24.6: Evidências de buracos negros

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Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

Descreva o que procurar ao procurar e confirmar a presença de um buraco negro estelar
Explique como um buraco negro é inerentemente negro, mas pode ser associado à matéria luminosa
Diferencie entre buracos negros estelares e buracos negros nos centros das galáxias

A teoria nos diz como são os buracos negros. Mas eles realmente existem? E como vamos procurar algo que esteja a muitos anos-luz de distância, com apenas algumas dezenas de quilômetros de diâmetro (se for um buraco negro estelar) e completamente negro? Acontece que o truque não é procurar o buraco negro em si, mas sim procurar o que ele faz com uma estrela companheira próxima.

Como vimos, quando estrelas muito massivas colapsam, elas deixam para trás sua influência gravitacional. E se um membro de um sistema de estrelas duplas se tornar um buraco negro e seu companheiro conseguir sobreviver à morte da estrela massiva? Embora o buraco negro desapareça de nossa vista, talvez possamos deduzir sua presença das coisas que ele faz com seu companheiro.

Requisitos para um buraco negro

Então, aqui está uma receita para encontrar um buraco negro: comece procurando por uma estrela cujo movimento (determinado pelo desvio Doppler de suas linhas espectrais) mostre que ela é membro de um sistema estelar binário. Se ambas as estrelas estiverem visíveis, nenhuma delas pode ser um buraco negro, então concentre sua atenção apenas nos sistemas em que apenas uma estrela do par é visível, mesmo com nossos telescópios mais sensíveis.

Ser invisível não é suficiente, no entanto, porque uma estrela relativamente fraca pode ser difícil de ver ao lado do brilho de uma companheira brilhante ou envolta em poeira. E mesmo que a estrela seja realmente invisível, ela pode ser uma estrela de nêutrons. Portanto, também devemos ter evidências de que a estrela invisível tem uma massa muito alta para ser uma estrela de nêutrons e que é um objeto colapsado — um remanescente estelar extremamente pequeno.

Podemos usar a lei de Kepler (veja Órbitas e Gravidade) e nosso conhecimento da estrela visível para medir a massa do membro invisível do par. Se a massa for maior que cerca de 3\(M_{\text{Sun}}\), provavelmente estamos vendo (ou, mais precisamente, não vendo) um buraco negro, desde que possamos ter certeza de que o objeto é realmente uma estrela colapsada.

Se a matéria cair em direção a um objeto compacto de alta gravidade, o material é acelerado até alta velocidade. Perto do horizonte de eventos de um buraco negro, a matéria está se movendo a velocidades que se aproximam da velocidade da luz. À medida que os átomos giram caoticamente em direção ao horizonte de eventos, eles se esfregam uns nos outros; o atrito interno pode aquecê-los a temperaturas de 100 milhões de K ou mais. Essa matéria quente emite radiação na forma de raios X cintilantes. A última parte de nossa prescrição, então, é procurar uma fonte de raios-X associada ao sistema binário. Como os raios X não penetram na atmosfera da Terra, essas fontes devem ser encontradas usando telescópios de raios-X no espaço.

Em nosso exemplo, o gás que cai que produz a emissão de raios-X vem da estrela companheira do buraco negro. Como vimos em The Death of Stars, estrelas em sistemas binários próximos podem trocar massa, especialmente quando um dos membros se expande para uma gigante vermelha. Suponha que uma estrela em um sistema de estrelas duplas tenha evoluído para um buraco negro e que a segunda estrela comece a se expandir. Se as duas estrelas não estiverem muito distantes, as camadas externas da estrela em expansão podem chegar ao ponto em que o buraco negro exerce mais força gravitacional sobre elas do que as camadas internas da gigante vermelha à qual a atmosfera pertence. A atmosfera externa então passa pelo ponto sem retorno entre as estrelas e cai em direção ao buraco negro.

A revolução mútua da estrela gigante e do buraco negro faz com que o material que cai em direção ao buraco negro gire em torno dela, em vez de fluir diretamente para ele. O gás que cai gira em torno do buraco negro em uma panqueca de matéria chamada disco de acreção. É dentro da parte interna desse disco que a matéria gira em torno do buraco negro tão rápido que o atrito interno a aquece até as temperaturas de emissão de raios X (veja a miniatura do capítulo).

