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Buracos Negros - Série Estrelas, Capítulo 4

Buracos Negros (Black Holes) são, de maneira precisamente resumida, o resultado final de um Colapso Gravitacional de um objeto muito massivo do qual nada pode escapar de sua gravidade local. Mas para entender o que é um buraco negro de uma maneira mais familiar, eu irei explicar a formação de um a partir do inicio.

Imagino que a maioria que está lendo esse texto já sabe que a gravidade é um resultado da presença de partículas com massa, ou em outras palavras, partículas que possuem inercia - Quanto mais massa um corpo possui, mais resistência a ser empurrado ele possuirá, e a gravidade é sempre equivalente a essa resistência.

A partir disso fica fácil de imaginar o que aconteceria com uma grande quantidade de partículas massivas espalhadas pelo espaço; a gravidade de cada uma delas iria atrair todas as outras em volta, esse efeito em larga-escala iria ser observado como uma grande nuvem de partículas massivas acelerando em direção umas as outras, em algum momento elas vão começar a formar corpos sólidos que eventualmente irão colidir uns com os outros para formar um único corpo sólido com a massa de todos os outros somados. É importante mencionar que esse processo pode levar bilhões de anos.

Conforme a massa desse corpo aumenta, mais gravidade ele possuirá e eventualmente maior será a pressão e calor em seu núcleo, até um ponto crítico em que a pressão no núcleo excede a repelência dos átomos, fazendo com que os átomos se fundam uns com os outros para liberar uma grande quantidade de energia que em grande parte consiste de radiação eletromagnética (luz) – Isso seria observado como um acender de uma lâmpada, o corpo em questão passaria a emitir muita radiação eletromagnética (entre outros tipos de radiação, como elétrons, neutrinos...). Essa enorme liberação de energia irá, a partir de agora, balancear a pressão causada pela gravidade – A gravidade “empurra” a massa do corpo em direção ao centro, enquanto a energia das fusões atômicas no núcleo “empurra” a massa do corpo em direção contrária ao centro, isso é como uma queda de braço entre a força da gravidade e a força das fusões atômicas. E assim nasce uma estrela...

Para ilustrar esse conceito com física clássica, vamos usar a nossa estrela mais próxima como exemplo:
A massa do Sol é 1.989e30 kg, ou seja, 1,989,000,000,000,000,000,000,000,000,000 kg. Isso pode ser medido através de uma equação de Johannes Kepler que consegue calcular a massa de um corpo através da equivalência entre o raio orbital e período orbital de um segundo corpo que orbita-o:
M=(4π²/GT²)(r³)
Para o propósito dessa ilustração vamos ignorar dois fatores: O calor do Sol e o estado de plasma do Sol – e para isso imaginemos que o Sol é sólido. Então vamos imaginar uma barra de ferro de 1 kg de massa na superfície do Sol, a força entre essa barra e a superfície seria de 273 Newtons, dada pela equação de Newton:
F=(GMm/r²)(m)
Se o Sol fosse comprimido até a metade de seu atual diâmetro, logo a força entre a barra de ferro e a superfície seria de 1095 Newtons - a força gravitacional estaria “empurrando” a barra de ferro na direção do centro do Sol, e a força necessária para impedir a barra de ferro de ir para o centro do Sol seria de 1095 Newtons.
Essa força é dada pela repelência dos átomos – as forças nucleares. A partir de certa distância, os elétrons se repelem assim como os quarks, isso é o que de fato impede a barra de ferro de seguir uma trajetória livre em direção ao centro do Sol, porém, as forças nucleares têm um limite físico, elas não são infinitas. Agora, se o Sol fosse comprimido para dentro de um diâmetro de 5908 metros, logo a força entre a barra de ferro e a superfície seria de 15,212,661,761,544 Newtons, essa força é superior a todas as forças nucleares combinadas, a força que repele dois elétrons ou dois quarks seria insignificante sobre 15 trilhões de Newtons, neste cenário, nenhuma força na natureza iria ser capaz de impedir a barra de ferro de seguir uma trajetória livre na direção do centro do Sol, eventualmente o próprio Sol iria se contrair ininterruptamente – chamamos de Colapso Gravitacional – na direção de um ponto unidimensional que chamamos de Singularidade. E assim, o Sol tornar-se-ia um buraco negro, a barra de ferro que eventualmente foi “sugada” para o centro, ela nunca mais iria sair de lá, a não ser através de uma forma de energia muito peculiar que eu explicarei no final desse texto.

