3 Identificação de objectos
candidatos a Buraco Negro
3.1 Buracos negros supermassivos
Durante as últimas décadas cresceram as suspeitas, baseadas em evidências observacionais, de que muitas galáxias alojam na sua região central buracos negros supermassivos. As observações baseiam-se sobretudo em estudos da dinâmica estelar e do gás ionizado (Secção 1.4.4) ou dos maser's (Secção 1.4.5).
Com observações de maior resolução efectuadas a partir do espaço, nomeadamente pelo Huble Space Telescope (HST), alguns desses candidatos a buraco negro viram o seu caso muito reforçado. Para além disso o HST permitiu descobrir muitos mais candidatos (e.g. Kormendy & Gebhardt 2001).
Importa, no entanto, realçar que, apesar da evolução a nível de resolução, estamos ainda a observar a vários raios de Schwarzschild do centro. Por exemplo, à distância do centro da Galáxia (≈8×103pc), onde se presume existir um buraco negro de 3.7×106M (Secção 3.1.1), uma resolução de 5×10-5'' (resolução máxima do VLBI - Very Long Baseline Interferometry; e.g. Melia & Falcke 2001) corresponde a 2×10-6pc (≈0.4UA) o que, neste caso, equivale a cerca de 6 raios de Schwarzschild.
Na Tabela 3.1 indicam-se as 37 galáxias em cujo núcleo se julga existir um buraco negro supermassivo (e.g. Kormendy 2003). Alguns dos candidatos são mais seguros que outros. Se tomarmos como indicador de segurança o valor de Sr (Secção 1.4.4) então destacam-se claramente, da Tabela 3.1, cinco candidatos. São eles (por ordem decrescente de segurança): Via Láctea, NGC4258, M31, NGC3115 e M87. Descrevem-se em Descrevem-seguida, de forma muito resumida, algumas das características destes cinco candidatos. Como contra-exemplo é indicado o caso da galáxia M33 em cujo centro se provou não existir um buraco negro supermassivo (Secção 3.1.6).
Tabela 3.1 - Galáxias com candidatos a Buracos Negros Supermassivos. Na coluna 1 são indicadas as
37 galáxias em cujo centro se julga existir um buraco negro supermassivo (e.g. Kormendy 2003). Na coluna 2 é indicado o tipo de evidência dinâmica (estelar, gás ou maser) que levou à identificação do candidato a buraco negro. Na coluna 3 é indicado o tipo de galáxia e na coluna 4 a respectiva distância em Mpc. Na coluna 5 é indicada a velocidade de dispersão, σ, medida fora da esfera de influência do buraco negro. Na coluna 6 é indicada a massa do buraco negro e o respectivo erro. Por exemplo, dizer que a massa de M32 é 2.9 (2.3-3.5)×106M significa que o valor da massa de M32 situa-se entre 2.3×106M e 3.5×106M sendo o seu valor mais provável igual a 2.9×106M . Na coluna 7 é indicado o raio de influência do buraco negro (rinf) medido em arcos de segundo e na coluna 8 a resolução espacial, σ*, com que os candidatados foram observados. Na coluna 9 é indicado o valor da relação Sr=rinf/σ*. Os dados da tabela foram retirados de Kormendy (2003).
Galáxia Dinâmica Tipo Distância (Mpc)
σσσσ
(km/s) Massa (M )
rinf
('') σσσσ* ('') Sr