Outra forma de formar um disco de acreção em um sistema estelar binário é fazer com que um vento estelar poderoso venha do companheiro do buraco negro. Esses ventos são uma característica de vários estágios da vida de uma estrela. Parte do gás ejetado pelo vento então fluirá perto o suficiente do buraco negro para ser capturado por ele no disco (Figura\(\PageIndex{1}\)).

alt — Figura\(\PageIndex{1}\): Buraco negro binário. Esta versão artística mostra um buraco negro e uma estrela (vermelha). Conforme a matéria flui da estrela, ela forma um disco ao redor do buraco negro. Parte do material em espiral próximo ao buraco negro é empurrado para fora perpendicularmente ao disco em dois jatos estreitos.

Devemos ressaltar que, como costuma acontecer, as medidas que discutimos não são tão simples quanto são descritas nos livros didáticos introdutórios. Na vida real, a lei de Kepler nos permite calcular apenas a massa combinada das duas estrelas no sistema binário. Precisamos aprender mais sobre a estrela visível do par e sua história para determinar a distância até o par binário, o tamanho real da órbita da estrela visível e como a órbita das duas estrelas está inclinada em direção à Terra, algo que raramente podemos medir. E as estrelas de nêutrons também podem ter discos de acreção que produzem raios X, então os astrônomos devem estudar cuidadosamente as propriedades desses raios X ao tentar determinar que tipo de objeto está no centro do disco. No entanto, já foram encontrados vários sistemas que claramente contêm buracos negros.

A descoberta de buracos negros de massa estelar

Como os raios-X são traçadores tão importantes de buracos negros que estão recebendo alguns de seus companheiros estelares para almoçar, a busca por buracos negros teve que aguardar o lançamento de sofisticados telescópios de raios-X no espaço. Esses instrumentos devem ter a resolução de localizar as fontes de raios-X com precisão e, assim, nos permitir combiná-las com as posições dos sistemas estelares binários.

O primeiro sistema binário de buraco negro a ser descoberto chama-se Cygnus X-1 (veja a miniatura do capítulo). A estrela visível neste sistema binário é do tipo espectral O. As medições dos desvios do Doppler das linhas espectrais da estrela O mostram que ela tem uma companheira invisível. Os raios X que brilham dele indicam fortemente que o companheiro é um pequeno objeto colapsado. A massa do companheiro invisível em colapso é cerca de 15 vezes a do Sol. A companheira é, portanto, muito grande para ser uma anã branca ou uma estrela de nêutrons.

Vários outros sistemas binários também atendem a todas as condições para conter um buraco negro. A tabela\(\PageIndex{1}\) lista as características de alguns dos melhores exemplos.

Tabela\(\PageIndex{1}\): Alguns candidatos a buracos negros em sistemas estelares binários
Designação do nome/catálogo ¹	Tipo espectral de estrela companheira	Período orbital (dias)	Estimativas da massa do buraco negro (\(M_{\text{Sun}}\))
LMC X-1	O gigante	3.9	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">10.9
Cygnus X-1	O supergigante	5.6	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="alinhamento vertical: meio; ">15
XTE J1819.3-254 (V4641 Sgr)	Um gigante	2.8	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="alinhamento vertical: meio; ">6—7
LMC X-3	Sequência principal B	1.7	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="alinhamento vertical: meio; ">7
4U1543-475 (lâmpada IP)	Uma sequência principal	1.1	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="alinhamento vertical: meio; ">9
GRO J1655-40 (V1033 Sco)	F subgigante	2.6	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="alinhamento vertical: meio; ">7
GRS 1915+105	K gigante	33,5	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="alinhamento vertical: meio; ">14
GS202+1338 (B404 Cyg)	K gigante	6.5	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">12
XTE I1550-564	K gigante	1,5	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="alinhamento vertical: meio; ">11
A0620-00 (V616 Mon)	Sequência principal K	0,33	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="alinhamento vertical: meio; ">9—13
B1705-250 (Nova Oph 1977)	Sequência principal K	0,52	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="alinhamento vertical: meio; ">5—7
GRS1124-683 (Nova Mus 1991)	Sequência principal K	0,43	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="alinhamento vertical: meio; ">7
GS2000+25 (QZ Vul)	Sequência principal K	0,35	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="alinhamento vertical: meio; ">5—10
GRS1009-45 (Nova Vel 1993)	Eu anão	0,29	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="alinhamento vertical: meio; ">8—9
XTE I1118+480	Eu anão	0,17	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="alinhamento vertical: meio; ">7
XTE I1859+226	Eu anão	0,38	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">5.4
OU J0422+32	Meu anão	0,21	\ (M_ {\ text {Sun}}\))” style="vertical-align:middle; ">4

