Buraco Negro e Buraco de Minhoca - 6min.
Supermassive -46s.
Vídeo recomendado nesta matéria do Portal do Astrônomo Portugal
Vídeo recomendado nesta matéria do Portal do Astrônomo Portugal
Como Funciona Buraco Negro - 43min.
Entrevista:Astrofísico João Evangelista Steiner
Quem veio primeiro - Buraco Negro - 31min
O Enigma do Buraco Negro - 50min.
De uma estrela em colapso nascem e fundem-se dois buracos negros
2013-11-07
2013-11-07
Em cima: Dois buracos negros que surgem pelo colapso de uma estrela super gigante, a partir de uma simulação por Christian Reisswig. Crédito: Christian Reisswig (Caltech). Em baixo: As várias etapas do colapso de uma estrela de enorme massa fragmentada. Cada painel mostra a distribuição da densidade em relação ao plano equatorial. A estrela gira tão rapidamente que a configuração no início do colapso (painel superior esquerdo) é quase toroidal (a densidade máxima é descentrada produzindo assim um anel de densidade máxima). A simulação termina após o buraco negro se te formado (painel inferior direito). Crédito: Christian Reisswig/Caltech.
Em cima: Dois buracos negros que surgem pelo colapso de uma estrela super gigante, a partir de uma simulação por Christian Reisswig. Crédito: Christian Reisswig (Caltech). Em baixo: As várias etapas do colapso de uma estrela de enorme massa fragmentada. Cada painel mostra a distribuição da densidade em relação ao plano equatorial. A estrela gira tão rapidamente que a configuração no início do colapso (painel superior esquerdo) é quase toroidal (a densidade máxima é descentrada produzindo assim um anel de densidade máxima). A simulação termina após o buraco negro se te formado (painel inferior direito). Crédito: Christian Reisswig/Caltech.
Em cima: Dois buracos negros que surgem pelo colapso de uma estrela super gigante, a partir de uma simulação por Christian Reisswig. Crédito: Christian Reisswig (Caltech). Em baixo: As várias etapas do colapso de uma estrela de enorme massa fragmentada. Cada painel mostra a distribuição da densidade em relação ao plano equatorial. A estrela gira tão rapidamente que a configuração no início do colapso (painel superior esquerdo) é quase toroidal (a densidade máxima é descentrada produzindo assim um anel de densidade máxima). A simulação termina após o buraco negro se te formado (painel inferior direito). Crédito: Christian Reisswig/Caltech. - See more at: http://www.portaldoastronomo.org/noticia.php?id=896#sthash.KC2LlyUb.dpuf
Em cima: Dois buracos negros que surgem pelo colapso de uma estrela super gigante, a partir de uma simulação por Christian Reisswig. Crédito: Christian Reisswig (Caltech). Em baixo: As várias etapas do colapso de uma estrela de enorme massa fragmentada. Cada painel mostra a distribuição da densidade em relação ao plano equatorial. A estrela gira tão rapidamente que a configuração no início do colapso (painel superior esquerdo) é quase toroidal (a densidade máxima é descentrada produzindo assim um anel de densidade máxima). A simulação termina após o buraco negro se te formado (painel inferior direito). Crédito: Christian Reisswig/Caltech.
Os buracos negros, os objectos mais densos do Universo com forças gravitacionais tão fortes que nem mesmo a luz pode escapar delas, podem ter vários tamanhos. Na extremidade inferior da escala ficam os buracos negros de massa estelar que são formados durante a morte de estrelas.
Na extremidade superior, ficam os buracos negros gigantescos que contêm até mil milhões de vezes de vezes a massa do Sol.
Ao longo de milhares de milhões de anos, os pequenos buracos negros podem crescer lentamente até se tornarem enormes, assimilando a massa em seu redor e também fundindo-se com outros buracos negros. Mas este lento processo não consegue explicar o enigma de existirem buracos negros gigantes no início do Universo, que se terão formado mil milhões de anos após o Big Bang.
Agora, novas descobertas realizadas por investigadores do Instituto de Tecnologia da Califórnia (Caltech) podem ajudar a testar um modelo para resolver este enigma.
Alguns modelos de crescimento de buracos negros de massa gigantesca exigem a presença de buracos negros originais que resultam da morte precoce de estrelas. Estes buracos negros originais ganham massa e aumentam de tamanho recolhendo matéria em seu redor, um processo chamado acreção, ou através da fusão com outros buracos negros.
"Mas nestes modelos prévios não havia tempo suficiente para que um buraco negro chegasse a tornar-se super gigante logo após o nascimento do Universo", diz Christian Reisswig, pós-doutorando Einstein em Astrofísica na Caltech e principal autor do estudo."O crescimento de buracos negros até à categoria dos super gigantes na fase inicial do Universo só parece ser possível se a massa do objeto que colapsa já for suficientemente grande", diz ele.Para investigar as origens dos buracos negros primordiais de massa gigantesca, Reisswig, em colaboração com Christian Ott, professor assistente de astrofísica teórica, e seus colegas, virou-se para um modelo que envolve estrelas de enorme massa. Existe a hipótese de estas estrelas gigantes, um tanto exóticas, terem existido durante apenas um breve período de tempo no início do Universo. Ao contrário das estrelas comuns, as estrelas de enorme massa são estabilizadas em devido à sua própria radiação de fotões.
