Astronomia

Ondas gravitacionais: como os cientistas podem determinar os tamanhos, rotação e distância de dois buracos negros em fusão?

Ondas gravitacionais: como os cientistas podem determinar os tamanhos, rotação e distância de dois buracos negros em fusão?



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Depois de registrar as ondulações das ondas de gravidade que passam, eu imaginaria que alguma matemática de alta potência seria necessária para derivar informações sobre os tamanhos, rotação e distância dos buracos negros que se fundem. É possível ter uma ideia de como eles descobriram que uma tinha 31 massas solares e a outra 20? Como você "vê" o spin de uma onda?


Um elemento da resposta é que eles fazem isso na outra direção. Eles simulam muitas possíveis fusões de buracos negros e, em seguida, procuram as correspondências mais próximas do que observam. Eu imagino que haja algum espaço para interpolação entre as simulações, bem como para executar simulações sob medida para confirmar a correspondência. A rotação afeta a onda porque a forma do espaço em torno de um buraco negro giratório é diferente daquela em torno de um não giratório, o que afeta tanto o movimento dos buracos negros quanto os processos pelos quais as ondas gravitacionais são irradiadas.


O que são ondas gravitacionais?

Embora possa não ter o nome mais atraente, o evento GW150914 é bastante significativo em termos de nossa compreensão do Universo. Este evento, com um nome que inclui & # 8216GW & # 8217 como um prefixo que é uma abreviatura de & # 8216Gravitational Wave & # 8217 e a data de observação & # 821115/09/14 & # 8211 marcou a primeira detecção direta da humanidade & # 8217s .

Isso foi pioneiro em duas frentes: primeiro, ele confirmou com sucesso uma previsão feita pela teoria da relatividade geral de Albert Einstein quase um século antes. Uma previsão de que eventos declarados que ocorrem no Universo não apenas distorcem o espaço-tempo, mas, em certos casos, podem realmente enviar ondas através deste tecido cósmico.

Simulação numérica de dois buracos negros inspiradores que se fundem para formar um novo buraco negro. São mostrados os horizontes dos buracos negros, o forte campo gravitacional em torno dos buracos negros e as ondas gravitacionais produzidas (S. Ossokine, A. Buonanno (Instituto Max Planck de Física Gravitacional), projeto Simulando eXtreme Spacetimes, W. Benger (Airborne Hydro Mapping GmbH)).

O segundo aspecto significativo desta observação foi o fato de representar uma maneira inteiramente nova de & # 8216ver & # 8217 o Universo, seus eventos e objetos. Este novo método de investigação do cosmos deu origem a uma forma inteiramente nova de astronomia multimensageira da astronomia. Isso combina observações & # 8216tradicionais & # 8217 do Universo no espectro eletromagnético com a detecção de ondas gravitacionais, permitindo-nos observar objetos que antes eram invisíveis para nós.

Assim, a descoberta das ondas gravitacionais realmente abriu uma janela inteiramente nova no cosmos, mas o que são ondas gravitacionais, o que elas revelam sobre os objetos que as criam e como detectamos esses tremores minúsculos na própria realidade?


Testando a teoria da gravidade de Einstein a partir das sombras e colisões de buracos negros

Impressão artística de buracos negros binários prestes a colidir. Crédito: Mark Myers, OzGrav-Swinburne University.

A relatividade geral, a teoria da gravidade de Einstein, é mais bem testada em sua forma mais extrema - perto do horizonte de eventos de um buraco negro. Este regime é acessível por meio de observações de sombras de buracos negros supermassivos e ondas gravitacionais - ondulações na estrutura de nosso Universo resultantes da colisão de buracos negros de massa estelar. Pela primeira vez, os cientistas do ARC Center of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav), o Event Horizon Telescope (EHT) e o LIGO Scientific Collaboration, delinearam uma abordagem consistente para explorar desvios da teoria geral da relatividade de Einstein nestes dois observações diferentes. Esta pesquisa, publicada em Revisão Física D, confirma que a teoria de Einstein descreve com precisão as observações atuais de buracos negros, do menor ao maior.

Uma das previsões marcantes da relatividade geral é a existência de buracos negros. A teoria fornece uma descrição específica do efeito de um buraco negro na estrutura do espaço-tempo: uma malha quadridimensional que codifica como os objetos se movem no espaço e no tempo. Conhecido como Kerr metric, essa previsão pode estar relacionada à curvatura da luz em torno de um buraco negro ou ao movimento orbital de buracos negros binários. Neste estudo, os desvios da métrica de Kerr foram associados a recursos nessas observações de buracos negros.

Em 2019, o Event Horizon Telescope gerou imagens da silhueta do buraco negro no centro da galáxia M87, com uma massa vários bilhões de vezes a do nosso sol. O tamanho angular da sombra está relacionado à massa do buraco negro, sua distância da Terra e possíveis desvios da previsão da relatividade geral. Esses desvios podem ser calculados a partir de dados científicos, incluindo medições anteriores da massa e distância do buraco negro.

