• Começa Com Um Estrondo

O LIGO está prestes a destruir a teoria de uma 'diferença de massa' entre estrelas de nêutrons e buracos negros?

Esta simulação mostra a radiação emitida por um sistema binário de buracos negros. Em princípio, deveríamos ter binários de estrelas de nêutrons, binários de buracos negros e sistemas de estrelas de nêutrons-buracos negros, cobrindo toda a faixa de massa permitida. Na prática, vemos uma 'lacuna' em tais binários entre cerca de 2,5 e 5 massas solares. É um grande quebra-cabeça para a astronomia moderna encontrar essa população perdida de objetos. (CENTRO DE VÔO ESPACIAL GODDARD DA NASA)

O que é mais massivo que a estrela de nêutrons mais pesada conhecida, mas mais leve que o buraco negro mais leve conhecido? O LIGO pode estar prestes a resolver esse mistério.

Sempre que uma estrela nasce no Universo, seu destino final é quase completamente determinado a partir do momento em que a fusão nuclear se inflama em seu núcleo. Dependendo apenas de alguns fatores – massa, presença de elementos mais pesados ​​que o hélio e se faz parte de um sistema multi-estrela – podemos calcular com precisão dramática qual será o destino final de uma estrela nascida com propriedades específicas.

Para a maioria das estrelas, incluindo todas as estrelas semelhantes ao nosso Sol, o destino final será uma anã branca: uma coleção extremamente densa de átomos mais massivos do que dezenas (ou mesmo centenas) de Júpiteres, mas apenas do tamanho do planeta Terra. Para estrelas mais massivas, porém, um destino mais catastrófico aguarda: uma supernova, que pode dar origem a uma estrela de nêutrons ou remanescente de buraco negro. Pode ou não haver uma diferença de massa entre as estrelas de nêutrons mais pesadas e os buracos negros mais leves formados por supernovas, e a humanidade nunca esteve em melhor posição para descobrir.

O (moderno) sistema de classificação espectral Morgan-Keenan, com a faixa de temperatura de cada classe de estrelas mostrada acima, em kelvin. Nosso Sol é uma estrela da classe G, produzindo luz com uma temperatura efetiva de cerca de 5800 K e um brilho de 1 luminosidade solar. As estrelas podem ter uma massa tão baixa quanto 8% da massa do nosso Sol, onde queimarão com ~ 0,01% do brilho do nosso Sol e viverão mais de 1000 vezes mais, mas também podem aumentar centenas de vezes a massa do nosso Sol , com milhões de vezes a luminosidade do nosso Sol e tempos de vida de apenas alguns milhões de anos. (USUÁRIO DO WIKIMEDIA COMMONS LUCASVB, ADIÇÕES DE E. SIEGEL)

Quanto mais massiva é uma estrela, mais material ela tem que é potencialmente utilizável como combustível para a fusão nuclear. Você pode estar inclinado a pensar que, com mais combustível para queimar, as estrelas mais massivas viveriam mais, mas exatamente o oposto acaba sendo verdade.

A maneira como você forma estrelas é através do colapso de uma nuvem molecular de gás. Quando você tem quantidades mais massivas de matéria que formam sua estrela, o colapso dessa nuvem retém maiores quantidades de calor no interior, levando a maiores temperaturas do núcleo em um volume maior de espaço dentro dessa estrela. Embora atingir uma temperatura de 4.000.000 K (mais ou menos) no interior de uma estrela seja suficiente para iniciar a fusão nuclear, temperaturas mais altas levam a taxas de fusão significativamente mais rápidas, o que equivale a estrelas mais luminosas, mas de vida mais curta.

Um dos muitos aglomerados nesta região é destacado por estrelas azuis brilhantes, massivas e de curta duração. Dentro de apenas cerca de 10 milhões de anos, a maioria das mais massivas explodirá em uma supernova Tipo II, uma supernova de instabilidade de pares, ou sofrerá um colapso direto. Ainda não descobrimos o destino exato de todas essas estrelas, pois não sabemos se existem diferenças fundamentais entre os cataclismos que produzem estrelas de nêutrons e os que levam aos buracos negros. (PESQUISA ESO / VST)

No extremo de alta massa do espectro, as estrelas podem atingir temperaturas de muitas dezenas ou mesmo centenas de milhões de Kelvin. Quando a abundância de hidrogênio no núcleo interno cai abaixo de um limite crítico, a taxa de fusão no núcleo começa a diminuir, o que significa que a pressão externa gerada no núcleo da estrela também começa a cair. Como essa foi a força primária que neutraliza toda a gravitação que trabalha para colapsar a estrela, ficar com pouco combustível implica que o núcleo da estrela começará a se contrair.

