Acabem la sèrie dedicada a les estrelles binàries parlant del cas en què una de les dues companyes té una massa prou gran perquè el residu de l'explosió supernova siga un forat negre.

Les estrelles massives fusionen més ràpidament i, per tant, tenen vides més curtes. Això es deu a les condicions físiques als seus nuclis, amb temperatures i pressions més altes que en les estrelles de masses menors. Així, cremen el seu combustible i acaben col·lapsant i generant una supernova mentre la companya encara crema.

Ben certament l'explosió ha d'afectar les capes externes de l'estrella companya. A més, en perdre la major part de la seua massa l'estrella supernova, la relació entre les masses es veu dràsticament modificada, alterant-se'n la posició del centre de masses, les distàncies i els períodes orbitals.

En passar la fase de l'explosió i estabilitzar-se el sistema, el sistema resta compost pel forat negre de diverses masses solars (fins a 20 en els casos estimats a la nostra Galàxia) i una estrella companya que encara es troba en les seues fases de fusió.

A mesura que l'estrella companya evoluciona, passa a fases en què les seues capes externes s'unflen i passen a la regió dominada pel camp gravitatori del forat negre. La dinàmica de fluids ens explica que aquesta matèria es configura en forma de disc i cau cap al forat negre a mesura que perd energia. La pèrdua es produeix per dissipació, que escalfa el disc a altes temperatures i el fa lluent en raigs X. Per això aquest tipus de binàries s'anomenen binàries de raigs X.

El microquàsar SS 433 en ones de ràdio (VLA, NRAO/AUI) [Mioduszewski, NRAO/AUI/NSF].

Aquest procés és realment el mateix que alimenta les galàxies actives i, entre elles, els quàsars. Per tant, es tracta de microquàsars, com se'ls coneix a l'argot, i habiten la nostra Galàxia. No cal passar pena, els més propers, com Cigne X-1 es troben a milers d'anys-llum de distància, i ja en vam parlar ací. Per altra banda, encara que són difícils de detectar en altres galàxies, també se n'han pogut identificar. Ben normal, atès que es tracta d'un fenomen estel·lar i, per tant, necessàriament comú a totes les galàxies.

En el procés d'acreció es poden generar dolls que transporten energia des del forat negre fins desenes o centenars d'anys-llum de distància. A banda que les imatges que ens deixen són espectaculars, més important encara, com que són molt més petits que els quàsars, les escales de temps en què ocorren els fenòmens típics associats a l'acreció i ejecció de material són molt més curts que en aquells. Això ens permet estudiar el fenomen amb un detall temporal (mireu el vídeo al final del text) impossible d'assolir en els quàsars.

En la imatge obtinguda en ràdio-freqüències que acompanya el text veiem el microquàsar SS 433, el més brillant de la Galàxia. A la part de baix, un detall del doll que es genera en l'entorn del forat negre, observat amb major resolució que la imatge superior. És el mateix doll del qual afegim un vídeo més avall. El plasma s'hi propaga a un quart de la velocitat de la llum.

Impressió artística de la nebulosa que envolta el microquàsar SS 433, amb la regió d'emissió d'alta energia al llarg del doll. Aquesta emissió sembla associada a la presència d'una ona de xoc. Crèdit: Science Communication Lab for MPIK/H.E.S.S.

A la part de dalt veiem una estructura curiosa, en forma de manatí, segons el nom que la comunitat li ha donat a la nebulosa. La cosa fa uns 600 anys-llum de banda a banda, i ens mostra una forma central esfèrica deformada en la direcció de propagació dels dolls. La bombolla de gas esfèric és la resta de la supernova que va originar el forat negre que després ha alimentat el doll. Aquest ha arribat a interaccionar i deformar la superfície de la bombolla.

Recentment, observacions realitzades per l'observatori de raigs gamma HESS han demostrat que al llarg dels dolls s'hi produeixen fenòmens altament energètics que permeten que les partícules assolisquen energia suficient per a emetre en aquesta banda de l'espectre. Això ens dona una mostra la quantitat d'energia en joc en fenòmens que involucren objectes compactes.

Sèrie d'observacions de SS433 amb l'interferòmetre Very Long Baseline Array (VLBA, NRAO) al llarg de 42 dies (entre juny i agost de2003), realitzades per Mioduszewski, Rupen, Walker, & Taylor (2004).