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Posts Tagged ‘buracos negros’

Buracos negros por todo o universo

quarta-feira, 15 jun 2011; \24\UTC\UTC\k 24 2 comentários

Imagem composta do Telescópio Hubble (luz visível) e Telescópio Chandra (raios X) de galáxias a cerca de 12 bilhões de anos-luz de distância (redsfhit 6 a 7), quando o universo tinha cerca de 800 milhões de anos. A cor azul representa a imagem em raios X, vermelho no infravermelho, e demais cores no visível. Clique para ampliar.

Notícia marcante no dia de hoje: a NASA anunciou que amanhã a Nature publicará a primeira imagem em raios X do universo quando ele tinha apenas cerca de 800 milhões de anos, e… a primeira visão de buracos negros em escalas cosmológicas! Segundo o anúncio da NASA, a imagem em raios X permite estimar que para mais de 30% de todas as galáxias tem um buraco negro supermassivo no centro — astros até um bilhão de vezes mais pesados que o Sol — senão todas elas.

A imagem é do Telescópio Espacial Chandra de raios X. Este é um feito técnico impressionante, pois esses objetos a essa distância 12 bilhões de anos-luz são quase invisíveis mesmo aos melhores telescópios de raios X. A câmera do telescópio ficou 46 dias ininterruptos capturando a imagem. Buracos negros supermassivos são em princípio visíveis ao telescópio porque muitas vezes eles são acompanhados de estrelas vizinhas que começam a ter seu material sugado em direção ao buraco negro, e os elétrons do gás que compõe a estrela são acelerados com energias tipicamente próximas da região dos raios X altamente energéticos a medida que o gás entra no buraco negro (vide figura abaixo).

Simulações numéricas mostram que as primeiras estrelas do universo eram muito pesadas, viveram poucos milhões de anos e colapsaram para formar buracos negros supermassivos. O resultado de Chandra era portanto esperado.

A imagem é suplementar ao Telescópio Espacial Hubble que já mapeou a mesma região do céu na mesma distância mas na freqüência da luz visível. Os astrônomos já haviam observado que há correlações entre a massa dos buracos negros e a taxa de formação de estrelas na galáxias onde eles habitam no caso de galáxias relativamente próximas (e portanto, de idade similar a da nossa) e também com o formato da distribuição de matéria escura nas galáxia, em muito devido ao trabalho do astrônomo de Dartmouth Ryan Hickox. Porque os buracos negros influenciam a formação de estrelas e aglutinação de massa nas galáxias ainda não se sabe. O estudo que sairá amanhã na Nature é o primeiro a analisar a formação de buracos negros em galáxias tão antigas, mas os detalhes só amanhã.

Para mais sobre a relação da formação de buracos negros e galáxias, considere esse colóquio de Ryan Hickox (60min, em inglês).


Ilustração do que acontece quando uma estrela passa perto de um buraco negro. A medida que o gás cai no buraco, os elétrons do gás da estrela são acelerados e emitem raios X, visíveis ao telescópio Chandra. Crédito da foto: NASA (domínio público).

Atualização 1 16/06: artigo publicado hoje na Nature.

Buracos negros de laboratório

quarta-feira, 30 set 2009; \40\UTC\UTC\k 40 Deixe um comentário

Analogia em Física

Não é só a boa prática de didática que se vale das analogias. A física também faz bom uso dessa idéia. Você sabia que é possível, por exemplo, estudar as leis de Newton debaixo d’água usando circuitos elétricos? Bom, mais ou menos. Acontece que a equação que descreve a quantidade de carga elétrica presente em um circuito com um capacitor, resistor e uma bobina (um indutor) é a mesma associada ao movimento de uma massa presa a uma mola na presença de um meio que provoca resistência. É claro que os símbolos presentes nessa equação nesses dois casos representam elementos da realidade diferentes. No movimento massa-mola, a função que aparece na equação é a posição da massa, e os coeficientes da equação são dados pela massa, a constante da mola e a viscosidade do fluido. No caso do circuito, a função é carga elétrica no capacitor e os coeficientes estão relacionados a bobina, capacitância e resistência do circuito. Em física se diz que o circuito é um análogo do sistema massa-mola imerso em um fluido.

Mais especificamente, a equação que descreve o movimento de uma massa m presa a uma mola de constante k levando em conta a resistência do fluido é
m\ddot{x} + \beta \dot{x} + k x = 0
Já a carga elétrica Q em um capacitor de capacitância C em um circuito formado por um indutor de indutância L e resistência R satisfaz a equação
L \ddot{Q} + R\dot{Q} + Q/C = 0.

