¿Puede un pequeño agujero negro orbitar una estrella grande?

Un agujero negro de una masa dada probablemente habrá surgido del colapso/supernova de una estrella mucho más masiva. En particular, es poco probable que las estrellas con una masa inicial de menos de alrededor de 15-20 masas solares dejen un remanente de agujero negro. estrellas de$<8$masas solares terminan su vida como enanas blancas y aquellas con$8$a$\sim 15$las masas solares probablemente dejen restos de estrellas de neutrones.

Lo que sucede es que (i) la estrella perderá masa durante su vida, particularmente durante las etapas finales de su vida; (ii) si hay una explosión de supernova, solo una fracción de la masa de la estrella terminará en el remanente compacto.

Entonces, en principio, no hay problema con un agujero negro de 3 masas solares que acompaña a una estrella "normal" más masiva. Habrá comenzado su vida como más masivo (y de corta duración) que su compañero.

Sin embargo, existen problemas en la producción de sistemas binarios cerrados en una disposición de este tipo. La estrella "normal" tendría que sobrevivir a la experiencia de una explosión de supernova cercana, pero, por supuesto, el agujero negro se pudo haber formado (en el caso del ejemplo del unicornio) cuando la estrella "normal" estaba en la secuencia principal, por lo que su separación sería considerablemente más ancho (como un múltiplo del radio estelar).

Es bastante probable que en un sistema binario cerrado se forme un disco de acreción. Incluso si la separación fuera más amplia, es probable que parte de la pérdida de masa natural del compañero gigante sea capturada por el agujero negro y tenga que formar un disco porque el material acumulado tiene un momento angular.

Tendré que pensar en la última parte, pero podrías aclarar exactamente qué quieres decir con "colisionar".

Esta es una gran serie de preguntas!

Tal agujero negro de baja masa (BH) podría haberse originado a partir de algunas posibilidades: 1) como resultado de la evolución estelar (la masa del agujero negro resultante depende fundamentalmente de la masa inicial y la metalicidad del progenitor estelar, entre otras cosas); 2) una estrella colapsada en una estrella de neutrones que puede acumular materia de su entorno hasta que su masa supera la presión de degeneración de neutrones y forma una BH; 3) resultado de una fusión binaria de estrellas de neutrones.

1. ¿Es teóricamente posible que un pequeño agujero negro como el unicornio gire alrededor de una estrella gigante como UY Suit?

Sí. En los tres casos anteriores, el BH de baja masa recién formado podría ser capturado gravitacionalmente por una estrella cercana, por ejemplo, si se forma en un cúmulo estelar denso.

Como un ejemplo diferente, considere la vida de un binario estelar, un par de estrellas que están unidas gravitacionalmente entre sí, en las que evolucionan en una especie de evolución afín donde el desarrollo de una puede afectar el desarrollo de la otra. En general, una estrella será inicialmente más masiva que la otra, y al final de su vida estelar se colapsarán en objetos compactos; supongamos que sus masas iniciales son lo suficientemente altas y su metalicidad lo suficientemente baja como para que se forme una BH cuando cada colapso. Entonces, generalmente, la estrella inicialmente más masiva colapsará primero en una BH, dejando la posibilidad de que el binario esté compuesto por una BH y una estrella. En este sistema, los cuerpos se orbitan mutuamente, pero desde el marco de referencia de la estrella, el BH la orbita.

Desde el punto de vista de la observación, un ejemplo es un sistema binario de rayos X de gran masa , donde un objeto compacto, como un BH, acumula materia de un compañero estelar, y se puede pensar que el BH orbita alrededor de la estrella. Este sistema es un ejemplo

2- ¿Será estable tal estrella? 3- ¿El agujero negro tomará masa de UY Scuti y formará un disco de acreción? 4- ¿Qué pasará si ambos chocan?

