o que são exatamente os buracos negros no universo?

Question

Já procurei sobre isso, mas nunca achei nada pra satisfazer a minha curiosidade sobre isso.


P.S: Gostaria de respostas serias!

Answer 1

DEPOIS DE PERMANECER UM LONGO TEMPO BRILHANDO FORTE e convertendo o seu hidrogênio em hélio, as estrelas entram em colapso. É aí que seus destinos dependem de quão grandes elas são. As muito massivas, como já vimos, explodem. No lugar das supernovas o núcleo original da estrela, que serviu de “apoio” para a explosão, se contraí. Às vezes surge em seu lugar uma pequena estrela que gira como um farol: é o pulsar.


Buraco negro distorce o espaço ao redor, agindo como uma lente gravitacional. Concepção artística.

Outras vezes o núcleo não pára mais de se contrair e nasce um buraco negro. Mesmo sendo invisível, sua presença é palpável. A matéria adicionada em um disco ao redor de um buraco negro emite raios X – e foi assim que sua existência foi confirmada. Uma fonte denominada Cygnus X-1, na constelação de Cisne, foi provavelmente o primeiro buraco negro descoberto pelos astrônomos, em 1971.

Hoje, há fortes suspeitas que o centro da Via Láctea, a galáxia onde vivemos, abrigue mais de um deles.

Após a explosão das supernovas de grande massa, pensa-se que o núcleo da estrela original seria capaz de se contrair, sob ação da força de gravidade, até se transformar num buraco negro. No interior de um buraco negro a concentração de matéria é tão grande que nada pode escapar. Nem mesmo a luz (daí porque é chamado “negro”) que é um tipo de radiação, formada por partículas chamadas fótons.

Os buracos negros são uma das mais importantes descobertas científicas de todo o século XX. Em seu interior as leis que regem o universo parecem desmoronar-se, junto com nossos conceitos sobre tempo e espaço. O inexplicável, o desconhecido reside nas entranhas desse monstro, capaz de alimentar-se de outras estrelas e, para alguns, acabar por engolir todo o universo.

Answer 2

É uma estrela de tamanho grande que teve sua massa comprimida até um ponto que sua própria gravidade auto- comprimiu fazendo com que ela se "engoli-se". Como ela tem uma gravidade muito grande, ela é capaz de atrair até a luz por isso chama-se buraco negro.

Answer 3

quando uma estrela está muito pesada colapsa todo seu peso num unico ponto, de gravidade absurdamente grande, capaz de atrair até aluz.

Answer 4

Bom, buracos negro são "astros" muitos díficeis de se explicar, por isso nao há uma explicação ao certo, e sim teorias.

A teoria mais aceita é a seguinte: O Buraco negro é um campo gravitacional onde a velocidade de escape, excede a velocidade da luz, ou seja, por isso o termo negro, pois nao emite nenhum luz, nenhuma luz escapa de seu interior (e se nenhuma luz é emitida e/ou refletida, o objeto é invísivel).

VELOCIDADE DE ESCAPE --> Velocidade de escape é a velocidade inicial necessária para que um corpo numa dada distância em relação a outro vença a gravidade deste, chegando no infinito com velocidade nula.

VELOCIDADE DA LUZ --> A Velocidade da luz no vácuo é de exatos 299 792 458 metros por segundo, o mesmo que 1 079 252 848,8 quilómetros por hora.

Há a explicação detalhada em:
http://pt.wikipedia.org/wiki/Buraco_Negro

Espero ter ajudado!

Answer 5

são basicamente o resultado da força extrema gravitacional de dois corpos no universo! quando força gravitacional se torna muito intensa resulta em um acontecimento bem ´difícil de se encontrar no universo! por exemplo se dois planetas com força gravitacional se atrairem podem formar um buraco negro no universo! esse é um processo básico para formação de alguns buracos negros no universo! quando a força gravitacional se torna muito intensa a reação da atração dos dois planetas ou corpos com energia suficiente no universo para formação de um buraco negro resulta em uma explosão como se fosse uma bomba nuclear!!!!! a força e energia liberada resultante do estrago se torna um buraco negro! mas não é necessáriamente preciso dois corpos se ligarem para fazer isso! basta que um corpo gigante e com energia de sobra no universo se expanda mais, e fazendo com que a sua prorpria força gravitacional o pulxe se tornando um buraco negro! o sol é um exemplo! se ele aumentase a sua massa mais um pouco sua força gravitacional seria insuportável fazendo com que explodisse virando um buraco negro mais ou menos do tamanho da cidade de são paulo oque seria suficiente para engolir todo o sistema solar!

