Agujero negro estelar
Agujero negro formado por una estrella colapsada

Impresión artística de un agujero negro de masa estelar (izquierda) en la galaxia espiral NGC 300 ; está asociado con una estrella Wolf-Rayet

Un agujero negro estelar (o agujero negro de masa estelar ) es un agujero negro formado por el colapso gravitacional de una estrella . [1] Tienen masas que van desde aproximadamente 5 hasta varias decenas de masas solares . [2] Son los restos de explosiones de supernovas , que pueden observarse como un tipo de estallido de rayos gamma . Estos agujeros negros también se conocen como colapsares .

Propiedades

Según el teorema de ausencia de pelos , un agujero negro solo puede tener tres propiedades fundamentales: masa, carga eléctrica y momento angular. El momento angular de un agujero negro estelar se debe a la conservación del momento angular de la estrella o de los objetos que lo produjeron.

El colapso gravitacional de una estrella es un proceso natural que puede producir un agujero negro. Es inevitable al final de la vida de una estrella masiva, cuando se agotan todas las fuentes de energía estelares. Si la masa de la parte de la estrella que colapsa está por debajo del límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) para la materia degenerada por neutrones , el producto final es una estrella compacta , ya sea una enana blanca (para masas por debajo del límite de Chandrasekhar ) o una estrella de neutrones o una (hipotética) estrella de quarks . Si la estrella que colapsa tiene una masa que excede el límite de TOV, el aplastamiento continuará hasta que se alcance el volumen cero y se forme un agujero negro alrededor de ese punto en el espacio.

La masa máxima que puede tener una estrella de neutrones antes de colapsar y convertirse en un agujero negro no se conoce con exactitud. En 1939, se estimó en 0,7 masas solares, lo que se denomina límite TOV . En 1996, una estimación diferente situó esta masa superior en un rango de entre 1,5 y 3 masas solares. [3] La masa máxima observada de las estrellas de neutrones es de aproximadamente 2,14  M ☉ para PSR J0740+6620, descubierta en septiembre de 2019. [4]

En la teoría de la relatividad general , podría existir un agujero negro de cualquier masa. Cuanto menor sea la masa, mayor debe ser la densidad de materia para que se forme un agujero negro. (Véase, por ejemplo, la discusión en Radio de Schwarzschild , el radio de un agujero negro). No se conocen procesos estelares que puedan producir agujeros negros con una masa inferior a unas pocas veces la masa del Sol. Si existen agujeros negros tan pequeños, lo más probable es que sean agujeros negros primordiales . Hasta 2016, el agujero negro estelar más grande conocido era15,65 ± 1,45 masas solares. [5] En septiembre de 2015, un agujero negro giratorio deSe descubrió un agujero negro de 62 ± 4 masas solares mediante ondas gravitacionales al formarse en un evento de fusión de dos agujeros negros más pequeños. [6] En junio de 2020[actualizar], se informó que el sistema binario 2MASS J05215658+4359220 [7] albergaba el agujero negro de menor masa conocido actualmente por la ciencia, con una masa de 3,3 masas solares y un diámetro de solo 19,5 kilómetros.

Existen evidencias observacionales de otros dos tipos de agujeros negros, que son mucho más masivos que los agujeros negros estelares: los agujeros negros de masa intermedia (en el centro de los cúmulos globulares ) y los agujeros negros supermasivos en el centro de la Vía Láctea y otras galaxias.

Sistemas binarios compactos de rayos X

Los agujeros negros estelares en sistemas binarios cercanos son observables cuando la materia se transfiere desde una estrella compañera al agujero negro; la energía liberada en la caída hacia la estrella compacta es tan grande que la materia se calienta hasta temperaturas de varios cientos de millones de grados y se irradia en rayos X. El agujero negro, por lo tanto, es observable en rayos X, mientras que la estrella compañera puede observarse con telescopios ópticos . La liberación de energía de los agujeros negros y las estrellas de neutrones es del mismo orden de magnitud. Por lo tanto, los agujeros negros y las estrellas de neutrones son a menudo difíciles de distinguir.

Las masas derivadas provienen de observaciones de fuentes compactas de rayos X (combinando datos ópticos y de rayos X). Todas las estrellas de neutrones identificadas tienen una masa inferior a 3,0 masas solares; ninguno de los sistemas compactos con una masa superior a 3,0 masas solares muestra las propiedades de una estrella de neutrones. La combinación de estos hechos hace que sea cada vez más probable que la clase de estrellas compactas con una masa superior a 3,0 masas solares sean, de hecho, agujeros negros.

Cabe señalar que esta prueba de la existencia de agujeros negros estelares no es completamente observacional, sino que se basa en la teoría: no podemos pensar en ningún otro objeto para estos sistemas compactos masivos en sistemas binarios estelares además de un agujero negro. Una prueba directa de la existencia de un agujero negro sería si uno realmente observara la órbita de una partícula (o una nube de gas) que cae en el agujero negro.

