{"id":3309,"date":"2020-07-07T05:36:05","date_gmt":"2020-07-07T05:36:05","guid":{"rendered":"http:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/?p=3309"},"modified":"2020-07-07T05:36:17","modified_gmt":"2020-07-07T05:36:17","slug":"investigadores-descobrem-origem-e-massa-maxima-de-buracos-negros-observados-por-detetores-de-ondas-gravitacionais","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/2020\/07\/07\/investigadores-descobrem-origem-e-massa-maxima-de-buracos-negros-observados-por-detetores-de-ondas-gravitacionais\/","title":{"rendered":"Investigadores descobrem origem e massa m\u00e1xima de buracos negros observados por detetores de ondas gravitacionais"},"content":{"rendered":"\n
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Diagrama esquem\u00e1tico do percurso evolutivo de buraco negro bin\u00e1rio para GW170729. Uma estrela com menos de 80 massas solares evolui e desenvolve-se numa supernova de colapso de n\u00facleo. A estrela n\u00e3o sofre instabilidade de par, de modo que n\u00e3o h\u00e1 uma eje\u00e7\u00e3o significativa de massa por pulsa\u00e7\u00e3o. Depois da estrela formar um n\u00facleo massivo de ferro, colapsa sob a sua pr\u00f3pria gravidade e forma um buraco negro abaixo das 38 massas solares. Uma estrela entre 80 e 140 massas solares evolui e transforma-se numa supernova por instabilidade de par pulsante. Depois da estrela formar um n\u00facleo massivo de carbono-oxig\u00e9nio, o n\u00facleo sofre uma cria\u00e7\u00e3o catastr\u00f3fica de pares eletr\u00e3o-positr\u00e3o. Isto estimula uma forte pulsa\u00e7\u00e3o e eje\u00e7\u00e3o parcial dos materiais estelares. Os materiais ejetados formam a nuvem que envolve a estrela. Depois, a estrela continua a evoluir forma um n\u00facleo massivo de ferro, que colapsa de maneira semelhante a uma supernova comum de colapso de n\u00facleo, mas com um buraco negro com massa final entre 38 e 52 massas solares. Estes dois caminhos podem explicar a origem das massas dos buracos negros bin\u00e1rios detetados no evento de ondas gravitacionais GW170729.
Cr\u00e9dito: Shing-Chi Leung et al.\/Instituto Kavli para F\u00edsica e Matem\u00e1tica do Universo<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Atrav\u00e9s de simula\u00e7\u00f5es de uma estrela moribunda, uma equipa de f\u00edsicos te\u00f3ricos descobriu a origem evolutiva e a massa m\u00e1xima de buracos negros que s\u00e3o descobertos gra\u00e7as \u00e0 dete\u00e7\u00e3o de ondas gravitacionais.<\/p>\n\n\n\n

A excitante descoberta de ondas gravitacionais com o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) e com o Virgo mostrou a presen\u00e7a de buracos negros em sistemas bin\u00e1rios \u00edntimos.<\/p>\n\n\n\n

As massas dos buracos negros observados foram medidas antes da fus\u00e3o 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 fus\u00e3o, \u00e9 na relidade t\u00e3o grande quanto 50 massas solares. Mas n\u00e3o est\u00e1 claro que tipo de estrela pode formar um buraco negro t\u00e3o massivo, ou qual a massa m\u00e1xima para um buraco negro observado pelos detetores de ondas gravitacionais.<\/p>\n\n\n\n

Para responder a esta pergunta, uma equipa de investiga\u00e7\u00e3o do Instituto Kavli para F\u00edsica e Matem\u00e1tica do Universo estudou o est\u00e1gio final da evolu\u00e7\u00e3o de estrelas muito massivas, em particular com 80 a 130 massas solares, em sistemas bin\u00e1rios \u00edntimos. O seu achado est\u00e1 ilustrado nos desenhos (a-e) e nos gr\u00e1ficos.<\/p>\n\n\n\n

