Buracos Negros
Buracos Negros
Uma viagem ao desconhecido
O assunto que veremos a seguir é um dos mais fascinantes fenômenos
da Natureza. Longe, muito longe de nossas vistas, se descortina um grande
mistério. Olharemos para as grandes estrelas do Universo. Veremos o que
acontece com elas ao longo de suas vidas. Porque de forma semelhante aos
seres vivos, elas nascem, evoluem e morrem. Mas será que realmente
conseguiremos olhar para elas após a sua morte? E o que seria a morte de uma
estrela?
Então vamos lá...
Comecemos pelo começo...
A Ciência, como a conhecemos, investiga os fenômenos da Natureza e
procura explicá-los de forma qualitativa e quantitativa. Explicar
qualitativamente vem da compreensão dos processos sem se preocupar com
valores sejam eles de que natureza for. Explicar quantitativamente é algo mais
completo, pois consiste em avaliar tudo que acontece, de modo que passamos
a ser capazes de dimensionar o que quer que seja, tal como a velocidade de um
astro, a sua massa, ou mesmo sua temperatura. Avaliar significa aplicar a
Matemática e todas as suas ferramentas para determinar os valores.
Até o fim do século XIX, a Matemática não dispunha de ferramentas muito
evoluídas e o que se via era que primeiro se observava os fenômenos físicos e
depois se os explicava. Dizemos que criamos um modelo matemático para o
fenômeno quando arranjamos uma explicação quantitativa para ele.
Evolução científica
• Até o fim do século XIX: a matemática
seguia a observação;
• A partir do século XX: a matemática se
antecipou à observação dos fenômenos
físicos.
• Exemplo: as singularidades.
Assim foi com Newton, Kepler, e outros tantos expoentes da Ciência
que criaram seus modelos matemáticos depois de observar os fenômenos.
Newton chegou a criar ferramentas matemáticas para usar em seus modelos,
ferramentas essas ainda hoje usadas exaustivamente, e que foram as bases da
Matemática atual. Com a evolução da Matemática no começo do século XX,
houve uma inversão entre a observação e a avaliação e começaram a aparecer
entidades matemáticas que não tinham correspondentes físicos conhecidos.
Podemos citar como exemplo o aparecimento das singularidades, que
apareceram em modelos matemáticos mas ninguém sabia o que poderia ser.
Voltaremos às singularidades quando falarmos sobre Einstein.
E se vamos olhar para as estrelas, precisamos saber onde elas estão,
como se movem, quanta massa possuem e de que são feitas. Então, como é
que medimos a distância entre nós e uma estrela distante? Medimos em
metros? Quilômetros? Jamais. As distâncias no meio interestelar são imensas
e tem que ser medidas com unidades muito grandes, se quisermos obter
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valores razoáveis. Fora do Sistema Solar, usamos o ano-luz como unidade de
medida. 1 ano-luz é a distância que a luz percorre em 1 ano.
Medindo distâncias
• Fora do sistema solar: em anos-luz.
• 1 ano-luz é a distância que a luz percorre
em 1 ano.
• A estrela mais próxima de nós é a Alfa da
constelação do Centauro, que está a 4
anos-luz.
• O centro da Via Láctea está a 27.700
anos-luz.
Sabemos que a luz percorre 300.000 quilômetros em 1 segundo.
Imagine quantos quilômetros ela percorrerá em um ano. Pois essa distância é 1
ano-luz. Para dar uma idéia, o tempo que a luz leva para chegar do Sol à Terra
é 8 minutos. Isto significa que a Terra está a 8 minutos-luz do Sol. O centro da
Via Láctea, por exemplo, fica a 27700 anos-luz daqui. Se pudéssemos viajar
na velocidade da luz, levaríamos 27700 anos para chegar lá, ou seja, mais de
27 milênios. Além disso, o que encontraríamos lá seria uma realidade
diferente daquela que estamos vendo, pois o que estamos vendo é luz emitida
há 27700 anos atrás. Por incrível que pareça, olhar para uma estrela distante é
o mesmo que olhar para o seu passado.