Enquanto isso, desde 2015, os observatórios de ondas gravitacionais de LIGO e Virgem detectam ondas gravitacionais de buracos negros de massa estelar que se fundem. Ao medir as ondas gravitacionais dos buracos negros em colisão, os cientistas podem explorar a natureza misteriosa e as métricas dos buracos negros. Este estudo se concentrou em desvios da relatividade geral que aparecem como pequenas mudanças no tom e na intensidade das ondas gravitacionais, antes de os dois buracos negros colidirem e se fundirem.

Combinando as medições da sombra do buraco negro supermassivo em M87 e ondas gravitacionais de um par de detecções de buracos negros binários, chamados GW170608 e GW190924, os pesquisadores não encontraram evidências de desvios da relatividade geral. O co-autor do estudo e assistente de pesquisa do OzGrav, Ethan Payne (Australian National University), explicou que as duas medições forneceram restrições semelhantes e consistentes. "Diferentes tamanhos de buracos negros podem ajudar a quebrar o comportamento complementar visto aqui entre as observações de EHT e LIGO / Virgo", disse Payne. "Este estudo estabelece as bases para futuras medições de desvios da métrica Kerr."


LIGO e Virgem anunciam 39 novas descobertas de ondas gravitacionais durante a primeira metade da terceira corrida de observação

A Colaboração Científica LIGO e a Colaboração Virgo divulgaram um catálogo de resultados da primeira metade de sua terceira execução de observação (O3a). Isso mostra as massas dos buracos negros e estrelas de nêutrons nos 50 eventos de ondas gravitacionais detectados até o momento. Crédito: LIGO-Virgo / Frank Elavsky, Aaron Geller / Northwestern

A Colaboração Científica LIGO e a Colaboração Virgo divulgaram um catálogo de resultados da primeira metade de sua terceira execução de observação (O3a), e os cientistas detectaram mais de três vezes mais ondas gravitacionais do que as duas primeiras execuções combinadas. As ondas gravitacionais foram detectadas pela primeira vez em 2015 e são ondulações no tempo e no espaço produzidas pela fusão de buracos negros e / ou estrelas de nêutrons. Vários pesquisadores do Centro de Relatividade e Gravitação Computacional do Rochester Institute of Technology (CCRG) estiveram fortemente envolvidos na análise das ondas gravitacionais e na compreensão de seu significado.

O catálogo detalha 39 novos eventos de ondas gravitacionais detectados durante O3a, elevando o total para 50, e vários dos binários recém-detectados têm propriedades únicas que expandem nossa compreensão da formação de buracos negros binários. O3a descobriu os maiores e menores buracos negros binários até hoje, variando de 150 vezes o tamanho do nosso Sol a apenas 3 vezes maior. O3a também detectou o primeiro buraco negro binário formado com segurança a partir de buracos negros altamente assimétricos, bem como vários buracos negros binários com propriedades de spin únicas.

Jacob Lange '18 MS (ciências astrofísicas e tecnologia), '20 Ph.D. (ciências astrofísicas e tecnologia) trabalharam na parte de estimativa de parâmetros da análise, que identifica características importantes sobre cada evento de onda gravitacional, incluindo as massas dos buracos negros ou estrelas de nêutrons envolvidos, seu spin, distância da Terra e posição no céu. Enquanto ele era um Ph.D. aluno da RIT, ele ajudou a desenvolver algoritmos de estimativa de parâmetros que eram mais rápidos do que os métodos convencionais e usados ​​para muitos dos eventos lançados no catálogo. Lange, que agora é um pesquisador de pós-doutorado no Instituto de Pesquisa Computacional e Experimental em Matemática da Brown University, disse que as melhorias nos sensores e nas técnicas de estimativa de parâmetros produziram descobertas cada vez mais exclusivas que desafiam nossa compreensão do universo.

“Estamos vendo eventos muito mais complexos onde a natureza está realmente nos mostrando seu lado fascinante”, disse Lange. "Poderemos aprender física e astrofísica muito mais interessantes com essas detecções. Quanto mais construirmos esse catálogo de eventos, mais poderemos começar a fazer declarações sobre a população em geral."

Daniel Wysocki '18 MS (ciências astrofísicas e tecnologia), '20 Ph.D. (ciências astrofísicas e tecnologia) trabalharam na análise das propriedades populacionais de buracos negros após O3a. Wysocki, agora um pesquisador de pós-doutorado na University of Wisconsin-Milwaukee, disse que estamos obtendo uma imagem mais clara sobre como são os buracos negros típicos, quantos buracos negros existem, como a população de buracos negros mudou conforme o universo evoluiu e outras propriedades importantes .

