27.2: Buracos negros supermassivos - O que realmente são os quasares

objetivos de aprendizagem

Ao final desta seção, você poderá:

• Descreva as características comuns a todos os quasares
• Justifique a alegação de que buracos negros supermassivos são a fonte da energia emitida pelos quasares (e AGNs)
• Explique como a energia de um quasar é produzida

Para encontrar um modelo comum para quasares (e seus primos, os AGNs), vamos primeiro listar as características comuns que estamos descrevendo e acrescentar algumas novas:

• Os quasares são extremamente poderosos, emitindo mais energia na luz irradiada do que todas as estrelas da nossa galáxia juntas.
• Os quasares são pequenos, aproximadamente do tamanho do nosso sistema solar (para os astrônomos, isso é muito pequeno!).
• Observa-se que alguns quasares lançam pares de jatos retos perto da velocidade da luz, em um feixe estreito, a distâncias muito além das galáxias em que vivem. Esses próprios jatos são fontes poderosas de radiação de rádio e raios gama.
• Como os quasares produzem tanta energia de uma região tão pequena, eles não podem ser alimentados por fusão nuclear da mesma forma que as estrelas; eles devem usar algum processo que seja muito mais eficiente.
• Como veremos mais adiante neste capítulo, os quasares eram muito mais comuns quando o universo era jovem do que são hoje. Isso significa que eles devem ter sido capazes de se formar nos primeiros bilhões de anos depois que o universo começou a se expandir.

Os leitores deste texto estão em uma posição muito melhor do que os astrônomos que descobriram os quasares na década de 1960 para adivinhar o que alimenta os quasares. Isso porque a ideia-chave para resolver o quebra-cabeça veio das observações dos buracos negros que discutimos em Buracos Negros e Espaço-Tempo Curvo. A descoberta do primeiro buraco negro de massa estelar no sistema binário Cygnus X-1 foi anunciada em 1971, vários anos após a descoberta dos quasares. A prova de que há um buraco negro no centro de nossa própria galáxia veio ainda mais tarde. Quando os astrônomos começaram a tentar descobrir o que alimentava os quasares, os buracos negros eram simplesmente uma das previsões mais exóticas da teoria geral da relatividade que ainda esperava ser conectada ao mundo real.

Foi apenas como prova da existência de buracos negros acumulados ao longo de várias décadas que ficou mais claro que somente buracos negros supermassivos poderiam explicar todas as propriedades observadas de quasares e AGNs. Como vimos na Via Láctea, nossa própria galáxia tem um buraco negro no centro e a energia é emitida por uma pequena região central. Embora nosso buraco negro não tenha a massa ou a energia dos buracos negros quasares, o mecanismo que os alimenta é semelhante. As evidências agora mostram que a maioria — e provavelmente todas — galáxias elípticas e todas as espirais com protuberâncias nucleares têm buracos negros em seus centros. A quantidade de energia emitida pelo material próximo ao buraco negro depende de duas coisas: a massa do buraco negro e a quantidade de matéria que está caindo nele.

Se um buraco negro com um bilhão de sóis de massa em seu interior (\(10^9\)\(M_{\text{Sun}}\)) acumula (acumula) até mesmo uma quantidade relativamente modesta de material adicional - digamos, cerca de\(10\)\(M_{\text{Sun}}\) por ano - então (como veremos) ele pode, no processo, produzir tanta energia quanto mil galáxias normais. Isso é suficiente para explicar a energia total de um quasar. Se a massa do buraco negro for menor que um bilhão de massas solares ou a taxa de acreção for baixa, a quantidade de energia emitida pode ser muito menor, como é o caso da Via Láctea.

Assista a um vídeo da impressão artística de matéria se acumulando em torno de um buraco negro supermassivo.

Evidência observacional de buracos negros

Para provar que um buraco negro está presente no centro de uma galáxia, devemos demonstrar que tanta massa está amontoada em um volume tão pequeno que nenhum objeto normal — estrelas massivas ou aglomerados de estrelas — poderia explicar isso (assim como fizemos com o buraco negro na Via Láctea). Já sabemos por observações (discutidas em Buracos Negros e Espaço-Tempo Curvo) que um buraco negro de acreção é cercado por um disco de acreção quente com gás e poeira que giram ao redor do buraco negro antes que ele caia.

