O universo está cheio de buracos negros que não deveriam existir?

Conforme visto com nossos telescópios mais poderosos, como o Hubble, os avanços na tecnologia de câmeras e técnicas de imagem nos permitiram sondar e entender melhor a física e as propriedades de quasares distantes, incluindo suas propriedades de buraco negro central. No entanto, os buracos negros não parecem existir com todas as massas em igual probabilidade. Os cientistas estão trabalhando para entender o porquê. (NASA E J. BAHCALL (IAS) (L); NASA, A. MARTEL (JHU), H. FORD (JHU), M. CLAMPIN (STSCI), G. HARTIG (STSCI), G. ILLINGWORTH (UCO/LICK OBSERVATÓRIO), A EQUIPE ACS SCIENCE E A ESA (R))



Cada objeto no Universo é limitado pelas leis da física. Isso significa que existem buracos negros que não deveriam existir?


Quando se trata de objetos encontrados em todo o Universo, a maioria deles se alinha com nossas expectativas teóricas. Ocasionalmente, porém, os cientistas encontram um objeto que parece desafiar a sabedoria convencional. Quando isso ocorre, no entanto, geralmente não é porque há uma falha em nossa compreensão das regras que governam o Universo, mas porque modelamos certos processos físicos ou ambientes de forma muito simplista.



Para os buracos negros, a esmagadora maioria deles se origina de uma explosão de supernova que ocorre em uma estrela massiva perto do fim de sua vida. Com o tempo, os buracos negros podem crescer fundindo-se com outros objetos e acumulando massa adicional, e também podem se formar a partir da fusão de outros objetos. Teoricamente, alguns buracos negros não deveriam existir, e ainda assim os vemos de qualquer maneira. Aqui está o que tudo isso significa.



Um composto de raios-X e rádio de OJ 287 durante uma de suas fases de queima. A ‘trilha orbital’ que você vê em ambas as vistas é uma dica do movimento do buraco negro secundário. Este sistema é um sistema supermassivo binário, onde um componente é de aproximadamente 18 bilhões de massas solares e o outro é de 150 milhões de massas solares. Nenhum deles empurra o limite, embora seja antecipado, do buraco negro mais massivo capaz de existir neste Universo. (COR FALSA: IMAGEM DE RAIO-X DO OBSERVATÓRIO DE RAIOS-X CHANDRA; CONTORNOS: IMAGEM DE RÁDIO DE 1,4 GHz DO GRANDE ARRAY)

Sempre que você tenta fazer uma previsão do que deveria existir no Universo, você é imediatamente limitado pelas suposições que faz. Convencionalmente, a história de como o Universo faz buracos negros é a seguinte:



  • Uma nuvem de gás molecular começa a entrar em colapso, fragmentando-se em pequenos aglomerados que gravitacionalmente crescem cada vez mais rapidamente.
  • Em algum momento, nas regiões centrais dos aglomerados que crescem com rapidez suficiente, a fusão nuclear se inflama, marcando o nascimento de uma nova estrela.
  • As estrelas com massa suficiente queimarão o hidrogênio de seu núcleo e começarão a fundir hélio em carbono, carbono em oxigênio e assim por diante, até que o núcleo contenha ferro, níquel e cobalto no centro.
  • Nesse ponto, a fusão do núcleo não pode mais ocorrer e o interior da estrela implode, levando a uma explosão de supernova descontrolada para as camadas externas.

Ilustração do artista (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)



Se sua estrela estiver abaixo de um certo limite, ela produzirá uma estrela de nêutrons no núcleo; se estiver acima desse limite, produz um buraco negro. Em teoria, então, deve haver um limite inferior para a massa que um buraco negro no Universo pode ter e, em massas mais baixas, qualquer outro objeto deve ser identificável como algo diferente de um buraco negro.

Além disso, as estrelas são limitadas pela massa que podem obter e ainda permanecem estáveis ​​à medida que suas vidas progridem. Você não pode simplesmente fazer buracos negros cada vez mais massivos tendo estrelas cada vez mais massivas, e isso porque quanto mais massiva sua estrela fica, maior a temperatura do núcleo da estrela. Em algum ponto em uma estrela massiva o suficiente, a temperatura de sua estrela cruzará um limite crítico: onde os fótons mais energéticos dentro começarão espontaneamente a produzir pares de elétron-pósitron.