"Este catálogo representa um aumento significativo no tamanho da amostra em relação ao nosso lançamento anterior", disse Wysocki. "É como um censo que fornece dados para que as pessoas vejam se seus modelos físicos são consistentes com o que acontece no universo. Isso tem implicações para a relatividade geral, a física das estrelas e o comportamento da matéria em energias que não são possíveis em um laboratório terrestre. No futuro, isso pode realmente nos ajudar a mudar nossa compreensão das coisas na Terra. "

Com melhorias incrementais entrando online nos próximos anos, novos observatórios terrestres e espaciais nas próximas décadas e LIGO e Virgem se preparando para a quarta corrida de observação, o futuro é brilhante para a astronomia de ondas gravitacionais. O professor associado Richard O'Shaughnessy, membro do CCRG e do LIGO Scientific Collaboration, disse que ainda mais descobertas estão no horizonte.

"Aprendemos mais sobre o que a natureza permite", disse O'Shaughnessy. "Encontramos mais buracos negros grandes, irmãos menores do evento massivo descrito no verão e descobrimos, também, que buracos negros grandes podem estar girando rapidamente. Isso quebra algumas teorias de como os buracos negros grandes podem se formar. Vemos sugestões muito tentadoras que alguns dos buracos negros que se fundem podem ter spins desalinhados com a órbita. "

Especulando sobre o significado dessas observações, O'Shaughnessy disse: "Muitos anos atrás, mostrei que o desalinhamento podia identificar claramente como os buracos negros se fundiam. Estamos um passo mais perto de encontrar uma arma fumegante."


Espaço distorcido

O último evento é único. Um dos dois buracos negros que se fundiram tinha uma massa estimada em cerca de 8 massas solares, e o outro era mais de 3 vezes maior, com 31 massas solares. Esse desequilíbrio fez o buraco negro maior distorcer o espaço ao seu redor, de modo que a trajetória do outro se desviou de uma espiral perfeita. Isso pode ser visto nas ondas gravitacionais resultantes, que foram criadas quando os objetos espiralaram uns nos outros. Todos os outros eventos de fusão que foram revelados produziram uma onda que forma uma forma de "chiado" semelhante - que aumenta em intensidade e frequência até o momento da colisão. Mas GW190412 era diferente: sua intensidade não aumentou simplesmente como em um chilrear. “Isso torna este sistema muito interessante, apenas olhando para a morfologia do sinal”, disse Fishbach.

Os físicos esperaram ansiosamente por esses eventos "não convencionais" porque eles fornecem maneiras novas e mais precisas de testar a teoria da gravidade de Albert Einstein, a teoria geral da relatividade. “Estamos em um novo regime de teste da relatividade geral”, disse Maximiliano Isi da Instituição de Tecnologia de Massachusetts em Cambridge, outro membro do LIGO que estava se apresentando na reunião.

Em particular, os pesquisadores foram capazes de usar esses dados para discernir o ‘spin’ dos buracos negros. “Sabemos com confiança que este objeto mais pesado tinha que estar girando”, disse Isi. Os eventos anteriores deixaram os pesquisadores perplexos: observações de buracos negros na Via Láctea sugeriram que os buracos negros deveriam ter giros altos, mas isso não apareceu nos dados de ondas gravitacionais das duas primeiras execuções.

Os astrofísicos esperam que a detecção de spins possa lançar luz sobre como os buracos negros se formaram e passaram a orbitar uns aos outros. As informações mais ricas em fusões assimétricas ajudam a medir a distância de um evento da Via Láctea com melhor precisão. Acumular muitas dessas medições poderia fornecer uma nova maneira de mapear a história da expansão do Universo.

A colaboração LIGO-Virgo continuará a publicar mais resultados de seu vasto acervo de dados não publicados, incluindo eventos individuais que são particularmente interessantes ou emocionantes, diz Jo van den Brand de Virgem, físico do Instituto Nacional de Física Subatômica de Amsterdã. “Acho que a colheita está muito boa, deixe-me colocar assim.”


Os cientistas encontraram pistas para decifrar a forma dos buracos negros

Os buracos negros estão entre as coisas mais estranhas do universo. São objetos maciços - coleções de massa - com gravidade tão forte que nada pode escapar, nem mesmo a luz.

Quando dois buracos negros colidem e se fundem, eles produzem um dos eventos mais catastróficos do universo. Em apenas um segundo, ele libera uma quantidade enorme de energia enquanto se acomoda em seu estado final. Este fenômeno dá aos astrônomos uma chance única de observar buracos negros em rápida mudança e explorar a gravidade em sua forma mais extrema.

No entanto, buracos negros em colisão não produzem luz. Os astrônomos podem observar as ondas gravitacionais detectadas que eles criam - ondulações na estrutura do espaço e do tempo.

De acordo com os astrônomos, o comportamento do buraco negro remanescente & # 8217s é a chave para entender a gravidade e deve ser codificado nas ondas gravitacionais emitidas.

Uma equipe de cientistas de ondas gravitacionais liderada pelo ARC Centro de Excelência para Descoberta de Ondas Gravitacionais (OzGrav) relatou que quando dois buracos negros colidem e se fundem, o buraco negro remanescente & # 8220chirps & # 8221 não uma, mas várias vezes, emanando ondas gravitacionais— ondulações intensas no espaço do tecido - que revelam informações sobre sua forma.

