CCVAlg – Astronomia Centro Ciência Viva do Algarve – Astronomia
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.
Crédito: Shing-Chi Leung et al.
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).
Crédito: Shing-Chi Leung et al.
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.
Crédito: Shing-Chi Leung et al.
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.
Crédito: Shing-Chi Leung et al.
// Instituto Kavli para Física e Matemática do Universo (comunicado de imprensa)
// Artigo científico (The Astrophysical Journal)
// Artigo científico (arXiv.org)
Saiba mais:
Supernova por instabilidade de par pulsante:
Wikipedia
Supernova por instabilidade de par (Wikipedia)
Buracos negros:
Wikipedia
GW170729:
07/12/2018 – LIGO e Virgo anunciam quatro novas deteções (CCVAlg)
GWOSC (LIGO Virgo)
Ondas gravitacionais:
GraceDB (Gravitational Wave Candidate Event Database)
Wikipedia
Astronomia de ondas gravitacionais – Wikipedia
Ondas gravitacionais: como distorcem o espaço – Universe Today
Detetores: como funcionam – Universe Today
As fontes de ondas gravitacionais – Universe Today
O que é uma onda gravitacional (YouTube)