Este diagrama ilustra o processo de produção de pares que os astrônomos pensam que desencadeou o evento de hipernova conhecido como SN 2006gy. Quando fótons de energia alta o suficiente são produzidos, eles criam pares elétron/pósitron, causando uma queda de pressão e uma reação descontrolada que destrói a estrela. Este evento é conhecido como uma supernova de instabilidade de pares. A luminosidade máxima de uma hipernova, também conhecida como supernova superluminosa, é muitas vezes maior do que a de qualquer outra supernova “normal”. (NASA/CXC/M. WEISS)

Sempre que isso ocorre, a pressão interna cai e toda a estrela é destruída no que é conhecido como supernova de instabilidade de pares. Portanto, você pode raciocinar, isso deve levar a uma segunda região onde os buracos negros não deveriam existir: acima do limite do buraco negro de massa máxima que você pode produzir a partir de uma supernova de colapso de núcleo antes que toda a estrela se destrua.



E, finalmente, deve haver um limite supermassivo também: um em que, mesmo que você tenha produzido um buraco negro muito cedo no Universo, e ele crescesse por acréscimos e fusões na taxa máxima permitida pelos processos astrofísicos conhecidos em jogo em ambientes realistas, não poderia ter crescido mais. Em teoria, essas são as três lacunas que esperamos encontrar:



  1. uma massa mínima para buracos negros de massa estelar,
  2. uma lacuna intermediária na extremidade superior da faixa de massa estelar,
  3. e então uma massa máxima para buracos negros supermassivos.

O núcleo da galáxia NGC 4261, como o núcleo de muitas galáxias, mostra sinais de um buraco negro supermassivo em observações infravermelhas e de raios-X. A evidência de um buraco negro supermassivo é forte, mas indireta, e quaisquer estimativas de massa que fizermos serão limitadas pela precisão do método implementado. (NASA / HUBBLE E ESA)

Obviamente, essas regiões proibidas previstas são proibidas apenas com base em certas suposições que podem ou não estar corretas, e é fácil supor que todas as nossas suposições estão corretas quando essas expectativas se alinham com o que vimos até agora.



Mas é importante lembrar que temos apenas uma pequena fração dos dados que podemos esperar coletar sobre buracos negros, e que a maioria das evidências para eles é indireta: através de dados de emissão de raios X de gás perto da região central de um sistema onde se suspeita que um buraco negro esteja. Essas estimativas de massa não são tão robustamente confiáveis ​​quanto o rastreamento direto de órbitas ou medições diretas de massa de ondas gravitacionais; eles geralmente são até 50% mais baixos quando várias medições estão disponíveis.

E desde o advento dos detectores de ondas gravitacionais como LIGO e Virgo, o jogo realmente mudou.



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)

Para um, aquela lacuna de baixo custo, entre estrelas de nêutrons e buracos negros , está começando a ser preenchido. Existem limites teóricos para quão massiva qualquer coleção de partículas pode ser antes que a força da gravidade supere sua capacidade de permanecer estável. Para átomos normais, a Limite de massa de Chandrasekhar (cerca de 1,4 vezes a massa do nosso Sol) nos ensina o limite superior de uma estrela anã branca, enquanto para nêutrons, o Limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (cerca de 2,3 vezes a massa do nosso Sol) dá o limite de uma estrela de nêutrons. Se esses corpos girarem, esses números podem ser aumentados um pouco.

Enquanto isso, as medições binárias de raios-X nunca revelaram um buraco negro abaixo de cerca de 5 massas solares.

O que há entre a estrela de nêutrons mais massiva e um buraco negro de 5 massas solares?

A resposta certamente será buracos negros, e a única pergunta real é com que frequência?

Quando duas estrelas de nêutrons se fundem, como simulado aqui, elas devem criar jatos de explosão de raios gama, bem como outros fenômenos eletromagnéticos que, se próximos o suficiente da Terra, podem ser visíveis com alguns de nossos maiores observatórios. Prever se essas estrelas de nêutrons em fusão produzirão outra estrela de nêutrons, um buraco negro ou uma estrela de nêutrons inicial que se torna um buraco negro é um empreendimento que exigirá mais estudos e mais eventos. (NASA / INSTITUTO ALBERT EINSTEIN / INSTITUTO ZUSE BERLIM / M. KOPPITZ E L. REZZOLLA)

Em 2017, os astrônomos testemunharam – tanto em ondas gravitacionais quanto em radiação eletromagnética – duas estrelas de nêutrons se fundindo no que ficou conhecido como evento kilonova. A radiação gravitacional revelou claramente duas estrelas de nêutrons presas em uma espiral da morte, fundindo-se para se tornar um objeto que cai exatamente nesse intervalo crítico. Com pouco menos de 3 massas solares, parecia permanecer uma estrela de nêutrons por uma fração de segundo, antes de colapsar em um buraco negro.

Os únicos buracos negros nesta região de lacunas são formados pela fusão de estrelas de nêutrons? Ou os buracos negros neste regime são formados com a mesma frequência que as estrelas de nêutrons de alta massa ou os buracos negros de 5 massas solares? À medida que o LIGO e o Virgo e outros detectores de ondas gravitacionais se tornam mais sensíveis e criam mais estatísticas, eles vão revelar a resposta a esta pergunta .

