p Diagrama esquemático do caminho de formação do buraco negro binário para GW170729. Uma estrela com menos de 80 massas solares evolui e se transforma em uma supernova de colapso do núcleo. A estrela não experimenta instabilidade de par, portanto, não há ejeção de massa significativa por pulsação. Depois que a estrela formar um núcleo de ferro maciço, ele entra em colapso por sua própria gravidade e forma um buraco negro com uma massa abaixo de 38 massas solares. Uma estrela entre 80 e 140 massas solares evolui e se desenvolve em uma supernova de instabilidade de par pulsacional. Depois que a estrela forma um grande núcleo de carbono-oxigênio, o núcleo experimenta a criação catastrófica do par elétron-pósitron. Isso excita uma forte pulsação e ejeção parcial dos materiais estelares. Os materiais ejetados formam a matéria circunstelar que envolve a estrela. Depois disso, a estrela continua a evoluir e forma um núcleo de ferro maciço, que entra em colapso de forma semelhante à supernova comum de colapso do núcleo, mas com uma maior massa final do buraco negro entre 38 - 52 massas solares. Esses dois caminhos podem explicar a origem das massas binárias detectadas dos buracos negros do evento de onda gravitacional GW170729. Crédito:Shing-Chi Leung et al./Kavli IPMU
p Por meio de simulações de uma estrela moribunda, uma equipe de pesquisadores da física teórica descobriu a origem evolutiva e a massa máxima dos buracos negros que são descobertos pela detecção de ondas gravitacionais. p A excitante detecção de ondas gravitacionais com LIGO (interferômetro laser observatório de ondas gravitacionais) e VIRGO (antena interferométrica de ondas gravitacionais de Virgem) mostrou a presença de buracos negros fundidos em sistemas binários próximos.
p As massas dos buracos negros observados antes da fusão foram medidas e revelaram ter uma massa muito maior do que o esperado anteriormente, cerca de 10 vezes a massa do Sol (massa solar). Em um desses eventos, GW170729, a massa observada de um buraco negro antes da fusão é, na verdade, tão grande quanto cerca de 50 massas solares. Mas não está claro quais estrelas podem formar um buraco negro tão massivo, ou qual é o tamanho máximo dos buracos negros observados pelos detectores de ondas gravitacionais.
p Para responder a esta pergunta, uma equipe de pesquisa do Instituto Kavli de Física e Matemática do Universo (Kavli IPMU) composta pelo Pesquisador do Projeto Shing-Chi Leung (atualmente no Instituto de Tecnologia da Califórnia), Cientista Sênior Ken'ichi Nomoto, e o cientista sênior visitante Sergei Blinnikov (professor do Instituto de Física Teórica e Experimental de Mosow) investigaram o estágio final da evolução de estrelas muito massivas, em particular 80 a 130 estrelas de massa solar em sistemas binários próximos.
p Processo evolutivo de supernova de instabilidade de par pulsacional. Crédito:Shing-Chi Leung et al.
p Em sistemas binários próximos, inicialmente 80 a 130 estrelas de massa solar perdem seu envelope rico em hidrogênio e se tornam estrelas de hélio de 40 a 65 massas solares. Quando as estrelas de massa solar iniciais formam núcleos ricos em oxigênio, as estrelas sofrem pulsação dinâmica porque a temperatura no interior estelar torna-se alta o suficiente para que os fótons sejam convertidos em pares elétron-pósitron. Essa 'criação de pares' torna o núcleo instável e acelera a contração até o colapso.
p Na estrela supercomprimida, o oxigênio queima de forma explosiva. Isso desencadeia um colapso e, em seguida, uma rápida expansão da estrela. Uma parte da camada externa estelar é ejetada, enquanto a parte interna esfria e desmorona novamente. A pulsação (colapso e expansão) se repete até que o oxigênio se esgote. Este processo é denominado instabilidade do par pulsacional (PPI). A estrela forma um núcleo de ferro e finalmente desmorona em um buraco negro, que desencadearia a explosão da supernova, conhecido como supernova PPI (PPISN).
p Ao calcular várias dessas pulsações e ejeções de massa associadas até que a estrela entre em colapso para formar um buraco negro, the team found that the maximum mass of the black hole formed from pulsational pair-instability supernova is 52 solar masses.
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p The red line shows the time evolution of the temperature and density at the center of the initially 120 solar mass star (PPISN:pulsational pair-instability supernova). The arrows show the direction of time. The star pulsates (i.e., contraction and expansion twice) by making bounces at #1 and #2 and finally collapses along a line similar to that of a 25 solar mass star (thin blue line:CCSN (core-collapse supernova)). The thick blue line shows the contraction and final expansion of the 200 solar mass star which is disrupted completely with no black hole left behind (PISN:pair-instability supernova). Top left area enclosed by the black solid line is the region where a star is dynamically unstable. Credit:Shing-Chi Leung et al.
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p The red line (that connects the red simulation points) shows the mass of the black hole left after the pulsational pair-instability supernova (PPISN) against the initial stellar mass. The red and black dashed lines show the mass of the helium core left in the binary system. The red line is lower than the dashed line because some amount of mass is lost from the core by pulsational mass loss. (Pair-instability supernova, PISN, explodes completely with no remnant left.) The peak of the red line gives the maximum mass, 52 solar mass, of the black hole to be observed by gravitational waves. Credit:Shing-Chi Leung et al.
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p The masses of a pair of the black holes (indicated by the same color) whose merging produced gravitational waves (GW) detected by advanced LIGO and VIRGO (merger event names GW150914 to GW170823 indicate year-month-day). The box enclosed by 38 - 52 solar mass is the remnant mass range produced by PPISNe. Black hole masses falling inside this box must have an origin of PPISN before collapse. Below 38 solar mass is the black hole formed by a massive star undergoing CCSN. In addition to GW170729, GW170823 is a candidate of a PPISN in the lower mass limit side. Credit:Shing-Chi Leung et al.
p Stars initially more massive than 130 solar masses (which form helium stars more massive than 65 solar masses) undergo the pair instability supernova process due to explosive oxygen burning, which disrupts the star completely with no black hole remnant. Stars above 300 solar masses collapse and may form a black hole more massive than about 150 solar masses.
p The above results predict that there exists a 'mass-gap' in the black hole mass between 52 and about 150 solar masses. The results mean that the 50 solar mass black hole in GW170729 is most likely a remnant of a pulsational pair-instability supernova.
p The result also predicts that a massive circumstellar medium is formed by the pulsational mass loss, so that the supernova explosion associated with the black hole formation will induce collision of the ejected material with the circumstellar matter to become super-luminous supernovae. Future gravitational wave signals will provide a base upon which their theoretical prediction will be tested.
