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OS BURACOS NEGROS

Referências históricas

A previsão da existência de buracos negros não é uma coisa recente. Em 1783, John Michell (1724-1793) em seus estudos já teria previsto que, se uma estrela possuísse muita massa ocupando um volume muito pequeno, nem mesmo a luz seria capaz de fugir desse objeto compacto. Estudos paralelos também ocorreram na França pelo matemático Pierre-Simon (marquês de Laplace) (1749-1827), mas só os incluiu nas duas primeiras edições de seu livro O sistema do mundo.

Michel e Laplace chegaram, independentemente um do outro, a conclusões bastante parecidas. A velocidade de escape corresponde ao mínimo valor necessário de velocidade para escapar totalmente de um campo gravitacional gerado pela presença de uma massa. Por exemplo, para escapar ao puxão gravitacional da nossa Lua a velocidade é de 2,4 km/s e no caso de Júpiter, o maior e mais massivo planeta do Sistema Solar, a velocidade mínima de escape é de 61,1 km/s. Considerando um corpo com a densidade média uniforme do Sol eles concluíram que seria necessário uma estrela com o tamanho aproximado de todo o Sistema Solar para que, nem mesmo a luz, pudesse escapar de seu campo gravitacional. Como não emitiriam luz, esses objetos poderiam ser detectados em sistemas binários, isto é, duplas de estrelas nas quais uma delas pareceria girar em torno de um ponto escuro do Espaço.

A partir do século XX, os “corpos escuros” de Laplace mostraram ser uma realidade bem mais complexa. Foi o astrônomo Karl Schwarzschild (1873-1916) um dos primeiros a propor soluções teóricas para um cenário no qual a geometria euclidiana era insuficiente para explicar os comportamentos do Espaço.

Em 1928, o astrofísico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar embarcou para a Inglaterra a fim de estudar com o astrônomo inglês Eddington. Ele questionou como poderia uma estrela se sustentar contra sua própria gravidade quando acabasse seu combustível nuclear. Chandrasekhar calculou então que uma estrela com cerca de uma vez e meia a massa do Sol não seria capaz de se sustentar contra sua própria gravidade. Esta é a massa limite de Chandrasekhar. Esse valor gira em torno de aproximadamente 1,2 massas solares. Descoberta equivalente foi feita na mesma época pelo físico russo Lev Davidovich Landau.

Os buracos negros que se popularizaram tanto, entre aqueles que começavam a se interessar pela astrofísica ou pelo público em geral, foram propostos em 1939 por Julius Robert Oppenheimer (1904-1967) e sua equipe de colaboradores. Oppenheimer porém ficou bem mais conhecido pela sua participação na construção de aparatos nucleares durante a Segunda Grande Guerra. Os cálculos conhecidos hoje como limite Oppenheimer-Volkoff mostrou que um objeto compacto, resultante de uma supernova que possuía cerca de três massas solares, poderia dar origem a uma estrela de nêutrons estável, mas um objeto remanescente de uma Supernova com massa original superior a esse valor de três massas solares, poderia colapsar na forma de um buraco negro.

O nome “buraco negro” foi usado pela primeira vez pelo astrofísico John A. Wheeler, apenas em 1967.

O que são Buracos Negros?

Estrelas com massas superiores a uma vez e meia a massa do Sol se instabilizam explodindo como Supernovas. O que sobra são estrelas de nêutrons em muitos dos casos em que a massa não é muito grande. No caso de uma anã branca com massa próxima de nosso Sol, o tamanho previsto não é superior ao do nosso planeta. Imagine a densidade da matéria numa estrela desse tipo. Agora pense numa estrela de nêutrons com um diâmetro da ordem de 1/700 o diâmetro de uma anã branca. Estaremos falando de uma estrela com massa superior à do Sol, ocupando não mais que alguns quilômetros de diâmetro. Isso parecia impossível até a descoberta dos primeiros pulsares na década de 1960. Os pulsares são estrelas de nêutrons. Foi esse tipo de pesquisa que revitalizou a ideia de estrelas dotadas de massas superiores à do Sol e que podiam ocupar volumes muito pequenos, não superiores a uma dezena de quilômetros, aumentando em consequência suas densidades a ponto de se tornarem objetos que não permitiriam sequer o escape da própria luz.

