Desculpem fãs da ciência, descobrir um buraco negro de 70 massas solares é rotina, não impossível .

Quando um buraco negro e uma estrela companheira orbitam uma à outra, o movimento da estrela muda com o tempo devido à influência gravitacional do buraco negro, enquanto a matéria da estrela pode se acumular no buraco negro, resultando em emissões de raios-X e rádio. Recentemente, foi encontrado um buraco negro de 70 massas solares que se encaixa nesse cenário, o maior buraco negro de massa estelar já descoberto assim. Mas isso foi um alívio para os astrônomos, não uma surpresa! JINGCHUAN YU / BEIJING PLANETARIUM / 2019

Você ouviu dizer que os astrônomos descobriram recentemente um buraco negro de massa estelar que era tão pesado que não deveria existir? Com 70 massas solares e mais perto do centro galáctico do que nós, é certamente um sistema interessante de descobrir, inteiramente digno de sua publicação na Nature na semana passada. (Pré-impressão completa e gratuita disponível aqui.) Ele se posiciona, no momento, como o buraco negro de massa estelar mais pesada (em oposição a supermassivo) já descoberto por meio de técnicas ópticas.

Mas, em termos teóricos, alegar que esse objeto não deveria existir não é apenas tolice, requer também que você ignore vários fatos básicos sobre astronomia e o Universo. Já descobrimos um punhado de buracos negros de massa comparável a esse por meio de ondas gravitacionais e temos uma boa ideia de como eles se formam e por que. Aqui está a ciência desses pesados buracos negros que vão além do superficial.

Embora vários buracos negros e até pares de buracos negros tenham sido detectados, teremos que esperar milhões de anos até que algum dos que já detectamos se fundam… [+] NASA / GODDARD SPACE FLIGHT CENTER / S. IMMLER E H. KRIMM

Quando se trata de detectar buracos negros em geral, existem três maneiras de fazer isso.

1.Você pode encontrar um buraco negro que absorve ativamente a matéria e medir a radiação (raios X e / ou rádio) que emite, inferindo a massa do buraco negro a partir da luz que medimos.

2.Você pode encontrar um objeto emissor de luz (como uma estrela ou pulsar) orbitando um buraco negro, medir sua órbita ao longo do tempo e deduzir qual deve ser a massa do buraco negro.

3.Ou, a partir de 2015, é possível procurar ondas gravitacionais decorrentes da inspiração e fusão de dois objetos densos e massivos (como buracos negros) e, com detectores suficientes, determinar suas massas pré-fusão e pós-fusão, bem como sua localização no céu.

Todos os três métodos se mostraram extremamente úteis, revelando algumas informações fascinantes sobre o nosso universo.

Quando uma estrela se aproxima e atinge a periapsia de sua órbita em torno de um buraco negro de massa estelar ou supermassivo, seu desvio gravitacional para o vermelho e sua velocidade orbital aumentam. Se pudermos medir os efeitos apropriados da estrela em órbita, poderemos determinar as propriedades do buraco negro central, incluindo sua massa e se ele obedece às regras da relatividade especial e geral. NICOLE R. FULLER, NSF

Quando uma estrela se aproxima e atinge a periapsia de sua órbita em torno de um buraco negro de massa estelar ou supermassivo, seu desvio gravitacional para o vermelho e sua velocidade orbital aumentam. Se pudermos medir os efeitos adequados da estrela em órbita, poderemos determinar as propriedades do buraco negro central, incluindo sua massa e se ele obedece às regras da relatividade especial e geral. NICOLE R. FULLER, NSF

Sabe-se que a maioria dos buracos negros de massa estelar – onde o buraco negro em questão está na mesma faixa de massa que encontramos em estrelas (até cerca de 300 massas solares) – é relativamente leve: entre cerca de 5 e 20 massas solares. No entanto, você não pode simplesmente criar um buraco negro tão pesado quanto quiser. Existem importantes restrições astrofísicas sobre a magnitude de um buraco negro, e nem todo resultado possível é fisicamente permitido.