Mas como a nossa estrela não possui massa suficiente para passar por um Colapso Gravitacional, iremos voltar à ilustração anterior de como um buraco negro é formado na natureza:
Então após o primeiro estágio – que o corpo em questão torna-se uma estrela – ele irá forjar elementos cada vez mais pesados através das fusões atômicas em seu núcleo ao longo do tempo, até atingir um ponto crítico em que uma quantidade suficiente de ferro é forjada em seu núcleo, neste momento a repelência dos átomos torna-se muito alta e a energia liberada pela fusão nuclear do ferro é baixa demais, isso faz com que a liberação de energia no núcleo da estrela seja insuficiente para contrabalancear a pressão causada pela gravidade, e logo então acontece o Colapso Gravitacional, a massa do corpo começa a “cair” em direção ao centro da massa, e isso vai exponencialmente aumentar a sua densidade de massa e gravidade local – Se a força da gravidade exceder a total força da repelência dos átomos (forças nucleares), logo mais nada na natureza irá interromper o Colapso Gravitacional. Conforme toda a massa se condensa no centro da estrela através de uma ininterrupta “queda livre”, a gravidade local cresce até atingir um ponto crítico onde a aceleração gravitacional excede a própria velocidade da luz  (neste momento a luz não pode mais escapar, por isso que o corpo em questão é chamado de buraco negro), esse ponto crítico é bastante conhecido como o Event Horizon (Horizonte de Evento) e também como o Raio Schwarzschild que é dado pela formula:
rs=2MG/c²
feita para calcular o raio necessário para que um corpo torne-se um buraco negro. Ela foi criada pelo astrofísico Karl Schwarzschild que em 1915 calculou essa solução exata para a Teoria da Relatividade Geral.

Digamos que a massa da nossa estrela mais próxima, o Sol, fosse suficiente para um Colapso Gravitacional, ela estaria comprimida dentro de um diâmetro de 5908 metros. Mas a massa do Sol continuaria a mesma – ela apenas estaria extremamente concentrada numa região muito pequena do espaço – e as órbitas dos planetas também continuariam as mesmas, a translação da Terra ainda seria de 1 ano, porém, iriamos congelar por causa da falta de radiação eletromagnética gerada pelo Sol para aquecer o nosso planeta e sustentar o meio ambiente.


Acredito que muitos dos leitores que estão lendo este texto já estão familiarizados com o conceito da relatividade do tempo, mas para aqueles que não estão, aqui vai uma breve explicação: O tempo é relativo, e esse efeito se manifesta através do campo gravitacional e da velocidade. Ou seja, se você acelerar 299,762,478 – isto é 99,99% da velocidade da luz – metros por segundo e só depois de 1 ano você voltar para a Terra, você irá descobrir que 70 anos se passaram, todo mundo que você conhece teria envelhecido 70 anos, enquanto você teria envelhecido apenas 1 ano.
Este efeito é real e ele é chamado de Time Dilation (Dilatação do Tempo), a Dilatação do Tempo foi pela primeira vez teorizada pelo físico teórico, matemático, engenheiro e filósofo Henri Poincaré, que trabalhando com o físico Hendrik Lorentz usou o Princípio da Relatividade para corrigir equações primárias de Lorentz em 1905, resultando no que agora tão bem conhecemos como Lorentz transformations (transformação de Lorentz). No mesmo ano um pouco depois, o físico teórico Albert Einstein publicou o paper sobre a Relatividade Especial, que baseado no Principio da Relatividade, ele reinterpretou as novas equações de Lorentz modificando as suas definições fundamentais do espaço e do tempo.