Sempre que você tem uma grande quantidade de matéria que se contrai rapidamente (ou seja, adiabaticamente), a temperatura desse sistema aumentará. Para estrelas suficientemente massivas, a contração do núcleo irá aquecê-lo o suficiente para que ele possa começar a fundir elementos adicionais. Além da fusão do hidrogênio, o hélio pode se fundir em carbono. Para estrelas mais massivas que cerca de 8 vezes a massa do nosso Sol, elas vão além disso e fundem carbono, oxigênio, néon, silício, etc., até que o núcleo interno seja composto por elementos como ferro, níquel e cobalto: núcleos que podem ser fundidos não mais.

Ilustração artística (esquerda) do interior de uma estrela massiva nos estágios finais, pré-supernova, de queima de silício. (A queima de silício é onde ferro, níquel e cobalto se formam no núcleo.) Uma imagem do Chandra (à direita) da Cassiopeia Um remanescente de supernova hoje mostra elementos como Ferro (em azul), enxofre (verde) e magnésio (vermelho) . Não sabemos se todas as supernovas de colapso de núcleo seguem o mesmo caminho ou não. (NASA/CXC/M.WEISS; RAIO-X: NASA/CXC/GSFC/U.HWANG & J.LAMING)

Uma vez que você começa a criar ferro, níquel e cobalto no núcleo de sua estrela, não há mais para onde ir. A fusão desses núcleos em elementos ainda mais pesados ​​requer mais energia do que o processo de fusão produz, o que significa que é mais energeticamente favorável ao colapso do núcleo do que à ocorrência de novas reações de fusão. Quando o núcleo colapsa, ocorre uma reação de fusão descontrolada, destruindo as camadas externas da estrela em uma explosão de supernova, enquanto o núcleo colapsa, implodindo.

Os núcleos de estrelas que estão na extremidade de menor massa do espectro da supernova produzirão estrelas de nêutrons em seus centros: remanescentes estelares que são como um núcleo atômico gigante com algumas dezenas de quilômetros de diâmetro, mas contendo até aproximadamente 2,5 massas solares de material . Na extremidade de alta massa, no entanto, são produzidos buracos negros, de aproximadamente 8 massas solares e acima.

Tipos de supernovas em função da massa inicial e conteúdo inicial de elementos mais pesados ​​que o hélio (metalicidade). Observe que as primeiras estrelas ocupam a linha inferior do gráfico, sendo livres de 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” presente entre elas na natureza. (FULVIO314 / WIKIMEDIA COMMONS)

Embora tenhamos uma variedade de métodos para inferir as massas de estrelas de nêutrons e buracos negros, a maneira mais simples é encontrar um desses remanescentes estelares que está em uma órbita binária com outro objeto massivo detectável. Estrelas de nêutrons pulsam, por exemplo, e observar o comportamento de uma estrela de nêutrons pulsante que orbita outra estrela de nêutrons permite determinar a massa de ambas.

Estrelas de nêutrons que falham enquanto giram , explodido , ou orbitar em sistemas com outras estrelas, também podem ter suas massas inferidas. Massa é massa e gravidade é gravidade, e essas regras não mudam, não importa do que sua massa é feita. Para buracos negros, por outro lado, só conseguimos inferir as massas dos menores quando eles fazem parte de sistemas binários de raios-X . Por quase uma década, um quebra-cabeça surgiu, levando à ideia de uma diferença de massa entre estrelas de nêutrons e buracos negros.