Answer 6

São corpos muito densos, com força gravitalcional tão alta que atrem tudo, até a luz, por isso são chamados de buracos negros.

Answer 7

O buraco negro é o resultado da "morte" de uma estrela 5X (?) o tamanho do sol. Isto quer dizer que quando ela entra em colapso gravitacional (ela é esmagada pelo próprio peso), ela vira massa muito compacta até sumir, deixando apenas a força gravitacional, e assim se forma o buraco negro.

Answer 8

Ok, minha cara amiga...

Vamos esclarecer essa dúvida para todos...

Um buraco negro é uma grande estrela morta.

Nas estrelas vivas existem 2 forças agindo:

GRAVIDADE E CALOR

O Calor empurra a massa da estrela para longe do centro...

E a gravidade empurra no sentido contrário, comprimindo a massa da estrela sobre ela mesma.

Enquanto a estrela vive essas forças se equilibram.

MAS...Quando ela morre, o calor acaba.

Assim, a enorme gravidade comprime a massa da estrela...

Comprime tanto que ela se torna extremamente densa...

Como se toda a massa de uma montanha estivesse contida dentro de uma bola de tênis.

E essa gravidade não pára...Além da própria estrela, ela atrai qualquer coisa até mesmo a luz.

Answer 9

é um corpo de massa extrema densidade que absorve até a luz, por iso chama-se buraco-negro....nada consegue fugir à sua gravidade....ninguém conseguiu vê-lo ainda....mas dizem que existe.....parace o tal virus HIV...dizem que existe, mas ninuém viu ainda.

Answer 10

As estrelas não duram para sempre. Embora não sejam seres vivos, cada uma tem um ciclo que vai do seu nascimento, envolta numa nuvem de gás como um recém-nascido ainda molhado pela placenta da mãe; passa pela maturidade, que na Astronomia recebe o nome de “seqüência principal”, e por fim chega à morte, a extinção de seu brilho.

Cada estrela tem um ciclo parecido, mas a duração e o modo como morrem pode variar bastante (assim como os seres vivos!). Diz-se que uma entre cada cem estrelas que chegam ao seu último momento de existência faz de seu “canto de cisne” um evento formidável. Elas explodem violentamente difundindo de uma só vez energia equivalente a um bilhão de sóis e se fazem notar entre as estrelas de toda a galáxia. São as supernovas.

Após a explosão das supernovas de grande massa, pensa-se que o núcleo da estrela original seria capaz de se contrair, sob ação da força de gravidade, até se transformar num buraco negro. No interior de um buraco negro a concentração de matéria é tão grande que nada pode escapar. Nem mesmo a luz (daí porque é chamado “negro”) que é um tipo de radiação, formada por partículas chamadas fótons.

Os buracos negros são uma das mais importantes descobertas científicas de todo o século XX. Em seu interior as leis que regem o universo parecem desmoronar-se, junto com nossos conceitos sobre tempo e espaço. O inexplicável, o desconhecido reside nas entranhas desse monstro, capaz de alimentar-se de outras estrelas e, para alguns, acabar por engolir todo o universo.

Como nascem as estrelas
QUANDO O SOL EXTINGUIR SUA LUZ, daqui a cerca de cinco bilhões de anos, o destino da Terra e de todo o sistema solar interior será bastante cruel.

Nossa estrela mãe não tem massa suficiente para terminar seus dias explodindo como uma supernova, mas seu desequilíbrio final vai transformá-la numa estrela gigantesca, que engolirá os planetas mais próximos, calcinando-os.

Mas pelo menos eles não serão derretidos por uma supernova. Não haverá um buraco negro no lugar do Sol. Buracos negros são o último estágio na evolução de uma estrela com muita massa, em média 10 vezes mais que o Sol.