E como se percebe se uma estrela está em movimento? Como medir a
velocidade de algo tão distante?
Mede-se através do efeito Doppler. E o que é o efeito Doppler?
Imaginemos a seguinte situação: estamos parados junto a uma ferrovia. Um
trem se aproxima ao longe e vai passar por nós. Quando ele se aproxima, o
som que ouvimos é mais agudo, e depois que ele passa, o som que ouvimos é
mais grave. Só que este fenômeno ocorre com qulaquer tipo de onda. No caso
do som, a onda é uma vibração do ar, portanto, mecânica. E o trem, a fonte
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sonora. O som que o trem emite é sempre o mesmo. Esta variação de timbre
só é perceptível pela pessoa que está parada junto à ferrovia. Mas a luz
também é uma onda, só que eletromagnética. No caso da luz, quando a fonte
luminosa se aproxima, percebemos um tom mais azulado, e quando ela se
afasta, um tom mais avermelhado.
Medindo velocidades
• Usa-se o quilômetro por segundo.
• Exemplo: para se escapar da atração
gravitacional da Terra, é necessário estar
animado com uma velocidade de 11km/s.
• Como se mede: através do efeito doppler:
desvio para o vermelho ou para o azul.
Através da medição do tanto que a luz ficou azulada ou avermelhada,
obtemos a velocidade, pois ela é proporcional ao desvio para o azul (blue
shift) ou para o vermelho (red shift). Essa é a única maneira de medir
velocidades a uma distância tão grande. A velocidade dos corpos celestes é
medida em quilômetros por segundo (km/s) e não em quilômetros por hora e
nem em metros por segundo. Por exemplo, a Terra, se desloca em torno do Sol
a cerca de 30 km/s, as sondas espaciais se deslocam com velocidades da
ordem de 40 km/s, e a velocidade de escape da Terra é de 11 km/s.
Resumindo, as distâncias fora do Sistema Solar são medidas em anosluz, as velocidades em quilômetros por segundo e o método usado para medir
a velocidade de estrelas distantes é o efeito Doppler.
Mas devido a tão grandes distâncias, as melhores observações são feitas
fora da atmosfera da Terra. Foram construídos três telescópios espaciais, que
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permanecem em órbita e cada um deles tem um objetivo principal (veja figura
abaixo):
As ferramentas: os telescópios
espaciais
• Chandra X-Ray observatory: Raios X e
Raios Gama
• Hubble Space Telescope: Luz visível
• Spitzer Space Telescope: Infravermelho
O Chandra é dedicado a observações na faixa de raios X e raios Gama;
o Hubble é mais adequado para observações na faixa da luz visível, e o
Spitzer, na região do infravermelho.
Mas buracos negros estão associados a estrelas, essas mesmas que nós
vemos no céu e tanto romantismo inspiraram a muitos poetas. O que eles
jamais imaginariam é que tanta beleza poderia estar associada a fenômenos
naturais extremamente violentos capazes até de modificar a própria estrutura
da matéria.
Vamos então examinar como as estrelas evoluem, desde que nascem e
até a sua morte. Estrelas são corpos celestes de vida muito longa. Duram
bilhões de anos, em geral. E como é que elas nascem? Tudo começa com uma
nuvem de gás no espaço, em lugares onde os átomos de hidrogênio poderiam
ser contados, se pudéssemos vê-los. São tão distantes um do outro que o vácuo
nessas imensidões é melhor que o melhor vácuo produzido em laboratório na
Terra. Esses átomos em dado momento, graças à passagem de algum corpo
maior que os empurra uns contra os outros, inicia uma lenta aproximação
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entre eles. Essa aproximação se deve à gravidade, a força que, segundo
Newton, faz com que matéria atraia matéria. Um agrupamento de átomos vai
atraindo outros até que se forma uma esfera gasosa com uma quantidade
imensa de átomos e uma força gravitacional gigantesca. A pressão no núcleo
aumenta gradualmente a temperatura e em conseqüência inicia-se uma reação
termonuclear que transforma cada 4 átomos de hidrogênio em um átomo de
hélio. E libera uma grande quantidade de energia. Parte dessa energia empurra
para fora a massa de hidrogênio que comprime o núcleo com o seu peso. Esse
fenômeno perdura durante milhões de anos enquanto existir hidrogênio para
ser consumido.
