Buraco negro binário

Um buraco negro binário é um objeto astronómico constituído por dois buracos negros em órbita próxima um do outro. Assim como os próprios buracos negros, os sistemas de buracos negros binários são classificados como de massa estelar — envolvendo remanescentes de sistemas estelares binários de alta massa ou formados por processos dinâmicos e captura mútua — ou supermassivos, sistemas de buracos negros que se acredita surgirem de fusões galácticas.

A existência de buracos negros binários de massa estelar foi confirmada diretamente pela observação de ondas gravitacionais em setembro de 2015. Candidatos a buracos negros binários supermassivos foram propostos com base em evidências indiretas, mas aguardam confirmação observacional.^[1]

Por muitos anos, foi desafiador provar a existência de buracos negros porque, por definição, eles não permitem que luz visível ou outra radiação eletromagnética escape e, portanto, sejam emitidos para detecção remota. No entanto, sabia-se por Einstein que se um par de buracos negros se fundisse, uma imensa quantidade de energia seria emitida como radiação de onda gravitacional, com formas de onda distintas que poderiam ser calculadas usando arelatividade geral .^[2][3][4] Assim, durante o final do século XX e início do século XXI, buracos negros binários tornaram-se de grande interesse científico como uma fonte potencial de ondas gravitacionais - além de apenas provar que tais ondas existem.

Fusões de buracos negros binários seriam uma das fontes mais fortes conhecidas de ondas gravitacionais no universo e, portanto, ofereciam uma boa chance de detectar diretamente tais ondas À medida que os buracos negros em órbita emitem estas ondas, a órbita decai e o período orbital diminui. Este longo estágio em espiral persiste até que os buracos negros finalmente se fundam quando estão próximos o suficiente. Na fração final de um segundo, os buracos negros podem atingir velocidades extremamente altas e a amplitude da onda gravitacional atinge o seu pico. Uma vez fundidos, o buraco único estabelece-se numa forma estável, um estágio chamado fase de amortecimento (em inglês: ringdown), onde distorções asféricas na sua forma são dissipadas como radiação de onda gravitacional adicional.^[5]

A existência de buracos negros binários de massa estelar (e das próprias ondas gravitacionais) foi finalmente confirmada quando o Observatório de Ondas Gravitacionais por Interferômetro Laser (LIGO) detetou GW150914 (detecado em setembro de 2015, anunciado em fevereiro de 2016), uma assinatura de onda gravitacional distinta de dois buracos negros de massa estelar em fusão, de cerca de 30 massas solares cada, ocorrendo a cerca de 1,3 mil milhões de anos-luz de distância. Nos seus últimos 20ms de espiral para dentro e fusão, GW150914 libertou cerca de 3 massas solares como energia gravitacional, atingindo o pico a uma taxa de 3,6 ×10⁴⁹ watts – mais do que o poder combinado de toda a luz irradiada por todas as estrelas no universo observável juntas.^[6][7][8]

Foi demonstrada a existência de buracos negros binários de massa estelar, pela primeira deteção de um evento de fusão de buracos negros GW150914 pelo LIGO.^[9]

• Lista dos buracos negros mais massivos

Referências