Evolución de un sistema binario de rayos X|Ciencia

Una de las maneras que utilizan los astrofísicos y que da mejores resultados para detectar un agujero negro es mediante el examen de sistemas binarios de estrellas. Sin embargo, como no podía ser de otra manera, este método posee ciertas complicaciones en su aplicación.

A pesar de que los sistemas estelares binarios proliferan por la Vía Láctea, donde la tercera parte de las estrellas corresponden a estos sistemas de dos componentes, sólo una muy pequeña fracción de estos sistemas termina convirtiéndose en un sistema binario de rayos X.

Para que uno de estos sistemas se forme, una de las dos estrellas tiene que poseer una masa superior a diez veces la del Sol (1,99x10^30 kg). Además, ambos componentes de la binaria tienen que orbitar lo suficientemente cerca como para que las fuerzas de marea arranquen material de la superficie de una estrellas para caer en la otra. Es decir, tiene que haber intercambio de materia.

Por último, no todos los sistemas binarios que emiten rayos X contienen agujeros negros. La emisión de esta radiación electromagnética de alta frecuencia sólo indica que el material que es arrancado de una de las estrellas que permanece visible cae sobre otro cuerpo invisible de altísima densidad. Sólo hasta calcular la masa de este objeto se sabrá si es o no un agujero negro, pues puede tratarse de una estrella de neutrones. Si la masa del objeto supera cierto límite denominado de Tolman-Oppenheimer-Volkoff de 3 masas solares, entonces el objeto es firme candidato a ser agujero negro.

Disco de acreción de un agujero negro. Fuente NASA

Para calcular la masa de los componentes del sistema se pueden utilizar diversos métodos y no es para nada tarea fácil. Para empezar, se requiere un cálculo muy preciso de la masa de la componente visible, lo cual para estrellas solitarias se puede determinar a partir del brillo absoluto y el espectro de la estrella. Pero los cálculos se comienzan a hacer menos precisos cuando las estrellas están muy cerca la una de la otra, y más aún si hay intercambio de materia.

Para terminar, incluso si se supone que todos los cálculos son correctos (o con un error cayendo dentro de límites respetables), los astrónomos deben afrontar el último problema que es particularmente incómodo desde el punto de vista teórico: Los sistemas binarios emiten rayos X solamente en un período muy corto de su existencia. Este período es sólo del 0,5 % del tiempo en que dura el sistema binario. Es decir, unos pocos millones de años.

Evolución del sistema binario de rayos X

En la imagen inferior se ve el primer estadio en la formación de un sistema binario de rayos X. Dos estrellas muy próximas (con período orbital corto), donde una de las estrellas es mucho más masiva que la otra, superando las 10 masas solares. Al tener dicha estrella más masa que s compañera, agotará antes su combustible nuclear pasando a las etapas de fusión del helio y elementos más pesados.

Estrellas jóvenes de un sistema binario donde una de las componentes

supera las diez masas solares

En la segunda imagen, tras unos pocos millones de años, la estrella mayor agota sus reservas de hidrógeno entrando en fase de gigante o supergigante roja. La estrella se expande tanto que sus capas exteriores se acercan lo suficiente a la otra estrella como para ser succionadas por la gravedad de la misma. De esta manera, la otra estrella comienza a incrementar su masa perceptiblemente.

Gigante roja de un sistema binario aportando material a su estrella

compañera todavía en la secuencia principal

La imagen de abajo muestra el preciso momento en que la estrella más masiva entra en fase de supernova, explotando de manera violenta y expulsando sus capas exteriores muy lejos en el espacio. Si la otra estrella aguanta el enorme barrido de material proveniente de la supernova, quedará orbitando a un objeto inusual.

Explosión de supernova de una de las componentes de un

sistema binario

Si en el remanente de supernova permanecen todavía 3 o más masas solares, esta cantidad de materia se comprimirá de tal manera que nada podrá detener el colapso, ni siquiera el principio de exclusión entre neutrones. De manera que la materia caerá sobre sí misma formando una singularidad, una región del espacio-tiempo donde la densidad es infinita dado que una singularidad posee superficie igual a cero o la curvatura del espacio tiempo se hace infinita. Este objeto, por sí sólo, es invisible, pues la luz o cualquier tipo de radiación no pueden escapar de él o lo hacer al ritmo de la radiación Hawking.

Sistema binario donde uno de los componentes es un agujero negro

En la siguiente secuencia, la masa adicional que ha adquirido la segunda estrella comienza a acelerar su evolución también hasta convertirse en gigante o supergigante roja. Su poderoso viento estelar barre material de su superficie o más allá, el cual va a parar al agujero negro, en el cual se forma un disco de acreción. Este disco, en rápida rotación, produce una fricción enorme entre sus partes y en las capas más interiores, en la que están en contacto con el horizonte de sucesos (o quizás horizonte aparente). La temperatura desarrollada es lo suficientemente alta como para que se emita radiación electromagnética de muy corta longitud de onda, emitiendo de esta manera rayos X. Es así como en ese momento en que comienza a caer material de la segunda estrella, el agujero negro se hace “visible” en la parte de rayos X del espectro electromagnético.

Disco de acreción de un agujero negro emitiendo rayos X

Pero en sólo unos pocos millones de años (lo cual representa un tiempo brevísimo en la vida de una estrella, la segunda componente del sistema se hincha lo suficiente como para comenzar a opacar la emisión de rayos X. El disco de acreción crece de tal manera que las partes exteriores absorben los rayos X emitidos de las partes más cercanas al agujero negro. De esta manera, el agujero negro vuelve a hacerse invisible e indetectable con estos métodos usados.