenómeno de
lentes gravitacionales. El llamado “anillo de Einstein”, es una estructura en forma de anillo que
corresponde a la imagen de un objeto, cuando el mismo se encuentra perfectamente alineado con
la lente y el observador. Para que se produzcan estos anillos, la distribución de masa de la lente
debe ser axialmente simétrica. Debido a que la forma de la lente y la alineación no son perfectas,
los anillos no se forman y lo que se observa realmente son arcos.
Cuando el observador se encuentra bastante lejos de estar alineado con la lente y el objeto,
también se produce el fenómeno de lentes gravitacionales, pero en menor medida. Las “lentes
débiles” son pequeñas deformaciones, modificaciones en el brillo o cambios en la posición de los
objetos. Actúan a lo largo de cada línea de visión en el universo, pues el camino de cada fotón
está afectado por la presencia de la materia.
72|
Figura 3.18: Esquema de las imágenes observadas en la Tierra de una fuente (galaxia lejana) cuya luz ha sido
distorsionada por la presencia de un objeto masivo (cúmulo de galaxias) que actúa como lente gravitacional, ubicado
entre la fuente y el observador. La imagen o imágenes observadas dependen de la forma de la lente y de la ubicación
del observador (recuperado del sitio web http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Mellier/Mellier2_1.html, el día 18 de
febrero del año 2012).
Si la lente es de baja masa (objetos de masa estelar, con M < 106 Msol) la separación angular
entre las imágenes de la fuente no se puede resolver. Sin embargo, se puede detectar la
magnificación si hay movimiento relativo entre la lente y la fuente. A medida que la lente pasa
frente a la fuente, en intervalos de tiempo que van de unos segundos a algunos años, cambia el
alineamiento y, como consecuencia, también cambia el brillo aparente de la fuente. El monitoreo
de ese cambio de brillo permite construir una curva de luz y confirmar, así, la ocurrencia del
evento. Cuando se produce variabilidad de la fuente debido a una lente de masa estelar, el
fenómeno se denomina de “microlentes”. En la Figura 3.19 se observa una curva de luz típica de
estos fenómenos. La duración del evento de microlentes está definida por el tiempo que tarda la
fuente en cruzar el radio del anillo de Einstein, y esta escala de tiempo se relaciona con la masa,
la distancia y la velocidad de la lente. La detección de los agujeros negros de masas estelares se
produce mediante fenómenos de microlentes. En la Figura 3.20 se muestra un esquema de estos
sucesos.
73|
Figura 3.19: Curva de luz típica del fenómeno de microlentes, correspondiente al objeto OGLE-2005-BLG-006
(recuperado del sitio web http://en.wikipedia.org/wiki/File:Gravitational.Microlensing.Light.Curve.OGLE-2005BLG-006.png, el día 18 de febrero del año 2012).
Figura 3.20: Representación del aumento en el brillo que se produce en la imagen de la estrella fuente al pasar
delante de ella un agujero negro aislado de masa estelar (recuperado del sitio web
http://www.oarval.org/LBHssp.htm, el día 18 de febrero del año 2012).
74|
3.2.2. Relevamientos de microlentes en la Galaxia
Existen en la actualidad varios relevamientos de microlentes en la Galaxia, como por ejemplo
EROS, MACHO, OGLE y DUO. Estos proyectos utilizan la variabilidad de las estrellas en el
núcleo galáctico (DUO, MACHO, OGLE) y en la LMC (EROS, MACHO) para detectar los
eventos de microlentes.
EROS (Expérience pour la Recherche d’Objets Sombres) tenía como objetivo principal la
búsqueda y estudio de “cuerpos negros estelares”, es decir, enanas marrones u objetos MACHO
(MAssive Compact Halo Objets) en nuestra Galaxia (cuando estos actúan como lente
gravitacional amplificando y multiplicando las imágenes de objetos distantes), a través del
estudio de objetos en las Nubes de Magallanes. Comenzó a funcionar en el año 1990 en el
observatorio La Silla (ESO, European Southern Observatory) y finalizó sus observaciones en
febrero del año 2003. Un total de 67 millones de estrellas fueron monitoreadas, encontrando
cientos de candidatos a microlentes en el plano galáctico, aunque solo uno fue encontrado en
dirección a las Nubes de Magallanes (Moniez 2009).
El proyecto MACHO (MAssive Compact Halo Objets) comenzó en junio de 1992, con el
objetivo de analizar la hipótesis que sostiene que una fracción significativa de la materia oscura
en el halo de la Vía Láctea proviene de objetos como las enanas marrones o los planetas
(MACHOs) y finalizó en el año 2000. Utilizando un telescopio de 1,25 m, ubicado en el
observatorio Mount Stromlo (Australia), se tomaron ~ 27.000 imágenes, encontrando 4 eventos
de microlentes en dirección a la Nube Mayor de Magallanes y 45 en dirección al núcleo galáctico
(ver http://wwwmacho.mcmaster.ca/Project/Overview/status.html).
El proyecto OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) también comenzó en el año
1992 y tiene como objetivo la búsqueda de materia oscura en el halo de la Galaxia, al igual que
los otros proyectos mencionados. Actualmente el proyecto se encuentra funcionando
exitosamente, en su cuarta fase, en el observatorio Las Campanas, en Chile (ver
http://ogle.astrouw.edu.pl/).
Finalmente, DUO (Disk Unseen Objets) fue un proyecto que tenía como objetivos la detección
de objetos de baja luminosidad a través del fenómeno de microlentes y el estudio de la estructura
del núcleo de la Galaxia, de las poblaciones estelares en general y de variables de largo y corto
período. Los datos fueron colectados entre abril y octubre del año 1994, con el telescopio
Schmidt de 1m de ESO, encontrando 12 candidatos a eventos de microlentes (Alard & Guibert
1997).
75|
3.2.3. Detección de agujeros negros mediante el fenómeno de
microlentes
Ya habíamos mencionado que las lentes gravitacionales sirven para detectar objetos masivos
invisibles como los agujeros negros, cuando éstos actúan como lentes. El fenómeno de
microlentes gravitacionales es de momento el único método para detectar agujeros negros de
masa estelar aislados (que no se encuentran en sistemas binarios). Con este objetivo, debemos
deducir la distribución de masa del objeto que actúa como lente. La medida de la velocidad
proyectada de la lente (v) nos permite relacionar la masa de la misma con la distancia a la lente y
a la fuente de la siguiente forma (Bennett et al. 2002a),
(3.2)
donde Ds es la distancia a la fuente (típicamente de ~ 8 kpc para una fuente ubicada en el núcleo
galáctico), Dl es la distancia a la lente, v es la velocidad transversal de la lente proyectada en
dirección al Sol, t es el tiempo de duración del evento de microlentes y
(Bennett et al.
2002a). Por lo general, la distancia a la fuente (Ds) se asume conocida, entonces, estimando la
velocidad de la lente y midiendo t, se puede calcular el valor de la masa de la lente en función de
la distancia.
Hay solo cuatro agujeros negros de masa estelar aislados detectados: MACHO-96-BLG-5
(masa probable ~ 6 Msol, Bennett et al., 2002b), MACHO-98-BLG-6 (masa probable ~ 6 Msol,
Bennett et al., 2002b), MACHO-99-BLG-22 = OGLE-1999-BUL-32 (masa probable ~ 100 Msol,
Bennett et al., 2002b), y OGLE BUL-SC5-2859 (masa probable ~ 7-43 Msol, Smith et al., 2003).
En particular, MACHO-96-BLG-5 es un agujero negro aislado de aprox. 6+10-3 Msol, ubicado en
las coord. α (J2000) = 18h 05m 02.5s (ascensión recta) y δ (J2000) = -27˚ 42 17 (declinación),
cerca del centro galáctico (Bennett et al. 2002b). Con una duración de 969 días, éste fue el
evento de microlentes observado más largo. La Figura 3.21 muestra imágenes del cambio de
brillo sufrido por la estrella fuente cuando el agujero negro pasa frente a ésta y amplifica su luz,
tomadas por telescopios en el Observatorio Inter-Americano de Cerro Tololo. Además, en la
misma figura, se observa una imagen de la estrella tomada por el Telescopio Espacial Hubble,
que muestra el brillo real de la misma. Esta última imagen era necesaria debido a que los
telescopios en la Tierra no son capaces de distinguir el brillo real de la estrella cuando no se
encuentra modificado por la microlente, pues los campos están tan llenos de estrellas que se
necesitan imágenes de alta resolución para distinguir el brillo de cada una. En la Figura 3.22 se
observa la curva de luz de MACHO-96-BLG-5, tomada del trabajo de Bennett et al. (2002b).
76|
Figura 3.21: A la izquierda, imágenes ópticas tomadas en el Observatorio Inter-Americano de Cerro Tololo en
dos épocas distintas. Puede distinguirse el aumento de brillo producido de una imagen a la otra. A la derecha,
imagen óptica tomada por el Telescopio Espacial Hubble, en la cual se distingue el brillo real de la estrella cuando
no
está
afectada
por
el
fenómeno
de
microlentes
(recuperada
del
sitio
web
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2000/03/image/a/, el día 20 de febrero del año 2012).
Figura 3.22: Curva de luz de MACHO-96-BLG-5 normalizada al flujo de la estrella cuando no se encuentra
aumentado por la microlente, tomada del trabajo de Bennett et al. (2002b).
77|
3.3. Otros métodos de detección de agujeros negros
Otra forma de determinar la masa del objeto compacto en sistemas binarios emisores de rayos
X es a través del análisis de la naturaleza de los jets transitorios que son eyectados a altas
velocidades a lo largo de los ejes del disco de acreción, durante la acreción de masa desde la
estrella compañera. GRO J1655-40 es una binaria emisora de rayos X que posee jets relativistas
(cercanos a la velocidad de la luz). Las estimas de la masa, basadas en el análisis espectral,
dieron una masa mayor a 3 Msol para el objeto compacto en este sistema, convirtiéndolo en un
candidato a agujero negro de masa estelar (Zhang et al. 1997). Zhang et al. (1997) mostraron que
el espectro en rayos X del jet de GRO J1655-40 exhibía una característica única de objetos con
masas mayores a 3 Msol, concluyendo que esta característica es un indicador muy fuerte de un
sistema que contiene un agujero negro y que la misma debería ser usada para seleccionar
candidatos a este tipo de objetos.
Otra manera de detectar agujeros negros de masa estelar es a través de las explosiones de rayos
gamma de alta energía (GRB, Gamma Ray Bursts), explosiones que se encienden rápidamente y
se extinguen con la misma rapidez, y cuyo origen se desconocía hasta hace poco tiempo. Para
captar los GRBs lo más rápido posible, la NASA lanzó al espacio el satélite Swift en el año
2004. El instrumento de Swift que detecta estas explosiones es el Telescopio de Alerta de
Explosiones (Burst Alert Telescope), el cual monitorea un gran campo. Cuando se detecta un
GRB, el satélite transmite un mensaje de alerta a detectores espaciales y en tierra que giran
rápidamente para monitorear la explosión. De otra forma, no se podría obtener una curva de luz
completa de las explosiones. En promedio, se detecta un GRB por día en todo el cielo.
Bloom et al. (1999) relacionaron algunas características de la emisión de GRB 980326 con una
supernova. Price et al. (2002) extendieron este trabajo para mostrar que un GRB cercano
(redshift 0,63) de ~ 2 seg coincidía con una supernova. Además, Israelian et al. (1999) mostraron
que la característica espectral de GRO J1655-40 (analizado anteriormente) incluía elementos
pesados que se cree solo podrían haberse formado durante eventos de supernova, vinculando así
los GRBs de mayor duración con los agujeros negros. Modificaciones en la red de alerta de
GRBs permitieron realizar trabajos con GRBs de corta duración (< 2 seg) y estudios recientes
muestran que estas explosiones cortas son el resultado de colisiones de estrellas de neutrones que
dan lugar a la formación de agujeros negros (Fox 2005).
78|
Capítulo IV
“Candidatos a agujeros negros de masas
estelares”
El objetivo del presente capítulo es realizar un análisis global de los candidatos a agujeros
negros de masas estelares de nuestra Galaxia, para lo cual confeccionamos un catálogo,
realizando una búsqueda detallada y sistemática de toda la bibliografía disponible. El capítulo
comienza con la presentación de tres tablas en las cuales se listan todos los candidatos
recolectados y sus características. En las secciones siguientes se realizan análisis de estos datos a
través de la construcción de gráficos e histogramas. En particular, se presentará un estudio de la
distribución espacial de estos objetos en la Galaxia y de su posible vinculación (espacial) con
grupos o tipos de estrellas (en general masivas) candidatas a terminar su evolución como
agujeros negros, tales como las estrellas masivas evolucionadas, las estrellas Wolf-Rayet, etc.