Patadas de agujero negro

Las grandes distancias por encima del plano galáctico que alcanzan algunas binarias son el resultado de las patadas natales de los agujeros negros. La distribución de velocidad de las patadas natales de los agujeros negros parece similar a la de las velocidades de patada de las estrellas de neutrones . Se podría haber esperado que los momentos fueran los mismos en el caso de los agujeros negros que reciben una velocidad menor que las estrellas de neutrones debido a su mayor masa, pero ese no parece ser el caso [8] , lo que puede deberse a que la caída de materia expulsada asimétricamente aumenta el momento del agujero negro resultante [9] .

Brechas de masa

Algunos modelos de evolución estelar predicen que los agujeros negros con masas en dos rangos no pueden formarse directamente por el colapso gravitacional de una estrella. Estos a veces se distinguen como brechas de masa "inferior" y "superior", que representan aproximadamente los rangos de 2 a 5 y de 50 a 150 masas solares ( M ☉ ), respectivamente. [10] Otro rango dado para la brecha superior es de 52 a 133 M ☉ . [11] 150  M ☉ se ha considerado como el límite superior de masa para las estrellas en la era actual del universo. [12]

Brecha de masa inferior

Se sospecha que existe una brecha de masa menor debido a la escasez de candidatos observados con masas dentro de unas pocas masas solares por encima de la masa máxima posible de estrella de neutrones. [10] La existencia y la base teórica de esta posible brecha son inciertas. [13] La situación puede complicarse por el hecho de que cualquier agujero negro encontrado en este rango de masa puede haberse creado a través de la fusión de sistemas binarios de estrellas de neutrones, en lugar de un colapso estelar. [14] La colaboración LIGO / Virgo ha informado de tres eventos candidatos entre sus observaciones de ondas gravitacionales en la serie O3 con masas de componentes que caen en esta brecha de masa menor. También se ha informado de una observación de una estrella gigante brillante que gira rápidamente en un sistema binario con un compañero invisible que no emite luz, incluidos rayos X, pero que tiene una masa de3.3+2,8
−0,7masas solares. Esto se interpreta como que sugiere que puede haber muchos agujeros negros de baja masa que actualmente no consumen ningún material y, por lo tanto, son indetectables a través de la firma habitual de rayos X. [15]

Brecha de masa superior

La brecha de masa superior se predice mediante modelos integrales de evolución estelar en etapa tardía. Se espera que con el aumento de masa, las estrellas supermasivas alcancen una etapa donde se produce una supernova de inestabilidad de pares , durante la cual la producción de pares , la producción de electrones libres y positrones en la colisión entre núcleos atómicos y rayos gamma energéticos , reduce temporalmente la presión interna que sostiene el núcleo de la estrella contra el colapso gravitacional. [16] Esta caída de presión conduce a un colapso parcial, que a su vez causa una combustión muy acelerada en una explosión termonuclear descontrolada , lo que resulta en que la estrella explote completamente en pedazos sin dejar un remanente estelar detrás. [17]

Las supernovas de inestabilidad de pares solo pueden ocurrir en estrellas con un rango de masa de alrededor de 130 a 250 masas solares ( M ☉ ) y metalicidad baja a moderada (baja abundancia de elementos distintos del hidrógeno y helio, una situación común en estrellas de Población III ). Sin embargo, se espera que esta brecha de masa se extienda hasta aproximadamente 45 masas solares por el proceso de pérdida de masa pulsacional por inestabilidad de pares, antes de la ocurrencia de una explosión de supernova "normal" y colapso del núcleo. [18] En estrellas no giratorias, el límite inferior de la brecha de masa superior puede ser tan alto como 60 M ☉ . [19] Se ha considerado la posibilidad de colapso directo en agujeros negros de estrellas con masa de núcleo > 133 M ☉ , lo que requiere una masa estelar total de > 260 M ☉ , pero puede haber pocas posibilidades de observar un remanente de supernova de tan alta masa; es decir, el límite inferior de la brecha de masa superior puede representar un corte de masa. [11]

Las observaciones del sistema LB-1 , en el que se observaba una estrella y una compañera invisible, se interpretaron inicialmente como un agujero negro con una masa de unas 70 masas solares, que quedaría excluido por la brecha de masa superior. Sin embargo, investigaciones posteriores han debilitado esta afirmación.

Los agujeros negros también pueden encontrarse en la brecha de masa a través de mecanismos distintos a los que involucran a una sola estrella, como la fusión de agujeros negros.

