![Curvas de velocidad radial y ajustes orbitales de la estrella B y su compañera oscura. a) curvas de velocidad radial y ajustes orbitales de la estrella B (línea violeta) y su compañera oscura (línea naranja), este último extraído a partir de las alas de la línea de emisión Hα (panel c). b) residuos obtenidos tras sustraer el mejor modelo orbital a los valores medidos.](/sites/default/files/styles/crop_square_2_2_to_320px/public/images/news/Galeria_IAC_figura_Jorge.png?h=031f85cd&itok=kbUgc19f)
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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