• Começa Com Um Estrondo

Este paradoxo do buraco negro deve proibir os mais massivos de existir

Esta simulação mostra duas fotos da fusão de dois buracos negros supermassivos em um ambiente realista rico em gás. Se as massas dos buracos negros supermassivos que se fundem forem altas o suficiente, é plausível que esses eventos sejam os eventos mais energéticos de todo o Universo. (ESA)

O “problema final do parsec” ainda é um mistério para os astrônomos.

Quando se trata de buracos negros no Universo, sabemos que existem pelo menos dois tipos principais. Existem os buracos negros de baixa massa, que surgem da morte de estrelas massivas individuais ou da fusão de dois remanescentes estelares, como estrelas de nêutrons. Existem também os buracos negros supermassivos encontrados nos centros das galáxias, onde praticamente todas as grandes galáxias massivas parecem ter um.

Desde que os detectores avançados do LIGO abriram seus olhos gravitacionais no Universo em 2015, testemunhamos uma infinidade de fusões buraco negro-buraco negro, todas do tipo de baixa massa. Com apenas alguns anos de observações atrás de nós, já observamos mais de 60 dessas fusões, confirmando inúmeras previsões da relatividade de Einstein com precisão espetacular.

No entanto, a mesma física gravitacional que prevê as fusões desses buracos negros de baixa massa prevê que, quando duas galáxias - cada uma com buracos negros supermassivos - se fundem, seus buracos negros param e não se fundem. Nos últimos anos, os astrônomos chamaram isso de o problema final do parsec , e é um dos paradoxos mais controversos, mas não celebrados, em toda a física. Aqui está o que está em jogo.

Mesmo que os buracos negros devam ter um disco de acreção, o sinal eletromagnético esperado para ser gerado por uma fusão buraco negro-buraco negro deveria ser indetectável. Se houver uma contraparte eletromagnética, deve ser causada por estrelas de nêutrons. No entanto, o sinal da onda gravitacional deve ser inconfundível. (NASA / DANA BERRY (SKYWORKS DIGITAL))

Quando vemos dois buracos negros se fundindo, o que está acontecendo?

Para a maioria de nós, nosso primeiro instinto é imaginar cada galáxia cheia de estrelas, cada uma traçando seu próprio caminho orbital único através da galáxia. As estrelas mais quentes, azuis e massivas queimam seu combustível mais rapidamente, morrendo mais rapidamente e terminando como uma estrela de nêutrons ou um buraco negro: o resultado final de uma explosão de supernova tipo II.

Você pode facilmente imaginar que, na dança gravitacional de cada galáxia, ocasionalmente dois desses remanescentes estelares um dia colidirão um com o outro, levando a:

• estrela de nêutrons-estrela de nêutrons,
• buraco negro estrela de nêutrons, ou
• buraco negro-buraco negro

fusão. Esta é uma linha de pensamento totalmente razoável e, na verdade, é um processo que se acredita ocorrer. No entanto, a porcentagem de remanescentes estelares que se fundem dessa maneira é tão rara que é completamente insignificante. Quando olhamos para as fusões que observamos diretamente, de fato, parece que nenhuma delas se fundiu dessa maneira; outra via domina completamente.

Para os buracos negros reais que existem ou são criados em nosso Universo, podemos observar a radiação emitida pela matéria circundante e as ondas gravitacionais produzidas pelas fases inspiral, fusão e ringdown. Embora apenas alguns binários de raios-X sejam conhecidos, o LIGO e outros detectores de ondas gravitacionais devem ser capazes de preencher qualquer intervalo de massa onde existam buracos negros em abundância. (LIGO/CALTECH/MIT/SONOMA STATE (AURORE SIMONNET))

De todas as estrelas que observamos no Universo, apenas aproximadamente metade delas está em sistemas como o nosso Sol: onde uma única estrela central é orbitada por planetas e outros objetos. A outra metade reside em sistemas multi-estrelas, como binários ou trinários, ou em uma pequena porcentagem de casos, um número ainda maior de estrelas. Embora muitos dos sistemas que observamos contenham estrelas de massas muito diferentes, uma grande fração desses sistemas consiste em estrelas de massas semelhantes. Como a massa é o principal árbitro do destino de uma estrela, isso significa que se um membro de um sistema binário (ou maior) se tornar um buraco negro ou estrela de nêutrons, é bastante provável que outro membro também o faça.

Sempre que você tem dois buracos negros – ou, nesse caso, quaisquer duas massas – orbitando um ao outro, algo sutil, mas profundo ocorre: suas órbitas decairão. Toda vez que uma massa se move através de um campo gravitacional variável, uma pequena quantidade de energia é emitida na forma de radiação gravitacional, e essa energia transportada faz com que essa massa perca um pouco de sua energia. Ao longo de escalas de tempo suficientemente longas, todas as órbitas gravitacionalmente ligadas decairão, fazendo com que duas massas quaisquer entrem em espiral.

