• Começa com um estrondo

Por que os buracos negros giram quase à velocidade da luz

Os buracos negros não são apenas as massas mais densas do Universo, mas também giram mais rápido de todos os objetos massivos. Eis por que deve ser assim.

Principais conclusões

• Os buracos negros são alguns dos objetos mais enigmáticos e extremos de todo o Universo, com mais massa comprimida em um volume minúsculo do que qualquer outro objeto.
• Mas os buracos negros não são apenas extremamente massivos, eles também são rotadores incrivelmente rápidos. Muitos buracos negros, a partir de suas rotações medidas, estão girando a mais de 90% da velocidade da luz.
• Isso pode parecer um quebra-cabeça, mas a física não apenas explica o porquê, mas nos mostra que é muito difícil criar buracos negros que giram lentamente em relação à velocidade da luz. Aqui está o porquê.

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Sempre que você dá uma olhada lá no vasto abismo do Universo profundo, são os pontos de luz que mais se destacam: estrelas e galáxias. Embora a maioria da luz que você notará pela primeira vez realmente venha das estrelas, um olhar mais profundo, indo muito além da porção visível do espectro eletromagnético, mostra que há muito mais por aí. As estrelas mais brilhantes e massivas, por sua própria natureza, têm a vida útil mais curta, pois queimam seu combustível muito mais rapidamente do que suas contrapartes de menor massa. Uma vez que eles atingiram seus limites e não podem mais fundir elementos, eles chegam ao fim de suas vidas e se tornam cadáveres estelares.

Esses cadáveres vêm em várias variedades: anãs brancas para as estrelas de menor massa (por exemplo, semelhantes ao Sol), estrelas de nêutrons para o próximo nível e buracos negros para as estrelas mais massivas de todas. Esses objetos compactos emitem emissões eletromagnéticas que abrangem comprimentos de onda de rádio a raios X, revelando propriedades que variam de mundanas a absolutamente chocantes. Enquanto a maioria das estrelas pode girar relativamente devagar, os buracos negros giram quase à velocidade da luz. Isso pode parecer contra-intuitivo, mas sob as leis da física, não poderia ser de outra maneira. Aqui está o porquê.

A luz do Sol é devido à fusão nuclear, que converte principalmente hidrogênio em hélio. Quando medimos a taxa de rotação do Sol, descobrimos que é um dos rotadores mais lentos de todo o Sistema Solar, levando de 25 a 33 dias para fazer uma rotação de 360 ​​graus, dependendo da latitude.

O análogo mais próximo que temos de um desses objetos extremos em nosso próprio Sistema Solar é o Sol. Em outros 7 bilhões de anos, mais ou menos, depois de se tornar uma gigante vermelha e queimar o combustível de hélio que se acumulou em seu núcleo, ela terminará sua vida explodindo suas camadas externas enquanto seu núcleo se contrai em um remanescente estelar: o mais gentil de todos os principais tipos de morte estelar.

As camadas externas criarão uma visão conhecida como nebulosa planetária, que vem dos gases expelidos sendo ionizados e iluminados a partir do núcleo central em contração. Essa nebulosa brilhará por dezenas de milhares de anos antes de esfriar e se tornar neutra novamente, geralmente retornando esse material ao meio interestelar. Quando surgir a oportunidade, esses átomos processados ​​participarão das futuras gerações de formação de estrelas.

Mas o núcleo interno, composto em grande parte por carbono e oxigênio, se contrairá o máximo possível. No final, o colapso gravitacional só será interrompido pelas partículas ⁠ — átomos, íons e elétrons⁠ — que o remanescente do nosso Sol será feito.

Quando nosso Sol ficar sem combustível, ele se tornará uma gigante vermelha, seguida por uma nebulosa planetária com uma anã branca no centro. A nebulosa do Olho de Gato é um exemplo visualmente espetacular desse destino potencial, com a forma intrincada, em camadas e assimétrica desta em particular sugerindo uma companheira binária. No centro, uma jovem anã branca aquece à medida que se contrai, atingindo temperaturas dezenas de milhares de Kelvin mais quentes do que a gigante vermelha que a gerou.

Enquanto você permanecer abaixo de um limiar de massa crítica, o Limite de massa de Chandrasekhar , as propriedades quânticas inerentes a essas partículas serão suficientes para manter o remanescente estelar contra o colapso gravitacional. O fim do jogo para o núcleo de uma estrela semelhante ao Sol será um estado degenerado conhecido como anã branca. Possuirá uma fração considerável da massa de sua estrela-mãe, mas espremida em uma pequena fração do volume: aproximadamente o tamanho da Terra.