Numa estrela com muita massa, a radiação de fotões – o fluxo de fotões que é gerado devido às altas temperaturas no interior da estrela - empurra gás para fora da estrela opondo-se à força gravitacional que puxa o gás para dentro. Quando as duas forças são iguais é atingido o equilíbrio hidrostático.
Segundo Reisswig, uma estrela de enorme massa vai arrefecendo lentamente ao longo da vida por perda de energia devida à emissão de fotões. À medida que a estrela arrefece, a sua densidade central aumenta lentamente tornando-se mais compacta. Este processo dura um par de milhões de anos até a estrela atingir densidade suficiente para se tornar gravitacionalmente instável e começar a entrar em colapso.
Estudos anteriores previram que quando estrelas de massa gigantesca colapsam mantêm a forma esférica, que provavelmente se torna achatada devido à rápida rotação (uma configuração de simetria axial). Associando a isto o facto de as estrelas que giram muito rapidamente tenderem a sofrer pequenas perturbações, Reisswig e os seus colegas previram que, durante o colapso, estas perturbações podem provocar desvios na configuração das estrelas para formas sem simetria axial. Tais perturbações, inicialmente pequenas, irão crescer rapidamente fazendo, em última análise, com que o gás no interior da estrela em colapso se aglutine e forme fragmentos de alta densidade.
Estes fragmentos irão orbitar o centro de gravidade da estrela e tornar-se cada vez mais densos à medida que forem recolhendo mais matéria durante o colapso; a sua temperatura irá também aumentar.
E então ocorre um efeito interessante: a temperaturas suficientemente altas haverá energia disponível para se formarem pares electrão-positrão (partícula – antipartícula). A criação destes pares irá causar perda de pressão, acelerando ainda mais o colapso; como resultado, os dois fragmentos em órbita
acabarão por se tornar tão densos que um buraco negro se poderá formar em cada um deles. Os buracos negros poderão, então, entrar em movimento espiral em torno de um outro, antes de se fundirem para se tornarem num buraco negro maior. "Esta é uma nova descoberta", diz Reisswig.
"Ninguém antes previu que uma única estrela em colapso poderia produzir um par de buracos negros que se fundem em seguida."Reisswig e os seus colegas usaram super computadores para simularem uma estrela de massa gigantesca à beira do colapso. A simulação foi visualizada através de um vídeo, realizado pela combinação de milhões de pontos representando valores numéricos sobre a densidade, campos gravitacionais e outras propriedades dos gases que constituem as estrelas em colapso.
O vídeo pode ser visto aqui: http://www.youtube.com/watch?v=eTlF_0rJF8Y ( A cima)
Embora o estudo tenha envolvido simulações por computador e seja, desta forma, puramente teórico, na prática, a formação e fusão de pares de buracos negros pode dar origem a ondas gravitacionais tremendamente poderosas - ondas no tecido do espaço-tempo, viajando à velocidade da luz – um fenómeno que, segundo Reisswig, provavelmente será visível nos limites do Universo. Observatórios terrestres, como o Laser
Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO), dirigido pela Caltech, estão à procura de sinais destas ondas gravitacionais, que foram pela primeira vez previstas por Albert Einstein na sua Teoria da Relatividade Geral.
Serão necessários, no futuro, observatórios espaciais especializados em fenómenos desta natureza para detectarem o tipo de ondas gravitacionais que irão confirmar estas descobertas recentes, diz Reisswig.
Para Ott, estes resultados têm implicações importantes em cosmologia, e explica:
"O sinal emitido das ondas gravitacionais e a sua potencial detecção irá informar os investigadores sobre o processo de formação dos primeiros buracos negros super densos num ainda muito jovem Universo, e poderá vir a resolver algumas questões importantes (e a levantar outras) da história do Universo."Estes resultados foram publicados na Physical Review Letters de 11 de Outubro, num artigo intitulado Formation and Coalescence of Cosmological Supermassive-Black-Hole Binaries in Supermassive-Star Collapse. Os autores e co-autores da Caltech no estudo incluem: Ernazar Abdikamalov, Roland Haas, Philipp Mosta. Outro dos co-autores do estudo, Erik Schnetter, é do Perimeter Institute for Theoretical Physics, no Canadá. O trabalho foi financiado pela NASA , pela Fundação Alfred P. Sloan, e pela Fundação Sherman Fairchild.
Buracos Negros - Sementeira ou Cemitério - 62min.
Buracos Negros no Universo - 91min.
Conheça o Quasar - Maior Buraco Negro - 3min.
Fonte da notícia:
http://www.portaldoastronomo.org/noticia.php?id=896
http://www.caltech.edu/content/one-collapsing-star-two-black-holes-form-and-fuse
- See more at: http://www.portaldoastronomo.org/noticia.php?id=896#sthash.KC2LlyUb.dpuf
- See more at: http://www.portaldoastronomo.org/noticia.php?id=896#sthash.KC2LlyUb.dpuf
Licença padrão do YouTube