As estrelas surgem de imensas nuvens compostas de pequenas partículas de matéria – comumente chamadas simplesmente de poeira – e de gás hidrogênio, que existe em abundância no universo. Muitas vezes essas nebulosas permanecem em equilíbrio, tranqüilas como as nuvens em nosso céu. Mas é preciso pouco para lhes tirar deste estado, fazendo com que a própria atração gravitacional produza uma contração incessante em certos pontos, ou nódulos da nuvem de gás e poeira.

A nebulosa também começa a girar e à medida que aumentam a temperatura e a pressão em seu interior forma-se um ou mais corpos, tão quentes e massivos, que em dado momento passam a acontecer reações termonucleres em seu interior, produzindo muita luz e energia. Assim nasce uma estrela.

Surge um buraco negro
DEPOIS DE PERMANECER UM LONGO TEMPO BRILHANDO FORTE e convertendo o seu hidrogênio em hélio, as estrelas entram em colapso. É aí que seus destinos dependem de quão grandes elas são. As muito massivas, como já vimos, explodem. No lugar das supernovas o núcleo original da estrela, que serviu de “apoio” para a explosão, se contraí. Às vezes surge em seu lugar uma pequena estrela que gira como um farol: é o pulsar.


Buraco negro distorce o espaço ao redor, agindo como uma lente gravitacional. Concepção artística.

Outras vezes o núcleo não pára mais de se contrair e nasce um buraco negro. Mesmo sendo invisível, sua presença é palpável. A matéria adicionada em um disco ao redor de um buraco negro emite raios X – e foi assim que sua existência foi confirmada. Uma fonte denominada Cygnus X-1, na constelação de Cisne, foi provavelmente o primeiro buraco negro descoberto pelos astrônomos, em 1971.

Hoje, há fortes suspeitas que o centro da Via Láctea, a galáxia onde vivemos, abrigue mais de um deles.
Os buracos negros não são tão negros


O limite de um buraco negro, o horizonte de eventos, é formado pelas trajetórias, no espaço-tempo, dos raios de luz que não conseguem se afastar dele, flutuando para sempre em sua margem. O processo é semelhante à fuga da polícia, quando conseguimos manter alguns passos de vantagem sem sermos capazes de escapar de sua perseguição!







As trajetórias destes raios de luz não podem jamais aproximar-se umas das outras. Se o fizerem, entram eventualmente em colisão. Seria como chocar-se com alguém que também fugisse da polícia, em direção oposta: seriam ambos presos! (Ou, no nosso caso, cairiam ambos no buraco negro.) Mas, se estes raios de luz fossem tragados pelo buraco negro, não poderiam estar em sua periferia. Assim, as trajetórias dos raios de luz no horizonte de eventos teriam que cumprir sempre rotas paralelas, ou que os afastassem uns dos outros. Uma abordagem alternativa é que o horizonte de eventos, limite do buraco negro, comporta-se como a orla de uma sombra a sombra de um julgamento ameaçador. Ou se olharmos para a distribuição da sombra por uma fonte a grande distância, tal como o Sol, ver-se-á que os raios de luz da beira não estão se aproximando uns dos outros.

Se os raios de luz que formam o horizonte de eventos, limitação do buraco negro, jamais se aproximam uns dos outros, sua área pode permanecer a mesma, ou aumentar com o tempo, mas jamais poderá diminuir, porque isto significaria que pelo menos alguns raios de luz da periferia teriam se aproximado uns dos outros. De fato, a área aumentaria sempre que matéria ou radiação caísse no buraco negro. Se dois buracos negros colidissem e se fundissem num único, a área do horizonte de eventos do buraco negro final seria igual ou maior do que a soma das áreas dos horizontes de eventos dos buracos negros originais. Esta propriedade de não decréscimo da área do horizonte de eventos apresenta uma importante restrição no possível comportamento do buraco negro.

O comportamento de não decréscimo da área de um buraco negro seria muito semelhante ao de uma quantidade física, chamada entropia, que mede o grau de desordem de um sistema. Faz parte da experiência cotidiana o conhecimento de que a desordem tende a aumentar se as coisas são deixadas ao acaso. (Basta não se fazer pequenos reparos numa casa para se comprovar esta afirmação!) Pode-se criar a ordem na desordem (por exemplo, pode-se pintar a casa), mas isto requer desgaste de esforço ou energia e a conseqüente diminuição da quantidade de energia ordenada disponível.

