Corpo cósmico hipotético de extrema densidade gravitacional, do qual nenhuma matéria ou energia, nem mesmo a luz, consegue escapar. O conceito de buraco negro é formulado pela primeira vez em 1783, pelo inglês John Michell.
A compreensão moderna do buraco negro é baseada na Teoria da Relatividade Geral, completada em 1916 pelo físico Albert Einstein (1879-1955). O buraco negro é formado partir dos restos da explosão de uma estrela com massa dezenas de vezes superior à do Sol. Esse processo ocorre quando a estrela esgota seu combustível termonuclear interno, passando a se contrair e elevar intensamente a temperatura. O resultado é uma grande explosão (a supernova) e resíduos extremamente condensados. Caso essa massa remanescente seja superior duas ou três vezes à massa do Sol, sua densidade passa a crescer indefinidamente. O campo gravitacional criado torna-se tão forte que não deixaria nenhum tipo de radiação escapar, caracterizando o buraco negro.
A absorção de toda a radiação luminosa torna muito difícil a detecção dos buracos negros. Entretanto, essa tarefa é facilitada quando a estrela que dá origem ao buraco negro faz parte de um sistema binário (formado inicialmente por duas estrelas). Nesse caso, o buraco negro pode ser percebido pela matéria que ele extrai da outra estrela desse sistema. Ao entrar em seu campo gravitacional, essa matéria é aquecida a altíssima temperatura, dando origem a uma forte emissão de raios X antes de ser tragada e desaparecer.
Já foram encontradas evidências de mais de dez buracos negros. O primeiro, descoberto em 1972, Cygnus X-1, estaria localizado a cerca de 6 mil anos-luz da Terra. Ele seria um dos componentes de um sistema binário, integrado por uma estrela supergigante azul, catalogada como HDE 226.868
Os buracos negros ainda representam um mistério no estudo do Universo, porém muito já se conhece sobre suas propriedades. Hoje eles são utilizados como um laboratório de pesquisa para novas teorias do Cosmos, já no século XVIII havia idéias sobre corpos celestes diferentes dos convencionais, como estrelas que, de tão compactas, não deixariam nem mesmo a luz escapar de sua força de gravidade. Estas estrelas seriam os buracos negros. Hoje sabemos que os buracos negros correspondem a fenômenos que ocorrem quando as estrelas estão morrendo. Se uma estrela possui massa aproximadamente quatro vezes a do Sol ou maior, sua atração gravitacional será tão intensa que irá superar a repulsão existente na matéria comum.
Desta forma, a estrela entra em colapso e torna-se uma estrela tão densa e compacta que nem mesmo a luz sairia de seu interior. Além disso, ela é capaz de atrair corpos próximos e triturar toda a matéria. Um buraco negro de um centímetro seria suficiente para destruir a Terra. Se pudéssemos compactar a Terra a um centímetro de diâmetro ele se transformaria em um buraco negro. Se o Sol tivesse cerca de seis quilômetros com toda sua massa ele seria um buraco negro.
Para a Teoria da Relatividade de Einstein, os buracos negros correspondem a posições onde o espaço-tempo de quatro dimensões curva-se para o infinito, transformando este local em um mistério para a ciência moderna.
O Buraco Negro
A primeira idéia sobre a possibilidade da existência de buracos negros surgiu em 1783, quando John Michell, um astrônomo inglês, propôs que poderiam existir estrelas tão densas que seriam incapazes de emitir luz, na época chamada de estrelas escuras.
Michell argumentou que se atirarmos uma partícula verticalmente para cima sua subida será retardada pela gravidade e cairá. No entanto, se a velocidade inicial for maior que um valor crítico denominado velocidade de escape, a gravidade não terá força suficiente para deter a partícula e ela escapará.
A velocidade da luz (3 . 10-5 km/s) é mais que suficiente para escapar da Terra ou do Sol, cujas velocidades de escape são aproximadamente 12 km/s e 100 km/s respectivamente.