Um dos muitos aglomerados nesta região, o aglomerado Sharpless, 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)

E no extremo superior da faixa de massa estelar dos buracos negros? É verdade que as supernovas de instabilidade de pares são reais e são de fato um fator limitante, pois não produzem buracos negros. No entanto, existe uma maneira totalmente separada de produzir buracos negros que não é particularmente bem compreendida no momento: colapso direto.

Sempre que você tem uma coleção de massa grande o suficiente, seja na forma de uma nuvem de gás ou uma estrela ou em qualquer outro lugar, há uma chance de que ela possa formar um buraco negro diretamente: colapso devido à pressão insuficiente para segurá-la contra gravitação. Por muitos anos, as simulações previram que os buracos negros deveriam surgir espontaneamente através desse processo, mas as observações não conseguiram ver uma confirmação. Então, há alguns anos, um veio em um lugar improvável , como o Telescópio Espacial Hubble viu uma estrela de 25 massas solares simplesmente desaparecer sem uma supernova ou outro cataclismo. A única explicação? Colapso direto.

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))

A partir dos dados do LIGO/Virgo que já coletamos, sabemos que ele deve ser sensível a buracos negros na faixa de 50 a 150 massas solares, e não vimos nenhum buraco negro inspirado e se fundir nessa faixa. . Os cientistas concluíram, com base nessas observações, que 99% dos buracos negros de massa estelar devem ter 43 massas solares ou menos , e que isso reforçou a ideia teórica de um penhasco de massa em cerca de 50 massas solares.

Mas os dados definitivos ainda estão por vir, e isso é realmente uma área de estudo muito debatida Atualmente. Muitos cientistas notaram que diferentes metalicidades (a abundância de elementos mais pesados) podem mudar o resultado do ciclo de vida de uma estrela e raciocinaram que, com os valores corretos, esses buracos negros mais pesados ​​​​podem ser bastante comuns. Além disso, o colapso direto torna esses buracos negros mais pesados ​​uma possibilidade real.

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)

Finalmente, o crescimento gravitacional ou acréscimos/fusões podem levar a uma população bastante substancial nessa faixa de massa, especialmente se binária/trinária/quaternária/etc. sistemas de estrelas inicialmente massivas são abundantes. As fusões de buracos negros podem ser comuns e podem ocorrer sequencialmente (onde um buraco negro previamente fundido se funde novamente), ou buracos negros podem consumir quantidades substanciais de matéria, e qualquer mecanismo pode preencher essa lacuna teórica de forma bastante eficaz.

É um erro científico muito fácil de cometer: assumir um cenário simples quando seus dados não exigem nada mais complexo, mesmo que haja física relevante que certamente importa e altera o resultado esperado. Há um velho ditado que diz que quando suas previsões correspondem aos dados, você para de procurar possíveis erros, omissões ou simplificações excessivas. No entanto, assim que fazemos isso, podemos facilmente nos enganar.

Esta figura, de um artigo do Astrophysical Journal de 2016 de Inayoshi e Haiman, mostra a taxa de acreção (sólida) e a taxa de formação de estrelas (tracejada) para três valores diferentes de massa do buraco negro. Observe que as taxas de acreção caem vertiginosamente em pequenas distâncias, pois o aumento das taxas de formação de estrelas irá expulsar o gás do fluxo/disco de acreção. (KOHEI INAYOSHI E ZOLTÁN HAIMAN 2016 APJ 828 110)

Na extremidade muito alta, no entanto, há realmente um limite. Não importa a rapidez com que você forma buracos negros ou a rapidez com que eles crescem, existem restrições físicas que limitam o tamanho que um buraco negro pode realmente ser após 13,8 bilhões de anos de história cósmica. Como os astrônomos Kohei Inayoshi e Zoltan Haiman mostraram em 2016 , esse limite de massa é de cerca de 60 bilhões de massas solares. Isso parece verificar, como suas estimativas e nosso conjunto atual de evidências observacionais alinhar incrivelmente bem.

Mas se nosso Universo nos ensinou alguma coisa, é que as suposições simplificadas que fazemos sobre como a miríade de objetos em nosso Universo se comportam são muitas vezes simplificadas. O que atualmente percebemos como os limites dos buracos negros certamente será ampliado nos próximos anos, à medida que a ciência das ondas gravitacionais continua a melhorar e revela novas verdades sobre o Universo. Espere muitas manchetes bizarras à medida que descobrimos buracos negros que não deveriam existir, porque o que estamos realmente descobrindo é o quão perdido um viés teórico ingênuo pode nos levar.


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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