Uma afirmação adequada acerca desta idéia é conhecida como a segunda lei da termodinâmica, que estabelece que a entropia de um sistema isolado sempre aumenta e que, quando dois sistemas são somados, a entropia do sistema combinado é maior do que a soma das entropias dos sistemas originais. Por exemplo, considere-se um sistema de moléculas de gás dentro de uma caixa. As moléculas podem ser visualizadas como pequenas bolas de bilhar colidindo continuamente entre si e ressaltando das paredes da caixa. Quanto mais elevada a temperatura do gás, mais rapidamente se moverão as moléculas; portanto, mais freqüente e fortemente colidirão com as paredes da caixa e maior será a pressão para fora que exercerão sobre as paredes. Suponha-se que inicialmente as moléculas estejam todas confinadas no lado esquerdo da caixa, por uma divisória. Se este obstáculo for removido, as moléculas tenderão a se espalhar e a ocupar as duas metades da caixa. Em algum momento mais tarde elas poderão, por acaso, estar todas no lado direito, ou de volta ao lado esquerdo, mas é bastante mais provável que haverá simplesmente um número igual nas duas metades. Este estado é menos ordenado, ou mais desordenado, do que o estado original, em que todas as moléculas se encontravam em uma metade. Diz-se, portanto, que a entropia do gás subiu. Similarmente, suponha-se que tenhamos duas caixas contendo moléculas, uma de oxigênio e a outra de nitrogênio. Se juntarmos as caixas e removermos a parede divisória, as moléculas de oxigênio e de nitrogênio começarão a se misturar. Algum tempo depois o estado mais provável será uma mistura bastante uniforme, de moléculas de oxigênio e de nitrogênio, espalhadas pelas duas caixas. Tal estado seria menos ordenado, e conseqüentemente teria maior entropia, do que o estado inicial das duas caixas separadas.

A segunda lei da termodinâmica tem um status bastante diferente do de outras leis científicas,tal como a lei de Newton sobre a gravidade, por exemplo, porque ela não se aplica a todos os casos, mas apenas à grande maioria deles. A probabilidade de todas as moléculas de gás na primeira caixa se encontrarem em uma metade da caixa num tempo posterior é uma em muitos trilhões, mas pode acontecer. Entretanto, se se tem um buraco negro por perto, parece existir uma maneira mais fácil de violar a segunda lei: basta atirar qualquer matéria com alguma entropia, tal como uma caixa com gás, para centro do buraco negro. Toda a entropia da matéria do lado de fora dele cairia em seu interior. Pode-se, naturalmente, ainda afirmar que toda a entropia, incluindo aquela de dentro do buraco negro, não caiu mas, dado que não há jeito de se olhar para dentro do buraco negro, não se pode ver quanta entropia tem a matéria ali contida. Seria interessante, então, se houvesse alguma característica do buraco negro pela qual observadores, fora dele, pudessem avaliar sua entropia, que aumentaria sempre que alguma matéria carregada de entropia caísse. Acompanhando a descoberta, descrita acima, de que a área do horizonte de eventos aumenta sempre que a matéria cai dentro de um buraco negro, um estudante pesquisador de Princeton, chamado Jacob Bekenstein, sugeriu que a área do horizonte de eventos fosse uma medida de entropia do buraco negro. À medida que a matéria contendo entropia caísse no buraco negro, a área do seu horizonte de eventos aumentaria, de tal forma que a soma da entropia da matéria de fora dos buracos negros e a área dos horizontes jamais diminuiria.