Continuando con nuestro ejemplo del binario estelar: la respuesta a su pregunta depende esencialmente de si el compañero estelar del BH de baja masa llenará su lóbulo de Roche, que depende de varias cosas. Básicamente, el potencial de Roche define el potencial gravitatorio de un sistema binario clásico, y el lóbulo de Roche es la región alrededor de una estrella en ese sistema binario dentro de la cual una partícula está unida gravitacionalmente a esa estrella. Entonces, a medida que una estrella envejece, generalmente se expande, y cuando evoluciona a un gigante gaseoso en etapa tardía, su radio es enorme. En primera aproximación, el radio del lóbulo de Roche de la estrella es proporcional a la separación binaria (y depende de muchas otras cosas, como la excentricidad de la órbita, la velocidad de rotación de la estrella, etc...). Por lo tanto, si la separación es lo suficientemente pequeña, entonces la estrella compañera puede llenar su lóbulo de Roche, lo que hace que la materia pase a través del primer punto de Lagrange al BH; esto se conoce como "transferencia de masa" en la teoría de la evolución binaria. y es incierto y complicado, pero eso es lo básico. La transferencia de masa puede ser estable, dinámicamente estable o dinámicamente inestable (también conocida como evolución de la envoltura común porque la envoltura de la estrella donante envuelve todo el binario). En general, se puede formar un disco de acreción en este proceso.

Si la transferencia de masa es dinámicamente inestable (lo que significa que la tasa de acreción de BH no puede seguir el ritmo de la tasa de transferencia de masa de la estrella), entonces la evolución de la envoltura común puede hacer que la binaria se fusione a medida que la fricción viscosa del movimiento de la binaria a través de la envoltura común expulsa la sobre reduciendo la separación binaria. La evolución de la envolvente común es inevitable desde el punto de vista de la observación, pero su física aún es incierta. Si ocurriera tal fusión/colisión, el BH probablemente haría erupción de marea en la estrella (¡aunque esto también es complicado!).

Si no considera cómo se formó el agujero negro (BH), entonces es muy posible que un agujero negro forme un estado ligado con un objeto masivo como una estrella. Pueden circular (o elipse) alrededor de su centro de masa (COM). Si este COM se encuentra cerca de la estrella, entonces el BH estará orbitando alrededor de la estrella. No habrá una diferencia apreciable entre una BH y una estrella normal, en la medida en que los efectos gravitatorios se consideren en distancias suficientemente mayores que el radio de Schwarzschild. No es necesario que un BH permanezca en el espacio-tiempo, y actúa como cualquier otro objeto masivo (no se tiene en cuenta la deglución de todo lo que pasa por su horizonte de eventos).

El BH puede moverse dentro del espacio-tiempo curvo de una estrella pesada al igual que una estrella con una masa de tres veces la masa del sol puede orbitar alrededor de una estrella que tiene una masa de, digamos, siete masas solares.

¿Se comerá el BH a la estrella? Si el BH apareció desde el espacio exterior, pasando la estrella, entonces se puede desarrollar una órbita estable. Su COM estará más cerca de la estrella que del BH. La distancia de ambos dependerá de su velocidad relativa. Si la órbita es una elipse muy excéntrica, entonces es posible que una parte de la estrella cruce el horizonte de sucesos de BH y esta parte se pierda. La otra parte seguirá su viaje. En el próximo encuentro cercano, el BH puede absorber otra parte. Reduciendo aún más la masa de la estrella, y también su velocidad (al contrario de un encuentro cercano donde no se absorbe masa). Esto significa que su distancia máxima entre sí se reduce. Este proceso se reforzará por sí mismo, por lo que eventualmente la estrella será absorbida por BH.

Esto no sucederá en el caso de dos objetos masivos, como estrellas que giran una alrededor de la otra. Si las estrellas no se tocan, la materia de una de ellas será absorbida por la otra. Por supuesto, pueden estirarse debido a las fuerzas de las mareas. Y si el material alargado de uno se encuentra en el otro lado del COM, será atraído hacia la otra estrella. Pero la absorción causada por un horizonte de eventos estará fuera de discusión.