4.1. Base de datos de los candidatos a agujeros negros de masas
estelares
Como se mencionó, comenzamos realizando una búsqueda intensiva de candidatos a agujeros
negros de masas estelares en la literatura, compilando en tres tablas la mayor cantidad de
información que nos fuese de utilidad e interés. Las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3 corresponden al
Catálogo de Candidatos a Agujeros Negros introducido en el presente Trabajo Especial de la
Licenciatura en Astronomía. Estos datos se obtuvieron, principalmente, de los trabajos de
Shahbaz (1999), Ziólkowski (2003), Johnston (2004), McClintock & Remillard (2006),
Remillard & McClintock (2006), Ozel et al. (2010), Cantrell et al. (2010), Reynolds & Miller
(2011) y Orosz et al. (2011), y de la base de datos SIMBAD, la cual brinda acceso electrónico a
todas las publicaciones y, en particular, a las tablas y catálogos del ADS.
En total reunimos 80 candidatos detectados, principalmente, en sistemas binarios emisores de
rayos X o mediante el fenómeno de microlentes gravitacionales. De este total de candidatos, 24
fueron confirmados por diversos autores como agujeros negros de masas estelares a través del
cálculo de la masa del objeto compacto, realizando un estudio de la dinámica del sistema binario
que los alberga. En el capítulo V se realizará un análisis que incluye únicamente a este conjunto
de objetos.
En la Tabla 4.1 se encuentran listados todos los candidatos y sus características, como la
emisión en rayos X, las coordenadas galácticas, la distancia y la masa del objeto compacto. En el
caso de los sistemas binarios, también listamos el período, la función de masa, la inclinación y la
79|
masa de la compañera óptica. El tipo de emisión en rayos X puede ser: persistente (PS, Persistent
Source), transitoria de largo período (LPT, Long-Period Transient) o transitoria de corto período
(SPT, Short-Period Transient). En el Capítulo V volveremos sobre este tema. La Tabla 4.2
contiene datos como la intensidad máxima comparada con la fuente de rayos X en la nebulosa
del Cangrejo, para el caso de los agujeros negros confirmados, y la intensidad medida en algún
instante, para los no confirmados. Además, se encuentran también los flujos y/o magnitudes en
distintas bandas y el tipo espectral de la compañera óptica, para los objetos en sistemas binarios,
y el tipo de fuente, es decir, el objeto detectado candidato a albergar un agujero negro. En
algunos casos, la fuente es un sistema binario que emite rayos X del tipo LMXB, HMXB o,
simplemente, XB (X-ray Binary, binaria en rayos X), por ejemplo, para los agujeros negros
confirmados. En otros casos, la fuente puede ser un objeto que emite rayos X para el cual no es
posible distinguir si se trata o no de un sistema binario (X-ray Source), o puede tratarse también
de un evento de microlentes gravitacionales (Micro Lensing Event), de una fuente emisora de
rayos γ (Gamma-ray source), una estrella tipo Nova (Nova-like Star) o de una Supernova. Por
último, la Tabla 4.3 compila algunas observaciones y referencias, y se indica si el candidato es
un agujero negro confirmado o no.
Tal y como se señala en la Tabla 4.3, algunos de los objetos listados no pertenecen a la Vía
Láctea. Estos objetos son IC 10 X-1, que pertenece a la galaxia enana IC 10, RX J0042.3+4115,
ubicado en la galaxia M31, M33 X-7, en la galaxia M33, SN 1997D, miembro de la galaxia
NGC 1536, LMC X-1 y LMC X-3, en la Nube Mayor de Magallanes, y NGC 300 X-1, que se
ubica en la galaxia NGC 300. Sin embargo, debido a que la mayoría corresponden a galaxias de
nuestro Grupo Local, decidimos incluirlos en el análisis por completitud.
Notamos que algunos de los objetos presentados en las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3 resultan ser
candidatos confirmados o, eventualmente, ''bona-fide'' (como lo objetos compactos en sistemas
binarios con masas determinadas dinámicamente), en tanto que otros sólo pueden ser catalogados
como candidatos propiamente dichos. Es este el caso, por ejemplo, de 1H 1741-322 y de 2S
2318+62, para los cuales sólo se dispone de coordenadas aproximadas de la fuente emisora de
rayos X y prácticamente de ninguna otra información. Para algunos otros candidatos
encontramos diferentes valores, en distintas fuentes, para un mismo parámetro. Decidimos
incluir todos los datos en las tablas y utilizar, en el análisis, un promedio de los diferentes valores
publicados.
Para el caso especial del sistema binario SS 433 encontramos, como ya habíamos visto en el
Capítulo III, que en un estudio reciente realizado por Goranskij (2011) se determina que el objeto
compacto en este sistema es una estrella de neutrones en lugar de un agujero negro como se
pensaba. De todas formas, debido a que este objeto ha sido muy estudiado por numerosos
autores, y debido a que existen numerosas estimas de la masa del mismo que indicarían que se
trata de un agujero negro, decidimos incluirlo en el análisis de los candidatos a agujeros negros
de masas estelares, con la salvedad de que debe verificarse el valor de masa encontrado por
Goranskij (2011). Sucede algo similar con los sistemas binarios Cen X-4 y Aql X-1, ya que las
80|
estimas de masa realizadas para los objetos compactos en estos sistemas (ver Shahbaz 1999 o
Khargharia et al. 2010, para Cen X-4, y Cornelisse et al. 2007, para Aql X-1) arrojan valores
inferiores al límite de masa aproximado para los agujeros negros (de alrededor de 3 Msol), lo que
implica que se tratarían de estrellas de neutrones. De todas formas, se decidió incluir estos
objetos en las tablas como posibles candidatos a agujeros negros de masas estelares, ya que el
límite de separación entre las estrellas de neutrones y los agujeros negros no es un límite
rigurosamente exacto.
Además de los candidatos listados en las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3, resulta conveniente mencionar
el trabajo de Chisholms et al. (2003) en el cual se presenta una búsqueda de agujeros negros de
masas estelares o agujeros negros remanentes (RBHs del inglés remnant black holes), ya que los
mismos son los remanentes, o lo que resulta, del proceso de evolución estelar. Estos autores
utilizan el catálogo Sloan (Sloan Digital Sky Survey) para seleccionar 87 objetos con colores (en
las bandas del Sloan u,g,r,i,z) compatibles con la distribución espectral de energía de un objeto
que acreta material de su medio circundante, y que además emiten en rayos X. Sin embargo,
espectros en el óptico de 32 de estos candidatos mostraron que en realidad se trata de otros
objetos, tales como enanas blancas u otros objetos estelares o extra-galácticos. Los 55 objetos
restantes permanecen como candidatos.
Una exhaustiva búsqueda bibliográfica (empleando ADS y SIMBAD) de estos 55 objetos no
arrojó ningún trabajo adicional sobre los mismos, además del original de Chisholms et al. (2003).
Notamos que estos objetos tienen magnitudes bastante débiles (del orden o mayor a 19 en la
band g, centrada en 4686 Å), lo cual dificulta cualquier seguimiento espectroscópico de los
mismos. La distribución en coordenadas galácticas de estos objetos no se corresponde con la de
los candidatos galácticos de las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3, los cuales se concentran marcadamente
hacia el plano (ver Figura 4.1), por lo cual no parecerían pertenecer a nuestra Galaxia. Además,
los colores son compatibles con una amplia variedad de objetos astronómicos y su emisión en
rayos X, si bien está presente, no es, en general, tan intensa como la de los objetos de las Tablas
4.1, 4.2 y 4.3. Mencionamos este trabajo por completitud, sin embargo, por el momento no
existen evidencias importantes para considerar estos objetos como candidatos a agujeros negros
de masas estelares, más aún cuando 32 de los mismos fueron descartados como agujeros negros
por los propios autores (Chisholms et al. 2003), como ya se mencionó.
.
81|
Tabla 4.1: Candidatos a agujeros negros: propiedades
Nro. de
Fuente
Nombre de la
Fuente
1
GRO J1719-24
V* V2293 Oph
XTE J1748-288
AX J1748.0-2829
GRS 1739-278
V* V2606 Oph
IGR J17497-2821
PBC J1749.4-2820
MACHO 98-BLG-6
MACHO 99-BLG-22
OGLE 1999-BUL-32
MACHO 96-BLG-5
GRS 1758-258
PBC J1801.2-2544
XTE J1806-246
2S 1803-245
XTE J1752-223
SWIFT J1752.1-2220
V* V4641 Sgr
XTE J1819-254
XTE J1818-245
GS 1826-24
V* V4634 Sgr
SAX J1805.5-2031
INTREF 876
RX J1826.2-1450
V* V479 Sct
SWIFT J1842.5-1124
SWIFT J1753.5-0127
PBC J1753.4-0126
EXO 1846-031
INTREF 939
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
Emisión en
rayos X
LPT
l
(deg)
(ep=J2000)
000.1423
b
(deg)
(ep=J2000)
+06.9908
Porb
(hrs)
D
(kpc)
14.9
2.3
000.6756
-00.2221
000.6721
+01.1757
9.8
000.9532
-00.4528
10
001.5260
002.4601
-02.1321
-03.5054
2
6
100
003.2193
004.5078
-03.0706
-01.3611
2
8.5
6
006.1383
-01.9075
006.4229
+02.1139
006.7740
-04.7891
007.4441
009.2724
-04.1924
-06.0878
009.5540
+00.3400
016.8816
-01.2892
021.7105
024.8977
-03.1076
+12.1860
029.9611
-00.9174
442.8
f(M)
(Msol)
i
(deg)
MBH
(Msol)
Mcomp.
(Msol)
> 4.9
+10
-3
8.5
67.6
9.9 ± 2.4
3.13 ± 0.13
75 ± 2
7.1 ± 0.3
3.1
3.5
4.0-55
98.8
8.5
6.0
82|
Nro. de
Fuente
Nombre de la
Fuente
19
XTE J1901+014
PBC J1901.6+0127
Aql X-1
V* V1333
XTE J1856+053
INTREF 948
SS433
V* V1343 Aql
IGR J18539+0727
KRL2007b 343
XTE J1908+094
KRL2007b 353
GRS 1915+105
V* V1487 Aql
4U 1918+146
INTREF 972
4U 1957+115
V* V1408 Aql
XTE J1859+226
V* V406 Vul
GS 2000+251
V* QZ Vul
Cyg X-1
V* V1357 Cyg
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
GS 2023+338
V* V404 Cyg
XTE J2012+381
INTREF 1012
2S 2318+62
IC 10 X-1
RX J0042.3+4115
C84 26
4U 0042+32
2A 0042+323
Emisión en
rayos X
l
(deg)
(ep=J2000)
035.3809
b
(deg)
(ep=J2000)
-01.6225
Porb
(hrs)
D
(kpc)
035.7184
-04.1432
18.9
2.5
038.2690
+01.2720
039.6941
-02.2446
039.8500
+02.8500
043.2634
+00.4340
045.3657
-00.2191
049.2690
+00.4400
051.3087
SPT
PS
LPT
f(M)
(Msol)
i
(deg)
MBH
(Msol)
20-30
(j)
> 1.6
10
314.1
(a)
(b)
820; 739;
804
+0.71
-0.52
4.9
1.36
(b)
9.5 ± 3.0
9 ± 3;
11.5 ± 0.5
(a)
(a)
(d)
(d)
14 ± 4
1.5
9.8 ± 2.2
< 1.5
7.5 ± 0.3
0.3
(a)
(e)
(b)
(h)
11 ± 5
1.25-1.87
(b)
66 ± 2;
70 ± 2
(e)
(f)
-09.3305
9.3
10
054.0461
+08.6075
9.2
8±3
7.4 ± 1.1
SPT
063.3666
-02.9989
8.3
2.7 ± 0.7
5.01 ± 0.12
64.0 ± 1.5
PS
071.3350
+03.0668
134.4
2.15 ± 0.07
0.251 ± 0.007
62
LPT
073.1188
-02.0914
155.3
2.39 ± 0.14
6.08 ± 0.06
55 ± 4
075.3885
+02.2467
112.2021
118.9590
121.1019
+01.0905
-03.3274
-21.5798
34.9
660 ± 66
766.4
7.64 ± 1.26
121.3377
-29.8299
278.4
2±1
PS
Mcomp.
