{"id":56021,"date":"2016-06-23T14:13:48","date_gmt":"2016-06-23T14:13:48","guid":{"rendered":"http:\/\/cms.portalsaofrancisco.com.br\/?p=56021"},"modified":"2018-03-15T10:46:55","modified_gmt":"2018-03-15T12:46:55","slug":"buraco-negro","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/lab.fabricadelandings.com.br\/portalsaofrancisconovo\/ciencias-da-natureza\/astronomia\/buraco-negro","title":{"rendered":"Buraco Negro"},"content":{"rendered":"

O que \u00e9 um buraco negro?<\/strong><\/p>\n

Os buracos negros<\/strong> s\u00e3o alguns dos objetos mais estranhos e fascinantes encontrados no espa\u00e7o exterior. Eles s\u00e3o objetos de extrema densidade, com t\u00e3o forte atra\u00e7\u00e3o gravitacional que nem a luz pode escapar de seu alcance<\/p>\n

Alguma vez voc\u00ea j\u00e1 teve que aspirar o seu quarto? <\/strong><\/p>\n

Quando o fizer, observe atentamente, porque voc\u00ea vai ver a sujeira e as migalhas come\u00e7am a se mover para dentro do aspirador de p\u00f3.<\/p>\n

Um buraco negro \u00e9 semelhante a um aspirador de p\u00f3, remove os destro\u00e7os deixados para tr\u00e1s no espa\u00e7o.<\/p>\n

No entanto, n\u00e3o \u00e9 o poder de suc\u00e7\u00e3o que faz coisas cai em um buraco negro. Suc\u00e7\u00e3o n\u00e3o seria forte o suficiente. Em vez disso, um buraco negro<\/strong> usa o poder da gravidade para puxar as coisas para ele.<\/p>\n

Um buraco negro<\/strong> \u00e9 um lugar no espa\u00e7o onde a gravidade puxa tanto que nem a luz consegue escapar. A gravidade \u00e9 t\u00e3o forte j\u00e1 que a mat\u00e9ria foi espremido em um espa\u00e7o min\u00fasculo. Isso pode acontecer quando uma estrela est\u00e1 morrendo.<\/p>\n

Porque nenhuma luz pode sair, as pessoas n\u00e3o podem ver os buracos negros<\/p>\n

Albert Einstein primeira previu buracos negros em 1916 com a sua teoria da relatividade geral. O termo “buraco negro” foi cunhado em 1967 pelo astr\u00f4nomo americano John Wheeler, eo primeiro foi descoberto em 1971.<\/p>\n

Existem tr\u00eas tipos:<\/strong> buracos negros estelares, buracos negros supermassivos e buracos negros intermedi\u00e1rios.<\/p>\n

Buraco Negro – Estelares<\/strong><\/h4>\n

\"Buraco
\nBuraco Negro<\/strong><\/p>\n

Os\u00a0Buracos Negros<\/strong>\u00a0s\u00e3o objetos misteriosos, ainda pouco conhecidos, cuja exist\u00eancia n\u00e3o est\u00e1 definitivamente comprovada. Por isso, se quisermos ser rigorosos, dever\u00edamos sempre denomin\u00e1-los \u0093candidatos\u0094 a buracos negros. Por serem regi\u00f5es do espa\u00e7o-tempo com um intenso campo grav\u00edtico, constituem um dos melhores exemplos da aplicabilidade e import\u00e2ncia da Teoria da Relatividade Geral.<\/p>\n

Apesar de misteriosos, os buracos negros s\u00e3o as entidades mais simples do nosso Universo.<\/p>\n

Eles podem ser completamente caracterizados por apenas 3 par\u00e2metros: <\/strong>carga, massa e momento angular.<\/p>\n

Isso significa que os buracos negros no centro das gal\u00e1xias e os buracos negros estelares possuem apenas uma diferen\u00e7a fundamental:<\/strong> a massa.<\/p>\n

Os Buracos Negros Estelares<\/strong> podem surgir na fase final do ciclo de vida de estrelas de grande massa, com massas superiores a cerca de 8 vezes a massa do Sol (8 MSol). Essas estrelas t\u00eam um ciclo de vida curto (alguns milh\u00f5es de anos), quando comparado com o de estrelas de pequena massa, como por exemplo a nossa estrela (o Sol j\u00e1 existe h\u00e1 pelo menos 4,5 mil milh\u00f5es de anos e est\u00e1 na metade do seu ciclo de vida). A fase final da vida de uma estrela de grande massa \u00e9 na forma de uma explos\u00e3o de supernova. O que resta da estrela progenitora poder\u00e1 ser, uma estrela de neutr\u00f5es ou um buraco negro, dependendo da massa do corpo remanescente.<\/p>\n

Conhecemos hoje mais de 2 dezenas de fortes candidatos a buracos negros estelares na nossa pr\u00f3pria gal\u00e1xia. A sua proximidade faz com que estes objetos sejam verdadeiros laborat\u00f3rios de estudo.<\/p>\n

Buraco Negro – Tamanho<\/h4>\n

Um\u00a0buraco negro<\/strong>\u00a0\u00e9 uma quantidade imensa de massa concentrada num ponto de tamanho zero, que os f\u00edsicos chamam de singularidade. \u00c9 dif\u00edcil imaginar massa sem tamanho, mas um buraco negro pode ser milh\u00f5es de vezes mais massivo que o Sol.<\/p>\n

A singularidade exerce for\u00e7a gravitacional sobre tudo \u00e0 sua volta, assim como o Sol, mas com uma diferen\u00e7a. A partir de uma certa dist\u00e2ncia (denominada raio de Schwarzschild), nada \u00e9 capaz de escapar de sua gravidade, por mais veloz que esteja. Nem mesmo a luz escapa de l\u00e1.<\/p>\n

O que acontece nos arredores de um buraco negro<\/strong><\/p>\n

\"Buraco
\nBuraco Negro<\/strong><\/p>\n

A esfera formada pelo raio de Schwarzschild \u00e9 denominada horizonte de eventos, porque al\u00e9m dela n\u00e3o se enxerga nada. Quanto mais massivo \u00e9 um buraco negro, maior \u00e9 seu horizonte de eventos.<\/p>\n

1- Buraco negro:<\/strong> Seria dif\u00edcil ver um buraco negro quando cercado de mat\u00e9ria luminosa, mas cientistas sabem localiz\u00e1-lo no centro da atividade gravitacional
\n2- Raios X: <\/strong>Nas partes internas do disco de acre\u00e7\u00e3o, a mat\u00e9ria est\u00e1 t\u00e3o aquecida que emite raios X detect\u00e1veis em telesc\u00f3pios
\n3- Disco de acre\u00e7\u00e3o: <\/strong>A mat\u00e9ria que ser\u00e1 engolida ruma em dire\u00e7\u00e3o ao buraco negro em trajet\u00f3rias espirais. O fen\u00f4meno \u00e9 chamado de disco de acre\u00e7\u00e3o
\n4- Jatos de mat\u00e9ria:<\/strong> A alta rota\u00e7\u00e3o de alguns buracos negros, somada \u00e0 intensa gravidade, cria o curioso fen\u00f4meno dos jatos de mat\u00e9ria pr\u00f3ximos ao horizonte de eventos<\/p><\/blockquote>\n

Sistema bin\u00e1rio<\/strong><\/p>\n

Alguns buracos t\u00eam uma estrela como companheira. Ambos orbitam um ao outro enquanto o buraco negro vai engolindo mat\u00e9ria, at\u00e9 toda a estrela sumir<\/p>\n

Espa\u00e7o retorcido<\/strong><\/p>\n

A Teoria da Relatividade Geral prev\u00ea que o campo gravitacional de um buraco negro gere curvaturas acentuadas no espa\u00e7o tempo.<\/p>\n

Nesta figura, aquilo que seria um espa\u00e7o plano \u00e9 representado por linhas curvas. O centro do buraco negro est\u00e1 na ponta do cone<\/p>\n

\"Buraco
\nBuraco Negro<\/strong><\/p>\n

Um foguete Delta II da Boeing, esquerda, foi lan\u00e7ado em Cabo Canaveral, na Fl\u00f3rida, no dia 23 de novembro de 2004, que p\u00f4s em \u00f3rbita o sat\u00e9lite Swift da NASA. O sat\u00e9lite localizar\u00e1 a posi\u00e7\u00e3o de explos\u00f5es distantes (concep\u00e7\u00e3o art\u00edstica \u00e0 direita) que parecem sinalizar os nascimentos dos buracos negros.<\/p>\n

O Swift tentar\u00e1 decifrar um mist\u00e9rio que j\u00e1 dura 35 anos sobre a origem das explos\u00f5es de raios-gama, que os cientistas pensam serem os gritos do nascimento dos buracos negros. Essas explos\u00f5es, \u00fanicas, acontecem muito r\u00e1pido, durando somente milion\u00e9simos de segundos a alguns minutos. Elas ocorrem semanalmente diversas vezes em algum lugar no Universo, e o Swift, com um conjunto de tr\u00eas instrumentos (pain\u00e9is), detectar\u00e1 esses “eventos” semanais.<\/p>\n

Forma\u00e7\u00e3o de um buraco negro<\/strong><\/p>\n

Astr\u00f4nomos americanos registraram, pela primeira vez, em uma Gal\u00e1xia distante um fen\u00f4meno do universo: <\/strong>o nascimento de um Buraco Negro.<\/p>\n

