É difícil acreditar, mas já se passaram 10 anos desde a primeira descoberta de uma fonte deondas gravitacionais. Nomeado GW150914 (GW para onda gravitacionalonda gravitacional em inglês, e 150914 para a data da observação, 14 de setembro de 2015), atingiu a Terra em 14 de setembro de 2015, abrindo uma nova era na astronomia.
Correspondeu à primeira detecção direta na Terra de ondas gravitacionais produzidas por uma colisão seguida pela fusão de dois buracos negros estelares. Parte da massa total dos dois objetos (cada um contendo aproximadamente 30 vezes a massa do Sol) foi convertida em ondas gravitacionais que liberaram, em menos de um segundo, 50 vezes mais energia do que todos os objetos. estrelas doUniverso observável.
Se estivesse na forma eletromagnética, GW150914 teria aparecido em nosso céu mais brilhante que o Lua cheiaembora esta fonte esteja a 1,3 bilhão de anos de distânciaanos-luz aproximadamente.
Trata-se de uma fonte nova, embora semelhante, que hoje está repetidamente em destaque e que mais recentemente deu origem a uma publicação, cuja versão de acesso aberto pode ser encontrada em arXiv.
Neste vídeo, vários membros importantes da colaboração Ligo, que reúne pesquisadores do Caltech e do MIT, falam conosco sobre a descoberta das ondas gravitacionais. Podemos ver em particular Kip Thorne, o teórico, e Rainer Weiss, o experimentalista, na origem do Ligo. Para obter uma tradução francesa bastante precisa, clique no retângulo com duas barras horizontais no canto inferior direito. As legendas em inglês deverão aparecer, caso ainda não tenham aparecido. Ao clicar na porca à direita do retângulo, você deverá ver a frase “Traduzir legendas”. Clique para abrir o menu de escolha de idioma, escolha “Francês” e clique em “OK”. ©caltech, YouTube
A fonte em questão foi detectada em 2025, ainda é o produto da colisão de dois buracos negros contendo cada um algumas dezenas de massas solares e é chamada de GW250114.
O que interessa ao astrofísicos relativistas e teóricos da físico com esta fonte, é que finalmente permitiu ir ainda mais longe nos testes, não só da teoria da relatividade geral deEinsteinmas também no dos buracos negros que dele se deduz e cujos desenvolvimentos podem ser vistos em particular numa obra monumental do indiano vencedor do Prémio Nobel de Física, Subramanyan Chandrasekhar.
Existem várias alternativas à teoria relativista da gravitação de Einstein, sendo um dos mais recentes o da relatividade emaranhada. Qualquer que seja a teoria correta, a existência de um buraco negro foi definida pela existência de uma superfície limite fechada que rodeia uma região da qual não podemos escapar, porque o campo gravitacional ali é tão forte que até a luz é incapaz de o fazer. Esta superfície comporta-se como uma membrana que só pode ser atravessada em uma direção e que tem sido chamada de membrana.horizonte de eventos de um buraco negro.
Espectroscopia gravitacional
O termo membrana não foi escolhido aleatoriamente. Com efeito, de acordo com a teoria relativista dos buracos negros, durante a fusão de dois buracos negros, o objecto produzido ainda não está na sua forma estável, o seu horizonte é deformado e vibra como a superfície de um sino tocado.
Para atingir a sua forma estável, nomeadamente aquela descrita pela solução de Kerr de equações de Einstein para um buraco negro em rotação, o horizonte deve emitir ondas gravitacionais que contenham harmônicos fundamentais (“ tons » em inglês) e seus múltiplos por números inteiros (“ conotações “em inglês). Matematicamente, no jargão de físicostemos de certa forma na decomposição de Fourier do espectro ondas dos fatores exp (-at) amortecendo a amplitude das ondas com termos harmônicos da forma exp (ibt).
Acontece que a existência de um buraco negro real, descrita pela solução de Kerr, prevê os fatores e constantes anteriores. Eles certamente dependem da massa e momento angular descrevendo a rotação do buraco negro perturbado com vibrações amortecimento, mas são característicos da presença desse tipo de buraco negro.
Como explica agora um comunicado de imprensa da Universidade de Cornell (Estados Unidos), os físicos conseguiram medir duas harmónicas fundamentais e restringir a existência de uma terceira. Eles fizeram, portanto, progressos na determinação do equivalente à assinatura espectral da luz de átomos que, com várias linhas, se comporta como uma espécie de código de barras para o elementos químicos.
As ondas gravitacionais recém-formadas no horizonte de um buraco negro comportam-se, portanto, também como se constituíssem um código de barras cósmico que permite a identificação de um buraco negro e da teoria relativista que o rege.
A teoria de Einstein e a sua teoria dos buracos negros saem muito fortalecidas porque não só temos duas das harmónicas fundamentais previstas, mas as massas e momentos angulares deduzidos de cada harmónica coincidem para o novo buraco negro formado!
O você sabia
Einstein previu a existência de ondas de luz análogas na forma de vibrações dinâmicas e deformações da estrutura do espaço-tempo curvo da sua teoria da relatividade geral em artigos publicados inicialmente entre 1916 e 1918. Mas esta existência foi posteriormente contestada. A primeira demonstração matemática da existência das ondas de Einstein em sua teoria foi finalmente feita por Yvonne Choquet-Bruhat no início da década de 1950. Mas, curiosamente, só depois dos argumentos mais físicos apresentados, nomeadamente por Richard Feynman e Hermann Bondi em 1957, é que a comunidade científica ficou convencida.