Candidatos

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, contiene varios candidatos a agujeros negros de masa estelar (BHC) que están más cerca de nosotros que el agujero negro supermasivo de la región central galáctica . La mayoría de estos candidatos son miembros de sistemas binarios de rayos X en los que el objeto compacto absorbe materia de su compañero a través de un disco de acreción. Los agujeros negros probables en estos pares varían de tres a más de una docena de masas solares . [20] [21] [22]

NombreMasa ( masas solares )Periodo orbital
(días)		Distancia
desde
la Tierra ( ly )
Coordenadas celestes [23]
BHCCompañero
Gaia BH332,70 ± 0,820,76 ± 0,054.253,1 ± 98,50 192619:39:19 +14:55:54
Cigarro X-121,2 ± 2,2 [24]40.6+7,7
-7,1[24]		5.60 6000...800019:58:22 +35:12:06
GRS 1915+105 /V1487 Aql14 ± 4,0≈133.54000019:15:12 +10:56:44
V404 Cigarro12 ± 26.06.50 7800 ± 460 [25]20:24:04 +33:52:03
A0620-00 /V616 Lunes11 ± 22.6–2.80,330 350006:22:44 −00:20:45
XTE J1650-5009,7 ± 1,6 [26]5–100,32 [27]1076316:50:01 −49:57:45
Gaia BH19,62 ± 0,180,93 ± 0,05185,59 ± 0,050 156017:28:41 −00:34:52
XTE J1550-564 /V381 No9,6 ± 1,26.0...7.51.51700015:50:59 −56:28:36
4U 1543-475 /IL Lupi9,4 ± 1,00,251.12400015:47:09 −47:40:10
Gaia BH28,94 ± 0,341,07 ± 0,191.276,7 ± 0,60 380013:50:17 −59:14:20
MAXIMO J1305-704 [28]8.9+1,6
-1,0		0,43 ± 0,160,394 ± 0,0042450013:06:55 −70:27:05
GS 1354-64 (Circuito BW) [29]7,9 ± 0,51,1 ± 0,12.5445>8150013:58:10 −64:44:06
XTE J1859+226 (vulnerable V406) [30]7,8 ± 1,90,55 ± 0,160,276 ± 0,00318:58:42 +22:39:29
HD 130298 [31]>7,7 ± 1,524,2 ± 3,814.600 791014:49:34 −56:25:38
NGC 3201 #21859 [32] [33]7,68 ± 0,500,61 ± 0,052,2422 ± 0,00011570010:17:39 −46:24:25
GS 2000+25 /QZ Vul7,5 ± 0,34.9...5.10,350 880020:02:50 +25:14:11
XTE J1819-254 /V4641 Señal7,1 ± 0,35...82.8224000...40000 [34]18:19:22 −25:24:25
LB-1 (en disputa) [35]7 ± 2 [35]1,5 ± 0,4 [35]78,7999 ± 0,0097 [35]15000 [36]06:11:49 +22:49:32 [37]
GRS 1124-683 /Nova Muscae 1991/GU Mus7,0 ± 0,60,431700011:26:27 −68:40:32
H 1705-25/Nova Ophiuchi 1977/V2107 Of [38]6,95 ± 1,35 [39]0,34 ± 0,080,5212517:08:15 −25:05:30
XTE J1118+480 /KV UMa6,8 ± 0,46...6.50,170 620011:18:11 +48:02:13
MAXI J1820+070 [40]6,75+0,64
-0,46		0,49 ± 0,10,68549 ± 0,000010 980018:20:22 +07:11:07
GRO J1655-40 /V1033 Sco6,3 ± 0,32.6...2.82.80 5000...1100016:54:00 −39:50:45
GX 339-4 /V821 Ara5.85...61,751500017:02:50 −48:47:23
GROJ1719-24≥4,9≈1,6Posiblemente 0,6 [41]0 850017:19:37 −25:01:03
NGC 3201 #12560 [32] [33]4,53 ± 0,210,81 ± 0,05167,01 ± 0,091570010:17:37 −46:24:55
GRS 1009-45 /
Nova Velorum 1993/MM Velorum [42]		4,3 ± 0,10,5...0,650,285206 ±
0,0000014		1720010:13:36 −45:04:33
GRO J0422+32 /V518 Por4 ± 11.10,210 850004:21:43 +32:54:27

Extragaláctico

Los candidatos fuera de nuestra galaxia provienen de detecciones de ondas gravitacionales :

Fuera de nuestra galaxia
NombreMasa del BHC
( masas solares )		Masa acompañante
(masas solares)		Periodo orbital
(días)		Distancia desde la Tierra
( años luz )		Ubicación [23]
GW190521 (155+17
−11) M ☉		78+9
−5[43]		78+9
−5[43]
GW150914 (62 ± 4) M ☉36 ± 429 ± 4.1.3 mil millones
GW170104 (48,7 ± 5) M ☉31,2 ± 719,4 ± 6.1.4 mil millones
GW170814 (53.2+3,2
-2,5) M ☉		30.5+5,7
−3,0		25.3+2,8
−4,2		1.8 mil millones
GW19041229.78.42.4 mil millones
GW19081422.2–24.32,50–2,67
GW151226 ( 21,8 ± 3,5) M☉14,2 ± 67,5 ± 2,3.2.9 mil millones
GW17060812+7
−2		7 ± 21.1 mil millones