(Msol)
(e)
+5
-37
16 ± 5;
> 8;
(f)
14.8 ± 1.0
12 ± 2
19 ± 7
8-13
33 ± 9
19.2 ± 1.9
0.6
> 20
83|
Nro. de
Fuente
Nombre de la
Fuente
Emisión en
rayos X
37
M33 X-7
RX J0133.5+3032
XTE J0421+560
V* CI Cam
XTE J1118+480
V* KV UMa
GRO J0422+32
V* V518 Per
3A 0620-003
V* V616 Mon
SN 1997D
LMC X-3
2A 0539-642
GRS 1009-45
V* MM Vel
LMC X-1
R148
GRS 1124-683
V* GU Mus
NGC 300 X-1
PS
GS 1354-64
V* BW Cir
1A 1524-61
V* KY TrA
SWIFT J1539.2-6227
2A 1627-673
V* KZ TrA
XTE J1550-564
V* V381 Nor
4U 1543-47
V* IL Lup
Cen X-4
V* V822 Cen
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
l
(deg)
(ep=J2000)
133.5688
b
(deg)
(ep=J2000)
-31.4636
Porb
(hrs)
D
(kpc)
f(M)
(Msol)
149.1765
+04.1331
SPT
157.6608
SPT
82.9
730-940
0.46 ± 0.07
+62.3205
4.1
1.7 ± 0.1
6.1 ± 0.3
81 ± 2
6.5 ± 0.4
0.3
165.8808
-11.9126
5.1
2±1
1.19 ± 0.02
48 ± 3
4.3 ± 0.7
0.45
SPT
209.9563
-06.5399
7.8
1.06 ± 0.12
(b)
(b)
(a)
(a)
(i)
(e)
(b)
(i)
PS
266.8823
273.5764
-44.1614
-32.0814
40.9
2.3 ± 0.3
67 ± 3
3
7.6 ± 1.6
4.5
SPT
275.8783
+09.3460
6.8
14102
(a)
55.18;
(f)
50.0 ± 2.3
3.82 ± 0.27
3.17 ± 0.12
67
4.2 ± 0.6
0.6
PS
280.2030
-31.5158
(a)
< 60
(a)
(f)
35
295.3004
-07.0726
55.18;
50.0 ± 2.3
5.89 ± 0.26
(b)
(f)
SPT
101.5
93.8
10.4
(a)
(b)
PS
299.2076
-79.4188
32.3
1860 ± 70
2.6 ± 0.3
LPT
309.9778
-02.7797
61.1
> 25
5.73 ± 0.29
320.3193
-04.4272
321.0186
321.7876
-05.6427
-13.0924
LPT
325.8826
-01.8270
37.0
LPT
330.9187
+05.4258
332.2424
+23.8814
2.76 ± 0.01
3.18 ± 0.16
0.886 ± 0.037;
0.14 ± 0.05
3.01 ± 0.15
i
(deg)
MBH
(Msol)
Mcomp.
(Msol)
15.65 ± 1.45
51.0 ± 0.9;
40.8 ± 3.0
54 ± 2
10.8 ± 2.1
6.6 ± 0.25
7±3
10.91 ± 1.54
7.3 ± 0.9
(b)
0.6
0.4 ± 0.045
1.0
(b)
> 10;
12-24
> 7.8
(f)
10
(b)
7.73 ± 0.40
74.7 ± 3.8
9.1 ± 0.6
0.9
26.8
4.4 ± 0.5;
5.3 ± 2.3
7.5 ± 0.5
0.25 ± 0.01
20.7 ± 1.5
9.4 ± 1.0
2.7
15.1
1.2
0.21 ± 0.08
43 ± 11
1.3 ± 0.6
0.4
(g)
84|
Nro. de
Fuente
Nombre de la
Fuente
Emisión en
rayos X
55
XTE J1650-500
GHJ2008 3
4U 1630-47
X Nor X-1
GX 339-4
V* V821 Ara
XTE J1652-453
IGR J17269-4737
KRL2007b 239
GRO J1655-40
V* V1033 Sco
SAX J1711.6-3808
INTREF 756
IGR J17091-3624
SAX J1709.1-3624
IGR J17098-3628
KRL2007b 224
XTE J1720-318
V* V1228 Sco
GRS 1730-312
KS 1730-312
SLX 1746-331
RX J1749.8-3312
H 1741-322
H1743-322
XTE J17464-3213
4U 1755-338
V* V4134 Sgr
GRS 1737-31
AX J1740.1-3102
XTE J1709-267
RX J1709.5-2639
XTE J1755-324
INTREF 866
SPT
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
LPT
LPT
l
(deg)
(ep=J2000)
336.7183
b
(deg)
(ep=J2000)
-03.4271
Porb
(hrs)
D
(kpc)
f(M)
(Msol)
(a)
2.6 ± 0.7
2.73 ± 0.56
336.9113
+00.2502
338.9392
-04.3264
340.5298
342.2033
-00.7868
-06.9230
344.9819
+02.4560
348.4406
+00.7987
349.5260
+02.2120
10
349.5544
+02.0739
10
354.6237
+03.1012
356.6777
+00.9996
356.8069
-02.9733
7.0
356.8700
357.2552
-00.7622
-01.8330
10
357.2155
-04.8723
357.5879
-00.0996
357.4705
+07.9112
358.0393
-03.6314
5.09
7.7
(b)
i
(deg)
MBH
(Msol)
Mcomp.
(Msol)
8.2
10.12
42.1
(b)
9 ± 3;
4±3
10
5.8 ± 0.5
62.9
3.2 ± 0.5
2.73 ± 0.09
(f)
70.2 ± 1.9
6.3 ± 0.27
2.4
4.4
85|
Nro. de
Fuente
Nombre de la
Fuente
73
XTE J1739-302
KRL2007b 256
H1705-250
V* V2107 Oph
KS 1739-304
INTREF 814
EXS 1737.9-2952
INTREF 810
1E 1740.7-2942
Great Annihilator
OGLE BUL-SC5 2859
XTE J1817-330
PBC J1817.7-3300
1A 1742-289
INTREF 829
74
75
76
77
78
79
80
Emisión en
rayos X
l
(deg)
(ep=J2000)
358.0678
b
(deg)
(ep=J2000)
+00.4452
Porb
(hrs)
D
(kpc)
f(M)
(Msol)
i
(deg)
MBH
(Msol)
Mcomp.
(Msol)
SPT
358.5875
+09.0568
12.5
8.6 ± 2.1
4.86 ± 0.13
> 60
7.0 ± 1.3
0.3
358.3275
-00.2924
358.6800
+00.3400
359.1160
-00.1057
359.6235
359.8172
-01.4930
-07.9956
359.9293
-00.0423
9.2
304.8
(a)
9.2
8.5
(F)
7 - 43
8.5
86|
Tabla 4.2: Candidatos a agujeros negros: flujos
Nro. de
Fuente
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
Nombre de la
Fuente
GRO J1719-24
V* V2293 Oph
XTE J1748-288
AX J1748.0-2829
GRS 1739-278
V* V2606 Oph
IGR J17497-2821
PBC J1749.4-2820
MACHO 98-BLG-6
Int. Máx.
(Crab)
1.50
U
B
V
17.550
16.650
R
I
J
H
K
Tipo
Espectral
M0-5 V
0.64
23.200
16.300
> F5 V
0.03
19.500
G5 IV
MACHO 99-BLG-22
OGLE 1999-BUL-32
MACHO 96-BLG-5
0.02
SWIFT J1753.5-0127
PBC J1753.4-0126
0.16
LMXB
LMXB
0.86
GRS 1758-258
PBC J1801.22544
XTE J1806-246
2S 1803-245
XTE J1752-223
SWIFT J1752.1-2220
V* V4641 Sgr
XTE J1819-254
XTE J1818-245
GS 1826-24
V* V4634 Sgr
SAX J1805.5-2031
INTREF 876
RX J1826.2-1450
V* V479 Sct
SWIFT J1842.5-1124
Tipo de Fuente
K
Nova-like Star
Gamma-ray
source
(Micro) Lensing
Event
(Micro) Lensing
Event
(Micro) Lensing
Event
LMXB
LMXB
0.11
XB
13.0
09.000
12.532
12.364
12.270
B9 III
0.51
18.900
19.400
LMXB
LMXB
LMXB
19.000
0.051
X-ray Source
12.020
12.170
11.230
10.820
09.024
08.751
08.530
0.04
O7 V
HMXB
X-ray Source
15.300
16.730
16.460
16.150
15.640
15.350
15.110
14.730
LMXB
87|
Nro. de
Fuente
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
Nombre de la
Fuente
EXO 1846-031
INTREF 939
XTE J1901+014
PBC J1901.6+0127
Aql X-1
V* V1333
XTE J1856+053
INTREF 948
SS433
V1343 Aql
IGR J18539+0727
KRL2007b 343
XTE J1908+094
KRL2007b 353
GRS 1915+105
V* V1487 Aql
4U 1918+146
INTREF 972
4U 1957+115
V* V1408 Aql
XTE J1859+226
V* V404 Vul
GS 2000+251
V* QZ Vul
Cyg X-1
V* V1357 Cyg
GS 2023+338
V* V404 Cyg
XTE J2012+381
INTREF 1012
2S 2318+62
IC 10 X-1
RX J0042.3+4115
C84 26
4U 0042+32
2A 0042+323
Int. Máx.
(Crab)
0.30
U
B
V
R
I
J
H
K
Tipo
Espectral
Tipo de Fuente
LMXB
XB
15.000
15.400
14.800
16.000
15.783
15.311
15.047
K0 IV
0.07
LMXB
LMXB
16.300
(c)
13.000
15.7-16.4
(d)
12.200
09.398
08.739
08.163
A7 Ib
HMXB
0.02
XB
0.10
HMXB
3.70
12.150
K III
LMXB
LMXB
1.50
18.400
19.000
18.700
15.000
15.650
15.310
G5-K0
LMXB
19.640
18.200
K5 V
LMXB
11.0
LMXB
2.30
09.380
09.624
08.900
08.420
06.872
06.652
06.501
O9.7 Iab
HMXB
20.0
14.500
14.200
12.700
16.800
13.575
12.684
12.321
K0 IV
LMXB
0.16
21.330
LMXB
X-ray Source
XB
XB
0.00006
19.900
19.300
G
LMXB
88|
Nro. de
Fuente
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
Nombre de la
Fuente
M33 X-7
RX J0133.5+3032
XTE J0421+560
V* CI Cam
XTE J1118+480
V* KV UMa
GRO J0422+32
V* V518 Per
3A 0620-003
V* V616 Mon
SN 1997D
LMC X-3
2A 0539-642
GRS 1009-45
V* MM Vel
LMC X-1
R148
GRS 1124-683
V* GU Mus
NGC 300 X-1
GS 1354-64
V* BW Cir
1A 1524-61
V* KY TrA
SWIFT J1539.2-6227
2A 1627-673
V* KZ TrA
XTE J1550-564
V* V381 Nor
4U 1543-47
V* IL Lup
Cen X-4
V* V822 Cen
XTE J1650-500
GHJ2008 3
Int. Máx.
(Crab)
0.00002
U
B
V
17.500
18.800
18.700
12.130
12.410
11.770
10.790
19.400
(a)
18.800
0.04
3.00
50.0
10.600
14.000
12.250
22.000
(b)
11.400
11.200
0.06
17.000
(a)
0.80
R
I
J
09.990
Tipo de Fuente
05.740
04.323
Be I
HMXB
12.760
12.444
12.084
K5-MO V
LMXB
M2 V
LMXB
K4 V
LMXB
SN.IIPec
B3 V
Supernova
HMXB
K6 V
LMXB
O8 III
HMXB
K5 V
LMXB
16.300
16.309
0.03
14.800
14.500
13.695
3.00
13.600
13.300
18.000
16.900
0.95
Tipo
Espectral
07.502
14.840
17.900
K
HMXB
16.700
(c)
17.200
14.710
0.00004
0.12
H
13.537
13.293
XB
LMXB
17.500
LMXB
XB
17.400
18.600
18.500
7.00
17.950
16.600
K3 III
LMXB
15.0
15.500
14.900
A2 V
LMXB
12.850
12.800
K3-K7 V
LMXB
K4 V
LMXB
11.950
0.60
LMXB
17.600
15.601
15.051
14.663
89|
Nro. de
Fuente
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
Nombre de la
Fuente
4U 1630-47
X Nor X-1
GX 339-4
V281 Ara
XTE J1652-453
IGR J17269-4737
KRL2007b 239
GRO J1655-40
V* V1033 Sco
SAX J1711.6-3808
INTREF 756
IGR J17091-3624
SAX J1709.1-3624
IGR J17098-3628
KRL2007b 224
XTE J1720-318
V* V1228 Sco
GRS 1730-312
KS 1730-312
SLX 1746-331
RX J1749.8-3312
H 1741-322
H1743-322
XTE J17464-3213
4U 1755-338
V4134 Sgr
GRS 1737-31
AX J1740.1-3102
XTE J1709-267
RX J1709.5-2639
XTE J1755-324
INTREF 866
XTE J1739-302
KRL2007b 256
H1705-250
V* V2107 Oph
Int. Máx.
