El camino evolutivo hacia la formación y fusión de sistemas de agujeros negros
Año 19 Número 75 – Diciembre 2021
Por Adolfo Simaz Bunzel
En septiembre del año 2015 fueron detectadas por primera vez, de manera directa, las ondas gravitacionales, predichas un siglo antes por Albert Einstein [1]
El Consorcio LIGO a cargo de los detectores, había programado la primera tanda de observaciones para comenzar a las 9 am GMT del 14 de septiembre de ese mismo año. Aún cuando los detectores se encontraban en perfecto funcionamiento, el comienzo de las mediciones de manera automática fue pospuesto para el 18 de septiembre puesto que restaban finalizar ensayos en el sistema de monitoreo automático. Sin embargo, el Universo volvió a sorprender: a las 9.50 am del 14 de septiembre los dos detectores en actividad, ubicados en Livingston y Hanford (USA), midieron las primeras ondas gravitacionales que provenían de la fusión de dos agujeros negros. Se había detectado el primer evento. [2]
En los siguientes meses a la detección del evento, y mediante un análisis exhaustivo del mismo, se comprobó su naturaleza astrofísica: esto es que la señal efectivamente provenía de fuera de la Tierra y no era simplemente una falsa alarma debida a otros fenómenos.1
Entre los principales detalles a destacar de esta detección se encuentran: 1) existen los sistemas binarios de agujeros negros (que, por su naturaleza, son difíciles de detectar), 2) estos sistemas binarios de agujeros negros se pueden fusionar e incluso, con más detecciones podemos dar una tasa de ocurrencia de estos fenómenos en el Universo y por último, 3) los agujeros negros pueden ser tan masivos como 30 veces la masa del Sol (hasta antes de la deteccion, la comunidad no consideraba la posibilidad de tener agujeros negros con masas mayores a 15 veces la masa del Sol, debido a que las estimaciones de masas de agujeros negros que se habían medido hasta la fecha no superaban ese valor).
Gracias a esta primera detección de ondas gravitacionales, nuevas preguntas surgieron para intentar explicar cómo obtener estos sistemas binarios de agujeros negros en la naturaleza.
Con el correr de los siguientes años, la colaboración conformada por LIGO y Virgo fue mejorando sus capacidades de detección y aumentando el número de detectores, gracias a lo cual en la actualidad contamos con 3 catálogos de observaciones que se construyen en las bases de uno anterior, para tener un total cercano a cien detecciones de diferentes fusiones de varios tipos de objetos compactos y no solo agujeros negros. Se han detectado fusiones de dos estrellas de neutrones, de dos agujeros negros y de una combinación entre una estrella de neutrones y un agujero negro [3].
¿ Cómo se forma un sistema binario de agujeros negros ?
Hay, esencialmente, dos maneras de formar sistemas binarios de agujeros negros en la naturaleza.
a) Por un lado, se espera formar estos sistemas mediante el llamado escenario dinámico: en este caso, las estrellas nacen en ambientes en los que hay una gran cantidad de otras estrellas y agujeros negros, lugares conocidos como cúmulos globulares. Allí, gracias a la acción de la fuerza gravitatoria, estrellas y agujeros negros interactúan constantemente hasta que dos de estos agujeros negros pasarían muy cerca uno del otro de forma que se terminen ligando gravitacionalmente. De esta forma, gracias a la acción de la interacción gravitatoria se formaría un sistema binario de agujeros negros que, luego de un tiempo de orbitar juntos y cada vez más cerca, terminarán fusionándose produciendo ondas gravitacionales detectables por nuestros detectores terrestres [4].
Fuente: https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015PhRvL.115e1101R/abstract
b) En el otro escenario que se conoce, dos estrellas nacen como un sistema binario, es decir, cada estrella le hace compañía a su vecina. Este escenario es muy popular en el Universo ya que se ha comprobado mediante observaciones, que a la mayoría de las estrellas de gran masa les encanta tener una o más compañeras durante su evolución. Esta forma de producir sistemas binarios se conoce como el escenario clásico para formarlos [5]. A continuación describiré en detalle cómo esperamos que ocurra su evolución hacia la formación y fusión de los agujeros negros.