Parece uma dan\u00e7a no espa\u00e7o. Dois corpos celestes, com uma gigantesca for\u00e7a da gravidade, giram, um em torno da outro. Se atraem cada vez mais. A velocidade aumenta at\u00e9 que se juntam e explodem, como mostra a anima\u00e7\u00e3o da Nasa.<\/p>\n

Em menos de um segundo nasce um Buraco Negro, um dos maiores mist\u00e9rios do Universo.<\/p>\n

\u00c9 uma regi\u00e3o do espa\u00e7o, que j\u00e1 foi descrita como um funil ou um redemoinho, com uma for\u00e7a de gravidade t\u00e3o forte que suga tudo o que estiver por perto.<\/p>\n

Os cientistas ainda n\u00e3o sabem dizer se a colis\u00e3o foi de duas estrelas extremamente compactas, chamadas \u0091Estrelas de N\u00eautron\u0092, ou de dois buracos negros mais antigos.<\/p>\n

O nascimento do Buraco Negro provocou uma explos\u00e3o de raios Gama, que foram captados por um sat\u00e9lite americano. Se considerarmos as dist\u00e2ncias no espa\u00e7o, pode-se dizer o Buraco Negro \u00e9 um vizinho da terra, mas est\u00e1 muito distante para causar preocupa\u00e7\u00e3o.<\/p>\n

Segundo a Nasa, ele est\u00e1 a 2,7 bilh\u00f5es de anos-luz da Terra, uma dist\u00e2ncia que representa o tempo que o final dessa explos\u00e3o levou para ser percebido aqui.<\/p>\n

Buraco Negro – Como se desenvolvem<\/h4>\n

\"Buraco
\nBuraco Negro <\/strong><\/p>\n

O\u00a0buraco negro\u00a0<\/strong>tem este nome porque sua gravidade \u00e9 t\u00e3o intensa que nem a luz escapa dele, e portanto n\u00e3o podemos obter informa\u00e7\u00f5es de seu interior. O limite observ\u00e1vel em torno do buraco negro corresponde ao horizonte de eventos. A mat\u00e9ria que \u00e9 capturada para dentro deste horizonte desaparece, aumentando a massa do buraco negro. Acredita-se que esta mat\u00e9ria acabe se concentrando num ponto para dentro do horizonte de eventos, de densidade infinita.<\/p>\n

Buracos negros s\u00e3o considerados a fase final de uma estrela de grande massa (maior que 5 vezes a massa do Sol), sendo chamados, inclusive, de sua “morte”. Estrelas s\u00e3o astros est\u00e1veis durante a maior parte de sua “vida” em que agem for\u00e7as opostas de press\u00e3o interna e gravidade, mantidas em equil\u00edbrio. No seu n\u00facleo ocorrem constantes rea\u00e7\u00f5es nucleares de fus\u00e3o de n\u00facleos de hidrog\u00eanio em h\u00e9lio.<\/p>\n

Quando todo o hidrog\u00eanio da parte central de uma estrela \u00e9 consumido, ela sofre contra\u00e7\u00f5es e tem a temperatura do seu centro aumentada, propiciando o in\u00edcio de rea\u00e7\u00f5es nucleares envolvendo elementos sucessivamente mais pesados. No final desse processo, se a massa estelar \u00e9 elevada, ocorre uma explos\u00e3o, denominada supernova. Essa rea\u00e7\u00e3o pode resultar em um buraco negro se a massa do caro\u00e7o remanescente da estrela for superior a, aproximadamente, tr\u00eas s\u00f3is.<\/p>\n

Caso n\u00e3o se forme um buraco negro ap\u00f3s a supernova, o resultado ser\u00e1 uma estrela de n\u00eautrons, outra possibilidade de fim de uma estrela. N\u00e3o \u00e9 poss\u00edvel visualizar um buraco negro, j\u00e1 que ele n\u00e3o emite qualquer radia\u00e7\u00e3o. Mas pode ser observado a partir do efeito causado nos demais astros.<\/p>\n

Quando mat\u00e9ria \u00e9 atra\u00edda por um deles, o caso mais comum \u00e9 que ela forme um disco de acres\u00e7\u00e3o (veja explica\u00e7\u00e3o abaixo) em torno do buraco negro, e des\u00e7a em espiral em dire\u00e7\u00e3o a ele. No processo, a mat\u00e9ria do disco esquenta muito, emitindo diversas radia\u00e7\u00f5es. Existem hip\u00f3teses de que exista um buraco negro supermassivo no centro de cada gal\u00e1xia, inclusive da Via L\u00e1ctea, onde est\u00e1 o planeta Terra.<\/p>\n

As hip\u00f3teses que explicam tal fato s\u00e3o divergentes:<\/strong> uma delas sugere que o buraco negro seria o respons\u00e1vel pela forma\u00e7\u00e3o das gal\u00e1xias, devido \u00e0 sua alta capacidade atrativa. Descobriu-se, por\u00e9m, uma gal\u00e1xia em que n\u00e3o foi detectado nenhum buraco negro, apesar de n\u00e3o se descartar a possibilidade de exist\u00eancia de um bem pequeno em seu centro.<\/p>\n

Acredita-se que no momento conhecido como Big Bang o universo seria parecido com o interior de um buraco negro:<\/strong> pequenos buracos negros teriam se seguido a essa explos\u00e3o inicial, devido \u00e0s condi\u00e7\u00f5es de alta temperatura e press\u00e3o. Ou seja, o fen\u00f4meno do buraco negro, que \u00e9 ainda uma inc\u00f3gnita para a Ci\u00eancia contempor\u00e2nea, estaria na origem do universo.<\/p>\n

Como ocorre a evolu\u00e7\u00e3o da estrela, desde o momento em que \u00e9 gerada?<\/strong><\/p>\n

As estrelas se formam a partir da contra\u00e7\u00e3o de nuvens de g\u00e1s, que t\u00eam extens\u00f5es maiores do que o sistema solar inteiro. A contra\u00e7\u00e3o continua at\u00e9 que a temperatura interna fique grande o suficiente para haver a igni\u00e7\u00e3o nuclear, ou seja, 4 n\u00facleos de hidrog\u00eanio acabam dando origem a um n\u00facleo de H\u00e9lio, liberando energia no processo. Estabelece-se ent\u00e3o uma situa\u00e7\u00e3o de equil\u00edbrio, em que a press\u00e3o interna dos gases que formam a estrela segura a atra\u00e7\u00e3o gravitacional e a estrela passa por um longo per\u00edodo de estabilidade, como aquele em que se encontra o Sol, que vai durar cerca de 4,5 bilh\u00f5es de anos ainda.<\/p>\n

A evolu\u00e7\u00e3o depois desta fase de estabilidade vai depender da massa inicial da estrela:<\/strong> Estrela com massa semelhante a do Sol vai acabar com uma an\u00e3 branca quando acabar o combust\u00edvel nuclear; Estrela com massa bem maior (maior do que 5 vezes a massa do Sol) vai evoluir mais r\u00e1pido e as rea\u00e7\u00f5es nucleares v\u00e3o se tornando cada vez mais energ\u00e9ticas acabando por causar a explos\u00e3o da estrela. O resultado dessa explos\u00e3o pode ser um buraco negro ou uma estrela de n\u00eautrons.<\/p>\n

Como \u00e9 poss\u00edvel tirar fotos de buracos negros?<\/strong><\/p>\n

Como os buracos negros n\u00e3o emitem radia\u00e7\u00e3o, \u00e9 imposs\u00edvel obter a imagem de um buraco negro. O que se verifica s\u00e3o os efeitos que o buraco negro causa ao seu redor. Ent\u00e3o o que se observa \u00e9 que as estrelas e algumas vezes nuvens de g\u00e1s que est\u00e3o bem pr\u00f3ximas ao buraco negro se movem com alta velocidade e a partir da medida desta velocidade (atrav\u00e9s do efeito Doppler da luz) pode-se calcular a massa do buraco negro.<\/p>\n

Existem pelo menos dois tipos de buracos negros: <\/strong>os estelares, que t\u00eam massas de 8 a 10 vezes a massa do Sol, e os supermassivos, que tem massas de 1 milh\u00e3o a 1 bilh\u00e3o de vezes a massa do Sol. Estes \u00faltimos est\u00e3o no centro das gal\u00e1xias, enquanto que os estelares podem estar em qualquer lugar em uma gal\u00e1xia.<\/p>\n

O que \u00e9 o disco de acres\u00e7\u00e3o?<\/strong><\/p>\n

O disco de acres\u00e7\u00e3o se forma quando mat\u00e9ria gasosa, que tem momentum angular, \u00e9 atra\u00edda para o buraco negro. Para conservar esse momentum angular, essa mat\u00e9ria fica girando em torno do buraco negro, sob a forma de um disco, e vai lentamente caindo para dentro dele, ao perder momentum angular. Nas regi\u00f5es mais internas, o disco vai se aquecendo e emite radia\u00e7\u00e3o ultravioleta e X, que s\u00e3o observadas e constituem uma assinatura do disco e do buraco negro, uma vez que o disco n\u00e3o \u00e9 resolvido, ou seja, n\u00e3o se pode observar sua forma, pois o disco \u00e9 muito pequeno e muito distante de n\u00f3s. S\u00f3 observamos a luz total emitida.<\/p>\n

Por que se acredita na exist\u00eancia de buracos negros dentro das gal\u00e1xias?<\/strong><\/p>\n