Esta sugestão parece prevenir a violação da segunda lei da termodinâmica na maioria das situações. Entretanto, houve uma falha fatal. Se um buraco negro tem entropia, deve, então, ter também temperatura. Mas um corpo com determinada temperatura deve emitir radiação a determinada razão. É do conhecimento popular que, se aquecermos uma agulha de pirogravura ao fogo, ela se tornará vermelha e quente e emitirá radiações; mas corpos com temperaturas mais baixas também emitem radiações; simplesmente elas não são percebidas em circunstâncias normais, porque sua quantidade é bastante pequena. Tal radiação é necessária a fim de evitar a violação da segunda lei. Assim, os buracos negros devem emitir radiação. Mas, por sua própria definição, são corpos supostamente não emissores de coisa alguma. Parece, portanto, que a área do horizonte de eventos de um buraco negro não pode ser considerada como sua entropia. Embora existam muitas semelhanças entre a entropia e a área do horizonte de eventos, existe também esta aparentemente fatal dificuldade. De acordo com o princípio da incerteza da mecânica quântica, buracos negros rotativos deveriam criar e emitir partículas. Entretanto, verificou-se, que mesmo os buracos não rotativos devem, aparentemente, criar e emitir partículas numa razão constante. O que finalmente convenceu que a emissão era real, foi que o espectro das partículas emitidas era exatamente o que teria sido emitido por um corpo aquecido, e que o buraco negro estava emitindo partículas exatamente na razão. Desde então os cálculos têm sido repetidos sob inúmeras formas diferentes por outras pessoas. Todas confirmam que um buraco negro deve emitir partículas e radiação, como se fosse um corpo aquecido e cuja temperatura depende apenas de sua massa; quanto maior ela for, mais baixa será a temperatura.

Como é possível que um buraco negro pareça emitir partículas, quando se sabe que nada pode escapar dos limites de seu horizonte de eventos? A resposta, dada pela teoria quântica, é que as partículas não vêm de dentro do buraco negro, mas do espaço ‘vazio’ exatamente além do seu horizonte de eventos! Pode-se compreender o fato da seguinte maneira: o que pensamos que é um espaço ‘vazio’ pode não ser completamente vazio, porque isto implicaria que todos os campos, tais como o gravitacional e o eletromagnético, teriam que ser exatamente zero. Entretanto, o valor ‘de um campo e sua taxa de troca com o tempo são semelhantes à posição e velocidade de uma partícula: o princípio da incerteza implica que quanto mais precisamente se conhece uma destas quantidades, menos precisamente se pode conhecer a outra. Assim, no espaço vazio, o campo não pode ser fixado em exatamente zero, ou haveria tanto um valor preciso (zero) quanto uma razão de troca precisa (também zero). É necessário haver uma certa quantidade mínima de incerteza, ou flutuações quânticas, no valor do campo. Pode-se pensar nestas flutuações como pares de partículas de luz ou gravidade, que aparecem juntas em algum momento, se separam, depois se reúnem novamente e se aniquilam uma à outra. Tais partículas são virtuais como as que carregam a força gravitacional do Sol: diferentes das partículas reais, elas não podem ser observadas diretamente através de um detetor de partículas. Entretanto, seus efeitos indiretos, tais como pequenas mudanças na energia de elétrons nas órbitas dos átomos, podem ser medidos e comprovar previsões teóricas com notável grau de precisão. O princípio da incerteza também prevê a existência de pares virtuais semelhantes de partículas de matéria, como elétrons ou quarks. Neste caso, entretanto, um elemento do par será a partícula e o outro a antipartícula (as antipartículas da luz e da gravidade são as mesmas das partículas).

Uma vez que a energia não pode ser criada do nada, num par composto por partícula e antipartícula, um dos elementos terá energia positiva e o outro negativa. O que tiver energia negativa está condenado a ser uma partícula virtual de vida curta porque as partículas reais sempre apresentam energia positiva em situações normais. Deve, portanto, procurar seu par e se anular com ele. Entretanto, uma partícula real, próxima de um corpo maciço, tem menos energia do que se estivesse afastada dele, porque gastaria energia para sustentá-lo contra sua própria atração gravitacional. Normalmente a energia da partícula é sempre positiva, mas o campo gravitacional dentro de um buraco negro é tão forte, que mesmo uma partícula real pode apresentar energia negativa dentro dele. É, portanto, possível, na presença de um buraco negro, que a partícula virtual com energia negativa, caia dentro dele e se tome uma partícula ou antipartícula real. Neste caso já não precisará mais se anular com seu par, que, abandonado, pode, da mesma forma, cair dentro do buraco negro, ou, tendo energia positiva, escapar de sua vizinhança como uma partícula ou antipartícula real Um observador a distância pode pensar que ela foi emitida de dentro do buraco negro. Quanto menor o buraco negro, menor a distância que a partícula com energia negativa terá que percorrer até se transformar numa partícula real e, então, maior será a razão de emissão e a temperatura aparente do buraco negro.

