Diagrama esquemático de la trayectoria binaria de formación de agujeros negros para GW170729. Una estrella por debajo de 80 masas solares evoluciona y se convierte en una supernova de colapso del núcleo. La estrella no experimenta inestabilidad de pareja, por lo que no hay una eyección de masa significativa por pulsación. Después de que la estrella forme un núcleo de hierro masivo, colapsa por su propia gravedad y forma un agujero negro con una masa inferior a 38 masas solares. Una estrella entre 80 y 140 masas solares evoluciona y se convierte en una supernova de inestabilidad de pares pulsantes. Después de que la estrella forme un núcleo masivo de carbono-oxígeno, el núcleo experimenta una creación catastrófica de pares electrón-positrón. Esto excita una fuerte pulsación y una expulsión parcial de los materiales estelares. Los materiales expulsados forman la materia circunestelar que rodea a la estrella. Después, la estrella continúa evolucionando y forma un núcleo de hierro masivo, que colapsa de una manera similar a la supernova ordinaria de colapso del núcleo, pero con una masa de agujero negro final más alta entre 38 y 52 masas solares. Estos dos caminos podrían explicar el origen de las masas de agujeros negros binarios detectadas del evento de ondas gravitacionales GW170729. Crédito:Shing-Chi Leung et al./Kavli IPMU
A través de simulaciones de una estrella moribunda, un equipo de investigadores de física teórica ha descubierto el origen evolutivo y la masa máxima de los agujeros negros que se descubren mediante la detección de ondas gravitacionales.
La excitante detección de ondas gravitacionales con LIGO (observatorio de ondas gravitacionales con interferómetro láser) y VIRGO (antena de ondas gravitacionales interferométricas de Virgo) ha demostrado la presencia de agujeros negros fusionados en sistemas binarios cercanos.
Se midieron las masas de los agujeros negros observados antes de fusionarse y resultaron tener una masa mucho mayor de la esperada anteriormente de aproximadamente 10 veces la masa del Sol (masa solar). En uno de esos eventos, GW170729, la masa observada de un agujero negro antes de fusionarse es en realidad tan grande como unas 50 masas solares. Pero no está claro qué estrellas pueden formar un agujero negro tan masivo, o cuál es el tamaño máximo de los agujeros negros observados por los detectores de ondas gravitacionales.
Para responder a esta pregunta, un equipo de investigación en el Instituto Kavli de Física y Matemáticas del Universo (Kavli IPMU) que consiste en el Investigador del Proyecto Shing-Chi Leung (actualmente en el Instituto de Tecnología de California), El científico principal Ken'ichi Nomoto, y el científico invitado Sergei Blinnikov (profesor del Instituto de Física Teórica y Experimental en Mosow) han investigado la etapa final de la evolución de estrellas muy masivas, en particular, de 80 a 130 estrellas de masa solar en sistemas binarios cercanos.
Proceso evolutivo de supernova de inestabilidad de par pulsacional. Crédito:Shing-Chi Leung et al.
En sistemas binarios cercanos, inicialmente, de 80 a 130 estrellas de masa solar pierden su envoltura rica en hidrógeno y se convierten en estrellas de helio de 40 a 65 masas solares. Cuando las estrellas iniciales de masa solar forman núcleos ricos en oxígeno, las estrellas experimentan pulsaciones dinámicas porque la temperatura en el interior estelar se vuelve lo suficientemente alta como para que los fotones se conviertan en pares de electrones y positrones. Tal "creación de pares" hace que el núcleo sea inestable y acelera la contracción para colapsar.
En la estrella sobrecomprimida, el oxígeno arde explosivamente. Esto desencadena un colapso y luego una rápida expansión de la estrella. Se expulsa una parte de la capa exterior estelar, mientras que la parte interior se enfría y vuelve a colapsar. La pulsación (colapso y expansión) se repite hasta que se agota el oxígeno. Este proceso se denomina inestabilidad de pares pulsantes (PPI). La estrella forma un núcleo de hierro y finalmente se colapsa en un agujero negro, que desencadenaría la explosión de la supernova, conocido como PPI-supernova (PPISN).
Calculando varias de estas pulsaciones y eyecciones de masa asociadas hasta que la estrella colapsa para formar un agujero negro, the team found that the maximum mass of the black hole formed from pulsational pair-instability supernova is 52 solar masses.
The red line shows the time evolution of the temperature and density at the center of the initially 120 solar mass star (PPISN:pulsational pair-instability supernova). The arrows show the direction of time. The star pulsates (i.e., contraction and expansion twice) by making bounces at #1 and #2 and finally collapses along a line similar to that of a 25 solar mass star (thin blue line:CCSN (core-collapse supernova)). The thick blue line shows the contraction and final expansion of the 200 solar mass star which is disrupted completely with no black hole left behind (PISN:pair-instability supernova). Top left area enclosed by the black solid line is the region where a star is dynamically unstable. Credit:Shing-Chi Leung et al.
The red line (that connects the red simulation points) shows the mass of the black hole left after the pulsational pair-instability supernova (PPISN) against the initial stellar mass. The red and black dashed lines show the mass of the helium core left in the binary system. The red line is lower than the dashed line because some amount of mass is lost from the core by pulsational mass loss. (Pair-instability supernova, PISN, explodes completely with no remnant left.) The peak of the red line gives the maximum mass, 52 solar mass, of the black hole to be observed by gravitational waves. Credit:Shing-Chi Leung et al.
The masses of a pair of the black holes (indicated by the same color) whose merging produced gravitational waves (GW) detected by advanced LIGO and VIRGO (merger event names GW150914 to GW170823 indicate year-month-day). The box enclosed by 38 - 52 solar mass is the remnant mass range produced by PPISNe. Black hole masses falling inside this box must have an origin of PPISN before collapse. Below 38 solar mass is the black hole formed by a massive star undergoing CCSN. In addition to GW170729, GW170823 is a candidate of a PPISN in the lower mass limit side. Credit:Shing-Chi Leung et al.
Stars initially more massive than 130 solar masses (which form helium stars more massive than 65 solar masses) undergo the pair instability supernova process due to explosive oxygen burning, which disrupts the star completely with no black hole remnant. Stars above 300 solar masses collapse and may form a black hole more massive than about 150 solar masses.
The above results predict that there exists a 'mass-gap' in the black hole mass between 52 and about 150 solar masses. The results mean that the 50 solar mass black hole in GW170729 is most likely a remnant of a pulsational pair-instability supernova.
The result also predicts that a massive circumstellar medium is formed by the pulsational mass loss, so that the supernova explosion associated with the black hole formation will induce collision of the ejected material with the circumstellar matter to become super-luminous supernovae. Future gravitational wave signals will provide a base upon which their theoretical prediction will be tested.