(Crab)
1.40
U
1.10
16.200
B
V
R
I
J
H
K
Tipo
Espectral
X-ray Source
16.300
15.500
16.000
15.911
15.404
14.973
F8-G2 III
LMXB
F5 IV
XB
Gamma-ray
Source
LMXB
0.19
0.083
3.90
Tipo de Fuente
15.200
14.200
16.140
0.13
XB
XB
0.13
21.160
14.691
0.41
13.666
13.370
X-ray Source
16.700
LMXB
0.20
LMXB
0.27
LMXB
0.77
X-ray Source
LMXB
0.10
19.200
18.500
LMXB
0.026
X-ray Source
LMXB
0.18
LMXB
17.000
3.60
16.500
(a)
21.000
15.900
(c)
O8.5 Iab
HMXB
K5 V
LMXB
90|
Nro. de
Fuente
75
76
77
78
79
80
Nombre de la
Fuente
KS J1739-304
INTREF 814
EXS 1737.9-2952
INTREF 810
1E 1740.7-2942
Great Annihilator
OGLE BUL-SC5 2859
Int. Máx.
(Crab)
0.009
U
B
V
R
I
J
H
K
Tipo
Espectral
Tipo de Fuente
0.03
LMXB
XTE J1817-330
PBC J1817.7-3300
1A 1742-289
INTREF 829
1.35
(Micro) Lensing
Event
XB
2.00
X-ray Source
LMXB
X-ray Source
91|
Tabla 4.3: Candidatos a agujeros negros: observaciones y referencias
Nro. de
Fuente
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
Nombre de la
Fuente
GRO J1719-24
V* V2293 Oph
XTE J1748-288
AX J1748.0-2829
GRS 1739-278
V* V2606 Oph
IGR J17497-2821
PBC J1749.4-2820
MACHO 98-BLG-6
MACHO 99-BLG-22
OGLE 1999-BUL-32
MACHO 96-BLG-5
GRS 1758-258
PBC J1801.22544
XTE J1806-246
2S 1803-245
XTE J1752-223
SWIFT J1752.1-2220
V* V4641 Sgr
XTE J1819-254
XTE J1818-245
GS 1826-24
V* V4634 Sgr
SAX J1805.5-2031
INTREF 876
RX J1826.2-1450
V* V479 Sct
SWIFT J1842.5-1124
Observaciones
Referencias
Conf.
No
No
No
No
No
No
No
No
No
No
Si
No
No
No
No
No
SWIFT J1753.5-0127
PBC J1753.4-0126
EXO 1846-031
INTREF 939
No
No
92|
Nro. de
Fuente
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
Nombre de la
Fuente
XTE J1901+014
PBC J1901.6+0127
Aql X-1
V* V1333
XTE J1856+053
INTREF 948
SS433
V1343 Aql
IGR J18539+0727
KRL2007b 343
XTE J1908+094
KRL2007b 353
GRS 1915+105
V* V1487 Aql
4U 1918+146
INTREF 972
4U 1957+115
V* V1408 Aql
XTE J1859+226
V* V404 Vul
GS 2000+251
V* QZ Vul
Cyg X-1
V* V1357 Cyg
Observaciones
Referencias
Conf.
No
Estudios recientes (Cornalisse et al. 2007) parecen indicar que el objeto compacto en este
sistema binario es una estrella de neutrones. De todas formas, decidimos incluirlo como posible
candidato.
(j)
Cornalisse et al. 2007
No
No
Si bien estudios recientes parecen indicar que este objeto es una estrella de neutrones
(Goranskij 2011), numerosos trabajos estimaron la masa para el objeto compacto en este
sistema, obteniendo un valor superior al límite aprox. para las estrellas de neutrones.
(a)
Johnston 2004;
SIMBAD;
(d)
Goranskij 2011
Si
(c)
No
No
(a)
Johnston 2004;
Ozel et al. 2010;
(e)
Ziólkowski 2003;
(f)
Reynolds et al. 2011
Si
(b)
No
No
Si
Si
(a)
Johnston 2004;
Ozel et al. 2010;
(e)
Ziólkowski 2003;
(f)
Reynolds et al. 2011;
(h)
Orosz et al. 2011
Si
(b)
GS 2023+338
V* V404 Cyg
XTE J2012+381
INTREF 1012
2S 2318+62
Si
No
No
93|
Nro. de
Fuente
34
Nombre de la
Fuente
IC 10 X-1
35
RX J0042.3+4115
C84 26
4U 0042+32
2A 0042+323
M33 X-7
RX J0133.5+3032
XTE J0421+560
V* CI Cam
XTE J1118+480
V* KV UMa
GRO J0422+32
V* V518 Per
3A 0620-003
V* V616 Mon
36
37
38
39
40
41
42
SN 1997D
43
LMC X-3
2A 0539-642
44
GRS 1009-45
V* MM Vel
LMC X-1
R148
45
46
47
48
49
GRS 1124-683
V* GU Mus
NGC 300 X-1
Observaciones
Referencias
Conf.
Se encuentra en la galaxia IC 10, pero de todas formas lo incluimos en el análisis para que el
mismo sea lo más completo posible. Las coordenadas corresponden a la galaxia.
Se encuentra en la galaxia M31, pero de todas formas lo incluimos en el análisis para que el
mismo sea lo más completo posible.
Si
No
No
Se encuentra en la galaxia M33, pero de todas formas lo incluimos en el análisis para que el
mismo sea lo más completo posible.
Si
No
(a)
Johnston 2004;
Ozel et al. 2010
Si
(b)
Si
(a)
Johnston 2004;
Ozel et al. 2010;
(e)
Ziólkowski 2003;
(i)
Cantrell et al. 2010
Si
(b)
Se encuentra en la galaxia NGC 1536, pero de todas formas lo incluimos en el análisis para que el
mismo sea lo más completo posible.
Se encuentra en la LMC, pero de todas formas lo incluimos en el análisis para que el mismo sea
lo más completo posible.
No
(a)
Johnston 2004;
SIMBAD;
(f)
Reynolds et al. 2011
Si
(c)
Si
Se encuentra en la LMC, pero de todas formas lo incluimos en el análisis para que el mismo sea
lo más completo posible.
(a)
Johnston 2004;
Ozel et al. 2010;
(f)
Reynolds et al. 2011
Si
(b)
Si
Se encuentra en la galaxia NGC 300, pero de todas formas lo incluimos en el análisis para que el
mismo sea lo más completo posible. Las coordenadas corresponden a la galaxia.
(b)
(f)
Ozel et al. 2010;
Reynolds et al. 2011
Si
GS 1354-64
V* BW Cir
1A 1524-61
V* KY TrA
Si
No
94|
Nro. de
Fuente
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
Nombre de la
Fuente
SWIFT J1539.2-6227
2A 1627-673
V* KZ TrA
XTE J1550-564
V* V381 Nor
4U 1543-47
V* IL Lup
Cen X-4
V* V822 Cen
XTE J1650-500
GHJ2008 3
4U 1630-47
X Nor X-1
GX 339-4
V281 Ara
XTE J1652-453
IGR J17269-4737
KRL2007b 239
GRO J1655-40
V* V1033 Sco
SAX J1711.6-3808
INTREF 756
IGR J17091-3624
SAX J1709.1-3624
IGR J17098-3628
KRL2007b 224
XTE J1720-318
V* V1228 Sco
GRS 1730-312
KS 1730-312
SLX 1746-331
RX J1749.8-3312
H 1741-322
H1743-322
XTE J17464-3213
Observaciones
Referencias
Conf.
No
No
(b)
(g)
Ozel et al. 2010;
McClintock et al. 2006
Si
Si
La masa estimada (Shahbaz 1999, Khargharia et al. 2010), y estudios posteriores, parecen indicar
que el objeto compacto en este sistema binario es una estrella de neutrones. De todas formas,
decidimos incluirlo como posible candidato.
No
(a)
Johnston 2004;
Ozel et al. 2010
Si
(b)
No
(b)
(f)
Ozel et al. 2010;
Reynolds et al. 2011
Si
No
No
Si
No
Este objeto podría tratarse de IGR J17098-3628, pues las coordenadas de ambos difieren muy
poco. Sin embargo, SIMBAD los cataloga como dos objetos independientes.
No
No
No
No
No
No
No
95|
Nro. de
Fuente
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
Nombre de la
Fuente
4U 1755-338
V4134 Sgr
GRS 1737-31
AX J1740.1-3102
XTE J1709-267
RX J1709.5-2639
XTE J1755-324
INTREF 866
XTE J1739-302
KRL2007b 256
H1705-250
V* V2107 Oph
KS J1739-304
INTREF 814
EXS 1737.9-2952
INTREF 810
1E 1740.7-2942
Great Annihilator
OGLE BUL-SC5 2859
XTE J1817-330
PBC J1817.7-3300
1A 1742-289
INTREF 829
Observaciones
Referencias
Conf.
No
No
No
No
No
(a)
Johnston 2004;
SIMBAD
Si
(c)
No
No
(a)
(f)
Johnston 2004;
Reynolds et al. 2011
No
No
No
No
96|
4.2. Distribución galáctica de los candidatos a agujeros negros de
masas estelares
En la presente sección se realizará un análisis de la distribución galáctica de los candidatos a
agujeros negros listados en las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3, y se la vinculará con la de las estrellas
masivas, candidatas a finalizar su vida como tales objetos. En el Capítulo I se detallaron las
distintas etapas que atraviesa una estrella masiva durante su evolución. En particular, vimos que
sobre el final de su vida estas estrellas atraviesan la etapa de Variable Luminosa Azul y de WolfRayet. Además, se realizó un análisis de las distintas reacciones nucleares que se producen en el
interior de la estrella y que dan lugar a una explosión de supernova, cuando la estrella ha agotado
todo su combustible nuclear, dejando como remanente una estrella de neutrones o un agujero
negro. Por otro lado, en el Capítulo III se estudiaron los sistemas binarios emisores de rayos X
como los principales candidatos a albergar agujeros negros de masas estelares, y su clasificación
en sistemas de alta masa (HMXBs) y de baja masa (LMXBs). Resulta entonces natural vincular
la distribución galáctica de este tipo de objetos con la de los agujeros negros de masas estelares y
de esta forma encontrar, o no, correlaciones en las mismas.
En el panel superior de la Figura 4.1 se observa la distribución galáctica de los candidatos a
agujeros negros de masas estelares listados en las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3 (en violeta), resaltando
aquellos que han sido confirmados (en verde) a través del cálculo dinámico de su masa. En esta
distribución (y en el resto de la sección 4.2.) no se incluyeron los objetos que se encuentran fuera
de nuestra Galaxia (7 objetos en total, de los cuales 5 fueron confirmados), como por ejemplo
LMC X-1 y NGC 300 X-1. En el panel inferior se observa un histograma en latitud galáctica de
los candidatos a agujeros negros (histograma vacío) y de los agujeros negros confirmados
(histograma sombreado). De ambos gráficos se puede deducir claramente que estos objetos se
encuentran concentrados hacia el plano de la Galaxia, en particular entre los ± 15˚ de latitud, con
un pico importante en los -2,5˚ de latitud. Además se observa una clara tendencia de estos
objetos a ubicarse hacia el centro galáctico entre 300˚ y 360˚ de longitud, y entre 0˚ y 60˚ de
longitud.
97|
Figura 4.1: Panel superior: Distribución galáctica de los agujeros negros confirmados (verde) y candidatos
(violeta). La línea de puntos indica el plano de la Galaxia. Panel inferior: Histograma de latitud galáctica de los
agujeros negros confirmados (histograma sombreado) y los candidatos (histograma vacío).
98|
4.2.1. Distribución galáctica de los candidatos a agujeros negros de
masas estelares vs estrellas masivas evolucionadas, estrellas WolfRayet, candidatos a remanentes de supernova y sistemas binarios
emisores de rayos X de alta y baja masa
Se realizó un análisis de la distribución galáctica de las estrellas Wolf-Rayet y de estrellas
masivas evolucionadas (ver Figura 4.2) utilizando los catálogos de van der Hucht (2001), con
226 objetos, y Gvaramadze et al. (2010), con 115 objetos, respectivamente. Existe en la literatura
una versión más actual del catálogo de estrellas Wolf-Rayet, el “New Galactic Wolf-Rayet stars,
and candidates. An annex to The VIIth Catalogue of Galactic Wolf-Rayet stars”, de van der
Hucht (2006), pero éste aún no se encuentra disponible en formato electrónico.
El VII catálogo de estrellas Wolf-Rayet en la Galaxia de van der Hucht (2001) es una versión
actualizada del VI catálogo del mismo autor (van der Hucht et al. 1981), que cuenta con 71
nuevas estrellas Wolf-Rayet. Con un total de 226 estrellas Wolf-Rayet, de las cuales 127 son del
tipo WN, 10 WN/WC, 87 WC y 3WO, este catálogo incluye coordenadas, correlación con
cúmulos abiertos, asociaciones OB, nebulosas de anillo, regiones HII y burbujas HI, tipos
espectrales, magnitudes bv, períodos, distancias y otros parámetros orbitales compilados de la
literatura.
