A partir de la detección de ondas gravitacionales en GW190814, se ha inferido la fusión de un objeto compacto de 2,6 masas solares con un objeto más pesado. El objeto más ligero está en la "brecha de masa" entre las estrellas de neutrones más pesadas y los agujeros negros de masa estelar más ligera, lo que hace que los astrofísicos se pregunten qué tipo de objeto era este.
El límite inferior teórico de la brecha probablemente no sea mucho más alto que 2,16 masas solares ( Uso de observaciones de ondas gravitacionales y relaciones casi universales para restringir la masa máxima de estrellas de neutrones , entre estrellas de neutrones y agujeros negros ). Esto excluiría a una estrella de neutrones como objeto de 2,6 masas solares.
Con respecto al límite superior de la brecha de masa, no se ha "observado" (indirectamente) ningún candidato a agujero negro por debajo de 5 masas solares. Sin embargo, en teoría, podrían existir agujeros negros mucho más ligeros, por ejemplo, agujeros negros primordiales.
Mi pregunta: ¿por qué este límite superior de 5 masas solares de la brecha de masa? ¿La evolución de las estrellas masivas impide la formación de un agujero negro de 2,6 masas solares?
Actualmente no se sabe. Básicamente hay dos alternativas.
La primera es que algo en la mecánica del colapso del núcleo de las supernovas impide la formación de un agujero negro de baja masa. Por ejemplo, podría ser que por debajo de cierta masa progenitora, las explosiones de supernova siempre tengan éxito, rompiendo la envoltura y dejando un remanente de estrella de neutrones. En masas más altas, la explosión puede no tener éxito y se acumula una fracción sustancial de la envoltura (recuerde que estos progenitores tendrán al menos 10 masas solares), lo que da como resultado un agujero negro de masa mucho mayor. Un ejemplo de esta clase de explicación se puede encontrar en Kochanek (2014) , que propone una clase de "supernovas fallidas" con masas progenitoras de , que logran expulsar sus envolturas en eventos transitorios débiles, pero dejan atrás sus núcleos de helio para formar la masa más baja agujeros negros. Los progenitores de menor masa son entonces responsables de las estrellas de neutrones.
Una segunda posibilidad es que sea difícil encontrar agujeros negros con masas de 2,5 a 5 masas solares (por lo que es importante que parezca que se ha encontrado uno). Por ejemplo, antes de los detectores GW, las masas de los agujeros negros (de masa estelar) solo podían encontrarse en sistemas binarios y luego, solo si el compañero oscuro se identificaba por su actividad de acreción. Si los agujeros negros de baja masa tienen una baja tasa de acreción continua, a diferencia de un comportamiento más "ráfaga" que muestran las binarias de rayos X de mayor masa (o mayor relación de masa), podría haber un fuerte sesgo de selección observacional en contra de encontrarlos en el primer lugar y la luminosidad de acreción continua enmascara el espectro del compañero, haciendo imposible una medición de masa dinámica.
gamma1954
ProfRob