Já se passou quase uma década desde que a era da astronomia gravitacional começou e hoje temos três grandes detectores dessas ondas que foram melhorados nos anos anteriores, nomeadamente Ligo, Virgem e Kagra, nos Estados Unidos, Europa e Japão, respectivamente.
Muitos dos pioneiros em teoria e experimentos para ondas gravitacionaiscomo Yvonne Choquet-Bruhat e Alain Brillet, para citar apenas alguns e, no caso da França, infelizmente não estão lá para ver uma publicação em Natureza e que devemos a uma equipa internacional, liderada por Hui Tong, doutorando na Escola de Física e Astronomia da Monash University (Austrália).
Buracos negros binários instáveis
Uma versão desta publicação está disponível gratuitamente em arXiv e trata-se de uma descoberta resultante da detecção acumulada ao longo dos anos de fontes de ondas gravitacionais na forma de fusões de buracos negros. Em todos os casos, essas ondas são oscilações e deformações da estrutura do espaço-tempo implícitas na teoria geral da relatividade deEinstein.
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Ondas gravitacionais: Ligo e Virgo descobriram estranhos buracos negros binários
Leia o artigo
Assim como o espectro de uma estrela nos dá informações sobre sua composição, o espectro de ondas gravitacionais produzidas por sistemas binários de buracos negros, que se fundem porque se aproximaram enquanto perdiamenergia na forma de radiação gravitacional, contém em forma codificada o massas e o momentos angulares desses buracos negros antes da colisão.
Após a colisão, o espectro contém a informação que nos permite prever a massa e a rotação do buraco negro produzido pela fusão.
Ainda assim, surpreendentemente, à primeira vista, os buracos negros envolvidos nas fusões – que pensamos serem principalmente de origemcolapso força gravitacional de estrelas pelo menos 10 vezes mais massivas que a Sol no início de sua vida, que terminou em supernovas – não têm, na maioria dos casos, uma massa superior a 45 vezes a do Sol. Para que ?
Um diagrama que ilustra a estrutura de uma jovem estrela massiva, com mais de 100 vezes a massa do Sol, já que as estrelas da primeira geração devem ter existido algumas centenas de milhões de anos, no máximo, depois do Big Bang. Como em todas as estrelas, a pressão do gás das partículas, núcleos, elétrons e fótons está normalmente em equilíbrio com a pressão causada pela gravidade da estrela. Mas numa estrela com pelo menos 140 massas solares, os fótons gama são tão energéticos (as linhas onduladas no diagrama) que acabam criando pares de elétrons e pósitrons, portanto antimatéria. © NASA, CXC, M. Weiss
O você sabia ?
Há quase 50 anos, vários astrofísicos teóricos previram que certas estrelas eram instáveis devido a um fenómeno bem descrito pelas equações da eletrodinâmica quântica. Com efeito, com um par de fotões gama suficientemente energéticos, um cálculo realizado utilizando os famosos diagramas de Feynman, bem conhecidos dos especialistas em física de altas energias, indica que podem ser criados pares partícula-antipartícula.
No caso de uma estrela muito massiva com mais de 100 massas solares, muitos dos fótons produzidos por reações termonucleares nos corações dessas estrelas estão no domínio gama. No entanto, cada um deles pode dar à luz um par elétron-pósitron se eles tiverem energia suficiente. Esta é basicamente uma consequência bastante simples da fórmula de Einstein, E=mc2a energia dos fótons sendo convertida na massa das duas partículas.
Quando a criação da matéria eantimatéria de acordo com esse processo torna-se importante, a pressão do fluxo de fótons gama sobre as camadas da estrela torna-se insuficiente para se opor à sua contração sob o efeito de sua própria gravidade, pois parte da radiação é convertida em um componente que se comporta como uma mistura de gases a menor pressão. No entanto, esta mesma contração aumentará a taxa de reações nucleares ao aquecer o coração da estrela. A produção de fótons gama que criam antimatéria aumentará ainda mais e o processo se tornará instável quando a estrela contiver pelo menos 130-140 massas solares (abaixo, ocorrem oscilações e a estrela começa a pulsar). Ele se deixa levar.
A temperatura continuará a subir e em muito pouco tempo o núcleo da estrela, contendo uma mistura de núcleos de carbono e oxigénio, explodirá devido às reacções termonucleares que então ocorrem convertendo o seu material em núcleos pesados. Nasce então um novo tipo de supernova, chamada Supernovas de instabilidade de par (PISNe), não deixando nenhuma estrela compacta para trás (exceto possivelmente um buraco negro se a estrela for suficientemente massiva, ou seja, provavelmente além de 260 massas solares). A explosão deve superar a de uma supernova normal e ser acompanhada pela produção de grande quantidade de níquel radioativo além de grande quantidade de material ejetado.
Mas tenha cuidado, se a estrela for de alguma forma aniquilada, não é a produção de antimatéria a responsável, uma vez que os pósitrons não podem aniquilar os prótons e nêutrons dos núcleos da estrela. Na verdade, é o impacto da explosão, a onda de choque produzida, que dispersa completamente a matéria da estrela progenitora de PISNe.
Supernovas com instabilidade de pares
De acordo com o trabalho de astrofísicosesta observação muito recente é na verdade uma consequência de uma teoria desenvolvida há algum tempo, uma teoria da estrutura e evolução estelar que previu com precisão a ausência de buracos negros cuja massa está entre ∼50 e ∼130 massas solares (M⊙).
Na verdade, estrelas cuja massa inicial está entre 100 e 260 M⊙ provavelmente darão origem a supernovas através da instabilidade do par, porque essas massas e outrora um núcleo estelar de carbono–oxigênio do nucleossíntese estelar aparece, sua temperatura se torna alta o suficiente para que o fótons produzir pares espontaneamente elétron–pósitron. Isso então leva a uma queda no pressão fotônico que desencadeia um colapso gravitacional repentino, seguido peloinflamação oxigênio explosivo. A explosão estelar resultante é tão poderosa que pode desintegrar todo o núcleo estelar através da instabilidade do par, como explicam os investigadores no seu artigo.
A curva da distribuição de massa das populações de buracos negros em sistemas binários com estes buracos negros estelares não só é amplamente consistente com as previsões desta teoria, mas também pode fornecer informações sobre o que acontece nas estrelas que irão explodir devido à produção deantimatéria em seus corações.