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UM PUCO DE HISTÓRIA DOS BURACOS NEGROS

A possibilidade da existência de um corpo celeste com uma massa tão grande que nem mesmo a luz pudesse escapar de sua superfície foi descrita pela primeira vez pelo clérigo e geólogo inglês John Michell no ano de 1783, em um artigo enviado para a Royal Society de Londres. Seu trabalho certamente baseava-se apenas na física Newtoniana.

Em 1796 o matemático e físico francês Pierre-Simon Laplace desenvolveu a mesma idéia. Ele a apresentou na primeira e segunda edição de seu livro "Exposition du Systeme du Monde". No entanto, a partir da terceira edição essas idéias foram retiradas do texto.

A partir de Laplace essas idéias foram praticamente abandonadas ao longo de todo o século XIX. Lembre-se que nessa época os físicos acreditavam que a luz era uma onda, sem massa e portanto não sentia a influencia do campo gravitacional.

Somente com o advento da Teoria da Gravitação de Einstein, proposta por ele em 1915, é que os astrônomos passaram a considerar seriamente a possibilidade de existirem buracos negros. Foi Einstein quem mostrou que o campo gravitacional pode influenciar a trajetória de um raio luminoso. Meses após Einstein apresentar sua teoria da gravitação o físico alemão Karl Schwarzschild obteve a primeira solução exata dessas equações de campo. Ele mostrou que para uma distribuição de massa puntiforme a solução obtida se apresentava bastante peculiar quando, em unidades geométricas, r = 2m. A essa região característica damos o nome de "raio de Schwarzschild". Esse resultado não foi bem entendido na época e o próprio Scwarzschild achava que ele poderia não ter uma explicação física.

Em 1939 dois físicos norte-americanos, Robert Oppenheimer e H. Snyder, publicaram um trabalho onde mostravam que um objeto esférico com grande massa poderia sofrer um colapso gravitacional impossível de ser detido. Isso levaria à formação de uma singularidade no espaço-tempo. Tais objetos foram durante algum tempo chamados de "estrelas congeladas" uma vez que eles mostraram nesse trabalho que um observador situado a grande distância da "estrela" veria seu colapso gravitacional ir diminuindo de velocidade rapidamente até que ele praticamente "parasse" ao atingir o chamado "raio de Schwarzschild", quando então o objeto apresentaria um espectro cujas linhas estariam infinitamente deslocadas para a região vermelha.

Muitos cientistas acreditavam que esses resultados não tinham validade física e eram devidos apenas à alta simetria do problema abordado. Para eles os objetos realmente existentes no Universo, que não possuem simetria esférica, colapsariam sem formar "estrelas congeladas". O estudo desses objetos permaneceu sem interesse até o final dos anos da década de 1960.

Durante muito tempo esses possíveis objetos colapsantes receberam o nome genérico de "estrelas congeladas" e de "estrelas escuras". Mais tarde, em 1969, o físico norte-americano John Wheeler criou o termo "buraco negro". A partir dessa época, os objetos descritos por John Michell e Pierre Laplace, totalmente baseados na física Newtoniana, passaram a ser chamados de "estrelas escuras" para diferenciá-los dos buracos negros, objetos inteiramente baseados na física relativista.

Com a descoberta dos pulsares e sua consequente identificação como estrelas de nêutrons aumentou o interesse pelos buracos negros. Os astrofísicos notaram que novos objetos poderiam ser criados pelo colapso gravitacional de estrelas de grande massa. Mostrou-se que havia um limite superior de massa para a formação das estrelas de nêutrons. Os objetos que ultrapassavam esse limite não podiam deter o colapso gravitacional e inevitavelmente se transformavam em buracos negros.


O horizonte de eventos

O que acontece quando o "raio de Schwarzschild" é alcançado? Nesse caso a curvatura do espaço-tempo é tão grande que nem mesmo a luz consegue escapar da superfície do objeto que está colapsando. Se a luz não escapa do objeto um observador situado distante desse "raio" não conseguirá mais enxergar o objeto. Ele se transformou em um buraco negro. Este corpo celeste está agora envolto por um contorno, uma "membrana" do espaço-tempo que impede que tenhamos qualquer informação sobre o que está ocorrendo no interior dela. A esse contorno damos o nome de horizonte de eventos.

As propriedades de um buraco negro

Dissemos que não podemos ver o que ocorre além de um horizonte de eventos ou seja, não podemos enxergar o interior de um buraco negro. Por esse motivo ficamos com um número bastante limitado de propriedades físicas que podemos associar a ele.

Essa característica de um buraco negro faz com que não tenha sentido perguntar de que é feito um buraco negro. Ele pode ser feito de qualquer coisa.