Este gráfico mostra as massas de todos os binários compactos detectados pelo LIGO/Virgo, com buracos negros em azul e estrelas de nêutrons em laranja. Também são mostrados buracos negros de massa estelar (roxo) e estrelas de nêutrons (amarelo) descobertos com observações eletromagnéticas. Ao todo, temos mais de 50 observações de eventos de ondas gravitacionais correspondentes a fusões de massa compacta. (LIGO/VIRGEM/UNIV. NORDESTE/FRANK ELAVSKY)

Para massas bem separadas que são relativamente pequenas, como o Sol e a Terra, levará muito, muito mais tempo do que a idade do Universo para que tal processo ocorra. Embora tenha sido uma quantidade substancial de tempo desde o Big Bang – 13,8 bilhões de anos, para ser preciso – a Terra levará cerca de 10²⁶ anos para sua órbita decair por meio de radiação gravitacional e espiralar em direção ao Sol. No entanto, para sistemas de massa maiores e/ou para sistemas com distâncias de separação menores, essa escala de tempo é reduzida drasticamente.

Muitas das estrelas que observamos no Universo têm órbitas bastante apertadas, incluindo uma fração substancial dos raros sistemas binários de alta massa que vemos. Se extrapolarmos esses sistemas para o futuro, esperamos que haja uma fração substancial deles nascidos próximos o suficiente para que possam explicar as taxas atualmente observadas de:

• fusões estrela de nêutrons-estrela de nêutrons,
• fusões buraco negro-estrela de nêutrons,
• e fusões buraco negro-buraco negro,

pelo menos para os tipos de buracos negros aos quais o LIGO (e outros observatórios de ondas gravitacionais terrestres) são sensíveis.

Dois buracos negros de massa aproximadamente igual, quando inspiram e se fundem, exibirão o sinal de onda gravitacional (em amplitude e frequência) mostrado na parte inferior da animação. O sinal da onda gravitacional se espalhará em todas as três dimensões na velocidade da luz, onde pode ser detectado a bilhões de anos-luz de distância por um detector de ondas gravitacionais suficiente. (N. FISCHER, H. PFEIFFER, A. BUONANNO (INSTITUTO MAX PLANCK DE FÍSICA GRAVITACIONAL), COLABORAÇÃO SIMULANDO ESPAÇOS EXTREMOS (SXS))

Quando dimensionamos isso para buracos negros maiores, descobrimos que o mesmo tipo de física se aplica. Quando você tem uma massa significativamente grande se movendo através do campo gravitacional (mudando) gerado por outra massa, ela emitirá radiação gravitacional, levando energia e fazendo com que as órbitas decaiam. Quanto maiores forem suas massas e quanto menor for a distância de separação entre elas, maior será a taxa prevista para esse decaimento orbital. Embora existam numerosos exemplos de buracos negros de massa estelar - buracos negros de ~ 100 massas solares ou menos - que atendem às condições certas para que esse decaimento orbital leve a inspirais e fusões, a situação é muito mais obscura para os gigantes nos centros das galáxias : povoado por buracos negros supermassivos.

À espreita nos núcleos centrais das galáxias, os buracos negros supermassivos variam de alguns milhões a dezenas de bilhões de massas solares, com o tamanho do horizonte de eventos do buraco negro (e a taxa de radiação gravitacional) aumentando com a massa. Para os maiores e mais massivos buracos negros de todos, seus horizontes de eventos são comparáveis ​​em escala a todo o nosso Sistema Solar. Se fizermos a pergunta, quão bem separados podem ser dois buracos negros supermassivos e ainda serem inspiradores e se fundirem em menos da idade do Universo? a resposta que obtemos é algo em torno de ~0,01 anos-luz, ou alguns milhares de vezes a distância atual que separa a Terra e o Sol.

O novo detentor do recorde para o primeiro buraco negro em comparação com o detentor do recorde anterior e uma variedade de outros buracos negros supermassivos iniciais. Observe que esse novo buraco negro, J0313-1806, atingiu uma massa de 1,6 bilhão de massas solares apenas 670 milhões de anos após o Big Bang. (FEIGE WANG, APRESENTADO NA AAS237)

Mas é provável que isso ocorra? Podemos fazer com que dois buracos negros supermassivos estejam em uma órbita muito apertada como esta um com o outro?