Se as equações são as mesmas, então as soluções das equações também são as mesmas. O objetivo de estudar análogos é encontrar sistemas que são fáceis de serem construídos em laboratórios e suscetíveis ao controle do experimentador que sejam análogos de um sistema difícil de ser estudado em laboratório. Dessa forma, como as equações são as mesmas, isso permite ao menos dar uma confiança indireta, uma evidência, de que se uma certa teoria não foi testada em um certo regime apenas, mas descreve muito bem outros aspectos da Natureza, então se for possível encontrar um análogo que seja fácil de reproduzir em laboratório daquele regime não-testado, será possível ao menos verificar que as soluções matemáticas da teoria de fato admitem (ou não) um determinado comportamento. Se usarmos um circuito para representar uma massa presa a uma mola em um fluido, não seremos capazes de testar se as leis de Newton descrevem corretamente o movimento da massa mas se assumirmos que ela descreve, podemos testar as soluções da teoria de Newton.

Claro que no caso da teoria de Newton essa tarefa é trivial, porque nós podemos testar a teoria de Newton diretamente. Basta colocar uma massa presa a uma mola dentro de um tubo transparente cheio de água e usar um cronômetro para medir o deslocamento em função do tempo da massa. É quando a teoria que temos não nos permite testes em laboratórios que os análogos se tornam realmente importantes.

Construindo buracos negros em laboratórios

Imagem em raios X colorida artificialmente do satélite Chandra da NASA de Sagitário A*, o buraco negro no centro da Via Láctea.

Imagem em raios X colorida artificialmente do satélite Chandra da NASA de Sagitário A*, o buraco negro no centro da Via Láctea.

Um grupo de Dartmouth College nos Estados Unidos, Paul Nation, Miles Blencowe e Alex Rimberg junto com E. Buks de Technion em Israel, mostrou como construir um análogo de um buraco negro. Nesse caso não apenas é possível obter equações análogas ao horizonte de eventos como também o processo de criação de pares de partículas-antipartículas do vácuo que provoca a radiação Hawking! Como a radiação Hawking de buracos negros é muitíssimo fraca, associada a uma temperatura da ordem de 10-10K, é improvável que seja possível medi-la diretamente e logo análogos se tornam preciosos.

O análogo proposto pelo grupo funciona da seguinte forma. Primeiro, você considera uma série de vários elementos de circuitos supercondutores em série chamados de SQUIDs. Esses elementos são usados para medir variações minúsculas em campos magnéticos, campos que podem ser tão pequenos quanto 10-18 T — para uma comparação, o campo magnético da Terra é da ordem de 50×10-6 T. Além disso, você passa um pulso eletromagnético de microondas que vai se propagar através da cadeia de SQUIDs. Se você tiver um número suficientemente grande de SQUIDs em cadeia — da ordem de 2 mil –, você pode aproximar a equação que descreve a variação da corrente ao longo do circuito por uma equação que descreve algo parecido com uma onda. Uma vez que temos uma equação desse tipo, é possível escreve-la em uma forma que representa a equação de movimento de um campo escalar na presença de um campo gravitacional. Isso é possível graças ao fato de que, devido ao princípio da equivalência, um campo gravitacional é equivalente a uma geometria do espaço e do tempo. Sendo assim, quando você escreve a equação de movimento de uma onda em um dado espaço-tempo, essa equação vai depender da geometria — o movimento da película vibrante de um tambor depende se você curva ou não o material. Paul Nation mostrou que essa equação de onda para a corrente elétrica no circuito interpretada como a equação de um campo escalar na presença de um campo gravitacional, coincide com uma “fatia” da equação de um campo escalar na presença de um buraco negro. Essa fatia corresponde a coordenada do tempo como medido por um observador que cai em direção ao buraco negro.

É o pulso eletromagnético que se propaga ao longo da cadeia que define o “horizonte de eventos”. Nesse caso, as flutuações quânticas do campo eletromagnético permitem a criação de um par de fótons que acompanha o pulso. Esse par de fótons que se propagará ao longo da cadeia representa o análogo da radiação de Hawking.

Infelizmente ainda não é possível montar o equipamento proposto porque até o presente momento o número máximo de SQUIDs que podem ser colocados em cadeia é da ordem de centenas. Aparentemente é impossível no presente momento construir uma cadeia tão comprida quanto a necessária para realizar a idéia (não me pergunte por quê…).

Uma vantagem imediata da realização do circuito de SQUIDs é que a temperatura da radiação Hawking produzida é da ordem de 100 mK, e como SQUIDs são operados a poucos mK, o efeito é muito superior a qualquer flutuação térmica presente no circuito, o que é importante porque a radiação Hawking é quase-térmica, portanto difícil de ser distinguida a qualquer temperatura maior que a temperatura do buraco negro. Como é igualmente possível medir os dois fótons da radiação (o que está fora do horizonte e o que está dentro), é possível distinguir experimentalmente o sinal da radiação Hawking de um sinal espúrio fazendo medidas correlacionadas de dois fótons com a mesma freqüência. Isso permite descriminar claramente a radiação Hawking de qualquer outro fenômeno térmico ocorrendo no material.