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Os astrônomos agora sabem o suficiente sobre estrelas e evolução estelar para descrever o que acontece durante esse processo. Para uma estrela como o nosso Sol, aproximadamente 60% de sua massa será expelida nas camadas externas, enquanto os 40% restantes permanecem no núcleo. Quanto mais massiva uma estrela se torna, mais massa, em termos percentuais, é expelida em suas camadas externas, com menos retida no núcleo. Para as estrelas mais massivas que sofrem o mesmo destino que o nosso Sol, possuindo cerca de 7-8 vezes a massa do Sol, a fração de massa que permanece no núcleo chega a cerca de 18% da massa da estrela original.

Isso aconteceu nas proximidades há relativamente pouco tempo, já que a estrela mais brilhante do céu da Terra, Sirius, tem uma anã branca companheira, visível na imagem do Hubble abaixo.

Sirius A e B, uma estrela normal (semelhante ao Sol) e uma estrela anã branca, conforme fotografado pelo telescópio espacial Hubble. Embora a anã branca tenha uma massa muito menor, seu tamanho minúsculo, semelhante ao da Terra, garante que sua velocidade de escape seja muitas vezes maior. Além disso, sua taxa de rotação será muito, muito maior do que a velocidade de rotação que tinha em seu apogeu, quando era uma estrela completa, mais massiva e de maior raio.

Sirius A é um pouco mais brilhante e mais massivo que o nosso Sol, e acreditamos que sua companheira binária, Sirius B, já foi ainda mais massiva que Sirius A. Porque as estrelas mais massivas queimam seu combustível nuclear mais rapidamente do que as de menor massa queridos, Sirius B provavelmente ficou sem combustível algum tempo atrás. Hoje, Sirius A continua queimando seu combustível de hidrogênio e domina esse sistema em termos de massa e brilho. Enquanto Sirius A, hoje, pesa cerca de duas vezes a massa do nosso Sol, Sirius B é apenas aproximadamente igual à massa do nosso Sol.

No entanto, com base em observações de as anãs brancas que por acaso pulsam , aprendemos uma lição valiosa. Em vez de levar vários dias ou até (como o nosso Sol) aproximadamente um mês para completar uma rotação completa, como as estrelas normais tendem a fazer, as anãs brancas completam uma rotação completa de 360° em menos de uma hora. Isso pode parecer bizarro, mas se você já viu uma rotina de patinação artística, o mesmo princípio que explica um patinador giratório que puxa os braços explica a velocidade rotacional das anãs brancas: a lei da conservação do momento angular .

Quando uma patinadora artística como Yuko Kavaguti (foto aqui da Copa da Rússia de 2010) gira com os membros longe do corpo, sua velocidade de rotação (medida pela velocidade angular, ou o número de revoluções por minuto) é menor do que quando ela puxa sua massa para perto de seu eixo de rotação. A conservação do momento angular garante que, à medida que ela puxa sua massa para mais perto do eixo central de rotação, sua velocidade angular aumenta para compensar.

O momento angular é simplesmente uma medida de “quanto movimento rotacional e/ou orbital uma massa tem para isso?” Se você soprar esse objeto maciço para que sua massa fique mais distante de seu centro rotacional, ele terá que diminuir sua velocidade rotacional para conservar o momento angular. Da mesma forma, se você comprimir um objeto massivo para baixo, de modo que mais de sua massa fique mais perto do centro de seu eixo de rotação, ele terá que acelerar sua velocidade rotacional, fazendo mais revoluções por segundo, para manter momento angular conservado.

O que acontece, então, se você pegar uma estrela como o nosso Sol - com a massa, volume e velocidade de rotação do Sol - e comprimi-la em um volume do tamanho da Terra: um tamanho típico para uma anã branca?

Acredite ou não, se você assumir que o momento angular é conservado e que tanto o Sol quanto a versão comprimida do Sol que estamos imaginando são esferas, esse é um problema completamente solucionável com apenas uma resposta possível. Se formos conservadores e assumirmos que a totalidade do Sol gira uma vez a cada 33 dias (a maior quantidade de tempo que leva qualquer parte da fotosfera do Sol para completar uma rotação de 360°) e que apenas os 40% internos do Sol se tornam uma anã branca, você obtém uma resposta notável: o Sol, como uma anã branca, completará uma rotação em apenas 25 minutos.