Se assumirmos que a energia emitida pelos quasares também é produzida por um disco de acreção quente, então, como vimos na seção anterior, o tamanho do disco deve ser dado pelo tempo que a energia do quasar leva para variar. Para quasares, a emissão na luz visível varia em escalas de tempo típicas de 5 a 2000 dias, limitando o tamanho do disco a tantos dias luz.

Na banda de raios-X, os quasares variam ainda mais rapidamente, então o argumento do tempo de viagem da luz nos diz que essa radiação mais energética é gerada em uma região ainda menor. Portanto, a massa em torno da qual o disco de acreção está girando deve ser confinada a um espaço ainda menor. Se o mecanismo quasar envolve uma grande quantidade de massa, então o único objeto astronômico que pode confinar muita massa em um espaço muito pequeno é um buraco negro. Em alguns casos, verifica-se que os raios-X são emitidos de uma região com apenas algumas vezes o tamanho do horizonte de eventos do buraco negro.

O próximo desafio, então, é “pesar” essa massa central em um quasar. No caso de nossa própria galáxia, usamos observações das órbitas de estrelas muito próximas ao centro galáctico, junto com a terceira lei de Kepler, para estimar a massa do buraco negro central (A Via Láctea). No caso de galáxias distantes, não podemos medir as órbitas de estrelas individuais, mas podemos medir a velocidade orbital do gás no disco de acreção rotativo. O Telescópio Espacial Hubble é especialmente adequado para essa tarefa porque está acima do embaçamento da atmosfera da Terra e pode obter espectros muito próximos das regiões centrais brilhantes das galáxias ativas. O efeito Doppler é então usado para medir as velocidades radiais do material em órbita e, assim, derivar a velocidade com que ele se move.

Uma das primeiras galáxias a ser estudada com o Telescópio Espacial Hubble é a nossa antiga favorita, a gigante elíptica M87. Imagens do Telescópio Espacial Hubble mostraram que há um disco de gás quente (10.000 K) girando ao redor do centro da M87 (Figura\(\PageIndex{7}\)). Foi surpreendente encontrar gás quente em uma galáxia elíptica porque esse tipo de galáxia geralmente é desprovido de gás e poeira. Mas a descoberta foi extremamente útil para determinar a existência do buraco negro. Os astrônomos mediram o desvio Doppler das linhas espectrais emitidas por esse gás, encontraram sua velocidade de rotação e, em seguida, usaram a velocidade para derivar a quantidade de massa dentro do disco, aplicando a terceira lei de Kepler.

Figura:\(\PageIndex{7}\) Evidência de um buraco negro no centro da M87. O disco de gás giratório à direita foi descoberto no centro da galáxia elíptica gigante M87 com o Telescópio Espacial Hubble. Observações feitas em lados opostos do disco mostram que um lado está se aproximando de nós (as linhas espectrais são deslocadas para o azul pelo efeito Doppler) enquanto o outro está recuando (as linhas são deslocadas para o vermelho), uma indicação clara de que o disco está girando. A velocidade de rotação é de cerca de 550 quilômetros por segundo ou 1,2 milhão de milhas por hora. Uma velocidade de rotação tão alta é uma evidência de que há um buraco negro muito grande no centro da M87.

Estimativas modernas mostram que há uma massa de pelo menos 3,5 bilhões\(M_{\text{Sun}}\) concentrada em uma pequena região no centro da M87. Tanta massa em um volume tão pequeno de espaço deve ser um buraco negro. Vamos parar por um momento e ver esta figura: um único buraco negro que engoliu material suficiente para formar 3,5 bilhões de estrelas como o Sol. Poucas medições astronômicas já levaram a um resultado tão surpreendente. Que ambiente estranho deve ser a vizinhança de um buraco negro tão supermassivo.