Por exemplo, a maneira mais comum de o Universo fazer um buraco negro é através de uma explosão de supernova: a morte de uma estrela massiva. Quando as estrelas vivem, a pressão interna da radiação resultante da fusão nuclear neutraliza a força gravitacional que tenta colapsar a estrela. Quando uma estrela muito massiva fica sem combustível em seu núcleo, esse colapso é subitamente inevitável, e o núcleo implode para formar um buraco negro, enquanto uma reação de fusão descontrolada explode as camadas externas.

As emissões de raios-X grandes, ampliadas e ricas em estruturas destacam uma variedade de supernovas vistas na galáxia. Alguns deles têm apenas algumas centenas de anos; outros são muitos milhares. A ausência completa de raios-X indica a falta de uma supernova. No início do Universo, esse era o mecanismo de morte mais comum das primeiras estrelas. NASA / CXC / SAO

É aqui que as coisas começam a ficar interessantes. O destino da sua estrela não está apenas ligado à sua massa, embora a massa seja certamente um fator importante. Além disso, o ambiente da estrela também é importante, incluindo:

• de quais elementos ele é composto inicialmente (hidrogênio e hélio, além de elementos mais pesados, como oxigênio, carbono, silício, ferro e mais),
• se há uma estrela companheira capaz de desviar a matéria da estrela, entregando a matéria à estrela ou mesmo se fundindo com a própria estrela,
• e quais processos ocorrem com eficiências específicas dentro dessa estrela.

Só esse primeiro fator – o que os astrônomos chamam de metalicidade de uma estrela – pode desempenhar um papel enorme no resultado final de uma estrela, e os buracos negros resultam ( ou não) de sua morte.

Os tipos de supernovas em função da massa inicial de estrelas e do conteúdo inicial de elementos mais pesados que o hélio (metalicidade). Observe que as primeiras estrelas ocupam a linha inferior do gráfico, sem metal, e que as áreas pretas correspondem a buracos negros de colapso direto. Para as estrelas modernas, não temos certeza se as supernovas que criam estrelas de nêutrons são fundamentalmente iguais ou diferentes daquelas que criam buracos negros e se existe uma ‘lacuna de massa’ entre elas na natureza. Na extremidade de alta massa, os buracos negros além de um certo limite de massa são restritos. FULVIO314 / WIKIMEDIA COMMONSa legenda

Há uma alegação muito controversa de que, além de uma certa massa, as supernovas que ocorrem para uma estrela extremamente massiva não resultarão em um buraco negro. Em vez disso, a ideia é que a temperatura interna da estrela fique tão quente que você forma espontaneamente pares de elétrons / pósitrons (o par mais leve de matéria-antimatéria que acopla a fótons) vindos da radiação da estrela e você obtém um evento de instabilidade de pares , que leva a um buraco negro imediatamente ou destrói completamente a estrela.

Isso serve para estrelas de baixa metalicidade, em teoria. Para estrelas de alta metalicidade, no entanto, a ideia é que as partes externas da estrela explodam a maior parte do hidrogênio e do hélio. O núcleo restante pode tornar-se uma supernova, mas não deixará um buraco negro acima de 20 massas solares. Essa é a velha ideia a que muitos se referiram ao afirmar que este buraco negro de 70 massas solares em um ambiente de alta metalicidade é impossível.

Mas sabemos que essa ideia não é verdadeira.

As fotos de infra vermelho próximo do Hubble mostram uma estrela massiva, cerca de 25 vezes a massa do Sol, que desapareceu, sem supernova ou outra explicação. O colapso direto é a única explicação razoável possível, e é uma maneira conhecida, além das fusões de supernovas ou estrelas de nêutrons, de formar um buraco negro pela primeira vez. NASA / ESA / C. KOCHANEK (OSU)

Uma razão pela qual sabemos que isso é falso é porque nem todas as estrelas massivas terminam suas vidas em uma supernova; uma fração substancial sofre o que chamamos de “colapso direto”. As estrelas podem queimar seu combustível nuclear, percorrendo o caminho em direção a uma supernova de elemento mais pesado a elemento mais pesado, onde o núcleo se contrai e esquenta à medida que passa da queima de carbono para oxigênio para neon, magnésio, silício, enxofre e além.