As observa\u00e7\u00f5es da velocidade das estrelas e algumas vezes de nuvens de g\u00e1s no centro das gal\u00e1xias mostram que a massa que as est\u00e1 atraindo \u00e9 muito grande.<\/p>\n

Nas gal\u00e1xias mais pr\u00f3ximas bem como na nossa gal\u00e1xia, estas observa\u00e7\u00f5es chegam t\u00e3o perto do centro da gal\u00e1xia que se conclui que a quantidade de massa inferida pelo movimento n\u00e3o pode estar sob a forma de estrelas, pois elas teriam que estar muito pr\u00f3ximas uma das outras, numa estrutura que n\u00e3o \u00e9 est\u00e1vel.<\/p>\n

Portanto se conclui que tem que ser algo mais compacto, como um buraco negro.<\/p>\n

Buraco Negro – Caracter\u00edsticas<\/h4>\n

\"Buraco
\nBuraco Negro<\/strong><\/p>\n

Os\u00a0buracos negros<\/strong>\u00a0se formam dos caro\u00e7os estrelares (o que restou da morte da estrela que n\u00e3o se transformou em supernova). Se o caro\u00e7o remanescente tiver mais que tr\u00eas massas solares (3x a massa do sol), ele ir\u00e1 formar um buraco negro.<\/p>\n

Sua principal caracteristica \u00e9 a super for\u00e7a gravitacional, t\u00e3o forte que nem a luz escapa da sua atra\u00e7\u00e3o (por isso um buraco negro n\u00e3o \u00e9 vis\u00edvel). No entanto, podem ser percebidos se possu\u00edrem uma estrela companheira muito pr\u00f3xima.<\/p>\n

A gravidade do buraco negro atrai o g\u00e1s da outra estrela, formando um disco vis\u00edvel.<\/p>\n

Eventualmente, a mat\u00e9ria espirala e atravessa o horizonte de eventos (o limite do buraco negro) e, desse modo, desaparece do Universo vis\u00edvel.<\/p>\n

Um buraco negro<\/strong> pode ter sua origem no colapso gravitacional de uma estrela muito maci\u00e7a no final da sua vida, depois desta se tornar numa supernova, podendo tamb\u00e9m existir buracos negros que foram criados nos primeiros tempos do Universo.<\/p>\n

Existem apenas 3 caracter\u00edsticas para definir um buraco negro:<\/strong> massa, momento angular (velocidade de rota\u00e7\u00e3o) e carga el\u00e9trica.<\/p>\n

Existem 2 tipos de buracos negros:<\/strong><\/p>\n

Buracos negros de Schwarzschild, que n\u00e3o possuem rota\u00e7\u00e3o
\nBuracos negros de Kerr, com rota\u00e7\u00e3o.<\/p><\/blockquote>\n

Ao redor do\u00a0buraco negro<\/strong>, tenha ele rota\u00e7\u00e3o ou n\u00e3o, existe uma superf\u00edcie imagin\u00e1ria chamada de horizonte dos acontecimentos, que delimita a regi\u00e3o de n\u00e3o regresso, ou seja, se alguma coisa for em dire\u00e7\u00e3o ao buraco negro e passar por esse limite j\u00e1 n\u00e3o poder\u00e1 sair devido \u00e0 atra\u00e7\u00e3o gravitacional.<\/p>\n

No caso dos buracos negros com rota\u00e7\u00e3o, existe mais uma caracter\u00edstica:<\/strong> a ergosfera. Trata-se de uma regi\u00e3o distorcida, exterior ao horizonte dos acontecimentos, em que tudo o que nela entrar \u00e9 “for\u00e7ado” a girar no sentido da rota\u00e7\u00e3o do buraco negro, por\u00e9m n\u00e3o \u00e9 uma zona de n\u00e3o regresso. A ergosfera \u00e9 exteriormente delimitada pelo chamado “limite est\u00e1tico”.<\/p>\n

Posto isso, podemos perguntar: Que dimens\u00f5es tem um buraco negro?<\/strong><\/p>\n

Para respondermos a essa quest\u00e3o fazemos uso de uma f\u00f3rmula matem\u00e1tica que nos permite conhecer o chamado raio de Schwarzschild, que define que tamanho ter\u00e1 que ter um sistema material, levando em conta sua massa, para que este se torne num buraco negro.<\/p>\n

A f\u00f3rmula \u00e9:<\/strong><\/p>\n

Rs = 2Gm\/c\u00b2<\/strong><\/p>\n

Onde:<\/p>\n

Rs:<\/strong> corresponde ao raio de Schwarzschild
\nG:<\/strong> \u00e9 a constante gravitacional (6,67 x 10-11 N m\u00b2\/Kg\u00b2);
\nm:<\/strong> \u00e9 a massa do objeto;
\nc:<\/strong> \u00e9 a velocidade da luz (299.792.458 m\/s).<\/p><\/blockquote>\n

A t\u00edtulo de exemplo, para que o Sol se transformasse num buraco negro teria que toda a sua massa se concentrar num corpo com 3 km de raio. A Terra teria que concentrar toda a sua massa num corpo com somente 9 mil\u00edmetros de raio.<\/p>\n

Buraco Negro – O que s\u00e3o<\/h4>\n

\"Buraco
\nBuraco Negro<\/strong><\/p>\n

De forma muito simplista, um buraco negro<\/strong> \u00e9 uma regi\u00e3o do espa\u00e7o que cont\u00e9m tanta massa concentrada que nenhum objeto consegue escapar de sua atra\u00e7\u00e3o gravitacional.<\/p>\n

Como a melhor teoria gravitacional no momento ainda \u00e9 a Teoria da Relatividade Geral de Einstein, somos obrigados a mergulhar em alguns dos resultados preditos por essa teoria para entender os detalhes de um buraco negro, mas vamos come\u00e7ar devagar, pensando sobre a gravidade em circunst\u00e2ncias relativamente simples.<\/p>\n

Suponha que voc\u00ea est\u00e1 na superf\u00edcie de um planeta. Voc\u00ea atira uma pedra direto para cima. Supondo que voc\u00ea n\u00e3o atire a pedra muito forte, ela subir\u00e1 por algum tempo, mas eventualmente a acelera\u00e7\u00e3o devida \u00e0 gravidade do planeta vai faz\u00ea-la descer de novo.<\/p>\n

Se voc\u00ea atirar a pedra com for\u00e7a suficiente, no entanto, voc\u00ea poderia faz\u00ea-la escapar inteiramente da gravidade do planeta. A pedra continuaria a subir para sempre. A velocidade com que \u00e9 necess\u00e1rio atirar a pedra para que ela escape da atra\u00e7\u00e3o gravitacional do planeta \u00e9 chamada de “velocidade de escape”.<\/p>\n

Como seria de esperar, a velocidade de escape depende da massa do planeta:<\/strong> se o planeta for extremamente massivo, sua gravidade \u00e9 muito intensa, e a velocidade de escape muito elevada. Um planeta mais “leve” teria uma velocidade de escape inferior.<\/p>\n

A velocidade de escape tamb\u00e9m depende da dist\u00e2ncia a que voc\u00ea se encontra do centro do planeta: <\/strong>quanto mais perto voc\u00ea estiver, maior a velocidade de escape.<\/p>\n

A velocidade de escape da Terra \u00e9 de 11,2 km\/s (cerca de 40.000 km\/h), enquanto que a velocidade de escape da Lua \u00e9 de apenas 2,4 km\/s (cerca de 8.600 km\/h).<\/p>\n

Imagine agora um objeto com tamanha massa, concentrada num raio de tal forma pequeno, que sua velocidade de escape seja maior que a velocidade da luz.<\/p>\n

Neste caso, uma vez que nada pode se deslocar mais rapidamente que a luz, nada poder\u00e1 escapar do campo gravitacional desse objeto. Mesmo um raio de luz seria puxado de volta pela gravidade e n\u00e3o teria como escapar.<\/p>\n

A id\u00e9ia de uma concentra\u00e7\u00e3o de massa t\u00e3o densa que at\u00e9 mesmo a luz ficasse aprisionada vai bem ao passado, at\u00e9 Laplace, no s\u00e9culo 18. Quase imediatamente em seguida de Einstein ter desenvolvido a relatividade geral, Karl Schwarzschild descobriu uma solu\u00e7\u00e3o matem\u00e1tica para as equa\u00e7\u00f5es daquela teoria que descreviam um tal objeto.<\/p>\n

Foi somente muito mais tarde, com o trabalho de cientistas como Oppenheimer (o mesmo do Projeto Manhattan, da bomba at\u00f4mica americana), Volkoff e Snyder, na d\u00e9cada de 30, que se come\u00e7ou a pensar seriamente na possibilidade de que tais objetos pudessem realmente existir no Universo.<\/p>\n

Esses pesquisadores mostraram que, quando uma estrela suficientemente massiva consome todo seu combust\u00edvel, ela perde a capacidade de sustentar o encolhimento devido \u00e0 sua pr\u00f3pria atra\u00e7\u00e3o gravitacional, e ent\u00e3o desaba sobre si pr\u00f3pria na forma de um buraco negro.<\/p>\n