Outro exemplo é mostrado na Figura\(\PageIndex{8}\). Aqui, vemos um disco de poeira e gás que envolve um buraco\(M_{\text{Sun}}\) negro de 300 milhões no centro de uma galáxia elíptica. (O ponto brilhante no centro é produzido pela luz combinada de estrelas que foram aproximadas pela força gravitacional do buraco negro.) A massa do buraco negro foi novamente derivada de medições da velocidade de rotação do disco. O gás no disco está se movendo a 155 quilômetros por segundo a uma distância de apenas 186 anos-luz de seu centro. Dada a força da massa no centro, esperamos que todo o disco de poeira seja engolido pelo buraco negro em vários bilhões de anos.

Figura\(\PageIndex{8}\) Outra galáxia com um disco de buraco negro. A imagem terrestre mostra uma galáxia elíptica chamada NGC 7052 localizada na constelação de Vulpecula, a quase 200 milhões de anos-luz da Terra. No centro da galáxia (à direita) está um disco de poeira com aproximadamente 3700 anos-luz de diâmetro. O disco gira como um carrossel gigante: o gás na parte interna (186 anos-luz do centro) gira a uma velocidade de 155 quilômetros por segundo (341.000 milhas por hora). A partir dessas medições e da terceira lei de Kepler, é possível estimar que o disco esteja orbitando em torno de um buraco negro central com uma massa de 300 milhões de sóis.

Mas temos que aceitar os buracos negros como a única explicação do que está no centro dessas galáxias? O que mais poderíamos colocar em um espaço tão pequeno além de um buraco negro gigante? A alternativa são as estrelas. Mas para explicar as massas nos centros das galáxias sem um buraco negro, precisamos colocar pelo menos um milhão de estrelas em uma região do tamanho do sistema solar. Para caber, eles teriam apenas 2 diâmetros de estrela separados. Colisões entre estrelas aconteciam o tempo todo. E essas colisões levariam à fusão de estrelas, e muito em breve a única estrela gigante que elas formavam entraria em colapso em um buraco negro. Portanto, realmente não há como escapar: somente um buraco negro pode encaixar tanta massa em um espaço tão pequeno.

Como vimos anteriormente, as observações agora mostram que todas as galáxias com uma concentração esférica de estrelas — sejam elas galáxias elípticas ou galáxias espirais com protuberâncias nucleares (veja o capítulo sobre Galáxias) — abrigam um desses buracos negros gigantes em seus centros. Entre eles está nossa galáxia espiral vizinha, a galáxia de Andrômeda, M31. As massas desses buracos negros centrais variam de pouco menos de um milhão a pelo menos 30 bilhões de vezes a massa do Sol. Vários buracos negros podem ser ainda mais massivos, mas as estimativas de massa têm grandes incertezas e precisam ser verificadas. Chamamos esses buracos negros de “supermassivos” para distingui-los dos buracos negros muito menores que se formam quando algumas estrelas morrem. Até agora, os buracos negros de estrelas mais massivos - aqueles detectados por ondas gravitacionais detectadas pelo LIGO - têm massas de cerca de 40 massas solares.

Produção de energia em torno de um buraco negro

Agora, você pode estar disposto a aceitar a ideia de que enormes buracos negros se escondem nos centros das galáxias ativas. Mas ainda precisamos responder à pergunta de como esse buraco negro pode ser responsável por uma das fontes de energia mais poderosas do universo. Como vimos em Buracos Negros e no Espaço-Tempo Curvo, um buraco negro em si não pode irradiar energia. Qualquer energia que detectarmos dela deve vir de material muito próximo ao buraco negro, mas não dentro de seu horizonte de eventos.

Em uma galáxia, um buraco negro central (com sua forte gravidade) atrai matéria — estrelas, poeira e gás — orbitando nas densas regiões nucleares. Essa matéria entra em espiral em direção ao buraco negro giratório e forma um disco de acreção de material ao seu redor. À medida que o material se aproxima cada vez mais do buraco negro, ele acelera e se comprime, aquecendo até temperaturas de milhões de graus. Essa matéria quente pode irradiar quantidades prodigiosas de energia ao cair em direção ao buraco negro.

Para se convencer de que cair em uma região com forte gravidade pode liberar uma grande quantidade de energia, imagine jogar uma versão impressa do seu livro didático de astronomia pela janela do térreo da biblioteca. Ele pousará com um baque e talvez dê uma pancada feia em um pombo surpreso, mas a energia liberada por sua queda não será muito grande. Agora pegue o mesmo livro até o décimo quinto andar de um prédio alto e solte-o de lá. Para qualquer pessoa abaixo, a astronomia pode de repente se tornar um assunto mortal; quando o livro chega, o faz com muita energia.

