Início > Ars Physica > Quando buracos negros colidem

Quando buracos negros colidem

domingo, 26 jul 2009; \30\UTC\UTC\k 30 Deixe um comentário Go to comments

Em 1964, Susan Hahn e Richard Lindquist, então na IBM Nova York, decidiram estudar numericamente a evolução temporal de dois buracos de minhoca (Ann. Phys. 29:2 304 (1964)). Parece uma tarefa fácil: você decompõe as equações da Relatividade Geral em uma forma adequada, coloca no computador e pede a resposta! Mas Hahn e Lindquist encontraram uma pedra no caminho: o programa congelava antes de dar qualquer resposta útil. A simulação era impossível. O que eles descobriram foi um problema que demorou mais de quarenta anos para ser solucionado: como resolver as equações da Relatividade Geral em um computador?

Várias tentativas foram realizadas desde o pioneiro trabalho de Hahn e Lindquist em busca do tratamento numérico adequado para a Relatividade Geral e envolveu físicos teóricos eminentes como Kip Thorne e Saul Teukolsky, mas sem nenhum sucesso. Em 1990, o projeto LIGO, o experimento que tem a maior chance de em breve detectar as ondas gravitacionais, trouxe grande pressão para a resolução desse problema. Estimava-se que as maiores fontes de luminosidade em ondas gravitacionais no universo seriam as fusões de buracos negros, provavelmente os objetos de mais fácil acesso ao experimento. Todavia, o cálculo da irradiação gravitacional desse fenômeno não pode ser feito pelas técnicas analíticas de solução da Relatividade Geral: é necessário obter uma resposta aproximada numericamente. A National Science Foundation nos Estados Unidos iniciou em 1990 então um programa específico de financiamento para um esforço de resolver o problema.

A grande revolução surgiu em um artigo submetido a 4 de julho de 2005 ao arXiv: Frans Pretorius, da Universidade de Alberta do Canadá e do CalTech, Estados Unidos, tornou pública a primeira simulação numérica bem sucedida da fusão de dois buracos negros. O resultado mais importante da simulação é a forma da onda gravitacional em função do tempo (cf. figura).

Onda gravitacional da fusão de buracos negros, como medida em um ponto fixo no espaço em função do tempo.

Onda gravitacional da fusão de buracos negros, como medida em um ponto fixo no espaço em função do tempo.

As simulações numéricas permitiram descobrir que a fusão de buracos negros emite cerca de 4% da massa total do binário em forma de ondas gravitacionais. Para um binário de buracos negros supermassivos — mil a um milhão de vezes mais pesado que o Sol — , como os que existem no centro de quase toda galáxia no universo, a potência irradiada pelo processo de fusão é da ordem de 1023 vezes a luminosidade intrínseca do Sol. Para comparação, todas as estrelas do universo observável iluminando juntas o espaço tem uma potência de 1021 sóis. Uma única fusão de buracos negros emite em ondas gravitacionais mil vezes mais energia que 100 bilhões de galáxias juntas emitem em luz!

Mas quando dois buracos negros vão fundir no universo? Acredita-se que no núcleo de quase toda galáxia há um buraco negro, então quando duas galáxias colidem (se misturam seria uma expressão mais adequada) é possível que os buracos negros de seus centros formem um binário que após algumas voltas entram em rota de colisão. Fusão de galáxias é um processo comum na história, acredita-se que toda galáxia hoje passou por pelo menos uma. A Via Láctea está atualmente em fusão com sua vizinha elíptica, a galáxia anã Sagitário, e em cerca de 3 bilhões de anos colidirá com a galáxia de Andromeda.

O seguinte vídeo é uma simulacão numérica completa da fusão de dois buracos negros, trabalho do grupo de relatividade numérica do Centro Espacial Goddard da NASA. O que você vê em cores é a amplitude do campo gravitacional para um dos modos de polarização da onda emitida (o fundo estrelado é artificial, não é incluído na simulação). Mais do que um filme bonito, essas simulações permitirão abrir uma nova porta para a astronomia e física do universo primordial, como veremos.

