Buracos Negros

Definição Geral

Quando um corpo não possui mais pressão suficiente para produzir uma força para fora que contrabalance o peso de suas camadas externas (Fig. 1), o corpo colapsa matematicamente a um ponto. Este ponto é chamado singularidade, onde a densidade tende ao infinito. (Uma "colherada" de tal matéria conteria a massa de centenas de sóis!). O campo gravitacional é tão forte que nem mesmo a luz é capaz de escapar e por isso tal corpo é chamado de Buraco Negro.

Fig. 1 Forças internas se equilibrando 

(em uma estrela)

Noções de gravitação aplicadas aos buracos negros

Para que um corpo de massa $$m_1$$ escape ao campo gravitacional de massa $$m_2$$ a uma distância R do centro deste corpo, sua energia cinética deve ser igual a energia potencial, portanto:

$$\frac{m_1.V_e^2}{2} = \frac{m_1.m_2.G}{R}$$

$$V_e = \sqrt{\frac{2G.m_2}{R}$$ Eq.1

onde $$V_e$$ é a velocidade de escape e G é a constante gravitacional. Daí podemos tirar alguns resultados para corpos conhecidos:

• Para a superfície da Terra $$V_e = 11,2 \text{km/s}$$

• Para uma estrela de nêutrons $$0,5c$$ onde c = 300.000 km/s (a velocidade da luz).

Distorção do espaço

Nas aproximações de um campo gravitacional forte, o espaço-tempo sofre uma distorção que provoca um aumento das distâncias a medida que nos aproximamos da massa central. Para campos gravitacionais fracos, essa distorção é despresível. Portanto seu estudo e aplicação restringe-se a objetos com campo gravitacional muito forte, como é o caso das estrelas compactas (anãs brancas, estrela de nêutrons), buracos negros ou galáxias massivas. A distorção acontece ao longo da direção radial, de forma que podemos determinar o comprimento de uma circunferência ao redor do buraco negro e calcular a área da esfera a qual ele pertence, mas não podemos determinar com o mesmo tipo de geometria (Euclidiana), o raio da circunferência.

Por exemplo: você está a bordo de um foguete orbitando um buraco negro com $$R_{sch}=3\text{km}$$ e dessa forma você mede a circunferência da órbita e então calcula (usando geometria Euclidiana) a distância (o raio da circunferência) até o buraco negro como sendo 30 km (distância suficiente para negligenciar a distorção do espaço). Então você anda 21,92 km em direção ao buraco negro e mede o raio da órbita. Você determina, dessa forma, que sua distância ao buraco negro é de 10 km e não 8,08 km como a geometria Euclidiana prevê. Agora vá em direção ao buraco negro 28,52 km a partir da posição original. Pode parecer que você ultrapassará o horizonte de eventos (3 km), mas isso não acontece. Então você determina o raio novamente e verifica que você ainda está a 5 km do buraco negro e não 1,68 km como a geometria Euclidiana prevê. Conclui-se claramente que o forte campo gravitacional distorceu o espaço.

A figura abaixo ilustra a distorção do espaço.

Fig. 2 - Uma fonte emissora S que esteja localizada na direção de um corpo supermassivo porém mais distante do que ele, terá sua radiação desviada de um ângulo $$theta$$ e você parecerá estar posicionado(a) em S'.

Tipos de buracos negros

Os buracos negros são considerados entidades físicas relativamente simples pelo fato de podermos descrevê-los e classificá-los conhecendo somente três características suas: massa, momento angular 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.

Como se formam os buracos negros estelares

As estrelas nascem evoluem e morrem. A fase final da evolução estelar vai depender da massa inicial das estrelas e se elas evoluem isoladas ou em sistema binário fechado (em que as estrelas estão bem próximas entre si). Três finais possíveis são os seguintes:

• Se a massa inicial é $$< 3.M\odot$$*, durante e depois da fase de gigante vermelha a estrela perde massa e forma uma Anã Branca, com $$M < 1,4M\odot$$. Nesse caso ocorre a degenerescência eletrônica (os átomos perdem seus elétrons);
• Se a massa inicial é $$> 3.M\odot$$, a estrela, após a fase de gigante vermelha, explode como supernova, podendo ou não restar um "caroço" no centro. Se a massa deste "caroço" é menor que $$M < 2.M\odot$$ ele se transforma em uma estrela de neutrons, onde teremos degenerescência nuclear (elétrons e prótons se fundem em nêutrons);
• Se a massa do caroço após a explosão de supernova $$M > 2.M\odot$$, este colapsa a um buraco negro.

Obs.: Podem ser criados buracos negros ou estrelas de nêutrons com massas menores do que as acima nas explosões de supernovas. A explosão fornece energia suficiente para o "caroço" vencer a barreira de potencial que impediria o colapso. É como um grande impulso para dentro que fornece uma força suficiente para iniciar o processo de colapso até um Buraco Negro ou uma Estrela de Nêutrons.

Se a estrela evolui num sistema binário fechado, há transferência de matéria entre as estrelas de forma que muitas vezes uma delas acumula uma grande massa que provoca sua explosão como supernova. O resultado mais provável é a formação de uma Estrela de Nêutrons a partir do caroço que sobra da explosão, mas existem sistemas duplos, como o Cygnus X-1 em que a componente compacta parece ser um buraco negro. 

* $$M\odot \longrightarrow \text{significa massa do Sol}$$ 

Fonte: Instituto de Física - UFRGS
Thaisa Storchi Bergmann
Fausto Kuhn Berenguer Barbosa
Rodrigo S. Nemmen