Figura 1 – Ilustração artística do par de buracos negros supermassivos que existe na galáxia OJ 287. Quando o menor buraco negro penetra o disco de acreção do gigante produz dois flashes luminosos intensos (em vários comprimentos de onda, inclusive os da luz visível) em cada ciclo da órbita. Crédito: L. Dey et al., The Astrophysical Journal, vol. 866, no. 1, 11 (2018)
Por: Prof. Roberto N. Onody *
Sim, você leu corretamente, 139 anos! Claro, como os buracos negros não deixam escapar nem mesmo a luz (sejam eles estelares ou supermassivos), o flash de luz fotografado no século 19 foi resultado da interação de um par de buracos negros supermassivos. Quando o buraco negro menor cruza com o disco de acreção do maior (Figura 1), ele comprime violentamente o gás ionizado fazendo-o atingir altíssimas temperaturas. O brilho resultante é trilhões de vezes superior à luminosidade do Sol, maior do que toda luz gerada pela Via-Láctea. O par de buracos negros supermassivos responsável pelo evento se encontra na galáxia OJ 287, distante cerca de 4 bilhões de anos-luz da Terra. Atualmente, observações astronômicas sugerem dezenas de possíveis pares de buracos negros supermassivos, mas, apenas cinco deles foram confirmados dinamicamente. O sistema binário de buracos negros supermassivos OJ 287 é o maior de todos. Um dos buracos negros é “pequeno” com cerca de 150 milhões de massas solares, já o outro é um “monstro” com 18,3 bilhões de massas solares. Para efeito de comparação, o buraco negro supermassivo existente no centro da nossa Via-Láctea tem cerca de 4 milhões de massas solares. Doze anos é o tempo que o buraco negro menor leva para executar uma órbita elíptica completa em torno do maior. Por ciclo, o semieixo maior dessa elipse precessiona 39 graus que é, exatamente, o valor previsto pela Teoria da Relatividade Geral de Einstein. Como veremos adiante, o sistema OJ 287 é um verdadeiro laboratório cósmico!
Ao vasculhar velhos arquivos do Harvard College Observatory, o astrônomo Jonathan Grindlay encontrou chapas fotográficas de 1887 com registros dos flashes do par de buracos negros supermassivos que, hoje sabemos habitam a galáxia OJ 287. Essa galáxia se formou de uma colisão de duas outras, cada uma acomodando seu próprio buraco negro supermassivo. OJ 287 é uma denominação que vem do catálogo criado pelo projeto Ohio Sky Survey que, entre 1965 e 1971, coletou importantes dados astronômicos. Foi durante esse projeto que análises de radiofrequências revelaram a presença do par de buracos negros supermassivos.
Há uma grande celeuma sobre a origem cósmica dos buracos negros supermassivos. Atualmente, são três as principais hipóteses: 1) as primeiras estrelas que se formaram no universo seriam muito grandes (talvez com centenas de massas solares, devido à ausência de elementos pesados), explodiram e deram origem a enormes buracos negros que acabaram se fundindo; 2) o Big Bang teria criado pequenos buracos negros primordiais que se fundiram; 3) os buracos negros supermassivos teriam se formado pelo colapso gravitacional direto de grandes nuvens de gás. Ainda, não sabemos.
O OJ 287 é um blazar. Um blazar é um quasar cujo jato relativístico de plasma é paralelo à linha de visão de um observador na Terra. Vamos por partes.
O termo quasar é uma contração para quase-estelar. Um quasar é uma galáxia que possui, no seu centro, um buraco negro supermassivo que interage fortemente com o disco de acreção que o rodeia (veja no próximo parágrafo).
Detectado em 1959, o primeiro quasar descoberto foi o 3C 273. Ele está a 2,4 bilhões de anos-luz da Terra e contém um buraco negro supermassivo ativo com cerca de 900 milhões de massas solares. O quasar mais próximo da Terra é o Markarian 231. Ele está a 581 milhões de anos-luz de distância e, como o OJ 287, contém um par de buracos negros supermassivos com 4 milhões e 150 milhões de massas solares. Portanto, os quasares são objetos cósmicos muito distantes que tiveram núcleos ativos há muito tempo atrás.