Evolução estelar
• Acumulação de gases e poeira:
protoestrela
• Ignição termonuclear do hidrogênio;
• Explosão e emissão de matéria.
• Colapso gravitacional: formação de
matéria degenerada; equilíbrio entre a
gravidade e a pressão degenerada de
eletrons.
Quando ele acaba, desaparece a energia que compensava a gravidade.
Lembremos que o hidrogênio foi transformado em hélio, que é quatro vezes
mais pesado e que continua lá fazendo peso sobre o núcleo da estrela. Em
seguida, por não haver oposição, a gravidade comprime o núcleo que explode
e lança ao espaço grande quantidade de matéria. E assim começa um violento
colapso gravitacional que acaba por destruir a estrela. Dependendo do seu
tamanho inicial, há três possibilidades para o seu fim.
Se a estrela é pequena, após a explosão, o que resta de matéria
comprime o núcleo com um esforço tão grande que destrói a estrutura atômica
dele, empurrando os elétrons para órbitas inferiores e transformando o núcleo
da estrela numa espécie de sopa de elétrons na qual os núcleos dos átomos
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flutuariam. Esses elétrons seriam os responsáveis pelo equilíbrio da força de
gravidade.
Matéria degenerada
• Estrutura atômica destruída pela
gravidade.
• Redução dos espaços interatômicos.
• Quanto maior a massa, menor é o volume.
• Governada pela Mecânica Quântica.
• Aumento brutal da densidade da matéria.
A esse tipo de consistência da matéria chamamos de matéria
degenerada, pois a sua nova estrutura é anormal, a enorme pressão
gravitacional é suportada pela pressão dos elétrons da “sopa” e se chama
pressão degenerada de elétrons. O comportamento desse material é
completamente diferente do que conhecemos. Em primeiro lugar, devido à
redução dos espaços interatômicos, esse material ocupa menos espaço do que
a matéria original antes do colapso gravitacional. E quanto mais massa, mais
compressão e menos volume. E também devido à redução dos espaços
interatômicos, a densidade aumenta para cerca de 400 toneladas por
centímetro cúbico. A água, por exemplo, tem a densidade de 1 grama por
centímetro cúbico. As leis da Física comum não se aplicam a essa estrutura.
Só as leis da Mecânica Quântica.
Quando a estrela é pequena, ao terminar de consumir o hidrogênio,
antes de explodir, a estrela se expande e se torna uma gigante vermelha. Na
explosão, ejeta grande quantidade de matéria e a estrela se transforma numa
nébula planetária. As nébulas planetárias têm esse nome porque no passado os
astrônomos as confundiam com planetas. Para ela ser considerada pequena, o
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núcleo que resta deverá ter no máximo 1,4 vezes a massa do nosso Sol. O
colapso acaba por aí e os elétrons passam a suportar a pressão gravitacional. O
corpo celeste que permanece dentro da nébula planetária se chama estrela
“Anã branca”.
Características das anãs brancas
• Núcleo formado por núcleos atômicos
embebidos numa “sopa” de eletrons
• Degeneração eletrônica: eletrons girando
em órbitas baixas mantêm a estrutura
atômica compactada.
• Densidade de 400 toneladas/cm cúbico
O termo anã por causa do tamanho reduzido, e o branca porque logo após o
colapso ela se torna um corpo de intenso brilho. A tendência das anãs brancas
é esfriarem e deixarem de ser brancas. Vão passando a ter cores mais escuras
até enegrecerem por completo.