No entanto, faltava detectar essas ondas e a história era diferente. Portanto, foi necessário o trabalho de pioneiros como Kip Thorne, Thibault Damour, Alain Brillet e o falecido Rainer Weiss, Vladimir Braginsky e Ron Drever para chegar lá com milhares de colegas que estão por trás de detectores de ondas gravitacionais que funcionam como interferômetros e usam feixes de laser. Nos Estados Unidos, existe o Ligo; na Europa, existe Virgem; Em Kamioka, província de Gifu, no Japão, existe Kagra.
Para melhor compreender o novo resultado hoje publicado, devemos fazer uma apresentação mais técnica e detalhada do que se esconde por trás dos resultados relativos ao espectro de radiação das ondas gravitacionais em relação ao horizonte de eventos no sinal de GW250114.
Tullio Regge (1931-2014) é um físico teórico italiano. Devemos a ele um importante trabalho em física de partículas elementares (pólos Regge) e relatividade geral. Ele foi um dos pioneiros de uma abordagem quântica da gravidade (cálculo de Regge), que mais tarde seria encontrada em relação à teoria da gravidade quântica em loop. Com John Wheeler, ele lançou as bases da teoria das perturbações dos buracos negros de Schwarzschild, que levaria à descoberta de seus modos quase normais. © Instituto Nacional de Física Nuclear
Buracos negros que vibram quando colidem
físicos e matemáticos os relativistas, portanto, definem buracos negros apenas como objetos que ocupam uma região fechada doespaço-tempo do qual nada pode sair devido à natureza finita do velocidade da luz : o horizonte de eventos. É a presença de tal horizonte, e nada mais, que define um buraco negro, nem mesmo a presença de uma singularidade com densidade e curvatura infinita do espaço-tempo no seu centro, o que é, aliás, duvidoso devido aos efeitos quânticos.
Eles mostraram, a partir desta definição, que existe apenas uma família de soluções necessariamente rigorosamente exatas para as equações de Einstein que descrevem um buraco negro. Esta família depende apenas da massa, do momento angular e, possivelmente, das cargas elétricas ou mesmo magnéticas das partículas absorvidas, e de nada mais. Este é o teorema da singularidade dos buracos negros, mais frequentemente conhecido como o teorema de calvície para buracos negros, em inglês o famoso “ teorema sem cabelo “.
Concretamente, no reino deastrofísica onde todas as estrelas giram e esperamos naturalmente a formação de buracos negros, os mais simples não têm rotação e só têm massa, os buracos negros de Schwarzschild; e os mais realistas também estão girando, o Buracos negros de Kerr.
Em teoria, eles não se lembram das características distintas de objetos com a mesma massa e o mesmo momento angular que cairiam nessas regiões específicas do espaço-tempo. Em particular, eles esquecem números quânticos normalmente preservado, associado a bárions e para léptons – que talvez desempenhe um papel ainda misterioso na solução do enigma da ausência de antimatéria na cosmologia.
A superfície do horizonte de eventos de um buraco negro, Schwarzschild ou Kerr, é perfeitamente lisa, esférica (daí a ligação com o termo calvície), mas deforma-se temporariamente tornando-se acidentada quando um buraco negro absorve um objeto, por exemplo um asteróideou durante uma colisão com outro buraco negro.
O trabalho mais famoso do físico indiano CV Vishveshwara (1938-2017) é a descoberta dos modos quase normais dos buracos negros. Em 1970, ele mostrou que um buraco negro de Schwarzschild interrompido por um pulso de radiação gravitacional retornará ao seu estado original emitindo ondas gravitacionais de uma forma característica determinada pelos chamados modos quase normais. As frequências (complexas) destes modos quase normais para os buracos negros de Schwarzschild são independentes da forma desta perturbação e são inteiramente caracterizadas pela massa do buraco negro. Mais tarde, este resultado foi generalizado para o caso de buracos negros de Kerr em rotação. Os modos quase normais são então funções da massa e do momento angular adequado, o spin, do buraco negro. A observação de modos quase normais é considerada um meio de estabelecer a existência de buracos negros. © Centro Internacional de Ciências TeóricasBangalore
Modos quase normais característicos de buracos negros
Esta última situação é muito interessante porque a colisão e fusão de dois buracos negros forma outra. Este buraco negro recém-formado, mais uma vez, não tem um horizonte de eventos regular. As equações de Einstein são então formais, isso não pode durar e, muito rapidamente, a superfície do horizonte vibra como um sino sob o efeito de um golpe.
Existem então, o que chamamos em ambos os casos, modos quase normais para estas vibrações que serão amortecidas, sob o efeito doemissão ondas gravitacionais nos primeiros casos, e com emissões sonoras para sino. O efeito de amortecimento fará com que o buraco negro, após uma fusão, tome a forma exata descrita pela famosa métrica de Kerr para um buraco negro sem cargas rotativas.
Como esses modos quase normais têm frequências determinado pela teoria dos buracos negros, fixado pela massa e pelo rodar do buraco negro final, fazer a sua descoberta no espectro das ondas gravitacionais é uma prova muito convincente da existência de um horizonte de eventos e, portanto, da existência de buracos negros… mas desde que as frequências encontradas (outras estrelas compacto com modos quase normais sem horizonte de eventos são possíveis) são precisamente aqueles deduzidos das soluções perturbadas que descrevem os buracos negros.
O estudo dos modos quase normais é um importante tema de investigação porque alternativas aos buracos negros, como as gravastars, foram propostas para explicar objetos observados na astrofísica, como Sgr A* e M 87*, que parecem, até certo ponto, comportar-se como buracos negros.
É justamente, em parte, para tentar encerrar o debate sobre a real existência de buracos negros que os projetos de detectores de ondas gravitacionais Ligo, Virgo e eLisa foram concebidos e lançados.