¿Por qué los astrónomos creían que la mayoría o todos los agujeros negros estelares tenían masas no superiores a 15 masas solares?

Los llamados 'huecos de masa' para los agujeros negros, según los modelos teóricos, están entre 2-5 masas solares y 50 a 150 masas solares. (En realidad, he leído que no hay una buena razón teórica para la brecha de masa solar más baja, de 2 a 5...)

La brecha de masa más baja se sospecha observacionalmente porque todavía tenemos que observar una estrella de neutrones con una masa superior a aproximadamente 2 M$_{\odot}$(las barras de error en tales mediciones varían mucho según el método de observación, y actualmente es controvertido qué estrella de neutrones es la más masiva conocida actualmente), y porque tampoco hemos descubierto un agujero negro en un binario de rayos X cuya masa es inferior a unos 6 M$_{\odot}$. Sin embargo, una fusión binaria de estrellas de neutrones puede producir un agujero negro que podría estar en esta brecha de masa más baja. Por lo tanto, en realidad, la brecha probablemente estará poblada por estrellas de neutrones de gran masa (si giran muy rápido y tienen inclinación, etc.) y por agujeros negros de baja masa que resultan de fusiones binarias de estrellas de neutrones .

La nomenclatura actual para las masas de agujeros negros observados refleja la incertidumbre inherente al campo. Ahora mismo, aunque los límites son arbitrarios: masa estelar significa$\lesssim 100$METRO$_\odot$, medio de masa intermedia$\sim 1000 - 10^5$METRO$_\odot$, medios supermasivos$\gtrsim 10^6$METRO$_\odot$. No existe un límite superior para la masa del agujero negro según la relatividad general, pero las consideraciones astrofísicas y cosmológicas, aunque dependen del modelo, pueden arrojar un límite superior de aproximadamente $10^{11}$, pero podría ser más grande. Estos han sido llamados "estupendamente grandes" y "ultramasivos".

Teóricamente, los límites de esta brecha de masa inferior están motivados desde abajo por la evolución estelar, por ejemplo, se espera que las estrellas de neutrones solo se formen hasta una cierta masa (dependiendo de la metalicidad) y procesos astrofísicos como la acreción. Muy importante, los límites dependen de la ecuación de estado del material nuclear, que es incierto y uno de los "santos griales" que buscan los astrónomos de ondas gravitacionales (GW).

Así que la gente suele escribir un rango de$2 - 5$por simplicidad al escribir en artículos de ciencia pop. En general, se cree que la brecha de masa superior atribuida a la supernova de inestabilidad de pares está alrededor$50 - 150$METRO$_{\odot}$(esta es la masa del agujero negro), pero estos límites son inciertos porque dependen de las incertidumbres de los modelos de evolución estelar y la física de las supernovas. Al igual que con la brecha de masa más baja, esta brecha podría, en la práctica, estar poblada por agujeros negros que se forman a partir de fusiones jerárquicas en cúmulos estelares densos (canal dinámico), o de la evolución de estrellas binarias aisladas que, en principio, pueden producir alta estelar. binarios de masa como GW190521 que sobreviven a una supernova fallida, aunque es incierto porque esto depende de los vientos estelares y los cálculos de masa del núcleo.

EDITAR: Como Rob explica a continuación, la historia de las teorías de pérdida de masa del viento estelar es un campo activo. Los progenitores de los agujeros negros de masa estelar son estrellas de gran masa (es decir,$m_{\rm ZAMS} \gtrsim 30$METRO$_{\odot}$). Por ejemplo, las estrellas Wolf-Rayet se han visto como el punto final de la evolución nuclear estelar de estrellas de gran masa desde la década de 1980. Las estrellas WR tienen fuertes vientos para su tamaño, que son impulsados ​​por líneas , similares a las estrellas de tipo O de las que probablemente evolucionan. La tasa de pérdida de masa de la superficie estelar generalmente se modela como una ley de potencia de la luminosidad y la metalicidad de la estrella, es decir, una mayor masa y una mayor metalicidad implican una mayor pérdida de masa. Entonces, una estrella inicialmente de gran masa experimentará fuertes vientos, más aún si tiene una alta metalicidad (como señala Rob, los entornos de baja metalicidad pueden ser lugares de agujeros negros cerca de nuestra galaxia). Sin embargo, como puede escuchar/leer en artículos científicos y de ciencia pop, ¡esto no excluye la existencia de agujeros negros de gran masa! ElLa mayoría de las estrellas masivas que hemos observado hasta la fecha son estrellas WR , lo que implica que podrían haber evolucionado a partir de estrellas aún más masivas y, en el caso extremo, se cree que las estrellas supermasivas son las " semillas " de los agujeros negros supermasivos.

Pero también he leído que los astrofísicos se sorprendieron al encontrar agujeros negros de más de 15 masas solares utilizando el Observatorio de ondas gravitacionales LIGO...

Sospecho que ha leído esto en artículos de ciencia popular, que a menudo no caracterizan adecuadamente el sentimiento de un artículo científico, pero es algo difícil de hacer. La razón por la que cualquiera se "sorprendería" al encontrar agujeros negros con masas superiores a 15 M$_{\odot}$, es que antes del descubrimiento de los BBH (a partir de las detecciones directas de ondas gravitacionales) solo teníamos evidencia sugestiva de la existencia de agujeros negros de masa estelar a partir de observaciones de binarias de rayos X. Ver aquí y aquí para revisiones de agujeros negros de masa estelar conocidos en binarias de rayos X.

"Estas observaciones son muy difíciles de explicar con escenarios astrofísicos y son bastante fáciles de explicar con agujeros negros primordiales", dice Sébastien Clesse, cosmólogo de la Universidad de Bruselas en Bélgica.

