BURACOS NEGROS

Contexto histórico

A expressão buraco negro é de origem muito recente. Foi adotada em 1969 pelo cientista americano John Wheeler, como descrição gráfica de uma idéia que, retrocedendo, pelo menos 200 anos, chega a um tempo em que havia duas teorias sobre a luz: uma, proferida por Newton, afirmando que ela era composta por partículas; a outra, dizendo que a luz se formava em ondas. Sabe-se agora que as duas estão corretas. Pela dualidade onda/partícula da mecânica quântica, a luz tanto pode ser considerada onda como partícula. Segundo a teoria de que a luz é formada por ondas, não fica esclarecido o fato de ela responder a gravidade. Mas se a luz é composta por partículas, pode-se esperar que elas sejam afetadas pela gravidade, da mesma forma que pedras ou planetas o são. Inicialmente, acreditava-se que as partículas da luz se deslocavam em velocidade infinita, de tal modo que a gravidade jamais seria capaz de atrai-las. Mas a descoberta de Ole Christtensen Roemer, de que a luz se propaga em velocidade finita, implica que a gravidade podia ter um efeito importante.

Com base nessa suposição, um professor de Cambridge, John Michell, escreveu em 1783 uma obra nos Trabalhos filosóficos da Royal Society de Londres, no qual apontava para o fato de que uma estrela, com massa suficiente e devidamente compacta, poderia ter um campo gravitacional tão forte que a luz não pudesse escapar: qualquer luz emitida pela superfície da estrela seria puxada de volta por sua atração gravitacional, antes que conseguisse se afastar muito. Michell sugeriu que deveria haver um grande numero de estrelas nessa situação. Ainda que não fossemos capazes de vê-las, porque sua luz não nos atingiria, poderíamos sofrer sua atração gravitacional. Esses objetos são o que chama-se atualmente de buracos negros, porque é isto que eles são, vácuos escuros no espaço.

Sugestão equivalente foi proposta, alguns anos depois, por um cientista francês, o marquês de Laplace, de maneira aparentemente independente de Michell. Curiosamente, Laplace só incluiu esta sugestão nas duas primeiras edições de seu livro O sistema do mundo.

Decerto não é propriamente consistente tratar a luz como as balas de canhão da teoria de Newton sobre a gravidade, uma vez que a velocidade da luz é fixa. (Uma bala de canhão, lançada da Terra para cima, será retardada pela gravidade até, eventualmente, parar e cair de volta; um fóton, entretanto, continuará sempre indo para cima em velocidade constante). Uma teoria adequada que justifique como a gravidade atua sobre a luz não foi sugerida até que Einstein propusesse a relatividade geral em 1915. E, mesmo então, decorreu um longo período antes que as implicações da teoria para estrelas maciças fossem compreendidas.

Para entender como se forma um buraco negro, é preciso se ter antes uma compreensão do ciclo de vida de uma estrela. Forma-se uma estrela quando uma grande quantidade de gás (na maior parte das vezes hidrogênio) começa a colapsar devido a sua atração gravitacional. A medida que se contraem, os átomos do gás colidem entre si com freqüência e velocidade crescentes. – o gás se aquece. Eventualmente o gás estará tão quente que, quando os átomos do hidrogênio colidirem, não irão mais ressaltar-se; em vez disso, vão se amalgamar formando o hélio. O calor desprendido nesta reação, que é semelhante a uma explosão controlada de uma bomba de hidrogênio, é o que faz a estrela brilhar. Este calor adicional também aumenta a pressão do gás, até que seja suficiente para equilibrar a atração gravitacional e parar de se contrair. O processo se assemelha, por outro lado, ao enchimento de um balão; existe um equilíbrio entre a pressão interna do ar, que esta tentando fazer o balão inflar, e a tensão da borracha, que tende a conter este movimento. Assim, as estrelas permanecerão estáveis por muito tempo, com o calor das reações nucleares equilibrando a atração gravitacional. Eventualmente, entretanto, a estrela poderá esgotar seu hidrogênio e outros combustíveis nucleares. Paradoxalmente, quanto maior a quantidade de combustível que da origem a estrela, tanto mais rapidamente será consumida. Isto acontece porque, quanto mais compacta a estrela estiver, maior calor necessitará para equilibrar sua atração gravitacional. E quanto mais aquecida, tanto mais rapidamente gastará seu combustível. Nosso Sol provavelmente tem combustível suficiente para outros cinco bilhões de anos ou mais, mas estrelas mais maciças podem consumir suas reservas no curto tempo de cem milhões de anos, que é muito menos que a idade do universo. Quando uma estrela esgota o seu combustível, começa a se resfriar e, conseqüentemente, a se contrair. O que pode então acontecer com ela só foi compreendido pela primeira vez no final da década de 1920.

