Agujeros negros estelares de rápida rotación

• • Título: The Formation of Rapidly Rotating Black Holes in High Mass X-ray 1708.00570
  • Autores: Aldo Batta, Enrico Ramirez-Ruiz, Chris Fryer
  • Institución del primer autor: University of California, Santa Cruz
  • Estado de la publicación: Enviado a ApJ

Laboratorios estelares

Desde el comienzo de la astronomía de rayos X los científicos han sido capaz de mirar las estrellas para estudiar condiciones que son imposibles de recrear aquí en la Tierra. Por ejemplo, mediante el estudio de las fuentes de rayos X en el cielo, como las binarias de rayos X, los astrónomos pueden estudiar el comportamiento de la materia expuesta a fuertes campos gravitacionales (como en las proximidades de un agujero negro), mientras que esta también está siendo bombardeada con radiación de alta energía, como son los rayos X. Las binarias de rayos X son sistemas binarios estelares donde una de las estrellas es un objeto compacto, un agujero negro o una estrella de neutrones, que acreta materia de una estrella “normal” como nuestro Sol. Pero, a diferencia de nuestro Sol, esta estrella podría ser significativamente más masiva, y estar orbitando un enorme agujero negro en una estrecha órbita de tan sólo unos días. Este tipo de binarias de rayos X, donde una estrella masiva (de más de 10 veces la masa del Sol) está siendo devorada por su agujero negro compañero, se llaman binarias de rayos X de alta masa. Este tipo de sistemas compone una de las subclases más interesantes de binarios estelares debido a las condiciones raras y extremas presentes en ellos. Los autores del artículo de hoy se enfocan en binarias de rayos X y proponen un escenario de formación alternativo para este tipo de binarios. Este nuevo proceso de formación podría explicar cómo algunas de las binarias de rayos X masivas (conocidas como HMXRB, por su siglas en inglés), como por ejemplo Cygnus X-1, podrían haberse formado.

Vamos a empezar explorando algunas de las propiedades de Cygnus X-1 y de las HMXRBs en general, para ver cómo según los autores se pudieron haber formados estos excepcionales sistemas binarios.

Cygnus X-1

Cygnus X-1 fue descubierto en los primeros días de la astronomía de rayos X (ya desde la decada de los 1960), y este sigue siendo probablemente uno de los más estudiados agujero negro de masa estelar. De hecho, Cygnus X-1, fue el primer candidato de agujero negro que se pudo confirmar mediante la observación dinámica de su órbita una década después de su descubrimiento. Cygnus X-1 pertenece a un tipo especial de HMXRBs donde un agujero negro, que gira rápidamente, consume lentamente a su estrella compañera gigante. Los científicos puede determinar cuánto un agujero negro “gira” estudiando cómo la materia acretada por el agujero negro se comporta alrededor del mismo. Por ejemplo, la órbita circular más cercana alrededor del hoyo negro que puede tener el material acretado antes de caer libremente hacia el horizonte de eventos del agujero negro, depende en gran medida del giro del agujero negro. El giro también puede determinar cuán eficiente es el proceso de convertir la energía del material acretado en radiación electromagnética. Por lo tanto, modelando la radiación del material que cae hacia el agujero negro los científicos pueden determinar el giro (spin en inglés), o momento angular del agujero negro. Prácticamente todos los agujeros negros en el universo tienen un giro mayor a cero. Esto se debe a la conservación del momento angular. Cuando el núcleo de una estrella colapsa para formar un agujero negro, se conserva el momento angular del núcleo, por lo que el agujero negro resultante, que es mucho más pequeño que el núcleo, gira mucho más rápido que el núcleo progenitor. También los agujeros negros aumentan su giro a medida que acretan masa y el momento angular de la materia acreteda es transferida al agujero negro. Pero si bien casi todos los agujeros negros en el universo tienden a tener un giro no nulo, obtener un agujero negro de rotación muy rápida como Cynus X-1 (con un giro de 0.94, siendo el límite teórico 1) es una tarea difícil.

