Como surgem os buracos negros????

Question

Pergunta de Hélio Escondido de Lugar Indeterminado.

Então, Beakman...O que são os buracos negros???

Resposta:

Eles sãos os restos mortais das estrelas.

Existem duas forças que se equilibram nas estrelas ''vivas''. O calor que empurra a sua massa ''para fora'' e a gravidade que puxa a massa ''para dentro'' da própria estrela.

Quando uma estrela morre, o calor acaba, mas a gravidade não. Assim, sua massa é puxada ''para dentro'' e ela se torna muito densa.

Seria como reduzir uma montanha ao tamanho de uma borboleta, mas mantendo o peso de uma montanha.

Como a gravidade de uma estrela é muito grande, tudo o que está em volta é puxado também.

Bada-bim...Bada-bum...

Bada-forte-pra-chuchu.

Answer 1

Gostei disso....

Answer 2

Pow... eu ia responder mas vc foi + rápido...

;-)

Abraços do News

Answer 3

Buraco Negro é uma região do espaço onde o campo gravitacional é tão forte que nada sai dessa região, nem a luz; daí vermos negro naquela região. Matéria (massa) é que "produz" campo gravitacional a sua volta. Um campo gravitacional forte o suficiente para impedir que a luz escape pode ser produzido, teoricamente, por grandes quantidades de matéria ou matéria em altíssimas densidades


Velocidade de Escape
Se atirarmos uma pedra para cima ela "sobe" e depois "desce", certo?
Errado!
Se atirarmos um corpo qualquer para cima com uma velocidade "muito" grande, esse corpo "sobe" e se livra do campo gravitacional da Terra, não mais "retornando" ao nosso planeta.
A velocidade mínima para isso acontecer é chamada de velocidade de escape. A velocidade de escape na superfície da Terra é 40.320 Km/h. Na superfície da Lua, onde a gravidade é mais fraca, é 8.568 Km/h, e na superfície gasosa do gigantesco Júpiter é 214.200 Km/h.
A velocidade da luz é aproximadamente 1.080.000.000 Km/h. Um buraco negro é um corpo que produz um campo gravitacional forte o suficiente para ter velocidade de escape superior à velocidade da luz.
A massa do Sol (0,2 X 10³¹Kg) é 333 mil vezes a massa da Terra e seu diâmetro (1,4 milhões de quilômetros) é mais de 100 vezes o diâmetro da Terra. Ele se transformaria em um buraco negro caso se contraísse a um diâmetro menor que 6 Km.

Detecção
Uma vez que nada sai de um buraco negro, nada de um buraco negro chega até nós. Resta-nos então observá-lo indiretamente, através de sua ação sobre sua vizinhança. "Vemos" um buraco negro observando "coisas" que o rodeiam sob a ação do seu campo gravitacional ou então que "caem" em sua direção, também sob a ação desse mesmo campo gravitacional.
A velocidade com que a matéria, a uma determinada distância de um corpo, o orbita, é proporcional à gravidade desse corpo. Mesmo sem vermos o corpo central podemos saber qual a sua massa se virmos e medirmos a velocidade de nuvens de gás e poeira que o orbitam, por exemplo.
Uma outra situação: se sob a ação da gravidade do corpo central, matéria "cai" em direção a ele, esse material enquanto vai "caindo" vai se comprimindo; por se comprimir vai se esquentando, e quanto mais quente fica, mais irradia... Também nesse caso, se medimos essa radiação, obtemos informações sobre o corpo central.

Buracos Negros Super Massivos
Em 1994, astrônomos que trabalhavam com o Telescópio Espacial Hubble, não apenas obtiveram fortes indícios da presença de um buraco negro no centro de uma galáxia espiral, como também mediram a sua massa. Através de um efeito bem conhecido da física (Efeito Doppler) foi possível medir a velocidade de gás e poeira girando em torno do centro da galáxia M87.
Pelo desvio das linhas espectrais da radiação emitida por esse material, chegou-se à conclusão que ele gira em torno do núcleo de M87 com uma velocidade muito grande. Para manter esse material com uma velocidade tão grande é preciso uma massa central também muito grande. Uma quantidade tão grande de massa no volume interno à órbita do material que o circula só pode ser um buraco negro. A massa deste buraco negro foi estimada em 3 bilhões de massas solares.



Posteriormente foram obtidos indícios de outros buracos negros no centro de outras galáxias. A tabela abaixo nos apresenta 17 galáxias que atualmente suspeitamos possuírem buracos negros supermassivos em seus centros. Também é apresentada a massa estimada desses buracos negros.


