Buraco negro estelar - Stellar black hole

Não deve ser confundido com estrela de buraco negro .

Um buraco negro estelar (ou buraco negro de massa estelar ) é um buraco negro formado pelo colapso gravitacional de uma estrela . Eles têm massas que variam de cerca de 5 a várias dezenas de massas solares . O processo é observado como uma explosão de hipernova ou como uma explosão de raios gama . Esses buracos negros também são chamados de colapsares .

Propriedades

Pelo teorema sem cabelo , um buraco negro só pode ter três propriedades fundamentais: massa, carga elétrica e momento angular / spin. Acredita-se que todos os buracos negros formados na natureza tenham algum spin. O spin de um buraco negro estelar é devido à conservação do momento angular da estrela ou dos objetos que o produziram.

O colapso gravitacional de uma estrela é um processo natural que pode produzir um buraco negro. É inevitável no final da vida de uma grande estrela, quando todas as fontes de energia estelar se esgotam. Se a massa da parte em colapso da estrela estiver abaixo do limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) para matéria degenerada de nêutrons , o produto final é uma estrela compacta - uma anã branca (para massas abaixo do limite de Chandrasekhar ) ou um estrela de nêutrons ou uma estrela de quark (hipotética) . Se a estrela em colapso tiver uma massa excedendo o limite TOV, o esmagamento continuará até que o volume zero seja alcançado e um buraco negro seja formado em torno desse ponto no espaço.

A massa máxima que uma estrela de nêutrons pode possuir (sem se tornar um buraco negro) não é totalmente compreendida. Em 1939, era estimado em 0,7 massas solares, chamado de limite TOV . Em 1996, uma estimativa diferente colocou essa massa superior em uma faixa de 1,5 a 3 massas solares.

Na teoria da relatividade geral , um buraco negro pode existir de qualquer massa. Quanto menor a massa, maior a densidade da matéria deve ser para formar um buraco negro. (Veja, por exemplo, a discussão em Schwarzschild radius , o raio de um buraco negro.) Não há processos conhecidos que possam produzir buracos negros com massa menor do que algumas vezes a massa do Sol. Se buracos negros tão pequenos existem, eles são provavelmente buracos negros primordiais . Até 2016, o maior buraco negro estelar conhecido tinha 15,65 ± 1,45 massas solares. Em setembro de 2015, um buraco negro em rotação de 62 ± 4 massas solares foi descoberto por ondas gravitacionais ao se formar em um evento de fusão de dois buracos negros menores. Em junho de 2020, o sistema binário 2MASS J05215658 + 4359220 foi relatado para hospedar o buraco negro de menor massa atualmente conhecido pela ciência, com uma massa de 3,3 massas solares e um diâmetro de apenas 19,5 quilômetros.

Existem evidências observacionais de dois outros tipos de buracos negros, que são muito mais massivos do que os buracos negros estelares. Eles são buracos negros de massa intermediária (no centro de aglomerados globulares ) e buracos negros supermassivos no centro da Via Láctea e outras galáxias.

Sistemas binários compactos de raio-x

Buracos negros estelares em sistemas binários próximos são observáveis ​​quando a matéria é transferida de uma estrela companheira para o buraco negro; a energia liberada no outono em direção à estrela compacta é tão grande que a matéria se aquece a temperaturas de várias centenas de milhões de graus e irradia em raios-X . O buraco negro, portanto, é observável em raios-X, enquanto a estrela companheira pode ser observada com telescópios ópticos . A liberação de energia para buracos negros e estrelas de nêutrons são da mesma ordem de magnitude. Buracos negros e estrelas de nêutrons são, portanto, freqüentemente difíceis de distinguir.

No entanto, estrelas de nêutrons podem ter propriedades adicionais. Eles mostram rotação diferencial e podem ter um campo magnético e exibir explosões localizadas (explosões termonucleares). Sempre que tais propriedades são observadas, o objeto compacto no sistema binário é revelado como uma estrela de nêutrons.

As massas derivadas vêm de observações de fontes compactas de raios-X (combinando raios-X e dados ópticos). Todas as estrelas de nêutrons identificadas têm uma massa abaixo de 3,0 massas solares; nenhum dos sistemas compactos com uma massa acima de 3,0 massas solares exibe as propriedades de uma estrela de nêutrons. A combinação desses fatos torna cada vez mais provável que a classe de estrelas compactas com massa acima de 3,0 massas solares sejam de fato buracos negros.