Na relatividade geral, a gravidade \u00e9 uma manifesta\u00e7\u00e3o da curvatura do espa\u00e7o-tempo. Objetos massivos distorcem as dimens\u00f5es de espa\u00e7o e tempo de tal forma que as regras normais da geometria n\u00e3o se aplicam mais. Perto de um buraco negro essa distor\u00e7\u00e3o do espa\u00e7o \u00e9 extremamente intensa, provocando o aparecimento de certas propriedades muito estranhas.<\/p>\n

Em particular, um buraco negro tem algo que se chama “horizonte de eventos”, que \u00e9 uma superf\u00edcie esf\u00e9rica que marca as fronteiras do buraco negro. Voc\u00ea pode passar atrav\u00e9s do horizonte de eventos no sentido de entrada, mas depois n\u00e3o pode sair mais.<\/p>\n

Na verdade, uma vez cruzado o horizonte de eventos, voc\u00ea est\u00e1 inexoravelmente fadado a se aproximar cada vez mais da “singularidade” localizada no centro do buraco negro.<\/p>\n

Voc\u00ea pode pensar no horizonte de eventos como um lugar em que a velocidade de escape \u00e9 igual \u00e0 velocidade da luz. Fora do horizonte de eventos, a velocidade de escape \u00e9 menor do que a da luz, de modo que se voc\u00ea acionar seus foguetes com for\u00e7a suficiente poder\u00e1 obter a energia necess\u00e1ria para escapar do buraco negro.<\/p>\n

Mas se voc\u00ea se encontrar para dentro do horizonte de eventos, n\u00e3o importa qu\u00e3o potentes sejam seus foguetes, pois voc\u00ea n\u00e3o poder\u00e1 escapar.<\/p>\n

O horizonte tem algumas propriedades geom\u00e9tricas realmente estranhas. Para um observador que esteja im\u00f3vel a alguma dist\u00e2ncia do buraco negro, o horizonte parece ser uma superf\u00edcie esf\u00e9rica tranq\u00fcila e est\u00e1tica. Mas \u00e0 medida que voc\u00ea se aproximar do horizonte, perceber\u00e1 que ele est\u00e1 se movendo a uma velocidade espantosa.<\/p>\n

Na verdade, est\u00e1 se expandindo \u00e0 velocidade da luz! Isto explica porque \u00e9 t\u00e3o f\u00e1cil atravessar o horizonte na dire\u00e7\u00e3o para dentro, mas imposs\u00edvel retornar. Como o horizonte est\u00e1 se movendo \u00e0 velocidade da luz, para poder escapar de volta atrav\u00e9s dele voc\u00ea teria que viajar a uma velocidade superior \u00e0 da luz. Como voc\u00ea n\u00e3o poder viajar mais r\u00e1pido do que a luz, voc\u00ea n\u00e3o pode escapar do buraco negro.<\/p>\n

(Se toda esta hist\u00f3ria estiver soando muito estranha, n\u00e3o se preocupe. Ela \u00e9 estranha. O horizonte \u00e9 est\u00e1tico, num certo sentido, mas noutro sentido est\u00e1 se deslocando \u00e0 velocidade da luz.<\/p>\n

\u00c9 um pouco como aquela hist\u00f3ria de Alice no Pa\u00eds das Maravilhas:<\/strong> ela tinha que correr t\u00e3o r\u00e1pido quanto poss\u00edvel, apenas para permanecer no mesmo lugar.)<\/p>\n

Uma vez dentro do horizonte, o espa\u00e7o-tempo \u00e9 t\u00e3o distorcido que as coordenadas que descrevem dist\u00e2ncia radial e tempo trocam suas posi\u00e7\u00f5es. Ou seja, a coordenada que descreve a sua dist\u00e2ncia do centro, “r”, passa a ser uma coordenada do tipo tempo, e a coordenada “t” passa a ser do tipo espacial.<\/p>\n

Uma conseq\u00fc\u00eancia disto \u00e9 que voc\u00ea n\u00e3o consegue mais evitar seu deslocamento no sentido de valores cada vez menores de r, da mesma forma como normalmente voc\u00ea n\u00e3o consegue evitar o deslocamento da coordenada de tempo na dire\u00e7\u00e3o do futuro (ou seja, no sentido de valores maiores de t).<\/p>\n

Eventualmente voc\u00ea vai atingir a singularidade, localizada em r=0.<\/p>\n

Voc\u00ea pode tentar evit\u00e1-la acionando seus foguetes, mas \u00e9 in\u00fatil:<\/strong> n\u00e3o importa qual a dire\u00e7\u00e3o em que voc\u00ea tente fugir, n\u00e3o conseguir\u00e1 evitar seu futuro. Tentar evitar o centro de um buraco negro depois de ter atravessado seu horizonte \u00e9 como tentar evitar a pr\u00f3xima segunda-feira.<\/p>\n

Por falar nisso, o nome “buraco negro” foi inventado por John Archibald Wheeler, e parece ter ficado mesmo por ser muito mais atraente dos que os anteriores.<\/p>\n

Antes de Wheeler aparecer, esses objetos eram conhecidos como “estrelas congeladas”. A explica\u00e7\u00e3o est\u00e1 adiante.<\/p>\n

Qual \u00e9 o tamanho de um buraco negro?<\/strong><\/p>\n

H\u00e1 pelo menos duas maneiras diferentes de descrever o tamanho de alguma coisa. Podemos especificar que massa essa coisa tem, ou podemos especificar o espa\u00e7o que ela ocupa. Primeiramente, vamos falar da massa dos buracos negros.<\/p>\n

Em princ\u00edpio, n\u00e3o existe limite nem superior nem inferior para a massa de um buraco negro. Qualquer quantidade de mat\u00e9ria pode, em teoria, se transformar num buraco negro, se for comprimida a uma densidade suficiente.<\/p>\n

Suspeita-se que a maioria dos buracos negros existentes no Universo tenham sido criados na morte de estrelas massivas, e por isso calcula-se que sua massa seja igual \u00e0 dessas estrelas. A massa t\u00edpica de um desses buracos negros estelares seria da ordem de 10 vezes a massa do Sol, ou cerca de 10^{31} quilogramas. (Aqui est\u00e1 sendo usada a nota\u00e7\u00e3o cient\u00edfica<\/strong>:10^{31} significa 1 seguido de 31 zeros, ou 10,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000.)<\/p>\n

Os astr\u00f4nomos tamb\u00e9m suspeitam que muitas gal\u00e1xias abriguem buracos negros extremamente massivos em seus centros. Esses buracos negros teriam massas um milh\u00e3o de vezes maiores que a do Sol, ou 10^{36} quilogramas.<\/p>\n

Quanto mais massivo for um buraco negro, mais espa\u00e7o ele ocupa.<\/p>\n

Na verdade, o raio de Schwarzschild (que representa o raio do horizonte de eventos) e a massa s\u00e3o diretamente proporcionais:<\/strong> se um buraco negro tem massa dez vezes superior \u00e0 de um outro, seu raio \u00e9 dez vezes maior. Um buraco negro com massa igual \u00e0 do Sol teria um raio de 3 quil\u00f4metros.<\/p>\n

Assim, um buraco negro t\u00edpico com 10 massas solares teria um raio de 30 quil\u00f4metros, e um buraco negro de centro de gal\u00e1xia com um milh\u00e3o de massas solares teria um raio de 3 milh\u00f5es de quil\u00f4metros.<\/p>\n

Este tamanho pode parecer muito grande, mas n\u00e3o o \u00e9 em termos astron\u00f4micos. O Sol, por exemplo, tem um raio de cerca de 700.000 km, e assim um tal buraco negro supermassivo teria um raio apenas cerca de quatro vezes maior que o Sol.<\/p>\n

O que me aconteceria se eu ca\u00edsse num buraco negro?<\/strong><\/p>\n

Suponhamos que voc\u00ea entre em sua nave espacial e a dirija para o buraco negro com um milh\u00e3o de massas solares localizado no centro da nossa gal\u00e1xia. (Na verdade, h\u00e1 algum debate sobre se a nossa gal\u00e1xia cont\u00e9m ou n\u00e3o um buraco negro no seu centro, mas vamos supor que por ora isso seja verdade.) A uma longa dist\u00e2ncia do buraco negro, voc\u00ea simplesmente desliga seus motores e deixa a nave deslizar na dire\u00e7\u00e3o dele. O que acontece?<\/p>\n

A princ\u00edpio, voc\u00ea n\u00e3o sente nenhuma for\u00e7a gravitacional. Uma vez que voc\u00ea est\u00e1 em queda livre, todas as partes do seu corpo, e mais todas as partes da nave, est\u00e3o sendo puxadas da mesma forma, e portanto voc\u00ea tem a sensa\u00e7\u00e3o de aus\u00eancia de peso.<\/p>\n

(Isto \u00e9 exatamente o que se passa com astronautas em \u00f3rbita da Terra:<\/strong> mesmo que tanto os astronautas quanto a nave estejam sendo puxados pela gravidade da Terra, eles n\u00e3o sentem nenhuma for\u00e7a gravitacional, porque tudo est\u00e1 sendo puxado exatamente na mesma propor\u00e7\u00e3o.)<\/p>\n

\u00c0 medida que voc\u00ea se aproxima cada vez mais do buraco negro, no entanto, voc\u00ea come\u00e7a a sentir for\u00e7as gravitacionais do tipo “de mar\u00e9”. Imagine que seus p\u00e9s estejam mais pr\u00f3ximos do centro do buraco negro do que sua cabe\u00e7a (como se voc\u00ea estivesse caindo “em p\u00e9”).<\/p>\n