A energia positiva de uma radiação para fora será equilibrada por um fluxo de partículas de energia negativa para dentro do buraco negro. Segundo a equação de Einstein E = mc2 (onde E significa energia, m massa e c a velocidade da luz), a energia é proporcional à massa. Um fluxo de energia negativa para dentro do buraco negro, portanto, reduz sua massa. À medida que o buraco negro perde massa, a área de seu horizonte de eventos diminui, mas este decréscimo na sua entropia é mais do que compensado pela entropia da radiação emitida, de forma que a segunda lei não é nunca violada.

Além disso, quanto menor a massa do buraco negro, mais elevada sua temperatura. Assim, à medida que ele perde massa, sua temperatura e razão de emissão aumentam, e, portanto, ele perde massa mais rapidamente. Não se sabe o que acontece quando a massa de um buraco negro eventualmente se torna muito pequena, mas o mais racional a se pensar é que ele desapareça completamente numa tremenda queima final de emissão, equivalente à explosão de milhões de bombas H.

Um buraco negro com massa equivalente a poucas vezes a do Sol teria temperatura de apenas um décimo milionésimo de grau acima do zero absoluto. Isto é muito menos do que a temperatura da radiação de microonda que enche o universo e, portanto, este buraco negro emitiria menos ainda do que absorveria. Se o universo está destinado a se expandir para sempre, a temperatura da radiação da microonda diminuirá eventualmente a grau inferior ao deste buraco negro, que começará então a perder massa. Mas, mesmo assim, sua temperatura será tão baixa que necessitará de aproximadamente um milhão de milhão de milhão de milhão de milhão de milhão de milhão de milhão de milhão de milhão de milhão de anos (1 segundo de sessenta e seis zeros) para evaporar completamente. Esta quantidade de anos é muito mais do que a idade do universo, que é apenas de dez ou vinte bilhões de anos. Por outro lado devem existir buracos negros primordiais com massa muito menor, formados pelo colapso de irregularidades nos estágios iniciais do universo. Tais buracos negros teriam uma temperatura muito mais elevada e emitiriam radiações a razão muito maior. Um buraco negro primordial com massa inicial de 1 bilhão de toneladas teria um tempo de vida aproximadamente igual à idade do universo. Buracos negros primordiais com massas iniciais inferiores a esta já teriam se evaporado completamente; mas aqueles com massas um pouco maiores ainda estariam emitindo radiações sob a forma de raios X e raios gama, que são como ondas de luz, com comprimento de onda muito menor. Estes buracos dificilmente merecem o epíteto de negro: eles são, na verdade, brancos, quentes, e estão emitindo energia a taxas de aproximadamente 10.000 mega watts.

Um buraco negro assim moveria dez grandes estações elétricas, se pudéssemos utilizar sua potência, o que se prova, entretanto, bastante difícil: o buraco negro teria a massa de uma montanha comprimida em menos do que um trilionésimo de uma polegada, o tamanho do núcleo de um átomo! Se tivéssemos um destes buracos na superfície da Terra, não haveria forma de impedir sua queda até o centro da Terra. Ele oscilaria para baixo e para cima até eventualmente se estabelecer no centro. Assim, o único lugar para colocar tal buraco negro, de forma a se utilizar a energia que ele emite, seria numa órbita em torno da Terra; e a única maneira pela qual se poderia conseguir fazer com que ele girasse em volta da Terra seria atraí-lo para esta órbita rebocando uma grande massa para sua frente, exatamente como uma cenoura na frente de um burro, o que não soa como uma proposta muito prática, pelo menos não no futuro imediato.

Mas, mesmo que não possamos aproveitar a emissão destes buracos negros primordiais, quais são nossas chances de observá-los? Podemos procurar os raios gama que os buracos negros primordiais emitem durante a maior parte de seu tempo de vida. Ainda que a radiação da maioria fosse muito fraca, devido a este afastamento, o total das radiações de todos eles poderia ser detetado. Observemos essa radiação gama de fundo. Pode-se dizer que as observações da radiação de fundo não provêem qualquer evidência positiva para os buracos negros primordiais, mas ela nos informa que, em média, não poderá haver mais do que trezentos em cada ano-luz cúbico no universo. Este limite significa que os buracos negros primordiais podem compor no máximo um milionésimo da matéria no universo.