Em 1928, um estudante graduado indiano, Subrahmanyan Chandrasekhar, embarcou para a Inglaterra para estudar em Cambridge com o astrônomo inglês Sir Arthur Eddington, especialista em relatividade geral. Durante a viagem da Índia para a Inglaterra, Chandrasekhar questionou como uma estrela se manter grande e sustentar-se contra a sua própria gravidade, depois de ter consumido todo o seu combustível. A idéia era que quando a estrela se torna pequena, as partículas de matéria se aproximam muito umas das outras e assim, de acordo com o principio de exclusão de Pauli, desenvolvem muitas velocidade diferentes. Isto faz com que se movam afastando-se umas das outras e, assim, tendem a forçar a expansão da estrela. Uma estrela pode, então, se manter em raio constante, através do equilíbrio entre a atração da gravidade e a repulsão que nasce do principio de exclusão, da mesma forma como, no inicio de sua vida, a gravidade foi equilibrada pelo calor.

Chandrasekhar se deu conta, entretanto, que havia um limite para a repulsão que o principio de exclusão pode prover. A teoria da relatividade limita a diferença máxima nas velocidades das partículas de matéria da estrela a velocidade da luz. Isto significa que, quando a estrela se torna suficientemente densa, a repulsão causada pelo principio de exclusão será menor do que a atração da gravidade. Chandrasekhar calculou que uma estrela fria, de mais do que aproximadamente uma vez e meia a massa do Sol, não seria capaz de se sustentar contra sua própria gravidade. (Esta massa é conhecida atualmente como o limite de Chandrasekhar. ) Descoberta equivalente foi feita na mesma época pelo cientista russo Lev Davidovich Landau.

Sérias implicações sobre o destino derradeiro das estrelas maciças surgiram então. Se a massa de uma estrela for menor do que o limite de Chandrasekhar, ela pode, eventualmente, parar de se contrair, e se estabelecer num possível estado final, como uma “anã branca” , com raio de poucos mil quilômetros e densidade de dezenas de toneladas por centímetro cúbico. Uma anã branca é sustentada pela repulsão entre elétrons de sua massa, implícita no principio de exclusão, Observa-se atualmente um grande numero delas; um das primeiras a serem descobertas, entretanto, foi uma estrela que gira em torno de Sírius, a mais brilhante de todas no céu a noite.

Landau notou que existe outro possível estado final para uma estrela, também com massa limite de aproximadamente uma ou duas vezes a do Sol, porem, muito menor do que, até mesmo, a anã branca. Estas estrelas seriam sustentadas pela repulsão do principio de exclusão entre nêutrons e prótons, muito mais do que entre elétrons; seriam, portanto, chamadas estrelas de nêutrons e teriam raio de apenas 16km, mais ou menos, e densidade de centenas de bilhões de toneladas por centímetro cúbico. Á época em que isto foi previsto pela primeira vez não havia maneira possível de observação das estrelas de nêutrons, que só foram detectadas muito mais tarde.

Estrelas com massa acima do limite de Chandrasekhar, por outro lado, enfrentam um grande problema quando chegam ao limite final de seu combustível. Em alguns casos, elas podem se explodir; ou então se orientar de forma a se livrar de matéria suficiente a fim de reduzir sua massa até abaixo do limite e, assim, evitar o colapso gravitacional catastrófico.

