Buraco negro

Em 1783, um clérigo inglês chamado John Michell escreveu que talvez fosse possível que algo fosse tão pesado que você teria que ir à velocidade da luz para se afastar de sua gravidade. A gravidade fica mais forte à medida que algo se torna maior ou mais maciço. Para uma coisa pequena, como um foguete, para escapar de uma coisa maior, como a Terra, ela tem que escapar da atração de nossa gravidade ou ela cairá para trás. A velocidade que deve viajar para cima para fugir da gravidade da Terra é chamada de velocidade de fuga. Planetas maiores (como Júpiter) e estrelas têm mais massa, e têm uma gravidade mais forte do que a Terra. Portanto, a velocidade de fuga é muito mais rápida. John Michell pensou que era possível que algo fosse tão grande que a velocidade de fuga fosse mais rápida que a velocidade da luz, de modo que nem mesmo a luz conseguiria escapar. Em 1796, Pierre-Simon Laplace promoveu a mesma idéia na primeira e segunda edições de seu livro Exposition du système du Monde (foi retirado de edições posteriores).

Alguns cientistas pensaram que Michell poderia estar certo, mas outros pensaram que a luz não tinha massa e não seria puxada pela gravidade. Sua teoria foi esquecida.

Em 1916 Albert Einstein escreveu uma explicação da gravidade chamada relatividade geral.

• A massa faz com que o espaço (e o espaço-tempo) se curve, ou curve. Movendo as coisas "caem ao longo" ou seguem as curvas no espaço. Isto é o que chamamos de gravidade.
• A luz viaja sempre na mesma velocidade, e é afetada pela gravidade. Se ela parece mudar de velocidade, ela está realmente viajando ao longo de uma curva no tempo espacial.

Alguns meses depois, enquanto servia na Primeira Guerra Mundial, o físico alemão Karl Schwarzschild usou as equações de Einstein para mostrar que um buraco negro poderia existir. Em 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar previu que as estrelas mais pesadas do que o sol poderiam colapsar quando ficassem sem hidrogênio ou outros combustíveis nucleares para queimar. Em 1939, Robert Oppenheimer e H. Snyder calcularam que uma estrela teria que ser pelo menos três vezes maior do que o Sol para formar um buraco negro. Em 1967, John Wheeler inventou o nome "buraco negro" pela primeira vez. Antes disso, eles eram chamados de "estrelas negras".

Em 1970, Stephen Hawking e Roger Penrose mostraram que os buracos negros devem existir. Embora os buracos negros sejam invisíveis (eles não podem ser vistos), parte da matéria que está caindo neles é muito brilhante.

Colapso gravitacional

O colapso gravitacional de enormes estrelas (de alta massa) causa buracos negros de "massa estelar". A formação de estrelas no universo inicial pode ter resultado em estrelas muito maciças, que no colapso produziriam buracos negros de até ¹⁰³ massas solares. Esses buracos negros podem ser as sementes dos buracos negros supermassivos encontrados nos centros da maioria das galáxias.

A maior parte da energia liberada no colapso gravitacional é emitida muito rapidamente. Um observador distante vê o material em colapso lento e parado logo acima do horizonte do evento, devido à dilatação do tempo gravitacional. A luz emitida imediatamente antes do horizonte de eventos é retardada uma quantidade infinita de tempo. Portanto, o observador nunca vê a formação do horizonte de eventos. Em vez disso, o material em colapso parece tornar-se mais escuro e cada vez mais deslocado para o vermelho, eventualmente desaparecendo.

Também foram encontrados buracos negros no meio de quase todas as galáxias do universo conhecido. Estes são chamados de buracos negros supermassivos (SBH), e são os maiores buracos negros de todos. Eles se formaram quando o Universo era muito jovem, e também ajudaram a formar todas as galáxias.

Acredita-se que os quasares sejam alimentados por material coletado por gravidade em SBHs nos centros de galáxias distantes. A luz não pode escapar dos SBHs no centro dos quasares, então a energia de fuga é feita fora do horizonte do evento por tensões gravitacionais e imenso atrito no material que chega.

Enormes massas centrais (¹⁰⁶ a ¹⁰⁹ massas solares) têm sido medidas em quasares. Várias dezenas de grandes galáxias próximas, sem sinal de um núcleo quasar, contêm um buraco negro central semelhante em seus núcleos. Portanto, pensa-se que todas as grandes galáxias têm um, mas apenas uma pequena fração está ativa (com acreção suficiente para a radiação de energia) e, portanto, são vistas como quasares.

No meio de um buraco negro, há um centro gravitacional chamado de singularidade. É impossível ver dentro dele porque a gravidade impede a fuga de qualquer luz. Em torno da pequena singularidade, há uma grande área onde a luz que normalmente passaria por ela também é sugada. A borda desta área é chamada de horizonte de eventos. A área além do horizonte do evento é o buraco negro. A gravidade do buraco negro fica mais fraca a uma distância. O horizonte de eventos é o lugar mais distante do meio onde a gravidade ainda é forte o suficiente para aprisionar a luz.

Fora do horizonte do evento, a luz e a matéria ainda serão puxadas em direção ao buraco negro. Se um buraco negro for cercado por matéria, a matéria formará um "disco de acreção" (acreção significa "reunião") ao redor do buraco negro. Um disco de acreção se parece algo como os anéis de Saturno. Ao ser sugado, a matéria fica muito quente e dispara radiação de raios X para o espaço. Pense nisto como a água girando ao redor do buraco antes de cair dentro.

A maioria dos buracos negros está muito longe para que possamos ver o disco de acreção e o jato. A única maneira de conhecer um buraco negro é vendo como as estrelas, o gás e a luz se comportam em torno dele. Com um buraco negro próximo, mesmo objetos tão grandes quanto uma estrela se movem de maneira diferente, geralmente mais rápido do que se o buraco negro não estivesse lá.

Como não podemos ver os buracos negros, eles devem ser detectados por outros meios. Quando um buraco negro passa entre nós e uma fonte de luz, a luz se dobra ao redor do buraco negro criando uma imagem de espelho. Esse efeito é chamado de lente gravitacional.

A radiação Hawking é a radiação do corpo negro que é emitida pelo buraco negro, devido aos efeitos quânticos próximos ao horizonte do evento. Tem o nome do físico Stephen Hawking, que forneceu um argumento teórico para sua existência em 1974.

A radiação Hawking reduz a massa e a energia do buraco negro e, portanto, é também conhecida como evaporação do buraco negro. Isto acontece por causa dos pares partícula-antipartícula virtuais. Devido às flutuações quânticas, isto é quando uma das partículas cai e a outra se safa com a energia/massa. Por causa disso, espera-se que os buracos negros que perdem mais massa do que ganham por outros meios encolham e acabam desaparecendo. Prevê-se que os micro buracos negros (MBHs) sejam emissores líquidos de radiação maiores do que os buracos negros maiores e devem encolher e se dissipar mais rapidamente.