A ciência é bastante duvidosa aqui, e é muito fácil ver por que se dermos uma olhada em profundidade no que une dois buracos negros supermassivos. Cada galáxia, à medida que passa por seu ciclo de vida, desenvolve e cresce um buraco negro supermassivo dentro dela. Acredita-se que isso ocorra como:

• as estrelas mais massivas se formam, vivem e morrem,
• levando a buracos negros de sementes,
• que interagem com as outras massas dentro da galáxia,
• fazendo com que as massas mais leves sejam ejetadas e as massas mais pesadas afundem em direção ao centro,
• onde eles interagem, agregam, crescem e se fundem,

levando aos buracos negros supermassivos centrais que vemos hoje.

Então, com o tempo, as galáxias individuais se atraem gravitacionalmente, formam grupos gravitacionalmente ligados e aglomerados de galáxias e, eventualmente, colidem e se fundem. Quando o fazem, eles raramente colidem de forma centro a centro, o que significa que os dois buracos negros vão perder um ao outro. Normalmente, essas colisões de galáxias ocorrem com enormes distâncias de separação entre os buracos negros, variando de dezenas a dezenas de milhares de anos-luz.

A imagem clássica de uma fusão: onde duas espirais interagem, rompem, se fundem e se estabelecem. Embora o estágio final seja classicamente mostrado como expelindo a esmagadora maioria do gás galáctico, levando a uma galáxia elíptica no final, observações recentes e simulações aprimoradas lançaram dúvidas sobre essa imagem; formar uma elíptica a partir da grande fusão de duas espirais é bastante raro. Da mesma forma, é muito improvável que os dois buracos negros se fundam, criando um quebra-cabeça. (NASA, ESA, EQUIPE HUBBLE HERITAGE (STSCI/AURA)-ESA/HUBBLE COLABORAÇÃO E A. EVANS (UNIVERSITY OF VIRGINIA, CHARLOTTESVILLE/NRAO/STONY BROOK UNIVERSITY), K. NOLL (STSCI) E J. WESTPHAL (CALTECH ))

No entanto, um processo muito semelhante que criou e cresceu esses buracos negros supermassivos em primeiro lugar ocorre para as massas dentro da galáxia recém-fundida: relaxamento violento . Quando duas galáxias se fundem, agora você tem dois buracos negros supermassivos em um ambiente rico em matéria e, em particular, rico em matéria ocupando o espaço entre eles. Este assunto inclui:

• gás,
• pó,
• estrelas,
• restos estelares,
• plasma ionizado,
• e matéria escura,

tudo isso está gravitacionalmente ligado à nova e maior galáxia pós-fusão.

À medida que esses buracos negros se movem pela galáxia, eles interagem gravitacionalmente com tudo ao seu redor. Embora seja um resultado bastante famoso que sempre que você tem três massas gravitacionalmente ligadas, isso não é um problema exatamente solúvel sob nossa teoria da gravidade - conhecida como o problema dos três corpos – ainda sabemos o que normalmente vai acontecer. Se você tem duas grandes massas (como dois buracos negros supermassivos) interagindo com uma terceira massa menor (como, literalmente, qualquer outra coisa entre elas em uma galáxia), a massa menor é expulsa, aproximando as duas massas maiores e em uma órbita mais estreitamente ligada.

Ao considerar a evolução e os detalhes de um sistema com apenas três partículas, os cientistas conseguiram mostrar que uma irreversibilidade de tempo fundamental surge nesses sistemas sob condições físicas realistas que o Universo provavelmente obedecerá. Se você não puder calcular distâncias de forma significativa com precisões arbitrárias, não poderá evitar o caos. (NASA/VICTOR TANGERMANN)

Tanto o relaxamento violento quanto atrito dinâmico vai ejetar grandes quantidades de matéria e aproximar os dois buracos negros de uma galáxia pós-fusão. Mas se queremos saber o que acontece, há um problema. No entanto, não podemos nos sentar aqui da nossa perspectiva dentro da Via Láctea e simplesmente observar a evolução das galáxias ao longo dessas escalas de tempo cósmicas; o tempo passa em outros lugares do Universo na mesma velocidade que passa para nós. Portanto, se quisermos saber o que acontece com esses buracos negros enquanto orbitam um ao outro, temos que recorrer a simulações, identificando o que acontece à medida que essas várias massas interagem em escalas de tempo muito além do que podemos observar.

O que geralmente descobrimos é que sempre que temos duas galáxias, cada uma com seus próprios buracos negros supermassivos, e elas colidem e se fundem, ocorrem as seguintes etapas.

• Os buracos negros começam a se mover com velocidades muito altas, altas o suficiente para que corram o risco de serem ejetados.
• No entanto, o atrito dinâmico, que é a frenagem gravitacional que ocorre a partir de grandes massas que atravessam gás, poeira e plasma, os retarda.
• Interações gravitacionais adicionais fazem com que esses buracos negros afundem em direção ao centro, perdendo energia cinética e ejetando ou chutando para órbitas mais altas a matéria com a qual interagem.
• E, finalmente, eles entram em um estado orbital em que ejetam toda a matéria interior para sua órbita mútua.