O pux\u00e3o gravitacional fica mais intenso quanto mais voc\u00ea se aproxima do buraco negro, de forma que seus p\u00e9s sentem uma for\u00e7a mais intensa do que sua cabe\u00e7a.<\/p>\n

Como resultado, voc\u00ea se sente “esticado”. (Esta for\u00e7a \u00e9 chamada de for\u00e7a “de mar\u00e9” porque \u00e9 exatamente esse tipo de for\u00e7a que causa as mar\u00e9s na Terra.) Estas for\u00e7as de mar\u00e9 ficam mais intensas \u00e0 medida que voc\u00ea se aproxima do centro do buraco negro, e eventualmente voc\u00ea ser\u00e1 feito em peda\u00e7os por elas.<\/p>\n

Para um buraco negro de grandes dimens\u00f5es como aquele onde voc\u00ea est\u00e1 caindo, as for\u00e7as de mar\u00e9 s\u00f3 s\u00e3o percept\u00edveis a partir de 600.000 km de dist\u00e2ncia do centro. Aten\u00e7\u00e3o ao fato de que, neste caso, esta dist\u00e2ncia est\u00e1 j\u00e1 para dentro do horizonte de eventos.<\/p>\n

Se voc\u00ea estivesse caindo num buraco negro menor, digamos um com a mesma massa do Sol, as for\u00e7as de mar\u00e9 seriam percept\u00edveis a cerca de 6.000 km de dist\u00e2ncia do centro, e portanto voc\u00ea seria desfeito muito antes de cruzar o horizonte de eventos desse buraco.<\/p>\n

(Essa \u00e9 a raz\u00e3o porque imaginamos que o buraco negro do exemplo deveria ser grande, em vez de pequeno<\/strong>: para que voc\u00ea sobreviva pelo menos at\u00e9 cruzar o horizonte de eventos.)<\/p>\n

O que \u00e9 que voc\u00ea v\u00ea \u00e0 medida que cai?<\/strong><\/p>\n

Por surpreendente que pare\u00e7a, nada de muito interessante ser\u00e1 visto, necessariamente. As imagens dos objetos distantes podem ficar distorcidas de maneiras estranhas, uma vez que a gravidade do buraco negro desvia a luz, mas n\u00e3o muito mais do que isso. Em particular, nada de especial acontece no momento em que voc\u00ea cruza o horizonte de eventos.<\/p>\n

Mesmo depois de cruz\u00e1-lo, voc\u00ea continua a ver objetos do lado de fora<\/strong>: afinal, a luz proveniente deles ainda pode chegar at\u00e9 voc\u00ea. Ningu\u00e9m do lado de fora, no entanto, poder\u00e1 v\u00ea-lo, naturalmente, j\u00e1 que a luz de dentro n\u00e3o consegue escapar para fora do horizonte.<\/p>\n

Quanto tempo dura todo o processo?<\/strong><\/p>\n

Bem, \u00e9 claro que isso depende da dist\u00e2ncia a que voc\u00ea estava quando come\u00e7ou. Digamos que se partisse do repouso num ponto situado a uma dist\u00e2ncia da singularidade igual a dez vezes o raio do buraco negro. Neste caso, para um buraco com um milh\u00e3o de massas solares, voc\u00ea levaria cerca de 8 minutos para atingir o horizonte.<\/p>\n

Depois de atingido esse ponto, em apenas sete segundos voc\u00ea atingir\u00e1 a singularidade! Como essas contas s\u00e3o diretamente proporcionais ao tamanho do buraco negro, se voc\u00ea estivesse se dirigindo a um buraco negro muito menor, morreria muito mais depressa.<\/p>\n

Uma vez cruzado o horizonte, nos sete segundos restantes voc\u00ea poderia entrar em p\u00e2nico e acionar seus foguetes, numa tentativa desesperada de evitar a singularidade. Infelizmente isso \u00e9 in\u00fatil, pois a singularidade est\u00e1 localizada no seu futuro (vari\u00e1vel t crescente), e \u00e9 imposs\u00edvel evitar o seu futuro. Na verdade, quanto mais os foguetes forem acionados, tanto mais depressa voc\u00ea se dirigir\u00e1 para a singularidade. A melhor (e \u00fanica) coisa a fazer \u00e9 apreciar a viagem.<\/p>\n

Minha amiga est\u00e1 a uma dist\u00e2ncia segura, observando minha queda em dire\u00e7\u00e3o ao buraco negro. O que ela v\u00ea?<\/strong><\/p>\n

Ela v\u00ea as coisas de forma muito diferente que voc\u00ea. \u00c0 medida que voc\u00ea se aproxima do horizonte, ela o v\u00ea mover-se cada vez mais devagar. Na verdade, independente de quanto tempo ela esperar, nunca o ver\u00e1 atingir precisamente o horizonte.<\/p>\n

Isto \u00e9 mais ou menos a mesma coisa que se pode dizer sobre o material do qual o buraco negro foi formado inicialmente. Suponha que o buraco negro se formou a partir do colapso de uma estrela. \u00c0 medida que a estrela que vai formar o buraco negro entra em colapso, sua amiga a v\u00ea cada vez menor, aproximando-se mas nunca chegando ao seu raio de Schwarzschild.<\/p>\n

\u00c9 por esta raz\u00e3o que os buracos negros originalmente eram chamados de estrelas congeladas<\/strong>: porque pareciam se “congelar” num tamanho um pouco apenas maior do que o raio de Schwarzschild.<\/p>\n

Porqu\u00ea ela v\u00ea as coisas dessa maneira?<\/strong><\/p>\n

Talvez a melhor explica\u00e7\u00e3o seja que se trata de uma ilus\u00e3o de \u00f3ptica. O buraco negro n\u00e3o leva um tempo infinito para se formar, assim como voc\u00ea n\u00e3o leva um tempo infinito para cruzar o horizonte de eventos. (Se n\u00e3o acredita, tente voc\u00ea mesmo! Voc\u00ea estar\u00e1 do outro lado do horizonte em oito minutos, e morto esmagado em uns poucos segundos a mais.)<\/p>\n

\u00c0 medida que voc\u00ea se aproxima do horizonte, a luz emitida por voc\u00ea levar\u00e1 cada vez mais tempo para chegar at\u00e9 a sua amiga. Com efeito, a luz que for emitida no momento exato em que voc\u00ea cruzar o horizonte ficar\u00e1 suspensa eternamente no horizonte, e nunca chegar\u00e1 at\u00e9 a sua amiga. Muito tempo pode j\u00e1 se ter passado depois de voc\u00ea cruzar o horizonte (e possivelmente morrido), os sinais luminosos emitidos por voc\u00ea que seriam a evid\u00eancia daquele fato nunca chegar\u00e3o \u00e0 sua amiga.<\/p>\n

H\u00e1 uma outra forma de encarar toda esta quest\u00e3o. Num certo sentido, o tempo realmente passa mais devagar perto do horizonte do que longe dele. Suponha que voc\u00ea leve sua espa\u00e7onave at\u00e9 um ponto muito pr\u00f3ximo do horizonte, e permane\u00e7a ali estacionado por algum tempo (queimando uma quantidade enorme de combust\u00edvel para evitar cair no buraco negro).<\/p>\n

Depois, voc\u00ea retorna e se encontra de novo com sua amiga. Voc\u00ea descobrir\u00e1 que ela envelheceu muito mais do que voc\u00ea durante todo o processo; o tempo passou mais devagar para voc\u00ea do que para ela.<\/p>\n

Ent\u00e3o, qual destas duas explica\u00e7\u00f5es (a da ilus\u00e3o de \u00f3ptica e a da desacelera\u00e7\u00e3o do tempo) \u00e9 realmente a correta? A resposta depende do sistema de coordenadas que for usado para descrever o buraco negro. Segundo o sistema usual de coordenadas, chamado de “coordenadas de Schwarzschild”, voc\u00ea cruza o horizonte de eventos quando a coordenada de tempo t tiver valor infinito.<\/p>\n

Portanto, nestas coordenadas realmente o tempo gasto para cruzar o horizonte de eventos \u00e9 infinito. Mas a raz\u00e3o para isso \u00e9 que as coordenadas de Schwarzschild oferecem uma vis\u00e3o muito distorcida do que est\u00e1 acontecendo no horizonte, ou pr\u00f3ximo dele. De fato, no pr\u00f3prio horizonte as coordenadas est\u00e3o infinitamente distorcidas (ou, para usar a terminologia apropriada, s\u00e3o “singulares”).<\/p>\n

Se voc\u00ea escolher um sistema de coordenadas que n\u00e3o sejam singulares no horizonte, ent\u00e3o voc\u00ea ver\u00e1 que o tempo ao cruzar o horizonte \u00e9 realmente finito, mas o tempo em que sua amiga v\u00ea voc\u00ea a cruzar o horizonte \u00e9 infinito, pois a radia\u00e7\u00e3o levou um tempo infinito para chegar at\u00e9 ela. No fundo, \u00e9 permitido usar qualquer dos sistemas de coordenadas, e portanto ambas as explica\u00e7\u00f5es s\u00e3o v\u00e1lidas. S\u00e3o apenas maneiras diferentes de dizer a mesma coisa.<\/p>\n