Chandrasekhar demonstrou que o principio de exclusão não pode sustar o colapso de uma estrela cuja massa ultrapasse o limite que estabelecera, mas o problema da compreensão do que aconteceria com tal estrela, de acordo com a relatividade geral, foi resolvido pela primeira vez por um americano, Robert Oppenheimer, em 1939. Seus resultados, entretanto, que não deveria haver conseqüências passiveis de serem detectadas pelos telescópios da época. Então veio a Segunda Guerra Mundial e Oppenheimer ficou intimamente envolvido no projeto da bomba atômica. Depois da guerra, o problema do colapso gravitacional foi esquecido e a maior parte dos cientistas se dedicou aos estudos da escala do átomo e seu núcleo. Na década de 1960, entretanto, os interesses pelas questões macro da astronomia e cosmologia foram revigorados por um grande aumento no numero e na amplitude das observações astronômicas, possibilitadas pela aplicação da moderna tecnologia. O trabalho de Oppenheimer foi, então, redescoberto e continuado por vários estudiosos.

O desenvolvimento atual deste trabalho informa o seguinte: o campo gravitacional de uma estrela altera as trajetórias dos raios de luz no espaço-tempo no que eles teriam sido se a estrela não tivesse presente. Os cones de luz que indicam as trajetórias seguidas no espaço e no tempo pelos focos de luz emitidos de seus vértices são curvados ligeiramente para dentro, perto da superfície da estrela. Isto pode ser visto nas curvaturas de luz das estrelas distantes observadas sobre um eclipse do sol. A medida que a estrela se contrai, o campo gravitacional em sua superfície se torna mais forte e os cones de luz se curvam mais para dentro. Conseqüentemente torna-se mais difícil o mecanismo de escape de luz da estrela, fazendo com que ela pareça mais opaca e avermelhada a um observador que se encontre a distancia. De acordo com a teoria da relatividade, nada pode se deslocar mais rapidamente do que a luz. Então, se a luz não pode escapar, nada mais pode; tudo é atraído, de volta, pelo campo gravitacional. Assim, tem-se um conjunto de eventos, uma região de espaço-tempo, da qual a luz não é possível escapar para atingir um observador distante. Esta região é o que chamamos de buraco negro.

Para haver uma compreensão maior sobre o que acontece em um buraco negro, cientistas supunham que um astronauta, sendo atraído para a superfície de uma estrela em colapso, envie um sinal a cada segundo, de acordo com o seu relógio, para sua nave que esta girando em torno da estrela. Em algum momento indicado por seu relógio, digamos, 11:00, a estrela se contrai abaixo do raio critico, no qual o campo gravitacional se torna tão forte que nada lhe escapa, e seu sinal não mais atingira a nave. A medida que 11:00 se aproximar, seus companheiros de nave vão achar os intervalos entre os sinais do astronauta cada vez maiores, mas esse efeito será muito pequeno antes das 10:59:59. As ondas de luz emitidas da superfície da estrela entre 10:59:59 e 11:00, de acordo com o relógio do astronauta, se propagariam através de um infinito período de tempo, tal como visto da nave espacial.

Este cenário não é inteiramente realista, entretanto, devido ao problema que se segue. A gravidade se torna mais fraca quanto mais afastado se estiver da estrela, de modo que a força gravitacional sobre os pés do astronauta será maior do que sobre a sua cabeça. Esta diferença de forcas esticaria nosso astronauta até a morte ou o dilaceraria antes que a estrela tivesse se contraído até o raio cítrico , no qual se forma o horizonte de eventos ( pesquisas recentes demonstram que se colocássemos um peso suficientemente grande ( da ordem de trilhões de toneladas), o astronauta poderia ter sua vida prolongada por alguns segundos). Entretanto, acredita-se que existem muitos objetos maiores no universo, como regiões centrais de galáxias, que podem também sofrer o colapso gravitacional e produzir buracos negros; um astronauta em tal situação não seria dilacerado antes que o buraco negro se formasse. Na verdade, ele não sentiria nada de especial quando atingisse o raio cítrico, e poderia passar, sem perceber, pelo ponto de não retorno. Entretanto, dentro de apenas poucas horas, a medida em que a região continuasse a entrar em colapso, a diferença das forças gravitacionais sobre sua cabeça e seus pés se tornaria tão forte que ele seria dilacerado.

O trabalho que Roger Penrose e Stephen W. Hawking elaboraram entre 1965 e 1970 demonstrava que, de acordo com a relatividade geral, deve haver uma singularidade de densidade e curvatura no espaço-tempo infinitas dentro de um buraco negro. Isto é quase igual ao Big Bang; seria apenas um fim do tempo para o corpo em colapso e para o astronauta. Nesta singularidade , as leis científicas e nossa capacidade de previsão do futuro falhariam. Entretanto, qualquer observador que permanecesse fora do buraco negro não seria afetado por essa falha de previsibilidade, porque nem a luz e nem qualquer outro sinal poderia atingi-lo a partir da singularidade. Em outras palavras, as singularidades produzidas pelo colapso gravitacional ocorrem apenas em lugares como os buracos negros, onde elas são decentemente escolhidas da visão externa por um horizonte de eventos.

