We have devised a new technique for identifying stellar mass black holes in low mass X-ray binaries, and have applied it to XMM-Newton observations of two X-ray sources in M31. In particular we search for low accretion rate power density spectra; these are very similar for all LMXB, whether the primary is a black hole or a neutron star. Galactic neutron star LMXB exhibit these distinctive PDS at very low luminosities (~ 1036 erg s–1) while black hole LMXB can exhibit them at luminosities > 1038 erg s–1! Following the work of van der Klis (1994), we assume a maximum accretion rate (as a fraction of the Eddington limit) for low accretion rate PDS that is constant for all LMXB, and obtain an empirical value of ~10% Eddington. We have so far discovered two candidate black hole binaries in M31, exhibiting low accretion rate PDS at up to 3 x 1038 and 5 x 1037 erg s–1. If we assume that they are at <10% Eddington, they have minimum masses of 20 and 4 M⊙ respectively. Furthermore, any LMXB exhibiting a low accretion rate power density spectrum at a luminosity > 5 x 1037 erg s–1 is likely to have a black hole primary.

Hemos desarrollado una nueva técnica para identificar masas de agujeros negros en binarias de rayos X de baja masa y lo aplicamos a observaciones XMM-Newton de dos fuentes de rayos X en M31. En particular buscamos espectros de potencia de baja tasa de acreción que son muy similares para todas LXMB, siendo la primaria un agujero negro о una estrella de neutrones. Las estrellas neutrónicas galácticas, LXMB, presentan estos PDS distintivos a muy bajas luminosidades (~ 1036 erg s–1); mientras que los LMXB de agujeros negros los pueden presentar a luminosidades > 1038 erg s–1. Siguiendo el trabajo de van der Klis (1994) asumimos la máxima tasa de acreción (como una fracción del límite de Eddington) para los PDS de baja tasa de acreción que es constante para todas las LXMB, obteniendo un valor empírico de ~ 10% de Eddington. Hasta ahora descubrimos dos candidates a binarias de agujero negro en M31 que presentan PDS de baja tasa de acreción de hasta 3 x 1038 y 5 x 1037 erg s–1. Si asumimos que el límite es <10% de Eddington entonces tendrán masas mínimas de 20 y 4 M⊙, respectivamente. Además cualquier LXMB que presenta PDS de baja tasa de acreción con una luminosidad > 5 x 1037 erg s–1 probablemente tendrá un agujero negro como su primaria.