Via Láctea Estelar Sbc 0.008 103 3.7 (3.3-4.1)×106 38.8 0.0159 2438 M 32 NGC 221 Estelar E2 0.81 75 2.9 (2.3-3.5)×10 6 0.56 0.052 10.83 M 31 NGC 224 Estelar Sb 0.76 160 7.0 (3.0-20.0)×10 7 3.20 0.039 81 NGC 821 Estelar E4 24.1 209 3.7 (2.9-6.1)×107 0.031 0.052 0.60 NGC 1023 Estelar S0 11.4 205 4.4 (3.9-4.8)×107 0.081 0.068 1.18 M 77 NGC 1068 Maser Sb 15 151 1.5×10 7 0.039 0.008 4.8 NGC 2778 Estelar E2 22.9 175 1.4 (0.5-2.2)×107 0.018 0.052 0.34 NGC 2787 Gás SB0 7.5 140 4.1 (3.6-4.5)×107 0.248 0.068 3.63 M 81 NGC 3031 Estelar Sb 3.9 143 6.8 (5.5-7.5)×10 7 0.76 0.068 11.08 NGC 3115 Estelar S0 9.7 182 1.0 (0.4-2.0)×109 2.77 0.047 59 NGC 3245 Gás S0 20.9 205 2.1 (1.6-2.6)×108 0.213 0.068 3.11 NGC 3377 Estelar E5 11.2 145 1.0 (0.9-1.9)×108 0.38 0.111 3.4 M 105 NGC 3379 Estelar E1 10.6 206 1.0 (0.6-2.0)×10 8 0.201 0.111 1.81 NGC 3384 Estelar S0 11.6 143 1.6 (1.4-1.7)×107 0.060 0.052 1.15 NGC 3608 Estelar E2 22.9 182 1.9 (1.3-2.9)×108 0.223 0.052 4.3 NGC 4291 Estelar E2 26.2 242 3.1 (0.8-3.9)×108 0.180 0.052 3.45 M 106 NGC 4258 Maser Sbc 7.2 105 3.9 (3.8-4.0)×10 7 0.44 0.0047 93 NGC 4261 Gás E2 31.6 315 5.2 (4.1-6.2)×108 0.146 0.058 2.54 NGC 4342 Estelar S0 15.3 225 3.1 (2.0-4.8)×108 0.351 0.135 2.60 M 84 NGC 4374 Gás E1 18.4 296 1.6 (0.4-2.8)×10 9 0.89 0.068 13.1 (continua)
Tabela 3.1 - Galáxias com candidatos a Buracos Negros Supermassivos (continuação)
Galáxia Dinâmica Tipo Distância
(Mpc) σσσσ (km/s) Massa (M ) rinf ('') σσσσ* ('') Sr NGC 4459 Gás SA0 16.1 186 7.0 (5.7-8.3)×107 0.112 0.068 1.63 NGC 4473 Estelar E5 15.7 190 1.1 (0.3-1.5)×108 0.173 0.052 3.31 NGC 4486B Estelar E1 16.1 185 6.0 (4.0-9.0)×108 0.97 0.258 3.75 M87 NGC 4486 Gás E0 16.1 375 3.4 (2.5-4.4)×10 9 1.35 0.043 31.3 NGC 4564 Estelar E3 15.0 162 5.6 (4.8-5.9)×107 0.127 0.052 2.43 NGC 4596 Gás SB0 16.8 152 7.8 (4.5-11.6)×107 0.179 0.068 2.61 M 104 NGC 4594 Estelar Sa 9.8 240 1.1 (0.3-3.4)×10 9 1.73 0.111 15.61 M 60 NGC 4649 Estelar E1 16.8 385 2.0 (1.4-2.4)×10 9 0.71 0.052 13.71 NGC 4697 Estelar E4 11.7 177 1.7 (1.6-1.9)×108 0.41 0.052 7.9 NGC 4742 Estelar E4 15.5 90 1.4 (0.9-1.8)×107 0.099 0.068 1.45 NGC 4945 Maser Scd 3.7 - 1.4×106 - - - NGC 5128 Gás S0 4.2 150 2.4 (0.7-6.0)×108 2.26 0.205 11.03 NGC 5845 Estelar E 25.9 234 2.4 (1.0-2.8)×108 0.150 0.111 1.36 NGC 6251 Gás E2 93 290 5.3 (3.7-6.8)×108 0.060 0.050 1.21 NGC 7052 Gás E4 58.7 266 3.3 (2.0-5.6)×108 0.071 0.135 0.52 NGC 7457 Estelar S0 13.2 67 3.5 (2.1-4.6)×106 0.053 0.052 1.01 IC 1459 Estelar S0 29.2 340 2.5 (2.1-3.0)×109 0.661 0.052 12.69
3.1.1 Via Láctea
O centro da Nossa Galáxia, embora bastante complexo (se calhar típico de qualquer galáxia), é também bastante estudado em virtude da sua proximidade. Para uma introdução às condições físicas, dinâmicas e distribuição de massa no centro da Galáxia ver, por exemplo, Genzel & Townes (1987), de Zeeuw (1993) ou Melia & Falcke (2001).
A velocidade de rotação do gás entre 2pc e 4pc do centro é constante, sendo o seu valor 110kms-1 (Genzel & Townes 1987). Este valor implica a existência de uma massa da ordem de 106M dentro do parsec central desde que o movimento do gás seja circular (Kormendy & Richstone 1995).
Imagens obtidas no infravermelho próximo revelaram a existência de um enxame de estrelas em torno de Sgr A* (fonte rádio no centro da Galáxia). Enxames compostos por anãs brancas, estrelas de neutrões, buracos negros de massa estelar ou outros corpos de massa subestelar que tenham uma massa e uma densidade comparáveis às observadas no centro da Nossa Galáxia não são estáveis por períodos superiores a 107 anos. Acontece que as estrelas presentes no centro da Galáxia têm idades superiores a 108 ou 109 anos. Este argumento permite concluir que o MDO presente no centro da Nossa Galáxia não pode consistir apenas num enxame compacto de estrelas pouco luminosas (Eckart & Genzel 1999).