Nuevamente, esto solo depende de a quién le preguntes. Todos quieren decir que su trabajo es el canal de formación más relevante para lo que están viendo LIGO/Virgo, y esto está bien porque la cantidad de fuentes conocidas aún es demasiado pequeña para hacer afirmaciones rigurosas sobre la formación de fuentes BBH a partir de detecciones de GW. Además, dado que la relación señal-ruido que pueden lograr los detectores de corriente es tan baja (p. ej., rara vez por encima de ~20), es muy difícil restringir la posible formación de incluso un solo evento. Tantos eventos que están al borde de las incertidumbres teóricas actuales son llamados "difíciles de explicar". ¡Esta cita que proporcionó es una demostración perfecta de esto, ya que en realidad no hay evidencia de que los agujeros negros priomordiales existan para empezar!

Para el evento sobre el que preguntó específicamente, GW190814, es difícil principalmente debido a la masa muy baja de la secundaria. Pero esto podría explicarse, por ejemplo, por la evolución aislada de una estrella binaria con una relación de masa inicial muy baja, donde el componente menos masivo podría evolucionar hacia una estrella de neutrones o un agujero negro. Hay personas que estudian la evolución binaria aislada y afirman que todas las fuentes de LIGO pueden explicarse por su canal, pero ajustan sus simulaciones para producir los resultados de LIGO. Hay personas que estudian la evolución dinámica del canal y afirman que existe una fuerte evidencia de que esta o aquella fuente proviene de este canal. Las personas tienen que escribir artículos y financiar a sus estudiantes, y hacen mucho del trabajo preliminar que hará plausibles investigaciones más rigurosas una vez que tengamos muestras más grandes de fuentes conocidas.

Leí en otra parte que, antes de LIGO, no se habían detectado agujeros negros estelares por encima de las 15,65 masas solares, pero esa referencia no decía que no se esperaba ninguno por encima de esa masa...

¡Espero haber aclarado esto ahora! Si lee artículos previos a 2015 de la comunidad GW, por ejemplo, esta revisión, ciertamente esperaban ver agujeros negros binarios con masas superiores a 15 M.$_\odot$.

Agregando a Daddy Kropotkin excelente respuesta. La razón física por la que es posible que no haya esperado agujeros negros de más de 15 masas solares tiene que ver con la pérdida de masa estelar (que es muy incierta y un área activa de investigación).

Las estrellas pierden constantemente masa en sus vientos estelares, lo que reduce la masa final de la estrella y, por lo tanto, la masa de un agujero negro que puede formar. Esta pérdida de masa escala fuertemente con la cantidad de metales en una estrella y la masa de la estrella. Entonces, las estrellas masivas (que forman agujeros negros) pierden mucha masa antes de morir, por lo que necesita estrellas aún más pesadas, inicialmente, para tener suficiente masa para hacer agujeros negros por encima de 15msun, y cuanto más pesada es la masa inicial de una estrella, más raro se espera que sea. Para las estrellas de la Vía Láctea (que se considera rica en metales), esto es aún más difícil, ya que la presencia de metales aumenta las tasas de pérdida de masa.

No es imposible hacer grandes agujeros negros en el MW (ver varios sistemas de rayos X), pero es difícil. Una opción es buscar agujeros negros en ambientes de baja metalicidad donde los vientos serán más débiles. Pero sabemos menos sobre la tasa de formación de estrellas en esos entornos, por lo que es más difícil calcular cuántos agujeros negros se formarán. La otra opción es reducir la pérdida de masa pronosticada por los vientos, que es hacia donde se dirige la reciente teoría del viento. Entonces, en el pasado, es posible que hayamos sobreestimado la cantidad de masa que se pierde y, por lo tanto, no hayamos predicho las masas finales de los agujeros negros.

No creo que haya ninguna sorpresa en absoluto y se esperaban agujeros negros de masas de hasta unas 50 masas solares en otras galaxias distantes.

El límite superior de 15 a 20 masas solares surge en los agujeros negros que se forman a partir de estrellas en un gas rico en metales. es decir, esperamos un límite superior de unas 20 masas solares para los agujeros negros en nuestra propia galaxia.

Sin embargo, no existe tal restricción en los agujeros negros formados en el universo distante (pasado), potencialmente en galaxias que son muy pobres en metales. Allí, la inhibición de la pérdida de masa a través de los vientos estelares, debido a la menor opacidad de las envolturas pobres en metales, conduce a masas remanentes más grandes y agujeros negros más grandes.

Aquí hay dos imágenes que resumen la situación, de una revisión muy influyente de Heger et al. (2003) , publicado mucho antes de las detecciones de LIGO. La línea roja en cada gráfico muestra la relación entre la masa inicial de una estrella (eje x) y la masa remanente final en el eje y. Esto muestra que se esperaba que se formaran remanentes de agujeros negros de hasta aproximadamente 50 masas solares a partir de estrellas masivas en el gas primordial y quizás incluso más para progenitores masivos más allá de la brecha de "supernova de inestabilidad de pares"; pero hay/había quizás un límite superior de unas 10 masas solares de estrellas masivas con la metalicidad solar. (He visto una versión más reciente de este gráfico en alguna parte con un límite superior de alrededor de 20 masas solares en estrellas ricas en metales).

Antes de LIGO, por supuesto, todos los agujeros negros (de tamaño estelar) y los candidatos a agujeros negros estaban en nuestra propia galaxia (rica en metales), orbitando estrellas ricas en metales. Así que no sorprende que todos tuvieran masas por debajo de 20 masas solares.