Escenario clásico o estándar
En el inicio de su evolución, ambas estrellas componentes del sistema binario se encontrarán en una lenta pero continua etapa en la que convertirán el Hidrógeno de su interior más profundo en Helio. Las reacciones nucleares en el interior de ellas son las responsables de hacerlas brillar y que podamos verlas en el cielo nocturno. En el caso de la quema del Hidrógeno en Helio, esto ocurre a unas temperaturas extremadamente grandes de más de 10 millones de grados centígrados. La etapa es lenta puesto que se espera que dure más de varias decenas de millones de años, durante la cual el interior de la estrella irá cambiando su composición (aunque desde el exterior el único cambio visible será un aumento moderado en su tamaño debido a que aumentará su radio). A la evolución durante esta etapa se la conoce como evolución de una estrella en su secuencia principal. Gracias a su larga duración, la gran mayoría de las estrellas que se observan están atravesando esta etapa. En astronomía, a ciertas propiedades observacionales de las estrellas se las suele representar en un diagrama, llamado diagrama de Hertzsprung-Russell, en el que se localiza a la secuencia principal en una región bien definida.
La secuencia principal se extiende sobre un largo abanico de valores, en donde cada punto es una estrella con un valor de masa diferente. Las estrellas más masivas se encuentran hacia arriba y a la izquierda sobre la secuencia principal.
Cuanto más masiva sea una estrella más rápido quemará su combustible y, pasado suficiente tiempo, la estrella del par binario que nace con más masa habrá quemado todo el combustible de Hidrógeno de su interior profundo. Luego de agotar el Hidrógeno de sus partes centrales (su núcleo), sufrirá una rápida expansión en la que el radio de la estrella se extenderá tanto que las capas en su superficie serán atraídas por la acción gravitatoria de su compañera: comenzará una etapa de transferencia de masa [6].
Interacción e intercambio de masa
Una transferencia de masa de una estrella hacia la otra es una especie de canibalismo estelar: la estrella que recibe el material se alimenta de su compañera. E incluso, este proceso puede rejuvenecer a la receptora de material, puesto que éste puede viajar desde la superficie de la estrella hacia las partes más profundas gracias a diversos mecanismos de transporte que operan en el interior de las estrellas. Es interesante notar que muchos de estos mecanismos también ocurren en la Tierra; por ejemplo, se puede nombrar el importante rol que cumple una inestabilidad hidrodinámica como es la mezcla termohalina en el sistema climático terrestre pues regula el gran cinturón transportador oceánico: una circulación a gran escala que redistribuye la temperatura en diferentes latitudes del sistema atmósfera-océano de la Tierra. En el interior de las estrellas, esta mezcla termohalina es una de las responsables de transportar el material acretado desde la superficie hasta su núcleo, lugar en el que será utilizado como fuente de combustible para alargar la etapa de quema nuclear en la estrella.
La duración de la etapa de transferencia de masa de una estrella a la otra generalmente oscila entre unas decenas a unos cientos de miles de años. Como consecuencia de esta larga duración, se han podido observar estrellas binarias transfiriendo material una a la otra.
Luego de finalizada esta etapa en la que las estrellas intercambian material, se separan y cada una evoluciona por separado, como si no existiera una compañera. Sin embargo, una consecuencia importante de la etapa interactuante anterior es que la estrella que perdió masa, expuso a la superficie sus capas más internas: es una estrella con un núcleo desnudo. Entonces, presenta una temperatura muy elevada de más de 10 000 °C, debido a que lo que se encuentra en la superficie anteriormente se encontraba en las regiones más internas. A las estrellas de este tipo se las llama estrellas Wolf-Rayet, y muchas son encontradas en sistemas binarios, producidas como consecuencia de un episodio de transferencia de masa.
Últimas etapas en la evolución de una estrella
Las estrellas Wolf-Rayet se caracterizan, además, por estar quemando el Helio en sus regiones internas, proceso por el cual se libera la energía necesaria para mantenerla brillando con esas características. Durante esta quema, el contenido de Helio se convierte gradualmente en Carbono y Oxígeno. Esta etapa de quema nuclear es mucho más rápida que la anterior quema del Hidrógeno nuclear: en menos de un millón de años la estrella habrá agotado su combustible de Helio. A partir de este momento, ocurrirá un aceleramiento en la evolución de la estrella, en el que irán aumentando su temperatura y densidad en las regiones centrales, fenómeno que trae como consecuencia la quema de los elementos que allí se encuentren. Primero se quemará el Carbono, aumentando aún más el contenido de Oxígeno, seguidamente será el turno de quemar este Oxígeno. Este proceso de sucesivas quemas finalizará una vez que se lleguen a formar núcleos ricos en Hierro, a partir del cual se detiene la cadena de quemas. Esto se debe a que para producir los elementos más pesados que el Hierro es necesario extraer energía (es decir, es un proceso endotérmico); mientras que todas las anteriores quemas son exotérmicas pues liberan energía.
