Todos los agujeros negros conocidos hasta ahora han sido identificados a partir de rayos X emitidos por gas acretado desde una estrella compañera. Estos sistemas binarios contienen invariablemente agujeros negros con masas inferiores a 30 veces la masa del Sol. Los modelos teóricos predicen, sin embargo, que los sistemas con emisión en rayos X constituyen una minoría dentro de la población de sistemas binarios con agujeros negros. Cuando el agujero negro no acreta gas puede ser identificado a partir de cambios en la velocidad radial de la estrella compañera. En este artículo presentamos
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