Os buracos negros

Um buraco negro é uma região do espaço da qual nada, nem mesmo partículas que se movem à velocidade da luz, podem escapar, pois a sua velocidade é inferior à velocidade de escape desses corpos celestes infinitamente densos, de acordo com a Teoria da Relatividade Geral.

Este é o resultado da deformação do espaço-tempo, causada após o colapso gravitacional de uma estrela massiva com pelo menos 30 vezes a massa do Sol em uma supernova, e que logo depois, desaparecerá, dando lugar ao que a Física chama de singularidade, o coração de um buraco negro, onde espaço-tempo deixa de existir. Um buraco negro começa a partir de uma superfície esférica denominada horizonte de eventos, que marca a região a partir da qual, se algo a atravessar, não poderá regressar. O adjetivo negro em buraco negro se deve ao fato de que se presumia que este não refletia nenhuma parte da luz que venha atingir seu horizonte de eventos, atuando assim como se fosse um corpo negro perfeito em termodinâmica, porém, atualmente existe a teoria da radiação Hawking que, resumidamente, prevê que os buracos negros não são realmente negros, e emitem radiação devido a efeitos quânticos, tais como flutuações quânticas.

Horizonte de eventos, buraco negro — O horizonte de eventos do buraco negro

Acredita-se, também, com base na mecânica quântica, que os buracos negros emitam radiação térmica, da mesma forma que os corpos negros da termodinâmica a temperaturas finitas. Esta temperatura, entretanto, é inversamente proporcional à massa do buraco negro, de modo que observar a radiação térmica proveniente destes objetos torna-se difícil quando estes possuem massas comparáveis às das estrelas. Apesar de serem praticamente invisíveis, pode-se detectar um buraco negro pelo efeito de sua massa sobre o movimento de estrelas em uma dada região do espaço-tempo. Pode-se também detectar um buraco negro pela radiação emitida quando sua intensa atração gravitacional atrai a materia de uma estrela companheira, que se deforma em um anel giratório em torno do buraco negro, tal anel é chamado de disco de acreção. A matéria em rotação acelera a uma velocidade próxima a velocidade da luz, assim a mesma emite radiação por ser aquecida a altas temperaturas.

No final de 2015, pesquisadores do projeto LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) observaram "distorções no espaço e no tempo" causadas por um par de buracos negros com trinta massas solares em processo de fusão. Stephen Hawking, em 2016, declarou que já não pensava mais que aquilo que é sugado para um buraco negro é completamente destruído, ele acreditava que poderia haver um caminho para sair de um buraco negro através de um outro universo.

Caso Hawking esteja correto, ele estaria mencionando os buracos de minhoca, e não os buracos negros, pois quando um buraco negro está conectado a um buraco branco, esse conjunto passa a se chamar buraco de minhoca, e a massa dos materiais que o buraco negro conseguir "devorar" não será incorporada a ele, e sim expelida no buraco branco. Atualmente, não existe qualquer prova da existência de buracos brancos.

Embora o conceito de buraco negro tenha surgido em bases teóricas, astrônomos têm identificado inúmeros candidatos a buracos negros estelares e também indícios da existência de buracos negros supermassivos no centro de galáxias. Mesmo com vários estudos e teorias, o buraco negro continua sendo um dos vários mistérios existentes ainda hoje. Há indícios de que no centro da própria Via Láctea, nas vizinhanças de Sagitário A*, deve haver um buraco negro com mais de 2 milhões de massas solares.

Em abril de 2019 o Event Horizon Telescope divulgou os resultados das primeiras imagens de um buraco negro na galáxia M87. As observações comprovaram as previsões de Einstein e a métrica de Kerr.

buraco negro real — Primeira imagem real de um buraco negro em 2019

Em 1915, Albert Einstein desenvolveu a teoria da relatividade geral, tendo sempre apresentado que a gravidade pode influenciar no movimento da luz. Pouco tempo depois, Karl Schwarzschild fez um sistema de unidades: Sistema métrico de Schwarzschild para as equações de campo de Einstein, onde é descrito o campo gravitacional de um ponto de massa e a massa esférica. Poucos meses depois de Schwarzschild, Johannes Droste, um estudante de Hendrik Lorentz, independentemente deu a mesma solução para o ponto de massa e escreveu mais extensamente sobre suas propriedades.

Esta solução tem um funcionamento que é chamado de raio de Schwarzschild, tornando-se singularidade matemática, o que significa que alguns dos termos nas equações de Einstein são infinitos. A natureza dessa superfície não era bem compreendida na época. Em 1924, Arthur Eddington mostrou que a singularidade desapareceu depois de uma mudança de coordenadas, embora tenha demorado até 1933 para que Georges Lemaître percebesse que isso significava a singularidade no raio de Schwarzschild, e,não era uma propriedade física, mas matemática, a partir da descoberta da singularidade matemática.