En comparación con la duración temporal de la quema del Hidrógeno, todas las etapas posteriores a la quema del Helio son extremadamente rápidas: en unos miles de años habremos llegado a formar una estrella cuya composición más cercana al núcleo es rica en Hierro.
En este punto de la evolución, dadas las extremas condiciones internas, la estrella es inestable y sufre un proceso de colapso debido a que la presión gravitatoria comienza a dominar. Este colapso tiene como consecuencia la formación de un objeto compacto que puede ser un agujero negro o una estrella de neutrones, dependiendo de las condiciones en la que se encuentre la región central de la estrella. Estos fenómenos de colapso generalmente producen un evento transitorio muy energético y observable: los estallidos de supernovas. Muchos de estas supernovas ya han sido detectadas, algunas a ojo desnudo, siendo tal vez la más famosa la llamada SN1987A, una explosión ocurrida en el año 1987 en una de las galaxias satélites de nuestra Vía Láctea, la Nube Mayor de Magallanes. Estos fenómenos liberan una gran cantidad de energía que nos permite detectarlos a distancias muy lejanas, y tienen como remanente de la explosión una estrella de neutrones o un agujero negro, que se necesita para luego producir un sistema binario de objetos compactos que se fusionarán.
Evolución posterior a la formación del primer agujero negro
A continuación, el sistema binario y su evolución será dominada por los cambios que ocurran en la única estrella que queda luego de que su compañera se haya convertido en un agujero negro (o una estrella de neutrones).
Como ocurrió con la compañera antes de colapsar en un agujero negro, la estrella estará brillando gracias a las reacciones nucleares en su interior: en un primer lugar terminará de quemar el Hidrógeno en su núcleo. Seguidamente, sufrirá una rápida expansión de su superficie hasta que haya crecido lo suficiente como para que estas mismas zonas externas se vean atraídas por el agujero negro: comenzará otro tipo de transferencia de masa, entre la estrella y el agujero negro.
Sin embargo, a diferencia de lo que ocurrió en la primera etapa de interacción e intercambio de material, esta nueva transferencia de masa no siempre será estable. Existen casos en los que las condiciones encontradas en el sistema binario impiden la estabilidad en la interacción, llevando a la misma a una condición de inestabilidad. Cuando ello ocurre, se acelera el acercamiento del agujero negro con el núcleo de su compañera a punto tal que queda atrapado dentro de las capas más externas de la estrella: se forma una envoltura común [7]. Esta etapa es tal vez la más incierta en la evolución de sistemas binarios. Sin entrar en los detalles de la misma, se conjetura que al finalizar, se obtenga uno de los siguientes casos: 1) el acercamiento entre el núcleo de la estrella y el agujero negro no se puede detener y se fusionan dando lugar a un evento transitorio posiblemente observable con telescopios, o bien 2) se remueve la envoltura y se obtiene un nuevo sistema binario entre el núcleo de la estrella y el agujero negro orbitando mucho más cerca. Por lo tanto, para formar un sistema binario de agujeros negros este último escenario es el que será importante.
Una vez que la envoltura fue removida, la evolución binaria vuelve a proceder en escalas de tiempo más lentas, asociadas con la evolución de la estrella en la que sólo queda expuesto el núcleo. A este tipo de estrellas, se las asocia con estrellas calientes y muy compactas, las antes mencionadas estrellas Wolf-Rayet; donde su liberación de energía es debida, principalmente, a la quema del Helio en sus partes más centrales, fenómeno que le toma tal vez menos de un millón de años en agotar. Posteriormente, iniciará la quema de los siguientes elementos más pesados, como le ocurrió anteriormente a su compañera. Finalizará su evolución con la formación de un núcleo rico en los elementos asociados al pico del Hierro (Hierro, Níquel, Cobalto), y dependiendo de las condiciones en las regiones más internas, colapsará para formar un agujero negro o formará una estrella de neutrones luego de remover sus capas mas externas en un estallido de supernova. Habrá ocurrido entonces un segundo evento de colapso gravitatorio, dando lugar a la formación del segundo objeto compacto en el sistema binario.