Em geral, tanto os buracos negros supermassivos quanto os buracos negros estelares têm movimento de rotação e mantêm, em volta de si, um disco de acreção. Este disco de acreção tem, na sua parte mais externa, moléculas de hidrogênio, hélio, nitrogênio, ferro… e até moléculas mais complexas como CO, H2O, CH4 e, na sua parte mais interna (que é mais quente) íons e elétrons livres. Esse disco também carrega campo magnético, o que ajuda tanto os buracos negros estelares quanto os supermassivos a lançarem enormes jatos relativísticos paralelos aos seus eixos de rotação. Um buraco negro de origem estelar que está ativo é chamado de microquasar.
Figura 2 – Comparação entre as massas, tamanho dos discos e tamanho dos jatos dos buracos negros supermassivos e estelares
Quando o jato de um quasar aponta na direção da Terra ele é chamado de blazar. Esses jatos relativísticos têm forte emissão em raios-x e raios gama. Quando o jato emitido não aponta na direção da Terra, dizemos que o quasar está “de lado” e a emissão é mais proeminente nos comprimentos de rádio. Na Figura 2, comparamos as características dos quasares e dos microquasares.
Em geral, os microquasares devem a sua atividade à deglutição de uma estrela companheira. É o caso do primeiro microquasar (que foi descoberto em 1977), o SS 433. Ele é composto por um pequeno buraco negro estelar com apenas 3 massas solares que devora uma estrela supergigante com cerca de 11 massas solares. O sistema SS 433 está a 18 mil anos-luz da Terra. A interação do jato emitido pelo microquasar com a estrela faz com que ele não siga em linha reta, mas sim uma trajetória helicoidal que, às vezes, aponta para a Terra.
O par de buracos negros supermassivos mais próximo da Terra está na galáxia NGC 7727 que fica a 89 milhões de anos-luz da Terra. Foi descoberto em 2021, mas não é um quasar, pois os dois buracos negros supermassivos (com 154 milhões e 6,3 bilhões de massas solares e separação de 1.600 anos-luz) estão sem gás, sem acreção, inativos.
Já a galáxia OJ 287, que está a 4 bilhões de anos-luz da Terra, também contém um par de buracos negros supermassivos, só que em plena atividade. Com 150 milhões e 18,3 bilhões de massas solares, esse par é o maior de todos. Os raios de Schwarzschild (leia abaixo) desses buracos negros descomunais são gigantescos.
Em 1916, Karl Schwarzschild encontrou uma solução esférica exata das equações de Einstein da Relatividade Geral. De maneira surpreendente, encontrou uma distância radial crítica (que foi denominada horizonte de eventos ou raio de Schwarzschild) aquém da qual nenhum objeto consegue escapar da força gravitacional, nem mesmo a luz. O raio de Schwarzschild de um buraco negro depende linearmente da sua massa. Os buracos negros supermassivos da galáxia OJ 287 têm raios de Schwarzschild imensos (Figura 3).
Figura 3 – Os buracos negros supermassivos do OJ 287 têm raios de Schwarzschild enormes. O menor deles, com 900 milhões de km, chegaria até ao cinturão de asteroides que existe entre Marte e Júpiter. O maior deles, com 54 bilhões de km, corresponde a 9 vezes a distância Sol – Plutão! Na fórmula do raio de Schwarzschild, M é a massa do buraco negro, G é a constante universal da gravitação de Newton e c é a velocidade da luz. Crédito: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (IPAC)
A dinâmica do blazar OJ 287, o seus jatos relativísticos, bem como os seus flashes periódicos vêm sendo estudados há décadas. No comprimento de rádio, seus jatos foram observados e analisados por uma rede de 27 radiotelescópios terrestres, o que permitiu atingir uma precisão angular de 47 microssegundos de arco. O blazar OJ 278 também foi exaustivamente estudado e analisado nos comprimentos de luz visível, ultravioleta, raios-x e raios gama.