Para sistemas como Cynus X-1, el proceso de acreción de la estrella compañera, y el momento angular debido al colapso de la estrella original progenitora sólo puede explicar una pequeña parte de su alto valor de giro actual. Es por eso que los autores proponen un escenario alternativo sobre cómo los sistemas como Cygnus X-1, con un agujero negro de rotación rápida, pudo originarse. Los autores sugieren que Cygnus X-1 pudo haber sido el resultado de una supernova fallida.

Fig.1 A la izquierda, una imagen óptica de Cygnus X-1, esbozado en un contorno rojo. Cygnus X-1 se encuentra cerca de grandes regiones activas de formación estelar en la Vía Láctea. La ilustración de un artista a la derecha representa lo que los astrónomos creen que está sucediendo dentro del sistema Cygnus X-1. Cygnus X-1 es un supuesto agujero negro de masa estelar, una clase de agujeros negros que proviene del colapso de una estrella masiva. El agujero negro tira del material de una estrella masiva, compañera azul hacia él. Este material forma un disco (que se muestra en rojo y naranja) que gira alrededor del agujero negro antes de caer en él o ser redirigido lejos del agujero negro en forma de chorros potentes. X-ray: NASA/CXC; Optical: Digitized Sky Survey )

Supernova fallida

Una supernova es una poderosa explosión muy energética que ocurre cuando una estrella masiva llega al final de su vida (es decir cuando la fusión se detiene en su núcleo y nada más pueda detener el colapso gravitatorio de la estrella). En una supernova “normal” generalmente se forma un objeto compacto (un agujero negro, por ejemplo) y la liberación de energía es tan grande que gran parte, si no todo, del material de la estrella es expulsado. Una supernova fallida ocurre cuando la inyección de energía en la envoltura de la estrella (principalmente gobernada por la radiación del neutrino) no es lo suficientemente alta; entonces una gran cantidad de material regresa al agujero negro recién formado, pues no alcanza la velocidad de escape necesaria después de la explosión fallida (ver figura 2).

Fig 2 Simulación de un sistema binario de alta masa luego de una supernova fallida. La simulación muestra la evolución del material expulsado en la supernova. El material interactuá con la estrella masiva compañera (punto blanco), y luego es acretado, via un disco de acrecion, por el agujero negro (punto negro).

Los autores argumentan que en un sistema binario de dos estrellas masivas, cuando una de las estrellas sufre una supernova fallida, el material es expulsado y puede llegar a la órbita de la estrella compañera. Luego la estrella compañera ejerce un torque en el material, aumentando así el momento angular del mismo. Este material, expulsado en una supernova fallida, no tiene la suficiente energía para escapar y eventualmente, debido a la atracción gravitacional, caerá dentro del agujero negro. El material atraído, debido a la conservación del momento angular, formará un disco de acreción alrededor del agujero negro. Finalmente, todo este material se acrecentará completamente, en tan solo aproximadamente un día, y parte de este momento angular del material acretado circulante se transferirá al agujero negro a través del disco de acreción. Para confirmar este escenario de supernova fallido propuesto, los autores realizaron una simulación numérica de una supernova fallida de una estrella de 8 masas solares, orbitando una estrella de 12 masas solares en una órbita de 1.2 días. Su simulación demostró que efectivamente el momento angular del material de supernova expulsado en un sistema binario cercano puede aumentar a través de la interacción con el compañero binario. Los autores demostraron que este material expulsado a bajas energías debido a la supernova fallida, luego de ser acretado de vuelta, puede aumentar significativamente la velocidad de giro del agujero negro en el sistema binario.

Sólo una mayor observación de los binarios de alta masa de rayos X, como Cygnus X-1, nos dirá si este es realmente un mecanismo de formación común para estos exóticos, imposibles de recrear en la Tierra, sistemas de corta vida (unos 5-10 millones de años).