{"id":17221,"date":"2021-12-15T11:40:07","date_gmt":"2021-12-15T14:40:07","guid":{"rendered":"https:\/\/www.iar.unlp.edu.ar\/?p=17221"},"modified":"2026-07-24T12:37:08","modified_gmt":"2026-07-24T15:37:08","slug":"el-camino-evolutivo","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.iar.unlp.edu.ar\/index.php\/2021\/12\/15\/el-camino-evolutivo\/","title":{"rendered":"El camino evolutivo …"},"content":{"rendered":"\n

El camino evolutivo hacia la formaci\u00f3n y fusi\u00f3n de sistemas de agujeros negros<\/h2>\n\n\n\n

A\u00f1o 19 N\u00famero 75 \u2013 Diciembre 2021<\/p>\n\n\n\n

Por Adolfo Simaz Bunzel<\/strong><\/p>\n\n\n\n

En septiembre del a\u00f1o 2015 fueron detectadas por primera vez, de manera directa, las ondas gravitacionales, predichas un siglo antes por Albert Einstein [1]<\/p>\n\n\n\n

El Consorcio LIGO<\/a> a cargo de los detectores, hab\u00eda programado la primera tanda de observaciones para comenzar a las 9 am GMT del 14 de septiembre de ese mismo a\u00f1o. A\u00fan cuando los detectores se encontraban en perfecto funcionamiento, el comienzo de las mediciones de manera autom\u00e1tica fue pospuesto para el 18 de septiembre puesto que restaban finalizar ensayos en el sistema de monitoreo autom\u00e1tico. Sin embargo, el Universo volvi\u00f3 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 proven\u00edan de la fusi\u00f3n de dos agujeros negros. Se hab\u00eda detectado el primer evento. [2]<\/p>\n\n\n\n

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Detector con forma de \u201cL\u201d de LIGO en Livingston, Louisiana. Fuente: https:\/\/www.ligo.caltech.edu\/image\/ligo20150731c<\/a> <\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n
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Primera se\u00f1al de ondas gravitacionales captada por los detectores de LIGO, correspondiente a la fusi\u00f3n de dos agujeros negros de m\u00e1s de 30 veces la masa del Sol. Fuente: https:\/\/www.ligo.caltech.edu\/image\/ligo20160211a<\/a><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

En los siguientes meses a la detecci\u00f3n del evento, y mediante un an\u00e1lisis exhaustivo del mismo, se comprob\u00f3 su naturaleza astrof\u00edsica: esto es que la se\u00f1al efectivamente proven\u00eda de fuera de la Tierra y no era simplemente una falsa alarma debida a otros fen\u00f3menos.<\/span>1<\/sup><\/a><\/span><\/p>\n\n\n\n

Entre los principales detalles a destacar de esta detecci\u00f3n se encuentran: 1) existen los sistemas binarios de agujeros negros (que, por su naturaleza, son dif\u00edciles de detectar), 2) estos sistemas binarios de agujeros negros se pueden fusionar e incluso, con m\u00e1s detecciones podemos dar una tasa de ocurrencia de estos fen\u00f3menos en el Universo y por \u00faltimo, 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 hab\u00edan medido hasta la fecha no superaban ese valor). <\/p>\n\n\n\n

Gracias a esta primera detecci\u00f3n de ondas gravitacionales, nuevas preguntas surgieron para intentar explicar c\u00f3mo obtener estos sistemas binarios de agujeros negros en la naturaleza. <\/p>\n\n\n\n

Con el correr de los siguientes a\u00f1os, la colaboraci\u00f3n conformada por LIGO y Virgo<\/a> fue mejorando sus capacidades de detecci\u00f3n y aumentando el n\u00famero de detectores, gracias a lo cual en la actualidad contamos con 3 cat\u00e1logos 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 combinaci\u00f3n entre una estrella de neutrones y un agujero negro [3].<\/p>\n\n\n\n

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Cementerio estelar. La figura contiene todas las detecciones que se conocen de agujeros negros y estrellas de neutrones. En celeste y naranja se representan las detecciones provenientes de ondas gravitacionales, mientras que en rojo y verde las asociadas a observaciones electromagn\u00e9ticas. Fuente: https:\/\/www.ligo.caltech.edu\/image\/ligo20211107a<\/a><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