El catálogo de estrellas masivas evolucionadas de Gvaramadze et al. (2010) incluye 115
objetos que fueron detectados con el telescopio espacial Spitzer, utilizando el fotómetro
multibanda (MIPS, Multiband Imaging Photometer for Spitzer) y la cámara infrarroja (IRAC,
Infrared Array Camera). Debido a que las estrellas masivas evolucionadas pierden una gran
cantidad de masa a través de vientos estelares o explosiones instantáneas, estos autores buscaron
nebulosas compactas cuyas morfologías fueran similares a las de las nebulosas asociadas con
LBVs y otras estrellas similares. Tras realizar un seguimiento espectroscópico de un grupo de
dos docenas de las estrellas centrales de estas nebulosas, Gvaramadze et al. (2010) encontraron
que las mismas son estrellas LBVs, supergigantes azules o estrellas WNL. El catálogo incluye
coordenadas, magnitudes B, V, R, J, H y K, tipo de nebulosa (según su morfología) y tamaño
angular.
En el panel superior de la Figura 4.2 se observa la distribución en latitud y longitud galáctica
de las estrellas masivas evolucionadas (cruces azules) y de las estrellas Wolf-Rayet (estrellas
violetas), en comparación con la distribución de los candidatos a agujeros negros de masas
estelares (puntos verdes). Los candidatos, tomados de las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3, incluyen a los
agujeros negros confirmados. Por otro lado, en el panel inferior, se puede ver un histograma de
latitud de las estrellas masivas evolucionadas (histograma rayado), las estrellas Wolf-Rayet
(histograma vacío) y los candidatos a agujeros negros (histograma sombreado). El valor
correspondiente al agujero negro de masa estelar confirmado XTE J1118+480, con coordenadas l
= 157˚,6608 y b = +62˚,3205, cae fuera de los límites del histograma. Estudiando ambos gráficos
99|
se observa que las estrellas masivas evolucionadas y las estrellas Wolf-Rayet se concentran en el
núcleo y sobre el plano de la Galaxia, de la misma manera en que lo hacen los candidatos a
agujeros negros. La ausencia de objetos en dirección al anticentro (aproximadamente entre 120˚
y 240˚ de longitud) podría deberse a la presencia de una población estelar joven, que aún no
habría podido transformarse en agujeros negros. Observando más detenidamente los
histogramas, notamos una mayor concentración hacia el plano de las estrellas masivas
evolucionadas y las estrellas Wolf-Rayet, entre ± 5˚ de latitud, que de los candidatos a agujeros
negros. Se puede ver, también, un importante pico en -0,5˚ de latitud.
Figura 4.2: Panel superior: Distribución galáctica de las estrellas masivas evolucionadas (cruces azules), tomadas
del catálogo de Gvaramadze et al. (2010), y de estrellas Wolf-Rayet (estrellas violetas), tomadas del catálogo de van
der Hucht (2001), en comparación con los candidatos a agujeros negros de masas estelares, tomados de las Tablas
4.1, 4.2 y 4.3. La línea de puntos indica el plano de la Galaxia. Panel inferior: Histograma de latitud galáctica de las
estrellas masivas evolucionadas (histograma rayado), las estrellas Wolf-Rayet (histograma vacío) y los candidatos a
agujeros negros (histograma sombreado). El valor correspondiente al agujero negro de masa estelar confirmado XTE
J1118+480, con coordenadas l = 157˚,6608 y b = +62˚,3205, cae fuera de los límites del histograma.
100|
Para el análisis de la distribución galáctica de los candidatos a remanentes de supernova (RSN)
se utilizó el catálogo de Green (2009), que compila 274 objetos. El mismo se basa en una
investigación de la literatura publicada hasta finales del año 2008, y cuenta con coordenadas,
tamaño angular, tipo (según su morfología), densidad de flujo e índice espectral. Este catálogo es
una versión más actual del catálogo de Green (2004), incluye nuevos candidatos a remanentes de
supernova, mientras que algunos otros, que si se incluían en el catálogo de Green (2004), fueron
excluidos al ser identificados posteriormente como regiones HII. El autor de este trabajo señala
que existen efectos de selección que generan un mayor número de candidatos a remanentes de
supernova en el segundo y tercer cuadrante, lejos de b = 0˚, producidos por un fondo galáctico
más débil en estas regiones, por lo cual es más fácil identificar estos candidatos a remanentes de
supernova. Por este motivo, Green (2009) aclara que el catálogo debe utilizarse con precaución
en análisis estadísticos. Sin embargo, este hecho no afecta nuestro análisis pues el mismo se
centra, básicamente, sobre el plano galáctico.
La distribución galáctica de los candidatos a remanentes de supernova se presenta en la Figura
4.3. El panel superior muestra la distribución en latitud y longitud galácticas de estos objetos
(triángulos azules), en comparación con los candidatos a agujeros negros de masas estelares
(puntos verdes). De la misma manera que en el gráfico anterior, los agujeros negros confirmados
se encuentran incluidos dentro de los candidatos. En el panel inferior se observa un histograma
de latitud de los candidatos a remanentes de supernova (histograma vacío) y uno de los
candidatos a agujeros negros de masas estelares (histograma sombreado). Los candidatos a
agujeros negros 4U 0042+32 (l = 121˚,3377, b = -29˚,8299), XTE J1118+480 (l = 157˚,6608, b =
+62˚,3205) y Cen X-4 (l = 332˚,2424, b = +23˚,8814), caen fuera de los límites del histograma.
Analizando los gráficos se observa, nuevamente, una concentración de los candidatos a
remanentes de supernova hacia el núcleo galáctico y sobre el plano de la Galaxia, al igual que
para los candidatos a agujeros negros. En el histograma se puede ver una mayor concentración de
candidatos a remanentes de supernova entre ± 3˚ de latitud, con un pico en -0,5˚.
101|
Figura 4.3: Panel superior: Distribución galáctica de los candidatos a remanentes de supernova (triángulos
azules), tomados del catálogo de Green (2009), en comparación con los candidatos a agujeros negros de masas
estelares, tomados de las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3. La línea discontinua indica el plano de la Galaxia. Panel inferior:
Histograma de latitud galáctica de los candidatos a remanentes de supernova (histograma vacío) y los candidatos a
agujeros negros (histograma sombreado). Los candidatos a agujeros negros 4U 0042+32 (l = 121˚,3377, b = 29˚,8299), XTE J1118+480 (l = 157˚,6608, b = +62˚,3205) y Cen X-4 (l = 332˚,2424, b = +23˚,8814), caen fuera de
los límites del histograma.
102|
Finalmente, se realizó un análisis de la distribución galáctica de los sistemas binarios emisores
de rayos X de alta y baja masa (HMXBs y LMXBs), utilizando los catálogos de Liu et al. (2006),
con 114 objetos, y Liu et al. (2007), con 187 objetos, respectivamente. El catálogo de HMXBs de
Liu et al. (2006) incluye coordenadas, tipo de fuente (de acuerdo a características y tipo de
emisión), nombre de la contraparte óptica, magnitud visual aparente (V), índices de color (B-V y
U-B), tipo espectral, enrojecimiento interestelar (EB-V), magnitudes en el infrarrojo cercano (J, H
y K), flujo máximo en rayos X o el rango de flujos en rayos X observado, período orbital y
período de pulso, para los pulsares en rayos X. Este catálogo es una versión actualizada de un
catálogo previo del mismo autor (Liu et al. 2000), que incluye nuevas fuentes detectadas con el
satélite INTEGRAL7 (International Gamma Ray Astrophysics Laboratory).
El catálogo de LMXBs de Liu et al. (2007) es, también, una versión más actual de un catálogo
previo del mismo autor (Liu et al. 2001), que cuenta con nuevas fuentes detectadas con el satélite
INTEGRAL. Este catálogo incluye las mismas propiedades y características que el catálogo de
HMXBs y, al igual que este último, se construyó con el objetivo de proveer información básica
sobre las fuentes en rayos X y sus contrapartes ópticas en otras longitudes de onda (rayos γ,
ultravioleta, óptico, infrarrojo y radio).
En el panel superior de la Figura 4.4 se observa la distribución en latitud y longitud galáctica
de los sistemas HMXBs (cruces violetas) y de los LMXBs (pentágonos azules), en comparación
con los candidatos a agujeros negros de masas estelares (puntos verdes). En el panel inferior se
observa un histograma de los sistemas HMXBs (histograma rayado), los LMXBs (histograma
vacío) y los candidatos a agujeros negros (histograma sombreado). Nuevamente, el valor
correspondiente al agujero negro de masa estelar confirmado XTE J1118+480, con coordenadas l
= 157˚,6608 y b = +62˚,3205, cae fuera de los límites del histograma. Si bien en ambos gráficos
se aprecia una concentración de los sistemas binarios hacia el plano y el núcleo de la Galaxia,
esta concentración es mayor para los sistemas HMXBs que para los LMXBs. Ambas clases de
sistemas se encuentran, en su mayoría entre los ± 15˚ de latitud, con un pico en -2,5˚ para los
sistemas LMXBs y uno en 2,5˚ para los HMXBs.
7
INTEGRAL, el primer observatorio capaz de observar simultáneamente un objeto en rayos γ, rayos X y en el
óptico, se dedicó a realizar un relevamiento de fuentes en rayos X del plano galáctico desde el año 2002. Fue
desarrollado por la ESA (Agencia Espacial Europea), en colaboración con la NASA y la Agencia Espacial Federal
Rusa.
103|
Figura 4.4: Panel superior: Distribución galáctica de los sistemas HMXBs (cruces violetas), tomados del
catálogo de Liu et al. (2006) y los sistemas LMXBs (pentágonos azules), tomados del catálogo de Liu et al. (2007),
en comparación con los candidatos a agujeros negros de masas estelares, tomados de las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3. La
línea de puntos indica el plano de la Galaxia. Panel inferior: Histograma de latitud galáctica de los sistemas LMXBs
(histograma vacío), los HMXBs (histograma rayado) y los candidatos a agujeros negros (histograma sombreado). El
valor correspondiente al agujero negro de masa estelar confirmado XTE J1118+480, con coordenadas l = 157˚,6608
y b = +62˚,3205, cae fuera de los límites del histograma.
104|
4.2.2. Distribución de distancias de los candidatos a agujeros
negros de masas estelares y de estrellas Wolf-Rayet
El catálogo de estrellas Wolf-Rayet de van der Hucht (2001) incluye, entre otros parámetros,
las distancias a estos objetos. Esto posibilita una comparación de la distribución de distancias de
estos objetos con relación a los candidatos a agujeros negros de masas estelares presentados en
las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3. Como ya se mencionó, en los casos en los que se cuenta con más de un
valor de distancia en las tablas, se adoptó un valor promedio. Las distribuciones de distancias
para los agujeros negros y las estrellas Wolf-Rayet se pueden observar en la Figura 4.5. El panel
superior corresponde al histograma de las distancias de los candidatos a agujeros negros,
construido con un total de 45 objetos. Los valores de distancia de los objetos GS 1826-24 (D =
29,5 kpc) y GS 1354-64 (D > 25 kpc), caen fuera de los límites del histograma. Por otro lado, el
panel inferior muestra el histograma de las distancias de las estrellas Wolf-Rayet, que contiene
218 objetos. En este gráfico también quedaron excluidos dos valores de distancias que caían
fuera de los límites del mismo.
En la Figura 4.5 observamos que la mayor parte de los objetos, tanto de los candidatos a
agujeros negros como de las estrellas Wolf-Rayet, se encuentran a distancias menores a ~ 11 kpc.
El histograma de los candidatos a agujeros negros muestra picos de densidad en 2,5, 8,5 y 10,5
kpc, mientras que en el histograma de las estrellas Wolf-Rayet se observa un pico de en 8,5 kpc y
una importante concentración de objetos a distancias relativamente cercanas, entre 1 y 6 kpc de
distancia. Es de destacar, entonces, el número de potenciales agujeros negros de masas estelares
a distancias relativamente cercanas al Sol.
105|
Figura 4.5: Panel superior: Histograma de distancias de los candidatos a agujeros negros de masas estelares,
tomados de las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3. Los valores de distancia correspondientes a los objetos GS 1826-24 (D = 29,5
kpc) y GS 1354-64 (D > 25 kpc), caen fuera de los límites del histograma. Panel inferior: Histograma de distancias
de las estrellas Wolf-Rayet, tomadas del catálogo de van der Hucht (2001). En este gráfico también quedaron
excluidos dos valores de distancias que caían fuera de los límites del mismo.
106|
4.3. Análisis de las magnitudes de las compañeras ópticas o
estrellas fuente para los candidatos a agujeros negros de masas
estelares
Utilizando las magnitudes en las bandas V y K recopiladas en las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3, se
construyeron los histogramas de la Figura 4.6. Estas magnitudes corresponden a las compañeras
ópticas, para los casos en que el agujero negro se encuentra en un sistema binario, y a las
estrellas que actúan como fuente, para los casos en que el agujero negro se descubrió a través de
un fenómeno de microlentes gravitacionales. Si bien en estos últimos casos no hay interacción
gravitacional entre la estrella fuente y el agujero negro que actúa como lente, la primera es la
única fuente de información del agujero negro, motivo por el cual decidimos analizar de forma
conjunta las características de estos objetos que se encuentran en entornos físicos tan diferentes.