Quando as estrelas de menor massa, semelhantes ao Sol, ficam sem combustível, elas explodem suas camadas externas em uma nebulosa planetária, mas o centro se contrai para formar uma anã branca, que leva muito tempo para desaparecer na escuridão. A nebulosa planetária que nosso Sol irá gerar deve desaparecer completamente, restando apenas a anã branca e nossos planetas remanescentes, após aproximadamente 9,5 bilhões de anos. A anã branca vai girar muito, muito mais rápido do que o nosso Sol atualmente.

Ao aproximar toda essa massa do eixo de rotação do remanescente estelar, garantimos que sua velocidade de rotação deve aumentar. Em geral, se você reduzir pela metade o raio que um objeto tem enquanto gira, sua velocidade de rotação aumenta por um fator de quatro; a velocidade de rotação é inversamente proporcional ao quadrado do raio de uma massa em rotação. Se você considerar que são necessárias aproximadamente 109 Terras para atravessar o diâmetro do Sol, você pode obter a mesma resposta para si mesmo. (Na realidade, as anãs brancas geralmente giram um pouco mais lentamente, à medida que as camadas mais externas são expelidas, e apenas o material do “núcleo” interior se contrai para formar uma anã branca.)

Sem surpresa, então, você pode começar a perguntar sobre estrelas de nêutrons ou buracos negros: objetos ainda mais extremos. Uma estrela de nêutrons é tipicamente o produto de uma estrela muito mais massiva que termina sua vida em uma supernova, onde as partículas no núcleo ficam tão comprimidas que se comportam como um núcleo atômico gigante composto quase exclusivamente (90% ou mais) de nêutrons. As estrelas de nêutrons têm normalmente o dobro da massa do nosso Sol, mas apenas cerca de 10 a 40 km de diâmetro. Eles giram muito mais rapidamente do que qualquer estrela conhecida ou anã branca jamais poderia.

Os dois modelos de melhor ajuste do mapa da estrela de nêutrons J0030+0451, construído pelas duas equipes independentes que usaram os dados do NICER, mostram que dois ou três 'pontos quentes' podem ser ajustados aos dados, mas que o legado a ideia de um campo bipolar simples não pode acomodar o que o NICER viu. Esta estrela de nêutrons mede apenas ~ 12 km de diâmetro e são os objetos não singulares mais densos do Universo e também os mais quentes em suas superfícies.

Mesmo a estimativa mais ingênua que você poderia fazer para a velocidade de rotação de uma estrela de nêutrons - novamente, em analogia com o nosso Sol - ilustra a rapidez com que podemos esperar que uma estrela de nêutrons gire. Se você repetisse o experimento mental de comprimir todo o Sol em um volume menor, mas desta vez usando um que tinha apenas 40 quilômetros de diâmetro, você obteria uma taxa de rotação muito, muito mais rápida do que jamais conseguiria para uma anã branca. : cerca de 10 milissegundos. Esse mesmo princípio que aplicamos anteriormente a um patinador artístico, sobre a conservação do momento angular, nos leva à conclusão de que as estrelas de nêutrons podem completar mais de 100 rotações completas em um único segundo.

Na verdade, isso se alinha perfeitamente com nossas observações reais. Algumas estrelas de nêutrons emitem pulsos de rádio ao longo da linha de visão da Terra para elas: pulsares. Podemos medir os períodos de pulso desses objetos e, enquanto alguns deles levam aproximadamente um segundo completo para completar uma rotação, alguns deles giram em apenas 1,3 milissegundos, até um máximo de 766 rotações por segundo.

Esta simulação de computador de uma estrela de nêutrons mostra partículas carregadas sendo chicoteadas pelos campos elétricos e magnéticos extraordinariamente fortes de uma estrela de nêutrons. A estrela de nêutrons que gira mais rápido que já descobrimos é um pulsar que gira 766 vezes por segundo: mais rápido do que o nosso Sol giraria se o desmoronássemos até o tamanho de uma estrela de nêutrons.