Candidatos fuera de nuestra galaxia provenientes de sistemas binarios de rayos X:

NombreGalaxia anfitrionaMasa del BHC
( masas solares )		Masa acompañante
(masas solares)		Periodo orbital
(días)		Distancia desde la Tierra
( años luz )
CI 10 X-1 [44]IC 10≥23,1 ± 2,1≥171.451752,15 millones
NGC 300 X-1 [45]NGC30017 ± 426+7
−5		1.36633756,5 millones
M33 X-7Galaxia del Triángulo15,65 ± 1,4570 ± 6,93,45301 ± 0,000022,7 millones
LMC-X-1 [46]Gran Nube de Magallanes10,91 ± 1,4131,79 ± 3,483,9094 ± 0,0008180.000 [47]
LMC-X-3 [48]Gran Nube de Magallanes6,98 ± 0,563,63 ± 0,571.704808157.000

La desaparición de N6946-BH1 después de una supernova fallida en NGC 6946 puede haber resultado en la formación de un agujero negro. [49]

Véase también

Referencias

  1. ^ Celotti, A.; Miller, JC; Sciama, DW (1999). "Evidencia astrofísica de la existencia de agujeros negros". Gravedad clásica y cuántica . 16 (12A): A3–A21. arXiv : astro-ph/9912186 . Código Bibliográfico :1999CQGra..16A...3C. doi :10.1088/0264-9381/16/12A/301. S2CID  17677758.
  2. ^ Hughes, Scott A. (2005). "Confiar pero verificar: el caso de los agujeros negros astrofísicos". arXiv : hep-ph/0511217 .
  3. ^ Bombaci, I. (1996). "La masa máxima de una estrella de neutrones". Astronomía y astrofísica . 305 : 871–877. Bibcode :1996A&A...305..871B.
  4. ^ Cromartie, HT; Fonseca, E.; Ransom, SM; Demorest, PB; Arzoumanian, Z.; Blumer, H.; Brook, PR; DeCesar, ME; Dolch, T. (16 de septiembre de 2019). "Medidas relativistas del retardo de Shapiro de un púlsar de milisegundos extremadamente masivo". Nature Astronomy . 4 : 72–76. arXiv : 1904.06759 . Bibcode :2020NatAs...4...72C. doi :10.1038/s41550-019-0880-2. ISSN  2397-3366. S2CID  118647384.
  5. ^ Bulik, Tomasz (2007). "Los agujeros negros se vuelven extragalácticos". Nature . 449 (7164): 799–801. doi : 10.1038/449799a . PMID  17943114. S2CID  4389109.
  6. ^ Abbott, BP; et al. (2016). "Observación de ondas gravitacionales a partir de una fusión de agujeros negros binarios". Physical Review Letters . 116 (6): 061102. arXiv : 1602.03837 . Código Bibliográfico :2016PhRvL.116f1102A. doi :10.1103/PhysRevLett.116.061102. PMID  26918975. S2CID  124959784.
  7. ^ Thompson, Todd (1 de noviembre de 2019). "Un sistema binario de estrella gigante y agujero negro de baja masa que no interactúa". Science . 366 (6465): 637–640. arXiv : 1806.02751 . Bibcode :2019Sci...366..637T. doi :10.1126/science.aau4005. PMID  31672898. S2CID  207815062. Archivado desde el original el 11 de septiembre de 2020 . Consultado el 3 de junio de 2020 .
  8. ^ Repetto, Serena; Davies, Melvyn B.; Sigurdsson, Steinn (2012). "Investigación de las patadas de agujeros negros de masa estelar". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 425 (4): 2799–2809. arXiv : 1203.3077 . Código Bibliográfico :2012MNRAS.425.2799R. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21549.x . S2CID  119245969.
  9. ^ Janka, Hans-Thomas (2013). "Estimulaciones natales de agujeros negros de masa estelar por eyección de masa asimétrica en supernovas de repliegue". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 434 (2): 1355–1361. arXiv : 1306.0007 . Bibcode :2013MNRAS.434.1355J. doi : 10.1093/mnras/stt1106 . S2CID  119281755.
  10. ^ ab Abbott, BP; Abbott, R.; Abbott, TD; Abraham, S.; Acernese, F.; Ackley, K.; Adams, C.; Adhikari, RX; Adya, VB; Affeldt, C.; Agathos, M.; Agatsuma, K.; Aggarwal, N.; Aguiar, OD; Aiello, L.; Ain, A.; Ajith, P.; Allen, G.; Allocca, A.; Aloy, MA; Altin, PA; Amato, A.; Ananyeva, A.; Anderson, SB; Anderson, WG; Angelova, SV; Antier, S.; Appert, S.; Arai, K.; et al. (2019). "Propiedades de la población de agujeros negros binarios inferidas a partir de la primera y segunda ejecución de observación de LIGO avanzado y Virgo avanzado". The Astrophysical Journal . 882 (2): L24. arXiv : 1811.12940 . Bibcode :2019ApJ...882L..24A. doi : 10.3847/2041-8213/ab3800 . S2CID  119216482. Archivado desde el original el 11 de septiembre de 2020 . Consultado el 20 de marzo de 2020 .