O grande problema com este cenário? Os buracos negros não chegam perto o suficiente para se inspirar e se fundir em menos da idade do Universo.

Um quasar ultradistante mostrando muitas evidências de um buraco negro supermassivo em seu centro. Como esse buraco negro ficou tão massivo tão rapidamente é um tópico de debate científico controverso, mas fusões de buracos negros menores formados nas primeiras gerações de estrelas podem criar as sementes necessárias. Muitos quasares até ofuscam as galáxias mais luminosas de todas. (RAIO X: NASA/CXC/UNIV OF MICHIGAN/R.C.REIS ET AL; ÓPTICO: NASA/STSCI)

Os processos que conhecemos podem quase sempre levar os buracos negros a poucos parsecs um do outro, onde um parsec é ~ 3,26 anos-luz. Na melhor das hipóteses, esses dois buracos negros podem se aproximar, a cerca de 0,1 ano-luz um do outro, enquanto quase nunca são deixados a mais de 10 anos-luz de distância. Ainda assim, isso está muito longe dos ~ 0,01 anos-luz ou menos que esses buracos negros exigem para se inspirar e se fundir na era do Universo.

E, no entanto, quando olhamos para os buracos negros que vemos nos centros das galáxias, não vemos nenhuma evidência de que eles vêm em pares binários. Em vez disso, vemos coisas consistentes com um grande gigante, como o que observamos no núcleo de nossa própria galáxia ou – diretamente com o Event Horizon Telescope – o centro da gigante galáxia elíptica próxima, M87.

Há muitas possibilidades de como eles poderiam chegar lá. Talvez sempre que temos duas galáxias se fundindo, geralmente há outras que também aparecem, e a introdução de um terceiro (ou mais) buraco negro supermassivo permite que as duas maiores se aproximem o suficiente para se fundirem. Talvez gás, poeira ou estrelas também afundem no centro da galáxia, onde, com o tempo, eles aproximam os buracos negros o suficiente para se fundirem. Ou, muito possivelmente, talvez na maioria dos casos, os dois buracos negros não se fundam, mas continuem a orbitar um ao outro abaixo do limite em que nossos telescópios podem resolvê-los. Com a próxima geração de telescópios programada para entrar em operação nas próximas décadas, podemos realmente descobrir se esses binários de buracos negros apertados, mas não suficientemente apertados, são a norma, e não a exceção.

Dois buracos negros supermassivos, se orbitarem outro buraco negro supermassivo, podem levar os dois membros mais massivos a ficarem extremamente ligados às custas do(s) membro(s) menor(es). É concebível que os grandes choques cósmicos que vemos sejam responsáveis ​​por permitir a formação dos maiores e mais massivos buracos negros supermassivos. (R. HURT (IPAC)/CALTECH)

Ainda assim, vale a pena enfatizar que, quando examinamos detalhadamente os buracos negros supermassivos nos centros das galáxias, o que podemos fazer de forma mais eficaz para galáxias próximas e ativas, eles parecem ser dominados por apenas um buraco negro. Observacionalmente, é isso que concluímos estar presente. E, no entanto, achamos que sabemos de que são feitas as galáxias, como funciona a gravitação e como simular as interações entre buracos negros e outras formas massivas de matéria. Nossas previsões teóricas indicam que, quando as galáxias se fundem, seus buracos negros devem chegar a 0,1 a 10 anos-luz um do outro, mas não mais próximos. Isso não é perto o suficiente de inspiração e fusão da emissão de ondas gravitacionais, levando a um paradoxo: o problema final do parsec .

Então, como o Universo consegue criar os buracos negros supermassivos que vemos? Talvez estejamos subestimando os efeitos do acréscimo de matéria do espaço intergaláctico, ou o afunilamento da matéria para o interior das galáxias. Talvez várias fusões sejam mais comuns do que imaginamos, e que há muito mais buracos negros grandes em jogo do que apenas dois. Ou – e isso é tentador – é possível que existam muitos buracos negros supermassivos binários por aí, mas que não podem ser resolvidos com a tecnologia atual.

Somente o tempo, observações superiores e uma ciência melhor nos ensinarão qual é a solução. Enquanto isso, mantenha todas as possibilidades juntas em sua cabeça quando pensar no quebra-cabeça e maravilhe-se que, pelo menos em alguns casos, o Universo encontre uma maneira de superar esse paradoxo!

Começa com um estrondo é escrito por Ethan Siegel , Ph.D., autor de Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .

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