O comprimento de um jato relativístico ejetado por um buraco negro é estimado pela extensão (projeção no céu) das ondas de rádio e de raios-x. No caso do OJ 287, o comprimento projetado no céu estimado foi de 360.000 anos-luz para o rádio e 280.000 anos-luz para o raios-x. Como a linha de visada do blazar OJ 287 para a Terra é de cerca de 4 graus, os respectivos comprimentos reais devem ser um pouco maior.
Uma observação importante sobre a origem desses jatos relativísticos é que eles têm natureza eletromagnética – são produzidos devido à interação de fortes campos magnéticos com o gás ionizado do disco de acreção. E, por último, esses jatos podem também ser produzidos por estrelas jovens com discos protoplanetários proeminentes. A luminosidade gerada por esses jatos constituem os assim chamados objetos de Herbig-Haro.
No OJ 287, o menor buraco negro supermassivo percorre uma órbita elíptica em torno do maior (rigorosamente falando, ambos giram em torno do centro de massa do sistema que, na prática, coincide com a posição do maior buraco negro) com período de cerca de 12 anos. O pericentro (ponto mais próximo do foco) e o apocentro (ponto mais distante do foco) valem 0,05 e 0,28 anos-luz, respectivamente. O que dá para essa elipse uma excentricidade muito alta, cerca de 0,69.
Um pericentro de 0,05 anos-luz significa que esses buracos negros estão muito próximos. No sistema solar, 0,05 anos-luz corresponde à distância do Sol ao início da nuvem de Oort (onde se hospedam os cometas). Esses buracos negros colossais já estão em processo de decaimento espiral para se fundirem. Estimativas atuais preveem que a fusão deverá ocorrer nos próximos dez mil anos!
No OJ 287 toda vez que o disco de acreção do buraco preto menor entra ou sai do disco de acreção do maior, há um flash de luz visível. Portanto, ocorrem dois flashes em uma órbita completa. O último flash ocorreu em 2022, mas, não pôde ser observado pois o OJ 287 estava posicionado atrás do Sol. Outro fato também observado é que esses flashes mudam continuamente de posição. Isso acontece porque a órbita elíptica precessiona (Figura 4). E precessiona muito, 39 graus a cada 12 anos. Veja uma animação da NASA aqui.
Figura 4 – Em azul: o buraco negro supermassivo menor (150 milhões de massas solares) tem uma trajetória elíptica muito excêntrica (e = 0,69) em torno do buraco maior (18,3 bilhões de massas solares). Em laranja: os astrônomos mediram, com muita precisão, que essa elipse precessiona 39 graus a cada 12 anos, mais uma confirmação fantástica do valor rigorosamente previsto pela Relatividade Geral de Einstein. No retângulo, a fórmula de Peters para o tempo de colapso do binário (G = constante da gravitação, c = velocidade da luz, a = semieixo maior da elipse, m1 e m2 são as massas do par de buracos negros)
Como já dissemos, o sistema OJ 287 é um verdadeiro laboratório cósmico que, no futuro, poderá se tornar um “multi-mensageiro” espacial podendo ser estudado tanto através de ondas eletromagnéticas (como fizemos até aqui) quanto através de ondas gravitacionais.
Previstas por Einstein em 1916, as ondas gravitacionais foram observadas em 2015 por dois detetores do Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) quando houve a fusão de dois buracos negros estelares (com 29 e 36 massas solares). Na fusão, os dois buracos negros entraram em uma espiral da morte que gerou, no início, ondas gravitacionais de 35 HZ (~ 8.570 km) e, no final, ondas gravitacionais de 250 HZ (~ 1.200 km).
