QV Tel Ab: el forat negre conegut més proper al Sistema Solar

Astronomia: QV Telescopii és un estel variable de la constel·lació austral del Telescopi que també apareix catalogat com a HR 6819 i com a HD 167128. La magnitud aparent varia de +5,31 a +5,38, situant-se doncs en el llindar dels objectes astronòmics visibles a ull nu. Estudis anteriors, havien indicat que es tractaria d’un sistema estel·lar format per dos components, QV Tel A i QV Tel B. En un article a la revista Astronomy & Astrophysics publicat aquesta setmana, encapçalat per Thomas Rivinius, i basat en part en observacions realitzades a l’Observatori Austral Europeu, de Xile (Prop. Nos. 63.H-0080 i 073.D-0274), se’ns diu que en realitat seria un sistema estel·lar triple, i que un dels seus components és un forat negre. Això el convertiria en el forat negre proper al Sistema Solar i en l’únic que forma part d’un sistema estel·lar visible a ull un des de la Terra. Concretament, Rivinius et al. utilitzen diverses dotzenes d’espectres d’escala per demostrar que HR 6819 és un sistema triple jeràrquic: un estel clàssic Be (QV Tel B) que segueix una òrbita àmplia de període no delimitat al voltant d’un sistema binari (QV Tel A) consistent en un estel de tipus B3 III (QV Tel Aa) i en un company invisible (QV Tel Ab). Aquest darrer sistema binari segueix una òrbita de 40 dies. Com que la velocitat radial de QV Tel Aa és de 61,3 km·s^-1 i la seva massa s’estima en 6,3 ± 0,7 masses solars, cal pensar que QV Tel Ab té una massa igual o superior a 5,0 ± 0,4 masses solars, i que seria doncs un forat negre. Fins ara el forat negre conegut més proper al nostre sistema solar era LB-1 (ALS 8775; a la Constel·lació dels Bessons, i a una distància de 7000 anys-llum). HR 6819 es troba a una distància de 1120 anys-llum. Si LB-1 fos un sistema estel·lar triple com HR 6819, la massa del seu forat negre seria de 70 masses solars. Tant el forat negre de LB-1 com el de HR 6819, si bé de masses diferents, comparteixen el fet d’ésser forats negres “tranquils”. La seva presència en sistemes estel·lars triples il·lumina els models de fusió de dos forats negres o els d’un forat negre amb un estel de neutrons. Rivinius et al. també identifiquen altres sistemes triples amb un estel Be com a membre més exterior, però en el que no hi ha cap forat negre, la qual cosa els fa pensar que els estels Be solitaris s’originen d’aquestes triplets. Rivinius et al. dediquen aquest article a la memòria de Stan Štefl (1955-2014)


Representació de l’estel Achernar (Alpha Eridani), un estel de tipus Be. Els estels de tipus Be pertanyen al tipus espectral B, però no són estels gegants

Quants forats negres hi ha a la galàxia?

Thomas Rivinius treballa a l’Organització Europea de Recerca Astronòmica en l’Hemisferi Sud (ESO), amb seu Casilla (Santiago de Chile). A l’ESO també pertanyen Dietrich Baade i Marianne Heida, amb seu Garching b. München. Petr Hadrava és membre de l’Institut Astronòmica de l’Acadèmia de Ciències de la República Txeca, amb seu a Praha. Robert Klement treballa a The CHARA Array of Georgia State University, en el Mount Wilson Observatory, de Califòrnia.
Aquest treball es realitzà quan Hadrava realitzà una estada en l’ESO de Santiago. Heida té una beca de l’ESO, mentre que Klement té un projecte de la NSF (AST-1908026). Entre els recursos utilitzats hi ha el Astrophysics Data System (ADS) de la NASA, i la base de dades SIMBAD, del CDS d’Estrasburg.

L’article fou tramès a Astronomy & Astrophysics el 25 de març. Els autors agraeixen les aportacions del revisor, que conduïren a l’acceptació de l’article el 22 d’abril, i a la publicació el 6 de maig.

