A busca por buracos negros não tão massivos assim

Título: Millimetre-wave Emission from an Intermediate-Mass Black Hole Candidate in the Milky Way

Autores: Tomoharu Oka, Shiho Tsujimoto, Yuhei Iwata, Mariko Nomura,Shunya Takekawa

Instituição do primeiro autor: Department of Physics, Institute of Science and Technology, Keio University, Yokohama, Japão

Status: Submetido ao Nature Astronomy, acesso aberto

Hoje em dia os astrônomos acreditam que no centro de cada galáxia com bojo mora um buraco negro massivo, de massas maiores que milhões de massas solares. Já falamos um pouco de como sabemos isso e do porquê, aqui no Astropontos. Porém, ainda não se sabe ao certo como esses buracos negros supermassivos (BNSMs) foram parar lá, enquanto que os buracos negros “normais”, com massas comparáveis à de estrelas podem ser bem explicados pela evolução estelar. Uma das teorias que buscam explicar a origem dos BNSMs diz que estrelas podem se fundir em densos aglomerados de estrelas, gerando estrelas mais massivas e por fim nos chamados buracos negros de massa intermediária (BNMIs), que tem massas de dezenas de milhares de massas solares. Esses BNMIs então se fundiriam novamente próximo do centro das galáxias, chegando as massas observadas dos BNSMs. Porém, até hoje, não se encontrou clara evidência da presença desses BNMIs. E esse é o objetivo final do artigo dessa semana.

Uma nuvem e um buraco negro

Neste artigo foram utilizadas observações do telescópio ALMA para mapear a emissão das linhas espectrais de CO–0.40–0.22, uma nuvem molecular anteriormente encontrada pelo mesmo grupo, próxima do centro da Via Láctea, nossa galáxia. A Fig. 1a mostra o mapa de emissão da molécula de HCN de CO–0.40–0.22. A nuvem é a estrutura mais brilhante na figura e parece ter um certo elongamento do canto inferior esquerdo para o superior direito (do sudeste para noroeste). Já o painel à esquerda, Fig. 2a, mostra a emissão do contínuo em 266 GHz na região milimétrica do espectro electromagnético. Vemos um pico de emissão onde está localizada a cruz branca, que fica mais a sudeste da nuvem.

fig1
Fig. 1: Imagens de CO–0.40–0.22 usando o ALMA; a) Mapa da emissão da linha de HCN. A barra de cores indica que maior emissão tem cores amareladas e vermelhas. As setas amarelas apontam as linhas onde foram extraídas velocidades para a construção dos mapas de velocidade-posição (Fig. 2); b) Emissão do contínuo na região delimitada pelo retângulo branco no painel a). Os contornos delimitam a emissão vista no painel a). Os pontos em magenta representam o local da emissão da nuvem criada pelo modelo de “chute” gravitacional (mais no texto). A cruz branca nos dois painéis ilustra o pico de emissão do contínuo, local de CO–0.40–0.22*.

Através do espectro obtido em cada região do mapa da Fig. 1, pode-se medir com que velocidade se move cada pedaço da nuvem em relação ao observador, no caso nós que estamos na Terra. Os autores decidiram fazer esta medida ao longo das três setas amarelas mostradas na Fig. 1a, passando pela cruz branca e pela nuvem. Essas medidas são mostradas na Fig. 2. Cada seta amarela é representada por cada painel. No eixo x temos a posição ao longo da seta, indo do sudeste a noroeste, e ao longo do eixo y temos a medida de velocidade em relação ao observador. Quanto maior a emissão na velocidade e posição dada no mapa, mais clara é a cor, como podemos ver nas barras de cores. O que se vê é um gradiente de velocidades, com velocidades mais próximas de zero perto do sudeste, e aumentando em valores absolutos e negativos conforme se move a noroeste.

fig2
Fig. 2: Cinemática do gás molecular próximo de CO–0.40–0.22*. Mapas de posição-velocidade ao longo das setas amarelas na Fig. 1a identificadas como a, b e c, respectivamente. Pontos em magenta correspondem aos pontos de emissão da nuvem do modelo de “chute” gravitacional. A linha branca identifica a posição de CO–0.40–0.22*.

Será que é mesmo um buraco negro?

O brilho total da nuvem na linha de HCN, utilizando modelos de excitação molecular, indica a estimativa de uma massa de ~ 40 massas solares. Porém, ao considerar o tamanho compacto da nuvem (~ 0.3 parsec) e as altas velocidades observadas na Fig. 2 (~ 100 km/s), estima-se uma massa de virial de milhares de massas solares, indicando que a nuvem não é dominada pela própria gravidade, mas sim por outro objeto. Este outro objeto parece ser o identificado pela cruz branca na Fig. 1b, pois o gradiente de velocidades de CO–0.40–0.22 aponta para esta direção. Ao comparar a intensidade de emissão deste ponto (chamado de CO–0.40–0.22*) com o BNSM que temos no centro de nossa galáxia, Sagitário A*, vê-se em diferentes comprimentos de onda que a emissão de CO–0.40–0.22* é ~ 1/500 de Sagitário A*, mantendo essa razão ao longo de todo espectro. Esses são bons indícios de que realmente CO–0.40–0.22* é um BNMI!

Sabendo a posição de CO–0.40–0.22*, a velocidade e a forma de CO–0.40–0.22, os autores fizeram um modelo de “chute” gravitacional onde o possível BNMI ejeta a nuvem de gás em alta velocidade. Utilizando uma massa de aproximadamente 10000 massas solares, o que é esperado para um BNMI, os autores conseguem modelar os pontos em magenta observados nas Figs. 1b e 2, que parecem explicar muito bem a emissão observada. Um objeto luminoso tão massivo como esse, como um aglomerado de estrelas, deveria ser muito luminoso em comprimentos de onda do ótico e infravermelho, o que não se observa. Desta forma, reforça as evidências mencionadas acima de que estamos falando de um buraco negro de massa intermediária.

Onde estão os BNMIs?

Por fim, os autores especulam a origem deste provável BNMI. A razão entre a massa de buracos negros por massa total em aglomerados estelares é tipicamente ~ 1/1000. Isso indica que a massa do aglomerado original deste buraco negro seria da ordem de centenas de milhares de massas solares, ou seja, do tamanho de uma galáxia anã. Sabe-se que a Via Láctea, ao longo de seu tempo de vida, canibalizou galáxia menores. Um cenário plausível é de que CO–0.40–0.22* era antes o núcleo de uma dessas galáxias.

Estudos teóricos apontam a presença de 100 milhões a 1 bilhão de buracos negros de todas as massas na Via Láctea, apesar de termos observado por volta de 60 até hoje, apenas. Somente quando alguma coisa, como uma nuvem de gás, se aproxima muito de um buraco negro, que conseguimos observar seu efeitos, sua “pegada”. Perceber esses objetos, que são quase imperceptíveis por natureza, é um dos maiores desafios da astronomia observacional de hoje.

 

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