Genzel et al. (1996) determinaram as velocidades radiais de 223 das estrelas do enxame central situadas entre 22.7'' e 1.1''. O valor mais alto registado foi de 452kms-1 para a estrela IRS 16SE (a 2.0'' de Sgr A*). Desde 1995 que se têm vindo a observar estrelas cada vez mais próximas do centro. Actualmente são estudadas 22 estrelas que se aproximam a menos de 0.4'' de Sgr A* (Ghez et al. 2003). Na Figura 3.1 estão indicadas as posições (entre 1995 e 2003) e órbitas de seis dessas estrelas, para as quais foi possível determinar o vector aceleração.
Das 6 estrelas representadas na Figura 3.1 as que mais se aproximam do centro são S0-2, S0-16 e S0-19. O valor da massa central pode ser estimado com uma maior precisão a partir da análise do movimento orbital destas estrelas (Ghez 2003).
Assim, no ano 2000, quando a estrela S0-16 passou a cerca de 60UA do centro a uma velocidade de 9000kms-1 foi possível estimar o valor da massa central em 3.7×106M (Ghez 2003).
3.1.2 M106 (NGC 4258)
Esta é uma galáxia espiral com um núcleo activo onde se descobriram masers de água (Claussen et al. 1984). Essa descoberta veio dar uma grande contribuição na pesquisa de um buraco negro supermassivo na região central.
São conhecidos vários masers a menos de 0.3pc do centro (Figura 3.2) com velocidades de rotação Keplerianas e trajectórias praticamente circulares. Os masers mais interiores rodam a aproximadamente 1000kms-1 (e.g. Kormendy 2003).
As observações apontam para uma massa central de 3.9×107M (e.g. Kormendy 2003). O facto de esta massa ser conhecida com grande precisão (Tabela 3.1) e estar
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Figura 3.1 - Evolução das posições (entre 1995 e 2003) de seis das estrelas que mais se aproximam de
Sgr A*. São também indicadas as respectivas trajectórias (Ghez 2003). Para o centro da Galáxia a 8kpc de distância, 1'' corresponde a 0.04pc. Assim cada divisão da escala da figura corresponde a 0.05''≈0.002pc≈414UA
encerrada num volume tão pequeno (r<0.1pc) faz de NGC 4258 um dos mais fortes candidatos a alojar um buraco negro supermassivo.
3.1.3 M31 (NGC 224)
A galáxia M31 constitui um dos exemplos onde a dinâmica do enxame estelar nuclear é bem distinta da dinâmica do bolbo circundante. O núcleo de M31 roda com grande velocidade (≈250kms-1 a 0.3'' (≈1.1pc) do centro; Statler et al. 1999) e apresenta
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Figura 3.2 - A região central de NGC 4258. Os pontos sobre o disco indicam a localização dos masers de
água (Bragg et al. 2000). O buraco negro, situado sobre o ponto de intersecção dos eixos, tem uma massa de 3.9×107M a que corresponde um raio de Schwarzschild de aproximadamente 3.7×10-6pc não podendo por isso ser representado nesta escala.
também elevadas velocidades de dispersão (≈250kms-1) a cerca de 1pc do centro. Além disso a relação M/Lv aumenta fortemente com a aproximação ao centro sendo o seu valor ≈100 para r=1'' (≈3.7pc) (Kormendy & Richstone 1995).
O facto de M31 ter um núcleo duplo requer que sejam construídos modelos mais detalhados antes de se poder concluir, com segurança, que esse MDO pode ser de facto um buraco negro. Foi sugerido que o núcleo duplo poderá dever-se ao facto de M31 ter digerido em tempos uma galáxia compacta como a sua satélite M32. Outra hipótese poderá ser a presença de um buraco negro binário no núcleo (e.g. Lauer et al. 1993; Peng 2002).
Bacon et al. (2001) apresentam resultados, obtidos a partir das observações do HST, consistentes com a presença de um buraco negro de 3.5-8.5×107M no centro de M31. Kormendy (2003) confirma a detecção de um buraco negro no centro de M31 e considera como massa mais provável 7.0×107M .
3.1.4 NGC 3115
É uma galáxia do tipo S0 cujo núcleo apresenta uma velocidade de rotação de 325kms-1 a 100'' (≈4700pc) do centro (Illingworth & Schechter 1982). Observações efectuadas com o Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT) e com o HST revelaram um núcleo brilhante com uma velocidade de dispersão próxima dos 600kms-1 (e.g. Kormendy et al. 1996).