De las diferentes magnitudes de las tablas, se eligió trabajar con una magnitud representativa de
la región óptica del espectro, la magnitud V, y con una representativa de la región infrarroja, la
magnitud K. De la misma manera en que se hizo para las distribuciones de distancias, en los
casos en que figura en las tablas más de un valor para una misma magnitud, se realizó un
promedio para construir los histogramas.
En la Figura 4.6 se observa el histograma correspondiente a la magnitud V (a la izquierda), que
cuenta con 34 objetos, y el histograma correspondiente a la magnitud K (a la derecha), que
cuenta con sólo 14 estrellas. Analizando ambos gráficos, se observa que, en general, las
magnitudes del infrarrojo son más brillantes que las del óptico. El histograma de la magnitud K
tiene un pico en 13,5 magnitudes, mientras que el de las magnitudes en V presenta una
distribución relativamente plana entre 12,5 y 18,5 magnitudes. Excepto por uno pocos objetos
relativamente brillantes (V < 12), en general se trata de objetos débiles, razón por la cual no son
fáciles de observar. Notar que de los 80 objetos catalogados en las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3 sólo 34
(42,5%) han sido detectados en la banda V y sólo 14 (17,5%) en la banda K.
107|
Figura 4.6: A la izquierda: Histograma de las magnitudes V, tomadas de las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3. A la derecha:
Histograma de las magnitudes K, tomadas de las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3.
4.4. Síntesis y conclusiones
En el presente capítulo se presentó un catálogo de 80 candidatos a agujeros negros de masas
estelares confeccionado a partir de datos recopilados de la literatura. Las Tablas 4.1, 4.2 y 4.3
listan todos los parámetros publicados para los mismos. La distribución galáctica de estos
candidatos fue comparada con la de algunos grupos de estrellas masivas que probablemente
finalicen su evolución como agujeros negros. Estos grupos corresponden al de las estrellas
masivas evolucionadas del catálogo de Gvaramadze et al. (2010), a las estrellas Wolf Rayet de
van der Hucht (2001), a los candidatos a remanentes de supernovas de Green (2009) y a los
sistemas binarios emisores de rayos X de alta y baja masa (HMXBs, LMXBs) de Liu et al.
(2006, 2007). En todos los casos se observó la misma tendencia de los distintos tipos de objetos a
agruparse hacia el núcleo y sobre el plano de la Galaxia. En síntesis, las poblaciones estelares
analizadas ocupan aproximadamente la misma región de la Galaxia. Este hecho es consecuencia
de la formación de los agujeros negros de masas estelares como resultado del proceso de
evolución de las estrellas masivas. Estos resultados nos permiten, además, reafirmar el vínculo
entre los agujeros negros de masas estelares y los sistemas binarios emisores de rayos X.
Los histogramas de las distancias de los candidatos a agujeros negros de masas estelares y de
las estrellas Wolf Rayet del catálogo de van der Hucht (2001), muestran que existe un número
importante de objetos que se encuentran a distancias menores a ~ 11 kpc. Se observa, además, un
importante número de estrellas Wolf Rayet que se encuentran a distancias menores a ~ 6 kpc,
relativamente cerca, lo que hace a estos objetos más interesantes aún para su estudio, ya que son
108|
candidatos potenciales a transformase en agujeros negros muy cercanos. Su observación
detallada y sistemática podría proporcionar importantes indicios para una mejor comprensión de
los procesos que llevan a la formación de los agujeros negros de masas estelares.
Sólo el 42,5% (34/80) y el 17,5% (14/80) de los candidatos catalogados presentan contrapartes
en las bandas V y K. Éstas corresponden a las compañeras binarias, en el caso de sistemas
binarios, o a las estrellas fuente, en el caso de eventos de microlentes, de cada uno de los
candidatos a agujeros negros catalogados en las Tablas 4.1, 4.2, 4.3. Con excepción de unos
pocos objetos, la gran mayoría son estrellas muy débiles, lo cual dificulta su detección y
observación y explica, al menos en parte, la carencia de parámetros físicos para un importante
número de candidatos. En general, muchos de los candidatos representan un desafío aún para
telescopios de 8 y 10 metros. Cabe señalar que, en general, las compañeras binarias son estrellas
tardías por lo cual son más brillantes en la banda K (2,2 µm) que en la banda V (0,55 µm). Sin
embargo los detectores en el infrarrojo son, en general, menos sensibles que aquéllos en el óptico
lo cual explica el menor número de detecciones en la banda K.
El número de candidatos a agujeros negros de masas estelares actualmente catalogados (80)
resulta extremadamente pequeño con relación a los 108-109 agujeros negros de masas estelares
estimados en la literatura para nuestra Galaxia (ver, por ejemplo, van den Heuvel 1992, Brown &
Bethe 1994, Timmes et al. 1996, Agol et al. 2002). Nuestro catálogo representa entonces sólo
‘’la punta del iceberg’’. Sin embargo, la observación y estudio detallado de estos candidatos a
agujeros negros de masas estelares podría ser de gran importancia para una mejor compresión del
proceso de formación de estos enigmáticos objetos.
109|
Capítulo V
“Agujeros negros
confirmados”
de
masas
estelares
De los 80 candidatos a agujeros negros de masas estelares presentados y analizados en el
Capítulo IV, 24 fueron confirmados mediante el cálculo de su masa, a través del estudio de la
dinámica del sistema binario en que se encuentran. En forma similar a como se hizo en el
Capítulo IV, en el presente capítulo se realizará un análisis global de los agujeros negros de
masas estelares confirmados con el fin de describir las propiedades físicas fundamentales de los
mencionados objetos. Para ello se construirá una base de datos con todos los parámetros
disponibles en la literatura de los 24 agujeros negros confirmados y se analizarán sus
características generales o globales.
5.1. Base de datos de los agujeros negros de masas estelares
confirmados
En el Capítulo IV se presentaron 3 tablas (Tablas 4.1, 4.2 y 4.3) que reúnen todos los datos
recopilados de la literatura acerca de los candidatos a agujeros negros de masas estelares. Como
se mencionó anteriormente, en este capítulo nos interesa estudiar las propiedades físicas de
aquellos objetos que fueron confirmados como agujeros negros a partir del cálculo dinámico de
su masa. Con este objetivo, la Tabla 5.1 reúne una lista de estos objetos y aquellas características
que nos permiten asegurar que se trata de agujeros negros y no de estrellas de neutrones. Los
datos se obtuvieron, principalmente, de los trabajos de Shahbaz (1999), Orosz (2002),
Ziólkowski (2003), Johnston (2004), McClintock & Remillard (2006), Remillard & McClintock
(2006), Casares (2007), Ozel et al. (2010), Cantrell et al. (2010), Reynolds & Miller (2011),
Orosz et al. (2011) y de la base de datos SIMBAD. La mayoría de los objetos listados pertenecen
a nuestra Galaxia, sin embargo, por completitud, también se incluyen unos pocos agujeros negros
de masas estelares que no forman parte de la Galaxia (ver Tablas 4.1, 4.2 y 4.3).
En la Figura 5.1 se observa un esquema de 20 de los 24 sistemas binarios que albergan
agujeros negros de masas estelares listados en la Tabla 5.1, tomado de la página web de J. A.
Orosz (http://mintaka.sdsu.edu/faculty/orosz/web/). Estos sistemas se encuentran en nuestra
Galaxia y en la Nube Mayor de Magallanes. Puede verse una gran diversidad de objetos, desde
sistemas de períodos relativamente largos con compañeras supergigantes (LMC X-1, Cyg X-1 y
LMC X-3), hasta sistemas compactos con compañeras de baja masa (GRO J0422+32, GS
2000+25, etc.).
110|
Figura 5.1: Esquema de 20 sistemas binarios que albergan agujeros negros de masas estelares (recuperado del
sitio web http://mintaka.sdsu.edu/faculty/orosz/web/, el día 5 de marzo del año 2012). En la parte superior de la
figura se muestra la distancia Sol-Mercurio (0,4 UA) como referencia del tamaño de los sistemas. La escala de
colores para los 17 objetos con compañeras de baja masa representa la temperatura de la estrella. Cyg X-1, LMC X1 y LMC X-3 tienen compañeras calientes, por lo cual resulta difícil considerar una escala de colores que incluya a
todos los objetos.
111|
Tabla 5.1: Agujeros negros de masas estelares confirmados
Nro. de
Fuente
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
Nombre de la
Fuente
V* V4641 Sgr
XTE J1819-254
SS433
V* V1343 Aql
GRS 1915+105
V* V1487 Aql
XTE J1859+226
V* V406 Vul
GS 2000+251
V* QZ Vul
Cyg X-1
V* V1357 Cyg
GS 2023+338
V* V404 Cyg
IC 10 X-1
M33 X-7
RX J0133.5+3032
XTE J1118+480
V* KV UMa
GRO J0422+32
V* V518 Per
3A 0620-003
V* V616 Mon
LMC X-3
2A 0539-642
GRS 1009-45
V* MM Vel
LMC X-1
R148
GRS 1124-683
V* GU Mus
Tipo de
Fuente
LMXB
Emisión en
rayos X
LPT
Int. Máx.
(Crab)
13.0
D
(kpc)
9.9 ± 2.4
Porb
(hs)
67.6
f(M)
(Msol)
3.13 ± 0.13
HMXB
PS
LMXB
LPT
3.70
LMXB
SPT
LMXB
MBH
(Msol)
7.1 ± 0.3
Mcomp.
(Msol)
3.1
4.9
314.1
1.36
11 ± 5
14.7
A7 Ib
10.25
787.67 ±42.90
9.5 ± 3.0
14 ± 4
1.5
K III
1.50
8±3
9.2
7.4 ± 1.1
9.8 ± 2.2
< 1.5
G5-K0
SPT
11.0
2.7 ± 0.7
8.3
5.01 ± 0.12
64.0 ± 1.5
86 ± 8
7.5 ± 0.3
0.3
K5 V
HMXB
PS
2.30
2.15 ± 0.07
134.4
0.251 ± 0.007
62
+5
-37
94 ± 5
15.4
33 ± 9
O9.7 Iab
LMXB
LPT
20.0
2.39 ± 0.14
155.3
6.08 ± 0.06
55 ± 4
38.8 ± 1.1
12 ± 2
0.6
K0 IV
X-ray
Binary
HMXB
PS
0.00006
660 ± 66
34.9
7.64 ± 1.26
> 20
PS
0.00002
835 ± 105
82.9
0.46 ± 0.07
15.65 ± 1.45
LMXB
SPT
0.04
1.7 ± 0.1
4.1
6.1 ± 0.3
81 ± 2
114 ± 4
6.5 ± 0.4
0.3
K5-MO V
LMXB
SPT
3.00
2±1
5.1
1.19 ± 0.02
48 ± 3
90
+22
-27
4.3 ± 0.7
0.45
M2 V
LMXB
SPT
50.0
1.06 ± 0.12
7.8
2.76 ± 0.01
45.9
83 ± 5
8.7
+4.2
-2.4
0.6
K4 V
HMXB
PS
0.06
54.09
40.9
2.3 ± 0.3
67 ± 3
130 ± 20
7.6 ± 1.6
4.5
B3 V
LMXB
SPT
0.80
3.82 ± 0.27
6.8
3.17 ± 0.12
67
4.2 ± 0.6
0.6
K6 V
HMXB
PS
0.03
54.09
97.65 ± 5.44
0.513
< 60
8.95
35
O8 III
LMXB
SPT
3.00
5.89 ± 0.26
10.4
3.01 ± 0.15
54 ± 2
7.3 ± 0.9
1.0
K5 V
+1.75
-4.25
+1.09
-6.39
+1.09
-6.39
i
(deg)
75 ± 2
vrotsin i
-1
(km s )
98.9 ± 1.5
+0.71
-0.52
+0.410
-0.423
68 ± 4
+6.0
-8.1
+5.6
-1.6
+3.50
-4.95
106 ± 13
+11.2
-7.7
112|
Tipo
Espectral
B9 III
Nro. de
Fuente
17
Nombre de la
Fuente
NGC 300 X-1
18
GS 1354-64
LPT
0.12
> 25
61.1
5.73 ± 0.29
> 7.8
V* BW Cir
+2.75
XTE J1550-564
LMXB
LPT
7.00
4.85 -0.95
37.0
7.73 ± 0.40
74.7 ± 3.8
90 ± 10
9.1 ± 0.6
0.9
V* V381 Nor
4U 1543-47
LMXB
LPT
15.0
7.5 ± 0.5
26.8
0.25 ± 0.01
20.7 ± 1.5
46 ± 2
9.4 ± 1.0
2.7
V* IL Lup
XTE J1650-500
LMXB
SPT
0.60
2.6 ± 0.7
6.4 ± 1.8
2.73 ± 0.56
8.2
GHJ2008 3
GX 339-4
LMXB
LPT
1.10
6.5 ± 5.5
42.1
5.8 ± 0.5
V* V821 Ara
GRO J1655-40
LMXB
LPT
3.90
3.2 ± 0.5
62.9
2.73 ± 0.09
70.2 ± 1.9
93 ± 3
6.3 ± 0.27
2.4
V* V1033 Sco
H1705-250
LMXB
SPT
3.60
8.6 ± 2.1
12.5
4.86 ± 0.13
> 60
< 79
7.0 ± 1.3
0.3
V* V2107 Oph
Nota: En aquellos casos en que se tenía más de un valor para algún dato, se calculó un promedio de los mismos y se adoptó como error la desviación estándar o
aquellos valores que abarcaran el rango original. Para referencias ver las Tablas 3.1, 3.2 y 3.3.