Além disso, o grupo notou que existe um limite controlável do experimento em que a fase de propagação da onda através da cadeia pode tornar-se quântica. Em última análise, todo o sistema é descrito pela mecânica quântica, mas mantendo um certo limite sobre as freqüências utilizadas, é possível manter o valor do fluxo do campo magnético através do SQUID essencialmente clássico. Isso corresponde em termos da mecânica quântica a manter a dispersão do valor médio do fluxo do campo muito pequena em comparação ao valor do campo. Mas se essa dispersão (a flutuação quântica) for próxima ao valor médio, a aproximação clássica deixa de valer e as correções da mecânica quântica se tornam relevantes. Dessa forma é possível reintroduzir flutuações quânticas no parâmetro que define a equação de onda que é o análogo do campo gravitacional. Assim, é possível introduzir um análogo de flutuações quânticas do campo gravitacional e testar a robustez do cálculo de Hawking (que despreza as flutuações quânticas do campo gravitacional). Isso no sentido de que é possível parametrizar livremente o tamanho dessas flutuações e responder a seguinte pergunta: podem os desconhecidos efeitos quânticos da gravitação alterar substancialmente a validade da conta da radiação Hawking? Se sim, quão grande esses efeitos devem ser para invalidar o tratamento clássico do campo gravitacional? Essas são ambas perguntas bem interessantes para entender melhor a gravidade.

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Quando buracos negros colidem

domingo, 26 jul 2009; \30\UTC\UTC\k 30 3 comentários

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

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Buracos negros e estrelas hiper-velozes

domingo, 1 mar 2009; \09\UTC\UTC\k 09 1 comentário

SDSS J090745.0+024507, a primeira estrela hiper-veloz, descoberta em 2005.

SDSS J090745.0+024507, a primeira estrela hiper-veloz, descoberta em 2005.

Edição 15/03: correção: o referencial adotado para medir a velocidade da estrela hiper-veloz é o Sol, não o centro da galáxia (como está dito no artigo do W. Brown).

A teoria da Relatividade Geral hoje em dia na mídia e na divulgação científica deixou de ganhar um certo status de surpreendente, que as pessoas tem concentrado muito mais na mecânica quântica. Mas a Relatividade tem suas grandes surpresas contra-intuitivas também. Um exemplo são as propriedades dos buracos negros. Você sabia, por exemplo, que é impossível destruir um buraco negro? Esse é um teorema da Relatividade, e foi demonstrado pela primeira vez por Stephen Hawking.

Há muitas evidências astronomicas dos buracos negros. Uma das mais recentes surgiu em 2005: a descoberta da primeira estrela na Via Láctea com velocidade superior a velocidade de escape da galáxia. A velocidade da bichinha é 853 km/s em relação ao Sol. Para uma comparação, a velocidade orbital do Sol ao redor do centro da galáxia é cerca de 220 km/s. Essa estrela foi descoberta por Warren Brown e colaboradores, do Centro de Astrofísica Smithsonian de Harvard.

Buracos negros são capazes de ejetar estrelas da galáxia (Figura do NY Times).

Buracos negros são capazes de ejetar estrelas da galáxia (Figura do NY Times).


A existência de estrelas com velocidades da ordem de 103 km/s foi prevista teoricamente em 1988 por Jack G. Hill, num artigo publicado na Nature. Hill observou que se existe um buraco negro no centro da nossa galáxia, então quando um binário de estrelas passa próximo do buraco negro, uma estrela do par pode ser capturada e a segunda é ejetada com enorme velocidade. Nenhum outro processo astrofísico na galáxia conhecido é capaz de produzir velocidades tão altas. É importante ressaltar que o mecanismo não funciona se o buraco negro for substituido por uma estrela de mesma massa de qualquer natureza, porque há um mecanismo de fricção devido a qualidade de fluido da estrela supermassiva que reduz drasticamente a velocidade da ejeção. A única razão pela qual buracos negros podem realizar esse mecanismo é que eles não são bolas de um fluido.

Hoje já são conhecidas cerca de 10 estrelas hiper-velozes na galáxia, a maioria graças a um continuado programa de busca de tais estrelas liderado por Brown. As observações da distribuição espacial, de velocidades e de massa dessas estrelas permite ainda discriminar detalhes do mecanismo de ejeção de buracos negros: se as estrelas foram ejetadas por um buraco negro solitário, um binário de buracos negros, ou um sistema mais complicado envolvendo um buraco negro. Ainda não há número suficiente de estrelas hiper-velozes para isso: seriam necessárias cerca de 100 para diferenciar os mecanismos.

No centro da nossa galáxia já havia evidência da existência de pelo menos um buraco negro, Sagitário A*. Observações que duraram 14 anos da posição de estrelas no centro da galáxia resultaram neste belo e impressionante vídeo. Estas observações, combinadas com a descoberta das estrelas hiper-velozes, é consistente com a idéia de que há um buraco negro no centro da galáxia e que as órbitas de Sagitário A* provavelmente não são devidas a uma bola de gás (que por algum mecanismo físico não emite luz).

Para saber mais assista a palestra do astrônomo Warren Brown, Hypervelocity Stars and Massive Black Holes no Dartmouth College, 02/06/09.

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