Existem, entretanto, algumas propriedades que podem ser mensuráveis ou que, por princípios de conservação, permanecem associadas a um buraco negro.

Podemos medir a massa de um buraco negro porque a massa gera campo gravitacional. Na verdade, para o estudo de um buraco negro a massa é a propriedade importante e não o que o compõe.

O campo gravitacional gerado por um buraco negro não é diferente daquele gerado por qualquer outro corpo que tem a mesma massa. Por exemplo, embora saibamos que isso nunca vai acontecer, se o Sol se contraisse e se transformasse em um buraco negro com a mesma massa que ele tem agora, a Terra continuaria a percorrer sua órbita exatamente como ela o faz agora, sem sentir qualquer diferença ou alteração em seu curso.

Ao contrário do que é dito, os buracos negros não têm qualquer propriedade especial que dê a eles um campo gravitacional extremamente forte.

Existem duas outras propriedades dos buracos negros que podem ser sentidas além do raio de Schwarzschild. São elas a carga elétrica e o momento angular.

Um buraco negro pode se tornar elétricamente carregado se algum excesso de um dos dois tipos de carga conhecidas (positiva ou negativa) cair no seu interior.

O momento angular é uma propriedade muito mais importante para a descrição dos buracos negros. Quase sempre a matéria tem algum momento angular e, se ela se torna um buraco negro, esse momeno angular é mantido. Isso dará origem a um buraco negro em rotação que também é chamado de buraco negro de Kerr.

Um buraco negro em rotação não terá a forma esférica. A distância do seu centro ao horizonte de eventos é menor ao longo do eixo de rotação do que ao longo da direção perpendicular a ele.



A imagem acima foi gerada por computadores e é uma concepção artística de um buraco negro em rotação. O horizonte de eventos é a esfera negra no centro do desenho. O disco de gás que circunda o buraco negro é representado pelos anéis brancos e azuis. Esse gás gira em torno do buraco negro em velocidades diferentes. O material mais próximo ao buraco negro está a uma velocidade próxima à velocidade da luz.


A radiação de Hawking

Em 1974 o físico inglês Stephen Hawking fez a previsão de que os buracos negros podiam irradiar.

Essa descoberta de Hawking já havia sido antecipada pelo físico Jacob Bekenstein quando estudava a relação entre a gravidade e a termodinâmica. No entanto, foi Hawking quem mostrou que, surpreendentemente, um buraco negro emite radiação de corpo negro.

Na verdade, podemos usar a lei de Wien, que como já vimos, relaciona a temperatura de um corpo com o comprimento de onda no qual ele irradia mais fortemente, para estimar a temperatura de um buraco negro. Hawking calculou que o comprimento de onda de emissão máxima é aproximadamente 16 vezes o raio de Schwarzschild, Rs, do buraco negro. Esse resultado também foi encontrado por Bekenstein.

A lei de Wien estabelece que a temperatura de um objeto é inversamente proporcional ao comprimento de onda da radiação que ele emite. Desse modo a temperatura de um buraco negro é igual a uma constante dividida por Rs.

Para um buraco negro com massa solar isso equivale a cerca de 6 x 10-8 Kelvin. Isso é uma temperatura muito baixa, muito frio, mas de modo algum é o zero absoluto. Consequentemente, um buraco negro, como qualquer outro corpo cuja temperatura não é o zero absoluto, emite energia na forma de ondas eletromagnéticas. Essa energia agora é conhecida como radiação de Hawking.

Entretanto, para buracos negros com massa estelar a quantidade de radiação de Hawking emitida é demasiadamente pequena para ser detectada pelos instrumentos hoje disponíveis. Não obstante, a existência de tal radiação significa que os buracos negros não são verdadeiramente negros.

A radiação de Hawking é criada por processos físicos quânticos que permitem a energia escapar dos buracos negros a despeito de sua intensa gravidade.

Tendo em vista que a única fonte de energia disponível a um buraco negro é a sua massa, à medida que um buraco negro "brilha", embora muito fracamente, sua massa deve diminuir. Em outras palavras, os buracos negros devem "evaporar".

Entretanto, o tempo necessário para um buraco negro de massa solar desaparecer por esse processo de "evaporação" é muitíssimo longo. Nesse caso particular esse buraco negro levaria cerca de 1067 anos para desaparecer! Esse intervalo de tempo é imensamente longo - muitíssimo maior do que a idade do Universo. No entanto essa descoberta nos mostra algo extremamente importante: até mesmo os buracos negros evoluem e "morrem"

No próximpo post veremos como os cientistas visualisam os buracos negros. Não percam!

Fonte: Observatório Nacional