O valor de M/Lv passa de 5 a 4'' (188pc) do centro para valores superiores a 50 a cerca de 0.5'' (23pc) do centro (e.g. Kormendy & Richstone 1995) o que é muito superior aos verificados para populações estelares velhas (Secção 1.4.4).
A densidade estelar na região nuclear de NGC 3115 é semelhante à de uma galáxia que não tenha um MDO no seu centro (Kormendy & Richstone 1995). No entanto, se não existisse um MDO no centro de NGC 3115 o valor da respectiva velocidade de escape seria ≈352kms-1 o que é muito inferior ao observado para a velocidade de dispersão das estrelas (Kormendy et al. 1996).
Baseados em observações efectuadas pelo HST Kormendy et al. (1996) concluem que esse MDO é um buraco negro de 2.0×109M .
3.1.5 M87 (NGC 4486)
Esta galáxia elíptica gigante, com um jacto predominante, é uma das mais bem estudadas a partir da dinâmica do gás ionizado (e.g. Kormendy & Richstone 1995). A sua velocidade de dispersão aumenta de 278 kms-1, em r=9.6'' (750pc), para 350 kms-1, em r=1.5'' (117pc). Se admitirmos que movimento do gás é circular então estes valores estão de acordo com a presença de um MDO de massa ∼109M (Sargent et al. 1978).
O gás ionizado forma um disco perpendicular ao jacto com um dos lados do disco aproximando-se a 500kms-1 e o lado oposto a afastar-se com velocidade do mesmo valor (Ford et al. 1994). Atendendo a que o disco apresenta uma inclinação de 52º (Marconi et al. 1997) a sua velocidade de rotação é ≈630kms-1. Por forma a explicar a curva de rotação observada é necessária uma massa de 3.2×109M nos 3.5pc centrais de M87 (Marconi et al. 1997).
O valor de M/L é de ≈110 a 3.5pc do centro (Marconi et al. 1997) o que é muito superior ao normal para uma população estelar velha (Secção 1.4.4).
Se o gás não descrever órbitas circulares então a sua dinâmica não pode ser utilizada para determinar o valor da massa central (Kormendy & Richstone 1995) o que, por si só, faz de M87 um candidato mais fraco do que os descritos anteriormente.
Macchetto et al. (1997), admitindo que a rotação do disco é Kepleriana, concluem que existe uma massa de 3.9×109M , encerrada nos 3.5pc centrais e que a mesma deve consistir num buraco negro. Os dados obtidos pelo HST forneceram fortes evidências de que o núcleo activo de M87 é alimentado pela acreção (Secção 1.4.1) para um buraco negro supermassivo (Corbin et al. 2002).
3.1.6 O contra-exemplo M33
M33 é uma galáxia do tipo Sc sem bolbo e cujo núcleo se assemelha a um enxame de estrelas gigante (e.g. Kormendy & Richstone 1995). O brilho do núcleo corresponde a cerca de 70% do brilho da galáxia o que faz deste a fonte de raios X mais intensa no Grupo Local (La Parola et al. 2002). A velocidade de dispersão central é de aproximadamente 21kms-1 e M/Lv <0.4. Isto significa que a massa da região central não pode exceder as 5×104M , o que permite excluir a presença de um buraco negro supermassivo no centro de M33 (Kormendy & McClure 1993).
M33 é um bom exemplo para mostrar que um núcleo galáctico pequeno e denso não é por si só uma evidência clara da presença de um buraco negro supermassivo (Kormendy & Richstone 1995).
3.2 Buracos negros de massa intermédia
Entre os buracos negros supermassivos (M>106M ) e os buracos negros estelares (M<102M ) ficam os buracos negros de massa intermédia (M≈103-105M ). A formação de um buraco negro de massa intermédia poderá dever-se à fusão sucessiva de buracos negros de massa estelar (e.g. Mouri & Taniguchi 2002).
Existem evidências observacionais de que algumas galáxias e enxames fechados podem alojar buracos negros de massa intermédia nos respectivos núcleos.
Tabela 3.2 - Candidatos a buracos negros de massa intermédia: Nas colunas 1 e 2 indicam-se as galáxias ou enxames fechados em cujos centros há evidência de que possa existir um buraco negro de massa intermédia. Na coluna 3 é indicado o tipo de evidência que levou à identificação do candidato a buraco negro. Na coluna 4 é indicada a distância em kpc. Na coluna 5 é indicada, de acordo com os dados disponíveis, a massa de cada buraco negro. No caso de M15 e G1 são também indicados os limites superior e inferior da massa. Por exemplo, dizer que a massa de M15 é 3.9(2.7-6.1)×103M significa que o valor da massa de M15 situa-se entre 2.7×103M e 6.1×103M sendo o seu valor mais provável igual a 3.9×103M . A referência indicada na coluna 6 corresponde aquela de onde se retirou o valor da massa do buraco negro. (1) A galáxia NGC 253 apresenta uma fonte de raios X no seu centro que ioniza o gás circundante. Essa fonte pode ter origem em redor de um buraco negro de massa intermédia ou de um buraco negro supermassivo pouco activo (Weaver et al. 2002).