Exemplo de anã branca: a estrela Sirius B: durante muito tempo pensava-se
que a estrela Sirius, a mais brilhante do firmamento, fosse uma estrela única.
Com o passar do tempo, a evolução tecnológica permitiu visualizar um
movimento oscilatório de Sirius. Mas só em 1862 percebeu-se que havia uma
estrela companheira. Assim, a estrela principal ficou chamada Sirius A e a
companheira, Sirius B. Só que havia mais alguns detalhes: Sirius B era
brilhante, tinha a massa do Sol e o tamanho da Terra. Tão grande compressão
só seria possível se ela for uma Anã Branca.
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Sirius-B
Descoberta em 1862;
Tem 1MS e 90% do
volume da Terra.
Sua gravidade na
superfície é 400.000 vezes
maior que a da Terra.
E se a estrela, após sua formação, tiver um tamanho intermediário? A
quantidade de matéria que pressiona o núcleo da estrela será bem maior.
Quando acaba o combustível, que no caso é o hidrogênio, a estrela se expande
até se transformar numa Gigante vermelha, começa a pulsar e explode. Esta
explosão se chama explosão de Supernova, e espalha pelas vizinhanças grande
quantidade de matéria constituída de diversos elementos químicos forjados
num verdadeiro inferno. Esses elementos espalhados vão mais tarde fazer
parte de diversos corpos celestes, como planetas, por exemplo. A explosão de
Supernova é um dos maiores cataclismas do Universo, e produz uma
luminosidade que chega mesmo a eclipsar a de uma galáxia. Ao término da
explosão, permanece no centro da nuvem um núcleo denso que é o resultado
do colapso gravitacional. A degeneração desse núcleo é inevitável. Porém,
após essa explosão, os elétrons da matéria degenerada não conseguem
suportar a pressão gravitacional.
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Estágios finais das estrelas
Tamanho
inicial da
estrela
Ao final do
combustível,
a estrela se
torna:
Durante o
colapso, a
estrela
O que
sobra (em
massas
solares)
Final
Pequena
Gigante
vermelha
Nébula
planetária
Até 1,4
Anã branca
Média
Supergigante
vermelha
Supernova
Até 3
Estrela
neutrônica
Grande
Supergigante Possivelmenvermelha
te uma
supernova
Mais de 3
Buraco
negro
forma:
Um novo tipo de colapso ocorre e desta vez os elétrons são empurrados para
dentro dos núcleos atômicos. Eles se combinam com os prótons, formando
novos nêutrons, liberam energia no processo e o núcleo estelar se transforma
numa gigantesca bola líquida de nêutrons. Os espaços interatômicos são
praticamente eliminados, de modo que os nêutrons se encostam uns nos outros
e a densidade desse novo tipo de matéria degenerada salta para a faixa de 1
bilhão de toneladas por centímetro cúbico. Esses corpos celestes são
chamados de estrelas neutrônicas. O colapso gravitacional que forma a estrela
neutrônica destrói o núcleo estelar de forma assimétrica, isto é, em pontos não
necessariamente opostos e com uma seqüência de cataclismas imprevisível. A
ejeção de matéria devido a essa compressão final provoca um impulso no
núcleo estelar que o lança para fora da nébula planetária que se forma. Por
isso muitas estrelas neutrônicas são encontradas fora de sua nébula.
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Características das estrelas
neutrônicas:
• Degeneração eletrônica rompida pela
gravidade. A degeneração é assimétrica.
• Novo ponto de equilíbrio: degeneração
neutrônica: eletrons forçados a penetrar o
núcleo combinando-se com os protons.