No estudo, os cientistas explicaram como as ondas gravitacionais codificam a forma de buracos negros que se fundem à medida que se estabelecem em sua forma final.

Os cientistas realizaram simulações de colisões de buracos negros usando supercomputadores. Eles então compararam a forma em rápida mudança do buraco negro remanescente com as ondas gravitacionais que ele emite.

O estudante de graduação e coautor Christopher Evans do Instituto de Tecnologia da Geórgia (EUA) diz: & # 8220Descobrimos que esses sinais são muito mais ricos e complexos do que normalmente se pensa, o que nos permite aprender mais sobre a forma extremamente mutável do buraco negro final. & # 8221

O Prof. Calderón Bustillo diz: & # 8220As ondas gravitacionais de buracos negros em colisão são sinais simples conhecidos como & # 8220 trepadeiras. & # 8221 Conforme os dois buracos negros se aproximam, eles emitem um sinal de frequência e amplitude crescentes que indica a velocidade e o raio da órbita. O tom e a amplitude do sinal aumentam à medida que os dois buracos negros se aproximam cada vez mais rápido. Após a colisão, o buraco negro remanescente final emite um sinal com um tom constante e amplitude decrescente, como o som de um sino sendo tocado. & # 8221

Este estudo demonstra que algo completamente diferente acontece se a colisão é observada a partir do & # 8220equador & # 8221 do buraco negro final.

O Prof. Calderón Bustillo disse, & # 8220Quando observamos buracos negros de seu equador, descobrimos que o buraco negro final emite um sinal mais complexo, com uma inclinação que sobe e desce algumas vezes antes de morrer. Em outras palavras, o buraco negro chilre várias vezes. & # 8221

& # 8220 Descobrimos que isso está relacionado à forma do buraco negro final, que atua como uma espécie de farol de ondas gravitacionais: quando os dois buracos negros originais são de tamanhos diferentes, o buraco negro final inicialmente parece uma castanha, com uma cúspide de um lado e uma parte posterior mais larga e lisa do outro. & # 8221

& # 8220 Acontece que o buraco negro emite ondas gravitacionais mais intensas por meio de suas regiões mais curvas, que são as que circundam sua cúspide. Isso ocorre porque o buraco negro remanescente também está girando e sua cúspide, e a parte traseira aponta repetidamente para todos os observadores, produzindo múltiplos chilros. & # 8221

O coautor Prof Pablo Laguna, ex-presidente da Escola de Física da Georgia Tech e agora professor da Universidade do Texas em Austin, disse: & # 8220Embora uma relação entre as ondas gravitacionais e o comportamento do buraco negro final tenha sido há muito conjecturada, nosso estudo fornece o primeiro exemplo explícito desse tipo de relação. & # 8221


Ondas gravitacionais repetitivas podem revelar o tamanho dos buracos negros fundidos

Recebeu o Prêmio Nobel de Física pela pesquisa sobre buracos negros, o Dr. Juan Calderón Bustillo, do Instituto Galego de Física de Altas Energias, publicou um artigo explorando esses buracos em um novo artigo. Seu co-autor Christopher Evans, um estudante de pós-graduação da Georgia Tech, criou simulações de computador de colisões com buracos negros para estudar as ondas gravitacionais que eles poderiam produzir, dependendo não apenas das pessoas nos buracos mesclados, mas também da abundância de suas órbitas ao redor do Terra.

Nas circunstâncias certas, alguns físicos afirmam que a onda gravitacional produzida pelo apego pode nos revelar essa forma, com novos insights sobre como a gravidade, em última análise, se comporta. Os buracos negros são bastante inexpressivos, definidos simplesmente por sua rotação e massa. Quando dois buracos negros se fundem, o resultado é uma breve aparição de algo com feridas e curvas.

Calderón Bustillo disse em um comunicado que a equipe descobriu que & # 8220 enquanto os dois buracos negros originais & # 8216parent & # 8217 são de tamanhos diferentes, o buraco negro final parece um baú no início, com uma virilha de um lado e mais larga, e mais suave do outro. & # 8221

Esta fase dura menos de um décimo de segundo, Calderón Bustillo disse à IFLScience, e muita energia é liberada neste ponto porque o buraco anexado relaxa em seu estado final. No entanto, & # 8220 está provado que o buraco negro emite ondas gravitacionais mais intensas através de suas regiões mais curvas, que ficam nas proximidades de suas regiões circundantes & # 8221, acrescentou.

Na física da comunicação, Calderón Bustillo afirma que, ao observar a região equatorial do buraco, um observador pode & # 8220detectar sinais mais complexos, que subiam e desciam várias vezes antes de morrer. & # 8221 Os autores os chamam de & # 8220próximos chips de fixação. & # 8221 Para o observador observador da fixação de cima ou de baixo, o sinal da onda gravitacional aparecerá direto com um tom constante, mas a amplitude da queda, como a nota que ouvimos quando o sino bem formado é atingido uma vez .

