Astronomia

A lacuna de massa de 3 a 5 massas solares: o que as binárias de raios X indicavam e o que o GW230529 mudou

Publicado em 13/10/2026 · Última alteração em 13/10/2026

Assuntos: Estrelas

Medidas de massa em binárias de raios X da Via Láctea sugeriram, desde o fim dos anos 1990, poucos objetos compactos entre cerca de 3 e 5 massas solares, entre as estrelas de nêutrons e os buracos negros. Em 2023, o sinal GW230529 mostrou uma fusão em que um dos corpos tem de 2,5 a 4,5 massas solares: a faixa não está vazia, mas pode seguir menos povoada. Só com ondas gravitacionais, não se sabe se esse corpo é buraco negro ou estrela de nêutrons.

Uma estrela de nêutrons é o núcleo que sobra de uma estrela massiva depois do colapso, sustentado pela pressão da matéria extremamente densa. Um buraco negro estelar é o que resta quando nada segura o colapso. A massa separa os dois: acima de um certo valor, a matéria não resiste ao próprio peso. Esse valor depende da equação de estado, a relação entre pressão e densidade da matéria densa, ainda incerta; limites derivados da fusão GW170817 apontam para cerca de 2,2 a 2,3 massas solares em estrelas sem rotação rápida. A lacuna de massa é a faixa de cerca de 3 a 5 massas solares com poucos objetos compactos. A borda de baixo depende da maior massa com que uma estrela de nêutrons pode nascer; a de cima, da menor massa com que um buraco negro pode se formar.

Um corpo de 2,6 massas solares sem classificação

No GW190814 (2019), o corpo menor tem de 2,50 a 2,67 massas solares. A colaboração LIGO-Virgo o descreveu como o buraco negro mais leve ou a estrela de nêutrons mais pesada já descoberta num par de objetos compactos. Está na borda inferior da lacuna.

Até onde vai uma estrela de nêutrons

A borda de baixo da lacuna depende da maior massa que uma estrela de nêutrons pode ter, e esse número não é medido com precisão. Estudos do remanescente da fusão GW170817 limitam a massa máxima sem rotação a cerca de 2,2 a 2,3 massas solares e indicam que nenhuma estrela de nêutrons seria estável acima de cerca de 2,7. O pulsar PSR J0740+6620 tem cerca de 2,08 massas solares. São limites de modelos de equação de estado, que carregam incerteza própria.

Como sabemos: o vazio visto em binárias de raios X

A lacuna nasceu de contagens. Özel e colegas (2010) usaram as massas de 16 buracos negros em binárias de raios X e argumentaram que viés de seleção não explica a falta de objetos entre 2 e 5 massas solares. Farr e colegas (2011) analisaram 20 sistemas e obtiveram forte evidência de lacuna: o limite inferior ficou acima de 4,3 ou 4,5 massas solares, conforme o modelo, com 90% de confiança. O limite do método: segue em aberto se a seleção das binárias de raios X da Galáxia produz esse vazio.

Como sabemos: o que o GW230529 mediu e o que não mediu

O GW230529 foi analisado só com dados do LIGO de Livingston. A busca compara o sinal com um banco de formas de onda previstas (filtragem casada) e as massas saem de inferência bayesiana, por isso vêm em intervalos: de 2,5 a 4,5 e de 1,2 a 2,0 massas solares, com 90% de credibilidade. Sem evidência de efeitos de maré, a natureza de cada corpo fica sem decisão pelos dados de ondas gravitacionais; a interpretação mais provável é uma estrela de nêutrons com um buraco negro.

Como um objeto de 3 a 5 massas solares poderia se formar

É questão aberta. A colaboração considera improvável o colapso direto para o corpo maior do GW230529 e vê a queda de material sobre a proto-estrela (fallback) como cenário viável, mas raro nos modelos. Uma instabilidade que leve mais de cerca de 200 milissegundos para lançar a supernova deixaria a proto-estrela de nêutrons acumular massa. Em 2012, Fryer e colegas já mostravam que um modelo de explosão rápida reproduzia melhor a lacuna. Tudo isso são hipóteses, a testar com novas detecções.

Como sabemos

Os números vêm de artigos primários lidos nos trechos citados, mas o assunto é questão aberta e a natureza do corpo do GW230529 não está decidida.