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Simula\u00e7\u00e3o: processo evolutivo de uma supernova por instabilidade de par pulsante.
Cr\u00e9dito: Shing-Chi Leung et al.
<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Em sistemas bin\u00e1rios \u00edntimos, inicialmente estrelas com 80 a 130 massas solares perdem o seu inv\u00f3lucro rico em hidrog\u00e9nio e tornam-se estrelas de h\u00e9lio com 40 a 65 massas solares. Quando as estrelas com massa inicial entre 80 e 130 vezes a do Sol formam n\u00facleos ricos em oxig\u00e9nio, as estrelas sofrem pulsa\u00e7\u00e3o din\u00e2mica, porque a temperatura no interior estelar torna-se alta o suficiente para que os fot\u00f5es sejam convertidos em pares eletr\u00e3o-positr\u00e3o. Esta “cria\u00e7\u00e3o de pares” torna o n\u00facleo inst\u00e1vel e acelera a contra\u00e7\u00e3o para o colapso (ilustra\u00e7\u00e3o b).<\/p>\n\n\n\n

Na estrela supercomprimida, o oxig\u00e9nio \u00e9 queimado explosivamente. Isto desencadeia um salto de colapso e em seguida uma r\u00e1pida expans\u00e3o da estrela. Uma parte da camada estelar externa \u00e9 expelida, enquanto a parte mais interna arrefece e colapsa novamente (ilustra\u00e7\u00e3o c). A pulsa\u00e7\u00e3o (colapso e expans\u00e3o) repete-se at\u00e9 que o oxig\u00e9nio se esgote (ilustra\u00e7\u00e3o d). Este processo \u00e9 chamado “instabilidade de par pulsante” (PPI – “pulsational pair-instability”). A estrela forma um n\u00facleo de ferro e colapsa finalmente para um buraco negro, o que desencadeia a explos\u00e3o de supernova (ilustra\u00e7\u00e3o e), chamada supernova-PPI (PPSISN).<\/p>\n\n\n\n

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A linha vermelha mostra a evolu\u00e7\u00e3o da temperatura e da densidade no centro da estrela com massa inicial equivalente a 120 s\u00f3is. As setas mostram a dire\u00e7\u00e3o do tempo. A estrela pulsa (isto \u00e9, contrai e expande-se duas vezes), como #1 e #2 assinalam e colapsa finalmente ao longo da linha parecida \u00e0 de uma estrela com 25 massas solares (linha azul clara: CCSN significa supernova de colapso de n\u00facleo). A linha azul escura mostra a contra\u00e7\u00e3o e a expans\u00e3o final de uma estrela com 200 massas solares que \u00e9 perturbada completamente e que n\u00e3o deixa nenhum buraco negro para tr\u00e1s (PISN significa supernova por instabilidade par). A \u00e1rea superior esquerda delineada pela linha preta \u00e9 a regi\u00e3o onde uma estrela \u00e9 dinamicamente inst\u00e1vel.
Cr\u00e9dito: Shing-Chi Leung et al. <\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Ao calcularem v\u00e1rias destas pulsa\u00e7\u00f5es e eje\u00e7\u00f5es associadas de massa at\u00e9 ao colapso da estrela e forma\u00e7\u00e3o do buraco negro, a equipa descobriu que a massa m\u00e1xima de um buraco negro formado a partir de uma supernova-PPI (supernova por instabilidade de par pulsante) \u00e9 de 52 massas solares.<\/p>\n\n\n\n

As estrelas inicialmente mais massivas do que 130 massas solares (que formam estrelas de h\u00e9lio com mais de 65 massas solares) passam por uma “supernova por instabilidade de par” devido \u00e0 queima explosiva de oxig\u00e9nio, 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.<\/p>\n\n\n\n

