Black Hole

Um buraco negro é uma região do espaço dentro da qual a força da gravidade é tão forte que nada, nem mesmo a luz, pode escapar.

A estrutura básica de um buraco negro consiste de uma singularidade escondida por um horizonte de eventos. Dentro do horizonte de eventos, a velocidade de fuga ( vesc ) excede a velocidade da luz ( c ) e um objeto fica preso para sempre. Fora do horizonte de eventos, vesc < c e o objeto é capaz de escapar.

A existência de tais objetos foi sugerida pela primeira vez desde o final do século XVII. No entanto, foi Karl Schwarzschild (1873-1916), um astrônomo alemão, que basicamente desenvolveu a idéia moderna de um buraco negro. Usando a teoria da relatividade geral de Einstein, Schwarzschild descobriu que a matéria comprimida até um ponto (agora conhecido como singularidade) seria encerrada por uma região esférica do espaço da qual nada poderia escapar. O limite dessa região é chamado de horizonte de evento, um nome que significa que é impossível observar qualquer evento ocorrendo dentro dela (já que a informação não consegue sair).

Para um buraco negro não rotativo, o raio do horizonte de evento é conhecido como raio Schwarzschild, e marca o ponto no qual a velocidade de fuga do buraco negro é igual à velocidade da luz. Em teoria, qualquer massa pode ser comprimida o suficiente para formar um buraco negro. A única exigência é que seu tamanho físico seja menor do que o raio Schwarzschild. Por exemplo, o nosso Sol tornar-se-ia um buraco negro se a sua massa estivesse contida dentro de uma esfera com cerca de 2,5 km de largura.

Bem dentro do horizonte do evento encontra-se o coração do buraco negro – a singularidade. Tudo dentro do horizonte de eventos é irreversivelmente atraído para este ponto onde a curvatura do espaço tempo se torna infinita e a gravidade é infinitamente forte. Um dilema interessante para os astrofísicos é que as condições físicas próximas de uma singularidade resultam na ruptura total das leis da física. No entanto, não há nada na teoria da relatividade geral que pare as singularidades isoladas, ou ‘nuas’, das existentes. Para evitar a situação em que se pudesse realmente ver essa quebra da física, foi proposta a conjectura da censura cósmica. Isto afirma que toda singularidade deve ter um horizonte de eventos que a esconda da vista – exatamente o que encontramos para os buracos negros.

Buracos negros são completamente caracterizados por apenas três parâmetros: massa, rotação e carga. Pensa-se agora que existem 4 tipos principais de buracos negros se classificados por massa:

1. Primordial Black Holes têm massas comparáveis ou menores que a da Terra. Estes objetos puramente hipotéticos poderiam ter sido formados através do colapso gravitacional de regiões de alta densidade na época do Big Bang.
2. Buracos Negros de Massa Estelar têm massas entre cerca de 4 e 100 massas solares e resultam do colapso do núcleo de uma estrela maciça no final de sua vida.
3. Buracos Negros de Massa Intermediária de 102 e 105 massas solares também podem existir. A primeira boa IMBH é a fonte de raios X HLX-1, vista em projeção perto do centro da galáxia S0 ESO 243-49.
4. Buracos Pretos Supermassivos pesam entre 105 e 1010 massas solares e são encontrados nos centros da maioria das grandes galáxias.

Alternativamente, os buracos negros podem ser classificados pelas suas duas outras propriedades de rotação e carga:

1. Schwarzschild Black Hole, também conhecido como ‘buraco negro estático’, não roda e não tem carga eléctrica. Caracteriza-se apenas pela sua massa.
2. Kerr Black Hole é um cenário mais realista. Este é um buraco negro rotativo sem carga elétrica.
3. O buraco negro carregado pode ser de dois tipos. Um buraco negro carregado e não rotativo é conhecido como um buraco negro Reissner-Nordstrom, um buraco negro carregado e rotativo é chamado de buraco negro Kerr-Newman.

Segundo a teoria clássica da relatividade geral, uma vez que um buraco negro é criado, ele vai durar para sempre, pois nada pode escapar dele. No entanto, se a mecânica quântica também for considerada, verifica-se que todos os buracos negros acabarão por evaporar à medida que lentamente libertam radiação Hawking. Isto significa que a vida útil de um buraco negro depende da sua massa, com buracos negros menores evaporando mais rapidamente do que os maiores. Por exemplo, um buraco negro de 1 massa solar leva 1067 anos para evaporar (muito mais do que a idade atual do Universo), enquanto um buraco negro de apenas 1011 kg irá evaporar dentro de 3 bilhões de anos.

Furos pretos são detectados observando-se fenômenos de alta energia e os movimentos dos objetos próximos. Esta trama do movimento orbital da estrela S2 em torno do centro da Via Láctea fornece fortes evidências da existência de um buraco negro supermassivo (~3 milhões de massas solares) no centro da nossa galáxia.
Credit: ESO

Observational evidence for black holes is, of course, not straightforward to obtain. Como a radiação não pode escapar à extrema atração gravitacional de um buraco negro, não podemos detectá-los diretamente. Em vez disso, inferimos a sua existência através da observação de fenómenos de alta energia, como a emissão de raios X e jactos, e os movimentos de objectos próximos em órbita em torno da massa escondida. Uma complicação adicional é que fenômenos similares são observados em torno de estrelas de nêutrons e pulsares menos maciços. Portanto, a identificação como um buraco negro requer que os astrônomos façam uma estimativa da massa do objeto e seu tamanho. Um buraco negro é confirmado se nenhum outro objeto ou grupo de objetos pudesse ser tão maciço e compacto.