Agora, voltando ao problema da programação da Relatividade. Um programa que faz esse tipo de simulação é o openGR, desenvolvido pelo Centro de Relatividade da Universidade do Texas em Austin, que como nome diz é um programa livre. Até o momento, apenas os problemas de fusão de buracos negros foram investigados. Um próximo passo natural é a evolução do campo gravitacional cosmológico. No futuro, as simulações do universo primordial conterão simultaneamente a evolução do campo gravitacional com todas as reações do plasma contido no universo — é literalmente uma simulação detalhada da evolução de tudo que há no universo, a geometria inclusive. De imediato, isso terá importância para a descrição minunciosa da variação espacial da temperatura da radiação cósmica de fundo — anisotropias da CMB, para ser curto — , que fornece informação do conteúdo do universo e da evolução dos bárions, neutrinos, fótons e matéria escura durante os primeiros 500 mil anos do cosmos. Por exemplo, o fato dos neutrinos terem massa pode ser visto nas anisotropias da CMB, portanto é possível que o satélite Planck forneça o primeiro valor experimental da massa dessas partículas elementares, embora para verificar isso não é necessário grande detalhe na evolução temporal da Relatividade Geral — um cálculo analítico que trata as inomogeneidades do universo como pequenas é suficiente. Todavia, há regimes — as transições de fase no universo primordial — em que as anisotropias não podem ser tratadas como pequenas perturbações no campo gravitacional e um cálculo numérico se torna útil, embora não definitivamente a única escolha (há uma outra possibilidade, o uso de métodos aproximados analíticos).

LIGO: confrontando cálculo com experimento

Foto aérea do LIGO em Washington.


Acima: foto aérea do LIGO em Washington. Abaixo: diagrama esquemático do interferômetro.


Para observar as ondas gravitacionais, em 1992 Kip Thorne e Ronald Drever do CalTech e Rainer Weiss do MIT propuseram o Observatório de Interferometria Laser de Ondas Gravitacionais, LIGO. São na verdade dois observatórios nos estados de Louisiana e Washington nos Estados Unidos. Em cada observatório, um feixe de luz laser passa por um semi-espelho (item 3 no diagrama) que transmite metade dos fótons e reflete o restante. Cada novo feixe caminha uma mesma distância de 4 km em dois braços diferentes que fazem 90 graus entre si, até encontrar um espelho (item 5), então voltam pelo mesmo caminho e fundem-se novamente no semi-espelho. O resultado da interferência dos dois feixes é observado após esse ponto (item 6). Na prática, para obter a sensibilidade necessária para ver ondas gravitacionais, cada feixe caminha pelo seu braço quase cem vezes antes de ser detectado o que requer a introdução de um segundo espelho antes do semi-espelho (item 4), e tudo é mantido em ultra-vácuo. O princípio de funcionamento é que sabendo a velocidade da luz e o tempo que ela percorre em cada braço, é possível extrair a distância que cada espelho está do semi-espelho, e quando uma onda gravitacional passa pela Terra ela distorce essas distâncias. Para medir uma onda gravitacional da fusão de buracos negros em galáxias próximas, LIGO deve medir o deslocamento de cada espelho com uma precisão de 10-16 cm, mil vezes menor que o raio do próton! Isso é possível devido a enorme precisão da interferometria laser. Dois observatórios são necessários para poder identificar ondas gravitacionais simultaneamente e remover sinais espúrios.

Os primeiros anos de LIGO foram para demonstrar que o equipamento é viável, mas não com precisão suficiente para observar com certeza ondas gravitacionais. O projeto inicial poderia ter visto ondas gravitacionais emitidas pelos binários de estrelas de nêutrons (pulsares) até a distância do aglomerado de Virgo, mas nada era garantido. De fato, desde o início das operações em 2002 até o momento, LIGO não detetou nenhuma onda gravitacional. No entanto, o projeto agora caminha para a fase LIGO Avançado, que terá sensibilidade de ver várias fontes de ondas gravitacionais: binários de estrelas de nêutrons próximas (10 Mpc), binários de buracos negros a distâncias até dez vezes maiores que ao aglomerado de Virgo (500 Mpc) e fusão de buracos negros até distâncias cosmológicas. No calendário atual, LIGO Avançado começará a operar em 2014.