Nome da Galáxia Massa do Buraco Negro (Sol=1)
IE1740.9-2942 100 centenas
SgrA* 2 milhões
Messier 32 3 milhões
Centaurus A < 14 milhões
Messier 31 30 milhões
Messier 106 40 milhões
NGC 3379 50 milhões
NGC 3377 100 milhões
Messier 84 300 milhões
NGC 4486B 500 milhões
NGC 4594 1 bilhão
NGC 4261 1 bilhão
NGC 3115 2 bilhões
Messier 87 3 bilhões
Cygnus-A 5 bilhões
NGC 4151 Não Conhecido
Messier 51 Não Conhecido


Hoje acreditamos ser possível que toda grande galáxia tenha um buraco negro, de massa equivalente a milhões ou bilhões de estrelas, em seu centro. Esses buracos negros podem ter se formado no universo primitivo, a partir de gigantescas nuvens de gás ou então depois das galáxias já formadas, a partir do "colápso" de imensos aglomerados estelares.

Buracos Negros Estelares
Antes da fantástica descoberta acima descrita a procura por buracos negros no universo se concentrava principalmente na possível detecção de objetos muito compactos com massa algumas poucas vezes maior que a massa do Sol e que estariam espalhados nas galáxias.
Desde 1939 acreditamos que, em seu processo evolutivo, uma estrela de massa maior que 3,2 vezes a massa do Sol, quando acaba o seu combustível, pode "desabar sob seu próprio peso". Essa estrela pode se contrair tanto que dê origem a um campo gravitacional forte o suficiente para impedir que a luz escape de suas proximidades. Um buraco negro!
Se um buraco negro desses estiver envolto por uma nuvem de gás e poeira ou se tiver uma estrela por companheira, pode ser que tenhamos matéria dessa nuvem ou dessa estrela "caindo" no buraco negro e então irradiando (principalmente na frequência de raio X). Um número considerável de estrelas da nossa galáxia forma sistemas duplos. É possível então que tenhamos vários buracos negros cabíveis de serem detectados através dessa radiação.
Cygnus X-1 é uma "fonte de raios X", companheira de uma estrela de massa aproximadamente 30 vezes a do Sol (HDE 226868) e é um dos mais fortes candidatos a buraco negro conhecido.



A tabela abaixo nos apresenta 8 estrelas que acreditamos possam ser companheiras de buracos negros. Também é apresentada a massa estimada desses buracos negros.


Nome da Estrela Massa do Buraco Negro (Sol=1)
A0620-00 3 - 4
Cygnus X-1 (HDE 226868) 4 - 8
Sco X-1 3 - 10
GS2000+25 3 - 10
GX339-4 3 - 10
V 404 Cygni 8 - 12
Nova Muscae 1991 3 - 10
Nova Ophiuchi 1977 6 - 7




Uma Nova Classe de Buracos Negros
Em abril passado astrônomos da NASA e da Carnegie Mellon University comunicaram haver obtido, separadamente, evidências da existência de buracos negros de massas variando entre 100 e 10.000 massas solares, nos centros de algumas galáxias.
Os astrônomos da NASA obtiveram tal evidência estudando raios X emitidos por 39 galáxias próximas à nossa. NGC 4945, uma galáxia espiral muito parecida com a Via Láctea (nossa galáxia), é uma dessas. Os astrônomos da Carnegie Mellon University chegaram à mesma evidência estudando raios X provenientes de M82.
Têm sido elaboradas teorias procurando entender a origem dessses buracos negros "meio pesados".



Mini Buracos Negros?
Vale a pena lembrar que muitos astrônomos e físicos acreditam na existência de mini buracos negros que teriam sua origem nos primórdios do universo.
Alguns procuram explicar a explosão que ocorreu sobre o rio Tunguska na Sibéria em 1908 e destruiu mais de 2.150 quilômetros quadrados de densa floresta, à colisão de um desses mini buracos negros com a Terra.


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Conexão para
Relatividade e Buracos Negros
Referências históricas

A previsão da existência de buracos negros não é uma coisa recente. Em 1783, John Michell (1724-1793) em seus estudos já teria previsto que, se uma estrela possuísse muita massa ocupando um volume muito pequeno, nem mesmo a luz seria capaz de fugir desse objeto compacto. Estudos paralelos também ocorreram na França pelo matemático Pierre-Simon (marquês de Laplace) (1749-1827), mas só os incluiu nas duas primeiras edições de seu livro O sistema do mundo.