Embora a detecção de anexos em buracos negros seja agora tão comum que apenas pessoas interessantes recebem mais atenção, ainda não fomos capazes de detectar o sinal previsto de Calderón Bustillo. Em parte, isso ocorre porque um todo precisa ser maior do que o outro para se formar. Calderón Bustillo disse à IFLScience outro motivo importante: o sinal da frente é o mais forte, onde sinais diferentes não podem ser detectados. Embora os anexos dos buracos negros sejam distribuídos aleatoriamente em direção à Terra em sua direção, nós os pegamos onde a Terra está localizada em um pólo, porque esses sinais podem ser detectados a uma distância maior.

Como resultado, identificadores futuros mais sensíveis irão realmente examinar as afirmações de Calderón Bustillo & # 8216s, embora a leitura da sorte também possa ser alcançada com pessoas que trabalham atualmente. No entanto, se a agregação do mesmo tamanho e distância ocorrer no que realmente observamos, os detectores LIGO devem ser capazes de detectar os chips, desde que a condição seja correta.


Pergunte a Ethan: Como a singularidade de um buraco negro pode girar?

Um disco de acreção, campos magnéticos e jatos de material estão todos fora do evento do buraco negro. [+] horizonte. Nossa imagem clássica de um disco estável, entretanto, só se aplica a um buraco negro não giratório. Se você se aproximar do horizonte de eventos em si, buracos negros rotativos e realistas oferecem uma nova e fascinante física para considerarmos.

A maneira mais comum de formar um buraco negro no Universo é fazer uma estrela massiva chegar ao fim de sua vida e explodir em uma supernova catastrófica. No entanto, enquanto as porções externas da estrela são destruídas, o núcleo interno entra em colapso, formando um buraco negro se a estrela progenitora tiver massa suficiente. Mas a maioria das estrelas reais, incluindo nosso Sol, está girando. Portanto - uma vez que o momento angular é sempre conservado - eles não deveriam ser capazes de colapsar em um único ponto. Como tudo isso funciona? Isso é o que nosso apoiador do Patreon Aaron Weiss quer saber, perguntando:

Como o momento angular é conservado quando as estrelas colapsam em buracos negros? O que significa um buraco negro girar? O que realmente está girando? Como pode uma singularidade girar? Existe um "limite de velocidade" para essa taxa de giro e como o giro afeta o tamanho do horizonte de eventos e a área imediatamente ao redor dele?

Essas são todas boas perguntas. Vamos descobrir.

O comportamento gravitacional da Terra em torno do Sol não se deve a um gravitacional invisível. [+] puxar, mas é melhor descrito pela Terra caindo livremente através do espaço curvo dominado pelo sol. A distância mais curta entre dois pontos não é uma linha reta, mas sim uma geodésica: uma linha curva que é definida pela deformação gravitacional do espaço-tempo.

Quando Einstein apresentou pela primeira vez sua teoria da gravidade, a Relatividade Geral, ele forjou um elo inseparável entre o espaço-tempo, que representa a estrutura do nosso Universo, e toda a matéria e energia presentes nele. O que percebemos como gravidade era simplesmente a curvatura do espaço e a maneira como a matéria e a energia respondiam a essa curvatura à medida que se moviam no espaço-tempo. Matéria e energia dizem ao espaço-tempo como se curvar, e esse espaço curvo diz à matéria e à energia como se mover.

Quase imediatamente, Einstein reconheceu que essa imagem veio com uma consequência bizarra que era difícil de reconciliar com o Universo que temos: um Universo cheio de matéria era instável. Se você tivesse, em média, um espaço que fosse preenchido com uma quantidade uniforme de matéria estacionária - não importa a forma, tamanho ou quantidade - inevitavelmente entraria em colapso para formar um buraco negro perfeitamente esférico.

Em um Universo que não está se expandindo, você pode preenchê-lo com matéria estacionária em qualquer configuração. [+] gosto, mas sempre desmoronará em um buraco negro. Esse universo é instável no contexto da gravidade de Einstein e deve estar se expandindo para ser estável, ou devemos aceitar seu destino inevitável.

E. Siegel / Além da Galáxia

Depois de obter matéria com uma quantidade suficiente de massa confinada a um volume pequeno o suficiente, um horizonte de eventos se formará em um local específico. Uma região esférica do espaço, cujo raio é definido pela quantidade de massa dentro dela, experimentará uma curvatura tão severa que qualquer coisa que passe dentro de seus limites será incapaz de escapar.

Fora desse horizonte de eventos, parecerá que existe apenas uma região extrema onde a gravidade é muito intensa, mas nenhuma luz ou matéria pode ser emitida de dentro dela. Para qualquer coisa que caia dentro, entretanto, ela é inevitavelmente trazida para o centro desse buraco negro: para uma singularidade. Enquanto as leis da física se rompem neste ponto - alguns físicos descaradamente referem-se às singularidades como lugares onde "Deus está dividido por zero" - ninguém duvida que toda a matéria e radiação que passa dentro do horizonte de eventos dirige-se para esta região pontual de espaço.