As estrelas de nêutrons de rotação mais rápida conhecidas são chamadas de pulsares de milissegundos, e elas realmente giram em velocidades incrivelmente rápidas. Em suas superfícies, essas taxas de rotação são realmente relativísticas: o que significa que atingem velocidades que são uma fração significativa da velocidade da luz. Os exemplos mais extremos de tais estrelas de nêutrons podem atingir velocidades superiores a 50% da velocidade da luz na superfície externa dessas estrelas de nêutrons.

Mas isso nem se aproxima dos verdadeiros limites astrofísicos encontrados no Universo. As estrelas de nêutrons não são os objetos mais densos do Universo; essa honra vai para os buracos negros, que pegam toda a massa que você encontraria em uma estrela de nêutrons – mais, na verdade – e a comprimem em uma região do espaço onde mesmo um objeto se movendo na velocidade da luz não poderia escapar. isto.

Se você comprimisse o Sol em um volume de apenas 3 quilômetros de raio, isso o forçaria a se tornar um buraco negro. E, no entanto, a conservação do momento angular significaria que grande parte dessa região interna sofreria um arrasto de quadro tão severo que o próprio espaço seria arrastado a velocidades próximas à velocidade da luz, mesmo fora do raio de Schwarzschild do buraco negro. Quanto mais você comprime essa massa, mais rápido o tecido do próprio espaço é arrastado.

Quando uma estrela massiva o suficiente termina sua vida, ou dois remanescentes estelares massivos o suficiente se fundem, um buraco negro pode se formar, com um horizonte de eventos proporcional à sua massa e um disco de acreção de matéria em queda ao seu redor. Quando o buraco negro gira, o espaço dentro e fora do horizonte de eventos também gira: esse é o efeito do arraste de quadros, que pode ser enorme para buracos negros.

Realisticamente, não podemos medir o arrastamento de quadros do próprio espaço nas proximidades de um buraco negro. Mas podemos medir os efeitos de arrastamento do quadro sobre a matéria que está presente nesse espaço. Para buracos negros, isso significa olhar para os discos de acreção e fluxos de acreção encontrados ao redor desses buracos negros que existem em ambientes ricos em matéria. Talvez paradoxalmente, os buracos negros de menor massa, que têm os menores horizontes de eventos, na verdade têm as maiores quantidades de curvatura espacial e perto de seus horizontes de eventos.

Você pode pensar, portanto, que eles seriam os melhores laboratórios para testar esses efeitos de arrastamento de quadros. Mas a natureza nos surpreendeu nessa frente: um buraco negro supermassivo no centro da galáxia NGC 1365 – que também é uma das primeiras galáxias fotografadas pelo Telescópio Espacial James Webb — teve a radiação emitida do volume fora dele detectada e medida, revelando sua velocidade. Mesmo nessas grandes distâncias, o material gira a 84% da velocidade da luz. Se você insistir que o momento angular seja conservado, não poderia ter acontecido de outra maneira.

Quando você considera que a maioria dos buracos negros no Universo se formou a partir do colapso do interior de uma estrela massiva, pegando um objeto com uma quantidade substancial de momento angular e comprimindo-o em um volume minúsculo, não é de admirar que tantos deles vejam seu evento horizontes girando quase à velocidade da luz.

Posteriormente, inferimos as rotações de buracos negros que se fundiram com observatórios de ondas gravitacionais, como LIGO e Virgo, e descobrimos que alguns buracos negros giram no máximo teórico: cerca de ~ 95% da velocidade da luz. É uma coisa tremendamente difícil de intuir: a noção de que os buracos negros devem girar quase à velocidade da luz. Afinal, as estrelas de que os buracos negros são construídos giram extremamente lentamente, mesmo para os padrões da Terra de uma rotação a cada 24 horas. No entanto, se você se lembrar de que a maioria das estrelas do nosso Universo também tem volumes enormes, perceberá que elas contêm uma enorme quantidade de momento angular.

Se você compactar esse volume para ficar muito pequeno, esses objetos não terão escolha. Se o momento angular precisa ser conservado, tudo o que eles podem fazer é aumentar suas velocidades de rotação até quase atingirem a velocidade da luz. Nesse ponto, as ondas gravitacionais entrarão em ação e parte dessa energia (e momento angular) será irradiada, trazendo-a de volta para abaixo do valor máximo teórico. Se não fosse por esses processos, os buracos negros podem não ser negros, revelando singularidades nuas em seus centros. Neste Universo, os buracos negros não têm escolha a não ser girar em velocidades extraordinárias. Talvez algum dia possamos medir sua rotação diretamente.

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