Essas estrelas, com massa superior à do Sol e velocidade de escape superior à velocidade da luz, não poderiam ser vistas, pois qualquer feixe de luz seria puxado de volta pela força da gravidade.
A Teoria da Relatividade prevê que o campo gravitacional de um buraco negro gere curvaturas acentuadas no espaço-tempo. O centro do buraco negro está na ponta do cone.
Em 1916, Karl Schwarzschild encontrou a solução das equações de campo da relatividade geral que representava um buraco negro. Pelas equações de Einstein ele descobriu que uma estrela extremamente densa poderia se contrair até virar uma singularidade. No entanto sua idéia foi ignorada durante anos até que em 1939 os físicos Hartland Snyder e Robert Oppenheimer (o pai da bomba atômica) publicaram um artigo mais completo insinuando que o colapso da estrela formaria um horizonte de eventos e uma singularidade.
Formação
Oppenheimer, Volkoff e Tolman propuseram, pouco antes da Segunda Guerra Mundial que as estrelas de nêutrons tem massa critica entre 1,5 e 3 massas solares. Núcleos estelares mais encorpado continuarão a se contrair até que sua gravidade fique cada vez mais forte que criará um buraco negro.
Detectando
Foi John Wheeler, em 1969, quem finalmente criou o termo buraco negro. Com a idéia popularizada, em 1970, cientistas americanos colocaram em órbita um novo satélite, o Uhuru que capta fontes de raios X intensos. Em diversas vezes a fonte era uma estrela de nêutrons extraindo gás de sua dupla. Signus X-1 era diferente. Seu sistema era uma estrela azul, quente, imensa e com massa de quase 30 vezes a do Sol, girando ao redor de um objeto invisível com massa de 10 sóis. O objeto invisível deve ser um buraco negro. Primeiro dos muitos que vêm sendo detectados.
Como detectar um buraco negro se eles não emitem luz?
Apesar de não liberarem luz, os buracos negros continuam exercendo força gravitacional. Um meio de acha-los é observar os fenômenos à sua volta.
Nos sistemas de estrelas duplas, os buracos negros têm uma estrela como companheira. Ambos ficam se orbitando enquanto o buraco negro vai engolindo matéria da companheira até ela sumir.
Ilustração do percurso do buraco negro e da sua estrela companheira na Via Láctea nos últimos 230 milhões de anos.
A gravidade do buraco negro faz com que sua estrela companheira gire ao seu redor, assim quanto mais forte a gravidade, mais rápida será a órbita. O desvio luminoso produzido pela aproximação ou afastamento da fonte revela a velocidade orbital da estrela e conseqüentemente a massa do buraco negro.
A massa dos dois corpos indica como eles orbitam um em torno do outro. No caso do buraco negro ter mais massa que a estrela que circula ao seu redor, o centro de gravidade ou ponto de equilíbrio fica mais próximo do buraco. Nos pares com massas semelhantes, o ponto de equilíbrio fica no meio. No caso de a estrela ter mais massa, o centro de gravidade fica em seu interior. Como resultado a super gigante apenas oscila, o que torna difícil calcular a massa do buraco negro.
É muito difícil ver um buraco negro quando cercado de matéria luminosa, mas os cientistas conseguem localizá-los no centro da atividade gravitacional.
A força gravitacional imensa do buraco negro suga o gás da estrela companheira, que acaba formando uma faixa brilhante acelerando a velocidade do gás conforme se aproxima do buraco negro. O fluxo do material da estrela em direção ao buraco negro choca-se com o gás que já está ao redor dele criando o que os cientistas chamam de “mancha quente”.
A matéria que irá ser engolida ruma em direção ao buraco negro em trajetórias espirais, como a água que escoa pelo ralo. Esse fenômeno é chamado de disco de acreção. Nas partes internas do disco de acreção, próximas do buraco negro o gás está tão aquecido que emite raios X antes de desaparecer.
Disco de acreção orbitando um Buraco Negro