Uma ilustração de um espaço-tempo fortemente curvo, fora do horizonte de eventos de um buraco negro. Como você consegue. [+] cada vez mais perto da localização da massa, o espaço torna-se mais curvado, levando a um local de dentro do qual nem mesmo a luz pode escapar: o horizonte de eventos. O raio dessa localização é definido pela massa do buraco negro, a velocidade da luz e apenas as leis da Relatividade Geral. Em teoria, deveria haver um ponto especial, uma singularidade, onde toda a massa está concentrada para buracos negros estacionários e esfericamente simétricos.

Usuário Pixabay JohnsonMartin

Já posso ouvir as objeções. Afinal, há um número legítimo de maneiras pelas quais o Universo real funciona de maneira diferente dessa imagem ingênua do colapso gravitacional.

  • A força gravitacional não é a única no Universo: as forças nucleares e o eletromagnetismo também desempenham um papel quando se trata de matéria e energia.
  • Os buracos negros não são formados a partir do colapso de uma distribuição uniforme de matéria, mas sim pela implosão do núcleo de uma estrela massiva quando a fusão nuclear não pode mais continuar.
  • E, talvez o mais importante, todas as estrelas que descobrimos giram, e o momento angular é sempre conservado, então os buracos negros também deveriam estar girando.

Então vamos lá: vamos do reino de uma aproximação simplista para uma imagem mais realista de como os buracos negros realmente funcionam.

Em 2006, Mercúrio cruzou o Sol, mas a grande mancha solar visível no disco do Sol, na verdade. [+] reduziu sua emissão de luz por um fator maior. Ao observar as localizações das manchas solares que se movem ao longo do tempo, determinamos que o Sol exibe rotação diferencial, com o equador e os pólos levando de 25 a 33 dias terrestres para fazer uma revolução completa.

Williams College Glenn Schneider, Jay Pasachoff e Suranjit Tilakawardane

Todas as estrelas giram. Nosso Sol, um rotador relativamente lento, completa uma rotação completa de 360 ​​° em escalas de tempo que variam de 25 a 33 dias, dependendo de qual latitude solar particular você está monitorando. Mas nosso Sol é enorme e de densidade muito baixa, e existem objetos muito mais extremos no Universo em termos de pequenos tamanhos físicos e grandes massas. Assim como um patinador artístico em rotação acelera quando traz seus braços e pernas, as massas astrofísicas giram mais rapidamente se você diminuir seu raio.

Se o Sol fosse uma anã branca - com a mesma massa, mas o tamanho físico da Terra - ele giraria uma vez a cada 4 minutos.

Se se tornasse uma estrela de nêutrons - com a mesma massa, mas um raio de 20 km - ela giraria uma vez a cada 2,4 milissegundos: consistente com o que observamos para os pulsares mais rápidos.

Uma estrela de nêutrons é uma das coleções de matéria mais densas do Universo, mas existe uma superior. [+] limite à sua massa. Se a ultrapassar, a estrela de nêutrons entrará em colapso ainda mais para formar um buraco negro. A estrela de nêutrons de rotação mais rápida que já descobrimos é um pulsar que gira 766 vezes por segundo: mais rápido do que o nosso Sol giraria se o colapsássemos até o tamanho de uma estrela de nêutrons.

Bem, se nossa estrela (ou qualquer estrela) colapsou em um buraco negro, ainda teríamos que conservar o momento angular. Quando algo gira neste Universo, não há como simplesmente se livrar disso, da mesma forma que você não pode criar ou destruir energia ou momentum. Tem que ir para algum lugar. Quando qualquer coleção de matéria entra em colapso para um raio menor que o raio de um horizonte de eventos, o momento angular fica preso lá também.

Esta certo! Einstein apresentou sua teoria da relatividade geral em 1915, e foi apenas alguns meses depois que Karl Schwarzschild encontrou a primeira solução exata: para uma massa pontual, o mesmo que um buraco negro esférico. A próxima etapa na modelagem deste problema de uma forma mais realista - considerar o que aconteceria se o buraco negro também tivesse momento angular, em vez de massa sozinha - não foi resolvida até que Roy Kerr encontrou a solução exata em 1963.

A solução exata para um buraco negro com massa e momento angular foi encontrada por Roy Kerr em. [+] 1963. Ele revelou, em vez de um único horizonte de eventos com uma singularidade pontual, um horizonte de eventos interno e externo, bem como uma ergosfera interna e externa, além de uma singularidade em forma de anel de raio substancial.

Matt Visser, arxiv: 0706.0622

Existem algumas diferenças fundamentais e importantes entre a solução Schwarzschild mais ingênua e mais simples e a solução Kerr mais realista e complexa. Sem nenhuma ordem específica, aqui estão alguns contrastes fascinantes:

  1. Em vez de uma única solução para onde está o horizonte de eventos, um buraco negro em rotação tem duas soluções matemáticas: um horizonte de eventos interno e externo.
  2. Mesmo fora do horizonte de eventos externo, há um lugar conhecido como ergosfera, onde o próprio espaço é arrastado a uma velocidade de rotação igual à velocidade da luz, e as partículas que caem nele experimentam enormes acelerações.
  3. Existe uma razão máxima de momento angular para massa que é permitida se houver muito momento angular, o buraco negro irá irradiar essa energia (via radiação gravitacional) até que esteja abaixo desse limite.
  4. E, talvez o mais fascinante, a singularidade no centro do buraco negro não é mais um ponto, mas sim um anel unidimensional, onde o raio do anel é determinado pela massa e momento angular do buraco negro.