Na pr\u00e1tica, voc\u00ea vai efetivamente se tornar invis\u00edvel \u00e0 sua amiga bem rapidamente, pela simples raz\u00e3o de que a luz emitida por voc\u00ea vai sofrer desvios para o vermelho \u00e0 medida que se afasta do buraco negro. A luz que voc\u00ea emitir num certo comprimento de onda ser\u00e1 vista por sua amiga com um comprimento de onda maior. Os comprimentos de onda v\u00e3o se tornando cada vez maiores \u00e0 medida que voc\u00ea se aproxima do horizonte.<\/p>\n

Eventualmente, voc\u00ea simplesmente deixar\u00e1 de ser vis\u00edvel<\/strong>: a luz emitida estar\u00e1 desviada para o infravermelho, depois para ondas de r\u00e1dio. A partir de um certo ponto, os comprimentos de onda ser\u00e3o t\u00e3o grandes que ela deixar\u00e1 de poder observ\u00e1-los. Al\u00e9m disso, lembre-se que a luz \u00e9 emitida em pacotes individuais chamados f\u00f3tons.<\/p>\n

Suponha que voc\u00ea esteja emitindo f\u00f3tons ao atravessar o horizonte. Num certo ponto, voc\u00ea emitir\u00e1 o \u00faltimo f\u00f3ton antes de cruzar o horizonte. Aquele f\u00f3ton vai chegar \u00e0 sua amiga num tempo finito – tipicamente menos de uma hora para um buraco negro de um milh\u00e3o de massas solares – e depois disso ela nunca mais ver\u00e1 nada de voc\u00ea (afinal, nenhum dos f\u00f3tons emitidos por voc\u00ea depois de cruzar o horizonte jamais chegar\u00e3o a ela).<\/p>\n

Se um buraco negro existisse, ele terminaria por sugar toda a mat\u00e9ria do Universo?<\/strong><\/p>\n

De jeito nenhum. Um buraco negro tem um “horizonte”, que significa uma regi\u00e3o da qual voc\u00ea n\u00e3o pode escapar. Se voc\u00ea cruzar o horizonte, est\u00e1 fadado a eventualmente atingir a singularidade. Mas se voc\u00ea ficar longe do horizonte, voc\u00ea pode perfeitamente evitar ser sugado para dentro do buraco negro.<\/p>\n

Na verdade, para algu\u00e9m a uma dist\u00e2ncia muito grande do horizonte, o campo gravitacional estabelecido por um buraco negro n\u00e3o tem nenhuma diferen\u00e7a do campo gravitacional estabelecido por qualquer outro objeto com a mesma massa.<\/p>\n

Em outras palavras, um buraco negro de uma massa solar n\u00e3o tem diferen\u00e7a nenhuma de qualquer outro objeto com uma massa solar (como por exemplo o pr\u00f3prio Sol), no que diz respeito \u00e0 capacidade de “sugar” objetos distantes.<\/p>\n

E se o Sol se tornasse num buraco negro?<\/strong><\/p>\n

Bem, em primeiro lugar, deixe-me assegurar-lhe que o Sol n\u00e3o tem nenhuma inten\u00e7\u00e3o de o fazer. Somente estrelas com massa consideravelmente superior \u00e0 do Sol terminam suas vidas como buracos negros. O Sol vai permanecer mais ou menos como est\u00e1 por ainda uns cinco bilh\u00f5es de anos.<\/p>\n

Em seguida, vai passar por uma r\u00e1pida fase como uma estrela gigante vermelha, durante a qual vai se expandir at\u00e9 englobar as \u00f3rbitas (e os pr\u00f3prios planetas) de Merc\u00fario e V\u00eanus, e ainda tornar a vida na Terra bastante desconfort\u00e1vel (oceanos em fervura, atmosfera escapando para o espa\u00e7o, coisas assim). Depois disso, o Sol vai terminar a vida como uma mera estrela an\u00e3 branca.<\/p>\n

Se eu fosse voc\u00ea, faria planos de mudan\u00e7a para algum lugar muito distante antes que qualquer dessas coisas aconte\u00e7a. Ah, e tamb\u00e9m n\u00e3o compraria nenhum daqueles t\u00edtulos do governo resgat\u00e1veis em 8 bilh\u00f5es de anos.<\/p>\n

Mas voltemos ao assunto. E se o Sol se tornasse mesmo um buraco negro por alguma raz\u00e3o? O efeito principal seria que tudo ficaria muito escuro e frio por aqui.<\/p>\n

A Terra e os outros planetas n\u00e3o seriam sugados para o buraco negro; ficariam, isto sim, exatamente nas mesmas \u00f3rbitas em que hoje est\u00e3o. Porqu\u00ea?<\/p>\n

Porque o horizonte do buraco negro seria muito pequeno – apenas uns 3 km – e, como observamos acima, desde que voc\u00ea fique longe do horizonte eventual, a gravidade do buraco negro n\u00e3o tem diferen\u00e7a daquela de qualquer outro objeto de mesma massa.<\/p>\n

Existe alguma evid\u00eancia de que os buracos negros realmente existam?<\/strong><\/p>\n

Sim. Voc\u00ea n\u00e3o pode ver um buraco negro diretamente, claro, pois a luz n\u00e3o sai do seu horizonte de eventos. Isto quer dizer que temos que confiar em evid\u00eancias indiretas da exist\u00eancia de buracos negros.<\/p>\n

Suponha que voc\u00ea tenha encontrado uma regi\u00e3o do espa\u00e7o onde voc\u00ea pense que possa haver um buraco negro. Como \u00e9 que se pode verificar se ele est\u00e1 mesmo l\u00e1? A primeira coisa a medir seria a massa existente na tal regi\u00e3o.<\/p>\n

Se voc\u00ea encontrou uma massa muito grande concentrada num volume muito pequeno de espa\u00e7o, e se a massa \u00e9 escura, ent\u00e3o as chances s\u00e3o boas de voc\u00ea ter encontrado mesmo um buraco negro.<\/p>\n

Existem dois tipos de sistemas onde os astr\u00f4nomos encontraram objetos desse g\u00eanero, massivos, compactos e escuros:<\/strong> o centro das gal\u00e1xias (inclusive, talvez, a nossa pr\u00f3pria Via L\u00e1ctea), e sistemas bin\u00e1rios emissores de raios X na nossa gal\u00e1xia.<\/p>\n

V\u00e1rias gal\u00e1xias j\u00e1 foram detectadas como candidatas por conterem objetos massivos e escuros nos seus centros. As massas dos n\u00facleos dessas gal\u00e1xias v\u00e3o de um milh\u00e3o a v\u00e1rios bilh\u00f5es de massas solares.<\/p>\n

Essas massas s\u00e3o medidas pela observa\u00e7\u00e3o das velocidades orbitais das estrelas e do g\u00e1s interestelar em torno do n\u00facleo da gal\u00e1xia:<\/strong> quanto maior a velocidade, maior a for\u00e7a gravitacional necess\u00e1ria para manter as estrelas e o g\u00e1s nas suas \u00f3rbitas.<\/p>\n

(Esta \u00e9 a forma mais comum de medir massas em astronomia. Por exemplo, medimos a massa do Sol pela observa\u00e7\u00e3o da velocidade dos planetas em \u00f3rbita dele, e medimos a quantidade de mat\u00e9ria escura nas gal\u00e1xias medindo a velocidade orbital de objetos nos limites da gal\u00e1xia.)<\/p>\n

Pensa-se que esses objetos escuros nos n\u00facleos gal\u00e1ticos sejam buracos negros por pelo menos duas raz\u00f5es.<\/p>\n

Primeiro, \u00e9 dif\u00edcil pensar em qualquer outra coisa que eles pudessem ser:<\/strong> s\u00e3o muito densos e escuros para serem estrelas ou agrupamentos de estrelas.<\/p>\n

Segundo, a \u00fanica teoria razo\u00e1vel na explica\u00e7\u00e3o dos objetos enigm\u00e1ticos conhecidos como quasares (do ingl\u00eas quasar, “quasi-stellar objects”, objetos quase-estelares) e das gal\u00e1xias ativas postula que tais gal\u00e1xias cont\u00eam buracos negros supermassivos em seus n\u00facleos. Se esta teoria estiver correta, ent\u00e3o uma fra\u00e7\u00e3o significativa das gal\u00e1xias – todas as que hoje s\u00e3o ou j\u00e1 foram ativas – devem ter buracos negros supermassivos em seus n\u00facleos.<\/p>\n

Tomados em conjunto, estes argumentos sugerem fortemente que os n\u00facleos destas gal\u00e1xias cont\u00eam buracos negros, mas n\u00e3o constituem prova absoluta.<\/p>\n

Duas descobertas muito recentes suportam ainda mais fortemente a hip\u00f3tese acima. Primeiro, descobriu-se uma gal\u00e1xia ativa pr\u00f3xima que cont\u00e9m um maser de \u00e1gua (um amplificador natural de radia\u00e7\u00e3o de microondas baseado em mol\u00e9culas de \u00e1gua; o termo maser vem do ingl\u00eas “Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation”) pr\u00f3ximo do seu n\u00facleo.<\/p>\n

Usando a t\u00e9cnica de interferometria de linha de base muito longa, um grupo de pesquisadores conseguiu determinar a distribui\u00e7\u00e3o de velocidades no g\u00e1s com resolu\u00e7\u00e3o muito fina. Com efeito, foram capazes de medir a velocidade a uma dist\u00e2ncia menor do que meio ano-luz do n\u00facleo da gal\u00e1xia.<\/p>\n