Designação Tipo Evidência D(kpc) M(M ) Referências M110 NGC 205 Galáxia E6 Dinâmica estelar 8.9×10 2 < 9×104 Jones et al. 1996 NGC 253 Galáxia Sc Raios X 3.1×103 ---(1) --- M82 NGC 3034 Galáxia irregular Raios X 3.7×10 3
>103 Mouri & Taniguchi 2002 M15 NGC 7078 Enxame fechado Dinâmica estelar 10 3.9 (2.7-6.1) ×10 3 Gerssen et al. 2002 G1 (em M31) Enxame fechado Dinâmica estelar 8.9×10 2 2.0 (1.2-3.4)×104 Gebhardt et al. 2002
Na Tabela 3.2 são indicados alguns desses casos. Importa, no entanto, realçar que essas evidências, baseadas sobretudo em estudos da dinâmica estelar ou do espectro de raios X resultante da acreção de matéria (Secções 1.4.1 e 1.4.2), são menos seguras do que as verificadas para o caso dos buracos negros supermassivos.
3.3 Buracos Negros estelares em sistemas
binários
Com as observações de raios X efectuadas pelo satélite UHURU em 1972 verificou-se que existe um grande número de sistemas binários cujas componentes interactuam. A maior parte desses sistemas era constituída por uma supergigante e uma estrela de neutrões a rodar muito rapidamente (e.g. Cowley 1992). De todos os binários
de raios X descobertos nessa época apenas Cyg X-1 (Secção 3.3.1) parece conter um buraco negro e não uma estrela de neutrões.
Ao longo das últimas décadas muitas outros binários de raios X foram descobertos e alguns identificados como candidatos a alojar um buraco negro. Tipicamente, estes são escolhidos por apresentarem comportamentos, tanto no óptico como nos raios X, semelhantes a Cyg X-1. Embora essas semelhanças não sejam suficientes para concluir acerca da presença de um buraco negro são, sem dúvida, um bom indicador de que o sistema merece uma investigação mais profunda.
As fontes de raios X podem ser de natureza persistente (como Cyg X-1) ou transiente. Nesta segunda categoria também se incluem candidatos a buraco negro, nomeadamente A0620-00 (Secção 3.3.2) que é apontado como um candidato seguro (e.g. Cowley 1992). Fontes de raios X transientes cujo comportamento no óptico e nos raios X se assemelhe, pelo menos em parte, com o de A0620-00 são normalmente incluídas nas listas de candidatos a buraco negro.
Outro critério de selecção de candidatos a buraco negro em sistemas binários consiste na determinação da respectiva função de massa (Secção 1.4.2). Se esta indicar a presença de um objecto compacto com um raio inferior a 100km (o que é muito inferior ao raio de uma estrela normal) e com uma massa superior a 3M então estamos acima do limite permitido às estrelas de neutrões (cf. Figura 1.8) e temos, portanto, um candidato a buraco negro (e.g. Orosz 2002).
Há, na literatura, várias compilações de candidatos a buracos negros de massa estelar em sistemas binários (e.g. Cowley 1992; McConnell 1994; Tanaka 2001; Orosz 2002). Na Tabela 3.3 indicam-se os 21 candidatos apontados como mais seguros em tais compilações.
Muitos dos binários candidatos a alojar um buraco negro são eleitos por apresentarem características espectrais comuns a Cyg X-1 (no caso persistente) ou a A0620-00 (no caso transiente) (e.g. Cowley 1992). Assim, vamos descrever em maior detalhe estes dois candidatos (Secções 3.3.1 e 3.3.2).
É também apresentada, a título de contra-exemplo, a fonte de raios X CAL 87 que, embora fosse inicialmente apontada como um candidato a buraco negro (e.g. Cowley 1992), pode ser modelada recorrendo a um binário de anãs brancas.
Tabela 3.3 – Os 21 mais fortes candidatos a buraco negro de massa estelar em sistemas binários.