  11. ^ ab Woosley, SE (2017). "Supernovas con inestabilidad de pares pulsacionales". The Astrophysical Journal . 836 (2): 244. arXiv : 1608.08939 . Bibcode :2017ApJ...836..244W. doi : 10.3847/1538-4357/836/2/244 . S2CID  119229139.
  12. ^ Figer, DF (2005). "Un límite superior para las masas de las estrellas". Nature . 434 (7030): 192–194. arXiv : astro-ph/0503193 . Bibcode :2005Natur.434..192F. doi :10.1038/nature03293. PMID  15758993. S2CID  4417561.
  13. ^ Kreidberg, Laura; Bailyn, Charles D.; Farr, Will M.; Kalogera, Vicky (2012). "Medidas de masa de agujeros negros en transitorios de rayos X: ¿hay una brecha de masa?". The Astrophysical Journal . 757 (1): 36. arXiv : 1205.1805 . Bibcode :2012ApJ...757...36K. doi :10.1088/0004-637X/757/1/36. ISSN  0004-637X. S2CID  118452794.
  14. ^ Safarzadeh, Mohammadtaher; Hamers, Adrian S.; Loeb, Abraham; Berger, Edo (2019). "Formación y fusión de agujeros negros con brecha de masa en eventos de fusión de ondas gravitacionales de sistemas cuádruples jerárquicos amplios". The Astrophysical Journal . 888 (1): L3. arXiv : 1911.04495 . doi : 10.3847/2041-8213/ab5dc8 . ISSN  2041-8213. S2CID  208527307.
  15. ^ Thompson, Todd A.; Kochanek, Christopher S.; Stanek, Krzysztof Z.; Badenes, Carles; Post, Richard S.; Jayasinghe, Tharindu; Latham, David W.; Bieryla, Allyson; Esquerdo, Gilbert A.; Berlind, Perry; Calkins, Michael L.; Tayar, Jamie; Lindegren, Lennart; Johnson, Jennifer A.; Holoien, Thomas W.-S.; Auchettl, Katie; Covey, Kevin (2019). "Un sistema binario de agujero negro de baja masa sin interacción con estrella gigante". Science . 366 (6465): 637–640. arXiv : 1806.02751 . Código Bibliográfico :2019Sci...366..637T. doi :10.1126/science.aau4005. Código IATA :  10  ... ​
  16. ^ Rakavy, G.; Shaviv, G. (junio de 1967). "Inestabilidades en modelos estelares altamente evolucionados". The Astrophysical Journal . 148 : 803. Bibcode :1967ApJ...148..803R. doi : 10.1086/149204 .
  17. ^ Fraley, Gary S. (1968). "Explosiones de supernovas inducidas por inestabilidad de producción de pares" (PDF) . Astrofísica y ciencia espacial . 2 (1): 96–114. Bibcode :1968Ap&SS...2...96F. doi :10.1007/BF00651498. S2CID  122104256. Archivado (PDF) desde el original el 1 de diciembre de 2019 . Consultado el 25 de febrero de 2020 .
  18. ^ Farmer, R.; Renzo, M.; de Mink, SE ; Marchant, P.; Justham, S. (2019). "Cuidado con la brecha: la ubicación del borde inferior de la brecha de masa del agujero negro de supernova de inestabilidad de pares" (PDF) . The Astrophysical Journal . 887 (1): 53. arXiv : 1910.12874 . Bibcode :2019ApJ...887...53F. doi : 10.3847/1538-4357/ab518b . ISSN  1538-4357. S2CID  204949567. Archivado (PDF) desde el original el 6 de mayo de 2020 . Consultado el 20 de marzo de 2020 .
  19. ^ Mapelli, M.; Spera, M.; Montanari, E.; Limongi, M.; Chieffi, A.; Giacobbo, N.; Bressan, A.; Bouffanais, Y. (2020). "Impacto de la rotación y compacidad de los progenitores en la masa de los agujeros negros". The Astrophysical Journal . 888 (2): 76. arXiv : 1909.01371 . Código Bibliográfico :2020ApJ...888...76M. doi : 10.3847/1538-4357/ab584d . S2CID  213050523.
  20. ^ Casares, Jorge (2006). "Evidencia observacional de agujeros negros de masa estelar". Actas de la Unión Astronómica Internacional . 2 : 3–12. arXiv : astro-ph/0612312 . doi :10.1017/S1743921307004590. S2CID  119474341.