Em 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculou, usando a relatividade restrita, que um corpo não-rotativo de elétron de matéria degenerada acima de uma certa massa limite (hoje chamada de limite de Chandrasekhar de 1,4 massas solares) não tem soluções estáveis. Seus argumentos sofreram a oposição de muitos de seus contemporâneos como Eddington e Lev Landau, que argumentaram que algum mecanismo ainda desconhecido iria parar o colapso.[24] Eles estavam parcialmente corretos: uma anã branca com massa ligeiramente superior ao limite de Chandrasekhar entrará em colapso em uma estrela de nêutrons, que é ela própria estável por causa do princípio de exclusão de Pauli. Mas em 1939 Robert Oppenheimer e outros previram que estrelas de nêutrons acima de aproximadamente três massas solares (o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) entrariam em colapso em buracos negros pelas razões apresentadas por Chandrasekhar, concluindo que nenhuma lei da física era suscetível de intervir e parar pelo menos algumas estrelas do colapso para buracos negros.

No dia 10 de abril de 2019, o ESO junto a um grupo de observatórios de rádio publicou os resultados de uma observação feita a partir de 9 radiotelescópios ao redor do mundo que juntos criaram um telescópio virtual com o diâmetro da Terra. Imagens registradas em ondas de rádio em 2017 revelaram o horizonte de eventos e o disco de acreção ao redor do buraco negro supermassivo, com massa de 6,5 bilhões de vezes a do sol, localizado no centro da galáxia Messier 87, no aglomerado de virgem a 55 milhões de anos luz da Terra.

O buraco negro da NGC 1277

Em 2012, o buraco negro mais massivo foi descoberto por um grupo de astrônomos com massa equivalente à massa de 17 bilhões de sóis. A galáxia NGC 1277 (que só tem um quarto do tamanho da Via Láctea) abriga um buraco negro 4.000 vezes maior do que a formação que se localiza no centro da Via Láctea — o buraco negro conhecido como Sagitário A.

buraco negro, galaxia ngc 1277 — Foto de alta resolução tirada pelo Telescópio Espacial Hubble da galáxia NGC 1277 que mostra o buraco negro supermassivo descoberto em 2012.

Normalmente, um buraco negro tão enorme só seria encontrado em uma galáxia muito maior, o que sugere algo incomum no passado da NGC 1277. Na verdade, o buraco negro pode ser o que restou de uma galáxia ainda maior que fica nas proximidades. Há bilhões de anos, duas galáxias — cada uma carregando um buraco negro em seu núcleo — se chocaram para formar uma galáxia massiva chamada de NGC 1275. Durante a colisão, os buracos negros centrais se atraíram, se fundiram, e recuaram para o espaço intergalático. O recém-nascido buraco negro sem casa vagou pelo aglomerado galáctico de Perseu até a NGC 1277 passar perto o suficiente para atraí-lo gravitacionalmente.

A descoberta contradiz os atuais modelos de crescimento dos buracos negros, que sustentam que eles evoluem juntamente com as galáxias em que se encontram. Medir a massa de buracos negros é um processo complicado. Para fazer isso, os astrônomos observam sua "esfera de influência" — ou os efeitos gravitacionais que eles provocam nas nuvens de gás e nas estrelas que estão a sua volta

Acredita-se que haja uma dessas formações no centro de todas as grandes galáxias. A galáxia NGC 1277 está a 220 milhões de anos-luz de distância da Terra, mas aparece nas imagens de alta resolução feitas pelo telescópio Hubble.

Formação

Um buraco negro forma-se quando uma estrela super maciça fica sem combustível, o que faz seu núcleo diminuir até ficar reduzido a uma fração de seu tamanho original. Quando isso acontece, a gravidade produzida por ela sai do controle e começa a sugar tudo que encontra. Ela começa a sugar a massa da estrela, fazendo isso tão rápido que se engasga e expele enormes torrentes de energia. Ela é tão forte que fura a estrela e lança mais jatos de energia. A gravidade não suporta essa energia e a estrela, nem sempre, mas muitas vezes explode (esta explosão é chamada de supernova). Em apenas um segundo a explosão é capaz de gerar 100 vezes mais energia que o nosso Sol produzirá em toda sua existência. O que resta no centro é o buraco negro.

Esta explosão também é conhecida como Erupção de raios gama ou explosão de raios gama. A maioria das estrelas de classe W (Wolf-Rayet stars ou, em português, estrelas Wolf-Rayet) morrem nestas explosões.

Colapso de Oppenheimer-Snyder

O modelo deste colapso descreve uma esfera de poeira (o conceito de poeira usado na relatividade) que inexoravelmente colide para formar um buraco negro. Esta é uma solução exata para as equações de campo relativísticas gerais. Os estágios do colapso são:

I) Fase estacionária antes do colapso. A estrela poderia estar imersa em uma esfera de fluido de simetria esférica perfeita.