Michel e Laplace chegaram, independentemente um do outro, a conclusões bastante parecidas. A velocidade de escape corresponde ao mínimo valor necessário de velocidade para escapar totalmente de um campo gravitacional gerado pela presença de uma massa. Por exemplo, para escapar ao puxão gravitacional da nossa Lua a velocidade é de 2,4 km/s e no caso de Júpiter, o maior e mais massivo planeta do Sistema Solar, a velocidade mínima de escape é de 61,1 km/s. Considerando um corpo com a densidade média uniforme do Sol eles concluíram que seria necessário uma estrela com o tamanho aproximado de todo o Sistema Solar para que, nem mesmo a luz, pudesse escapar de seu campo gravitacional. Como não emitiriam luz, esses objetos poderiam ser detectados em sistemas binários, isto é, duplas de estrelas nas quais uma delas pareceria girar em torno de um ponto escuro do Espaço.

A partir do século XX, os “corpos escuros” de Laplace mostraram ser uma realidade bem mais complexa. Foi o astrônomo Karl Schwarzschild (1873-1916) um dos primeiros a propor soluções teóricas para um cenário no qual a geometria euclidiana era insuficiente para explicar os comportamentos do Espaço.

Em 1928, o astrofísico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar embarcou para a Inglaterra a fim de estudar com o astrônomo inglês Eddington. Ele questionou como poderia uma estrela se sustentar contra sua própria gravidade quando acabasse seu combustível nuclear. Chandrasekhar calculou então que uma estrela com cerca de uma vez e meia a massa do Sol não seria capaz de se sustentar contra sua própria gravidade. Esta é a massa limite de Chandrasekhar. Esse valor gira em torno de aproximadamente 1,2 massas solares. Descoberta equivalente foi feita na mesma época pelo físico russo Lev Davidovich Landau.

Os buracos negros que se popularizaram tanto, entre aqueles que começavam a se interessar pela astrofísica ou pelo público em geral, foram propostos em 1939 por Julius Robert Oppenheimer (1904-1967) e sua equipe de colaboradores. Oppenheimer porém ficou bem mais conhecido pela sua participação na construção de aparatos nucleares durante a Segunda Grande Guerra. Os cálculos conhecidos hoje como limite Oppenheimer-Volkoff mostrou que um objeto compacto, resultante de uma supernova que possuía cerca de três massas solares, poderia dar origem a uma estrela de nêutrons estável, mas um objeto remanescente de uma Supernova com massa original superior a esse valor de três massas solares, poderia colapsar na forma de um buraco negro.

O nome “buraco negro” foi usado pela primeira vez pelo astrofísico John A. Wheeler, apenas em 1967.

O que são Buracos Negros?

Estrelas com massas superiores a uma vez e meia a massa do Sol se instabilizam explodindo como Supernovas. O que sobra são estrelas de nêutrons em muitos dos casos em que a massa não é muito grande. No caso de uma anã branca com massa próxima de nosso Sol, o tamanho previsto não é superior ao do nosso planeta. Imagine a densidade da matéria numa estrela desse tipo. Agora pense numa estrela de nêutrons com um diâmetro da ordem de 1/700 o diâmetro de uma anã branca. Estaremos falando de uma estrela com massa superior à do Sol, ocupando não mais que alguns quilômetros de diâmetro. Isso parecia impossível até a descoberta dos primeiros pulsares na década de 1960. Os pulsares são estrelas de nêutrons. Foi esse tipo de pesquisa que revitalizou a idéia de estrelas dotadas de massas superiores à do Sol e que podiam ocupar volumes muito pequenos, não superiores a uma dezena de quilômetros, aumentando em conseqüência suas densidades a ponto de se tornarem objetos que não permitiriam sequer o escape da própria luz.

Muitas pessoas imaginam que os buracos negros possam crescer a ponto de engolir a Terra algum dia. Essa idéia é reforçada pelas representações e imagens que mostram os buracos negros como grandes redemoinhos ou funis que sugam toda a matéria por onde passam. Outra noção bastante comum sobre os buracos negros é de que eles sejam verdadeiramente buracos no Espaço e que permanecem desse modo através da eternidade ou de que sejam escuros totalmente.

Estudos desenvolvidos pelo físico Stephen Hawking em 1974 mostraram que existem mecanismos pelos quais os buracos negros podem converter suas massas em energia ou partículas. Assim, há condições em que buracos negros se tornam brilhantes. Uma estrela comum que gire em torno de um desses objetos, pode ter sua matéria capturada pelo buraco negro na forma de discos de acréscimo ou acresção. Numa trajetória espiral esse material gira em torno do buraco negro e se aquece a ponto de emitir raios X. Assim, nos sistemas binários eles podem ser detectados desse modo.