  21. ^ García, MR; et al. (2003). "Chorros resueltos y novas de agujeros negros de período largo". Astrophys. J. 591 : 388–396. arXiv : astro-ph/0302230 . doi :10.1086/375218. S2CID  17521575.
  22. ^ McClintock, Jeffrey E.; Remillard, Ronald A. (2003). "Binarios de agujeros negros". arXiv : astro-ph/0306213 .
  23. ^ ab Coordenadas ICRS obtenidas de SIMBAD . Formato: ascensión recta (hh:mm:ss) ± declinación (dd:mm:ss).
  24. ^ ab Miller-Jones, James CA; bahramiano, Arash; Orosz, Jerome A.; Mandel, Ilya; Gou, Lijun; Maccarone, Thomas J.; Neijssel, Coenraad J.; Zhao, Xueshan; Ziółkowski, Janusz; Reid, Mark J.; Uttley, Phil; Zheng, Xueying; Byun, Do-Young; Dodson, Richard; Grinberg, Victoria; Jung, Taehyun; Kim, Jeong-Sook; Marcote, Benito; Markoff, Sera; Rioja, María J.; Rushton, Anthony P.; Russell, David M.; Sivakoff, Gregory R.; Tetarenko, Alexandra J.; Tudose, Valeriu; Wilms, Joern (5 de marzo de 2021). "Cygnus X-1 contiene un agujero negro de 21 masas solares: implicaciones para los vientos estelares masivos". Ciencia . 371 (6533): 1046–1049. arXiv : 2102.09091 . Código Bibliográfico :2021Sci...371.1046M. doi :10.1126/science.abb3363. PMID  33602863. S2CID  231951746.
  25. ^ Miller-Jones, JAC; Jonker; Dhawan (2009). "La primera distancia de paralaje precisa a un agujero negro". The Astrophysical Journal Letters . 706 (2): L230. arXiv : 0910.5253 . Código Bibliográfico :2009ApJ...706L.230M. doi :10.1088/0004-637X/706/2/L230. S2CID  17750440.
  26. ^ Shaposhnikov, N.; Titarchuk, L. (2009). "Determinación de masas de agujeros negros en sistemas binarios de agujeros negros galácticos utilizando escalamiento de características espectrales y de variabilidad". The Astrophysical Journal . 699 (1): 453–468. arXiv : 0902.2852v1 . Código Bibliográfico :2009ApJ...699..453S. doi :10.1088/0004-637X/699/1/453. S2CID  18336866.
  27. ^ Orosz, JA; et al. (2004). "Parámetros orbitales para el sistema binario de agujero negro XTE J1650–500". The Astrophysical Journal . 616 (1): 376–382. arXiv : astro-ph/0404343 . Código Bibliográfico :2004ApJ...616..376O. doi :10.1086/424892. S2CID  13933140.
  28. ^ Mata Sánchez, D.; Rau, A.; Álvarez Hernández, A.; van Grunsven, TFJ; Torres, MAP; Jonker, PG (1 de septiembre de 2021). «Confirmación dinámica de un agujero negro de masa estelar en el binario transitorio de rayos X MAXI J1305-704». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 506 (1): 581–594. arXiv : 2104.07042 . Código Bibliográfico :2021MNRAS.506..581M. doi : 10.1093/mnras/stab1714 . ISSN  0035-8711.
  29. ^ Casares, J.; Orosz, JA; Zurita, C.; Shahbaz, T.; Corral-Santana, JM; McClintock, JE; Garcia, MR; Martínez-Pais, IG; Charles, PA; Fender, RP; Remillard, RA (1 de marzo de 2009). "Solución orbital refinada y variabilidad quiescente en el agujero negro transitorio GS 1354-64 (= BW Cir)". The Astrophysical Journal Supplement Series . 181 (1): 238–243. Bibcode :2009ApJS..181..238C. doi :10.1088/0067-0049/181/1/238. hdl : 1721.1/95899 . ISSN  0067-0049.
  30. ^ Yanes-Rizo, IV; Torres, MAP; Casares, J.; Motta, SE; Muñoz-Darias, T.; Rodríguez-Gil, P.; Armas Padilla, M.; Jiménez-Ibarra, F.; Jonker, PG; Corral-Santana, JM; Fender, R. (1 de noviembre de 2022). "Una masa dinámica refinada para el agujero negro en el transitorio de rayos X XTE J1859+226". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 517 (1): 1476–1482. arXiv : 2209.10395 . Código Bibliográfico :2022MNRAS.517.1476Y. doi : 10.1093/mnras/stac2719 . ISSN  0035-8711.