• Densidade de 1 bilhão de toneladas/cm
cúbico
As estrelas neutrônicas que se conhece são as pulsares. Pulsares são
corpos celestes que emitem ondas de rádio com incrível regularidade, como se
fossem faróis de navegação espaciais. A história das pulsares é bastante
interessante. Quando se descobriram essas fontes de ondas de rádio, chegou-se
a pensar que se tratava de sinais de comunicação provenientes de civilizações
extraterrestres. Mas ao analisar esses sinais, constatou-se que não havia
nenhuma informação embutida neles. Investigando mais a fundo o que seriam
então os sinais, descobriu-se que provinham de corpos celestes relativamente
pequenos, com cerca de 30km de diâmetro, gravidade gigantesca, imenso
campo magnético e giravam rapidamente. Ora, onde há campo magnético em
movimento, o que aparece? Ondas eletromagnéticas. Essas ondas interceptam
a Terra com a regularidade da rotação do corpo celeste.
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Estrelas neutrônicas
A figura acima dá uma idéia do que seria uma pulsar. O facho de radiação
emitida percorre um cone que pode ou não interceptar a Terra. As estrelas
neutrônicas que estiverem frias e com o campo magnético fraco são quase
invisíveis, porque são corpos pequenos e estão muito distantes de nós.
Estrelas neutrônicas: pulsares
Pulsar na constelação do
Caranguejo:
Espectro de Raios-X,
fotografado pelo
Telescópio Espacial
“Chandra”.
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Bem, e agora chegamos à última possibilidade. E se a estrela, após a
explosão de Supernova, tiver mais de 3 massas solares? Nesse caso, não existe
nada que consiga suportar a imensa pressão gravitacional. Os nêutrons são
“espremidos” com tal violência que deixam de ter forma. Não existe mais
lugar para essa matéria, mas ela está lá! Não teria para onde ir. Como entender
isso? Difícil, mas nessas condições, cria-se no local uma singularidade, que é
um lugar onde existe uma grande quantidade de massa num volume
praticamente zero. A densidade, nesse caso, é infinita. Imagine, por exemplo,
3 massas solares na cabeça de um alfinete... Esse objeto estranho é que dá
origem ao buraco negro.
História
• Há 200 anos John Michell e Pierre Lapace
imaginaram as estrelas negras
• Em 1916, Karl Schwarzchild criou a
singularidade a partir de equações de
Einstein
• Em 1960, o físico John Wheeler inventou
o termo “black hole”.
A primeira pessoa a imaginar a possibilidade de algo assim foi o
astrônomo inglês John Michell, seguido pelo grande Pierre Laplace. Eles
imaginaram que poderia, no limite do possível, existirem o que chamaram de
estrelas negras, que seriam corpos celestes tão densos que nem a luz poderia
escapar deles. Mas nessa época, só se conhecia as Leis de Newton e a
Gravitação Universal. Dizer que a gravidade atraía a luz era difícil de aceitar.
O termo buraco negro só foi criado em 1960 pelo físico John Wheeler.
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Características do buraco negro
• Supõe-se que a matéria deixe de ter
forma.
• Corpos com 3MS ou mais comprimidos no
espaço menor que 1 átomo
• Densidade infinita na prática
Mas e o que disseram os grandes gênios da Ciência? As teorias de Newton,
aceitas como corretas até o início do século XX, não podiam explicar o
comportamento de corpos que se deslocassem com velocidades próximas à
velocidade da luz.
O que disse Newton
• Leis de Newton
• Lei da Gravitação
universal
• Funcionam para
velocidades muito
menores do que a da
luz e na maioria das
aplicações práticas.
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Considerando a época em que ele enunciou suas famosas leis, até que fez
muito. A evolução da Física, porém, necessitava de reformas. E essas
reformas vieram com a teoria da Relatividade de Einstein. E o que afirmava
Einstein?
O que disse Einstein
• A velocidade da luz é constante
em qualquer referencial e é a
maior que existe
• Teoria da Relatividade
• Conceito de espaço-tempo.
• A matéria deforma o espaçotempo.
• Energia e matéria são
equivalentes: E=mc²
Primeiro, a velocidade da luz é constante em qualquer referencial, e vale
300.000 quilômetros por segundo. Além disso, nada pode se deslocar mais
rápido que ela. Segundo, que a matéria deforma o espaço-tempo, criando
caminhos preferenciais que conduzam algum corpo nas vizinhanças até o
corpo dono dessa massa.