As fotos do visível / infravermelho próximo do Hubble mostram uma estrela massiva, cerca de 25 vezes a massa do Sol, isso. [+] sumiu de existência, sem supernova ou outra explicação. O colapso direto é a única explicação candidata razoável e é uma forma conhecida, além de supernovas ou fusões de estrelas de nêutrons, de formar um buraco negro.

Tudo isso é verdade para um buraco negro em rotação a partir do instante em que você cria o horizonte de eventos pela primeira vez. Uma estrela de grande massa pode se transformar em supernova, onde o núcleo giratório implode e desmorona em um buraco negro, e tudo isso será verdade. Na verdade, existe até alguma esperança de que, se uma supernova explodir em nosso próprio grupo local, o LIGO possa ser capaz de detectar as ondas gravitacionais de um buraco negro em rápida rotação.

Se você formar um buraco negro a partir de uma fusão estrela de nêutron com estrela de nêutron ou do colapso direto de uma estrela ou nuvem de gás, as mesmas possibilidades serão verdadeiras. Mas uma vez que seu buraco negro existe, seu momento angular pode mudar constantemente à medida que nova matéria ou material surge. O tamanho do horizonte de eventos pode aumentar, e o tamanho da singularidade e da ergosfera pode crescer ou encolher dependendo do momento angular do novo material que é adicionado.

Devido às propriedades do espaço giratório e arrastado perto de um buraco negro realista com ângulo. [+] momentum, partículas individuais que formariam órbitas planas em torno de massas não rotativas acabam ocupando uma grande forma semelhante a um toro em três dimensões.

Maarten van de Meent / Wikimedia Commons

Isso leva a um comportamento fascinante que você talvez não esperasse. In the case of a non-rotating black hole, a particle of matter outside of it can orbit, escape, or fall inside, but will remain in the same plane. When a black hole rotates, however, it gets dragged around through all three dimensions, where it will fill a torus-like region surrounding the black hole's equator.

There's also an important distinction between a mathematical solution and a physical solution. If I told you I had the (square root of 4) oranges, you would conclude that I had 2 oranges. You could have just as easily concluded, mathematically, that I had -2 oranges, because the square root of 4 could just as easily be -2 as it could be +2. But in physics, there's only one meaningful solution. As scientists have long noted, though:

. you should não physically trust in the inner horizon or the inner ergosurface. Although they are certainly there as mathematical solutions of the exact vacuum Einstein equations, there are good physics reasons to suspect that the region at and inside the inner horizon, which can be shown to be a Cauchy horizon, is grossly unstable — even classically — and unlikely to form in any real astrophysical collapse.

Shadow (black) & horizons and ergospheres (white) of a rotating black hole. The quantity of a, shown . [+] varying in the image, has to do with the relationship of angular momentum of the black hole to its mass. Note that the shadow as seen by the Event Horizon Telescope of the black hole is much larger than either the event horizon or ergosphere of the black hole itself.

Yukterez (Simon Tyran, Vienna) / Wikimedia Commons

Now that we've finally observed a black hole's event horizon for the first time, owing to the incredible success of the Event Horizon Telescope, scientists have been able to compare their observations with theoretical predictions. By running a variety of simulations detailing what the signals of black holes with various masses, spins, orientations, and accreting matter flows would be, they've been able to come up with the best fit for what they saw. Although there are some substantial uncertainties, the black hole at the center of M87 appears to be:

  • rotating at 94% of its maximum speed,
  • with a 1-dimensional ring singularity with a diameter of

In April of 2017, all 8 of the telescopes/telescope arrays associated with the Event Horizon . [+] Telescope pointed at Messier 87. This is what a supermassive black hole looks like, where the event horizon is clearly visible. Only through VLBI could we achieve the resolution necessary to construct an image like this, but the potential exists to someday improve it by a factor of hundreds. The shadow is consistent with a rotating (Kerr) black hole.

Event Horizon Telescope collaboration et al.

Perhaps the most profound takeaway from all of this, though, is that in a rotating spacetime, space itself can indeed move without any sort of speed limit at all. It's only the motion of matter and energy through space that's limited by the speed of light space itself has no such speed limit. In the case of a rotating black hole, there is a region of space beyond the event horizon where space is dragged around the black hole at a speed faster than the speed of light, and this is just fine. Matter still cannot move through that space at speeds exceeding the ultimate cosmic speed limit, and all of this is consistent with both relativity and what we observe.

As more black holes are imaged and more and improved observations come in, we fully expect to learn even more about the physics of real, spinning black holes. But until then, know that our theory and observation are guiding us in a direction that's tremendously profound, self-consistent, and — above all — the best approximation of reality that we currently have.


