Por qué los agujeros negros «no quieren» pesar 45 soles exprés
La última cosecha de ondas gravitacionales ha traído un enigma. Los detectores LIGO, Virgo y KAGRA han captado decenas de señales de agujeros negros en fusión, y en la gráfica de sus masas se abre un hueco: apenas hay objetos más pesados que 45 soles, y los que existen giran sospechosamente rápido. Unos dicen que las estrellas gigantes explotan de forma demasiado «limpia», sin dejar nada tras de sí. Pero hay otra idea: los agujeros negros pierden peso antes incluso de nacer, en un baile muy estrecho con su compañera.
Dos estrellas giran muy cerca, como patinadores cogidos de la mano. Una se hincha y sus capas externas fluyen hacia la compañera. Si la transferencia es generosa —más de la mitad de la materia se va—, la primera estrella queda reducida a un núcleo desnudo. Luego se colapsa en un agujero negro, pero ya ligero: no 50 soles, sino 30 si acaso. El segundo acto es una transferencia inversa, pero ya tacaña, casi sin pérdidas. La segunda estrella gana masa, pero su techo lo marca otra ley: esa «explosión suicida» que no deja nada más pesado que 45 soles.
Al final, en un sistema binario casi nunca hay dos agujeros negros pesados. El más pequeño rara vez supera los 45 soles: lo «devoraron» en su infancia. El más grande puede llegar al límite, pero no más allá. Así nace un falso «hueco de masas» que se parece mucho a la huella de ciertas explosiones. Las futuras señales ayudarán a distinguir los escenarios: si en el hueco aparecen agujeros negros con rotación rápida en un sentido o, por el contrario, con rotación lenta, entonces no será culpa de las explosiones, sino de cómo las estrellas se repartieron la materia.
Resumen original
tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2604.18676
The recent O4a release from the LIGO-Virgo-KAGRA collaboration, which significantly increased the number of gravitational-wave (GW) detections, reveals features with potentially important astrophysical implications. One notable example is a hint of the so-called pair-instability mass gap. In particular, the observed decline in the number of black holes (BHs) with mass above 45 Msun, together with indications of possibly higher spins for BHs above this threshold, has been interpreted by Antonini et al. and Tong et al. as evidence for pair-instability supernovae. In this work, we investigate whether mass transfer in binary systems can produce BH components' mass distribution that mimics the pair-instability limit. We use both the population synthesis code StarTrack and a simple semi-analytical framework to highlight the impact of mass transfer efficiency on the BH masses. We find that efficient mass transfer (over 50%) during the first Roche-lobe overflow, followed by a highly non-conservative second mass transfer phase, naturally limits the mass of the first-born BH and produces a cutoff that mimics a mass gap. While the upper mass limit for the more massive BH is increased through accretion during the first mass-transfer phase and is ultimately set by the pair-instability limit, the less massive BH is limited to the stripped primary mass. As a result, the fraction of systems in which the less massive BH exceeds 45 Msun is negligible. While the pair-instability mass gap is a plausible interpretation of current GW data, similar features can naturally arise from binary evolution. Future detections will help distinguish between these scenarios. In particular, a predominance of positive effective spins or low-spin events within the gap would challenge the pair-instability interpretation and instead support a binary-interaction origin for high-mass BHs.
Al hueco de masas entre 45 y 60 masas solares se le llama «brecha de inestabilidad de pares»: en ese rango, la estrella se calienta tanto antes de morir que su núcleo no solo se contrae, sino que se despedaza por completo.