\u00bf C\u00f3mo se forma un sistema binario de agujeros negros ?<\/h4>\n\n\n\n

Hay, esencialmente, dos maneras de formar sistemas binarios de agujeros negros en la naturaleza.<\/p>\n\n\n\n

a) Por un lado, se espera formar estos sistemas mediante el llamado escenario din\u00e1mico<\/strong>: en este caso, las estrellas nacen en ambientes en los que hay una gran cantidad de otras estrellas y agujeros negros, lugares conocidos como c\u00famulos globulares. All\u00ed, gracias a la acci\u00f3n de la fuerza gravitatoria, estrellas y agujeros negros interact\u00faan constantemente hasta que dos de estos agujeros negros pasar\u00edan muy cerca uno del otro de forma que se terminen ligando gravitacionalmente. De esta forma, gracias a la acci\u00f3n de la interacci\u00f3n gravitatoria se formar\u00eda un sistema binario de agujeros negros que, luego de un tiempo de orbitar juntos y cada vez m\u00e1s cerca, terminar\u00e1n fusion\u00e1ndose produciendo ondas gravitacionales detectables por nuestros detectores terrestres [4].<\/p>\n\n\n\n

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Esquema representativo del escenario din\u00e1mico para formar un sistema de dos agujeros negros de 35 y 32 veces la masa del Sol, en el que se observa la gran cantidad de interacciones con otras estrellas y agujeros negros previas a la fusi\u00f3n de los componentes de la binaria.
Fuente: https:\/\/ui.adsabs.harvard.edu\/abs\/2015PhRvL.115e1101R\/abstract<\/a><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

b) En el otro escenario que se conoce, dos estrellas nacen como un sistema binario, es decir, cada estrella le hace compa\u00f1\u00eda a su vecina. Este escenario es muy popular en el Universo ya que se ha comprobado mediante observaciones, que a la mayor\u00eda de las estrellas de gran masa les encanta tener una o m\u00e1s compa\u00f1eras durante su evoluci\u00f3n. Esta forma de producir sistemas binarios se conoce como el escenario cl\u00e1sico<\/strong> para formarlos [5]. A continuaci\u00f3n describir\u00e9 en detalle c\u00f3mo esperamos que ocurra su evoluci\u00f3n hacia la formaci\u00f3n y fusi\u00f3n de los agujeros negros.<\/p>\n\n\n\n

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Evoluci\u00f3n binaria est\u00e1ndar en el que dos estrellas nacen cercanas, gracias a lo cual interactuan de diversas maneras hasta que se forma el sistema binario de agujeros negros. Fuente: https:\/\/ui.adsabs.harvard.edu\/abs\/2021A%26A\u2026649A.114G\/abstract<\/a><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Escenario cl\u00e1sico o est\u00e1ndar<\/h4>\n\n\n\n

En el inicio de su evoluci\u00f3n, ambas estrellas componentes del sistema binario se encontrar\u00e1n en una lenta pero continua etapa en la que convertir\u00e1n el Hidr\u00f3geno de su interior m\u00e1s 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 Hidr\u00f3geno en Helio, esto ocurre a unas temperaturas extremadamente grandes de m\u00e1s de 10 millones de grados cent\u00edgrados. La etapa es lenta puesto que se espera que dure m\u00e1s de varias decenas de millones de a\u00f1os, durante la cual el interior de la estrella ir\u00e1 cambiando su composici\u00f3n (aunque desde el exterior el \u00fanico cambio visible ser\u00e1 un aumento moderado en su tama\u00f1o debido a que aumentar\u00e1 su radio). A la evoluci\u00f3n durante esta etapa se la conoce como evoluci\u00f3n de una estrella en su secuencia principal<\/strong>. Gracias a su larga duraci\u00f3n, la gran mayor\u00eda de las estrellas que se observan est\u00e1n atravesando esta etapa. En astronom\u00eda, 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 regi\u00f3n bien definida.<\/p>\n\n\n\n