Existem algumas soluções das equações da relatividade geral, nas quais seria possível nosso astronauta ver uma singularidade nua: ele pode ser capaz de evitar atingi-la e, em vez disso, sair, através de um “buraco de minhoca” em outra região do universo. Nesta situação haveria grandes possibilidades de se viajar pelo espaço e pelo tempo, mas infelizmente parece que estas soluções são todas altamente instáveis; a menor perturbação, como a presença de um astronauta, pode mudá-las, de tal forma que o próprio astronauta não possa ver a singularidade até atingi-la e seu tempo se esgotar. Em outras palavras, a singularidade estará sempre em seu futuro e jamais em seu passado. A versão mais aceita da hipótese do censor cósmico afirma que, numa solução realista, as singularidades sempre estarão ou inteiramente no futuro (como as singularidades do colapso gravitacional) ou inteiramente no passado (como o Big Bang). Seria extremamente desejável que alguma versão da hipótese do censor se sustentasse, porque junto às singularidades nuas poder-se-ia viajar ao passado. Enquanto isto servir aos autores de ficção científica, não haverá qualquer garantia de vida para qualquer pessoa: alguém pode ir até o passado e matar seu pai ou sua mãe antes que a pessoa tenha sido concebida!

O horizonte de eventos, limite da região do espaço-tempo do qual não é possível escapar, age quase como uma membrana de direção única em volta do buraco negro; objetos, astronautas imprudentes, podem cair através do horizonte de eventos para dentro dele; mas nada, jamais, poderá sair de lá pelo mesmo caminho. Qualquer coisa ou pessoa que caia através do horizonte de eventos logo atingirá a região da densidade infinita e o fim do tempo.

A relatividade geral prevê que objetos pesados, em movimento, provoquem a emissão de ondas gravitacionais, ondulações na curvatura do espaço que se deslocam na velocidade da luz. São semelhantes a ondas de luz, que não passam de ondulações do campo eletromagnético, mas muito difíceis de se detectar. Como a luz, carregam energia para longe dos objetos que as emitem. Poder-se-ia, portanto, esperar de um sistema de objetos compactos que se estabelecesse, eventualmente, num estado estacionário, porque a energia de qualquer movimento seria afastada pela emissão das ondas gravitacionais. Um exemplo é o movimento da Terra em sua órbita em torno do Sol produz ondas gravitacionais. O efeito da energia perdida será no sentido de mudar a órbita da Terra, de tal forma que gradualmente ela se aproxime cada vez mais do Sol, eventualmente colida com ele e se estabeleça num estado estacionário. A taxa de energia perdida, no caso da Terra e do Sol, é muito baixa, aproximadamente o suficiente para fazer funcionar apenas algumas poucas lâmpadas. Ou seja, levaria cerca de mil milhões de milhões de milhões de milhões de milhões de anos para a Terra colidir com o Sol e, portanto, não há motivos imediatos para preocupação. A mudança na órbita da Terra também é muito vagarosa para que possa ser observada, mas este mesmo efeito foi constatado, no começo da década de 80, no sistema chamado PSR 1913 + 16 .Este sistema contém duas estrelas de nêutrons, uma girando em torno da outra, e a energia que elas perdem pela emissão de ondas gravitacionais provoca um movimento espiral, uma em direção à outra. Durante o colapso gravitacional de uma estrela para formar um buraco negro, os movimentos devem ser muito mais rápidos, e assim a razão na qual a energia é conduzida para longe será muito mais alta. Não passará muito tempo, portanto, antes que se estabeleça num estado estacionário. O estágio final dependerá das características complexas da estrela da qual ele se formou; não apenas sua massa e razão de rotação, mas também as diferentes densidades de suas várias partes e os complexos movimentos dos gases em seu interior. Se os buracos negros fossem tão variados quanto os objetos que entram em colapso para formá-los, tornar-se-ia muito difícil fazer qualquer previsão sobre eles de um modo geral.