Un dels problemes dels models de síntesi de la població estel·lar de la Via Làctia consisteix en el fet que ens prediuen l’existència de centenars o milers de milions de forats negres de massa estel·lar. Ara bé, en els catàlegs astronòmics només hi ha constància d’uns pocs centenars de sistemes estel·lars binaris emissors de raigs X, dels quals en la majoria de casos, per comptes d’un forat negre hi ha un estel de neutrons. Val a dir que la detecció de forats negres es fa indirectament a través del procés d’acreció, és a dir de caiguda de material cap al forat negre. És molt més difícil de detectar forats negres sense acreció. Normalment, per detectar-los hom investigava sistemes estel·lars binaris espectroscòpics, però s’ha proposat en els darrers temps d’investigar sistemes estel·lars triples massius de tipus jeràrquic, és a dir sistemes triples integrats per un subsistema binari interior i un estel exterior en òrbita al voltant d’aquest subsistema. En aquests sistemes triples, el tercer component exterior podria accelerar la fusió del subsistema binari, que en alguns casos pot estar format per dos forats negres o bé per un forat negre i un estel de neutrons. Aquesta mena de fusions es poden detectar actualment a través de les ones gravitacionals.

El sistema ALS 8775 (=LB-1) és un sistema triple un dels components dels quals seria un forat negre molt massiu, de 70 masses solars, que no presenta acreció.

Rivinius et al. han estudiat HR 6819 (= HIP 89605 = HD 167128 = QV Tel), un estel variable que oscil·la sobre una magnitud aparent de 5,3, i que es classificaria com a estel Be de tipus primerenc. Els estels Be clàssics es caracteritzen per un elevada velocitat de rotació, i per tant hom els suposa una forma esferoidal. Les línies espectrals d’emissió dels estels Be s’originarien en el disc equatorial generat per aquesta rotació. HR 6819, però, presenta unes línies d’absorció estretes particulars de Ca II, Si II i HeI (447,1 nm de longitud d’ona) que no encaixen en un estel de tipus Be, de manera que calia pensar que HR 6819 era un sistema binari (hom anomena sistemes binaris espectroscòpics pel fet que s’identifica un segon estel en base als espectres). En el 2009, Hadrava, Štefl i Rivinius aconseguiren identificar els espectres dels dos estels, però detectaren la presència d’un tercer component, espectroscòpicament invisible, que anotaren com a possible forat negre.
Per comprovar aquesta possibilitat, han estudiat HR 6819 com un sistema triple, per tal d’estimar els paràmetres orbitals del subsistema binari interior, i la trajectòria espacial de tot el sistema en relació al nostre Sistema Solar.

Observacions utilitzades

Les dades espectroscòpiques utilitzades en aquest estudi remunten al 1999 i al 2004. Del 1999 són 12 espectres captats per l’instrument FEROS a través del telescopi ESO de 1,52 metres d’obertura. Del 2004 són 51 espectres captats pel mateix instrument FEROS però a través del telescopi ESO/MPG de 2,2 metres d’obertura.

En aquestes observacions no es detectà cap cicle regular de variabilitat. HR 6819 és un estel variable fotomètric amb un rang que arriba gairebé a 0,1 magnituds. Espectroscòpicament es detecta, però, un període orbital del subsistema binari interior de 40.333 ± 0.004 dies


Espectres dinàmics de diverses línies circumstel·lars i fotosfèriques de HR 6819

D’acord amb les dades de paral·lax de Gaia i d’Hipparcos, la distància de HR 6819 al nostre Sistema Solar seria de 310 ± 60 pc. L’òrbita circular del subsistema binari intern tindria un diàmetre de 0,44 unitats astronòmiques. Prenent les dades de moviment propi recollides per Gaia i Hipparcos, la distància entre el nostre Sol i HR 6819 arribà a un mínim de 260 parsecs fa 11 milions d’anys, i des de llavors aquesta distància ha anat en augment.

El component invisible de HR 6819

El component invisible del subsistema binari interior de HR 6819 tindria 0,96 ± 0,03 masses solars. L’altre component del subsistema binari interior seria l’estel B3 III, que es detectaria a través de les línies espectrals atípiques de HR 6819. Cal pensar que aquest estel B3 III hauria de tenir entre 4,2 i 5,0 masses solars. Aquest rang deixa fora la possibilitat d’un estel de neutrons (que tindria 2,6 masses solars). D’altra banda HR 6819 no coincideix amb la posició de cap púlsar conegut. Rivinius et al. consideren, doncs, que aquest component invisible ha d’ésser un forat negre.