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Diagrama de Hertzsprung-Russell de m\u00e1s de 4 millones de estrellas cercanas al Sol. Imagen obtenida gracias al sat\u00e9lite GAIA. Contiene la m\u00e1s actualizada imagen de estrellas en el cielo. Aunque se espera que con las siguientes misiones del mismo sat\u00e9lite esta imagen sea mejorada en un futuro cercano. Fuente: https:\/\/sci.esa.int\/web\/gaia\/-\/60198-gaia-hertzsprung-russell-diagram<\/a><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

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 m\u00e1s masivas se encuentran hacia arriba y a la izquierda sobre la secuencia principal.<\/p>\n\n\n\n

Cuanto m\u00e1s masiva sea una estrella m\u00e1s r\u00e1pido quemar\u00e1 su combustible y, pasado suficiente tiempo, la estrella del par binario que nace con m\u00e1s masa habr\u00e1 quemado todo el combustible de Hidr\u00f3geno de su interior profundo. Luego de agotar el Hidr\u00f3geno de sus partes centrales (su n\u00facleo), sufrir\u00e1 una r\u00e1pida expansi\u00f3n en la que el radio de la estrella se extender\u00e1 tanto que las capas en su superficie ser\u00e1n atra\u00eddas por la acci\u00f3n gravitatoria de su compa\u00f1era: comenzar\u00e1 una etapa de transferencia de masa<\/strong> [6].<\/p>\n\n\n\n

Interacci\u00f3n e intercambio de masa<\/h4>\n\n\n\n

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 compa\u00f1era. E incluso, este proceso puede rejuvenecer a la receptora de material, puesto que \u00e9ste puede viajar desde la superficie de la estrella hacia las partes m\u00e1s profundas gracias a diversos mecanismos de transporte que operan en el interior de las estrellas. Es interesante notar que muchos de estos mecanismos tambi\u00e9n ocurren en la Tierra; por ejemplo, se puede nombrar el importante rol que cumple una inestabilidad hidrodin\u00e1mica como es la mezcla termohalina en el sistema clim\u00e1tico terrestre pues regula el gran cintur\u00f3n transportador oce\u00e1nico: una circulaci\u00f3n a gran escala que redistribuye la temperatura en diferentes latitudes del sistema atm\u00f3sfera-oc\u00e9ano 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 n\u00facleo, lugar en el que ser\u00e1 utilizado como fuente de combustible para alargar la etapa de quema nuclear en la estrella.<\/p>\n\n\n\n

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Representaci\u00f3n art\u00edstica de una etapa de transferencia de masa entre dos estrellas. El fino hilo que conecta ambas estrellas representa material siendo transportado de la superficie de una hacia la otra. Cr\u00e9ditos: ESO\/L. Cal\u00e7ada\/M. Kornmesser\/S.E. de Mink<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

La duraci\u00f3n de la etapa de transferencia de masa de una estrella a la otra generalmente oscila entre unas decenas a unos cientos de miles de a\u00f1os. Como consecuencia de esta larga duraci\u00f3n, se han podido observar estrellas binarias transfiriendo material una a la otra.<\/p>\n\n\n\n

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 compa\u00f1era. Sin embargo, una consecuencia importante de la etapa interactuante anterior es que la estrella que perdi\u00f3 masa, expuso a la superficie sus capas m\u00e1s internas: es una estrella con un n\u00facleo desnudo. Entonces, presenta una temperatura muy elevada de m\u00e1s de 10 000 \u00b0C, debido a que lo que se encuentra en la superficie anteriormente se encontraba en las regiones m\u00e1s 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.<\/p>\n\n\n\n