Os buracos negros não são eternos

Para os buracos negros formados a partir da evolução estelar a perda de massa-energia nesse processo não chega a ser significa para curtos intervalos de tempo, mas para buracos negros primordiais a perda de energia pode fazer com que eles diminuam seus volumes até desaparecerem na forma de uma explosão bastante energética na faixa de raios X ou radiação Gama. Esse fenômeno (em teoria) faz dos buracos negros, objetos não eternos. Um buraco negro com a massa do Sol pode evaporar depois de 1062 anos e um buraco negro como o que, acredita-se estar no centro de nossa galáxia deve durar milhões de bilhões de anos.

HDE 226868 girando ao redor de um buraco negro?

Na década de 1970 surgiram as primeiras indicações claras da existência desses objetos. Uma poderosa fonte de raios X foi encontrada na constelação do Cisne. Conhecida como Cygnus X-1. Ela se apresentou como um objeto menor do que a Terra, girando em torno da estrela HDE 226868. Com a dinâmica orbital foi possível determinar para esse objeto uma massa superior ao limite Qppenheimer-Volkoff. Ele foi o primeiro “candidato” a buraco negro, seguido de um bom número de outros.

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.

Alguns buracos negros conhecidos

Galáxia
Constelação
Distância (em anos-Luz)
Luminosidade (veja abaixo)
Massa (Sol = 1)

Galáxia (Via Láctea) 2.800 1.9 2.000.000
NGC 224 / M31 Andrômeda 2.300.000 5.2 30.000.000
NGC 221 / M32 Andrômeda 2.300.000 0.25 3.000.000
NGC 3115 Sextans 27.000.000 14.2 2.000.000
NGC 4258 Canes Venacti 24.000.000 1.3 40.000.000
NGC 4261 Virgo 90.000.000 33 400.000.000
NGC 4486 / M87 Virgo 50.000.000 56 3.000.000.000
NGC 4594 / M104 Virgo 30.000.000 47 1.000.000.000
NGC 3377 Leo 32.000.000 5.2 100.000.000
NGC 3379 Leo 32.000.000 13 50.000.000
NGC 4486b Virgo 50.000.000 0.82 500.000.000

Observação: Luminosidade: Foi considerado unidades de bilhões de vezes a luminosidade solar.

As estatísticas apontam para um número de 100 milhões de buracos negros só na nossa Galáxia. O mais próximo de nós está a cerca de 15 anos luz de distância. Nada indica que o número de buracos negros em outras galáxias como a nossa seja diferente.
Lista de Exercícios

Buracos Negros, Atividade Nuclear e Matéria Escura

Profa. Thaisa Storchi Bergmann

1) Os quasares e rádio-galáxias mais luminosos emitem cerca de 1046 ergs/s. Calcule o número de estrelas como o Sol necessárias para produzir esta luminosidade. Comente este resultado.

2) O resultado acima levou os astrofísicos a pr oporem uma fonte alternativa à estelar para explicar a grande luminosidade dos quasares, que é a conversão de energia potencial gravitacional em luminosidade. (a) Compare a energia gerada pela combustão de uma grama de núcleos de Hidrogênio em núcleos de Hélio com a gerada pela acreção de uma grama de matéria a um buraco negro. Para fazer esta conta, considere que a energia gravitacional é liberada na sua maioria até um raio de 5 vezes o horizonte de eventos, ou 5 vezes o raio de Schwarschild. (b) Compare as duas expressões obtidas, que têm a forma E = x m c2. A constante x pode ser considerada como a eficiência do processo na conversão de massa em energia. (c) Por que a conversão de energia gravitacional em luminosidade não é eficiente no Sol e na maioria das estrelas mas é eficiente nas proximidades de um buraco negro?

3) Calcule a taxa de acreção de matéria ao Quasar da questão 3 em massas solares por ano. Quanto tempo de atividade é necessário para que este quasar acumule uma massa de 1 bilhão de vezes a massa do Sol?

4) (a) Qual a diferença entre buracos negros supermassivos, buracos negros estelares e buracos negros de massa intermediária? (b) Qual a origem de cada um?

5) (a) Qual é o paradigma atual sobre a presença de buracos negros supermassivos no núcleo das galáxias? (b) Neste novo paradigma, qual é a diferença entre as galáxias ativas (como Seyfert, rádio-galáxias, e as não ativas?

6) Se os buracos negros, por definição não emitem radiação, de onde vem a radiação emitida para explicar a luminosidade dos quasares?

