O que são Buracos Negros Estelares?

02/12/2011 18:15

 

7. Buracos Negros Estelares



7.1 - Como se formam

As estrelas evoluem, desde o seu "nascimento" até a sua "morte": após a fase de sua formação, passam um período na chamada "sequência principal" – na qual a estrela se mantém estável produzindo energia por fusão nuclear  e depois de passar pela fase de gigante ou supergigante vermelha, chegam ao seu estágio final. O tempo que a estrela permanece na sequência principal, τSP, depende da massa da estrela, como podemos ver na equação a seguir:

 




Eq. 9

 

 

A proporção de estrelas que se formam com diferentes massas é expressa através da equação chamada de "Função Inicial de Massa":

 


Eq. 10

 

 

Após a fase de gigante vermelha, existem três possibilidades de estágio final para a estrela, dependentes tanto da massa quanto de como se dá sua evolução, se  isolada ou em um sistema binário fechado (em que as duas estrelas estão muito próximas entre si):

 

 

 

Fig. 7.1 - Nebulosa planetária Olho de Gato (NGC 6543) composta da imagem em raio-X do satélite Chandra (azul) e da imagem no visível do telescópio Hubble (vermelho).

 


 

Se a massa inicial é < 5 M, durante e depois da fase de gigante vermelha a estrela perde massa e forma uma Anã Branca, com M < 1.4 M .


A perda de massa dá origem a uma nebulosa de gás chamada de Nebulosa Planetária (este é um nome que tem origem histórica; como nebulosa tem algumas vezes uma forma esférica, se assemelhava a um planeta em imagens de baixa resolução). Uma imagem de Nebulosa Planetária pode ser vista ao lado. No seu centro resta uma Anã Branca que se caracteriza pela natureza da pressão que mantém o equilíbrio da estrela, que é devida à degenerescência eletrônica.


 

 




 

Fig. 7.2 - Resultado da explosão da supernova 1987A na Grande Nuvem de Magalhães, que provavelmente formou uma estrela de nêutrons no centro.

 

 

 

 


 

 

Se a massa inicial é M > 5 M, a estrela, após a fase de gigante vermelha, explode em uma supernova podendo ou não restar um "caroço" no centro.

Se a massa deste caroço é M < 2 M ele se tranforma em uma Estrela de Nêutrons, onde a pressão que sustenta a estrela é agora a degenerescência nuclear (elétron e prótons se fundem em nêutrons);

 

 

 








 
 

Fig. 7.3 - Concepção artística da evolução de uma estrela massiva até a sua morte com a explosão em supernova e a formação de um buraco negro.

 

 


Se a massa do caroço após a explosão de supernova tiver massa maior do que 2 M, este colapsa a um buraco negro.  A figura ao lado mostra que uma estrela massiva sintetiza no seu interior núcleos atômicos sucessivamente mais pesados até chegar à síntese do núcleo de Ferro. Após a síntese do Ferro não é possível mais gerar energia a partir das reações nucleares e a estrela colpasa implodindo seu núcleo e dando origem a uma supernova.

A implosão fornece energia suficiente para o "caroço" vencer a barreira de potencial que impediria o colapso. É como um grande impulso para dentro que fornece uma força suficiente para iniciar o processo de colapso até um Buraco Negro.

 

 

 

 

 

Fig. 7.4 - Concepção artística do sistema binário Cygnus X-1.

 

 

 


Podem ser criados Buracos Negros ou Estrelas de Nêutrons a partir de estrelas com massas menores do que as acima quando a supernova ocorre num sistema binário fechado (estrelas bem próximas uma da outra) como ilustrado na Fig. 7.4. Se a estrela evolui num sistema desses, há transferência de matéria de uma estrela "normal" para uma compacta de forma que esta última acumula uma grande massa que provoca sua explosão como supernova. O resultado mais provável é a formação de uma estrela de nêutrons a partir do caroço que sobra da explosão, mas existem sistemas duplos, como Cygnus X-1 em que a componente compacta parece ser um Buraco Negro.

