Em 2019, os astrônomos observaram um ruído gravitacional incomum. Conhecido como GW190521, foi o último grito de ondas gravitacionais quando um buraco negro de 66 massas solares se fundiu com um buraco negro de 85 massas solares para se tornar um buraco negro de 142 massas solares. Os dados foram consistentes com todas as outras fusões de buracos negros que observamos. Havia apenas um problema: um buraco negro com 85 massas solares não deveria existir.
Todas as fusões de buracos negros que observamos envolvem buracos negros de massa estelar. Eles se formam quando uma estrela massiva explode como uma supernova e seu núcleo entra em colapso para se tornar um buraco negro. Uma estrela velha precisa ter pelo menos dez vezes a massa do Sol para se tornar uma supernova, que pode criar um buraco negro com cerca de 3 massas solares. Estrelas maiores podem criar buracos negros maiores, até certo ponto.
A primeira geração de estrelas no cosmos provavelmente tinha centenas de massas solares. Para uma estrela com mais de 150 massas solares ou mais, a supernova resultante seria tão poderosa que o seu núcleo sofreria o que é conhecido como instabilidade de par. Os raios gama produzidos no núcleo seriam tão intensos que decairiam em um par elétron-pósitron. Os léptons de alta energia destruiriam o núcleo antes que a gravidade pudesse desmoroná-lo. Para superar a instabilidade do par, uma estrela progenitora precisaria de uma massa de 300 sóis ou mais. Isto significa que a gama de massas dos buracos negros estelares tem uma “lacuna de instabilidade de pares”. Buracos negros de 3 massas solares a cerca de 65 massas solares se formariam a partir de supernovas regulares, e buracos negros acima de 130 massas solares poderiam se formar a partir de colapso estelar, mas buracos negros entre 65-130 massas solares não deveriam existir.
Para GW190521, o buraco negro de 66 massas solares está suficientemente próximo do limite para se formar provavelmente a partir de uma única estrela. O buraco negro de 85 massas solares, por outro lado, está bem no meio da faixa proibida. Alguns astrônomos argumentaram que o buraco negro maior pode ter se formado a partir de uma hipotética estrela bóson conhecida como Estrela Procamas se isso for verdade, então GW190521 é a única evidência da existência de estrelas Proca. Mais provavelmente, o buraco negro de 85 massas solares formou-se a partir da fusão de dois buracos negros menores, tornando GW190521 uma fusão encenada. A dificuldade com esta ideia é que as fusões de buracos negros são muitas vezes assimétricas, de forma que o buraco negro resultante é expulso da sua região de origem. Fusões múltiplas de buracos negros só ocorreriam sob certas circunstâncias, e é aí que um novo estudo em O Jornal Astrofísico entra.
Os autores observaram como a massa, rotação e movimento de um par de buracos negros em fusão determinam a massa, rotação e velocidade de recuo do buraco negro resultante. Ao criar uma distribuição estatística de resultados, a equipe poderia então trabalhar de trás para frente. Dada a massa, rotação e velocidade de um buraco negro “proibido” em relação ao seu ambiente, quais eram as propriedades dos seus antepassados? Quando os autores aplicaram isto aos progenitores do GW190521, descobriram que os únicos ancestrais possíveis teriam dado uma velocidade de recuo relativamente grande. Isto significa que a fusão deve ter ocorrido na região de um núcleo galáctico ativo, onde o poço gravitacional seria forte o suficiente para manter o sistema coeso.
Este trabalho tem implicações para o que é conhecido como buracos negros de massa intermediária (IMBHs), que pode ter massas de centenas ou milhares de sóis. Pensa-se que os IMBHs se formam dentro de aglomerados globulares, mas se as velocidades de recuo das fusões de buracos negros forem grandes, isso seria improvável. Como mostra este estudo, GW190521 não poderia ter ocorrido num aglomerado globular.
Referência: Araújo-Álvarez, Carlos, et al. “Retrocedendo no tempo nas fusões de buracos negros: massas ancestrais, giros, recuos de nascimento e viabilidade de formação hierárquica de GW190521.” O Jornal Astrofísico 977,2 (2024): 220.