Els forats negres es detecten habitualment per l’emissió de raigs X, la qual resulta de l’acreció de matèria cap al forat negre (matèria procedent de l’estel que acompanya un forat negre en un sistema estel·lar múltiple). D’acord amb les dades de ROSAT, HR 6819 no és una font detectable de raigs X. El forat negre de HR 6819 no interactua amb l’estel B3 III que l’acompanya, i per tant seria un forat negre sense acreció, “un forat negre quiet”.

Si hom assum que la massa de l’estel B3 III fos de 6,3 ± 0,7 masses solars, llavors la massa del forat negre podria pujar a 5,0 ± 0,4 masses solars. Si fos de 5,0 masses solars, la del forat negre seria de 4,2 masses solars.

HR 6819 i LB-1 tenen propietats similars, que derivarien del tercer component, és a dir de l’estel més extern, que seria un estel Be. No es pot descartar tampoc que l’associació entre l’estel Be i el sistema binari intern sigui una superposició casual, i no una associació gravitatòria. Però la probabilitat d’aquestes associacions casuals davalla força si hom considera alhora HR 6819 i LB-1.

L’estel binari eclipsant CW Cep, que segueix un cicle de 2,7 dies, i els dos components del qual tenen masses de 12 i 13 masses solars, bo i seguint una òrbita gairebé circular al voltant del baricentre, podria representar un exemple de com serien HR 6819 i LB-1 abans que s’hi formés el forat negre respectiu. Hi ha també indicis a CW Cep de la presència d’un estel Be exterior.

Un sistema semblant és 66 Oph, del qual se sap que és un sistema jeràrquic triple amb un estel Be exterior, i un subsistema binari interior. Però en el cas de 66 Oph no hi ha cap forat negre.

L’evolució del sistema triple HR 6819

El nostre Sistema Solar es troba immers actualment en l’anomenada Bombolla Local, una estructura de fa 100 parsecs de longitud i es caracteritza, com indica el seu nom, per un densitat de material interestel·lar inferior a la mitjana, i per una temperatura del gas interestel·lar més elevada. Hom suposa que la Bombolla Local es genera arran de l’explosió d’una sèrie de supernoves fa alguns milions d’anys. Aquestes supernoves devien fer part de Sco OB2, que l’associació d’estels OB més propera al nostre Sistema Solar. La Bombolla Local s’originà quan el nostre Sistema Solar s’acostà a la zona de Sco OB2.

HR 6819 és un sistema més antic que Sco OB2 i, a diferència del nostre Sistema Solar, no s’ha creuat en el passat amb aquesta associació. Si la cadena d’explosions de supernoves de Sco OB2 que generà la Bombolla Local es produí fa uns 15 milions d’anys, HR 6819 s’hi hauria trobat a uns 280 parsecs; però si l’explosió es produí fa 65-70 milions d’anys, llavors la distància vers HR 6819 hauria estat encara superior (800 parsecs).

Rivinius et al., doncs, ens presenten HR 6819 com un estel triple jeràrquic, amb un forat negre sense acreció en l’estel binari intern. L’altre component de l’estel binari intern és un estel B3 III. L’arquitectura de HR 6819 és semblant a la de LB-1, i procediria d’una situació anàloga a la del sistema CW Cep. El tercer component, més exterior, d’aquests sistemes és un estel Be, i Rivinius et al. pensen que els estels Be solitaris resulten de l’ejecció d’un d’aquests sistemes triples jeràrquics.
Si el 20% dels estels de tipus primerencs són triples, i el 0,01% d’aquests triples tenen una arquitectura semblant a HR 6819 i LB-1, llavors el nombre de forats negres a la galàxia seria molt més elevat que no pas s’ha detectat fins ara. La majoria de forats negres, però, serien forats negres sense acreció, i sense grans emissions de raigs X. De tota manera, Rivinius et al. diuen que fins i tot assumint aquests números de forats negres quiets, encara hi hauria força discrepància amb els models de formació de forats negres.

HR 6819 seria el primer forat negre identificat a una distància inferior a 1 kpc del nostre Sistema Solar.


L'estel QV Telescopii, en el centre de la imatge, procedent del Digitized Sky Survey 2, de l'European Southern Observatory

Lligams:
- A naked-eye triple system with a nonaccreting black hole in the inner binary. Th. Rivinius, D. Baade, P. Hadrava, M. Heida, R. Klement. A&A 637: L3 (2020).