Em debate: Se a lacuna de massa existe e quão vazia ela é

• Interpretação: Medidas dinâmicas de massa em binárias de raios X da Via Láctea sugerem escassez de objetos compactos entre cerca de 3 e 5 massas solares, e desde o fim dos anos 1990 há afirmações de uma lacuna entre a massa máxima das estrelas de nêutrons e a mínima dos buracos negros. [1] Seção 8 (Implicações astrofísicas)
  Contexto: Binárias de raios X da Via Láctea com massa medida pelo movimento orbital; o texto de origem usa "purported mass gap" (suposta lacuna). · Limitações: O próprio artigo trata a existência da lacuna como pergunta em aberto. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Interpretação: Em 2010, Özel e colegas usaram massas dinâmicas de 16 buracos negros em binárias de raios X transientes e concluíram que um viés de seleção não explica a ausência de buracos negros entre 2 e 5 massas solares. [4] Resumo
  Contexto: Amostra de binárias de raios X transientes de baixa massa da Galáxia. · Limitações: Conclusão baseada em amostra pequena e em binárias de raios X; trabalhos posteriores, citados na fonte f1, dizem que a influência de seleção segue em aberto. · Conferida na fonte (resumo), conferência automatizada
• Estimativa: Em 2011, Farr e colegas analisaram 20 sistemas e concluíram haver forte evidência de uma lacuna; com 90% de confiança, o limite inferior das massas de buracos negros ficou acima de 4,3 massas solares (15 sistemas de baixa massa) ou de 4,5 (os 20 sistemas), conforme o modelo. [5] Resumo
  Contexto: 15 binárias de raios X de baixa massa e 5 de alta massa, todas na Galáxia. M1% é o quantil de 1% de cada distribuição de massas, usado como limite inferior. · Limitações: Depende dos modelos de distribuição escolhidos e da amostra de 2011; o limite inferior é um resultado estatístico, não uma medida individual. · Estimativa estatística com 90% de confiança, sobre a amostra de binárias de raios X. · Conferida na fonte (resumo), conferência automatizada
• Incerto: Segue em aberto se efeitos de seleção ou de evolução inerentes à detecção de binárias de raios X da Galáxia produzem a lacuna observada nas massas dos objetos compactos. [1] Seção 8 (Implicações astrofísicas)
  Contexto: Avaliação da colaboração LIGO-Virgo-KAGRA em 2024. · A própria fonte descreve a questão como aberta; Özel et al. (2010) argumentam, na amostra deles, que a seleção não explica a ausência. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: O sinal GW230529 foi observado em 29 de maio de 2023 pelo LIGO de Livingston e indica uma binária compacta com massas de 2,5 a 4,5 e de 1,2 a 2,0 massas solares, em intervalos de 90% de credibilidade. [1] Resumo
  Contexto: Quarta campanha de observação (O4) da rede LIGO-Virgo-KAGRA. · Limitações: Intervalos largos porque o sinal foi captado por um único detector com sinal moderado. · Intervalos de 90% de credibilidade de uma análise bayesiana, não valores exatos. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: A massa do corpo maior do GW230529 é inferior a 5 massas solares com 99% de credibilidade. [1] Resumo
  Contexto: Corpo maior (componente primária) da binária GW230529. · Limite superior estatístico (99% de credibilidade). · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: Para o GW230529 só foram usados dados do LIGO de Livingston, a busca é feita por filtragem casada (comparação com um banco de formas de onda previstas) e as massas saem de inferência bayesiana; como não há evidência de preferência por modelos com efeitos de maré, os dados de ondas gravitacionais sozinhos não decidem se cada corpo é estrela de nêutrons ou buraco negro. [1] Resumo
  Contexto: Detecção do GW230529 na quarta campanha de observação. · Limitações: A explicação de filtragem casada entre parênteses é nossa, para o leitor. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Interpretação: A colaboração considera a interpretação mais provável do GW230529 a fusão de uma estrela de nêutrons com um buraco negro, mas diz não poder descartar duas estrelas de nêutrons. [1] Seção 9 (Conclusão)
  Contexto: A interpretação depende das estimativas atuais da massa máxima das estrelas de nêutrons. · Limitações: A classificação por massa assume que todo objeto abaixo da massa e do spin máximos de estrela de nêutrons é uma estrela de nêutrons; dá, portanto, só um limite superior para essa probabilidade. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Interpretação: Segundo a colaboração, o GW230529 é a primeira binária compacta cujo corpo maior tem alta probabilidade de estar na lacuna inferior; isso reforça que a faixa de 3 a 5 massas solares não está totalmente vazia, mas ela ainda pode ser menos povoada que as vizinhas. [1] Seção 8 (Implicações astrofísicas)
  Contexto: Superlativo atribuído pela própria colaboração, no artigo de 2024. · Limitações: "Primeira" é afirmação dos autores do GW230529; não foi verificada em levantamento independente. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: No GW190814 (2019), o corpo menor tem de 2,50 a 2,67 massas solares, e a colaboração o descreveu como o buraco negro mais leve ou a estrela de nêutrons mais pesada já descoberta num par de objetos compactos; os corpos menores dos eventos GW200210 e GW190917 também têm suporte na lacuna. [2] Resumo [1] Seção 8 (Implicações astrofísicas)
  Contexto: Intervalo de 90% de credibilidade; a natureza do corpo do GW190814 (buraco negro ou estrela de nêutrons) é incerta. · Limitações: Segundo o artigo do GW190814, o corpo provavelmente é pesado demais para ser estrela de nêutrons, mas isso depende da equação de estado; as estimativas de GW200210 e GW190917 também são compatíveis com estrela de nêutrons de alta massa (relato de f1). · Superlativo restrito a pares de objetos compactos, como diz a fonte. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: Estudos do remanescente da fusão GW170817 limitam a massa máxima de uma estrela de nêutrons sem rotação a cerca de 2,2 a 2,3 massas solares, e implicam que nenhuma estrela de nêutrons seria estável acima de cerca de 2,7. [2] Seção 6
  Contexto: Resultado de 2020 apoiado na modelagem da kilonova e do remanescente do GW170817. · Limitações: Depende da equação de estado e do destino atribuído ao remanescente; o próprio artigo diz que a incerteza das equações de estado é difícil de quantificar. Esses números são limites de modelos, não medidas. · Limite de modelos; a equação de estado da matéria densa não é conhecida. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: O pulsar PSR J0740+6620 tem massa de cerca de 2,08 massas solares e está no extremo de alta massa dos pulsares conhecidos da Galáxia. [3] Seção 1 (Introdução)
  Contexto: Medida de 2021 pelo atraso relativístico de Shapiro (68,3% de credibilidade). · Limitações: Há também estimativas de massas maiores por modelagem de sistemas "redback", sujeitas a maior incerteza; não usadas aqui. · Massa com incerteza associada (68,3% de credibilidade); só o valor central aparece no texto. · Conferida na fonte (resumo), conferência automatizada
• Hipótese: Segundo a colaboração, é improvável que o corpo maior do GW230529 tenha se formado por colapso direto, dada a massa baixa; a formação por queda de material (fallback) é cenário viável, embora modelos a considerem rara para buracos negros de 3 a 6 massas solares. [1] Seção 8 (Implicações astrofísicas)
  Contexto: Discussão de formação do corpo maior do GW230529. · Limitações: A formação de objetos nessa faixa depende de resultados de simulações de colapso estelar ainda incertos. · Cenário de formação não verificado por observação direta. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Hipótese: Se a instabilidade que lança a supernova levar mais de cerca de 200 milissegundos para crescer, a proto-estrela de nêutrons pode acumular massa antes da explosão e virar um objeto da lacuna; é uma das hipóteses citadas para o GW230529. [1] Seção 8 (Implicações astrofísicas)
  Contexto: Escala de tempo do crescimento de instabilidades no colapso do núcleo de estrelas massivas. · Limitações: Hipótese de modelos de síntese populacional; não testada diretamente. · Cenário teórico; o artigo o apresenta como possibilidade. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Interpretação: Em 2012, Fryer e colegas calcularam massas de remanescentes de supernova e concluíram que o modelo de explosão rápida (em até cerca de 250 milissegundos, ou colapso a buraco negro) é o que melhor combina com a lacuna observada entre 2 e 5 massas solares. [6] Seção 2
  Contexto: Modelos de 2012 comparados com a lacuna inferida das binárias de raios X. · Limitações: Resultado de modelos de 2012, anterior ao GW230529; a colaboração de 2024 diz que escalas de tempo mais longas permitem objetos na lacuna. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada

Fontes

1. The Astrophysical Journal Letters (versão arXiv) — Observation of Gravitational Waves from the Coalescence of a 2.5–4.5 M⊙ Compact Object and a Neutron Star
   Abac, A. G. et al. (LIGO Scientific Collaboration, Virgo Collaboration e KAGRA Collaboration) · 2024 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
2. The Astrophysical Journal Letters (versão arXiv) — GW190814: Gravitational Waves from the Coalescence of a 23 Solar Mass Black Hole with a 2.6 Solar Mass Compact Object
   LIGO Scientific Collaboration e Virgo Collaboration · 2020 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
3. The Astrophysical Journal Letters (versão arXiv) — Refined Mass and Geometric Measurements of the High-Mass PSR J0740+6620
   Fonseca, E. et al. · 2021 · Artigo científico original · lido só o resumo · consultada em 13/10/2026
4. The Astrophysical Journal (versão arXiv) — The Black Hole Mass Distribution in the Galaxy
   Özel, F.; Psaltis, D.; Narayan, R.; McClintock, J. E. · 2010 · Artigo científico original · lido só o resumo · consultada em 13/10/2026
5. The Astrophysical Journal (versão arXiv) — The Mass Distribution of Stellar-Mass Black Holes
   Farr, W. M.; Sravan, N.; Cantrell, A.; Kreidberg, L.; Bailyn, C. D.; Mandel, I.; Kalogera, V. · 2011 · Artigo científico original · lido só o resumo · consultada em 13/10/2026
6. The Astrophysical Journal (versão arXiv) — Compact Remnant Mass Function: Dependence on the Explosion Mechanism and Metallicity
   Fryer, C. L.; Belczynski, K.; Wiktorowicz, G.; Dominik, M.; Kalogera, V.; Holz, D. E. · 2012 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026

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