  31. ^ Mahy, L.; Sana, H.; Shenar, T.; Sen, K.; Langer, N.; Marchant, P.; Abdul-Masih, M.; Banyard, G.; Bodensteiner, J.; Bowman, DM; Dsilva, K.; Fabry, M.; Hawcroft, C.; Janssens, S.; Van Reeth, T. (1 de agosto de 2022). "Identificación de objetos compactos quiescentes en sistemas binarios espectroscópicos galácticos masivos de una sola línea". Astronomía y Astrofísica . 664 : A159. arXiv : 2207.07752 . Código Bibliográfico :2022A&A...664A.159M. doi :10.1051/0004-6361/202243147. ISSN  0004-6361.
  32. ^ ab Giesers, Benjamin; Kamann, Sebastian; Dreizler, Stefan; Husser, Tim-Oliver; Askar, Abbas; Göttgens, Fabian; Brinchmann, Jarle; Latour, Marilyn; Weilbacher, Peter M.; Wendt, Martin; Roth, Martin M. (1 de diciembre de 2019). "Un censo estelar en cúmulos globulares con MUSE: Binarias en NGC 3201". Astronomía y Astrofísica . 632 : A3. arXiv : 1909.04050 . Código Bibliográfico :2019A&A...632A...3G. doi :10.1051/0004-6361/201936203. ISSN  0004-6361.
  33. ^ ab Rodriguez, Carl L. (1 de abril de 2023). "Restricciones en el acoplamiento cosmológico de agujeros negros del cúmulo globular NGC 3201". The Astrophysical Journal . 947 (1): L12. arXiv : 2302.12386 . Código Bibliográfico :2023ApJ...947L..12R. doi : 10.3847/2041-8213/acc9b6 . ISSN  0004-637X.
  34. ^ Orosz; et al. (2001). "Un agujero negro en la fuente superlumínica SAX J1819.3-2525 (V4641 Sgr)". The Astrophysical Journal . 555 (1): 489. arXiv : astro-ph/0103045v1 . Código Bibliográfico :2001ApJ...555..489O. doi :10.1086/321442. S2CID  50248739.
  35. ^ abcd Shenar, T.; Bodensteiner, J.; Abdul-Masih, M.; Fabry, M.; Marchant, P.; Banyard, G.; Bowman, DM; Dsilva, K.; Hawcroft, C.; Reggiani, M.; Sana, H. (julio de 2020). "El compañero 'oculto' en LB-1 desvelado por desenredo espectral". Astronomía y Astrofísica (Carta al Editor). 630 : L6. arXiv : 2004.12882 . Código Bibliográfico :2020A&A...639L...6S. doi : 10.1051/0004-6361/202038275 .
  36. ^ Academia China de Ciencias (27 de noviembre de 2019). «La Academia China de Ciencias lidera el descubrimiento de un agujero negro estelar imprevisto». EurekAlert! . Archivado desde el original el 28 de noviembre de 2019 . Consultado el 29 de noviembre de 2019 .
  37. ^ Liu, Jifeng; et al. (27 de noviembre de 2019). "Un sistema binario estrella-agujero negro amplio a partir de mediciones de velocidad radial". Nature . 575 (7784): 618–621. arXiv : 1911.11989 . Bibcode :2019Natur.575..618L. doi :10.1038/s41586-019-1766-2. PMID  31776491. S2CID  208310287.
  38. ^ Dashwood Brown, Cordelia; Gandhi, Poshak; Zhao, Yue (1 de enero de 2024). "Sobre el inicio del sistema binario de rayos X de agujero negro H 1705-250". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 527 (1): L82–L87. arXiv : 2310.11492 . Bibcode :2024MNRAS.527L..82D. doi : 10.1093/mnrasl/slad151 . ISSN  0035-8711.
  39. ^ Remillard, Ronald A.; McClintock, Jeffrey E. (1 de septiembre de 2006). "Propiedades de rayos X de sistemas binarios de agujeros negros". Revista anual de astronomía y astrofísica . 44 (1): 49–92. arXiv : astro-ph/0606352 . Código Bibliográfico :2006ARA&A..44...49R. doi :10.1146/annurev.astro.44.051905.092532. ISSN  0066-4146.
  40. ^ Mikołajewska, Joanna; Zdziarski, Andrzej A.; Ziółkowski, Janusz; Torres, Manuel AP; Casares, Jorge (1 de mayo de 2022). "El donante del binario de rayos X del agujero negro MAXI J1820 + 070". La revista astrofísica . 930 (1): 9. arXiv : 2201.13201 . Código Bib : 2022ApJ...930....9M. doi : 10.3847/1538-4357/ac6099 . ISSN  0004-637X.
  41. ^ Masetti, N.; Bianchini, A.; Bonibaker, J.; della Valle, M.; Vio, R. (1996), "El fenómeno de la superjoroba en GRS 1716-249 (=X-Ray Nova Ophiuchi 1993)", Astronomía y Astrofísica , 314 : 123, Bibcode :1996A&A...314..123M
