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Diagrama esquemático do caminho de formação do buraco negro binário para GW170729. Uma estrela abaixo de 80 massas solares evolui e se transforma em uma supernova de colapso do núcleo. A estrela não experimenta instabilidade de pares; portanto, não há ejeção de massa significativa por pulsação. Depois que a estrela forma um núcleo maciço de ferro, ela entra em colapso por sua própria gravidade e forma um buraco negro com uma massa abaixo de 38 massas solares. Uma estrela entre 80 e 140 massas solares evolui e se transforma em uma supernova pulsacional de instabilidade de pares. Depois que a estrela forma um núcleo maciço de carbono-oxigênio, o núcleo experimenta a criação catastrófica de pares elétron-pósitron. Isso estimula forte pulsação e ejeção parcial dos materiais estelares. Os materiais ejetados formam a matéria circunstancial que envolve a estrela. Depois disso, a estrela continua a evoluir e forma um núcleo maciço de ferro, que entra em colapso de maneira semelhante à supernova comum do colapso do núcleo, mas com uma massa final de buraco negro mais alta entre 38 - 52 massas solares. Esses dois caminhos poderiam explicar a origem das massas binárias de buracos negros detectados do evento de ondas gravitacionais GW170729. Crédito: Shing-Chi Leung et al./Kavli IPMU
Através de simulações de uma estrela moribunda, uma equipe de pesquisadores teóricos da física descobriu a origem evolutiva e a massa máxima de buracos negros que são descobertos pela detecção de ondas gravitacionais.
A emocionante detecção de ondas gravitacionais com o LIGO (observatório de ondas gravitacionais com interferômetro a laser) e o VIRGO (antena de ondas gravitacionais interferométricas com Virgo) mostrou a presença de buracos negros em sistemas binários próximos.
As massas dos buracos negros observados antes da fusão foram medidas e resultaram em uma massa muito maior do que o esperado anteriormente, cerca de 10 vezes a massa do Sol (massa solar). Em um desses eventos, GW170729, a massa observada de um buraco negro antes da fusão é realmente tão grande quanto cerca de 50 massas solares . Mas não está claro quais estrelas podem formar um buraco negro tão grande ou qual é o tamanho máximo de buracos negros observado pelos detectores de ondas gravitacionais.
Para responder a essa pergunta, uma equipe de pesquisa do Instituto Kavli de Física e Matemática do Universo (Kavli IPMU), composta pelo pesquisador do projeto Shing-Chi Leung (atualmente no Instituto de Tecnologia da Califórnia), pelo cientista sênior Ken'ichi Nomoto e O cientista sênior visitante Sergei Blinnikov (professor do Instituto de Física Teórica e Experimental de Mosow) investigou o estágio final da evolução de estrelas muito massivas , em particular de 80 a 130 estrelas de massa solar em sistemas binários próximos.A emocionante detecção de ondas gravitacionais com o LIGO (observatório de ondas gravitacionais com interferômetro a laser) e o VIRGO (antena de ondas gravitacionais interferométricas com Virgo) mostrou a presença de buracos negros em sistemas binários próximos.
As massas dos buracos negros observados antes da fusão foram medidas e resultaram em uma massa muito maior do que o esperado anteriormente, cerca de 10 vezes a massa do Sol (massa solar). Em um desses eventos, GW170729, a massa observada de um buraco negro antes da fusão é realmente tão grande quanto cerca de 50 massas solares . Mas não está claro quais estrelas podem formar um buraco negro tão grande ou qual é o tamanho máximo de buracos negros observado pelos detectores de ondas gravitacionais.
Para responder a essa pergunta, uma equipe de pesquisa do Instituto Kavli de Física e Matemática do Universo (Kavli IPMU), composta pelo pesquisador do projeto Shing-Chi Leung (atualmente no Instituto de Tecnologia da Califórnia), pelo cientista sênior Ken'ichi Nomoto e O cientista sênior visitante Sergei Blinnikov (professor do Instituto de Física Teórica e Experimental de Mosow) investigou o estágio final da evolução de estrelas muito massivas , em particular de 80 a 130 estrelas de massa solar em sistemas binários próximos.
Processo evolutivo da supernova de instabilidade pulsante. Crédito: Shing-Chi Leung et al.
Em sistemas binários próximos, inicialmente de 80 a 130 estrelas de massa solar perdem seu invólucro rico em hidrogênio e se tornam estrelas de hélio de 40 a 65 massas solares. Quando as estrelas de massa solar inicial formam núcleos ricos em oxigênio, as estrelas sofrem pulsações dinâmicas porque a temperatura no interior estelar se torna alta o suficiente para que os fótons sejam convertidos em pares elétron-pósitron. Essa "criação de pares" torna o núcleo instável e acelera a contração ao colapso.
Na estrela supercomprimida, o oxigênio queima explosivamente. Isso desencadeia um colapso e, em seguida, uma rápida expansão da estrela. Uma parte da camada externa estelar é ejetada, enquanto a parte interna esfria e cai novamente. A pulsação (colapso e expansão) se repete até o oxigênio se esgotar. Esse processo é chamado instabilidade de par pulsacional (PPI). A estrela forma um núcleo de ferro e finalmente entra em colapso em um buraco negro, o que desencadeia a explosão da supernova, conhecida como PPI-supernova (PPISN).
Ao calcular várias dessas pulsações e ejeção de massa associada até a estrela entrar em colapso para formar um buraco negro, a equipe descobriu que a massa máxima do buraco negro formada a partir da supernova de instabilidade por pares pulsacional é de 52 massas solares.Ao calcular várias dessas pulsações e ejeção de massa associada até a estrela entrar em colapso para formar um buraco negro, a equipe descobriu que a massa máxima do buraco negro formada a partir da supernova de instabilidade por pares pulsacional é de 52 massas solares.