Deixar cair coisas de longe na gravidade muito mais forte de um buraco negro é muito mais eficaz para transformar a energia liberada pela queda em outras formas de energia. Assim como o livro que cai pode aquecer o ar, sacudir o solo ou produzir energia sonora que pode ser ouvida a alguma distância, a energia do material caindo em direção a um buraco negro pode ser convertida em quantidades significativas de radiação eletromagnética.

O que um buraco negro tem que trabalhar não são livros didáticos, mas fluxos de gás caindo. Se uma bolha densa de gás se move através de um gás fino em alta velocidade, ela se aquece à medida que diminui por atrito. À medida que diminui a velocidade, a energia cinética (movimento) é transformada em energia térmica. Assim como uma nave espacial reentrando na atmosfera (Figura\(\PageIndex{9}\)), o gás que se aproxima de um buraco negro esquenta e brilha onde encontra outros gases. Mas esse gás, ao se aproximar do horizonte de eventos, atinge velocidades de 10% da velocidade da luz e mais. Portanto, fica muito, muito mais quente do que uma nave espacial, que não atinge mais do que cerca de 1500 K. De fato, o gás próximo a um buraco negro supermassivo atinge uma temperatura de cerca de 150.000 K, cerca de 100 vezes mais quente do que uma espaçonave retornando à Terra. Pode até ficar tão quente — milhões de graus — que irradia raios X.

Figura\(\PageIndex{9}\) Fricção na atmosfera da Terra. Na impressão desse artista, o movimento rápido de uma espaçonave (a cápsula de reentrada da missão Apollo) pela atmosfera comprime e aquece o ar à sua frente, o que aquece a espaçonave por sua vez até que ela brilhe em brasa. Empurrar o ar desacelera a espaçonave, transformando a energia cinética da espaçonave em calor. O gás em movimento rápido que cai em um quasar se aquece de maneira semelhante.

A quantidade de energia que pode ser liberada dessa forma é enorme. Einstein mostrou que massa e energia são intercambiáveis com sua famosa fórmula\[E = mc^2 \nonumber\] (veja The Sun: A Nuclear Powerhouse). Uma bomba de hidrogênio libera apenas 1% dessa energia, assim como uma estrela. Os quasares são muito mais eficientes do que isso. A energia liberada caindo no horizonte de eventos de um buraco negro pode facilmente chegar a 10% ou, no limite teórico extremo, 32% dessa energia. (Ao contrário dos átomos de hidrogênio em uma bomba ou estrela, o gás que cai no buraco negro não está realmente perdendo massa de seus átomos para liberar a energia; a energia é produzida apenas porque o gás está caindo cada vez mais perto do buraco negro.) Essa enorme liberação de energia explica como um pequeno volume, como a região ao redor de um buraco negro, pode liberar tanta energia quanto uma galáxia inteira. Mas para irradiar toda essa energia, em vez de simplesmente cair dentro do horizonte de eventos com apenas uma espiada, o gás quente deve ter tempo para girar em torno da estrela no disco de acreção e emitir parte de sua energia.

A maioria dos buracos negros não mostra sinais de emissão de quasares. Nós os chamamos de “quiescentes”. Mas, como os dragões adormecidos, eles podem ser despertados ao serem despertados com um novo suprimento de gás. Nosso próprio buraco negro da Via Láctea está atualmente quiescente, mas pode ter sido um quasar há apenas alguns milhões de anos (Figura\(\PageIndex{10}\)). Duas bolhas gigantes que se estendem por 25.000 anos-luz acima e abaixo do centro galáctico estão emitindo raios gama. Eles foram produzidos há alguns milhões de anos, quando uma quantidade significativa de matéria caiu no buraco negro no centro da galáxia? Os astrônomos ainda estão trabalhando para entender que evento notável pode ter formado essas enormes bolhas.