  42. ^ Filippenko, Alexei V.; Leonard, Douglas C.; Matheson, Thomas; Li, Weidong; Moran, Edward C.; Riess, Adam G. (1 de agosto de 1999). "Un agujero negro en la Nova Velorum de rayos X 1993". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 111 (762): 969–979. arXiv : astro-ph/9904271 . Código Bibliográfico :1999PASP..111..969F. doi :10.1086/316413. ISSN  0004-6280.
  43. ^ ab Gayathri, V.; et al. (2020). "GW190521 como una fusión de agujeros negros altamente excéntrica". arXiv : 2009.05461 [astro-ph.HE].
  44. ^ Laycock, Silas GT; Cappallo, Rigel C.; Moro, Matthew J. (1 de enero de 2015). "Monitoreo por Chandra y XMM del sistema binario de rayos X de agujero negro IC 10 X-1". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 446 (2): 1399–1410. arXiv : 1410.3417 . Bibcode :2015MNRAS.446.1399L. doi : 10.1093/mnras/stu2151 . ISSN  0035-8711.
  45. ^ Binder, Breanna A.; Sy, Janelle M.; Eracleous, Michael; Christodoulou, Dimitris M.; Bhattacharya, Sayantan; Cappallo, Rigel; Laycock, Silas; Plucinsky, Paul P.; Williams, Benjamin F. (1 de marzo de 2021). "El sistema binario Wolf-Rayet + agujero negro NGC 300 X-1: ¿Cuál es la masa del agujero negro?". The Astrophysical Journal . 910 (1): 74. arXiv : 2102.07065 . Código Bibliográfico :2021ApJ...910...74B. doi : 10.3847/1538-4357/abe6a9 . ISSN  0004-637X.
  46. ^ Orosz, Jerome A.; Steeghs, Danny; McClintock, Jeffrey E.; Torres, Manuel AP; Bochkov, Ivan; Gou, Lijun; Narayan, Ramesh; Blaschak, Michael; Levine, Alan M.; Remillard, Ronald A.; Bailyn, Charles D.; Dwyer, Morgan M.; Buxton, Michelle (1 de mayo de 2009). "Un nuevo modelo dinámico para el sistema binario de agujeros negros LMC X-1". The Astrophysical Journal . 697 (1): 573–591. arXiv : 0810.3447 . Código Bibliográfico :2009ApJ...697..573O. doi :10.1088/0004-637X/697/1/573. ISSN  0004-637X.
  47. ^ Haardt, F.; Galli, MR; Treves, A.; Chiappetti, L.; Dal Fiume, D.; Corongiu, A.; Belloni, T.; Frontera, F.; Kuulkers, E.; Stella, L. (1 de marzo de 2001). "Espectros de rayos X de banda ancha de los candidatos a agujero negro persistente LMC X-1 y LMC X-3". The Astrophysical Journal Supplement Series . 133 (1): 187–193. arXiv : astro-ph/0009231 . Código Bibliográfico :2001ApJS..133..187H. doi :10.1086/319186. ISSN  0067-0049.
  48. ^ Orosz, Jerome A.; Steiner, James F.; McClintock, Jeffrey E.; Buxton, Michelle M.; Bailyn, Charles D.; Steeghs, Danny; Guberman, Alec; Torres, Manuel AP (1 de octubre de 2014). "La masa del agujero negro en LMC X-3". The Astrophysical Journal . 794 (2): 154. arXiv : 1402.0085 . Código Bibliográfico :2014ApJ...794..154O. doi :10.1088/0004-637X/794/2/154. ISSN  0004-637X.
  49. ^ Adams, SM; Kochanek, C. S; Gerke, JR; Stanek, KZ; Dai, X. (9 de septiembre de 2016). "La búsqueda de supernovas fallidas con el Gran Telescopio Binocular: conformación de una estrella en desaparición". arXiv : 1609.01283v1 [astro-ph.SR].
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  • Agujeros negros: la atracción implacable de la gravedad Archivado el 17 de mayo de 2008 en Wayback Machine. Sitio web interactivo multimedia galardonado sobre la física y la astronomía de los agujeros negros del Space Telescope Science Institute
  • Diagramas de agujeros negros
  • Ziółkowski, Janusz (2003). "Candidatos a agujero negro". Objetos de frontera en astrofísica y física de partículas : 411. arXiv : astro-ph/0307307 . Código Bibliográfico :2003foap.conf..411Z.
  • Descubren el agujero negro estelar más pesado de una galaxia cercana, Newswise, 17 de octubre de 2007
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