A linha vermelha mostra a evolução temporal da temperatura e densidade no centro da estrela de massa solar inicialmente de 120 (PPISN: supernova de instabilidade de par pulsacional). As setas mostram a direção do tempo. A estrela pulsa (ou seja, contração e expansão duas vezes) fazendo quedas nos números 1 e 2 e finalmente entra em colapso ao longo de uma linha semelhante à de uma estrela de massa solar de 25 (linha azul fina: CCSN (supernova de colapso do núcleo)). A grossa linha azul mostra a contração e a expansão final da estrela de 200 massas solares, que é completamente interrompida sem deixar nenhum buraco negro para trás (PISN: supernova de instabilidade de pares). A área superior esquerda delimitada pela linha sólida preta é a região em que uma estrela é dinamicamente instável. Crédito: Shing-Chi Leung et al.A linha vermelha mostra a evolução temporal da temperatura e densidade no centro da estrela de massa solar inicialmente de 120 (PPISN: supernova de instabilidade de par pulsacional). As setas mostram a direção do tempo. A estrela pulsa (ou seja, contração e expansão duas vezes) fazendo quedas nos números 1 e 2 e finalmente entra em colapso ao longo de uma linha semelhante à de uma estrela de massa solar de 25 (linha azul fina: CCSN (supernova de colapso do núcleo)). A grossa linha azul mostra a contração e a expansão final da estrela de 200 massas solares, que é completamente interrompida sem deixar nenhum buraco negro para trás (PISN: supernova de instabilidade de pares). A área superior esquerda delimitada pela linha sólida preta é a região em que uma estrela é dinamicamente instável. Crédito: Shing-Chi Leung et al.
Estrelas inicialmente mais massivas que 130 massas solares (que formam estrelas de hélio mais massivas que 65 massas solares) passam pelo processo de supernova de instabilidade de pares devido à queima explosiva de oxigênio, que interrompe completamente a estrela sem restos de buracos negros. Estrelas acima de 300 massas solares colapsam e podem formar um buraco negro mais massivo do que cerca de 150 massas solares.
Os resultados acima preveem que existe uma 'lacuna de massa' na massa do buraco negro entre 52 e cerca de 150 massas solares. Os resultados significam que o buraco negro de 50 massas solares no GW170729 provavelmente é um remanescente de uma supernova pulsacional de instabilidade de pares.
O resultado também prevê que um meio circunstancial maciço é formado pela perda de massa pulsacional, de modo que a explosão da supernova associada à formação do buraco negro induzirá a colisão do material ejetado com a matéria circunstancial a se tornar supernovas super luminosas. Os futuros sinais de ondas gravitacionais fornecerão uma base sobre a qual suas previsões teóricas serão testadas.Estrelas inicialmente mais massivas que 130 massas solares (que formam estrelas de hélio mais massivas que 65 massas solares) passam pelo processo de supernova de instabilidade de pares devido à queima explosiva de oxigênio, que interrompe completamente a estrela sem restos de buracos negros. Estrelas acima de 300 massas solares colapsam e podem formar um buraco negro mais massivo do que cerca de 150 massas solares.
Os resultados acima preveem que existe uma 'lacuna de massa' na massa do buraco negro entre 52 e cerca de 150 massas solares. Os resultados significam que o buraco negro de 50 massas solares no GW170729 provavelmente é um remanescente de uma supernova pulsacional de instabilidade de pares.
O resultado também prevê que um meio circunstancial maciço é formado pela perda de massa pulsacional, de modo que a explosão da supernova associada à formação do buraco negro induzirá a colisão do material ejetado com a matéria circunstancial a se tornar supernovas super luminosas. Os futuros sinais de ondas gravitacionais fornecerão uma base sobre a qual suas previsões teóricas serão testadas.
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Mais informações: Shing-Chi Leung et al. Supernovas pulsativas de instabilidade de pares. I. Evolução Pré-colapso e Ejeção de Massa Pulsacional, The Astrophysical Journal (2019). DOI: 10.3847 / 1538-4357 / ab4fe5
Informações da revista: Astrophysical Journal
Fornecido pelo Instituto Kavli de Física e Matemática do Universo
Fonte:
NASA /pelo Instituto Kavli de Física e Matemática do Universo / 01-07-2020
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HélioR.M.Cabral (Economista,
Escritor e Divulgador de conteúdos da
Astronomia, Astrofísica, Astrobiologia e Climatologia).
Autor do livro: “Conhecendo o Sol e outras Estrelas”.
Membro da Society for
Science andthePublic (SSP) e assinante de conteúdoscientíficos da NASA
(NationalAeronauticsand Space Administration) e ESA (European Space Agency).
Participa
do projeto S`CoolGroundObservation (Observações de Nuvens) que é integrado ao
Projeto CERES (CloudsandEarth´sRadiant Energy System) administrado pela NASA.A partir de 2019, tornou-se membro da Sociedade Astronômica
Brasileira (SAB), como astrônomo amador.
Participa também do projeto The GlobeProgram / NASA
GlobeCloud, um Programa de Ciência e Educação Worldwide, que também tem o
objetivo de monitorar o Clima em toda a Terra. Este projeto é patrocinado pela
NASA e National Science Fundation (NSF), e apoiado pela
NationalOceanicandAtmosphericAdministration (NOAA) e U.S DepartmentofState.
e-mail: heliocabral@coseno.com.br
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