Observe que esta prova da existência de buracos negros estelares não é inteiramente observacional, mas se baseia na teoria: não podemos pensar em nenhum outro objeto para esses sistemas compactos massivos em binários estelares além de um buraco negro. Uma prova direta da existência de um buraco negro seria se alguém realmente observasse a órbita de uma partícula (ou nuvem de gás) que cai no buraco negro.

Pontapés do buraco negro

As grandes distâncias acima do plano galáctico alcançadas por alguns binários são o resultado de chutes natais em buracos negros. A distribuição de velocidade dos chutes natais dos buracos negros parece semelhante à das velocidades de chutes da estrela de nêutrons . Seria de se esperar que os momentos fossem os mesmos com buracos negros recebendo velocidade menor do que estrelas de nêutrons devido à sua maior massa, mas esse não parece ser o caso, o que pode ser devido ao retrocesso de assimetricamente matéria expelida aumentando o momentum do buraco negro resultante.

Lacunas de massa

É predito por alguns modelos de evolução estelar que buracos negros com massas em duas faixas não podem ser formados diretamente pelo colapso gravitacional de uma estrela. Estas são algumas vezes distinguidas como lacunas de massa "inferior" e "superior", representando aproximadamente as faixas de 2 a 5 e 50 a 150 massas solares ( M ☉ ), respectivamente. Outra faixa fornecida para a lacuna superior é de 52 a 133 M ☉ . 150  M ☉ é considerado o limite superior de massa das estrelas na era atual do universo.

Lacuna de massa inferior

Suspeita-se de uma lacuna de massa inferior com base na escassez de candidatos observados com massas dentro de algumas massas solares acima da massa máxima possível da estrela de nêutrons. A existência e a base teórica para esta possível lacuna são incertas. A situação pode ser complicada pelo fato de que quaisquer buracos negros encontrados nesta faixa de massa podem ter sido criados através da fusão de sistemas estelares de nêutrons binários, ao invés de colapso estelar. A colaboração LIGO / Virgo relatou três eventos candidatos entre suas observações de ondas gravitacionais na corrida O3 com massas de componentes que caem nesta lacuna de massa inferior. Também foi relatada a observação de uma estrela gigante brilhante e girando rapidamente em um sistema binário com um companheiro invisível que não emite luz, incluindo raios-x, mas com uma massa de3,3+2,8
−0,7massas solares. Isso é interpretado como sugerindo que pode haver muitos desses buracos negros de baixa massa que não estão consumindo nenhum material e, portanto, são indetectáveis ​​por meio da assinatura usual de raios-X.

Lacuna de massa superior

A lacuna de massa superior é prevista por modelos abrangentes de evolução estelar em estágio final. Espera-se que com o aumento da massa, estrelas supermassivas atinjam um estágio em que ocorre uma supernova de instabilidade de par , durante a qual a produção de pares , a produção de elétrons livres e pósitrons na colisão entre núcleos atômicos e raios gama energéticos , reduz temporariamente a pressão interna de suporte o núcleo da estrela contra o colapso gravitacional. Esta queda de pressão conduz a um colapso parcial, que por sua vez faz com que a queima muito acelerado em um fugitivo explosão termonuclear, resultando na estrela sendo fundido completamente separados sem deixar para trás vestígio estelar.

Supernovas de instabilidade de par só podem acontecer em estrelas com uma faixa de massa de cerca de 130 a 250 massas solares ( M ☉ ) (e metalicidade baixa a moderada (baixa abundância de outros elementos além de hidrogênio e hélio - uma situação comum em estrelas de População III )) . No entanto, espera-se que essa lacuna de massa seja estendida para cerca de 45 massas solares pelo processo de perda de massa pulsacional de instabilidade de par, antes da ocorrência de uma explosão de supernova "normal" e colapso do núcleo. Em estrelas não rotativas, o limite inferior da lacuna de massa superior pode ser tão alto quanto 60 M ☉ . A possibilidade de colapso direto em buracos negros de estrelas com massa central> 133 M ☉ , exigindo massa estelar total de> 260 M ☉ foi considerada, mas pode haver pouca chance de observar tal remanescente de supernova de alta massa; ou seja, o limite inferior da lacuna de massa superior pode representar um corte de massa.

