Usando dados de arquivo do telescópio Gemini North, uma equipe de astrônomos mediu o par de buracos negros supermassivos mais pesado já encontrado. A fusão de dois buracos negros supermassivos é um fenómeno há muito previsto, embora nunca observado. Este enorme par dá pistas sobre por que tal evento parece tão improvável no universo.



Quase todas as galáxias massivas abrigam um buraco negro supermassivo no seu centro. Quando duas galáxias se fundem, os seus buracos negros podem formar um par binário, o que significa que estão numa órbita ligada um ao outro. A hipótese é que esses binários estão fadados a eventualmente se fundirem, mas isso nunca foi observado. A questão de saber se tal evento é possível tem sido um tema de discussão entre os astrônomos há décadas.

Em um artigo publicado recentemente no The Astrophysical Journal , uma equipe de astrônomos apresentou novos insights sobre esta questão.

A equipe usou dados do telescópio Gemini North no Havaí, metade do Observatório Internacional Gemini operado pelo NOIRLab da NSF, para analisar um buraco negro supermassivo binário localizado dentro da galáxia elíptica B2 0402+379. Este é o único buraco negro supermassivo binário já resolvido com detalhes suficientes para ver ambos os objetos separadamente, e detém o recorde de ter a menor separação já medida diretamente – apenas 24 anos-luz. Embora esta separação prenuncie uma fusão poderosa, estudos mais aprofundados revelaram que o par está estagnado a esta distância há mais de três mil milhões de anos, levantando a questão:Qual é o problema?

Para compreender melhor a dinâmica deste sistema e a sua fusão interrompida, a equipa recorreu a dados de arquivo do Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) da Gemini North, que lhes permitiram determinar a velocidade das estrelas na vizinhança dos buracos negros.

"A excelente sensibilidade do GMOS permitiu-nos mapear as velocidades crescentes das estrelas à medida que olhamos mais perto do centro da galáxia," disse Roger Romani, professor de física da Universidade de Stanford e co-autor do artigo. “Com isso, conseguimos inferir a massa total dos buracos negros que ali residem.”

A equipe estima que a massa do binário seja 28 bilhões de vezes maior que a do Sol, qualificando o par como o buraco negro binário mais pesado já medido. Esta medição não só fornece um contexto valioso para a formação do sistema binário e para a história da sua galáxia hospedeira, mas também apoia a teoria de longa data de que a massa de um buraco negro binário supermassivo desempenha um papel fundamental no impedimento de uma potencial fusão.

“O arquivo de dados que serve o Observatório Internacional Gemini contém uma mina de ouro de descobertas científicas inexploradas”, diz Martin Still, diretor do programa NSF para o Observatório Internacional Gemini. "As medições de massa deste buraco negro binário supermassivo extremo são um exemplo inspirador do impacto potencial de novas pesquisas que exploram esse rico arquivo."

Compreender como este binário se formou pode ajudar a prever se e quando irá fundir-se – e algumas pistas apontam para a formação do par através de múltiplas fusões de galáxias. A primeira é que B2 0402+379 é um “aglomerado fóssil”, o que significa que é o resultado da fusão de estrelas e gás de um aglomerado de galáxias inteiro em uma única galáxia massiva. Além disso, a presença de dois buracos negros supermassivos, juntamente com a sua grande massa combinada, sugere que resultaram da fusão de múltiplos buracos negros mais pequenos de múltiplas galáxias.

Após uma fusão galáctica, os buracos negros supermassivos não colidem frontalmente. Em vez disso, eles começam a passar um pelo outro enquanto se estabelecem em uma órbita limitada. A cada passagem que fazem, a energia é transferida dos buracos negros para as estrelas circundantes. À medida que perdem energia, o par é arrastado cada vez mais para perto até ficarem separados por apenas anos-luz, onde a radiação gravitacional assume o controle e eles se fundem. Este processo foi observado diretamente em pares de buracos negros de massa estelar – o primeiro caso registado foi em 2015 através da deteção de ondas gravitacionais – mas nunca num binário da variedade supermassiva.

Com o novo conhecimento da massa extremamente grande do sistema, a equipe concluiu que teria sido necessário um número excepcionalmente grande de estrelas para desacelerar a órbita do binário o suficiente para trazê-los tão perto. No processo, os buracos negros parecem ter expelido quase toda a matéria da sua vizinhança, deixando o núcleo da galáxia sem estrelas e gás. Sem mais material disponível para desacelerar ainda mais a órbita do par, a sua fusão estagnou na sua fase final.

"Normalmente parece que as galáxias com pares de buracos negros mais leves têm estrelas e massa suficientes para unir os dois rapidamente," disse Romani. "Como este par é tão pesado, foram necessárias muitas estrelas e gás para realizar o trabalho. Mas o binário eliminou essa matéria da galáxia central, deixando-a paralisada e acessível para o nosso estudo."

Se o par irá superar a sua estagnação e eventualmente fundir-se em escalas de tempo de milhões de anos, ou continuar no limbo orbital para sempre, ainda está por ser determinado. Se se fundirem, as ondas gravitacionais resultantes seriam cem milhões de vezes mais poderosas do que as produzidas pelas fusões de buracos negros de massa estelar.

É possível que o par consiga conquistar essa distância final através de outra fusão de galáxias, o que injetaria material adicional no sistema, ou potencialmente um terceiro buraco negro, para desacelerar a órbita do par o suficiente para se fundir. No entanto, dado o estatuto de B2 0402+379 como aglomerado fóssil, é improvável outra fusão galáctica.

"Estamos ansiosos para acompanhar as investigações do núcleo do B2 0402 + 379, onde veremos quanto gás está presente", diz Tirth Surti, estudante de Stanford e autor principal do artigo. "Isto deverá dar-nos mais informações sobre se os buracos negros supermassivos podem eventualmente fundir-se ou se permanecerão encalhados como binários."

Mais informações: Tirth Surti et al, The Central Kinematics and Black Hole Mass of 4C+37.11, The Astrophysical Journal (2024). DOI:10.3847/1538-4357/ad14fa
Fornecido pela National Science Foundation