Buracos Negros
A primeira idéia sobre a possibilidade da existência de buracos negros surgiu em 1783, quando John Michell, um astrônomo inglês, propôs que poderiam existir estrelas tão densas que seriam incapazes de emitir luz, na época chamada de estrelas escuras.
Michell argumentou que se atirarmos uma partícula verticalmente para cima sua subida será retardada pela gravidade e cairá. No entanto, se a velocidade inicial for maior que um valor crítico denominado velocidade de escape, a gravidade não terá força suficiente para deter a partícula e ela escapará.
A velocidade da luz (3 . 10-5 km/s) é mais que suficiente para escapar da Terra ou do Sol, cujas velocidades de escape são aproximadamente 12 km/s e 100 km/s respectivamente.
Essas estrelas, com massa superior à do Sol e velocidade de escape superior à velocidade da luz, não poderiam ser vistas, pois qualquer feixe de luz seria puxado de volta pela força da gravidade.
A idéia de Michell baseava-se na física newtoniana, onde o tempo era absoluto e independente. Einstein, em sua teoria, equaciona a gravidade com curvatura do espaço-tempo em torno de corpos maciços. Essa curvatura é de grande importância para corpos com grande massa como estrelas e planetas. A força da gravidade, nesses corpos, pode desviar a trajetória de partículas como a luz. A Teoria da Relatividade Geral também prevê que o tempo passa mais devagar em campos gravitacionais intensos.
Em 1916, Karl Schwarzschild encontrou a solução das equações de campo da relatividade geral que representava um buraco negro. Pelas equações de Einstein ele descobriu que uma estrela extremamente densa poderia se contrair até virar uma singularidade. No entanto sua idéia foi ignorada durante anos até que em 1939 os físicos Hartland Snyder e Robert Oppenheimer (o pai da bomba atômica) publicaram um artigo mais completo insinuando que o colapso da estrela formaria um horizonte de eventos e uma singularidade.
Formação de Buracos Negros
Oppenheimer, Volkoff e Tolman propuseram, pouco antes da Segunda Guerra Mundial que as estrelas de nêutrons tem massa critica entre 1,5 e 3 massas solares. Núcleos estelares mais encorpado continuarão a se contrair até que sua gravidade fique cada vez mais forte que criará um buraco negro.
Detectando Buracos Negros
Foi John Wheeler, em 1969, quem finalmente criou o termo buraco negro. Com a idéia popularizada, em 1970, cientistas americanos colocaram em órbita um novo satélite, o Uhuru que capta fontes de raios X intensos. Em diversas vezes a fonte era uma estrela de nêutrons extraindo gás de sua dupla. Signus X-1 era diferente. Seu sistema era uma estrela azul, quente, imensa e com massa de quase 30 vezes a do Sol, girando ao redor de um objeto invisível com massa de 10 sóis. O objeto invisível deve ser um buraco negro. Primeiro dos muitos que vêm sendo detectados.
Como detectar um buraco negro se eles não emitem luz?
Apesar de não liberarem luz, os buracos negros continuam exercendo força gravitacional. Um meio de acha-los é observar os fenômenos à sua volta.
Nos sistemas de estrelas duplas, os buracos negros têm uma estrela como companheira. Ambos ficam se orbitando enquanto o buraco negro vai engolindo matéria da companheira até ela sumir.
A gravidade do buraco negro faz com que sua estrela companheira gire ao seu redor, assim quanto mais forte a gravidade, mais rápida será a órbita. O desvio luminoso produzido pela aproximação ou afastamento da fonte revela a velocidade orbital da estrela e conseqüentemente a massa do buraco negro.
A massa dos dois corpos indica como eles orbitam um em torno do outro. No caso do buraco negro ter mais massa que a estrela que circula ao seu redor, o centro de gravidade ou ponto de equilíbrio fica mais próximo do buraco. Nos pares com massas semelhantes, o ponto de equilíbrio fica no meio. No caso de a estrela ter mais massa, o centro de gravidade fica em seu interior. Como resultado a super gigante apenas oscila, o que torna difícil calcular a massa do buraco negro.
É muito difícil ver um buraco negro quando cercado de matéria luminosa, mas os cientistas conseguem localizá-los no centro da atividade gravitacional.
A força gravitacional imensa do buraco negro suga o gás da estrela companheira, que acaba formando uma faixa brilhante acelerando a velocidade do gás conforme se aproxima do buraco negro. O fluxo do material da estrela em direção ao buraco negro choca-se com o gás que já está ao redor dele criando o que os cientistas chamam de “mancha quente”.
A matéria que irá ser engolida ruma em direção ao buraco negro em trajetórias espirais, como a água que escoa pelo ralo. Esse fenômeno é chamado de disco de acreção. Nas partes internas do disco de acreção, próximas do buraco negro o gás está tão aquecido que emite raios X antes de desaparecer.