Etapa final: formación y evolución del sistema binario de agujeros negros
Una vez que ocurre este segundo fenómeno de colapso y formación de agujero negro, estamos en condiciones de hablar, propiamente, de un sistema binario de agujeros negros. A continuación, se iniciará una etapa lenta pero continua en el que la emisión de ondas gravitacionales será la responsable de remover energía en el sistema binario, haciendo que los agujeros negros se acerquen entre si.
Debido a que la pérdida de energía es inversamente proporcional a una potencia de la distancia entre los agujeros negros, este efecto sólo se verá acelerado cuando se encuentren muy cerca [8]. Cuando este acercamiento se produzca, los detectores de Advanced LIGO serán capaces de capturar la señal proveniente de las ondas gravitacionales emitidas. Para estos momentos, el tiempo transcurrido entre la formación del segundo agujero negro y su posible detección puede ser de unos miles de millones de años, así estaremos en presencia de una fusión que ocurrió alrededor del momento en el que se cree se formó el Sistema Solar en el que nos encontramos.
Fuente: https://www.ligo.caltech.edu/image/ligo20160211f
Bonus
En este artículo, se presentaron las dos formas que se cree son capaces de producir sistemas binarios de agujeros negros. Pero, ¿cómo sabemos cuál fue el camino evolutivo seguido por los agujeros negros detectados por la colaboración de LIGO y Virgo? Es una pregunta difícil de responder. Si es así, ¿qué características distinguen a cada uno de estos caminos? Aunque este tema es aún un tópico abierto en la comunidad, se sugiere que a partir de la medición de la rotación de los agujeros negros y su orientación en el espacio es posible estimar el origen astrofísico del sistema. Esto se debe a que en el caso estándar se espera que los ejes de rotación de los agujeros negros estén alineados entre sí y con la forma en la que la binaria orbita; mientras que si sus direcciones son aleatorias, posiblemente se deba a que provienen de interacciones dinámicas al azar.
Aún hoy no se ha resuelto este problema del origen, y tal vez con más observaciones sea posible. Aún hoy no se ha resuelto este problema del origen, y tal vez con más observaciones sea posible.
Referencias y bibliografía
- Einstein, A. (1915). Sitzungsberichte der Königlich Preußischen Akademie der Wissenschaften, pp. 688-696. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1916SPAW…….688E/abstract
- Abbott, B. P. … et al. (2016). Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger. Physical Review Letters, 116 (6), 061102.https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016PhRvL.116f1102A
- Abbott, R. … et al. (2021). GWTC-3: Compact Binary Coalescences Observed by LIGO and Virgo During the Second Part of the Third Observing Run. arXiv e-prints, arXiv:2111.03606. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021arXiv211103606T/abstract
- Morscher, M. … et al. (2015). The Dynamical Evolution of Stellar Black Holes in Globular Clusters. Astrophysical Journal, 800 (9). https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ…800….9M/abstract
- Bethe, H. A. & Brown, G. E. (1998). Evolution of Binary Compact Objects That Merge. Astrophysical Journal, 506 (2), pp.780-789. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ…506..780B/abstract
- Kippenhahn, R. & Weigert, A. (1967). Entwicklung in engen Doppelsternsystemen I. Massenaustausch vor und nach Beendigung des zentralen Wasserstoff-Brennens. Zeitschrift fur Astrophysik, 65, pp. 251-251. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1967ZA…..65..251K/abstract
- Ivanova, N. et al. (2013). Common envelope evolution: where we stand and how we can move forward. Astronomy and Astrophysics Review, 21, id59. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013A%26ARv..21…59I/abstract
- Peters, P. C. (1964). Gravitational Radiation and the Motion of Two Point Masses. Physical Review, 136 (4B), pp. 1224-1232. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1964PhRv..136.1224P/abstract
Sobre el autor
Adolfo es becario doctoral de CONICET, con lugar de trabajo en el IAR. Se recibió como Licenciado en Astronomía en la Universidad Nacional de La Plata. Su principal tema de estudio es la evolución de sistemas binarios masivos como progenitores de ondas gravitacionales, tema en el que trabaja en colaboración con investigadores de la Universidad Paris Diderot, Francia.