Em 1967, entretanto, o estudo dos buracos negros foi revolucionado por Werner Israel, um cientista canadense. Israel demonstrou que, de acordo com a relatividade geral, buracos negros estáticos deveriam ser muito simples: perfeitamente esféricos, seu tamanho dependendo apenas de sua massa. Sugeriu também que quaisquer dois buracos negros, com massa equivalentes, seriam idênticos. Poderiam, na verdade, ser descritos por uma determinada solução das equações de Einstein, conhecida desde 1917, encontrada por Karl Schwarzschild pouco depois da descoberta da relatividade geral. No início, muita gente, incluindo o próprio Israel, argumentava que se os buracos negros fossem perfeitamente esféricos, só poderiam se formar do colapso de objetos também perfeitamente esféricos. Uma estrela real – que jamais seria perfeitamente esférica – poderia, portanto, formar, a partir de seu colapso, apenas uma singularidade nua.

Havia, entretanto, uma interpretação diferente do resultado a que Israel chegara, defendida sobretudo por Roger Penrose e John Wheeler. Argumentavam que os movimentos acelerados atuantes no colapso de uma estrela implicariam que as ondas gravitacionais que ela desprendesse a arredondariam cada vez mais e, portanto, quando se estabelecesse num estado estacionário, ela estaria absolutamente esférica. De acordo com este ponto de vista, qualquer estrela estacionária, independente da complexidade de sua forma e estrutura interna, se transformaria, depois do colapso gravitacional, num buraco negro perfeitamente esférico, cujo tamanho dependeria apenas da massa da estrela em questão. Cálculos posteriores sustentaram este argumento, que passou, em pouco tempo, a ser adotado genericamente.

O resultado de Israel dizia respeito apenas aos buracos negros formados exclusivamente por corpos estacionários. Em 1963, Roy Kerr, encontrou um conjunto de soluções para as equações da relatividade geral que descreviam buracos negros rotativos. Estes buracos negros ‘de Kerr’ giravam a uma razão constante, sua forma e tamanho dependendo apenas de sua massa e desta taxa de rotação. Se a rotação for zero, o buraco negro é perfeitamente redondo e a solução é idêntica à de Schwarzschild. Se a rotação for não-zero, o buraco negro se arqueia para fora na direção de seu equador (exatamente da mesma maneira que a Terra ou o Sol se arqueiam devido à sua rotação) e quanto mais aceleradamente ele girar, tanto mais se arqueará. Assim, para ampliar o resultado de Israel incluindo os corpos rotativos, foi conjeturado que, qualquer corpo rotativo, que tivesse sofrido um colapso e formado um buraco negro, poderia eventualmente se estabelecer no estado estacionário descrito pela solução de Kerr.

Em 1970, Brandon Carter, deu o primeiro passo no sentido de comprová-lo. Ele demonstrou que, desde que um buraco negro rotativo estacionário tenha um eixo de simetria, como um pião girando, seu tamanho e forma só dependerão de sua massa e da taxa de rotação. Em 1971, Stephen W. Hawking provou que qualquer buraco negro rotativo estacionário tem, de fato, tal eixo de simetria. Finalmente, em 1973, David Robinson, utilizando estes resultados e os de Carter, demonstrou que a conjetura era correta: um buraco negro deste tipo seria de fato a solução de Kerr. Assim, depois de um colapso gravitacional, um buraco negro deve se estabelecer num estado no qual ele pode girar, mas não pulsar. Mas ainda, seu tamanho e forma irão depender apenas de sua massa e da razão de rotação, e não da natureza do corpo que teria entrado em colapso para formá-lo. Foi daí que criaram a expressão “um buraco negro não tem cabelos”, o qual é de grande importância prática porque restringe amplamente os tipos possíveis de buracos negros. Pode-se, portanto, construir modelos detalhados de objetos que possam conter buracos negros, e comparar as previsões destes modelos com as observações. Também implica que uma grande quantidade de informações sobre o corpo que entrou em colapso deve se perder quando o buraco negro se forma, porque posteriormente tudo o que nos será possível medir do corpo é sua massa e a razão de sua rotação.

Os buracos negros são um dos pouquíssimos casos, na história da ciência, em que uma teoria foi desenvolvida detalhadamente enquanto modelo matemático, antes que houvesse qualquer evidência observável indicando que estivesse correta.