Joseph Carl Hafele e Richard E. Keating a bordo de um avião comercial com dois relógios de césio e uma comissária de bordo.
Há experimentos com a Dilatação do Tempo, o mais famoso deles aconteceu em 1971, o físico Joseph Carl Hafele e o astrofísico Richard E. Keating testaram a relatividade do tempo usando relógios extremamente precisos chamados popularmente de Atomic Clock ou mais precisamente de Caesium Clock (Relógio Atômico - Relógio de Césio). Para medir a dilatação do tempo, eles transportaram os relógios em aviões em direções opostas (leste e oeste) para dar uma volta ao mundo através do equador. Hafele e Keating calcularam que devido aos efeitos da Relatividade Geral e Especial, direção leste/oeste, velocidade relativa dos dois aviões, altitude e duração da viagem, o avião que foi para o leste iria perder 40 nanosegundos e o avião que foi para o oeste iria ganhar 275 nanosegundos relativo a um relógio atômico que ficou no chão para servir como referência. Depois que o experimento foi feito, os relógios foram reunidos, e o resultado mostrou que os relógios que foram para o leste perderam 59 nanossegundos e os relógios que foram para o oeste ganharam 273 nanossegundos. As variáveis são inevitáveis, pois não há como garantir que ambos os aviões permanecessem precisamente na mesma altitude e velocidade durante todo o percurso, além do fato de que existem variações gravitacionais mínimas em diferentes locais da Terra devido a densidade de algumas partes ser maior do que de outras. 


Agora que já apresentei essa breve explicação sobre a dilatação do tempo, nós podemos continuar a nossa exploração em buracos negros: Se você se aproximar de um buraco negro, a gravidade não só ficará exponencialmente mais forte, mas a Dilatação do Tempo também. Imaginemos que o nosso Sol se torne um buraco negro, ele teria um raio de apenas 2954 metros  este é o raio Schwarzschild (rs=2MG/c²) que simplesmente diz que neste local você precisa de uma velocidade superior à da luz para conseguir escapar da gravidade.
Se você se aproximasse desse buraco negro, o tempo iria começar a ficar mais lento para você, de forma que um observador que está na Terra observando você através de um super telescópio iria vê-lo ficando cada vez mais lento – se o observador pudesse enxergar o relógio em seu pulso através desse telescópio, ele iria ver o ponteiro andar mais devagar conforme você se aproxima do Horizonte de Evento.

Para vocês poderem visualizar a intensidade desse efeito: De acordo com uma das séries de equações conhecidas como Schwarzschild metric:
t0=tf1-(2GM/rc²)
a Dilatação Gravitacional do Tempo entre um viajante que se aproxima desse buraco negro (que antes era o nosso Sol) e um observador que está na Terra seria de 11 segundos quando o viajante estivesse a uma distância de 6000 metros do RS (Raio Schwarzschild), ou seja, o que seria 1 minuto no relógio do observador, seriam 49 segundos no relógio do viajante. Com a metade dessa distância, 3000 metros, a Dilatação Gravitacional do Tempo seria de 18 segundos, 1 minuto para o observador seria equivalente a 42 segundos para o viajante. Com metade dessa distância, 1500 metros, seriam 26 segundos de Dilatação Gravitacional do Tempo, 1 minuto para o observador equivale a 34 segundos para o viajante. Com 500 metros de distância, 1 minuto para o observador equivale a 22 segundos para o viajante. Com 100 metros, 1 minuto para o observador equivale a 10 segundos para o viajante. E finalmente, quando o viajante estivesse muito próximo do RS, a 2 metros de distância, a Dilatação Gravitacional do Tempo seria de 59 segundos, 1 minuto para o observador equivale a 1 segundo para o viajante, esse valor iria crescer exponencialmente em direção ao infinito, de forma que o observador que está na Terra nunca iria ver o viajante realmente atravessar o RS, a Dilatação do Tempo entre ambos iria crescer exponencial e ininterruptamente - As equações nos dizem que o viajante gastaria uma quantidade infinita de tempo para conseguir entrar na singularidade do buraco negro.