Figura\(\PageIndex{10}\) Fermi Bubbles in the Galaxy. Bolhas gigantes que brilham na luz de raios gama estão acima e abaixo do centro da Via Láctea, vistas pelo satélite Fermi. (A imagem de raios gama e raios-X é sobreposta a uma imagem de luz visível das partes internas de nossa galáxia.) As bolhas podem ser evidências de que o buraco negro supermassivo no centro de nossa galáxia era um quasar há alguns milhões de anos.

A física necessária para explicar a maneira exata pela qual a energia da queda do material é convertida em radiação perto de um buraco negro é muito mais complicada do que nossa simples discussão sugere. Para entender o que acontece na região “áspera e tombada” ao redor de um enorme buraco negro, astrônomos e físicos devem recorrer a simulações de computador (e eles precisam de supercomputadores, máquinas rápidas capazes de fazer números incríveis de cálculos por segundo). Os detalhes desses modelos estão além do escopo do nosso livro, mas eles suportam a descrição básica apresentada aqui.

Jatos de rádio

Até agora, nosso modelo parece explicar a fonte central de energia em quasares e galáxias ativas. Mas, como vimos, os quasares e outras galáxias ativas são mais do que uma fonte de energia pontual. Eles também podem ter jatos longos que brilham com ondas de rádio, luz e, às vezes, até raios X, e que se estendem muito além dos limites da galáxia mãe. Podemos encontrar uma maneira de nosso buraco negro e seu disco de acreção também produzirem esses jatos de partículas energéticas?

Muitas observações diferentes agora rastrearam esses jatos até 3 a 30 anos-luz do quasar pai ou núcleo galáctico. Embora o buraco negro e o disco de acreção sejam normalmente menores que 1 ano-luz, presumimos que, se os jatos chegarem tão perto, provavelmente se originarão nas proximidades do buraco negro. Outra característica dos jatos que precisamos explicar é que eles contêm matéria se movendo perto da velocidade da luz.

Por que elétrons energéticos e outras partículas perto de um buraco negro supermassivo são ejetados em jatos e, muitas vezes, em dois jatos de direção oposta, em vez de em todas as direções? Novamente, devemos usar modelos teóricos e simulações de supercomputador do que acontece quando muito material gira para dentro em um disco de acreção de buraco negro lotado. Embora não haja acordo sobre exatamente como os jatos se formam, ficou claro que qualquer material que escape da vizinhança do buraco negro tem mais facilidade em fazê-lo perpendicularmente ao disco.

De certa forma, as regiões internas dos discos de acreção de buracos negros lembram um bebê que está aprendendo a comer sozinho. A quantidade de comida que entra na boca do bebê às vezes pode acabar sendo expelida em várias direções. Da mesma forma, parte do material girando para dentro em direção a um buraco negro se encontra sob tremenda pressão e orbitando com uma velocidade tremenda. Sob tais condições, simulações mostram que uma quantidade significativa de material pode ser jogada para fora — não para trás ao longo do disco, onde mais material está se aglomerando, mas acima e abaixo do disco. Se o disco for espesso (como costuma ser quando muito material cai rapidamente), ele pode canalizar o material extravagante em feixes estreitos perpendiculares ao disco (Figura\(\PageIndex{11}\)).

Figura:\(\PageIndex{11}\) Modelos de discos de acreção. Esses desenhos esquemáticos mostram a aparência dos discos de acreção em torno de grandes buracos negros para (a) um disco de acreção fino e (b) um disco “gordo” - o tipo necessário para levar em conta a canalização da saída de material quente em jatos estreitos orientados perpendicularmente ao disco.

A figura\(\PageIndex{12}\) mostra observações de uma galáxia elíptica que se comporta exatamente dessa maneira. No centro dessa galáxia ativa, há um anel de poeira e gás com cerca de 400 anos-luz de diâmetro, ao redor de um buraco\(M_{\text{Sun}}\) negro de 1,2 bilhão. As observações de rádio mostram que dois jatos emergem em uma direção perpendicular ao anel, exatamente como o modelo prevê.