Para saber mais sobre buracos negros consulte a pagina http://www.if.ufrgs.br/~thaisa/bn/

7) Use o teorema do Virial para calcular a massa de um aglomerado de galáxias que tem velocidade média das galáxias de 300 km/s e raio típico de 1 Megaparsec. Através deste tipo de cálculo, os astrônomos têm concluído que a quantidade de matéria visível nos aglomerados de galáxias (calculada com base na luminosidade observada, atribuindo uma razão massa/luminosidade) é 10 a 100 vezes menor do que a obtida pelo teorema do Virial. A conclusão é que a maioria da matéria que constitui os aglomerados de galáxias é escura.

8) A figura abaixo mostra as curvas de rotação observadas por Rubin et al. (1978, ApJ, 255, L107) para várias galáxias espirais. (a) Calcule a massa dentro de um raio de 20 kpc para todas as galáxias (extrapole uma velocidade constante para além do raio limite e igual ao valor correspondente ao raio limite no caso em que este é menor do que 20 kpc), assumindo que as estrelas se movem em órbitas circulares em torno de um potencial central. (b) Qual o tipo de Hubble ao qual corresponde a maior e a menor massa nesta pequena amostra?


Você provavelmente notou que as curvas de rotação das galáxias acima na maior parte dos casos não caem com R^-1/2 , como previsto pelo movimento kepleriano. Na maior parte dos casos, as curvas continuam planas até os limites das galáxias, mesmo considerando observações em rádio, que se estendem além do limite visível da galáxia. Isto significa que há uma grande quantidade de matéria nas galáxias que nós não estamos vendo - a matéria escura.
9) (a) Qual a diferença entre matéria escura e energia escura? (b) O que dizem os resultados do experimento WMAP sobre a proporção de matéria visível, matéria escura bariônica e não-bariônica e energia escura no Universo? (c) Quais as implicações para o futuro do Universo?

Para saber mais sobre matéria e energia escura, consulte a página http:/www.if.ufrgs.br/~thaisa/matesc/matesc.htm


Pouco tempo depois de Albert Einstein ter publicado a Teoria da Relatividade Geral (1915), Karl Schwarzschild chegou, baseando-se na mesma, à solução para o campo gravítico em torno de uma massa esférica. Este resultado permitia descrever o campo em torno de estrelas como o Sol ou ainda em torno de estrelas mais compactas como as anãs brancas e as estrelas de neutrões em relação às quais os efeitos relativistas são mais relevantes. O que não ficou imediatamente evidente é que essa solução comportava também a descrição de um objecto bem mais exótico: o buraco negro.

Os buracos negros são objectos previstos pela Teoria da Relatividade Geral. No entanto, eram objectos de tal forma fora do comum que, na falta de qualquer evidência da sua existência, o seu estudo não foi muito motivador ao longo de muitos anos. Apenas a descoberta de outros objectos exóticos como os quasares (1963) e as estrelas de neutrões (1967) veio reavivar o entusiasmo e o interesse pelo estudo dos buracos negros.

Desde então têm sido identificados vários candidatos a buraco negro. Em termos de massa estes vão desde os estelares (1 a 100 massas solares) aos supermassivos (massas superiores a 1 000 000 de massas solares).

No plano teórico conseguiram-se nas últimas décadas grandes desenvolvimnetos sobre as propriedades dos buracos negros e sobre a interação dos mesmos com o meio envolvente. Um dos resultados teóricos mais fascinantes aponta para a emissão de radiação por buracos negros - Radiação de Hawking.

Os buracos negros são previstos também por outras teorias para além da Teoria da Relatividade Geral. É o caso, por exemplo, da teoria de Kaluza-Klein, Brans-Dicke ou das cordas.

Nesta página pode encontrar um curso sobre buracos negros para principiantes (com conhecimentos básicos de Matemática, Física e Astronomia) totalmente escrito em português. Pode encontrar aqui também alguns trabalhos sobre buracos negros desde palestras e cursos dedicados ao público em geral a trabalhos de caracter científico. Existem também alguns links para sites exteriores sobre buracos negros ou para páginas pessoais de pessoas que trabalham com buracos negros.

Laurindo Sobrinho

Abril 2005

Answer 4

Ai ...Beakman...você está arrasando....parabéns.

Answer 5

Boa! Interessante pra caramba!!

Answer 6

os buracos negros são formados pela fusão de dois cosmos mortos ou seja é uma estrela que vira uma poeira mas tem o peso de uma estrela e se funde com outra morta assim se tiver uma quantidade X de raios gama a mais há uma explosão de raios gama e o trabalho das ex-estrelas são :
o deslocamento de duas placas com uma grande força que suga