Forat negre estel·lar
De Viquipèdia
Un forat negre estel·lar és un forat negre format pel col·lapse gravitatori d'una estrella massiva (20 o més masses solars encara que la quantitat de massa que cal per formar-lo no ha estat encara determinada i depèn de molts paràmetres) al final de la seva vida. El procés que s'observa és com una explosió de supernova o un esclat de raigs gamma. El forat negre estel·lar més gran conegut (fins el 2007) és 15.65±1.45 masses solars.[1] Hi ha proves que la font de raigs X IC 10 X-1 és un forat negre estel·lar amb una massa probable de 24 a 33 masses solars.[2]
En la teoria de la relativitat general un forat negre pot tenir qualsevol massa. Com més baixa sigui la massa, més alta serà la densitat de la materia per tal de formar el forat negre: No exieteixen processos coneguts que puguin produir forats negres amb masses menors que unes vegades la massa del Sol. Si existís seria probablement forats negres primordials.
El col·lapse d'una estrella és el procés natural que produeix un forat negre. És inevitable al final de la vida d'una estrella, quan la font d'energia de l'estrella s'ha exhaurit. Si la massa de la part de l'estrella que es col·lapsa està per sota dun cert valor crític, el producte final és una estrella compacta, una nana blanca o una estrella de neutrons. Totes elles tenen una massa màxima. Si la estrella que es col·lapsa excedeix aquesta massa límit, el col·lapse continuarà indefinidament (col·lapse gravitatori catastròfic) i es formarà un forat negre. La massa màxima d'una estrella de neutrons no és ben coneguda, però es pensa que ha de ser sobre les 3 masses solars. El forat negre estel·lar amb menor massa observat té una massa estimada de 3,8 masses solars.[3]
Hi ha proves observacionals d'uns altres dos tipus de forats negres, que encara són molt més massius que el forat negre estel·lar. Són els forats negres de massa intermèdia (al centre de cúmuls globulars) i forats negres supermassius del centre de la Via Làctia i galàxies actives.
Un forat negre només pot tenir tres propietats fonamentals: massa, càrrega elèctrica i moment angular. Es pensa que els forats negres que es formen a la natura tenen moment angular, però no hi ha cap observació definitiva sobre la rotació. La rotació d'un forat negre estel·lar és deguda a la conservació del moment angular de l'estrella que el va produir.
Taula de continguts |
[edita] Les masses dels forats negres estel·lars observats en raigs X en sistemes binaris compactes
S'observen forats negres estel·lars en sistemes binaris propers quan la matèria es transfereix de una estrella companya a el forat negre. L'energia despresa en la caiguda cap a l'estrella compacta és tan gran que la matèria s'escalfa fins a temperatures de centenars de milions de graus i irràdia en raigs X. El forat negre és, per tant, observable en raigs X, mentre l'estrella companya es pot observa en telescopis òptics. Els forats negres i les estrelles de neutrons són sovint difícils de distingir.
No obstant, l'estrella de neutrons pot tenir propietats addicionals. Mostren una rotació diferencial, i poden tenir un camp magnètic i exhibir explosions localitzades (esclats termonuclears). Sempre que s'han observat aquestes propietats, l'objecte compacte en el sistema binari ha resultat una estrella de neutrons.
La massa derivada prové de l'observació de fonts de raigs X compactes (combinant dades de raigs X i òptiques). Totes les estrelles de neutrons identificades tenen una massa per sota de 3 a 5 masses solars. Cap dels sistemes compactes amb una massa superior a 5 masses solars ha revelat les propietats d'una estrella de neutrons. La combinació d'aquests factors fan més i més probable que el tipus d'estrelles compactes amb masses per sobre de 5 masses solars són de fet forats negres.
S'ha de tenir en compte que l'existència de forats negres estel·lars no es basa unicament en observacions sinó que també es basa en conceptes teòrics. No podem pensar en cap altre objectes per a aquests sistemes compactes massius en estrelles binàries que no sigui un forat negre. Una prova directa de l'existència d'un forat negre seria si algú observés l'orbita d'una partícula que cau en un forat negre.
[edita] Candidats a forats negres estel·lar (massius)
La Via Làctia conté diversos candidats a forats negres estel·lar que es troben més propers a nosaltres que el forat negre supermassiu de la regió del centre de la galàxia. Aquests candidats tots són membres de sistemes binaris de raigs X en el que l'objecte compacte treu matèria al seu company via un disc d'acreció. Els forats negres probables en aquestes parelles van de 3 a més d'una dotzena de masses solars.[4][5]
| Name | candidat a forat negre Massa (masses solars) | Massa companya (masses solars) | Període orbital (dies) | Distància a la Terra (anys llum) |
|---|---|---|---|---|
| A0620-00 | 9−13 | 2.6−2.8 | 0.33 | sobre 3500 |
| GRO J1655-40 | 6−6.5 | 2.6−2.8 | 2.8 | 5000−10000 |
| XTE J1118+480 | 6.4−7.2 | 6−6.5 | 0.17 | 6200 |
| Cyg X-1 | 7−13 | ≥18 | 5.6 | 6000−8000 |
| GRO J0422+32 | 3−5 | 1.1 | 0.21 | sobre 8500 |
| GS 2000+25 | 7−8 | 4.9−5.1 | 0.35 | sobre 8800 |
| V404 Cyg | 10−14 | 6.0 | 6.5 | sobre 10000 |
| GX 339-4 | 5−6 | 1.75 | sobre 15000 | |
| GRS 1124-683 | 6.5−8.2 | 0.43 | sobre 17000 | |
| XTE J1550-564 | 10−11 | 6.0−7.5 | 1.5 | sobre 17000 |
| XTE J1819-254 | 10−18 | ~3 | 2.8 | < 25000 |
| 4U 1543-475 | 8−10 | 0.25 | 1.1 | sobre 24000 |
| GRS 1915+105 | >14 | ~1 | 33.5 | sobre 40000 |
| XTE J1650-500 | 3.8±0.5 [6] | . | 0.32[7] | . |
[edita] Enllaços externs
- Black Holes: Gravity's Relentless Pull Web interactiva multimèdia sobre la física i l'astronomia dels forats negres (anglès)
[edita] Referències
- ↑ Nature 449, 799-801 (18 October 2007)
- ↑ Prestwich et al., The Astrophysical Journal, volume 669, part 2 (2007), pages L21–L24
- ↑ NASA Scientists Identify Smallest Known Black Hole. (2008-04-01).
- ↑ J. Casares: Observational evidence for stellar mass black holes. Preprint
- ↑ M.R. Garcia et al.: Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae. Preprint
- ↑ Scientists Discovered the Smallest Black Hole
- ↑ Orosz, J.A. et al. (2004) ApJ 616,376-382.[1], Volume 616, Issue 1, pp. 376-382.