\u00daltimas etapas en la evoluci\u00f3n de una estrella<\/h4>\n\n\n\n

Las estrellas Wolf-Rayet se caracterizan, adem\u00e1s, por estar quemando el Helio en sus regiones internas, proceso por el cual se libera la energ\u00eda necesaria para mantenerla brillando con esas caracter\u00edsticas. Durante esta quema, el contenido de Helio se convierte gradualmente en Carbono y Ox\u00edgeno. Esta etapa de quema nuclear es mucho m\u00e1s r\u00e1pida que la anterior quema del Hidr\u00f3geno nuclear: en menos de un mill\u00f3n de a\u00f1os la estrella habr\u00e1 agotado su combustible de Helio. A partir de este momento, ocurrir\u00e1 un aceleramiento en la evoluci\u00f3n de la estrella, en el que ir\u00e1n aumentando su temperatura y densidad en las regiones centrales, fen\u00f3meno que trae como consecuencia la quema de los elementos que all\u00ed se encuentren. Primero se quemar\u00e1 el Carbono, aumentando a\u00fan m\u00e1s el contenido de Ox\u00edgeno, seguidamente ser\u00e1 el turno de quemar este Ox\u00edgeno. Este proceso de sucesivas quemas finalizar\u00e1 una vez que se lleguen a formar n\u00facleos ricos en Hierro, a partir del cual se detiene la cadena de quemas. Esto se debe a que para producir los elementos m\u00e1s pesados que el Hierro es necesario extraer energ\u00eda (es decir, es un proceso endot\u00e9rmico); mientras que todas las anteriores quemas son exot\u00e9rmicas pues liberan energ\u00eda.<\/p>\n\n\n\n

En comparaci\u00f3n con la duraci\u00f3n temporal de la quema del Hidr\u00f3geno, todas las etapas posteriores a la quema del Helio son extremadamente r\u00e1pidas: en unos miles de a\u00f1os habremos llegado a formar una estrella cuya composici\u00f3n m\u00e1s cercana al n\u00facleo es rica en Hierro.<\/p>\n\n\n\n

En este punto de la evoluci\u00f3n, dadas las extremas condiciones internas, la estrella es inestable y sufre un proceso de colapso debido a que la presi\u00f3n gravitatoria comienza a dominar. Este colapso tiene como consecuencia la formaci\u00f3n de un objeto compacto que puede ser un agujero negro<\/strong> o una estrella de neutrones<\/strong>, dependiendo de las condiciones en la que se encuentre la regi\u00f3n central de la estrella. Estos fen\u00f3menos de colapso generalmente producen un evento transitorio muy energ\u00e9tico y observable: los estallidos de supernovas<\/strong>. Muchos de estas supernovas ya han sido detectadas, algunas a ojo desnudo, siendo tal vez la m\u00e1s famosa la llamada SN1987A, una explosi\u00f3n ocurrida en el a\u00f1o 1987 en una de las galaxias sat\u00e9lites de nuestra V\u00eda L\u00e1ctea, la Nube Mayor de Magallanes. Estos fen\u00f3menos liberan una gran cantidad de energ\u00eda que nos permite detectarlos a distancias muy lejanas, y tienen como remanente de la explosi\u00f3n una estrella de neutrones o un agujero negro, que se necesita para luego producir un sistema binario de objetos compactos que se fusionar\u00e1n.<\/p>\n\n\n\n

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Imagen tomada en el 2011 con el telescopio espacial Hubble de la Supernova 1987A. En el centro de la figura se encuentra un remanente de la explosi\u00f3n, y a su alrededor se observan anillos exteriores. Su origen es a\u00fan hoy un misterio. Fuente: https:\/\/esahubble.org\/images\/potw1142a\/<\/a><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Evoluci\u00f3n posterior a la formaci\u00f3n del primer agujero negro<\/h4>\n\n\n\n

A continuaci\u00f3n, el sistema binario y su evoluci\u00f3n ser\u00e1 dominada por los cambios que ocurran en la \u00fanica estrella que queda luego de que su compa\u00f1era se haya convertido en un agujero negro (o una estrella de neutrones).<\/p>\n\n\n\n

Como ocurri\u00f3 con la compa\u00f1era antes de colapsar en un agujero negro, la estrella estar\u00e1 brillando gracias a las reacciones nucleares en su interior: en un primer lugar terminar\u00e1 de quemar el Hidr\u00f3geno en su n\u00facleo. Seguidamente, sufrir\u00e1 una r\u00e1pida expansi\u00f3n de su superficie hasta que haya crecido lo suficiente como para que estas mismas zonas externas se vean atra\u00eddas por el agujero negro: comenzar\u00e1 otro tipo de transferencia de masa, entre la estrella y el agujero negro.<\/p>\n\n\n\n

