Las estrellas decenas de veces más pesadas que nuestro Sol no mueren como se pensaba. Las simulaciones por computadora revelaron que su núcleo a menudo no detona como supernova, sino que colapsa rápidamente en un agujero negro. Es como un suflé: el centro se hunde de repente y casi toda la masa cae en el vórtice, salpicando apenas unas gotas. Lo mismo ocurre con la estrella: la mayor parte de su materia se precipita hacia adentro, no hacia afuera.
En 23 simulaciones de muerte estelar, en 18 casos el agujero se formó antes de que la explosión pudiera expulsar las capas exteriores. Esto sucedió para estrellas de entre 19 y 60 veces la masa del Sol. Antes se creía que solo las más masivas colapsaban así, pero las simulaciones demostraron lo contrario.
Lo más sorprendente: la masa final del agujero negro tiene poca relación con el tamaño del núcleo de carbono. Una estrella ligera puede crear un agujero más pesado que una masiva. Las simulaciones mostraron que incluso después del colapso, parte de la materia escapa, generando un destello tenue. Su luz, al curvarse alrededor del agujero, se convierte para un observador en un anillo fantasmal.
tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2605.01405
Black hole supernovae (BHSNe), the term we use for core-collapse events in which black hole (BH) formation occurs after shock revival but before the explosion is complete, have emerged as a natural outcome of multidimensional simulations as these calculations have been extended to seconds after bounce. Yet they remain one of the least studied outcomes of core collapse. Here, we assess whether they are confined to the most compact and massive progenitors, whose birth rates are low, or whether they arise systematically across a wider range of progenitor structures. We perform 23 long-term axisymmetric core-collapse simulations of progenitors spanning 19.51-60$$\,M_\odot$$ and compactnesses $$0.31 \lesssim \xi_{2.5} \lesssim 0.63$$. We find 18 BHSN outcomes across nearly the full ZAMS mass range considered, corresponding to progenitors with $$0.40 \lesssim \xi_{2.5} \lesssim 0.63$$. BH formation occurs between $$\sim0.7$$ s and $$\sim4.4$$ s after bounce. After BH formation, we continue the evolution with an excision treatment to at least 5000 s. The final explosion energies span $$\sim2\times10^{49}$$-$$3\times10^{51}$$ erg, while the final BH gravitational masses span $$\sim3$$-$$26\,M_\odot$$. We find a clear remnant-mass trend with CO-core mass, but show that the CO core alone is not an adequate proxy for the final BH mass, especially for progenitors at the low- and high-mass ends of the CO-core distribution. Except for the highest CO-core mass models, no single spherical mass coordinate cleanly separates ejecta from remnant material. Finally, a 2D axisymmetric and a 3D model are compared as we discuss differences between the two geometries.
La masa de un agujero negro puede alcanzar 26 masas solares: es como si nueve millones de planetas como la Tierra se comprimieran en un punto invisible, alrededor del cual la luz se enrolla formando un anillo.