A ideia de buracos negros não é algo recente. Laplace em 1798, usando conceitos de mecânica clássica, sugeriu que objetos com a mesma densidade que o sol, porém com raio 250 vezes maior, teria um campo gravitacional tão intenso que nem mesmo a luz poderia escapar. Ele chegou a essa conclusão partindo da seguinte hipótese.
Considere um corpo de massa m e velocidade v a uma distância r do centro do planeta. A massa do planeta é dada por M. A energia total que o corpo de massa m terá, usando o princípio de conservação de energia, é dada por:
Em que G é a constante gravitacional. Para obter a velocidade de escape, ou seja, a velocidade inicial que o corpo precisa ter para escapar do planeta, considera-se v → 0 quando r → ∞. Com isso, chega-se a:
sendo vesc a velocidade de escape. Para encontrar o raio do “buraco negro” considera-se que a velocidade que um objeto precisa ter para escapar do planeta seja igual a velocidade da luz. Assim, o raio que esse planeta terá será dado por:
A equação anterior é conhecida como raio de Schwarzschild, que descreve o raio de um buraco negro. Karl Schwarzschild foi um físico astrônomo alemão que encontrou solução para a equação de campo de Einstein para em um espaço isotrópico e vazio, cercando um corpo de massa M. Em sua solução, existia um ponto em que a curvatura do espaço-tempo tende a infinito. Esse ponto é determinado pela equação (2), que é interpretado como o raio do horizonte de eventos de um buraco negro, ou seja, é a região que delimita o contato do mundo externo com o buraco negro. Um corpo que ultrapasse esse ponto não mais retornará ao universo externo.
O próprio Einstein, a princípio, acreditou que buracos negros não poderiam realmente existir na natureza, mas com o desenvolvimento da mecânica quântica, que ajudou a compreender melhor o processo de evolução estelar, ficou claro que fenômenos astrofísicos seriam capazes de produzir tal objeto.
No interior de uma estrela, existem dois processos em competição, a pressão de radiação, que empurra as camadas da estrela para fora, e a pressão gravitacional, que segura às camadas, pressionado no sentido contrario ao da radiação.
Enquanto existir equilíbrio entre essas duas forças, a estrela permanece estável. Porém, no final de sua vida, o equilíbrio acaba. O que irá acontecer com a estrela irá depender de sua massa inicial. Se a mesma tiver entre 1 a 8 vezes a massa solar, o resultado final será uma anã branca. Já para o caso de estrelas com massa entre 8 - 20 massas solares, a remanescente será uma estrela de nêutrons. Mas para o caso de estrelas com massa maior que 25 massas solares o objeto remanescente será um buraco negro.
Mas como é mesmo um buraco negro?
Na figura abaixo está representado o esquema de um buraco negro.
No centro existe um ponto em que a densidade de matéria é infinita, que é a singularidade. Na região esférica com raio de Schwarzschild é o chamado horizonte de evento. E a camada amarela é conhecida como fotosfera. Que é um ponto em que os fótons, ao entrarem, ficam circulando não caem no buraco negro, mas também não escapam para o exterior. Já a partir de três vezes o raio de Schwarzschild, as orbitas são estáveis.
Uma forma de observar tais objetos é através do efeito de lente gravitacional que o mesmo produz.
Na figura abaixo está ilustrado tal situação:
Mas um buraco negro não é caracterizado só pela massa, mas sim por mais duas propriedades: a carga e o momento angular (rotação).
Abaixo está ilustrado o buraco negro com rotação:
Nesse caso, a singularidade possui forma de anel. Estarão presentes dois horizontes de evento, um interno e outro externo. Além de ter uma região conhecida como ergosfera, que é um ponto em que se um objeto entrar, ainda pode sair.
Já abaixo, está representado um buraco negro com carga:
Nesse caso também existem dois horizontes de evento, um interno e outro externo.
O interessante nesses dois últimos casos é que, se a rotação do buraco negro ou a carga aumentarem muito, o horizonte interno irá aumentar o seu raio enquanto o horizonte externo diminui. Por fim, chegará um momento em que os dois horizontes se encontraram e acabaram por se anular. Isso deixaria a singularidade exposta. O que para muitos seria um problema, pois um ponto singular representa a ruptura do espaço-tempo, e o contato do universo externo a tal ponto pode trazer sérios problemas para a física. Já para outros cientistas, isso não seria muito trágico, pois o que na relatividade geral é tratado como um ponto singular, numa teoria quântica da gravitação, tal ponto seria uma partícula que possui grandes valores de carga, massa e momento angular. Outros ainda conjecturam que na natureza deve existir alguma lei que proíbe singularidades nuas. Mas a verdadeira resposta ainda está por vir.
Buracos Negros, quando o espaço-tempo se rompe. de
Eduardo S. Pereira é licenciado sob uma
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