Buracos negros começam a colidir e eles não param de colidir

Título: Black Holes: The Next Generation – Repeated Mergers in Dense Star Clusters and their Gravitational-Wave Properties

Autores: C. L. Rodriguez, M. Zevin, P. Amaro-Seoane, S. Chatterjee, K. Kremer, F. Rasio, C. S. Ye

Instituição do primeiro autor: Harvard (depois MIT)

Status: Publicado no APS Phys Rev D, acesso livre no arXiv

LIGO está ativo e funcionando por alguns anos agora, e com a O3 (terceira temporada de observação) sob funcionamento, muito debate ainda acontece na literatura sobre a natureza das fontes do LIGO. Na relatividade geral, buracos negros são completamente descritos usando apenas três números: a carga, a massa, e o spin. Em quase todos os casos, assumimos que os buracos negros astrofísicos têm cargas desprezíveis. Contudo, a massa e o spin dos buracos negros podem ter uma faixa de valores diferentes, e a distribuição destes valores nas fontes do LIGO que podemos ver nos dizem sobre a origem delas.

Uma explicação sobre como fazer dois buracos negros colidirem afirma que sistemas de estrelas binárias coevoluíram através da sequência principal, eventualmente tornando-se um buraco negro binário. Por outro lado, este estudo dá sequência a uma linha de questionamentos no que é chamado, às vezes, de canal dinâmico de colisão de buracos negros. Em um ambiente extremamente denso de aglomerados estelares, quando temos muitos objetos se movendo ao redor de um volume pequeno, podemos formar pelo menos algumas binárias. Por causa disso, as binárias vão parecer muito diferentes daquelas formadas por meio da evolução estelar usual. O artigo de hoje se concentra particularmente na dinâmica dentro de aglomerados globulares, que são aglomerados esféricos extremamente antigos contendo 10⁴ a 10⁶ estrelas.

O molho extra neste estudo é o reconhecimento da distinção entre primeira e segunda geração (1G e 2G) de buracos negros. Buracos negros 1G normalmente formam-se através de evolução estelar ao saírem da sequência principal. Eventualmente, alguns destes buracos negros 1G vão colidir a fim de formar um buraco negro 2G. Então, por que isso importa? É comum pensar que a função de massa inicial de um objeto compacto tem uma lacuna que ocorre entre 50-130 M_☉ (massas solares) devido a perda de massa ocasionada pela instabilidade do par pulsante em estrelas massivas. Mesmo se acreditarmos que isto é verdade, nada impede que dois buracos negros colidam em um buraco negro de 70  M☉. Então, se o LIGO detectar uma componente de massa elevada em uma binária dentro dessa lacuna de massa, saberemos que ele foi formado dinamicamente.

Contudo, ainda não há razão para assumir que todos os objetos 2G vão permanecer no aglomerado. Quando dois buracos negros colidem, o buraco negro recém formado vai ser atirado em alguma direção a fim de conservar momentum. Se este “chute” é maior do que a velocidade de escape local, o remanescente da colisão vai escapar do aglomerado, e nunca irá colidir de novo. Além disso, interações normais de 3 e 4 corpos podem potencialmente atirar alguns destes buracos negros para fora do aglomerado. Os autores lidam com essas complicações agnosticamente ao simular a evolução de 96 diferentes modelos de aglomerados globulares. Destas simulações, eles podem verificar quantas colisões acontecem e ver quantos destes remanescentes da colisão permanecem no aglomerado. Eles encontram que as colisões com pelo menos um buraco negro 2G compreendem uma fração pequena, mas não insignificante, das colisões totais. Além disso, uma vez que colisões grandes são mais fáceis de detectar e que buracos negros 2G são maiores do que os 1G, estas colisões 1G+2G e 2G+2G compõem uma fração ainda maior de colisões detectadas do canal dinâmico.

Tem mais uma parte da história que desprezamos até agora: a distribuição de spins dos buracos negros. Antes disso, uma limitação; o que o LIGO mede não é o spin verdadeiro do remanescente da colisão, mas o spin efetivo da binária (conhecido como χ_eff ), a quantidade que mede a orientação do spin combinado do sistema com a órbita em si. Nos aglomerados, onde binárias formam e quebram-se como Legos, os spins vão estar usualmente desalinhados e então próximos a 0. Como buracos negros 2G sempre nascem com um alto spin e são provavelmente mais massivos, eles contribuem mais para o spin do que a colisão, e assim é mais provável detectar uma colisão com um spin mais elevado. Ao passo que uma detecção única não pode nos dizer muito, um número grande de detecções nos fornece uma distribuição que pode ser comparada a modelos como aqueles produzidos pelo autor na figura 2.

Então, no fim das contas, o que isso tudo significa? Basicamente, temos duas formas de confirmar a validade do canal dinâmico. Se vermos uma binária com ao menos uma componente no limiar mais elevado da lacuna de massas, i.e., uma colisão onde ao menos uma componente tem mais do que 50 M_☉, isto é um indício que é o produto de uma colisão prévia. Se não, ao menos seremos capazes de dizer ao olhar para a distribuição de spins quando mais dados vierem. É possível também que já confirmamos este canal. Em abril de 2019, um time do IAS em Princeton fez sua própria análise dos dados do LIGO e encontraram mais sete sinais tênues de colisões, algumas delas tentadoramente apontando para origens dinâmicas. Se devemos ou não confiar nos dados, todos os olhos (ouvidos?) estão no LIGO enquanto aguardamos para ver o que a natureza nos diz.

Adaptado de Black Holes Start Merging and They Don’t Always Stop Merging, escrito por Miguel Martinez.