Sendo os buracos negros primordiais tão raros, pode parecer estranho que houvesse algum próximo o suficiente para que pudéssemos observá-lo como uma fonte particular de raios gama. Mas, uma vez que a gravidade puxa os buracos negros primordiais na direção de qualquer matéria, eles devem ser muito mais comuns nas galáxias e em torno delas. Assim, ainda que a radiação gama de fundo nos informe que não pode haver mais do que trezentos buracos negros primordiais em média por ano-luz cúbico, não nos diz nada sobre o quão comuns eles podem estar em nossa galáxia. Se eles fossem, digamos, um milhão de vezes mais comuns do que isto, então o mais próximo de nós estaria provavelmente a uma distância de cerca de 1 bilhão de quilômetros, ou tão longe quanto Plutão, o planeta conhecido mais afastado. A esta distância ainda seria muito difícil detetar a emissão constante de um buraco negro, mesmo que ela fosse da ordem de 10.000 mega watts. A fim de observar um buraco negro primordial seria necessário detetar muitos raios gama quânticos vindos da mesma direção dentro de um razoável espaço de tempo, tal tomo uma semana. Do contrário, eles poderiam ser simplesmente parte da radiação de fundo. Mas o princípio de Planck determina que cada raio gama quântico tenha energia muito elevada devido à sua alta freqüência e, portanto, não precisaria de muitos quanta para irradiar mesmo 10.000 mega watts. E para observar estes poucos, vindos de uma distância equivalente à de Plutão, seria necessário um detetor de raios gama muito maior do que qualquer um já construído até então. Além disso, o detetor teria que estar no espaço, porque os raios gama não penetram a atmosfera.

Naturalmente, se um buraco negro tão próximo quanto Plutão completasse seu ciclo de vida e entrasse em colapso, seria fácil detetar a explosão final de sua emissão. Mas se o buraco negro viesse emitindo durante os últimos dez ou vinte bilhões de anos, a probabilidade de alcançar o final de sua vida dentro dos próximos poucos anos, ao invés de muitos milhões de anos no passado ou futuro, será realmente muito pequena! Então, a fim de se ter uma oportunidade razoável de ver uma explosão antes que a pesquisa chegasse a termo, ter-se-ia que encontrar um meio de detetar quaisquer explosões dentro de uma distância de aproximadamente um ano-luz. Ainda permaneceria o problema da necessidade de um grande detetor para observar muitos raios gama quânticos da explosão. Entretanto, neste caso, não seria necessário determinar que todos os quanta viessem da mesma direção: bastaria observar que eles todos chegaram dentro de um intervalo muito pequeno de tempo, para se ter razoável confiança de que viriam todos da mesma explosão.

Um detetor de raios gama capaz de focalizar buracos negros primordiais é a atmosfera da Terra em seu todo. (Somos, de qualquer jeito, incapazes de construir um detetor tão grande!) Quando um quantum de radiação gama de elevada energia se choca com os átomos na nossa atmosfera, ele cria pares de elétrons e pósitrons (antielétrons). Quando estes se chocam com outros átomos, por sua vez, criam mais pares de elétrons e pósitrons e assim se obtém o que se chama de tempestade eletrônica. O resultado é uma forma de luz chamada radiação Cerenkov. Pode-se, portanto, detetar explosões de raios gama observando o céu à noite, procurando lampejos de luz. Naturalmente existem inúmeros outros fenômenos, tais como relâmpagos e reflexos da luz do Sol sobre satélites rotativos e escombros girando, que também podem produzir lampejos no céu. Pode-se distinguir as explosões dos raios gama destes efeitos através da observação dos lampejos simultaneamente em dois ou mais lugares muito amplamente separados. Uma pesquisa como esta foi efetuada por dois cientistas de Dublin, Neil Porter e Trevor Weekes, usando telescópios no Arizona. Encontraram inúmeros lampejos mas nenhum que pudesse ser definitivamente considerado explosão de raios gama de buracos negros primordiais.