For more information on how these figures were generated and their meaning, see the main publication at Physical Review Letters.

Figure 1. (Adapted from Figure 1 of our publication). The gravitational wave event GW150914 observed by the LIGO Hanford (H1, left panel) and LIGO Livingston (L1, right panel) detectors. The two plots show how the gravitational wave strain (see below) produced by the event in each LIGO detector varied as a function of time (in seconds) and frequency (in hertz, or number of wave cycles per second). Both plots show the frequency of GW150914 sweeping sharply upwards, from 35 Hz to about 150 Hz over two tenths of a second. GW150914 arrived first at L1 and then at H1 about seven thousandths of a second later - consistent with the time taken for light, or gravitational waves, to travel between the two detectors.

Figure 2. Simplified diagram of an Advanced LIGO detector (not to scale), including several of the key enhancements to the basic design: an optical cavity that reflects the laser light back and forth many times in each arm, multiplying the effect of the gravitational wave on the phase of the laser light a power recyclying mirror that increases the power of the laser in the interferometer as a whole a signal recycling mirror that further optimizes the signal extracted at the photodetector. These enhancements boost the power of the laser in the optical cavity by a factor of 5000, and increase the total amount of time that the signal spends circulating in the interferometer. Inset (a), on the left, shows the locations and orientations of the two LIGO observatories, and indicates the light travel time between them. Inset (b) shows how the instrument strain noise varied with frequency in each detector near to the time of the event. The lower the instrument noise, the higher the detectors' sensitivity. The tall spikes indicate narrow frequency ranges where the instrument noise is particularly large.

Figure 3. Some key results of our analysis of GW150914, comparing the reconstructed gravitational-wave strain (as seen by H1 at Hanford) with the predictions of the best-matching waveform computed from general relativity, over the three stages of the event: inspiral, merger and ringdown. Also shown are the separation and velocity of the black holes, and how they change as the merger event unfolds.

Figure 4. (Adapted from figure 4 of our publication). Results from our binary coalescence search quantifying how rare GW150914 was compared with false "events" resulting from noise fluctuations. This search concluded that a noise event mimicking GW150914 would be extremely rare - less than one occurrence in about 200,000 years of data like this - a value that corresponds to a detection significance of more than 5 "sigma".


How to merge two black holes in a simple way

The merger of two black holes, such as the one which produced the gravitational waves discovered by the LIGO Observatory, is considered an extremely complex process that can only be simulated by the world's most powerful supercomputers. However, two theoretical physicists from the University of Barcelona (Spain) have demonstrated that what occurs on the space-time boundary of the two merging objects can be explained using simple equations, at least when a giant black hole collides with a tiny black hole.

The two signals that have been produced so far came from the collision and merger of two black holes in some remote part of the universe. The first detection was announced in February and the second in June, both by scientists from the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) in the United States.

To determine the patterns of these waves and simulate how those mysterious fusions take place -a phenomenon characteristic of Einstein's general theory of relativity- scientists use the best supercomputers, such as the MareNostrum from Barcelona, Spain's most powerful supercomputer however, there could be other, less complicated ways.

Physicists Roberto Emparan and Marina Martínez from the University of Barcelona have found a simple and exact way to approach the subject of the event horizon of two merging black holes, where one is much smaller than the other.

The joining together of horizons

The event horizon is the boundary that characterises a black hole whereas the events inside the event horizon cannot affect an observer on the outside, the opposite can occur. When two black holes merge together, their event horizons join together to become one.

"Surprisingly, the ideas and techniques used in our work are elemental and allow us to thoroughly study the properties of the horizon at the moment both black holes join together to form one," points out Emparan, who along with his colleague has published the results in the journal Classical and Quantum Gravity.

The equations utilised to solve the problem are based on the physicists' basic knowledge, such as the definition of an event horizon and the so-called equivalence principle, which is part of the foundation of Einstein's theory of gravity.

According to this idea, an observer cannot tell the difference between free falling in a gravitational field and floating in deep space.

This is something we are familiar with because of pictures of astronauts on the International Space Station. Their noticeable weightlessness is not a result of their distance from Earth -gravity at the altitude of the station is 90% that of the gravity on Earth's surface- but is rather due to the fact that the orbiting station and the astronauts inside are freely moving through Earth's gravitational field.

A universal behaviour of two black holes that make contact

Likewise, in this study the small black hole that falls into a much larger one cannot tell this fall apart from another situation in which it is floating alone in space, thus allowing the description of the phenomenon to be greatly simplified.

Emparan and Martínez have utilised geometric elements in their study in order to describe the event horizon. Specifically, the horizon is obtained by plotting null geodesic lines on the so-called Schwarzschild metric, the solution to the field equations posed by Einstein for describing the gravitation field of a black hole.

According to the authors, these results make it easy to identify many geometric properties of the event horizon at the moment the two black holes join together. More importantly, "[the results] indicate the existence of a universal, general behaviour that occurs when two black holes come into contact with each other in any part of the universe."


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