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A linha vermelha (que liga os pontos da simula\u00e7\u00e3o) mostra a massa do buraco negro formado ap\u00f3s a supernova por instabilidade de par pulsante (PPISN) contra a massa estelar inicial. As linhas tracejadas vermelha e preta mostra massa do n\u00facleo de h\u00e9lio que resta no sistema bin\u00e1rio. A linha vermelha \u00e9 mais baixa do que a linha tracejada porque parte da massa \u00e9 perdida do n\u00facleo por perda de massa pulsante (a supernova por instabilidade de par, PISN, explode completamente sem deixar remanescente). O pico da linha vermelha d\u00e1 a massa m\u00e1xima, 52 massas solares, do buraco negro observado gra\u00e7as \u00e0s ondas gravitacionais.
Cr\u00e9dito: Shing-Chi Leung et al. <\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Os resultados acima preveem a exist\u00eancia 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 \u00e9 provavelmente o remanescente de uma supernova por instabilidade de par pulsacional.<\/p>\n\n\n\n

O resultado tamb\u00e9m prev\u00ea que um meio circum-estelar massivo seja formado pela perda de massa pulsacional, de modo que a explos\u00e3o de supernova associada com a forma\u00e7\u00e3o do buraco negro induzir\u00e1 a colis\u00e3o do material ejetado com o material circum-estelar para se tornar uma supernova superluminosa. Os futuros sinais de ondas gravitacionais v\u00e3o fornecer uma base sobre a qual estas previs\u00f5es te\u00f3ricas podem ser testadas.<\/p>\n\n\n\n

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As massas de um par de buracos negros (indicados pela mesma cor) cuja fus\u00e3o produziu ondas gravitacionais detetadas pelo LIGO e pelo Virgo (os eventos GW150914 a GW170823 indicam ano-m\u00eas-dia). A caixa delineada entre as 38 e 52 massas solares \u00e9 a gama de massa remanescente produzida pela supernova por instabilidade de par pulsante. As massas dos buracos negros que se situam neste intervaloe de massas devem ter uma origem de supernova-PPI antes do colapso. Abaixo das 38 massas solares, os buracos negros formados pelo colapso do n\u00facleo de uma estrela massiva. Al\u00e9m de GW170729, GW170823 \u00e9 tamb\u00e9m candidato a PPISN no limite inferior de massas.
Cr\u00e9dito: Shing-Chi Leung et al. <\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

\/\/ Instituto Kavli para F\u00edsica e Matem\u00e1tica do Universo (comunicado de imprensa)<\/a>
\/\/ Artigo cient\u00edfico (The Astrophysical Journal)<\/a>
\/\/ Artigo cient\u00edfico (arXiv.org)<\/a><\/p>\n\n\n\n

Saiba mais:<\/h4>\n\n\n\n

Supernova por instabilidade de par pulsante:<\/strong>
Wikipedia<\/a>
Supernova por instabilidade de par (Wikipedia)<\/a><\/p>\n\n\n\n

Buracos negros:<\/strong>
Wikipedia<\/a><\/p>\n\n\n\n

GW170729:
<\/strong>07\/12\/2018 – LIGO e Virgo anunciam quatro novas dete\u00e7\u00f5es (CCVAlg)<\/a>
GWOSC (LIGO Virgo)<\/a><\/p>\n\n\n\n

Ondas gravitacionais:<\/strong>
GraceDB (Gravitational Wave Candidate Event Database)<\/a>
Wikipedia<\/a>
Astronomia de ondas gravitacionais – Wikipedia<\/a>
Ondas gravitacionais: como distorcem o espa\u00e7o – Universe Today<\/a>
Detetores: como funcionam – Universe Today<\/a>
As fontes de ondas gravitacionais – Universe Today<\/a>
O que \u00e9 uma onda gravitacional (YouTube)<\/a><\/p>\n\n\n\n

LIGO:<\/strong>
P\u00e1gina oficial<\/a>
Caltech<\/a>
Advanced LIGO<\/a>
Wikipedia<\/a><\/p>\n\n\n\n

Virgo:
<\/strong>EGO<\/a>
Wikipedia<\/a><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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