E onde está a principal diferença entre o que disse Newton e o que disse
Einstein? É que Newton atribuía a aproximação dos corpos a uma força de
gravidade capaz de atraí-los. Já Einstein dizia que os corpos, ao deformar o
espaço-tempo, criam caminhos que facilitam o encontro entre esses corpos.
Mas sem forças de atração gravitacional.
Na figura abaixo vemos uma ilustração. Imaginemos o espaço-tempo
como uma imensa tela esticada. Se colocarmos o nosso planeta sobre essa tela,
ele a deforma criando uma depressão. Se agora colocarmos a Lua animada
com sua velocidade de deslocamento no espaço, ela percorre um caminho
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circular mas não cai no poço onde está a Terra. Já um asteróide que vem de
longe, na trajetória mostrada, penetra no poço e se dirige para a Terra, não
porque a Terra o atraiu, mas porque esse é o único caminho possível.
Deformação do espaço
E o que é que isso tem a ver com buracos negros? Bem, aí é que está... Se no
lugar da Terra, colocarmos um núcleo estelar colapsado com mais de 3 massas
solares, ele vai ocupar o espaço de um ponto mas a tela vai ter uma
deformação gigantesca, a profundidade do poço é imensa, é como se fosse
feito um furo na tela. Daí o termo buraco e é negro porque nada escapa dele.
Mas será que Einstein tinha razão?
Em 1919, uma expedição científica foi organizada para testar a validade
das afirmações de Einstein. Um eclipse total do Sol, visível no Brasil, na
cidade de Crato, Ceará, e na costa de Gana, África, permitiria verificá-las. O
teste era o seguinte: Seria observado se era possível enxergar uma estrela atrás
do Sol. O momento do eclipse seria perfeito porque a lua, eclipsando o Sol,
permitiria que se apontasse telescópios na direção do Sol para observar um
corpo com brilho muito menor que o do Sol. Se a luz dessa estrela se
propagasse em linha reta, jamais poderíamos vê-la. Mas para a surpresa geral,
ela apareceu ao lado do Sol. Ora, se ela estava atrás do Sol, como é que
apareceu ao seu lado?
Simples. Nós a vemos ao lado do Sol porque sua luz percorreu um caminho
que foi “entortado”. O lugar onde a vemos não é real. É uma posição aparente.
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Nós estamos vendo o raio de luz “de volta” para a estrela. E como não
sabemos que ele foi entortado, imaginamos uma linha reta entre nossos olhos
e a estrela.
Deformação do espaço
O eclipse de 1919 – Sobral, CE
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Einstein projetou-se no mundo científico depois da confirmação de suas teses.
Então as massas realmente deformavam o espaço-tempo. Então os buracos
negros poderiam existir.
Mas era preciso mais que suposições.
Evolução da Física
• Singularidades: lugares onde a densidade
de matéria é extremamente alta;
• Horizonte de eventos: o ponto sem
retorno. Escape é possível apenas na
velocidade da luz.
Em 1916, Karl Schwarzchild já criara o conceito de singularidade. Em
1919, Einstein mostrou que as massas deformavam o espaço-tempo e portanto
massas muito grandes poderiam criar um buraco no espaço-tempo. Faltava
criar uma estrutura para o buraco negro.
O próprio Schwarzchild fechou o raciocínio criando, para concluir esse
modelo bem simples, uma superfície esférica em torno da singularidade com
uma propriedade meio sinistra como tudo que se refere aos buracos negros:
essa esfera é a região onde a velocidade de escape é igual à velocidade da luz.
Para dentro dessa esfera, a velocidade de escape é maior do que a da luz e para
fora, ela é menor. O raio dessa esfera é conhecido como raio de Schwarzchild.