Em 1963, entretanto, Maarten Schmidt, astrônomo do Observatório Palomar na Califórnia, mediu o desvio para o vermelho de um pálido objeto, semelhante a uma estrela, na direção da fonte de ondas de rádio chamada 3C273.

Ele descobriu que era muito grande para ser provocado por um campo gravitacional; se fosse um desvio gravitacional para o vermelho, o objeto teria que ser tão massivo e estar tão próximo de nós que afetaria as órbitas dos planetas do Sistema Solar. Isto sugeria que o desvio para o vermelho era, ao contrário, provocado pela expansão do universo, o que, por sua vez indicaria que o objeto estava muito distante. E, para ser visível a tamanha distância, o objeto deveria ser muito brilhante; estaria, em outras palavras, emitindo uma imensa quantidade de energia. O único mecanismo que se podia pensar ser capaz de produzir tamanha quantidade de energia parecia ser o colapso gravitacional não de uma simples estrela, mas de toda a região central de uma galáxia. Inúmeros outros ‘objetos quase estrelares’ equivalentes, ou quasars, foram descobertos, sempre com um grande desvio para o vermelho. Mas estavam todos muito distantes, apresentando, portanto, grande dificuldade de observação para prover evidência conclusiva para os buracos negros.

Posteriores estímulos para a confirmação da existência de buracos negros apareceram em 1967, com a descoberta de uma estudante pesquisadora em Cambridge, Jocelyn Bell, de objetos celestes que emitiam pulsos regulares de ondas de rádio.

Os buracos negros são difíceis de serem detectados pois não emitem luz, por este motivo muitos céticos duvidaram da existência deles. Mas como John Mechell apontou em seu trabalho pioneiro, em 1783, um buraco negro exerce força gravitacional sobre os objetos próximos. Os astrônomos tem observado muitos sistemas nos quais duas estrelas giram uma em torno da outra atraindo-se mutuamente pelo efeito da gravidade. Observam também sistemas em que existem apenas uma estrela visível girando em torno de alguma companheira invisível. Não se pode, naturalmente, concluir, de imediato que esta companheira invisível seja um buraco negro; pode se tratar meramente de uma estrela muito apagada para ser visível. Entretanto, alguns destes sistemas, como o chamado Cygnus X-1, são também fontes poderosas de raios X. A melhor explicação para este fenômeno é que a matéria foi ejetada da superfície da estrela visível. À medida que ela cai em direção da companheira não visível, desenvolve um movimento espiral (semelhante ao da água escoando através do ralo de uma banheira) e se aquece sobremaneira, emitindo raios X . Para que este mecanismo funcione, o objeto invisível tem que ser muito pequeno, como uma anã branca, uma estrela de nêutrons, ou um buraco negro. A partir da órbita observada da estrela visível, pode-se determinar a menor massa possível do objeto invisível. No caso de Cygnus X-1, é aproximadamente seis vezes a massa do Sol, o que, de acordo com o resultado de Chandrasekhar, é muito grande para que o objetivo invisível seja uma anã branca; como é também excessiva para se tratar de uma estrela de nêutrons; tudo indica, portanto, que se trate de um buraco negro.

Existem outros modelos para explicar Cygnus X-1, que não incluem a possibilidade de um buraco negro, mas são todos extremamente artificiais. O buraco negro parece ser, de fato, a única explicação natural das observações.

Já se tem também evidência da existência de muitos outros buracos negros com sistema semelhante a Cygnus X-1 em nossa galáxia e em outras duas vizinhas, chamadas Nuvens de Magalhães. O número de buracos negros, entretanto, é, provavelmente, bastante maior; ao longo de toda a história do universo muitas estrelas devem ter queimado todo seu combustível nuclear e entrado em colapso. O número de buracos negros pode muito bem ser maior do que o de estrelas visíveis, que chegam aproximadamente a cem bilhões, apenas em nossa galáxia. A atração gravitacional extra de um número tão elevado de buracos negros pode explicar o porquê de nossa galáxia desenvolver sua rotação à razão em que o faz: a massa das estrelas visíveis é insuficiente para justificar este fenômeno. Tem-se também alguma evidência de que existe um buraco negro muito maior, com massa de aproximadamente cem mil vezes a do Sol, no centro de nossa galáxia. As estrelas que se aproximarem muito deste buraco negro serão dilaceradas devido à diferença das forças gravitacionais entre seus lados mais próximos e mais afastados. Seus destroços e o gás que escapa de outras estrelas cairão para dentro do buraco negro. Como no caso de Cygnus X-1, o gás formará uma espiral para dentro e se aquecerá, embora não tanto quanto neste caso. Ele não chegará a se aquecer o suficiente para emitir raios-X, mas poderá dar conta das fontes muito compactas de ondas de rádio e raios infravermelhos que são observados no centro da galáxia.