Alimentando um buraco negro

Depois que uma estrela isolada, ou mesmo uma em um sistema estelar binário, se tornar um buraco negro, ela provavelmente não conseguirá crescer muito. Nas regiões suburbanas da Via Láctea onde vivemos (veja A Via Láctea), estrelas e sistemas estelares estão muito distantes para que outras estrelas forneçam “comida” a um buraco negro faminto. Afinal, o material deve se aproximar muito do horizonte de eventos antes que a gravidade seja diferente da da estrela antes de se tornar o buraco negro.

Mas, como veremos, as regiões centrais das galáxias são bem diferentes de suas partes externas. Aqui, estrelas e matéria-prima podem estar bastante aglomeradas e podem interagir com muito mais frequência umas com as outras. Portanto, buracos negros nos centros das galáxias podem ter uma oportunidade muito melhor de encontrar massa próxima o suficiente de seus horizontes de eventos para penetrar. Os buracos negros não são específicos quanto ao que “comem”: eles ficam felizes em consumir outras estrelas, asteróides, gás, poeira e até mesmo outros buracos negros. (Se dois buracos negros se fundirem, você obtém um buraco negro com mais massa e um horizonte de eventos maior.)

Como resultado, buracos negros em regiões lotadas podem crescer, eventualmente engolindo milhares ou até milhões de vezes a massa do Sol. Observações terrestres forneceram evidências convincentes de que há um buraco negro no centro de nossa própria galáxia com uma massa de cerca de 4 milhões de vezes a massa do Sol (discutiremos isso mais adiante no capítulo sobre A Via Láctea). Observações com o Telescópio Espacial Hubble mostraram evidências dramáticas da existência de buracos negros nos centros de muitas outras galáxias. Esses buracos negros podem conter mais de um bilhão de massas solares. O frenesi alimentar desses buracos negros supermassivos pode ser responsável por alguns dos fenômenos mais energéticos do universo (veja Galáxias Ativas, Quasares e Buracos Negros Supermassivos). E evidências de observações mais recentes de raios-X também estão começando a indicar a existência de buracos negros de “peso médio”, cujas massas são dezenas a milhares de vezes a massa do Sol. As regiões internas lotadas dos aglomerados globulares que descrevemos em Estrelas da Adolescência à Velhice podem ser os criadouros certos para esses buracos negros de massa intermediária.

Nas últimas décadas, muitas observações, especialmente com o Telescópio Espacial Hubble e com satélites de raios-X, foram feitas e só podem ser explicadas se os buracos negros realmente existirem. Além disso, os testes observacionais da teoria geral da relatividade de Einstein convenceram até mesmo os cientistas mais céticos de que sua imagem do espaço-tempo distorcido ou curvo é de fato nossa melhor descrição dos efeitos da gravidade perto desses buracos negros.

Resumo

A melhor evidência de buracos negros de massa estelar vem de sistemas estelares binários nos quais (1) uma estrela do par não é visível, (2) a emissão cintilante de raios-X é característica de um disco de acreção em torno de um objeto compacto e (3) a órbita e as características da estrela visível indicam que a massa de sua companheiro invisível é maior que 3\(M_{\text{Sun}}\). Vários sistemas com essas características foram encontrados. Buracos negros com massas de milhões a bilhões de massas solares são encontrados nos centros de grandes galáxias.

Notas de pé

¹ Como você pode ver, não existe uma forma padrão de nomear esses candidatos. A cadeia de números é a localização da fonte em ascensão e declinação retas (o sistema de longitude e latitude do céu); algumas das letras que precedem os números se referem a objetos (por exemplo, LMC) e constelações (por exemplo, Cygnus), enquanto outras letras se referem ao satélite que descobriu o candidato — a para Ariel, G para Ginga e assim por diante. As notações entre parênteses são aquelas usadas por astrônomos que estudam o sistema estelar binário ou as novas.

Glossário

disco de acreção: o disco de gás e poeira encontrou estrelas recém-nascidas em órbita, bem como remanescentes estelares compactos, como anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros quando estão em sistemas binários e estão suficientemente próximos de seus companheiros binários para extrair material