As observações do sistema LB-1 de uma estrela e companheiro invisível foram inicialmente interpretadas em termos de um buraco negro com uma massa de cerca de 70 massas solares, que seria excluído pela lacuna de massa superior. No entanto, outras investigações enfraqueceram essa alegação.

Os buracos negros também podem ser encontrados na lacuna de massa por meio de mecanismos diferentes daqueles envolvendo uma única estrela, como a fusão de buracos negros.

Candidatos

Veja também: Lista de buracos negros e Lista dos buracos negros mais próximos

Nossa galáxia, a Via Láctea, contém vários candidatos a buracos negros de massa estelar (BHCs) que estão mais próximos de nós do que o buraco negro supermassivo na região central da galáxia . A maioria desses candidatos são membros de sistemas binários de raios-X nos quais o objeto compacto extrai matéria de seu parceiro por meio de um disco de acreção. Os prováveis ​​buracos negros nesses pares variam de três a mais de uma dúzia de massas solares .

Nome Massa BHC
( massas solares )		 Massa companheira
(massas solares)		 Período orbital
(dias)		 Distância da Terra
( anos-luz )		 Localização
LB-1 68 + 11 / -13 8 78,9 15.000 06:11:49 +22: 49: 32
A0620-00 / V616 seg 11 ± 2 2,6-2,8 0,33 3.500 06:22:44 -00: 20: 45
GRO J1655-40 / V1033 Sco 6,3 ± 0,3 2,6-2,8 2,8 5.000-11.000 16:54:00 -39: 50: 45
XTE J1118 + 480 / KV UMa 6,8 ± 0,4 6−6,5 0,17 6.200 11:18:11 +48: 02: 13
Cyg X-1 11 ± 2 ≥18 5,6 6.000-8.000 19:58:22 +35: 12: 06
GRO J0422 + 32 / V518 por 4 ± 1 1,1 0,21 8.500 04:21:43 +32: 54: 27
GRO J1719-24 ≥4,9 ~ 1,6 possivelmente 0,6 8.500 17:19:37 -25: 01: 03
GS 2000 + 25 / QZ Vul 7,5 ± 0,3 4,9-5,1 0,35 8.800 20:02:50 +25: 14: 11
V404 Cyg 12 ± 2 6,0 6,5 7.800 ± 460 20:24:04 +33: 52: 03
GX 339-4 / V821 Ara 5,8 5-6 1,75 15.000 17:02:50 -48: 47: 23
GRS 1124-683 / GU Mus 7,0 ± 0,6 0,43 17.000 11:26:27 -68: 40: 32
XTE J1550-564 / V381 Nor 9,6 ± 1,2 6,0-7,5 1,5 17.000 15:50:59 -56: 28: 36
4U 1543-475 / IL Lupi 9,4 ± 1,0 0,25 1,1 24.000 15:47:09 -47: 40: 10
XTE J1819-254 / V4641 Sgr 7,1 ± 0,3 5-8 2,82 24.000-40.000 18:19:22 -25: 24: 25
GRS 1915 + 105 / V1487 Aql 14 ± 4,0 ~ 1 33,5 40.000 19:15:12 +10: 56: 44
XTE J1650-500 9,7 ± 1,6 . 0,32 16:50:01 -49: 57: 45

Extragaláctico

Candidatos fora de nossa galáxia vêm de detecções de ondas gravitacionais :

Fora de nossa galáxia
Nome Massa BHC
( massas solares )		 Massa companheira
(massas solares)		 Período orbital
(dias)		 Distância da Terra
( anos-luz )		 Localização
GW150914 (62 ± 4) M ☉ 36 ± 4 29 ± 4 . 1.3 bilhões
GW170104 (48,7 ± 5) M ☉ 31,2 ± 7 19,4 ± 6 . 1,4 bilhão
GW151226 (21,8 ± 3,5) M ☉ 14,2 ± 6 7,5 ± 2,3 . 2,9 bilhões

O desaparecimento de N6946-BH1 após uma supernova falhada em NGC 6946 pode ter resultado na formação de um buraco negro.

Veja também

Referências

links externos