É assim que buracos negros semelhantes, mas ainda maiores, com massa aproximadamente cem milhões de vezes a do Sol, ocorrem nos centros dos quasars. A matéria caindo dentro de tais supermaciços buracos negros proveria a única fonte de potência suficiente para explicar a enorme quantidade de energia emitida por estes objetos. À medida que a matéria se desloca em espiral para um buraco negro, fará com que ele gire na mesma direção, provocando o desenvolvimento de um campo magnético quase igual ao da Terra. Partículas de energia muito elevada deverão ser geradas perto do buraco negro pela matéria cadente. O campo magnético será tão forte que poderá focalizar estas partículas em jatos lançados para o exterior, ao longo do eixo de rotação do buraco negro, ou seja, em direção de seus pólos norte e sul. Estes jatos são, de fato, observados num determinado número de galáxias e quasars.

Pode-se também considerar a possibilidade de que existam buracos negros com massa muito inferior à do Sol. Estes não poderiam ser formados pelo colapso gravitacional, porque suas massa estariam abaixo do limite estabelecido por Chandrasekhar: estrelas com baixo nível de massa podem se sustentar contra a força da gravidade, mesmo quando já tenham esgotado seu combustível nuclear. Buracos negros de baixo nível de massa só se formam se a matéria for comprimida a enormes densidades, por imensas pressões externas. Uma possibilidade mais prática é que buracos negros deste porte pudessem ter sido originados sob elevadas temperaturas e pressões nos primórdios do universo. Eles só se teriam formado se o universo primordial não tivesse sido perfeitamente liso e uniforme, porque apenas uma pequena região, mais densa do que a média, poderia ser comprimida desta maneira para dar origem a um buraco negro. Mas sabe-se que deve ter havido algumas irregularidades, porque, de outra forma, a matéria no universo ainda estaria perfeita e uniformemente distribuída até nossa época, em vez de estar agrupada em estrelas e galáxias.

Se as irregularidades requeridas para a contabilidade de estrelas e galáxias levaram à formação de um número significante de “primordiais”, o buraco negro logo depende de detalhes das condições do universo em seu início. Assim, se pudéssemos determinar quantos buracos negros primordiais existem atualmente, aprenderíamos muito sobre os estágios iniciais do universo. Buracos negros primordiais com massa maior do que 1 bilhão de toneladas (a massa de uma grande montanha) só podem ser detectados através de sua influência gravitacional sobre outra matéria visível, ou na expansão do universo. Entretanto, os buracos negros não são realmente negros apesar de tudo: eles incandescem como um corpo quente e, quanto menores eles são, mais incandescentes se tornam. Assim, paradoxalmente, os buracos negros de menor porte seriam os mais fáceis de serem detectados, muito mais do que os maiores!

Luciano Camargo Martins

Referências bibliográficas

[1] CALDER, Niegel - O Universo de Einstein, Brasília: Universidade de Brasília, 1988;

[2] HAWKING, Stephen W. – O Universo numa Casca de Noz, São Paulo: Mandarim, 2002;

[3] MOURÃO, Ronaldo Rogério de Freitas – Buracos Negros – Universos em Colapso – 4a edição , Petrópolis: Vozes, 1979;

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[5] SCIENTIFIC AMERICAN – BRASIL, Janeiro 2003 – n 8, As Mais Fantásticas Explosões do Universo, págs 60 – 67;

[6] SCIENTIFIC AMERICAN – BRASIL, Novembro 2003 - n 18, Novos Estados da Matéria, dos Quarcks as Estrelas de Nêutrons e Pulasares , págs 26 – 31;

[7] SCIENTIFIC AMERICAN – BRASIL, Fevereiro 2004 – n 21, Vida em Buracos Negros, pág 14;