Colunas: (1) nome da fonte de raios X candidata a alojar um buraco negro de massa estelar. (2) natureza da fonte de raios X (P-persistente , T-transiente). (3) período orbital do binário. (4) função de massa (equação 1.43). (5) ângulo de inclinação do sistema (Figura 1.16). (6) massa estimada para o buraco negro. (7) É assinalado se a fonte apresenta QPO’s (Secção 1.4.2ii). (8) É assinalado se a fonte apresenta piscar rápido (Secção 1.4.2iii). (9) É assinalado se foram observadas linhas Kα do ferro (Secção 1.4.2iv). Os dados não referenciados foram retirados de Cowley (1992) ou de Orosz (2002). As referências numeradas são: (1) van der Hooft et al. 1999; (2) Nowak 1995; (3) Cui et al. 2002; (4) Wood et al. 2000; (5) Takizawa et al. 1997; (6) Fabian et al. 1989; (7) Remillard et al. 2002; (8) Markoff et al. 2002; (9) Feng et al. 2001; (10) Ueda et al. 1998; (11) Wijnands & van der Klis 2000; (12) Rose 1995; (13) Zwitter & Calvani 1989; (14) Oosterbroek et al. 1996.
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) Fonte de
Raios X Nat. T (dias) f(M) (M ) i (º) Mbn (M ) QPO Piscar Fe
GRO J0422+32 T 0.2121600(2) 1.19±0.02 44±2 3.66-4.97 ♦ 1 ♦2 - LMC X-3 P 1.70479(4) 2.29±0.32 67±3 5.94-9.17 - - ♦3 LMC X-1 P 4.2288(6) 0.14±0.05 ≈63? 4.0-10.0? ♦ - ♦3 A0620-00 T 0.3230160(5) 2.72±0.06 40.8±3.0 8.70-12.86 - - - GRS 1009-45 T 0.285206(2) 3.17±0.12 67? 3.64-4.74? - - - XTE J1118+480 T 0.169930(4) 6.1±0.3 81±2 6.48-7.19 ♦ 4 - - GRS 1124-683 T 0.432606(3) 3.01±0.15 54±2 6.47-8.18 ♦5 - - 4U 1543-47 T 1.116407(3) 0.25±0.01 20.7±1.5 8.45-10.39 - - ♦6 XTE 1550-564 T 1.5435(5) 6.86±0.71 72±5 8.36-10.76 ♦7 - - 4U 1630-47 T - - - - ♦7 ♦ ♦3 GX 339-4 P 0.62 - - 5? (8) ♦ ♦ ♦9 GRO J1655-40 T 2.6219(2) 2.73±0.09 70.2±1.2 6.03-6.57 ♦ 7 - ♦10 H 1705-250 T 0.521(1) 4.86±0.13 >60 5.64-8.30 - - - GRS 1758-258 P (3) - - - - SAX J1819.3-258 T 2.81730(1) 3.13±0.13 75±2 6.82-7.42 - ♦ 11 - XTE J1859+226 T 0.382(3) 7.4±1.1 - 7.6-12.0? ♦ 7 - - SS 433 P 13 (12) 10.6 (13) ≈78 (13) ≈10 (13) - - - GRS 1915+105 T 34(2) 9.5±3.0 70±2? 10.0-18.0? ♦ 7 - - Cyg X-1 P 5.59983(2) 0.244±0.005 35±5 6.85-13.25 - ♦ ♦3 GS 2000+250 T 0.3440915(9) 5.01±0.12 64.0±1.3 7.15-7.78 - ♦ - GS 2023+338 T 6.4714(1) 6.08±0.06 56±4 10.06-13.38 - ♦ ♦14
3.3.1 Cyg X-1
Cygnus X-1 foi uma das primeiras fontes de raios X a ser identificada. Na mesma região veio a ser identificada uma fonte rádio que mais tarde foi associada a uma supergigante azul de magnitude aparente 9 designada por HDE 226868. A supergigante, que designaremos por estrela secundária, e a fonte de raios X, que designaremos por estrela primária, formam um sistema binário (e.g. Cowley 1992).
Se a estrela HDE 226868 for normal, tendo em conta a luminosidade e tipo espectral observados, então a estrela primária tem uma massa muito maior que a de uma estrela de neutrões (>>1.4M ; cf. Figura 1.8). É possível que a estrela primária seja um buraco negro e que os raios X sejam devidos à acreção de matéria (Secção 1.4.2), proveniente da estrela secundária (e.g. Cowley 1992).
Como não se observam eclipses no sistema então o respectivo ângulo de inclinação, i (Figura 1.16), deve ser inferior a 60º (Bolton 1975). A partir de modelos que têm conta que o movimento de rotação da HDE 226868 deve estar sincronizado com o respectivo movimento orbital, Gies & Bolton (1986), considerando i≈33º, fixaram o valor minímo da massa da estrela primária em 7M .
Durante cerca de 90% das observações, Cyg X-1 apresentou-se, do ponto de vista energético, no estado baixo. Este estado é caracterizado por um fluxo não térmico de intensidade moderada e altamente variável (e.g. Nowak 1995). Por vezes Cyg X-1 transita para o estado energético alto (fluxo quase-térmico bastante intenso e pouco variável). Foi o que aconteceu em Maio de 1996 tendo Cyg X-1 permanecido aí durante cerca de 3 meses (Dotani 1998).