Sin embargo, a diferencia de lo que ocurri\u00f3 en la primera etapa de interacci\u00f3n e intercambio de material, esta nueva transferencia de masa no siempre ser\u00e1 estable. Existen casos en los que las condiciones encontradas en el sistema binario impiden la estabilidad en la interacci\u00f3n, llevando a la misma a una condici\u00f3n de inestabilidad. Cuando ello ocurre, se acelera el acercamiento del agujero negro con el n\u00facleo de su compa\u00f1era a punto tal que queda atrapado dentro de las capas m\u00e1s externas de la estrella: se forma una envoltura com\u00fan [7]. Esta etapa es tal vez la m\u00e1s incierta en la evoluci\u00f3n 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 n\u00facleo 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 n\u00facleo de la estrella y el agujero negro orbitando mucho m\u00e1s cerca. Por lo tanto, para formar un sistema binario de agujeros negros este \u00faltimo escenario es el que ser\u00e1 importante.<\/p>\n\n\n\n

Una vez que la envoltura fue removida, la evoluci\u00f3n binaria vuelve a proceder en escalas de tiempo m\u00e1s lentas, asociadas con la evoluci\u00f3n de la estrella en la que s\u00f3lo queda expuesto el n\u00facleo. A este tipo de estrellas, se las asocia con estrellas calientes y muy compactas, las antes mencionadas estrellas Wolf-Rayet; donde su liberaci\u00f3n de energ\u00eda es debida, principalmente, a la quema del Helio en sus partes m\u00e1s centrales, fen\u00f3meno que le toma tal vez menos de un mill\u00f3n de a\u00f1os en agotar. Posteriormente, iniciar\u00e1 la quema de los siguientes elementos m\u00e1s pesados, como le ocurri\u00f3 anteriormente a su compa\u00f1era. Finalizar\u00e1 su evoluci\u00f3n con la formaci\u00f3n de un n\u00facleo rico en los elementos asociados al pico del Hierro (Hierro, N\u00edquel, Cobalto), y dependiendo de las condiciones en las regiones m\u00e1s internas, colapsar\u00e1 para formar un agujero negro o formar\u00e1 una estrella de neutrones luego de remover sus capas mas externas en un estallido de supernova. Habr\u00e1 ocurrido entonces un segundo evento de colapso gravitatorio, dando lugar a la formaci\u00f3n del segundo objeto compacto en el sistema binario.<\/p>\n\n\n\n

Etapa final: formaci\u00f3n y evoluci\u00f3n del sistema binario de agujeros negros<\/h4>\n\n\n\n

Una vez que ocurre este segundo fen\u00f3meno de colapso y formaci\u00f3n de agujero negro, estamos en condiciones de hablar, propiamente, de un sistema binario de agujeros negros. A continuaci\u00f3n, se iniciar\u00e1 una etapa lenta pero continua en el que la emisi\u00f3n de ondas gravitacionales ser\u00e1 la responsable de remover energ\u00eda en el sistema binario, haciendo que los agujeros negros se acerquen entre si. <\/p>\n\n\n\n

Debido a que la p\u00e9rdida de energ\u00eda es inversamente proporcional a una potencia de la distancia entre los agujeros negros, este efecto s\u00f3lo se ver\u00e1 acelerado cuando se encuentren muy cerca [8]. Cuando este acercamiento se produzca, los detectores de Advanced LIGO<\/em> ser\u00e1n capaces de capturar la se\u00f1al proveniente de las ondas gravitacionales emitidas. Para estos momentos, el tiempo transcurrido entre la formaci\u00f3n del segundo agujero negro y su posible detecci\u00f3n puede ser de unos miles de millones de a\u00f1os, as\u00ed estaremos en presencia de una fusi\u00f3n que ocurri\u00f3 alrededor del momento en el que se cree se form\u00f3 el Sistema Solar en el que nos encontramos.<\/p>\n\n\n\n

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Representaci\u00f3n art\u00edstica de dos agujeros negros destinados a fusionarse. A su alrededor, ondas gravitacionales se propagan a medida que los agujeros negros se acercan entre si.
Fuente: https:\/\/www.ligo.caltech.edu\/image\/ligo20160211f<\/a><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n
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