II) Fim da "queima" nuclear (reações de fusão nuclear) e começo do colapso, a pressão se quebra (p=0). Então, a esfera fica por um momento em repouso.

III) Fase de colapso. Desde que não haja pressão a esfera começará a encolher. Para poeira espera-se a contração e posterior colapso resultando em um buraco negro. Obviamente a poeira não reflete a complexidade química do material das estrelas que formam o buraco negro.

Colapso gravitacional

O colapso gravitacional ocorre quando a pressão interna do objeto é insuficiente para fazê-lo resistir a sua própria gravidade. Com relação às estrelas, isso geralmente ocorre quando elas têm muito poucos recursos para manter sua temperatura por meio da nucleossíntese estelar; ou quando perdem sua estabilidade ao receber matéria extra de uma maneira que não aumenta sua temperatura central. Em ambos os casos, a temperatura da estrela não é alta o suficiente para evitar que ela desmorone sob seu próprio peso.

Enquanto a maior parte da energia liberada durante o colapso gravitacional é emitida muito rapidamente, um observador externo não vê realmente o fim desse processo. Mesmo que o colapso demore uma quantidade finita de tempo a partir do referencial da matéria em queda, um observador distante veria o material em uma queda lenta que pararia logo acima do horizonte de eventos, em razão da dilatação temporal gravitacional. A luz do material em colapso, por sua vez, leva mais tempo para alcançar o observador: o que faz a luz emitida pouco antes da formação do horizonte de eventos atrasarem uma quantidade infinita de tempo. Assim, o observador externo nunca vê a formação do horizonte de eventos; em vez disso, o material em colapso parece tornar-se mais escuro e cada vez mais desviado para o vermelho e acaba por desaparecer.

O buraco negro de Schwarzschild

Karl Schwarzschild, no ano de 1916, encontrou a solução para a teoria da relatividade que representa o buraco negro como tendo uma forma esférica. Ele demonstrou que, se a massa de uma estrela estiver concentrada em uma região suficientemente pequena, ela gerará um campo gravitacional tão grande na superfície da estrela que nem mesmo a luz conseguirá escapar dele. Este é o chamado buraco negro. Einstein e muitos físicos não acreditavam que tal fenômeno pudesse acontecer no universo real. Porém, provou-se que esse fenômeno de fato acontece.

A queda no buraco negro e a natureza quântica

Se conseguíssemos observar uma queda real de um objeto num buraco negro, de acordo com as simulações virtuais, veríamos este mover-se cada vez mais devagar à medida que se aproximasse do núcleo maciço. Segundo Einstein, há um desvio para o vermelho, e este também é dependente da intensidade gravitacional. Isto se dá porque, sob o ponto de vista corpuscular, a luz é um pacote quântico com massa e ocupa lugar no espaço, portanto tem obrigatoriamente uma determinada velocidade de escape. Ao mesmo tempo, este pacote é onda de natureza eletromagnética e esta se propaga no espaço livre. É sabido que longe de campo gravitacional intenso, a frequência emitida tende para o extremo superior (no caso da luz visível, para o violeta).

À medida que o campo gravitacional começa a agir sobre a partícula (luz), esta aumentará seu comprimento de onda, logo desviará para o vermelho. Devido à dualidade matéria-energia não é possível analisar a partícula como matéria e energia ao mesmo tempo: ou se a enxerga sob o ponto de vista vibratório ou corpuscular.

A luz e a singularidade

Em simulações no espaço virtual, descobriu-se que próximo a campos maciços ocupando lugares singulares, a atração gravitacional é tão forte que pode fazer parar o movimento oscilatório, no caso da luz enxergada como comprimento de onda, esta literalmente se apaga. No caso da luz enxergada como objeto que possui velocidade de escape esta é atraída de volta à região de onde foi gerada, pois a velocidade de escape deve ser igual à velocidade de propagação, ambas sendo iguais, a luz matéria é atraída de volta. Logo, a radiação sendo atraída de volta, entra em colapso gravitacional, juntamente à massa que a criou, caindo sobre si mesma.

Simulação computadorizada

É possível simular em um computador as condições físicas que levam à formação de um buraco negro, como consequência do colapso gravitacional de uma estrela supergigante ou supernova. Para isso, os astrofísicos teóricos implementam complexos programas, que recriam as condições físicas da matéria e do espaço-tempo durante o processo de implosão das estrelas, as quais esgotam seu combustível nuclear e colapsam, com o transcorrer do tempo, devido a seu peso gravitacional, formando um objeto de densidade e curvatura do espaço-tempo infinita. Desses objetos, nada --- nem mesmo a luz consegue escapar. O resultado é a formação de uma singularidade gravitacional contida num buraco negro de Schwarzschild.