Mesmo que a procura de buracos negros primordiais se mostre inútil, como parece que pode acontecer, ainda assim nos dará informações importantes acerca dos primórdios do universo. Se este início tiver sido caótico ou irregular, ou se a pressão da matéria tiver sido baixa, poder-se-á esperar que tenham sido produzidos muito mais buracos negros do que o limite já estabelecido por nossas observações da radiação gama de fundo. Apenas se o universo primordial era muito liso e uniforme, com alta pressão, seria possível explicar a ausência de uma quantidade observável de buracos negros primordiais.

A idéia da radiação dos buracos negros foi o primeiro exemplo de uma previsão que depende, de maneira essencial, das duas grandes teorias deste século, a relatividade geral e a mecânica quântica.

Mas, ainda que não tenhamos conseguido encontrar um buraco negro primordial, existe concordância geral significativa quanto ao fato de que, se o encontrarmos, ele deverá estar emitindo uma determinada quantidade de raios gama e raios X.

A existência da radiação dos buracos negros parece significar que o colapso gravitacional não é tão final e irreversível como pensávamos. Se um astronauta cair num buraco negro, sua massa aumentará, mas eventualmente a energia correspondente a esta massa extra voltará ao universo sob a forma de radiação. Então, num certo sentido, o astronauta será ‘reciclado’. Seria um triste tipo de imortalidade, entretanto, porque qualquer conceito particular de tempo para o astronauta já teria certamente chegado ao fim quando ele fosse destruído dentro do buraco negro! Mesmo os tipos de partículas que forem eventualmente emitidos pelo buraco negro seriam em geral diferentes daqueles que teriam composto o astronauta: a única característica do astronauta que sobreviveria seria sua massa ou energia.

O resultado mais adequado parece ser que o buraco negro irá apenas desaparecer, pelo menos da nossa região do universo, levando com ele o astronauta e qualquer singularidade que possa conter, se é que existe alguma. Esta foi a primeira indicação de que a mecânica quântica podia remover as singularidades previstas pela relatividade geral.

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.







A Esfera de Fótons


A radiação eletromagnética que se encontra nas imediações de um corpo massivo sofre um desvio devido ao do campo gravitacional, de forma que a trajetória que a radiação toma é curvada na direção da estrela. Em relatividade geral podemos dizer que o espaço se curva nas imediações de um corpo massivo.

Vamos supor agora que pudéssemos nos posicionar a uma certa distância de um buraco negro com uma fonte luminosa que projete um feixe que possa ser direcionado para onde desejarmos. Vamos então nos posicionar a uma distância suficientemente próxima, porém maior do que 1.5 RSch, para que possamos notar melhor os efeitos de curvatura sobre a luz e ver o que acontece com o nosso feixe luminoso.

Primeiro vamos projetar o feixe na direção radial ao buraco negro. Observaremos que o feixe continua a propagar-se na mesma direção. Vejamos o que acontece ao feixe luminoso ao desviá-lo de um ângulo da direção radial: ele se curva devido ao efeito do campo gravitacional do buraco negro. E se inclinarmos mais ainda vamos chegar a um determinado ângulo maior que 90o no qual o feixe não escapa do campo gravitacional do buraco negro e entra em órbita. Se inclinarmos além desse ângulo, o feixe cairá no buraco negro.

Aproximando-nos ainda mais do buraco negro vamos observar que haverá uma certa distância em que a luz entra em órbita ao redor da estrela ao direcionarmos o feixe a 90o com a vertical. Neste momento estaremos sobre a chamada "Esfera de Fótons", que tem raio de 1.5RSch. Se inclinarmos o feixe de luz além desse ângulo ele cairá no buraco negro.

Se nos aproximarmos mais ao buraco negro teremos ângulos sucessivamente menores do que 90o com a vertical para os quais o feixe entrará em órbita e a partir dos quais o feixe cairá. O ângulo limite para o qual o feixe entra em órbita delimita o cone de saída.

A esfera de fótons recebe este nome porque é nessa "esfera" que os fótons orbítam o buraco negro. Dessa forma se estivéssemos sobre a esfera de fótons olhando em uma direção qualquer perpendicular à vertical, veríamos sempre a nossa nuca.