Mas de vez em quando, uma tentativa de subir a escada cria um ambiente denso demais rapidamente, e um buraco negro se forma, engolindo rapidamente toda a estrela. Isso foi observado pela primeira vez em 2015 pelo Hubble, onde uma estrela previamente vista conhecida como N6946-BH1, de cerca de 25 massas solares, espontaneamente entrou em colapso em um buraco negro sem supernova. Isso é real, acontece e facilmente leva a buracos negros mais massivos do que o limite superior anterior.

Os 11 eventos detectados com robustez pelo LIGO(Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory/Observatório de Ondas Gravitacionais por Interferômetro Laser ) e Virgo durante suas duas primeiras execuções de dados, de 2015 a 2017. Observe que quanto maiores as amplitudes de sinal (que correspondem a massas maiores), menor a duração do sinal (devido à faixa de sensibilidade de frequência do LIGO). O sinal de maior duração, para fusões binárias de estrelas de nêutrons, também é o sinal de menor amplitude. À medida que o LIGO melhora seu alcance e sensibilidade (e reduz seu nível de ruído), esperamos que essa suposta diferença de massa seja “espremida” tanto de cima como de baixo. COLABORAÇÃO LIGO

A segunda razão pela qual sabemos que buracos negros acima de 20 massas solares não são apenas possíveis, mas comuns vem de nossas observações diretas do Universo por meio das ondas gravitacionais. Quando os buracos negros orbitam outros buracos negros, eles irradiam energia na forma de ondas gravitacionais, fazendo com que as duas massas se fundam. Durante as duas primeiras rodadas científicas de LIGO e Virgo, um total de 11 eventos foram vistos, sendo 10 deles resultantes de fusões buraco negro e buraco negro.

Se observarmos as 5 fusões de buracos negros mais maciças, descobriremos que o LIGO viu dois buracos negros de:

50,6 e 34,3 massas solares que se fundem para produzir uma das 80,3 massas solares,
39,6 e 29,4 massas solares que se fundem para produzir uma das 65,6 massas solares,
35,6 e 30,6 massas solares que se fundem para produzir uma das 63,1 massas solares,
35,5 e 26,8 massas solares que se fundem para produzir uma das 59,8 massas solares, e
Massas solares 35.2 e 23.8 que se fundem para produzir uma das 56,4 massas solares.

Os 11 eventos de ondas gravitacionais detectados por LIGO e Virgo, com seus nomes, parâmetros de massa e … [+] A COLABORAÇÃO CIENTÍFICA LIGO, A COLABORAÇÃO VIRGEM; ARXIV: 1811.12907

Como podemos ver claramente, buracos negros acima de 20 massas solares não são apenas comuns, eles são comumente vistos pelo LIGO e outros detectores de ondas gravitacionais no ato de se fundirem, produzindo buracos negros ainda maiores que podem facilmente atingir ou exceder os 70 metros solares. massas observadas neste novo estudo.

No próprio estudo, os autores observam que esse buraco negro de 70 massas solares foi encontrado porque está em uma órbita binária com outra estrela massiva: uma estrela da classe B, de vida curta e maciça, candidata a criar uma supernova e criar um buraco negro por si só. Mas é exatamente aqui que você esperaria encontrar um buraco negro de 70 massas solares! Há uma razão simples para isso que a maioria dos astrônomos raramente faz referência: os sistemas estelares não vêm apenas em singletos e binários, mas que três ou mais estrelas são frequentemente encontradas no mesmo sistema e podem facilmente levar a buracos negros maciços que se fundem , ainda tendo estrelas restantes companheiras.

Embora praticamente todas as estrelas no céu noturno pareçam pontos únicos de luz, muitas delas são sistemas de várias estrelas, com aproximadamente 50% das estrelas que vemos ligadas em sistemas de várias estrelas. Castor é o sistema com mais estrelas dentro de 25 parsecs: é um sistema sêxtuplo. NASA / JPL-CALTECH / CAETANO JULIO

Se analisássemos os sistemas estelares mais próximos do nosso, descobriríamos que em cerca de 25 parsecs (cerca de 82 anos-luz), existem aproximadamente 3.000 estrelas. Mas se observarmos como essas estrelas estão ligadas, descobriremos que:

• cerca de 50% deles são sistemas singlete como o nosso Sol, com apenas uma estrela,
• enquanto 35% são sistemas binários, com duas estrelas,
• aproximadamente 10% são sistemas trinários, com três estrelas,
• cerca de 3% são sistemas quádruplos com quatro estrelas,
• e os 2% restantes têm cinco ou mais estrelas,
• com o notável Castor (acima) sendo um sistema sextuplo.