Hoje temos três laboratórios que têm, entre si, uma forte cooperação científica: LIGO (EUA), VIRGO (Itália) e KAGRA (Japão). Juntos, eles detectaram mais de 200 eventos cósmicos que incluem: fusão de pares de buracos negros estelares, colisão de estrelas de nêutrons (que, na maioria das vezes, gera um buraco negro e, raramente, uma estrela de nêutron maior) e encontros de buracos negros com estrelas de nêutrons (nos quais a estrela pode ser devorada ou destruída).
Da mesma forma que as ondas eletromagnéticas, as ondas gravitacionais se movimentam com a velocidade da luz. Possuem também os dois tipos de redshifts: o relativístico (velocidade do observador, efeito Doppler) e o cósmico (devido à expansão do universo).
É importante lembrar que corpos eletricamente carregados (pontuais ou não) quando acelerados geram ondas eletromagnéticas, mas, corpos com massa, só geram ondas gravitacionais se o seu momento de quadrupolo variar no tempo, como foi demonstrado por Einstein em 1918. Assim, um corpo esfericamente simétrico e com distribuição uniforme de massa não produz onda gravitacional, mesmo estando acelerado. Já, pares de buracos negros ou de estrelas de nêutrons têm quadrupolos gravitacionais que oscilam com o tempo e, portanto, geram ondas gravitacionais.
No estágio atual do OJ 287, o ciclo de 12 anos corresponde a um período de 378 milhões de segundos ou a uma frequência de 2,64 NHz (NHz = Nano Hertz = 1 bilionésimo de Hz). Dividindo a velocidade da luz (300.000 km/s) por essa frequência, podemos estimar em cerca de 12 anos-luz o comprimento da onda gravitacional, o que é indetectável pelos equipamentos atuais. Por sorte, à medida que a espiral da morte os aproxima até a fusão, o par de buracos negros gera ondas gravitacionais com comprimentos cada vez menores. Será que algum dia poderemos detectá-los e em quanto tempo ocorrerá o colapso?
Em 1963, assumindo que a perda de energia (que faz os dois corpos se aproximarem) se devia única e exclusivamente à radiação gravitacional, Peters e Mathews estimaram o tempo de colapso de um binário (vide fórmula de Peters na Figura 4). Se colocarmos os valores das variáveis (massas dos buracos negros supermassivos e semieixo maior de 0,16 anos-luz) e das constantes universais na fórmula de Peters, obtemos um tempo de colapso de 66 mil anos contra a estimativa, mais realista, de 10 mil anos. Essa diferença acontece porque, além da perda de energia por radiação gravitacional, o sistema perde também muita energia com a transferência de momento dos buracos negros para o gás, a poeira cósmica e as estrelas próximas diminuindo, consequentemente, o tempo do colapso.
Para finalizar, gostaria de fazer algumas observações sobre os detectores de ondas gravitacionais, atuais e futuros (Figura 5). Os 3 detectores atualmente em operação são terrestres e se baseiam no interferômetro de Michelson. Um sinal Laser é dividido em dois feixes (através de espelhos feitos com sílica fundida de altíssima pureza e baixíssima absorção no infravermelho) de modo a percorrerem dois caminhos ortogonais (chamados de braços) com a forma de um L. Os feixes percorrem (centenas de vezes) o comprimento dos braços e são calibrados para se juntarem fora de fase (interação destrutiva) no detector. Quando uma onda gravitacional passa pelos braços, alterando seus comprimentos, os sinais chegarão ligeiramente fora de fase e podem ser vistos no detector.
Figura 5 – As fontes geradoras de ondas gravitacionais com suas faixas de frequências características e seus detectores (atuais e futuros)
Os braços dos detectores do LIGO, VIRGO e KAGRA (que é subterrâneo) medem 4 km, 3 km e 3 km, respectivamente. A Índia tem um projeto tipo LIGO que deve entrar em funcionamento em 2030. A Europa desenvolve o telescópio Einstein, cujo interferômetro terá a forma de um triângulo equilátero, com braços de 10 km, subterrâneo e que deve entrar em funcionamento em 2035. Todos esses detectores terrestres precisam enfrentar e eliminar os mais diferentes ruídos que vão desde os mecânicos e sísmicos até interferências elétricas e magnéticas – uma tarefa árdua.