Muitas pessoas imaginam que os buracos negros possam crescer a ponto de engolir a Terra algum dia. Essa ideia é reforçada pelas representações e imagens que mostram os buracos negros como grandes redemoinhos ou funis que sugam toda a matéria por onde passam. Outra noção bastante comum sobre os buracos negros é de que eles sejam verdadeiramente buracos no Espaço e que permanecem desse modo através da eternidade ou de que sejam escuros totalmente.

Estudos desenvolvidos pelo físico Stephen Hawking em 1974 mostraram que existem mecanismos pelos quais os buracos negros podem converter suas massas em energia ou partículas. Assim, há condições em que buracos negros se tornam brilhantes. Uma estrela comum que gire em torno de um desses objetos, pode ter sua matéria capturada pelo buraco negro na forma de discos de acréscimo ou acresção. Numa trajetória espiral esse material gira em torno do buraco negro e se aquece a ponto de emitir raios X. Assim, nos sistemas binários eles podem ser detectados desse modo.

Os buracos negros não são eternos

Para os buracos negros formados a partir da evolução estelar a perda de massa-energia nesse processo não chega a ser significa para curtos intervalos de tempo, mas para buracos negros primordiais a perda de energia pode fazer com que eles diminuam seus volumes até desaparecerem na forma de uma explosão bastante energética na faixa de raios X ou radiação Gama. Esse fenômeno (em teoria) faz dos buracos negros, objetos não eternos. Um buraco negro com a massa do Sol pode evaporar depois de 1062 anos e um buraco negro como o que, acredita-se estar no centro de nossa galáxia deve durar milhões de bilhões de anos.

HDE 226868 girando ao redor de um buraco negro?

Na década de 1970 surgiram as primeiras indicações claras da existência desses objetos. Uma poderosa fonte de raios X foi encontrada na constelação do Cisne. Conhecida como Cygnus X-1. Ela se apresentou como um objeto menor do que a Terra, girando em torno da estrela HDE 226868. Com a dinâmica orbital foi possível determinar para esse objeto uma massa superior ao limite Qppenheimer-Volkoff. Ele foi o primeiro “candidato” a buraco negro, seguido de um bom número de outros.

Tipos de Buracos Negros

Os Buraco Negros são considerados entidades físicas relativamente simples pelo fato de podermos descrevê-los e classificá-los conhecendo somente três características suas: massa, momentum angular (medida da sua rotação) e carga elétrica. De acordo com a massa, podemos classificar os buracos negros em dois tipos principais:

  • Buracos Negros Estelares: originados a partir da evolução de estrelas massivas e portanto com massa da ordem das massas estelares.

  • Buracos negros Supermassivos: encontrados nos centros das galáxias, com massas de milhões a um bilhão de vezes a massa solar, provavelmente formados quando o Universo era bem mais jovem a partir do colapso de gigantescas nuvens de gás ou de aglomerados com milhões de estrelas.

Alguns buracos negros conhecidos

Galáxia

Constelação

Distância (em anos-luz)

Luminosidade (veja  abaixo)

Massa (Sol = 1)

Galáxia (Via Láctea) 2.800 1.9 2.000.000
NGC 224 / M31 Andrômeda 2.300.000 5.2 30.000.000
NGC 221 / M32 Andrômeda 2.300.000 0.25 3.000.000
NGC 3115 Sextans 27.000.000 14.2 2.000.000
NGC 4258 Canes Venacti 24.000.000 1.3 40.000.000
NGC 4261 Virgo 90.000.000 33 400.000.000
NGC 4486 / M87 Virgo 50.000.000 56 3.000.000.000
NGC 4594 / M104 Virgo 30.000.000 47 1.000.000.000
NGC 3377 Leo 32.000.000 5.2 100.000.000
NGC 3379 Leo 32.000.000 13 50.000.000
NGC 4486b Virgo 50.000.000 0.82 500.000.000

 Observação: Luminosidade: Foi considerado unidades de bilhões de vezes a luminosidade solar.

As estatísticas apontam para um número de 100 milhões de buracos negros só na nossa Galáxia. O mais próximo de nós está a cerca de 15 anos luz de distância. Nada indica que o número de buracos negros em outras galáxias como a nossa seja diferente.

 
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