Observar fontes binárias, como buracos negros e estrelas de nêutrons, revelou duas populações de objetos: os de baixa massa abaixo de cerca de 2,5 massas solares e os de alta massa de 5 massas solares e acima. Embora o LIGO e o Virgo tenham detectado buracos negros mais massivos do que isso e uma instância de fusões de estrelas de nêutrons cujo produto pós-fusão cai na região da lacuna, ainda não temos certeza do que persiste lá. (FRANK ELAVSKY, UNIVERSIDADE DO NOROESTE E COLABORAÇÕES LIGO-VIRGO)

A partir de 2010 , os cientistas que estudaram esses sistemas binários que continham estrelas de nêutrons ou buracos negros notaram algo peculiar: enquanto buracos negros tão baixos quanto cerca de 7 ou 8 massas solares foram observados, e estrelas de nêutrons com massa de aproximadamente 2 massas solares foram observadas, não havia nada descoberto no meio. Em outras palavras, entre estrelas de nêutrons de baixa massa e buracos negros de massa mais alta, parecia haver uma faixa de massa, talvez entre 2-2,5 e 5-8 massas solares, onde nem buracos negros nem estrelas de nêutrons pareciam viver.

Claro, sempre existe a possibilidade de termos feito uma suposição incorreta sobre a física e a astrofísica envolvidas, mas mesmo os estudos que consideram isso ainda não podem explicar por que há uma queda tão acentuada no número de fontes vistas abaixo de cerca de 5 massas solares .

Quando duas massas compactas se fundem, como estrelas de nêutrons ou buracos negros, elas produzem ondas gravitacionais. A amplitude dos sinais de onda é proporcional às massas dos buracos negros. Detectamos apenas buracos negros com cerca de 7 ou 8 massas solares com este método, mas buracos negros tão pequenos quanto cerca de 3 massas solares ainda podem existir. O LIGO ainda não é sensível o suficiente para essas baixas massas, mas está a caminho. (NASA/AMES RESEARCH CENTER/C. HENZE)

É possível que haja uma boa razão astrofísica para isso. Nem todas as estrelas que são massivas o suficiente para se tornarem supernovas o farão, pois existem outros destinos possíveis aguardando essas estrelas. Eles incluem:

• remoção de gás de companheiros em órbita, deixando um núcleo degenerado,
• supernovas de instabilidade de pares, onde as energias internas aumentam o suficiente para que os pares elétron-pósitron sejam produzidos espontaneamente, resultando na destruição de toda a estrela massiva,
• fusões com um companheiro, criando objetos de massa intermediária que são relativamente raros, ou
• colapso direto, já que estrelas suficientemente massivas podem experimentar um cataclismo onde a estrela inteira colapsa em um buraco negro; tal fenômeno foi observado pela primeira vez diretamente há apenas alguns anos.

Pode ser que as explosões de supernovas que criam estrelas de nêutrons sejam fundamentalmente diferentes daquelas que criam buracos negros. Se assim for, pode haver apenas um pequeno número de objetos de maior massa do que as estrelas de nêutrons comuns, mas de menor massa do que os buracos negros comuns. É possível que os únicos objetos de diferença de massa resultem inteiramente da fusão de duas estrelas de nêutrons.

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

Então, a diferença de massa é real? Ou há muitas estrelas de nêutrons e/ou buracos negros nessa faixa de massa que parecem ser tão escassamente povoados hoje?

Uma possibilidade que revelaria a resposta é examinar a presença de massas flutuantes na galáxia de forma independente da fonte. Isso pode ser feito aplicando a ciência da microlente gravitacional : onde uma massa passa entre nossa linha de visão e uma fonte de luz distante, causando um brilho e escurecimento transitório da fonte de fundo de uma forma que depende apenas da massa da massa intermediária.

Os estudos mais recentes de microlentes aproveitam os dados da missão Gaia da ESA e não encontram nenhuma evidência para essa suposta lacuna de massa. Em vez de, eles descobriram uma série de candidatos interessantes para microlentes com exatamente as massas que você precisa para preencher essa lacuna.

Quando um objeto massivo passa entre nossa linha de visão e uma fonte luminosa distante, há um brilho e escurecimento que ocorrerá com base apenas na geometria e na massa do objeto intermediário (lente). Por meio desse mecanismo, conseguimos estimar a população de massas em nossa galáxia e não encontramos evidências de uma lacuna de massa, mas vemos vários candidatos interessantes nessa faixa de massa. Não sabemos a natureza ou origem desses objetos, apenas suas massas. (INSTITUTO DE CIÊNCIAS EXOPLANETAS DA NASA / JPL-CALTECH / IPAC)

Mas os estudos que mencionamos até agora – estudos indiretos como esses – dificilmente são conclusivos. O que você deseja é uma maneira de medir/inferir diretamente as massas dos objetos independentemente de sua natureza, ao mesmo tempo em que é capaz de determinar se são estrelas de nêutrons, buracos negros ou algo mais exótico. No início da década, isso era um mero sonho; um objetivo que estava muito além de nossas capacidades técnicas.