Um método para simulação computacional de um buraco negro é o Método de Monte Carlo. Neste método é possível a simulação de um buraco negro microscópico. O gerador de eventos de Monte Carlo neste método é o CATFISH (Collider grAviTational FIeld Simulator for black Holes), desenvolvido na Universidade do Mississippi.

Alinhamento de Bardeen-Petterson

O alinhamento originalmente apresentado pelo físico ganhador do Prêmio Nobel, John Bardeen e pelo astrofísico Jacobus Petterson em 1975. Bardeen e Petterson argumentaram que um buraco negro giratório faria com que a região interna de um disco de acreção inclinado se alinhasse com o plano equatorial do buraco negro. Eles eles propuseram que uma partícula movendo-se em torno de um buraco negro de Kerr com massa MBN sofrerá precessão devido ao efeito de Lense-Thirring se sua órbita não for co-planar com o equador do buraco negro, definido como o plano perpendicular a seu momento angular JBN. A ação combinada do efeito de Lense-Thirring com a viscosidade interna do disco causa o alinhamento do momento angular do disco e do buraco negro de Kerr; isto é conhecido como efeito de Bardeen-Petterson e tende a afetar somente as partes mais internas do disco devido à pequena variação do efeito Lense-hirring, enquanto as partes externas tendem a permanecer em sua configuração original. O raio de transição entre essas duas regiões é conhecido pelo raio de Bardeen-Petterson e sua localização depende da configuração do disco de acreção.

Uma equipe de astrofísicos computacionais descobriu que a região mais interna de um disco de acreção se alinha com o equador do buraco negro. Esta descoberta do alinhamento de Bardeen-Petterson trouxe o fechamento de um problema que assombrou a comunidade de astrofísica por mais de quatro décadas. Esses detalhes em torno do buraco negro impactam enormemente o que acontece na galáxia como um todo. Eles controlam a velocidade do giro do buraco negro e, como resultado, o efeito que os buracos negros têm em suas galáxias.

Termodinâmica de um buraco negro clássico

Um buraco negro, fisicamente, é um lugar de onde nem mesmo a luz pode escapar. Uma descrição matemática precisa dele é dada pelo espaço-tempo assintoticamente plano. A fronteira de um buraco negro é chamado de horizonte do evento. Schoen e Yau em 1983 formularam que uma superfície dentro de uma armadilha pode ser formada desde que uma quantidade suficiente de massa esteja confinada em um espaço suficientemente pequeno. Segue-se então dos teoremas de relatividade geral (Hawking e Hellis (1973) que uma singularidade do espaço-tempo deve surgir.

A partir destas grandes descobertas seguiram-se várias conclusões importantes como a solução da Equação de Maxwell-Einstein independente do tempo mostrando que buracos negros podem ser descritos por três simples parâmetros (massa, carga e momentum angular). Além disso, foi mostrado que energia pode ser extraída de buracos negros estacionários que estão girando ou carregados (Efeito Hawking). Foi, porém, a descoberta de uma analogia matemática entre buracos negros e a termodinâmica ordinária o maior avanço destas investigações (Bardeen et al, 1973).

Nesta analogia a massa faz o papel de energia e, gravidade da superfície do buraco negro faz o papel da temperatura e a área do horizonte, da entropia. A analogia entre buracos negros e termodinâmica pode ser estendida além do formal, similaridade matemática pode ser encontrada no fato de que quantidades de pares de análogos são de fato fisicamente análogos. De acordo com a relatividade geral a massa total do buraco negro tem a mesma quantidade de sua energia total. Esta analogia é quebrada na Teoria Clássica, que considera a temperatura de um buraco negro igual ao zero absoluto.

Evaporação do buraco negro

A principal limitação do Efeito Hawking é que ele é baseado em aproximações. Este efeito não está de acordo com o princípio de conservação de energia, uma vez que a irradiação de energia do buraco negro deveria ser contrabalanceada pela diminuição de sua massa, na mesma taxa de saída de energia. No entanto, para buracos negros macroscópicos a temperatura é muito baixa.

Informação no buraco negro

Há com o efeito da formação e subsequente evaporação do buraco negro uma consequência dramática: a perda de informação. Esta questão foi levantada em 1976 por Stephen Hawking. Entende-se que em um sentido refinado informação quântica seria perdida, o que desafiaria então Primeira Lei da Termodinâmica. A discussão era fácil e persuasiva e baseava-se na única ferramenta disponível naquela época: a teoria quântica de campo. Apesar da conclusão de Hawking estar sem dúvida errada, pôs em movimento velhas ideias que há muito tempo permaneciam paradas, desafiando-as com um novo paradigma.

A teoria quântica apresenta um sério problema quando descreve sistemas com horizontes. Ela fornece uma densidade infinita de entropia em um buraco negro, diferente da densidade de Bekenstein-Hawking.