Ora, como não existe velocidade maior do que a da luz, qualquer coisa que
penetre nessa esfera não pode sair dela. Logo um ponto qualquer da esfera
cujo raio é o raio de Schwarzchild é um ponto sem retorno. Essa superfície
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tem o significativo nome de horizonte de eventos. E o buraco negro tem,
portanto, apenas dois elementos: uma singularidade e um horizonte de
eventos.
Estrutura do buraco negro
Karl Swarzchild
O horizonte de eventos é análogo à superfície de um corpo celeste, no
sentido de que é o ponto mais próximo do corpo ao qual se pode chegar.
Embora uma vez chegando, não se possa mais sair. Ele determina uma espécie
de limite fatal que corresponde a um volume no espaço de onde nada escapa.
Falar a respeito do tamanho de um buraco negro é se referir à sua massa ou ao
seu horizonte de eventos. Uma coisa depende da outra: quanto maior a massa,
maior o horizonte de eventos. Tudo depende, portanto, da existência da
singularidade.
Horizontes de eventos só têm sentido se eles envolverem a
singularidade. E isso só ocorre se a matéria for degenerada. Em corpos
celestes constituídos de matéria normal, o horizonte de eventos tem raio muito
pequeno, são próximos do centro, não têm importância.
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Raio de Swarzchild
•
•
•
•
•
Sol: 3km
Júpiter: 3m
Terra: 1cm
Buraco negro de 10MS: 60km
Conclusão: os horizontes de eventos de
corpos cuja matéria tem estrutura normal
estão abaixo da superfície. Não têm
importância.
Agora sabemos que buracos negros são singularidades que ficam
escondidas dentro de seus horizontes de eventos. Nada se vê dentro dessa
esfera. Podemos até pensar que o buraco negro é a esfera, mas na verdade ela
só serve para camuflar a presença da singularidade, e ela, sim, é o buraco
porque é ela que deforma o espaço-tempo. Mas será que essas coisas existem
mesmo?
Tipos de buracos negros quanto ao
tamanho
• Isolados ou em binários (3 a 20 MS)
• Intermediários (100 a 100.000 MS):
núcleos de pequenas galáxias
• Supermassivos (milhões a bilhões de MS):
núcleos de grandes galáxias
• Obs: 1MS = 1 massa solar
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Se tentarmos olhar para um buraco negro isolado na escuridão do céu,
não o poderemos ver. Logo, a observação direta é impossível. Porém, a
imensa quantidade de matéria concentrada em sua singularidade afeta o
comportamento de outros corpos celestes nas suas vizinhanças.
Os indícios de existência
• Observação direta
impossível
• Procura-se os
fenômenos
característicos que os
denunciam.
Se não os podemos observar, então devem haver indícios da sua existência. E
quais são eles?
Fenômenos associados
• Emanação de jatos de
partículas e de raios X
• Desvio para o vermelho
(redshift) e desvio para
o azul (blueshift).
• Absorção de matéria de
estrelas próximas
• Influência gravitacional
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Os quatro fenômenos associados são listados na figura acima. É claro
que um buraco negro isolado, vagando pelo espaço não fornece nenhuma pista
da sua presença. Mas se ele estiver próximo a outra estrela formando um
sistema binário, por exemplo, podemos ter as quatro possibilidades. A matéria
gasosa de uma estrela próxima é atraída, se aproxima em forma de espiral,
criando um disco e se destrói no horizonte de eventos. Essa destruição
provoca fachos de partículas lançadas em alta velocidade para fora do
horizonte de eventos em duas direções opostas diametralmente. Esses fachos
são observáveis na faixa de raios X. Como a luz emitida pelos fachos
corresponde a matéria lançada em direções opostas, a luz do facho que se
afasta de nós sofre um desvio para o vermelho, e a do que se aproxima sofre
um desvio para o azul. E olhando da Terra, vemos um corpo celeste que
possui os dois desvios!!! Justamente devido à ejeção de matéria nas duas
direções.
Exemplos de buracos negros
• Cygnus X-1: poderosa fonte de raios X
• A estrela principal se porta como se
tivesse 35MS mas só tem 25MS.