A partir dessas medidas, puderam concluir que o objeto massivo no centro dessa gal\u00e1xia tem menos do que meio ano luz de raio. \u00c9 dif\u00edcil imaginar qualquer outra coisa a n\u00e3o ser um buraco negro que tenha tanta massa concentrada num volume t\u00e3o pequeno. (Esses resultados foram apresentados no volume 373, p\u00e1g. 127, da edi\u00e7\u00e3o da revista Nature de 13 de Janeiro de 1995.)<\/p>\n

Uma segunda descoberta oferece prova ainda mais conclusiva. Astr\u00f4nomos de raios X detectaram uma linha espectral de um n\u00facleo gal\u00e1ctico que indica a presen\u00e7a de \u00e1tomos perto do n\u00facleo que se movem a uma velocidade muito elevada (cerca de um ter\u00e7o da velocidade da luz).<\/p>\n

Al\u00e9m disso, a radia\u00e7\u00e3o desses \u00e1tomos foi desviada para o vermelho exatamente da mesma maneira prevista para a radia\u00e7\u00e3o emitida das proximidades do horizonte de eventos de um buraco negro. Seria muito dif\u00edcil explicar isso de qualquer outra forma a n\u00e3o ser com um buraco negro e, se estas descobertas forem comprovadas, ent\u00e3o a hip\u00f3tese de que alguns n\u00facleos gal\u00e1cticos cont\u00eam buracos negros supermassivos estaria praticamente assegurada.<\/p>\n

(Estes resultados foram apresentados no volume 375, p\u00e1g. 659, da edi\u00e7\u00e3o da revista Nature de 22 de Junho de 1995.)<\/p>\n

Uma classe completamente diferente de candidatos a buracos negros pode ser encontrada na nossa pr\u00f3pria gal\u00e1xia. Trata-se de buracos negros muito menores, de massas de ordem estelar, que pensa-se que sejam formados quando uma estrela massiva termina sua vida numa explos\u00e3o de supernova.<\/p>\n

Se um tal buraco negro estelar estivesse sozinho por a\u00ed, n\u00e3o ter\u00edamos muita chance de ach\u00e1-lo. Entretanto, muitas estrelas existem na forma de sistemas bin\u00e1rios – pares de estrelas uma em \u00f3rbita da outra. Se uma das estrelas num tal sistema bin\u00e1rio se tornar um buraco negro, poder\u00edamos detect\u00e1-lo.<\/p>\n

Em particular, em alguns sistemas bin\u00e1rios contendo um objeto compacto como um buraco negro a mat\u00e9ria do outro objeto \u00e9 sugada e forma um assim chamado “disco de acre\u00e7\u00e3o” que fica girando em torno e caindo na dire\u00e7\u00e3o do buraco negro.<\/p>\n

A mat\u00e9ria do disco de acre\u00e7\u00e3o fica muito aquecida \u00e0 medida que cai para o buraco negro, emitindo intensas quantidades de radia\u00e7\u00e3o, na sua maior parte na faixa do espectro correspondente aos raios X. Muitos desses “sistemas bin\u00e1rios de raios X” s\u00e3o conhecidos, e pensa-se que alguns sejam fortes candidatos a buracos negros.<\/p>\n

Suponha que voc\u00ea tenha encontrado um sistema bin\u00e1rio de raios X. Como pode saber se o objeto n\u00e3o vis\u00edvel \u00e9 mesmo um buraco negro? Uma das coisas certamente necess\u00e1rias de estimar \u00e9 a massa do objeto. Atrav\u00e9s da medida da velocidade orbital da estrela vis\u00edvel (junto com mais outros par\u00e2metros), pode-se deduzir a massa da companheira invis\u00edvel.<\/p>\n

(A t\u00e9cnica \u00e9 muito semelhante \u00e0quela descrita acima para buracos negros supermassivos em n\u00facleos gal\u00e1cticos:<\/strong> quanto mais r\u00e1pido a estrela se mover, maior a for\u00e7a gravitacional necess\u00e1ria para mant\u00ea-la na \u00f3rbita, e portanto mais massa tem a companheira invis\u00edvel.)<\/p>\n

Se concluir que a massa do objeto compacto \u00e9 muito, muito grande, entra novamente em cena o argumento de n\u00e3o se conhecer outro objeto que pudesse ser sen\u00e3o um buraco negro. (Uma estrela normal com a mesma massa seria vis\u00edvel.<\/p>\n

Os restos de uma estrela tal como uma estrela de neutros n\u00e3o seriam capazes de impedir o pr\u00f3prio encolhimento gravitacional, e entrariam em colapso at\u00e9 formar um buraco negro.) A combina\u00e7\u00e3o dessas estimativas de massa com estudos detalhados da radia\u00e7\u00e3o do disco de acre\u00e7\u00e3o pode fornecer evid\u00eancia circunstancial suficiente para decidir que o objeto em quest\u00e3o \u00e9 mesmo um buraco negro.<\/p>\n

Muitos desses sistemas bin\u00e1rios de raios X s\u00e3o hoje conhecidos, e em alguns casos a evid\u00eancia a favor da hip\u00f3tese dos buracos negros \u00e9 bastante forte.<\/p>\n

Num artigo publicado na edi\u00e7\u00e3o de 1992 da Revista Anual de Astronomia e Astrof\u00edsica, Anne Cowley resumiu a situa\u00e7\u00e3o dizendo que havia tr\u00eas sistemas conhecidos na altura (dois na nossa gal\u00e1xia e um na vizinha Grande Nuvem de Magalh\u00e3es) para os quais existe evid\u00eancia muito forte de que a massa do objeto invis\u00edvel \u00e9 grande demais para ser qualquer outra coisa que n\u00e3o seja um buraco negro.<\/p>\n

Existem muitos outros objetos que se pensa sejam buracos negros com apoio em evid\u00eancia menos convincente. Al\u00e9m disso, este campo de pesquisa tem estado muito ativo desde 1992, e o n\u00famero de candidatos fortes atualmente \u00e9 muito maior que tr\u00eas.<\/p>\n

Como \u00e9 que um buraco negro se evapora?<\/strong><\/p>\n

Esta \u00e9 dif\u00edcil.<\/p>\n

L\u00e1 pela d\u00e9cada de 1970, Stephen Hawking apresentou argumentos te\u00f3ricos que demonstravam que os buracos negros n\u00e3o s\u00e3o, na verdade, totalmente negros: <\/strong>devido a efeitos de mec\u00e2nica qu\u00e2ntica, eles emitem radia\u00e7\u00e3o.<\/p>\n

A energia que produz a radia\u00e7\u00e3o vem da massa do buraco negro. Consequentemente, o buraco negro gradualmente encolhe. Sucede ainda que a taxa de emiss\u00e3o de radia\u00e7\u00e3o aumenta \u00e0 medida que a massa diminui, de modo que o buraco negro continua a irradiar cada vez mais intensamente, e a encolher cada vez mais depressa, at\u00e9 que, presumivelmente, desaparece totalmente.<\/p>\n

Na verdade, ningu\u00e9m sabe realmente com certeza o que se passa nos \u00faltimos est\u00e1gios da evapora\u00e7\u00e3o de um buraco negro<\/strong>: alguns pesquisadores pensam que pelo menos um min\u00fasculo, por\u00e9m est\u00e1vel, remanescente permanece. Nossas teorias correntes simplesmente n\u00e3o servem para nos dizer com certeza qual \u00e9 a suposi\u00e7\u00e3o correta.<\/p>\n

E j\u00e1 que estou antecipadamente apresentando desculpas, conv\u00e9m acrescentar que, no fundo, todo o assunto da evapora\u00e7\u00e3o dos buracos negros \u00e9 extremamente especulativo. Ele envolve a realiza\u00e7\u00e3o de c\u00e1lculos de mec\u00e2nica qu\u00e2ntica (ou melhor, de teoria de campos qu\u00e2nticos) em espa\u00e7o-tempos curvos, o que \u00e9 uma tarefa consideravelmente complexa, e cujos resultados s\u00e3o virtualmente imposs\u00edveis de testar sem experimentos reais.<\/p>\n

Os f\u00edsicos pensam que t\u00eam as teorias corretas para fazer previs\u00f5es sobre a evapora\u00e7\u00e3o de buracos negros, mas sem testes experimentais \u00e9 imposs\u00edvel ter certeza.<\/p>\n

Por\u00e9m, porque os buracos negros se evaporam?<\/strong><\/p>\n

Eis uma forma de encarar este fato que \u00e9 apenas levemente inexata (n\u00e3o creio que seja poss\u00edvel fazer muito melhor do que isso, a menos que voc\u00ea queira alguns passar anos aprendendo teoria de campos qu\u00e2nticos em espa\u00e7os curvos).<\/p>\n

Uma das conseq\u00fc\u00eancias do princ\u00edpio da incerteza de Heisenberg na mec\u00e2nica qu\u00e2ntica \u00e9 que \u00e9 poss\u00edvel que a lei de conserva\u00e7\u00e3o da energia seja violada, mas apenas por curt\u00edssimos per\u00edodos de tempo. \u00c9 poss\u00edvel produzir massa e energia no Universo a partir do nada, mas apenas se aquela massa ou energia desaparecerem logo em seguida. Uma forma particular em que este estranho fen\u00f4meno se manifesta recebe o nome de flutua\u00e7\u00f5es do v\u00e1cuo.<\/p>\n