Mas do ponto de vista do viajante – que está sendo preservado no tempo –, ele iria ver, caso olhasse para trás, todo o universo se movimentando rapidamente conforme toda a luz fica cada vez mais energética em direção ao comprimento de onda dos Raios Gamas, antes de ele rapidamente atravessar o RS. A partir daí, não sabemos o que precisamente acontece com o viajante, existem muitas especulações, mas há uma grande certeza de que em algum ponto, todos os átomos do corpo do viajante seriam desfeitos, numa região onde a aceleração gravitacional é superior à velocidade da luz, a Força Nuclear Forte – responsável por manter a estrutura atômica – não iria mais fazer o seu papel, simplesmente porque a própria interação entre qualquer partícula acontece na velocidade da luz.
Para ser mais específico; a Força Nuclear Forte que é transmitida pelas partículas Gluons – responsáveis por atrair as partículas elementares que compõem o átomo (os Up quarks e os Down quarks) em direção umas as outras – viaja na velocidade da luz. Então, após cruzar uma região com uma aceleração gravitacional superior à velocidade da luz e uma força de maré proporcionalmente extrema, o corpo do viajante não poderia permanecer intacto.
Mas apesar de tudo, buracos negros não são totalmente “negros”: A maioria dos buracos negros possui o que chamamos de Accretion Disc (Disco de Acreção), que é nada mais do que um disco de matéria que está orbitando-o próximo ao Horizonte de Evento, algo similar aos anéis de Saturno, mas no caso do Disco de Acreção, essas partículas estão orbitando a velocidades extremamente altas (próximas à velocidade da luz) e colidindo umas com as outras liberando uma enorme quantidade de energia para o espaço – um buraco negro com disco de acreção pode ser confundido com uma estrela se visto a uma longa distância.
Uma foto do super massivo Buraco Negro 3C353 no centro de uma galáxia distante. A imagem foi feita através da detecção de raios-X pelo telescópio espacial Chandra que está em orbita da Terra a 105312 km de distância da superfície. E através da detecção de ondas de rádio pelo telescópio terrestre Very Large Array no Novo México, Estados Unidos.

Mas o Disco de Acreção não é a única coisa detectável que um buraco negro pode possuir. Buracos negros também podem hospedar uma ou até muitas estrelas dependendo de sua massa, acredito que o melhor exemplo disponível disso seja o buraco negro Sagittarius A* que encontra-se no centro de nossa galáxia. Não conseguimos enxerga-lo diretamente, porém podemos observar claramente ao longo dos anos o forte efeito de sua gravidade sobre suas estrelas vizinhas.
Esta sequência de fotos muito bem processadas é um resultado de 16 anos de observação constante do telescópio espacial Hubble que usando infravermelho conseguiu penetrar a vasta poeira galáctica localizada entre nós e Sagittarius A*. O ícone em forma de estrela branca no centro da imagem representa o local onde o buraco negro Sagittarius A* se encontra, e todos os pontos luminosos são estrelas que estão orbitando-o elipticamente. As órbitas estelares mostram que a massa deste buraco negro é 4 milhões de vezes a massa de nosso Sol, 7e36 kg. 


Mas apesar de o disco de acreção emitir toda essa quantidade de energia para o espaço – que nos permite observá-lo frequentemente através das suas emissões de ondas de rádio e de raio-x – o próprio buraco negro emite radiação a partir de seu Horizonte de Evento, apesar de isso parecer um contrassenso, buracos negros perdem massa através dessa emissão, causando a evaporação dos mesmos - Isso que ficou conhecido como Hawking Radiation (Radiação de Hawking) porque foi teorizado por Stephen Hawking em 1973 e é atualmente uma teoria aceita por ter semântica matemática e principalmente por ter algumas bases experimentais.

A Radiação de Hawking acontece através de flutuações quânticas no espaço vazio, onde um par de duas partículas – chamadas de partículas virtuais – de energia oposta à outra surge e aniquila-se quase que instantaneamente, porém, quando isso ocorre na fronteira de um buraco negro, uma partícula que é par de outra é eventualmente acelerada para dentro do buraco negro enquanto a outra partícula par consegue escapar, quando isso acontece, a primeira lei da termodinâmica – que afirma que a energia total de um sistema isolado é sempre constante – entra em ação fazendo com que a partícula que entrou no Horizonte de Evento atue como energia negativa, fazendo com que o buraco negro perca uma quantidade de massa proporcional à energia da partícula virtual par que escapou de seu Horizonte de Evento. A partir desse momento, a energia total do universo é conservada e a partícula que escapou se torna uma partícula real – como um fóton.
(3) a partícula que escapou deixa de ser uma partícula virtual para ser uma partícula real, enquanto a partícula que atravessa o horizonte de evento elimina uma quantidade de massa do buraco negro proporcional à energia da partícula que escapou.
Mas infelizmente, a Radiação de Hawking é muito fraca para ser detectada a partir da Terra.


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[Escrito por: @jonathantorres19]

2 comentários:

  1. Parabéns, artigo muito bem escrito e ilustrado, espero que sirva de inspiração para que mais pessoas se dediquem a esta estudo no Brasil.

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