INVESTIGADORES DESCOBREM ORIGEM E MASSA MÁXIMA DE BURACOS NEGROS OBSERVADOS POR DETETORES DE ONDAS GRAVITACIONAIS 7 de julho de 2020
Diagrama esquemático do percurso evolutivo de buraco negro binário para GW170729. Uma estrela com menos de 80 massas solares evolui e desenvolve-se numa supernova de colapso de núcleo. A estrela não sofre instabilidade de par, de modo que não há uma ejeção significativa de massa por pulsação. Depois da estrela formar um núcleo massivo de ferro, colapsa sob a sua própria gravidade e forma um buraco negro abaixo das 38 massas solares. Uma estrela entre 80 e 140 massas solares evolui e transforma-se numa supernova por instabilidade de par pulsante. Depois da estrela formar um núcleo massivo de carbono-oxigénio, o núcleo sofre uma criação catastrófica de pares eletrão-positrão. Isto estimula uma forte pulsação e ejeção parcial dos materiais estelares. Os materiais ejetados formam a nuvem que envolve a estrela. Depois, a estrela continua a evoluir forma um núcleo massivo de ferro, que colapsa de maneira semelhante a uma supernova comum de colapso de núcleo, mas com um buraco negro com massa final entre 38 e 52 massas solares. Estes dois caminhos podem explicar a origem das massas dos buracos negros binários detetados no evento de ondas gravitacionais GW170729.
Crédito: Shing-Chi Leung et al./Instituto Kavli para Física e Matemática do Universo
Através de simulações de uma estrela moribunda, uma equipa de físicos teóricos descobriu a origem evolutiva e a massa máxima de buracos negros que são descobertos graças à deteção de ondas gravitacionais.
A excitante descoberta de ondas gravitacionais com o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) e com o Virgo mostrou a presença de buracos negros em sistemas binários íntimos.
As massas dos buracos negros observados foram medidas antes da fusão e resultaram numa massa muito maior do que o esperado anteriormente, cerca de 10 vezes a massa do Sol (massa solar). Num destes eventos, GW170729, a massa observada de um buraco negro, antes da fusão, é na relidade tão grande quanto 50 massas solares. Mas não está claro que tipo de estrela pode formar um buraco negro tão massivo, ou qual a massa máxima para um buraco negro observado pelos detetores de ondas gravitacionais.
Para responder a esta pergunta, uma equipa de investigação do Instituto Kavli para Física e Matemática do Universo estudou o estágio final da evolução de estrelas muito massivas, em particular com 80 a 130 massas solares, em sistemas binários íntimos. O seu achado está ilustrado nos desenhos (a-e) e nos gráficos.
Em sistemas binários íntimos, inicialmente estrelas com 80 a 130 massas solares perdem o seu invólucro rico em hidrogénio e tornam-se estrelas de hélio com 40 a 65 massas solares. Quando as estrelas com massa inicial entre 80 e 130 vezes a do Sol formam núcleos ricos em oxigénio, as estrelas sofrem pulsação dinâmica, porque a temperatura no interior estelar torna-se alta o suficiente para que os fotões sejam convertidos em pares eletrão-positrão. Esta "criação de pares" torna o núcleo instável e acelera a contração para o colapso (ilustração b).
Na estrela supercomprimida, o oxigénio é queimado explosivamente. Isto desencadeia um salto de colapso e em seguida uma rápida expansão da estrela. Uma parte da camada estelar externa é expelida, enquanto a parte mais interna arrefece e colapsa novamente (ilustração c). A pulsação (colapso e expansão) repete-se até que o oxigénio se esgote (ilustração d). Este processo é chamado "instabilidade de par pulsante" (PPI - "pulsational pair-instability"). A estrela forma um núcleo de ferro e colapsa finalmente para um buraco negro, o que desencadeia a explosão de supernova (ilustração e), chamada supernova-PPI (PPSISN).
Ao calcularem várias destas pulsações e ejeções associadas de massa até ao colapso da estrela e formação do buraco negro, a equipa descobriu que a massa máxima de um buraco negro formado a partir de uma supernova-PPI (supernova por instabilidade de par pulsante) é de 52 massas solares.
As estrelas inicialmente mais massivas do que 130 massas solares (que formam estrelas de hélio com mais de 65 massas solares) passam por uma "supernova por instabilidade de par" devido à queima explosiva de oxigénio, que interrompe completamente a estrela sem nenhum remanescente de buraco negro. As estrelas acima das 300 massas solares colapsam e podem formar um buraco negro mais massivo do que aproximadamente 150 massas solares.
Os resultados acima preveem a existência de uma "lacuna de massa" na massa do buraco negro entre 52 e aproximadamente 150 massas solares. Os resultados significam que o buraco negro com 50 massas solares em GW170729 é provavelmente o remanescente de uma supernova por instabilidade de par pulsacional.
O resultado também prevê que um meio circum-estelar massivo seja formado pela perda de massa pulsacional, de modo que a explosão de supernova associada com a formação do buraco negro induzirá a colisão do material ejetado com o material circum-estelar para se tornar uma supernova superluminosa. Os futuros sinais de ondas gravitacionais vão fornecer uma base sobre a qual estas previsões teóricas podem ser testadas.
Simulação: processo evolutivo de uma supernova por instabilidade de par pulsante.
Crédito: Shing-Chi Leung et al.
A linha vermelha mostra a evolução da temperatura e da densidade no centro da estrela com massa inicial equivalente a 120 sóis. As setas mostram a direção do tempo. A estrela pulsa (isto é, contrai e expande-se duas vezes), como #1 e #2 assinalam e colapsa finalmente ao longo da linha parecida à de uma estrela com 25 massas solares (linha azul clara: CCSN significa supernova de colapso de núcleo). A linha azul escura mostra a contração e a expansão final de uma estrela com 200 massas solares que é perturbada completamente e que não deixa nenhum buraco negro para trás (PISN significa supernova por instabilidade par). A área superior esquerda delineada pela linha preta é a região onde uma estrela é dinamicamente instável.
Crédito: Shing-Chi Leung et al.
A linha vermelha (que liga os pontos da simulação) mostra a massa do buraco negro formado após a supernova por instabilidade de par pulsante (PPISN) contra a massa estelar inicial. As linhas tracejadas vermelha e preta mostra massa do núcleo de hélio que resta no sistema binário. A linha vermelha é mais baixa do que a linha tracejada porque parte da massa é perdida do núcleo por perda de massa pulsante (a supernova por instabilidade de par, PISN, explode completamente sem deixar remanescente). O pico da linha vermelha dá a massa máxima, 52 massas solares, do buraco negro observado graças às ondas gravitacionais.
Crédito: Shing-Chi Leung et al.
As massas de um par de buracos negros (indicados pela mesma cor) cuja fusão produziu ondas gravitacionais detetadas pelo LIGO e pelo Virgo (os eventos GW150914 a GW170823 indicam ano-mês-dia). A caixa delineada entre as 38 e 52 massas solares é a gama de massa remanescente produzida pela supernova por instabilidade de par pulsante. As massas dos buracos negros que se situam neste intervaloe de massas devem ter uma origem de supernova-PPI antes do colapso. Abaixo das 38 massas solares, os buracos negros formados pelo colapso do núcleo de uma estrela massiva. Além de GW170729, GW170823 é também candidato a PPISN no limite inferior de massas.
Crédito: Shing-Chi Leung et al.