Mas com os recentes sucessos e atualizações de detectores de ondas gravitacionais como LIGO e Virgo, estamos em uma posição incrível hoje: uma em que os próximos meses e anos devem revelar se a diferença de massa ainda persiste se olharmos para o Universo apenas em ondas gravitacionais . Se houver uma distribuição suave e ininterrupta das massas de remanescentes estelares no Universo, esperamos que comecemos a encontrar esses objetos que preenchem a lacuna de massa em breve, pois a faixa de sensibilidade do LIGO finalmente começa a incluir esses objetos de baixa massa.

Os 11 eventos detectados de forma robusta pelo LIGO e Virgo durante suas duas primeiras execuções de dados, abrangendo de 2015 a 2017. Observe que quanto maiores as amplitudes do sinal (que correspondem a massas mais altas), menor a duração do sinal (devido à faixa de sensibilidade de frequência do LIGO). O sinal de maior duração, para fusões de estrelas de nêutrons binárias, é também o sinal de menor amplitude. À medida que o LIGO melhora tanto o alcance quanto a sensibilidade (e reduz o nível de ruído), esperamos que essa suposta lacuna de massa seja 'comprimida' tanto na parte superior quanto na inferior. (Sudarshan Ghonge e Karan Jani (Ga. Tech); Colaboração LIGO)

Detectar objetos massivos como estrelas de nêutrons e buracos negros com ondas gravitacionais é uma conquista monumental, mas limitada pela sensibilidade do seu detector. Quando eles existem em sistemas binários e espiralam um no outro, no entanto, eles emitem radiação gravitacional: um sinal que um detector suficientemente sensível pode descobrir. Para um detector de ondas gravitacionais como o LIGO, há quatro coisas a serem consideradas:

1. Quanto mais massivas forem suas duas massas inspiratórias, maior será a amplitude do seu sinal.
2. Quanto mais próximas no espaço as duas massas estiverem uma da outra, maior será a amplitude do sinal de chegada.
3. Quanto mais próximas no espaço as massas em fusão estiverem de você, maior será a amplitude do sinal de chegada.
4. E quanto menor a massa dessas duas massas, maior a quantidade de tempo que elas passam na faixa de frequência detectável pelo LIGO.

Em outras palavras, há uma compensação: objetos mais massivos são detectáveis ​​a uma distância maior (em um volume espacial maior), mas objetos menos massivos passam mais tempo na faixa de frequência à qual o LIGO é sensível.

Quando dois objetos acima de 5 massas solares se fundem, podemos ter certeza de que são buracos negros. Abaixo de cerca de 2,2 massas solares, sabemos que os objetos que vemos são estrelas de nêutrons. Mas e no meio? O LIGO espera fechar essa lacuna de massa em um futuro próximo, e então saberemos com certeza se ela é povoada por buracos negros, estrelas de nêutrons ou se há uma escassez de objetos presentes (e uma verdadeira lacuna) afinal. (CHRISTOPHER BERRY / TWITTER)

Em 14 de agosto de 2019, LIGO anunciou um evento candidato que parecia cair diretamente dentro dessa faixa de massa proibida. Embora a análise de acompanhamento provavelmente indique que esta é uma estrela de nêutrons se fundindo com um buraco negro em vez de um objeto localizado no regime de diferença de massa, é uma enorme conquista perceber que o LIGO, finalmente, agora possui a capacidade de preencher o lacuna de uma vez por todas.

Em suma, o LIGO está a caminho de pegar esses objetos de menor massa: aqueles que se enquadram na faixa de diferença de massa. Não sabemos onde está a estrela de nêutrons mais massiva, nem onde está o buraco negro menos massivo. Não sabemos se a fusão de estrelas de nêutrons binárias sempre produz buracos negros quando se fundem (algo que achamos que ocorreu para a quilonova observada em 2017), e não sabemos se essas fusões são a única maneira de o Universo preencher a região de diferença de massa . Mas com mais dados da execução atual do LIGO e Virgo – e execuções futuras em que a sensibilidade é ainda mais aprimorada – os astrofísicos podem confirmar ou destruir completamente a noção de uma lacuna de massa.

Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium graças aos nossos apoiadores do Patreon . Ethan é autor de dois livros, Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .

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