Está em andamento um projeto mais ambicioso – o de construir um detector espacial de ondas gravitacionais – a LISA (Laser Interferometer Space Antenna). Trata-se de um consórcio entre a ESA (European Agency Space) e a NASA. No projeto, três naves idênticas e distando entre si 2,5 milhões de quilômetros, formarão um triângulo equilátero. O centro desse triângulo estará a 50 milhões de quilômetros da Terra e a acompanhará em sua trajetória em torno do Sol (veja animação). Previsão de lançamento das naves: 2035.
Finalmente, devo mencionar os PTAs (Pulsar Timing Arrays). É um detector de ondas gravitacionais que utiliza a luz proveniente de um conjunto de pulsares! Um pulsar é um tipo de estrela de nêutron que gira rapidamente e gera altíssimos campos magnéticos. Juntas, essas duas características fazem com que o pulsar emita pulsos de ondas eletromagnéticas paralelas ao eixo de rotação. Normalmente, essas ondas são de rádio com comprimentos que vão de centímetros a metros, mas, há pulsares que emitem no infravermelho, no visível, raios-x e até em raios gama.
O primeiro pulsar foi descoberto em 1967. Ele girava muito rápido e com um período incrivelmente preciso de 1,3373 segundos! Hoje, conhecemos cerca de 3.000 pulsares na Via-Láctea. Entre eles, centenas que têm período de milissegundos! Há pulsares com rotação tão precisa que superam a dos relógios atômicos. O pulsar mais rápido conhecido, com 716,35 rotações por segundo, está muito próximo do limite superior (estimado em 1.000 rotações por segundo) acima do qual a força centrífuga despedaça a estrela de nêutron. Por último, mas não menos importante, o primeiro exoplaneta (que foi descoberto em 1992) orbita, de fato, um pulsar que faz 160,8 rotações por segundo e está situado a 2.300 anos-luz da Terra.
Como acontece no IPTA (o consórcio internacional de PTAs), os PTAs utilizam dezenas ou até centenas de pulsares de milissegundos. Esses pulsares estão distribuídos no halo e no disco da nossa Via-Láctea. Estão situados a distâncias que vão de centenas a milhares de anos-luz e vêm sendo observados, continuamente, há mais de 20 anos. Podemos dizer que o detector de ondas gravitacionais do PTA é a própria Via-Láctea!
Ondas gravitacionais alteram localmente o espaço-tempo e aparecem como uma perturbação no tensor métrico. Essa perturbação é proporcional à amplitude da onda gravitacional e inversamente proporcional à frequência da onda gravitacional. Também depende da diferença de fase da onda gravitacional, já ela que atinge o pulsar e a Terra em tempos muito diferentes (da ordem de centenas a milhares de anos). Uma revisão dessa técnica você encontra aqui.
Em 2023, os PTAs tiveram um enorme sucesso ao provar a existência do assim chamado fundo estocástico de ondas gravitacionais. Este fundo é um sinal difuso, um ruído, de baixíssima frequência (da ordem de nanossegundos) produzido por toda a população de buracos negros supermassivos do universo! Porém, até agora, os PTAs não detectaram nenhuma onda gravitacional que fosse individualmente oriunda de um par de buracos negros supermassivos. O sistema OJ 287 é um ótimo candidato.
(Créditos da imagem publicada no destaque da homepage – “Olhar Digital”)
*Físico, Professor Sênior do IFSC – USP
e-mail: onody@ifsc.usp.br
Meus agradecimentos ao Sr. Rui Sintra da Assessoria de Comunicação do IFSC/USP.
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