Quando no estado baixo Cyg X-1 apresenta QPO’s (Secção 1.4.2ii) cuja frequência oscila entre os 0.04Hz e os 0.07Hz (e.g. Nowak 1995). Estas oscilações podem ser interpretadas como o resultado de instabilidades térmicas experimentadas pelo fluxo de matéria no disco de acreção. Por outro lado o ruído de baixa frequência observado é visto como uma das principais propriedades da acreção de matéria por buracos negros no estado baixo (Grebenev et al. 1993).
Foram detectadas, no espectro de raios X de Cyg X-1, linhas nos 6.2KeV, 6.4KeV e 6.6KeV (e.g. Schulz et al. 2002). Estas linhas são atribuidas a processos de transições electrónicas envolvendo a camada K do ferro (Secção 1.4.2iv). A observação das linhas de emissão Kα do ferro constituem um dos meios mais úteis para sondar o forte campo gravítico nas vizinhanças de um buraco negro. A detecção de uma linha distorcida pelo
campo gravítico seria uma grande evidência a favor da existência de um buraco negro. Embora uma linha desse tipo já tenha sido detectada na galáxia MCG-6-30-15 nunca se detectou nenhuma em Cyg X-1 (Schulz et al. 2002).
3.3.2 A0620-00
A fonte de raios X transiente A0620-00, descoberta em 1975, foi identificada opticamente com uma estrela que passou de magnitude 17.5 para magnitude 12. Esta veio ainda a ser classificada como uma Nova Recorrente pois essa variação de magnitude já havia sido registada em 1917 (e.g. Cowley 1992).
Quando a luminosidade é máxima o espectro é dominado pelo disco de acreção. Com o decréscimo da luminosidade é opticamente observável uma estrela anã do tipo K5/K7. A função de massa do sistema (equação 1.43) é f(M)=2.72M (cf. Tabela 3.3). Atendendo a que as estrelas de neutrões têm massas de ≈1.4M (Figura 1.8) e que f(M) traduz o limite inferior da massa do corpo candidato a buraco negro (Secção 1.4.2) podemos classificar A0620-00 como um candidato.
Gelino et al. (2001) verificaram que o ângulo de inclinação, i, para o sistema é de
≈41º. Tendo em conta este valor e o de f(M) determinaram para a estrela visível (que se apurou ser uma anã K4 da sequência principal) a massa de 0.68M . Sendo assim, a massa do candidato a buraco negro será ≈11M .
3.3.3 O contra-exemplo CAL 87
A fonte de raios X CAL 87 faz parte de um binário eclipsante situado na direcção da Grande Nuvem de Magalhães. A componente visível do par é uma estrela variável de magnitude aparente 19-20. Tem um espectro de raios X suave (≈0.1KeV). O seu espectro óptico é dominado por um disco de acreção (Secção 1.4.2). Inicialmente CAL 87 foi incluído na lista de potenciais candidatos a alojar um buraco negro (e.g. Cowley 1992).
Schandl et al. (1997) modelaram com êxito a curva óptica de CAL 87 assumindo uma anã branca de 0.75M e uma companheira de 1.5M . É, assim, possível interpretar o espectro observado em CAL 87 sem recorrer à presença de um buraco negro ou
mesmo de uma estrela de neutrões (Asai et al. 1998).
Grande parte das fontes de raios X suaves, como CAL 87, podem ser atribuídas a sistemas binários compostos por duas anãs brancas caracterizados por elevadas taxas de acreção. Nesse caso a emissão de raios X seria devida à combustão nuclear na superfície dessas anãs (Ebisawa et al. 2001).
3.4 Buracos negros de massa estelar isolados
3.4.1 Radiação emitida na acreção esférica
Uma vez que existem evidências da presença de buracos negros em sistemas binários (Secção 3.3) é de esperar que também exista um grande número de buracos negros de massa estelar isolados. Estes buracos negros capturam matéria do meio interestelar seguindo um processo de acreção esférica (Secção 1.4.1).
O espectro da radiação emitida durante o processo situa-se na banda dos raios X (Figura 1.11) e também, no caso da existência de um campo magnético, na banda do infravermelho (Figura 1.13).
A luminosidade resultante da acreção esférica, por um buraco negro de 1M , numa região HII, com um campo magnético não desprezável, é da ordem de 1018W (Secção1.4.1), ou seja, ≈10-8L , ou ainda, ≈109 vezes inferior à luminosidade de um disco de acreção, geometricamente fino, em torno de um buraco negro de 1M quando a taxa de acreção é de 10-12M ano-1 (Secção 1.4.2).
