O geólogo inglês John Michell (1724-1793), professor da Universidade
de Cambridge, escreveu em 1783 um artigo onde postulava a idéia de que
poderia haver uma estrela com uma densidade tão alta que sua gravidade
poderia aprisionar a luz.
Na verdade, o físico e matemático francês Pierre-Simon
Laplace (1749-1827) incluiu nas duas primeiras edições do seu
livro “O sistema do mundo”, uma idéia igual a essa, mas acabou
por retirá-la nas outras edições.
Em 1928, o físico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), ganhador
do Prêmio Nobel, chegou a calcular a massa de uma estrela que não
poderia se sustentar contra a sua própria gravidade, obtendo como resultado
uma massa de 1,5 vezes a do nosso Sol.
Definição
Forças internas se equilibrando (em uma
estrela)
Quando um corpo não possui mais pressão suficiente para produzir
uma força para fora que contrabalance o peso de suas camadas externas
(figura ao lado), o corpo colapsa matematicamente a um ponto! Este ponto é
chamado de singularidade, onde a densidade tende ao infinito. (Uma “colherada”
de tal matéria conteria a massa de centenas de sóis!). O campo
gravitacional é tão forte que nem mesmo a luz é capaz de
escapar e por isso tal corpo é chamado de Buraco Negro.
Tipos de Buracos Negros
Os Buraco Negros são considerados entidades físicas relativamente
simples pelo fato de podermos descrevê-los e classificá-los conhecendo
somente três características suas: massa, momentum angular (medida
da sua rotação) e carga elétrica. De acordo com a massa,
podemos classificar os buracos negros em dois tipos principais:
- Buracos Negros Estelares: originados a partir da evolução
de estrelas massivas e portanto com massa da ordem das massas estelares. - Buracos negros Supermassivos: encontrados nos centros das galáxias,
com massas de milhões a um bilhão de vezes a massa solar, provavelmente
formados quando o Universo era bem mais jovem a partir do colapso de gigantescas
nuvens de gás ou de aglomerados com milhões de estrelas.
Densidade infinita
Para estrelas com massa superior à crítica, ou ela perderia
parte da sua massa ou entrariam em colapso até atingir uma densidade
infinita, tornando-se assim um buraco negro.
Aliás, o nome Buraco Negro foi adotado pela primeira vez pelo cientista
americano John Wheeler, em 1969, portanto quase duzentos anos depois das idéias
pioneiras de Michell e Laplace.
Em 1939, J. Robert Oppenheimer (sim, “o pai da bomba atômica”)
estudou o comportamento de estrelas com massa superior à crítica.
Mas, estes trabalhos só foram redescobertos por volta de 1960 com a ampliação
do poder de observação astronômica.
Velocidade de escape
Com a atração gravitacional dos corpos celestes (estrelas, planetas,
satélites, etc.) existe uma velocidade mínima de escape para que
um corpo consiga vencer a força gravitacional e ganhar o espaço.
Na Terra esta velocidade é de 11,2 km/s (aproximadamente 40320 km/h),
na Lua é de 8568 km/h. Estes cálculos levam em conta as forças
gravitacionais.
Um buraco negro seria, então, um corpo que teria uma velocidade de escape
superior à velocidade da luz (aproximadamente 300.000 km/s ou aproximadamente
1.080.000.000 km/h).
O diâmetro do Sol é de aproximadamente 1.400.000 km e se tornaria
um buraco negro desde que seu diâmetro diminuísse para cerca de
6 km e mantivesse sua massa que é de 2 x 1030 kg.
Como se detecta um buraco negro?
Mas se o buraco negro não emite nem luz como se pode detectá-lo?
Como são corpos com altíssima força gravitacional, os buracos
negros podem ser detectados a partir de sua influência em outros corpos
adjacentes.
Por exemplo, foram detectados buracos negros em sistemas binários (duas
estrelas) em que uma delas entrou em colapso. A grande influência da companheira
“desaparecida” na irmã é enorme, provocando uma grande
mudança na sua trajetória.
O buraco negro de Schwarzschild
Em 1916, o astrônomo alemão Karl Schwarzschild conseguiu ajustar
a Teoria da Relatividade aos buracos negros, partindo de uma séria de
hipóteses que hoje já foram confirmadas.
Como a Teoria da Relatividade leva em conta espaço e tempo juntos imagine
quão complicadas ficariam as equações dentro de um corpo
de densidade praticamente infinita e as alterações em relação
ao tempo.
Teoricamente podem existir buracos negros de todos os tamanhos, desde os de
centros de galáxias até os atômicos.
Entropia de um buraco negro
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| Uma das características de um buraco negro dos grandes é um jato de gás relativístico que se estende por milhares de anos-luz. |
Galáxia PG 0052+251, fotografada pelo Telescópio Espacial Hubble, pode ter um gigantesco buraco negro em seu núcleo. |
Quando os estudos sobre buracos negros começaram a esquentar, aí
pela década de 70 do século passado, surgiu uma complicação.
Um buraco negro, como se sabe, engole tudo que chega perto dele. Toda matéria
que penetra em um buraco negro está perdida para o resto do Universo.
Como nem a própria luz pode escapar de um buraco negro, nada podemos
saber do que se passa dentro dele, a não ser por suposições
teóricas.
O paradoxo era o seguinte: ao engulir matéria, o buraco negro engole
a entropia dessa matéria. E, nada parece acontecer do lado de fora para
compensar essa perda de entropia do Universo. Portanto, a Segunda Lei da Termodinâmica
estaria sendo violada nas proximidades de um buraco negro.
Alguns físicos não ficaram satisfeitos com esse resultado. Violar
uma lei fundamental como essa não é assim tão simples.
Jacob Bekenstein, físico israelense, propôs que os buracos negros
deveriam, também eles, ter entropia, que deveria crescer com a matéria
engolida. Bekenstein calculou de quanto a entropia de um buraco negro aumentaria
com a massa engolida e achou números enormes. Acreditar nesses números
implicava em acreditar que os átomos e moléculas engolidos pelo
buraco negro estariam em um tremendo grau de desordem. Ninguém ainda
sabe direito o que se passa dentro de um buraco negro, já que nada pode
sair de lá para contar alguma história. Mas, uma coisa é
certa: se o buraco negro tem entropia, ele também tem uma temperatura.
E, se tem temperatura, deve emitir radiação.
Os estudos de Bekenstein foram encarados com ceticismo pela comunidade de
astrofísicos até que o russo Yakov Zel’dovich e o inglês
Stephen Hawking, usando as armas da mecânica quântica associadas
à relatividade geral de Einstein, mostraram que os buracos negros realmente
emitem radiação. Hawking calculou que a entropia de um buraco
negro é proporcional à área de sua superfície que,
por sua vez, é inversamente proporcional ao quadrado de sua massa.
Esse surpreendente resultado serviu para aumentar ainda mais o prestígio
da Segunda Lei da Termodinâmica. Mesmo em situações extremas,
como nas beiradas de um buraco negro, a entropia sempre aumenta.