 

 

 

 

 

 

 



7.2 - Gamma Ray Bursts

 

 

As chamadas "Explosões de Raios Gama (tradução de Gamma Ray Bursts – GRBs)" estão entre os eventos mais energéticos do universo. O que sempre gerou dúvidas, e até hoje ainda causa discussões, é a origem desses fenômenos. Com diversas hipóteses levantadas, como colisões de estrelas de nêutrons, buracos negros em formação, uma coisa é certa: assim como estes dois tipos de objeto se originam da explosão de uma estrela supernova, os GRBs também.

 
 

Fig. 7.5 - Mapeamento das "explosões de raios gama" com a missão BATSE, lançada em 1991. A distribuição isotrópica, sem concentração no plano galáctico, comprova que os eventos são na sua maioria externos à Via Láctea.

Após a emissão de Raios Gamma, que têm duração curta -- variando de uma fração de segundo a alguns minutos -- as fontes dos GRBs têm uma emissão posterior em comprimentos de onda maiores, como raios-X e radiação visível, devido a interações entre esta radiação, bem como o material ejetado na explosão, e o material interestelar circundante. A primeira prova desta emissão posterior veio em 1997 com o satélite BeppoSax, que identificou a direção de um GRB e observou a fonte em raios-X e 20 horas mais tarde o telescópio William Herschel observou a emissão correspondente no óptico, possibilitando identificar, como fonte da emissão, uma galáxia tênue onde teria ocorrido a explosão.

A emissão na banda do visível tem permitido a identificação da fonte e a obtenção do seu resdhift, o que permite também a determinação de sua distância. Estas observações têm revelado que os GRBs ocorrem sempre em galáxias distantes (bilhões de anos-luz) com intensa formação estelar, conhecidas como galáxias "Starburst", que são galáxias com grandes quantidades de gás e poeira (meio interestelar), necessários para a formação de novas estrelas. A associação dos GRBs com as galáxias Starburst reforça a associação dos GRBs com supernovas. Isto porque estas galáxias têm uma maior taxa de explosão de supernovas do que as demais porque as estrelas mais massivas, que terminam sua vida como supernovas, tem um tempo de evolução curto, da ordem de milhões de anos, explodindo quando a galáxia ainda pode ser identificada como Starburst (ou seja, quando ela tem ainda grandes quantidades de gás e poeira, bem como estrelas jovens).

 

 

 

 

 

 

Fig. 7.6 - Mapeamento de todos os GRBs detectados com a missão Swift, lançada em 2004. Destaque para a explosão do dia 12/02/2011.

 

Dada a alta energia produzida em supernovas, a qual pode ser facilmente medida, é possível verificar a viabilidade em termos energéticos da hipótese de que os GRBs se originam nestas explosões. A explicação para a variação na duração de cada explosão seria a seguinte: os GRBs mais curtos - de poucos milésimos de segundos - seriam de supernovas que formam estrelas de nêutrons, enquanto as explosões mais longas – cerca de alguns minutos – seriam originadas em supernovas de estrelas muito massivas, que formam buracos negros. De tão energéticos, a luz visível de alguns GRBs, mesmo distantes, são facilmente observáveis com telescópios.

Muitos instrumentos foram desenvolvidos e várias missões realizadas para observar e tentar explicar os GRBs. Um dos instrumentos mais efetivos foi o BATSE (Burst and Transient Source Explorer) do Compton Gamma Ray Observatory, que derrubou as hipóteses de que as explosões teriam origem em objetos ou fenômenos ocorrendo dentro da Via Láctea. O BATSE mapeou as explosões, revelando que as mesmas se dão isotropicamente, ou seja, provêm de todas as direções, descartando sua origem no plano galáctico.

 

Atualmente, o mais avançado satélite para estudo de GRBs é o Swift,
da NASA. Lançado em 2004 e operando até hoje (07/2011), o Swift possui um detector de raios gama bem como um telescópio de raios-X e um óptico que permitem a observação da emissão nestas bandas e a localização imediata da fonte. O Swift manda também imediatamente a informação da localização dos GRBs tanto para telescópios terrestres quanto espaciais, possibilitando observar a emissão óptica e em outras bandas praticamente simultaneamente à explosão em raios gama. Pouco mais de 600 GRBs foram detectados pelo Swift de 2004 até o início de 2011. O mapa celeste dessas explosões pode ser visto na Fig. 7.6. Essas e outras informações podem ser conferidas no site do Swift:
 http://heasarc.nasa.gov/docs/swift/swiftsc.html