No entanto se o buraco negro estiver mergulhado num meio mais denso como, por exemplo, uma nuvem molecular e a sua velocidade em relação ao gás circundante for baixa (<20kms-1) então a luminosidade, na banda dos raios X, será ∼1022W (Fujita et al. 1998).
3.4.2 Buracos negros como microlentes
Existem três fortes candidatos a buraco negro detectados a partir do efeito de microlente (Secção 1.4.3). Em qualquer um desses candidatos foi medida a paralaxe, o que permite impor limites mais apertados nos valores atribuídos à massa das lentes.
Dois dos candidatos, MACHO-96-BLG-5 e MACHO-98-BLG-6, foram identificados pelo projecto MACHO (MAssive Compact Halo Objects). Os MACHO's podem ser detectados ao actuarem como microlentes em relação à luz proveniente de estrelas mais distantes. Este eventos são, no entanto, muito raros pelo que devem ser observadas milhões de estrelas ao longo de vários anos. Desde 1992 que foram observadas milhões de estrelas tanto na direcção da Grande Nuvem de Magalhães como na direcção do bolbo da Nossa Galáxia.
O outro candidato a buraco negro foi identificado de forma independente pelos projectos MACHO e OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) sendo habitualmente designado por MACHO-99-BLG-22 ou OGLE-1999-BUL-32.
Qualquer um dos três candidatos situa-se na direcção do bolbo galáctico e ao que tudo indica a estrela que funciona como fonte luminosa de fundo localiza-se no bolbo. Conhecemos assim, com algum rigor, a distância Df (Figura 1.17).
Nos gráficos da Figura 3.3 estão representadas as curvas da função M(Dl) (equação 1.48) para as microlentes MACHO-96-BLG-5 e MACHO-98-BLG-6. As massas que melhor se adaptam a cada uma das lentes, com uma confiança de 50%, são
10 3
6+− M para MACHO-96-BLG-5 e 6+−73M para MACHO-98-BLG-6 (Bennett et al. 2002a).
O evento MACHO-99-BLG-22 (OGLE-1999-BUL-32) é um dos mais demorados (1120 dias) descoberto até a data (Bennett et al. 2002b). Aos eventos MACHO-96-BLG-5 e MACHO-98-BLG-6 correspondem durações de 970 e 490 dias respectivamente (Bennett et al. 2002a).
O candidato MACHO-99-BLG-22 tanto pode estar no disco galáctico perto de nós (<1kpc) ou então no bolbo (>5kpc) (Figura 3.4). Se estiver próximo então a sua massa será de 100M . Se estiver no bolbo então poderá não ter muito mais do que 4M . Neste último caso existe uma pequena probabilidade de que a lente seja uma estrela de neutrões e não um buraco negro (Bennett et al. 2002b).
3.4.3 Surgimento de buracos negros em supernovas
SN1997D é uma supernova do tipo II e foi classificada, desde a sua descoberta em Janeiro de 1997 (de Mello et al. 1997), como sendo peculiar. É a supernova menos luminosa e menos energética descoberta até a data (Benetti et al. 2001).
Figura 3.3 - Curvas das funções M(Dl) e de verosimilhança (que nos dá a localização mais provável da lente) para os eventos MACHO-96-BLG-5 e MACHO-98-BLG-6. A curva a tracejado que aparece em baixo de cada um dos gráficos traduz a probabilidade de cada uma das lentes ser uma estrela da sequência principal (Bennett et al. 2002a).
Figura 3.4 - Curvas das funções M(Dl) e de verosimilhança (que nos dá a localização mais provável da lente) para o evento MACHO-99-BLG-22 (OGLE-1999-BUL-32). A curva a tracejado que aparece em baixo, e que apenas tem algum significado a partir dos 7kpc, traduz a probabilidade da lente ser uma estrela da sequência principal (Bennett et al. 2002b).
Turatto et al. (1998) apontam para uma estrela progenitora de 25-40M (massa antes da explosão). Nesse caso poderá ter-se formado um buraco negro. A luminosidade devida à acreção esférica de matéria por esse buraco negro deveria sobrepor-se à
luminosidade devida ao decaimento radioactivo ao fim de aproximadamente 3 anos (Zampieri et al. 1998). Decorrido esse período de tempo a luminosidade do sistema situava-se nos limites de detectabilidade do HST pelo que não foi possível observar o surgimento da radiação devida à acreção (Balberg & Shapiro 2001).
Outra supernova recente que também poderá ter originado um buraco negro é a SN1987A. No entanto, neste caso, estima-se que a luminosidade devida à acreção só possa surgir daqui a cerca de 900 anos (e.g. Benetti et al. 2001).
