BURACOS NEGROS
Autor: Professor Tino | Publicado: 2011-06-26T17:48:00-03:00

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Concepção artística de um buraco negro (NASA)
&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; Em 1704, em sua obra Optiks, Newton sugeriu que a luz era formada de partículas, cujo movimento poderia ser explicado pela mecânica desenvolvida por ele. Ainda no século XVII, entretanto, o holandês Christian Huygens defendeu a ideia de que a luz seria uma onda, como o som.   &nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; Seria justo pensar que, no caso da luz ser formada de partículas, elas seriam atraídas pela gravidade. Assim, a luz deveria ter uma velocidade mínima para “fugir” de um determinado campo gravitacional, como todos os outros corpos – tal velocidade é conhecida como velocidade de escape. A da Terra, por exemplo, é de 11 km/s.&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; No século XVII, Roemer chegou a um valor finito para a velocidade da luz: 225.000 km/s (o valor aceito atualmente é de 300.000 km/s). Uma das consequências de a luz ter uma velocidade finita seria que, se existisse no Universo um objeto cuja densidade provocasse uma velocidade de escape maior que a da luz, seria impossível que ela saísse da sua atração gravitacional. Se esse objeto fosse uma estrela, a luz gerada por ela voltaria para si própria, e se a olhássemos da Terra, veríamos apenas uma região negra no espaço.&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; A primeira descrição explícita de tal proposta pode ser creditada a John Michell (1783). O marquês de Laplace, de maneira independente, descreveu tal fenômeno nas duas primeiras edições de seu livro O Sistema do Mundo. Nas edições seguintes, no entanto, deixou essa proposta de fora – muito provavelmente devido à bem sucedida experiência do inglês Thomas Young, que demonstrou o caráter ondulatório da luz.&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; Em 1915, Albert Einstein publicou sua Teoria da Relatividade Geral, TRG, que, entre outras coisas, prevê que a luz deveria sofrer desvios ao se aproximar de campos gravitacionais intensos, como o provocado pelo Sol. A suposta comprovação dessa hipótese ocorreu em 1919, quando foram feitas fotografias durante um eclipse solar na cidade cearense de Sobral.&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; Apenas um ano depois da publicação da TRG, Karl Schwarzschild utilizou essa teoria para obter soluções matemáticas que apontavam para o que hoje pode ser chamado de buraco negro. Inicialmente, este resultado não convencia o próprio Einstein; pare ele, a solução obtida não tinha uma realidade física. Em 1939, o norte-americano Robert Oppenheimer usou a TRG para descrever o que aconteceria com a luz em um campo gravitacional intenso o suficiente para provocar seu desvio: ao passar por uma estrela bem mais densa que o Sol, a luz seria encurvada em direção à ela. Quando a densidade da estrela fosse grande suficiente, a trajetória da luz seria tão perturbada em direção à estrela que ela não conseguiria mais escapar deste campo gravitacional, ficando “aprisionada” dentro dele ao atravessar uma espécie de fronteira. Esse limite de aproximação de um corpo celeste é conhecido como horizonte de eventos, termo cunhado em 1950 pelo austríaco Wolfgang Rindler.&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; Como, de acordo com a Teoria da Relatividade Restrita, TRR, de Einstein, publicada em 1905, nada pode viajar mais rápido que a luz, então nenhum corpo poderia fugir deste tipo de campo gravitacional; tudo que passasse pela vizinhança da estrela seria tragado por seu incrível poder de curvar o espaço-tempo. &nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; Como nada poderia sair de dentro do campo gravitacional, quando a região em questão fosse observada da Terra, nós veríamos apenas um espaço escuro – o termo buraco negro, entretanto, só seria cunhado em 1969, pelo norte-americano John Wheeler. &nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; Muito se aprendeu sobre esses objetos celestes desde o artigo de Michell, inclusive que eles são mais comuns do que poderiam imaginar os pioneiros em sua proposta de existência. Recentemente, um satélite mapeou uma pequena região do céu e identificou mais de 1.500 candidatos a buracos negros. &nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; Nem todos os buracos negros são iguais. Eles podem ser divididos em dois grupos, dependendo de sua origem e massa: os buracos negros estelares - com massas de até sete vezes a massa do nosso Sol - e os supermaciços, que se acredita estarem no centro de galáxias e possuírem massa da ordem de milhões de vezes a massa do Sol.&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; Para entender a origem dos buracos negros estelares, temos que retornar à década de 1930. No fim desta década, o alemão Hans Bethe propôs um possível mecanismo para a grande quantidade de energia liberada pelo Sol e outras estrelas - tal mecanismo hoje é conhecido como fusão nuclear. A grosso modo, consiste na fusão de átomos menores (como os de hidrogênio) em átomos maiores (como os de hélio), liberando, como resultado, a energia que recebemos do Sol e das outras estrelas. &nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; As estrelas se mantêm estáveis durante um bom tempo, apesar de sua massa tender a se colapsar devido à atração gravitacional. Este colapso só não ocorre porque a energia liberada pelas reações de fusão equilibra a força gravitacional. Porém, quando o nível de hidrogênio diminui além de um limite, começa a haver um desequilíbrio entre as duas forças.&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; Quando uma estrela não faz parte de um sistema binário ou múltiplo, seu destino só depende de sua massa inicial. Se ela estiver entre 0,8 e 10 vezes a massa do nosso Sol (massa solar), quando o combustível diminui até um ponto crítico, a estrela se expande na forma de uma super gigante, ejetando grande parte de sua massa em uma nebulosa planetária. O que resta é conhecido como anã branca, um corpo com massa da ordem de 0,6 massas solares e raio em torno de 10.000 km.&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; Quando a massa inicial da estrela é de 10 a 25 massas solares, após o seu hidrogênio diminuir até o ponto crítico, a estrela explode em uma supernova. O que fica em seu lugar é chamado de estrela de nêutrons, que tem massa de aproximadamente 1,4 vezes a massa do Sol e raio na ordem de 20 km.&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; Finalmente, quando a massa da estrela inicial for maior que 25 vezes a massa do Sol, após explodir em uma supernova, ela se torna um buraco negro estelar – que tem sua origem em uma estrela muito maciça. Este tipo de buraco negro tem massa de até 7 vezes a massa do Sol e seu horizonte de eventos é da ordem de 1 km.&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; A descrição física dos buracos negros e dos efeitos causados por eles no espaço-tempo pode ser vista com detalhes no artigo Buracos nem tão negros assim, escrito por Felipe Damasio e Sabrina Moro Villela Pacheco, do Instituto Federal de Educação, Ciência e Tecnologia de Santa Catarina. O texto, publicado na Física na Escola, v. 10, n. 1, 2009, apresenta uma abordagem histórica dos conceitos relacionados aos buracos negros, desde as primeiras ideias sobre o tema até as recentes descobertas do cientista inglês Stephen Hawking e as atuais pesquisas no LHC. Entre as curiosidades encontradas no artigo, uma fábula que ensina como resgatar uma pessoa de um buraco negro!&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; Artigo publicado em 28/10/2010 no site: http://www.pion.sbfisica.org.br/pdc/index.php/por/Artigos/Buracos-negros