Pares constitu\u00eddos de part\u00edculas e antipart\u00edculas podem aparecer do nada, existir por um curt\u00edssimo per\u00edodo de tempo e em seguida aniquilarem-se mutuamente. A lei de conserva\u00e7\u00e3o da energia \u00e9 violada quando as part\u00edculas aparecem, mas \u00e9 restaurada quando elas se aniquilam. Por mais absurdo que pare\u00e7a, existem confirma\u00e7\u00f5es experimentais de que essas flutua\u00e7\u00f5es do v\u00e1cuo acontecem na realidade.<\/p>\n

Agora, suponha que uma dessas flutua\u00e7\u00f5es do v\u00e1cuo aconte\u00e7a justamente na fronteira do horizonte de eventos de um buraco negro. Pode ser ent\u00e3o que uma das duas part\u00edculas caia para dentro do horizonte, enquanto que a outra escapa. Aquela que escapar carrega consigo energia do buraco negro e pode ser detectada por algum observador distante.<\/p>\n

Aquele observador ter\u00e1 a impress\u00e3o de que o buraco negro acaba de emitir uma part\u00edcula. Como este processo acontece continuamente, o que o observador v\u00ea \u00e9 um feixe cont\u00ednuo de part\u00edculas emanando do buraco negro.<\/p>\n

Um buraco negro embaixo de mim n\u00e3o se evaporaria antes de eu cair nele?<\/strong><\/p>\n

J\u00e1 observamos que, do ponto de vista da sua amiga que est\u00e1 segura fora do alcance do buraco negro, voc\u00ea leva um per\u00edodo infinito de tempo para cruzar o horizonte eventual. Tamb\u00e9m j\u00e1 observamos que os buracos negros se evaporam atrav\u00e9s da assim chamada radia\u00e7\u00e3o de Hawking num tempo finito. N\u00e3o se poderia passar, ent\u00e3o, que quando voc\u00ea atingisse o horizonte o buraco negro j\u00e1 se tivesse todo evaporado?<\/p>\n

Nem pensar. Quando dissemos que sua amiga o veria a tomar um tempo infinito para cruzar o horizonte, est\u00e1vamos falando de um buraco negro n\u00e3o-vol\u00e1til. Se o buraco negro se estiver evaporando, as coisas mudam de figura. Sua amiga o ver\u00e1 a cruzar o horizonte no exato momento em que ela vir o buraco negro evaporar-se. Deixe-me tentar descrever porqu\u00ea isto \u00e9 assim.<\/p>\n

Lembre-se do que foi dito antes:\u00a0<\/strong>sua amiga est\u00e1 sendo v\u00edtima de uma ilus\u00e3o de \u00f3ptica.<\/p>\n

A luz que voc\u00ea emite quando est\u00e1 muito perto do horizonte (mas ainda do lado de fora) leva um tempo muito longo para atingi-la. Se o buraco negro durar para sempre, ent\u00e3o a luz pode levar um tempo arbitrariamente longo para chegar a ela, e esta \u00e9 a raz\u00e3o porque ela n\u00e3o o v\u00ea cruzando o horizonte por um tempo que pode ser muito longo (at\u00e9 mesmo infinito).<\/p>\n

Mas, assim que o buraco negro se evaporar, n\u00e3o h\u00e1 mais nada para impedir a luz que leva a informa\u00e7\u00e3o da sua passagem pelo horizonte de chegar at\u00e9 a sua amiga. Na verdade, essa luz vai atingir sua amiga exatamente no mesmo momento do \u00faltimo feixe de radia\u00e7\u00e3o de Hawking.<\/p>\n

Claro que nada disso ter\u00e1 import\u00e2ncia para voc\u00ea, que estar\u00e1 morto j\u00e1 h\u00e1 muito tempo desde que efetivamente cruzou o horizonte e foi esmagado na singularidade.<\/p>\n

O que \u00e9 um buraco branco?<\/strong><\/p>\n

As equa\u00e7\u00f5es de relatividade generalizada t\u00eam uma propriedade matem\u00e1tica interessante:<\/strong> elas s\u00e3o sim\u00e9tricas no tempo. Isto que dizer que voc\u00ea pode tomar qualquer solu\u00e7\u00e3o das equa\u00e7\u00f5es e imaginar que o tempo flui ao contr\u00e1rio, e vai obter um novo conjunto de solu\u00e7\u00f5es perfeitamente v\u00e1lidas das equa\u00e7\u00f5es.<\/p>\n

Se voc\u00ea aplicar esta regra \u00e1s solu\u00e7\u00f5es que descrevem os buracos negros, o resultado final \u00e9 o que se chama de buraco branco. J\u00e1 que um buraco negro \u00e9 uma regi\u00e3o do espa\u00e7o de onde nada escapa, a vers\u00e3o invertida no tempo disso \u00e9 uma regi\u00e3o do espa\u00e7o onde nada pode cair. Na verdade, assim como um buraco negro somente absorve tudo, um buraco branco somente expele tudo.<\/p>\n

Buracos brancos s\u00e3o uma solu\u00e7\u00e3o matem\u00e1tica perfeitamente v\u00e1lida das equa\u00e7\u00f5es de relatividade generalizada, mas isto n\u00e3o quer dizer que eles realmente existam na natureza. \u00c9 quase certo, ali\u00e1s, que eles n\u00e3o existam, uma vez que n\u00e3o h\u00e1 como produzi-los – produzir um buraco branco \u00e9 t\u00e3o imposs\u00edvel quanto destruir um buraco negro, j\u00e1 que os dois processos s\u00e3o c\u00f3pias invertidas no tempo um do outro.<\/p>\n

O que \u00e9 um buraco de minhoca (wormhole)?<\/strong><\/p>\n

At\u00e9 agora, somente consideramos buracos negros do tipo comum. Especificamente, estivemos falando de buracos negros desprovidos de movimento de rota\u00e7\u00e3o e de carga el\u00e9trica. Se considerarmos buracos negros que t\u00eam movimento de rota\u00e7\u00e3o e\/ou carga el\u00e9trica, as coisas se complicam. Em particular, \u00e9 poss\u00edvel cair num tal buraco negro e n\u00e3o atingir a singularidade.<\/p>\n

Com efeito, o interior de um buraco negro rotacional ou carregado pode chegar a se “unir” com um buraco branco correspondente de forma tal que voc\u00ea poderia cair no buraco negro e sair pelo buraco branco. Esta combina\u00e7\u00e3o de buracos negros e brancos \u00e9 chamada de buracos de minhoca.<\/p>\n

O buraco branco pode mesmo estar a uma dist\u00e2ncia enorme do buraco negro; pode at\u00e9 estar num “universo diferente” – ou seja, uma regi\u00e3o do espa\u00e7o-tempo que, \u00e0 excep\u00e7\u00e3o do pr\u00f3prio buraco de minhoca, n\u00e3o tem nenhuma conex\u00e3o com a nossa pr\u00f3pria regi\u00e3o.<\/p>\n

Um buraco de minhoca convenientemente localizado poderia, assim, oferecer um meio de transporte rapid\u00edssimo a dist\u00e2ncias gigantescas, ou mesmo transporte para um outro Universo. Talvez a sa\u00edda do buraco de minhoca esteja at\u00e9 mesmo localizada no passado, de modo que voc\u00ea poderia viajar ao passado atravessando-o. Tudo isto soa muito interessante, n\u00e3o \u00e9?<\/p>\n

Mas antes que voc\u00ea apresente uma proposta de bolsa de investiga\u00e7\u00e3o para procurar buracos de minhoca, existem algumas coisinhas que voc\u00ea deve saber.<\/p>\n

Primeiro de tudo, esses buracos quase certamente n\u00e3o existem.<\/p>\n

Como dissemos acima na se\u00e7\u00e3o sobre buracos brancos, simplesmente porque a solu\u00e7\u00e3o matem\u00e1tica das equa\u00e7\u00f5es \u00e9 v\u00e1lida n\u00e3o quer dizer que ela exista na natureza. Em particular, buracos negros que se formam a partir do colapso de mat\u00e9ria comum (o que inclui todos os buracos negros que pensamos existir atualmente) n\u00e3o formam buracos de minhoca. Se voc\u00ea cair num desses, n\u00e3o vai sair num outro lado qualquer. Vai \u00e9 atingir a singularidade, e pronto.<\/p>\n

Al\u00e9m disso, mesmo se um buraco de minhoca se formasse, pensa-se que ele n\u00e3o seria est\u00e1vel. At\u00e9 a menor perturba\u00e7\u00e3o (inclusive aquela causada pela sua tentativa de viajar atrav\u00e9s do buraco) poderia provocar o seu colapso.<\/p>\n

Finalmente, mesmo que buracos de minhoca existam e sejam est\u00e1veis, s\u00e3o lugares muito pouco agrad\u00e1veis para se viajar. A radia\u00e7\u00e3o que cai no buraco de minhoca, proveniente de estrelas pr\u00f3ximas, radia\u00e7\u00e3o de microondas c\u00f3smica de fundo, etc., vai sofrendo desvios para o azul, portanto para freq\u00fc\u00eancias muito elevadas. Ao tentar passar pelo buraco de minhoca voc\u00ea vai \u00e9 terminar frito por esses raios X e gama.<\/p>\n

Fonte: br.geocities.com\/www.nasa.gov\/ctjovem.mct.gov.br\/www.astro.110mb.com<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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