Astronomia com fusão de buracos negros

Se LIGO tiver sucesso em medir ondas gravitacionais da fusão de buracos negros, então em princípio pode ser possível usar tais resultados para medir distâncias cosmológicas com grande precisão, devido ao fato de que o fenômeno de produção destas ondas é hoje completamente modelado numericamente. Se ao redor da fusão de buracos negros existir algum plasma — o que é ubíquo no universo — , a emissão de raios X devido a queda desse gás dentro dos buracos negros fornece linhas espectrais, consequentemente o desvio para o vermelho do espectro. A combinação dessas duas informações (distância e desvio para o vermelho) permite medir a constante de Hubble, servindo de mais uma sonda cosmológica para distâncias iguais as das supernovas do tipo IA que hoje são as fontes mais potentes do universo para esse tipo de medida. Com isso obter-se-ia maior estatística ao diagrama de Hubble, maior precisão na determinação da evolução no tempo da expansão do universo, e teste de consistência dos dados das supernovas tipo IA já existente. A evolução do parâmetro de Hubble no tempo é o que nos diz, entre outras coisas, o que causa a aceleração da expansão — o que é ainda desconhecido. [Para mais sobre como usar a fusão de buracos negros para medir distâncias cosmológicas, veja, p.ex. arXiv:astro-ph/0504616].

É aguardar para ver🙂

  1. segunda-feira, 27 jul 2009; \31\UTC\UTC\k 31 às 11:56:33 EST

    No ano passado, eu vi uma palestra fantástica en Torun (Polônia) do Niall O’Murchadha (um pirulito pra quem conseguir pronunciar corretamente o nome dele!😛 ) falando justamente sobre esse assunto. A ênfase era em desenvolvimentos posteriores aos do grupo do Pretorius, por grupos rivais – uma palestra sem transparências ou notas no quadro-negro (!)😈

    Ele começou a palestra com a seguinte sentença, que tento reproduzir abaixo o melhor que minha memória (que não anda lá essas cousas) permite: “First of all, I’m here to tell you a little bit about the history of numerical relativity, and this is a history of unmitigated disaster.”😆

    Outro dos momentos memoráveis da palestra foi ele discutindo a relação da comunidade que faz “post-Newtonian approximation” com a comunidade de relatividade numérica – há dez, quinze anos atrás a segunda vivia tirando sarro da primeira, enquanto que hoje em diaa situação parece ser exatamente oposta!

  2. segunda-feira, 27 jul 2009; \31\UTC\UTC\k 31 às 11:57:57 EST

    Ooops, no último parágrafo eu quis dizer “há dez, quinze anos atrás a _primeira_ vivia tirando sarro da
    _segunda_”…

  3. terça-feira, 25 ago 2009; \35\UTC\UTC\k 35 às 00:53:13 EST

    Nunca tinha lido algo tão detalhado sobre a fusão de buracos negros. Adorei o post.

    Não sou nenhum expert no assunto e admito que batalhei pra entender corretamente tudo que foi dito aí (meus agradecimentos ao wikipédia e google😀 ), mas no final foi muito bom ter o conhecimento de tudo isso.

    Adorei saber sobre o openGR, esses programas me fascinam. E principalmente sobre o projeto LIGO.

    Ultimamente – ao menos com base nas novidades que eu tenho lido – muitas coisas parecem estar dando certo em termos de pesquisas, descobertas e desenvolvimentos, o que é sempre muito bom, né?🙂
    Agora é só esperar por 2014 – e além.

    Abraços!

  1. No trackbacks yet.

Deixe uma resposta

Preencha os seus dados abaixo ou clique em um ícone para log in:

Logotipo do WordPress.com

Você está comentando utilizando sua conta WordPress.com. Sair / Alterar )

Imagem do Twitter

Você está comentando utilizando sua conta Twitter. Sair / Alterar )

Foto do Facebook

Você está comentando utilizando sua conta Facebook. Sair / Alterar )

Foto do Google+

Você está comentando utilizando sua conta Google+. Sair / Alterar )

Conectando a %s

%d blogueiros gostam disto: