O que realmente são os buracos negros?

Principalmente os mais curiosos pela astrofísica já sabem que os buracos negros são regiões de altíssima densidade no espaço. Regiões tão densas e que criam um campo gravitacional tão forte que nada consegue escapar, nem mesmo a luz.

Perceba que dizemos que um buraco negro é uma região, e não “algo”. Essa escolha de palavras é muito importante e diz muito sobre o que realmente são os buracos negros.

Ao contrário do que muitos pensam, um buraco negro não é simplesmente uma singularidade envolta por um horizonte de eventos. Talvez fosse, no começo do século XX com a teoria dos buracos negros ainda estáticos. No entanto, um buraco negro possui uma série de estruturas internas complexas e interessantes e possui momento angular — eles giram porque a estrela que os originou também girava e o momento angular se conserva. Veremos isso em detalhes.

Então… vamos conhecer mais sobre buracos negros?

Quem idealizou os buracos negros?

A ideia de buracos negros foi proposta pela primeira vez no final do século 18 pelo geólogo inglês John Michell e pelo matemático e astrônomo francês Pierre-Simon Laplace. Michell e Laplace sugeriram independentemente que poderia haver objetos no espaço com gravidade tão forte que nada, nem mesmo a luz, poderia escapar deles. No entanto, naquela época, a ideia era puramente teórica e não tinha nenhuma evidência observacional para apoiá-la.

Karl Schwarzschild foi um físico e astrônomo alemão que fez importantes contribuições para a teoria dos buracos negros. Em 1916, apenas alguns meses depois de Albert Einstein publicar sua teoria da relatividade geral, Schwarzschild usou a nova teoria para derivar uma solução matemática que descrevia o campo gravitacional em torno de um objeto esfericamente simétrico. Essa solução, agora conhecida como solução de Schwarzschild, ainda é usada hoje para descrever o espaço-tempo em torno de buracos negros não rotativos.

$$ds^2 = – \left( 1-\frac{R_s}{r} \right) c^2dt^2 + \frac{1}{\left( 1-\frac{R_s}{r} \right)} dr^2 + r^2 (d\theta^2 + sin^2\theta d\phi^2)$$

A solução de Schwarzschild mostrou que se um objeto tivesse massa suficiente e colapsasse sobre si mesmo, poderia formar uma região do espaço onde a atração gravitacional era tão forte que sua velocidade de escape superaria a velocidade da luz. Essa região do espaço, agora conhecida como horizonte de eventos, marca o limite do que hoje chamamos de buraco negro. Schwarzschild também calculou o raio do horizonte de eventos, que agora chamamos de raio de Schwarzschild ($R_s$), e mostrou que era proporcional à massa do objeto.

$$R_s = \frac{2GM}{c^2} $$

O termo “buraco negro” foi cunhado em 1967 pelo físico americano John Wheeler, que desempenhou um papel fundamental no desenvolvimento de nossa compreensão moderna desses objetos. Desde então, muitas observações e estudos forneceram fortes evidências da existência de buracos negros, e agora são amplamente aceitos como um aspecto fundamental da astrofísica e da cosmologia.

O trabalho de Schwarzschild foi um marco importante no desenvolvimento de nossa compreensão dos buracos negros, e sua solução forneceu a base para grande parte da pesquisa subsequente sobre esses objetos. O raio de Schwarzschild e a solução de Schwarzschild ainda são conceitos importantes no estudo de buracos negros hoje e são nomeados em homenagem às contribuições de Karl Schwarzschild para o campo.

O que há dentro de um buraco negro?

Até aí, tudo beleza! Einstein apresentou sua teoria da relatividade geral em 1915 e em poucos meses Karl Schwarzschild encontrou a primeira solução exata para uma massa pontual (o mesmo que um buraco negro esférico e não rotativo). O próximo passo para modelar este problema de forma mais realista era considerar o que aconteceria se o buraco negro também tivesse momento angular, em vez de apenas massa — o que não foi resolvido até que o matemático neozelandês Roy Kerr encontrou a solução exata em 1963 no que ficou conhecida como a métrica de Kerr.

Essa solução revelou que, em vez de um único horizonte de eventos com uma singularidade pontual, um buraco negro contém um horizonte de eventos interno e externo, bem como uma ergosfera interna e externa, além de uma singularidade semelhante a um anel de raio substancial.

A ergosfera é uma região em torno de um buraco negro rotativo onde o espaço-tempo é arrastado junto com a rotação do buraco negro. É uma consequência do arrasto do espaço-tempo devido à imensa energia rotacional do buraco negro.

NOTA: Trabalhos posteriores sobre a ergosfera e o buraco negro de Kerr foram desenvolvidos por Roger Penrose, ganhador do Nobel de Física de 2020.

Existem algumas diferenças fundamentais e importantes entre a solução de Schwarzschild, mais ingênua e simples, e a solução de Kerr, mais realista e complexa. Em nenhuma ordem particular, aqui estão alguns contrastes fascinantes:

1. Em vez de uma única solução para onde está o horizonte de eventos, um buraco negro em rotação tem duas soluções matemáticas: um horizonte de eventos interno e externo.
2. Mesmo fora do horizonte de eventos externo, existe um lugar conhecido como ergosfera, onde o próprio espaço-tempo é arrastado a uma velocidade rotacional igual à velocidade da luz, e as partículas que caem experimentam enormes acelerações.
3. Existe uma razão máxima de momento angular para massa que é permitida; se houver muito momento angular, o buraco negro irradiará essa energia (via radiação gravitacional) até ficar abaixo desse limite.

E, talvez o mais fascinante e um dos fatos que os livros de ciência não mostram: a singularidade no centro do buraco negro não é um ponto infinitesimal, mas sim um anel unidimensional, onde o raio do anel é determinado pela massa e momento angular do buraco negro.

“Ah, isso tudo é teoria!”. Será?

Agora que finalmente observamos em 2019 o horizonte de eventos de um buraco negro pela primeira vez, o M87*, devido ao incrível sucesso do Event Horizon Telescope (EHT), os cientistas puderam comparar suas observações com as previsões teóricas.

Ao executar uma variedade de simulações detalhando quais seriam os sinais de buracos negros com várias massas, rotações, orientações e fluxos de matéria em acreção, eles conseguiram encontrar o melhor ajuste para o que viram. Embora existam algumas incertezas substanciais, o buraco negro no centro de M87 parece estar:

1. Girando a 94% de sua velocidade máxima;
2. Com uma singularidade de anel unidimensional com um diâmetro de ~118 UA (maior que a órbita de Plutão);
3. Com seu eixo de rotação apontando para longe da Terra em ~ 17°;

Todas as observações são consistentes com um buraco negro de Kerr (que é preferido em vez de um buraco negro estático de Schwarzschild).

Como os buracos negros são formados?

Antes de tudo, é importante dividir os buracos negros em duas principais classificações bem distintas:

1. Os buracos negros de massa estelar; e
2. Os buracos negros supermassivos.

(Os buracos negros de massa intermediária ainda são um dos mistérios da astrofísica)

Os buracos negros de massa estelar se originam do processo de evolução de estrelas massivas, normalmente aquelas com pelo menos 12 vezes a massa do nosso Sol. As estrelas passam por vários estágios de fusão nuclear, onde o hidrogênio é convertido em hélio e elementos mais pesados. Esse processo de fusão cria uma pressão interna que neutraliza a força gravitacional — o equilíbrio hidrostático.

À medida que uma estrela massiva consome seu combustível nuclear, ela acaba esgotando seu hidrogênio e outros elementos no núcleo. As reações de fusão cessam e, sem a pressão interna, a gravidade assume o controle, fazendo com que o núcleo da estrela entre em colapso, desencadeando uma explosão cataclísmica conhecida como supernova. As camadas externas da estrela são ejetadas para o espaço, liberando uma enorme quantidade de energia. O que resta é um núcleo altamente denso chamado remanescente estelar. Se o remanescente estelar tiver uma massa acima de um certo limite, conhecido como limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, a força da gravidade torna-se tão intensa que supera todas as outras forças. O colapso sofre uma reação em cadeia: a gravidade colapsa o núcleo ainda mais, o que aumenta sua densidade, que cria uma força gravitacional ainda maior, colapsando-o ainda mais, o que cria uma força ainda maior e…

Enfim, você pegou a ideia.

À medida que o núcleo colapsa continuamente, ele se torna cada vez mais compacto e sua densidade se aproxima cada vez mais do infinito, em um ponto conhecido como singularidade. Em torno dessa singularidade forma-se um horizonte de eventos, que é a fronteira além da qual nada pode escapar, nem mesmo a luz. Isso marca a formação de um buraco negro.

E os buracos negros supermassivos?

Os buracos negros encontrados no centro das galáxias, com milhões (ou bilhões) de massas solares, conhecidos como buracos negros supermassivos, têm origens ainda não totalmente compreendidas. No entanto, existem várias teorias importantes sobre sua formação:

• Acreção e crescimento: Uma possibilidade é que os buracos negros supermassivos se formaram a partir da acreção de grandes quantidades de gás e matéria no início do Universo. À medida que a matéria cai em uma região densa, como o centro de uma galáxia, ela pode formar um disco de acreção — um disco giratório de gás e poeira ao redor do buraco negro. Com o tempo, a atração gravitacional do buraco negro faz com que ele cresça em massa, tornando-se um buraco negro supermassivo.
• Colapso direto: Outra hipótese sugere que os buracos negros supermassivos podem ter se formado através do colapso direto de nuvens de gás massivas no início do Universo. Essas nuvens, com massa e densidade suficientes, entrariam em colapso diretamente em um buraco negro sem formar uma estrela primeiro. Este processo poderia explicar a rápida formação de buracos negros extremamente massivos.
• Evolução estelar e fusões: Buracos negros supermassivos podem ter se formado através do crescimento e fusões de buracos negros menores que se formaram através do colapso de estrelas massivas. Ao longo de bilhões de anos, esses buracos negros menores podem se fundir devido a interações gravitacionais, levando à formação de um buraco negro supermassivo.

Como podemos detectar um buraco negro?

Em alguns casos, os astrofísicos podem detectar indiretamente a presença de um buraco negro estudando o movimento de estrelas próximas. Se um buraco negro existe em um aglomerado ou centro galáctico, ele pode influenciar gravitacionalmente as estrelas circundantes, fazendo com que suas órbitas exibam padrões distintos ou altas velocidades. Quando este buraco negro está em um sistema binário com uma estrela companheira, ele pode puxar matéria da companheira, formando um disco de acreção. A intensa atração gravitacional do buraco negro faz com que o disco aqueça e emita raios X. Os astrofísicos usam telescópios espaciais de raios X, como o Observatório Chandra (NASA), para detectar e estudar essas emissões de alta energia.

Os buracos negros podem ter efeitos profundos em seus arredores. Eles podem gerar poderosos jatos de partículas e emitir radiação de alta energia. Ao detectar e estudar essas emissões em todo o espectro eletromagnético, os astrônomos podem inferir a presença de um buraco negro. Os observatórios e missões espaciais modernas, como o Telescópio Espacial James Webb (JWST) e o Telescópio Avançado para Astrofísica de Alta Energia (ATHENA, do inglês, Advanced Telescope for High-Energy Astrophysics) da Agência Espacial Europeia, oferecerão recursos aprimorados para o estudo de buracos negros, potencialmente fornecendo novos insights sobre suas propriedades e detecção.

Por fim, astrofísicos também podem usar o efeito das lentes gravitacionais. A microlente é um fenômeno no qual a gravidade de um objeto em primeiro plano, como um buraco negro, dobra e amplia a luz de uma estrela de fundo. Ao observar esses brilhos temporários, os astrofísicos podem inferir a presença de um buraco negro.

Extra: a Terra pode ser sugada por um buraco negro?

Ah, uma das maiores lendas urbanas astrofísicas propagadas pelas redes sociais…

Não, a Terra não corre o risco de ser “sugada” pelo buraco negro supermassivo no centro da nossa galáxia, conhecido como Sagittarius A* (Sgr A*). Sgr A* é um buraco negro supermassivo com uma massa de cerca de 4,3 milhões de vezes a do nosso Sol. A influência gravitacional de Sgr A* se estende por uma vasta região, mas sua atração gravitacional em objetos distantes como a Terra não é significativa o suficiente para causar qualquer preocupação.

A Terra orbita em torno do Sol, que faz parte da Via Láctea. Embora Sgr A* esteja localizado no centro de nossa galáxia, estima-se que esteja a cerca de 26.000 anos-luz de distância de nós. As forças gravitacionais que governam o movimento dos planetas no Sistema Solar são dominadas pela atração gravitacional do Sol, e a influência de Sgr A* na órbita da Terra é insignificante.

O fato é que o Sistema Solar não orbita o Sagittarius A* diretamente, e sim toda a massa de estrelas e gases que compõem a parte interna dos braços e o bojo central da Via Láctea (além da matéria escura) que, se somada, tem muito mais massa do que Sagittarius A* isoladamente.

Além disso, os buracos negros não possuem uma força de “sucção” mágica ou abrangente. Sua atração gravitacional é intensa apenas dentro de uma certa proximidade, particularmente perto de seu horizonte de eventos. Enquanto um objeto, incluindo a Terra, permanecer bem fora do horizonte de eventos de um buraco negro, ele pode continuar em sua órbita estável sem ser puxado para dentro.

Referências

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