• A estrela em si não pode ser fonte de
raios X.
• Deve ser um binário estrela-buraco negro
Alguns corpos celestes são grandes candidatos a serem buracos negros,
devido ao comportamento estranho que apresentam. Um destes é o sistema
Cygnus X-1. Cygnus porque na constelação do Cisne, X porque é visível na
faixa de raios X e 1 porque é o primeiro. Aparentemente existe uma só estrela
azul brilhante nesse local. E parece que ela emite grande quantidade de raio X.
Só que esse tipo de estrela não poderia fazê-lo. Por outro lado, o sistema se
porta como se tivesse 35MS mas a estrela só tem 25MS. Então existe uma
companheira invisível que possui 10MS e emite raios X. Aí está um indício.
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No núcleo da galáxia NGC4261 existe um objeto de grande massa que
ejeta fachos de partículas em alta velocidade em duas direções opostas.
Através do Telescópio Espacial Hubble, foi feita uma foto dessa região e foi
obtida a imagem abaixo.
Núcleo da galáxia NGC4261
Distância:45.000.000 anos-luz
Velocidade dos jatos: 98% da velocidade da luz
Percebe-se que existe um disco de matéria girando em volta de um
centro de alta densidade. Aí está outro indício.
Finalmente, o último exemplo é justamente no centro da nossa galáxia.
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O centro da Via Láctea
Sim, é isso mesmo. No centro da Via Láctea existe um objeto supermassivo.
Conhecido como SGR A*, é um dos objetos mais estudados na atualidade.
Fica na constelação de Sagitário (SGR). A letra A porque é o principal objeto,
e o asterisco porque é um ponto que emite ondas de rádio.
Sagitarius SGR A*
Local: centro da Via Láctea
Tamanho do buraco negro: 3.000.000 MS
Extensão dos jatos: dezenas de anos-luz.
Velocidade dos jatos: 26% da velocidade da luz
Detectadas nuvens de formação de estrelas nas
vizinhanças.
Gigantesca emanação de raios X sob a forma de
fulgurações.
As principais características de SGR A* estão listadas na figura acima.
Nesse local foram detectados jatos de partículas nas duas direções e
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emanações de raios X. Hoje se supõe que todos os centros de galáxias sejam
lares de buracos negros gigantescos.
Buracos negros são, em resumo, o estágio final da matéria tal como nós
a conhecemos. O horizonte de eventos determina um limite além do qual
podemos dizer, sem receio, que aquilo que o ultrapassar, deixará de fazer parte
do nosso Universo.
Referências:
1. William Kaufmann III, Black Holes and Warped Spacetime
2.http://www-astronomy.mps.ohiostate.edu/~depoy/courses/AST172_LECTURE_NOTES/Unit3/extreme.htm;
3. Wikipedia, the free encyclopedia – termo: gravity;
4. http://www.unmuseum.org/einstein2.htm “Time Out”;
5. http://www.astrophysicsspectator.com/ “The Astrophysics Spectator”;
6. http://axxon.com.ar/zap/c-zapcgsagit.htm “Los turbulentos paisages
centrales”
7. http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_black_holes.html “Black
holes”;
8. http://www.answers.com – vários itens;
9.http://amazingspace.stsci.edu/resources/explorations/blackholes/teacher/sciencebackground.
html “No escape: the truth about black holes”;
10.
http://hubblesite.org/newscenter/newdesk/archive/releases/1994/23/...
“Hubble confirms existence of massive black hole at heart of active galaxy”;
11. http://www.geocities.com/tonylance/dwarf.html “White dwarfs, neutron
stars and black holes”;
12. http://www.astro.umd.edu/~miller/nstar.html “Introduction to neutron
stars”
Este documento é o resumo da palestra proferida em 29 de outubro de
2005 na Estação Cultura, em Campinas, SP, e fez parte do evento “XV
Convenção de Ficção Científica.
Ivo Augusto Corrêa Capella
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