Uma imagem ultravioleta e uma pseudo-imagem espectrográfica das estrelas mais quentes e azuis do núcleo do R136. Somente neste pequeno componente da Nebulosa da Tarântula, nove estrelas com mais de 100 massas solares e dezenas com mais de 50 são identificadas através dessas medições. A estrela mais massiva de todas aqui, o R136a1, excede 250 massas solares e é candidata, mais tarde em sua vida, à fotodisintegração. ESA / HUBBLE, NASA, K.A. BOSTROEM (STSCI / UC DAVIS)

Quando observamos as maiores e mais brilhantes regiões de formação estelar de todas, que contêm as mais recentes coleções de estrelas massivas, descobrimos que aglomerados densos de estrelas de massa comparável são realmente muito comuns. É muito fácil imaginar um cenário em que:

• um grande número de sistemas estelares com três ou mais estrelas massivas é criado,
• pelo menos dois deles formam buracos negros, seja por supernova tipo II (colapso do núcleo padrão), supernovas tipo Ib ou Ic (núcleo despojado) ou colapso direto,
• esses múltiplos buracos negros se fundem para criar um ainda mais massivo,
• enquanto ainda estiver sendo orbitado por pelo menos uma estrela adicional.

Isso não é fantasia ou ficção científica; isso é a reunião de quatro etapas individuais que foram observadas isoladamente, mas que a humanidade simplesmente não existe há tempo suficiente para vê-las todas acontecerem em um conjunto sequencial de eventos.

Buracos negros são regiões do espaço em que há tanta massa em um volume tão pequeno que existe um horizonte de eventos: uma região a partir da qual nada, nem mesmo a luz, pode escapar. No entanto, isso não significa necessariamente que os buracos negros sugam matéria; eles simplesmente gravitam e podem permanecer em sistemas estelares binários, trinários ou até maiores, estáveis. J. WISE / GEORGIA INSTITUTE OF TECHNOLOGY E J. REGAN / DUBLIN CITY UNIVERSITY

Não há nada que um bom cientista goste mais do que uma surpresa: onde uma teoria ou modelo faz previsões explícitas que não podem explicar as observações. Mas não é isso que temos aqui. Em vez disso, temos uma teoria em particular que sabemos que é simplificada demais e excessivamente restritiva ao ponto em que não descreve o universo que já observamos e falha em descrever também uma nova observação.

A nova observação em si é digna de nota, pois um buraco negro de massa estelar tão grande – atingindo 70 massas solares – nunca foi visto em um sistema binário antes. Mas o próprio buraco negro deveria existir absolutamente, pois o torna o quarto buraco negro conhecido com mais de 60 massas solares. Além disso, é consistente com o que é teoricamente esperado em um universo mais realista, como o que habitamos.

Para os buracos negros reais que existem ou são criados em nosso Universo, podemos observar a radiação emitida por sua matéria circundante e as ondas gravitacionais produzidas por seu percurso, fusão e ringdown. Mas só porque ainda temos que detectar uma fusão em nossa própria Via Láctea,  não significa que elas não tenham ocorrido muitas vezes nos últimos milhões de anos ou em prazos ainda mais longos. ESTADO LIGO / CALTECH / MIT / SONOMA (AURORE SIMONNET)
 

Os astrônomos não ficam perplexos com esse objeto (ou similares), mas ficam fascinados em descobrir os detalhes de como eles se formaram e de quão comuns eles realmente são. O mistério não é por que esses objetos existem, mas como o Universo os faz na abundância que observamos. Não geramos falsa excitação , espalhando desinformação que diminua nosso conhecimento e idéias prévias a essa descoberta.

Em ciência,  a corrida final vem da descoberta de algo que promove a nossa compreensão do Universo dentro do contexto de tudo o que sabemos. Que nunca sejamos tentados a fingir que seja diferente.