19
20
21
22
23
24
Tipo de
Fuente
X-ray
Binary
LMXB
Emisión en
rayos X
PS
Int. Máx.
(Crab)
0.00004
D
(kpc)
1860 ± 70
Porb
(hs)
32.3
f(M)
(Msol)
2.6 ± 0.3
i
(deg)
vrotsin i
-1
(km s )
MBH
(Msol)
18 ± 6
Mcomp.
(Msol)
113|
Tipo
Espectral
K3 III
A2 V
K4 V
F8-G2 III
F5 IV
K5 V
5.2. Análisis de las características físicas de los agujeros negros de
masas estelares confirmados
En esta sección se realizará un análisis de las características físicas de los 24 agujeros negros
de masas estelares confirmados, listados en la Tabla 5.1, y de los sistemas binarios que los
albergan.
Figura 5.2: Panel superior: Histograma de los períodos de los sistemas binarios que albergan agujeros negros de
masas estelares confirmados. El valor correspondiente a GRS 1915+105 (P = 787,67 hs) cae fuera de los límites del
histograma. Panel inferior: Histograma de la velocidad de rotación por el seno de la inclinación de los sistemas
binarios. El valor correspondiente al sistema H1705-250 es un límite superior (vrot sin i < 79 km s-1).
114|
El panel superior de la Figura 5.2 muestra un histograma correspondiente a los períodos de los
sistemas binarios que albergan los agujeros negros de masas estelares confirmados. El valor
correspondiente al sistema GRS 1915+105 (P = 787,67 hs) cae fuera de los límites del gráfico.
Analizando este histograma se puede observar que la mayoría de los sistemas tienen períodos
cortos, menores a las 72 hs (3 días), y, además, existe un pico para sistemas con períodos
menores a las 24 hs (1 día). En general, se trata, entonces, de sistemas binarios de cortos
períodos orbitales (que oscilan entre 4 y 790 hs), es decir sistemas binarios próximos.
Advertimos que esto sólo podría reflejar un vicio observacional en perjuicio de los sistemas de
más largo período, los cuales deben observarse durante un tiempo mayor para poder ser
detectados.
En general, las compañeras ópticas de los agujeros negros estudiados poseen elevadas
velocidades de rotación, lo que produce líneas espectrales ensanchadas. En el panel inferior de
la Figura 5.2 se observa un histograma con las velocidades de rotación multiplicadas por el seno
de la inclinación para los sistemas binarios con agujeros negros de masas estelares de la Tabla
5.1. El valor correspondiente al sistema H1705-250 es un límite superior (vrot sin i < 79 km s-1).
En este histograma se puede observar un pico entre 90 km s-1 y 100 km s-1. En algunos casos, los
valores de vrot sin i son superiores a la velocidad de rotación del Sol (de ~ 2 km s-1) en 3 órdenes
de magnitud, por lo cual se trata de rápidos rotadores.
El agujero negro de mayor masa en la Tabla 5.1 es IC 10 X-1, con una masa estimada superior
a 20 Msol, perteneciente a IC 10, a una distancia de 660 ± 66 kpc. El mayor de nuestra galaxia
sería Cyg X-1, con una masa de 15,4+5,6-1,6 Msol, ubicado aproximadamente a 2,15 ± 0,7 kpc. Por
otro lado, el de menor masa es GRS 1009-45, con 4,2 ± 0,6 Msol, a 3,82 ± 0,27 kpc de distancia.
En el panel izquierdo de la Figura 5.4 se observa un histograma correspondiente a las masas de
los agujeros negros. Como ya hemos visto, la masa del agujero negro se puede calcular a partir
de la curva de velocidad radial, la inclinación y la masa de la compañera visible en el sistema
binario. Los valores de masa correspondientes a los sistemas IC 10 X-1 y GS 1354-64
representan límites inferiores (M > 20 Msol y M > 7,8 Msol, respectivamente). Este histograma
nos muestra que la mayoría de los agujeros negros confirmados tienen valores de masa entre 6
Msol y 12 Msol, con un pico importante en 7,5 Msol.
La Figura 5.3, tomada del trabajo de Kaper et al. (2006), muestra el rango de masas de 17
agujeros negros confirmados, en comparación con las masas de estrellas de neutrones en
sistemas binarios (ver Sección 5.3.). Las masas del objeto compacto en estos sistemas (es decir,
la estrella de neutrones) se concentran alrededor de 1,4 Msol. Muy pocos objetos superan este
valor. Otros aspectos que llaman la atención, tanto en la Figura 5.3 como en el histograma del
panel izquierdo de la Figura 5.4, son el escaso número de agujeros negros con masas entre 3 y 5
Msol y la no detección de agujeros negros con masas superiores a las 15-20 Msol. Estos factores, si
bien podrían deberse a la estadística de pequeños números disponible al presente, también
podrían reflejar características de los progenitores no muy bien comprendidas aún.
115|
Figura 5.3: Rango de masas de 17 agujeros negros confirmados en comparación con las masas de estrellas de
neutrones que se encuentran, también, en sistemas binarios. Figura tomada del trabajo de Kaper et al. (2006).
En el panel de la derecha de la Figura 5.4 se puede observar el histograma correspondiente a
los valores de masa de las compañeras visibles. La masa de la compañera visible se puede
calcular, o estimar, mediante su luminosidad. El valor correspondiente al sistema XTE
J1859+226 es un límite superior (M < 1,5 Msol). Este histograma nos permite observar que la
mayor parte de los sistemas tienen compañeras visibles con masas inferiores a las 3 Msol.
116|
Figura 5.4: Izquierda: Histograma de masas de los agujeros negros confirmados. Los valores de masa
correspondientes a los sistemas IC 10 X-1 y GS 1354-64 representan límites inferiores (M > 20 M sol y M > 7,8 Msol,
respectivamente). Derecha: Histograma de masas de las compañeras visibles, en los sistemas binarios con agujeros
negros confirmados. El valor correspondiente al sistema XTE J1859+226 es un límite superior (M < 1,5 Msol).
El agujero negro de masa estelar más cercano es 3A 0620-003, ubicado a 1,06 ± 0.12 kpc de
distancia, con una masa estimada de 8,7+4,2-2,4 Msol, en tanto que el más lejano es NGC 300 X-1,
que se ubica en NGC 300 a 1860 ± 70 kpc de distancia, con una masa de 18 ± 6 Msol. La Figura
5.5 muestra un histograma de las distancias a los agujeros negros de masas estelares de la Tabla
5.1. Los valores correspondientes a los objetos extragalácticos IC 10 X-1 (660 kpc), M33 X-7
(835 kpc), LMC X-1 (54,09 kpc), LMC X-3 (54,09 kpc) y NGC 300 X-1 (1860 kpc) caen fuera
de los límites del histograma. Por otro lado, el valor correspondiente a GS 1354-64 representa un
límite inferior (D > 25 kpc). Un análisis del gráfico nos permite observar que la mayor parte de
los sistemas se encuentran ubicados a distancias entre 1 y 5 kpc, con un pico en ~ 2,5 kpc.
Finalmente, se realizó un análisis de la intensidad máxima en rayos X, comparada con la fuente
de rayos X en la Nebulosa del Cangrejo8. En la Figura 5.6 se puede observar un histograma de
estos valores de máxima intensidad. Un análisis de este histograma nos permite observar que
más de la mitad de las fuentes en rayos X asociadas con agujeros negros de masas estelares
superan varias veces a la emisión de la Nebulosa del Cangrejo y son, por lo tanto, fuertes
emisores en rayos X.
8
La fuente en la Nebulosa del Cangrejo tiene una intensidad de 2,43 x 10 -9 erg cm-2 s-1 KeV-1, promediado sobre 211 KeV, para un espectro con índice de fotones Γ = 2,08 (Koyama et al. 1984).
117|
Figura 5.5: Histograma de las distancias a los agujeros negros de masas estelares confirmados, tomadas de la
Tabla 5.1. Los valores correspondientes a los objetos extragalácticos IC 10 X-1 (660 kpc), M33 X-7 (835 kpc),
LMC X-1 (54,09 kpc), LMC X-3 (54,09 kpc) y NGC 300 X-1 (1860 kpc) caen fuera de los límites del histograma.
Por otro lado, el valor correspondiente a GS 1354-64 representa un límite inferior (D > 25 kpc).
Figura 5.6: Histograma de la intensidad máxima en rayos X, comparada con la máxima emisión de la fuente de
rayos X en la Nebulosa del Cangrejo.
118|
5.3. Agujeros negros de masas estelares vs estrellas de neutrones,
en sistemas binarios
Hemos visto, en el Capítulo I, que la evolución de las estrellas masivas puede resultar,
alternativamente, dependiendo de las masas de las estrellas en el instante en que agotan su
combustible nuclear, en estrellas de neutrones. El método más simple para detectar estos objetos
es cuando se observan como púlsares. El objetivo de esta sección es comparar algunas
características de los agujeros negros de masas estelares con aquellas de las estrellas de
neutrones, que se encuentran en sistemas binarios. Los datos utilizados en este análisis fueron
tomados de la Tabla 1 del trabajo sobre púlsares en sistemas binarios de Stairs (2004). Esta tabla
reúne características de diversos sistemas binarios con púlsares, tales como sistemas con una
compañera del tipo B o Be, con compañeras enanas blancas de alta o baja masa, con otra estrella
de neutrones como compañera, con planetas, o en cúmulos globulares. Sin embargo, la lista no
contiene todos los sistemas binarios que albergan púlsares conocidos, por lo que la misma
constituye simplemente una muestra representativa de la variedad de estos sistemas. Esto, sin
embargo, no afecta nuestra comparación ya que, como se dijo, se incluyen objetos que se
corresponden con toda la variedad detectada, en la actualidad, de estrellas de neutrones en
sistemas binarios.
En la Figura 5.7 se observa un histograma correspondiente a los logaritmos de los períodos de
los sistemas binarios que albergan estrellas de neutrones, tomados de la Tabla 1 de Stairs (2004),
en comparación con los logaritmos de los períodos de los agujeros negros de masas estelares
listados en la Tabla 5.1. La Tabla 1 de Stairs (2004) contiene 43 valores de períodos. Este
histograma nos muestra que un número importante de estrellas de neutrones en sistemas binarios
poseen períodos menores a 3 días, de la misma manera en que sucede para los períodos de los
agujeros negros de masas estelares. Además, se destaca el hecho de que ambas distribuciones
presentan un máximo en aproximadamente el mismo valor (~ 1,8 días). Sin embargo, la Figura
5.7 también evidencia que aproximadamente un 40% de los sistemas binarios con estrellas de
neutrones poseen períodos mayores que 10 días. Al presente, solo dos sistemas binarios con
agujeros negros tienen períodos mayores o del orden de 10 días.
Otra de las características comparadas entre los sistemas binarios con estrellas de neutrones y
aquellos con agujeros negros es la masa de la estrella compañera. La Tabla 1 de Stairs (2004)
contiene 42 valores de masa, muchos de los cuales representan límites inferiores, calculados
asumiendo una masa de 1,4 Msol para el púlsar. La Figura 5.8 muestra un histograma de estos
valores de masa, en comparación con las masas de las estrellas secundarias de los sistemas
binarios con agujeros negros de la Tabla 5.1. En el caso de las compañeras de las estrellas de
neutrones, se emplearon para la confección de este gráfico los valores mínimos de masa. Se
observa que ambas distribuciones presentan un pico para masas menores que 2 Msol. Tanto el
conjunto de sistemas binarios con estrellas de neutrones como aquel de sistemas binarios con
agujeros negros poseen un número importante de sistemas de muy baja masa, de
119|
aproximadamente ~ 0,5 Msol. Se destaca también la existencia de unas pocas compañeras
secundarias con masas mayores a 10 Msol.
Figura 5.7: Histograma de logaritmos de períodos de sistemas binarios que albergan estrellas de neutrones
(histograma a -45˚), en comparación con los logaritmos de los períodos de los agujeros negros en sistemas binarios
(histograma a 45˚). La zona cuadriculada corresponde a la superposición de ambos histogramas. Los datos de las
estrellas de neutrones fueron tomados del trabajo de Stairs (2004), mientras que los de los agujeros negros se
tomaron de la Tabla 5.1.
