Furacu negru estelar

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Representación artística d'un furacu negru con una estrella compañera, moviéndose dambos n'órbita mutua. La estrella entepasa la so llende de Roche, y por eso la materia cai al furacu negru, formando un discu de acreción. Parte de la materia ye eyectada en remexos polares colimados (jet (astronomía)) altamente enerxéticos.L'escenariu amosáu afacer a un sistema doble, onde la componente de mayor masa evoluciona primeru y tresfórmase en furacu negru, al traviés d'una esplosión de supernova. La segunda componente, equí en mariellu, seique abandonara yá la secuencia principal del diagrama HR, tresformándose en xigante.
Furacu negru pasando per delantre d'una galaxa. El fondu aburuyar al so pasu, en virtú de qu'el campu gravitatorio interacciona colos fotones, camudando la direición de los rayos de lluz. L'animación amuesa l'efectu conocíu como "lensing" (lente gravitacional), pol cual el furacu negru actúa como una lente, aumentando y deformando les imáxenes de los oxetos que tán detrás. Nesti casu, el furacu negru foi construyíu coles propiedaes teóricu y específicu que lo definen como furacu negru de Schwarzschild.

Un furacu negru estelar ye un furacu negru formáu pol colapsu gravitacional d'una estrella masiva (más de 30-70 mases solares) a la fin del so tiempu de vida. El procesu ye reparáu como una esplosión de supernova o una esplosión de rayu gamma. Esti furacu negru va tener una masa de más de 3 mases solares. El furacu negru estelar más grande que se conoz (hasta'l 2001) tien 33 mases solares.

Teóricamente pueden esistir furacos negros de cualquier masa (Relatividá xeneral). Mientres menos masa tenga, mayor tien de ser la densidá de la materia pa formar un furacu negru, sobre'l radiu d'un furacu negru. Nun esisten procesos conocíos que puedan producir furacos negros con una masa menor qu'unes poques vegaes la masa del Sol. Si éstos esisten, son principalmente furacos negros primordiales.

El colapsu d'una estrella ye un procesu natural que produz un furacu negru. Ye inevitable qu'a la fin de la vida d'una estrella, cuando toles fontes d'enerxía estelar escósense, si la masa de la estrella que ta colapsando ta so ciertu valor críticu, el productu final va ser una estrella compacta, yá sía una nana blanca, una estrella de neutrones o una estrella de quarks. Estes estrelles tienen una masa máximo. Asina que si la estrella que ta colapsando tien una masa qu'entepasa esta llende, el colapsu va siguir per siempres (colapsu gravitacional catastróficu) y va formar un furacu negru. Inda se desconoz la masa máximo d'una estrella de neutrones, sicasí créese que sería alredor de 3 mases solares.

Tamién esiste evidencia d'otros dos tipos de furacos negros, que son muncho más masivos que los furacos negros estelares. Ellos son los furacos negros de masa entemedio (nel centru de los cúmulos globulares) y los furacos negros supermasivos nel centru de la Vía Láctea y otres galaxes actives.

Un furacu negru namái puede tener tres propiedad fundamentales: masa, carga eléctrica y momentu angular (rotación). Créese que tolos furacos negros formaos na naturaleza tienen rotación, pero nun se realizó una definida observación na rotación. La rotación d'un furacu negru estelar ye por cuenta de la caltenimientu del momentu angular de la estrella que la produció.

Les mases reparaes de furacos negros estelares en sistemes binarios compautos de rayos-X[editar | editar la fonte]

Los furacos negros estelares en sistemes binarios cercanos son observables cuando la materia ye tresferida dende una estrella acompañante escontra'l furacu negru. La lliberación d'enerxía na cayida escontra la estrella compacta ye tan grande que la materia algama temperatures de cientos de millones de graos y radiaciones de rayos-X (Astronomía de rayos-X). Poro, el furacu negru ye observable en rayos-X, ente que la estrella acompañante pue ser reparada con telescopios ópticos. La lliberación d'enerxía de los furacos negros y estrelles de neutrones son de la mesma magnitú. Los furacos negros y estrelles de neutrones son dacuando difíciles d'estremar.

Sicasí, les estrelles de neutrones tienen propiedaes adicionales. Estes amuesen rotación diferencial, y pueden tener un campu magnético y esibir esplosiones alcontraes (esplosiones termonucleares). Siempres que se reparen tales propiedaes, l'oxetu compactu nel sistema binariu ye reveláu como una estrella de neutrones.

Les derivaes mases vienen d'observaciones de fontes compactes de rayos-X (combinando datos ópticos y de rayos-X). Toles estrelles de neutrones identificaes tienen una masa de 3 a 5 mases solares. Nengún de los sistemes compactos con una masa cimero a 5 mases solares revela les propiedaes d'una estrella de neutrones. La combinación d'esos factores revélanos que la clase d'estrelles compactes con una masa cimero a 5 mases solares son en realidad agujero negros.

Nótese qu'esta prueba de la esistencia de los furacos negros estelares nun ye dafechu observacional, pero basar nuna teoría: Nós nun podemos pensar n'otru oxetu pa esos sistemes binarios compautos masivos estelares qu'un furacu negru. Una prueba directa de la esistencia d'un furacu negru podría ser si unu anguaño repara la órbita d'una partícula que cai dientro del furacu negru. En principios del 2005, un esperimentu (inglés) usando un Colisionador relativístico d'iones pesaos amosó evidencia de materia que cai nun Micro furacu negru, faciendo que la materia espurriérase como s'esperaba.

Pa más información:

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Candidatos a furacos negros de masa estelar

Teoría:

Clasificación per tipu:

Clasificación por masa:

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]



Agujero negro estelar