Figura\(\PageIndex{12}\) Jets e Disk em uma galáxia ativa. A imagem à esquerda mostra a galáxia elíptica ativa NGC 4261, que está localizada no enxame da Virgem a uma distância de cerca de 100 milhões de anos-luz. A própria galáxia - a região circular branca no centro - é mostrada como se parece na luz visível, enquanto os jatos são vistos em comprimentos de onda de rádio. Uma imagem do Telescópio Espacial Hubble da porção central da galáxia é mostrada à direita. Ele contém um anel de poeira e gás com cerca de 800 anos-luz de diâmetro, ao redor de um buraco negro supermassivo. Observe que os jatos emergem da galáxia em uma direção perpendicular ao plano do anel.

QUASARES E AS ATITUDES DOS ASTRÔNOMOS

A descoberta dos quasares no início dos anos 1960 foi a primeira de uma série de surpresas que os astrônomos tinham guardado. Em mais uma década, eles encontrariam estrelas de nêutrons (na forma de pulsares), os primeiros indícios de buracos negros (em fontes binárias de raios-X) e até mesmo o eco de rádio do próprio Big Bang. Muitas outras novas descobertas estão por vir.

Como Maarten Schmidt relembrou em 1988, “Creio que isso teve um impacto profundo na conduta daqueles que praticavam astronomia. Antes da década de 1960, havia muito autoritarismo no campo. Novas ideias expressas em reuniões seriam imediatamente julgadas por astrônomos seniores e rejeitadas se fossem muito distantes.” Vimos um bom exemplo disso no problema que Chandrasekhar teve ao encontrar aceitação para suas ideias sobre a morte de estrelas com núcleos maiores que 1,4\(M_{\text{Sun}}\) (veja a caixa de recursos sobre Subrahmanyan Chandrasekhar na Seção 23.1).

“As descobertas da década de 1960”, continuou Schmidt, “foram uma vergonha, no sentido de que foram totalmente inesperadas e não puderam ser avaliadas imediatamente. Em reação a esses desenvolvimentos, uma atitude evoluiu em que até mesmo ideias estranhas em astronomia são levadas a sério. Dada a nossa falta de conhecimento sólido em astronomia extragalática, isso provavelmente deve ser preferido ao autoritarismo.” ¹

Isso não quer dizer que os astrônomos (sendo humanos) não continuem tendo preconceitos e preferências. Por exemplo, um pequeno grupo de astrônomos que pensava que os desvios para o vermelho dos quasares não estavam relacionados com suas distâncias (o que era definitivamente uma opinião minoritária) muitas vezes se sentia excluído das reuniões ou do acesso a telescópios nas décadas de 1960 e 1970. Não está tão claro se eles realmente foram excluídos, mas sentiram a pressão muito difícil de saber que a maioria de seus colegas discordava fortemente deles. Como se viu, a evidência - que, em última análise, deve decidir todas as questões científicas - também não estava do lado deles.

Mas hoje, à medida que instrumentos melhores trazem soluções para alguns problemas e iluminam claramente nossa ignorância sobre os outros, todo o campo da astronomia parece mais aberto à discussão de ideias incomuns. É claro que, antes que qualquer hipótese seja aceita, ela deve ser testada — repetidas vezes — contra as evidências que a própria natureza revela. Ainda assim, as muitas propostas estranhas publicadas sobre o que poderia ser a matéria escura (veja A evolução e distribuição das galáxias) atestam a nova abertura que Schmidt descreveu.

Com esse modelo de buraco negro, percorremos um longo caminho para entender os quasares e galáxias ativas que pareciam muito misteriosos há apenas algumas décadas. Como costuma acontecer na astronomia, uma combinação de melhores instrumentos (fazendo melhores observações) e modelos teóricos aprimorados nos permitiu fazer progressos significativos em um aspecto intrigante do cosmos.

Resumo

Tanto os núcleos galácticos ativos quanto os quasares derivam sua energia do material que cai em direção a um enorme buraco negro e forma um disco de acreção quente ao redor dele. Esse modelo pode explicar a grande quantidade de energia emitida e o fato de a energia ser produzida em um volume relativamente pequeno de espaço. Também pode explicar por que os jatos provenientes desses objetos são vistos em duas direções: essas direções são perpendiculares ao disco de acreção.

Notas de pé

¹ M. Schmidt, “The Discovery of Quasars”, em Modern Cosmology in Retrospect, ed. B. Bertotti et al. (Cambridge University Press, 1990).