Figura 5.8: Histograma de masas de las estrellas compañeras en sistemas binarios que albergan estrellas de
neutrones (histograma rayado), tomadas del trabajo de Stairs (2004), en comparación con las masas de las estrellas
compañeras en sistemas binarios con agujeros negros (histograma sombreado), tomadas de la Tabla 5.1.
120|
5.4. Sistemas binarios con agujeros negros y excesos de color en el
infrarrojo cercano
La Figura 5.9 muestra la posición en el diagrama color-color H-K vs J-H, del infrarrojo
cercano, de una muestra de 13 agujeros negros en sistemas binarios con magnitudes en los filtros
J, H y K que fueron obtenidos del 2MASS (Two Micron All Sky Survey) y del trabajo de Chaty et
al. (2002). Las líneas de trazo continuo indican la posición de la Secuencia Principal y de la
Rama de las Gigantes (Bessell & Brett 1988). Las líneas de trazo quebrado corresponden a la
banda de enrojecimiento que se extiende desde los extremos de las Secuencia Principal (Rieke
& Lebofsky 1985). La flecha indica el vector de enrojecimiento para un monto de extinción en la
banda V de 5 magnitudes. La interpretación corriente de este diagrama es que aquellos objetos
que yacen a la derecha de la banda de enrojecimiento poseen excesos de color intrínsecos que
usualmente son atribuidos a la presencia de polvo en discos circumestelares (ver, por ejemplo,
Kenyon & Hartamann 1995, Muench et al. 2001).
Figura 5.9: Diagrama color-color J-H vs H-K. Las líneas de trazo continuo indican la posición de la Secuencia
Principal y de la Rama de las Gigantes (Bessell & Brett 1988). Las líneas de trazo quebrado corresponden a la banda
de enrojecimiento que se extiende desde los extremos de la Secuencia Principal (Rieke & Lebofsky 1985). La
flecha indica el vector de enrojecimiento para un monto de extinción en la banda V de 5 magnitudes. Los símbolos
en forma de estrellas indican la posición, en este diagrama, de una sub-muestra de 13 sistemas binarios que albergan
agujeros negros de masas estelares.
121|
Se observa en la figura que casi el 70% de las fuentes (9/13) evidencian excesos de color en el
infrarrojo cercano. Estos excesos podrían ser atribuidos a la presencia de polvo caliente en discos
que rodean a la componente secundaria o a un disco circumbinario, iluminado (calentado) por la
estrella secundaria (ver, por ejemplo, Muno & Mauerhan 2006). Este material podría ser el
remanente de un disco que se originó durante la explosión de la supernova o bien material de la
componente secundaria eyectado durante el proceso de transferencia de masa hacia el objeto
compacto. Otros autores, sin embargo, atribuyen, al menos parte del exceso de emisión, a
radiación (no térmica) de tipo sincrotrón del jet (o posible jet) asociado (ver, por ejemplo, Gallo
et al. 2007, Gellino et al. 2010).
La idea de la presencia de discos en objetos evolucionados no se restringe a los agujeros negros
de masas estelares. Se han encontrado estructuras de discos en enanas blancas (ver, por ejemplo,
Becklin et al. 2005, Reach et al. 2005, Mullally et al. 2007, Kilic et al. 2012) y en pulsares (ver,
por ejemplo, Wang et al. 2006).
5.5. Síntesis y conclusiones
Este capítulo se dedica al estudio y caracterización de los agujeros negros de masas estelares en
sistemas binarios. Se presentó una tabla que compila las propiedades físicas de los agujeros
negros confirmados a partir del cálculo de sus masas. Se analizaron características físicas tales
como el período, la velocidad rotacional por el seno del ángulo de inclinación, la masa del
agujero negro y de la compañera óptica, la distancia y la máxima emisión en rayos X, en
comparación con la máxima emisión de la fuente de rayos X en la Nebulosa del Cangrejo. La
distribución de los períodos orbitales muestra un número importante de sistemas con períodos
cortos, que se corresponden con los sistemas LMXBs.
El histograma de velocidades rotacionales multiplicadas por el seno del ángulo de inclinación
del sistema, indica que las compañeras ópticas poseen velocidades de rotación elevadas (entre 90
y 100 km s-1) que superan, en algunos casos, la velocidad de rotación del Sol (de ~ 2 km s-1) en
varios órdenes de magnitud. Este hecho es consecuencia de la dinámica del sistema y, en la
mayoría de los casos, de la proximidad entre las componentes del mismo.
La precisión en los valores de masa calculados para los agujeros negros depende directamente
del cálculo de la curva de velocidades radiales, de la inclinación del sistema y de la masa de la
compañera óptica. Sin embargo, en muchos casos se puede estimar una cota inferior para la masa
si no se conoce el ángulo de inclinación del sistema. Las masas, o cotas de masas, de los agujeros
negros confirmados varía aproximadamente entre 4,2 Msol y 20 Msol, existiendo un número
significativo de sistemas con ~ 7,5 Msol. Se observa una ausencia de objetos con masas entre 3 y
5 Msol, y con masas superiores a las 15-20 Msol. Este hecho podría reflejar alguna característica o
mecanismo de funcionamiento en estos objetos no conocida aún. Un análisis más extensivo de
122|
los todavía candidatos a agujeros negros podría permitirnos sumar objetos a la lista de agujeros
negros confirmados y arrojar luz sobre este aspecto.
Del análisis de las masas de las compañeras ópticas, se observa que la mayoría de los sistemas
están compuestos por estrellas de baja masa. Este hecho reflejaría un efecto de selección, dado
que la mayor parte de los sistemas estudiados corresponden a sistemas LMXBs. Por otro lado,
esto podría deberse a la evolución normal del sistema binario, que va reduciendo la masa de la
compañera óptica a través del proceso de acreción de masa por parte del agujero negro.
El histograma de distancias nos muestra que un número importante de sistemas se encuentran
ubicados a distancias entre 1 y 5 kpc, relativamente cercanas. Este hecho implica la posibilidad
de estudiar en profundidad a estos objetos y de aportar información valiosa que nos lleve a una
mejor comprensión de los procesos que dan origen a los agujeros negros de masas estelares.
Finalmente, el histograma de la intensidad máxima en rayos X nos muestra que más de la
mitad de las fuentes poseen emisiones varias veces superiores a la emisión en rayos X de la
fuente en la Nebulosa del Cangrejo. Este resultado era de esperarse, dado que hoy en día se sabe
con certeza que la fuente en rayos X en la Nebulosa del Cangrejo resulta ser una estrella de
neutrones, cuya emisión en rayos X es menor que la de los agujeros negros.
Por otro lado, en este Capítulo se compararon características de los agujeros negros con
aquellas correspondientes a estrellas de neutrones en sistemas binarios. Para este análisis se
utilizaron datos de la Tabla 1 del trabajo sobre púlsares en sistemas binarios de Stairs (2004). Al
comparar los períodos de ambos conjuntos de objetos, se observó que un número importante de
fuentes, de ambos grupos, poseen períodos menores a ~ 3 días. Sin embargo, un 40% de los
sistemas binarios con estrellas de neutrones poseen períodos mayores que 10 días, hecho que no
sucede para los agujeros negros (solo dos sistemas binarios con agujeros negros poseen períodos
de más de 10 días). Estos resultados podrían reflejar un vicio observacional en contra de los
agujeros negros en sistemas binarios con largo período. Por el contrario, las estrellas de
neutrones en sistemas binarios no sufren este efecto ya que, en este caso, estos objetos fueron
detectados mediante un pulso de radiación emitido por la fuente en dirección al observador y no
por las variaciones periódicas de las velocidades radiales, que obviamente son más fáciles de
detectar cuanto menor es el período en cuestión.
Se compararon, además, las masas de las estrellas compañeras de los sistemas binarios con
estrellas de neutrones y con agujeros negros. Los histogramas de estas masas muestran que la
mayoría de los sistemas de ambos grupos poseen compañeras de baja masa, con masas menores a
~ 2 Msol. Este hecho podría reflejar, nuevamente, el proceso de evolución normal de estos
sistemas binarios, en los cuales la compañera pierde masa a través de la acreción hacia el objeto
compacto.
Por último, se estudiaron los agujeros negros en sistemas binarios en las longitudes de onda del
infrarrojo cercano, con datos obtenidos del 2MASS (Two Micron All Sky Survey) y del trabajo de
123|
Chaty et al. (2002). Se encontró que casi el 70% de las fuentes presentan excesos de color en el
infrarrojo cercano, que pueden ser debidos tanto a un disco como a la emisión propia de un jet. A
pesar de que en la actualidad no es posible indicar en forma fehaciente cuál es el origen de la
emisión en el infrarrojo de los agujeros negros de masas estelares, es interesante destacar al
infrarrojo como una región espectral de utilidad para el estudio de fenómenos asociados con este
tipo de objetos. Tradicionalmente se pensó que el infrarrojo poco podía aportar al estudio de los
agujeros negros, idea que ha sido modificada en los últimos años.
124|
Resultados y perspectivas futuras
En este Trabajo Especial de la Licenciatura en Astronomía se presentó un estudio global de los
agujeros negros de masas estelares. Se intenta, de esta manera, inferir características generales de
estos objetos, más allá de las peculiaridades individuales de cada uno de ellos. En el Capítulo I se
presentaron los fundamentos observacionales de este tipo de objetos, en el Capítulo II los
fundamentos teóricos y en el Capítulo III se describieron las técnicas de detección de tales
agujeros negros. Se construyó un catálogo de agujeros negros de masas estelares, pertenecientes
principalmente a nuestra Galaxia, realizando una intensiva búsqueda y recopilación de diversos
trabajos. Este catálogo se presentó en el Capítulo IV en forma de tres tablas que proporcionan
todos los parámetros disponibles al presente para cada objeto. En total se compilaron 80
candidatos a agujeros negros de masas estelares. En el mismo capítulo se realizó un análisis de la
distribución galáctica de estos candidatos en relación a la de otros objetos masivos candidatos a
finalizar su evolución como agujeros negros, tales como: remanentes de supernovas, estrellas
Wolf-Rayet, etc, los cuales fueron introducidos en el Capítulo I. Es de destacar que solo el 30%
de estos candidatos han sido, al presente, confirmados como agujeros negros de masas estelares
“bona-fide” a través de la determinación dinámica de sus masas. El Capítulo V se dedicó al
estudio de los 24 agujeros negros de masas estelares actualmente conocidos, todos ellos
pertenecientes a sistemas binarios. En particular, se analizaron las distribuciones de masas y
períodos orbitales de estos objetos.
Este trabajo ha permitido seleccionar una sub-muestra de 9 candidatos a agujeros negros muy
interesantes, con períodos orbitales menores a 2 días y 15 < V < 19 (GRO J1719-24, 4U
1957+115, XTE J1859+226, GS 2000+251, LMC X-3, XTE J1550-564, GX 339-4, 4U 1755338 y H 1705-250), y otros 3 candidatos con 15 < V < 19, sin período conocido (GS 1826-24,
SWIFT J1753.5-0127 y 2A 1627-673), para su estudio futuro. Estos objetos poseen la
particularidad de que pueden ser observados con Gemini. Por lo general, sus componentes
secundarias tienen tipos espectrales conocidos. Mediante el empleo del modelo de atmósfera de
Kurucz (1993) y espectros que se espera obtener con Gemini+GMOS y Gemini+GRACES, con
resoluciones de 5.000 y 50.000, respectivamente, se derivarán las abundancias químicas.
En particular, la determinación de la composición química de las componentes secundarias
podría proporcionar información acerca de los progenitores de los agujeros negros. Estos objetos
compactos muy probablemente se originaron como resultado de la explosión de una supernova
que eyectó cantidades significativas de elementos procesados mediante la nucleosíntesis en el
interior de los mismos. Es posible que este material haya sido capturado por la secundaria y en
consecuencia esperaríamos encontrar peculiaridades en la composición química de estas estrellas
reflejo del material proveniente del objeto compacto.
Relevamientos como MACHO y OGLE, y satélites como INTEGRAL, proporcionarán nuevos
candidatos, así como también nuevas observaciones de los candidatos actuales. Si bien es cierto
que el infrarrojo no es la región espectral principalmente empleada para la detección de posibles
125|
candidatos a agujeros negros, el hecho de que este tipo de radiación no sea afectada por el polvo
la convierte en una herramienta de gran importancia para explorar regiones de la Galaxia que, de
otra manera, resultan inaccesibles. En este sentido, relevamientos como VVV, GLIMPSE/Spitzer
y, eventualmente, SOFIA, son de gran interés para el estudio de este tipo de objetos en un futuro
próximo. Se plantea, entonces, la posibilidad de realizar estudios multi-frecuencias de la submuestra de objetos seleccionados de este trabajo. De esta manera se espera incrementar y
mejorar nuestro conocimiento de los agujeros negros de masas estelares de nuestra Galaxia.
126|
Referencias
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