BURACO NEGRO

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 caracteristicas 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.

Evidências Observacionais de Buracos Negros:

Evidências da presença de discos de gás em rotação nos núcleos ativos têm sido encontradas em diferentes bandas espectrais e a diferentes distâncias ao buraco negro. Podemos citar, em ordem crescente de distância:

Em raios-X (observações por satélite) tem sido observada a linha de emissão Ka do Fe em 6.4eV, com duplo pico, indicando velocidades de rotação da ordem de 100 000 km/s, que se originaria na parte interna do disco de acresção, entre 6 e 20 RSch; Na faixa ótica do espectro, observam-se linhas de recombinação do Hidrogênio também com duplo pico, correspondendo a velocidades de rotação de 10 000 km/s, que seriam formadas entre 102 e 104 RSch;

Na galáxia ativa NGC 4258, resolveu-se com interferometria rádio (VLBA) nuvens individuais emissoras de megamasers de H2O, a distâncias entre 0.13 e 0.26 parsecs (104 - 106 RSch), movendo-se a velocidades da ordem de 1000 km/s. Esta observação constitui-se numa evidência mais forte da presença de um buraco negro central porque não é somente cinemática, como as acima (onde somente se observa o perfil de velocidades mas não se resolve espacialmente a região emissora), permitindo separar espacialmente as diferentes nuvens em rotação. Entretanto, somente em outros 3 casos foram encontrados resultados semelhantes ao desta galáxia; Discos de gás observados no ótico pelo telescópio espacial Hubble, que têm dimensões típicas de 100 pc; nos casos em que foi possível medir a cinemática destes discos, a mesma é consistente com movimento Kepleriano em torno de uma grande concentração central de massa. Um exemplo é o famoso caso de M87.

M87 é uma galáxia elíptica gigante no centro do aglomerado de Virgo. Ela é uma rádio-galáxia que possui um jato de gás ionizado (plasma) partindo do núcleo com velocidades relativísticas e que emite radiação sincrotrônica (radiação gerada por elétrons relativísiticos espiralando em torno de linhas de campo magnético).

Uma imagem obtida com o telescópio espacial Hubble através de um filtro centrado na linha de emissão Ha mostra uma espiral de gás em torno do núcleo. Esta imagem é apresentada na figura abaixo.

Evidências Observacionais:

Um par de observações realizadas nesta última década do século 20 parecem apoiar o cenário acima. Uma delas consistiu na observação de um flare numa imagem ultravioleta da galáxia NGC4552 (Renzini et al. 1995), que foi encontrado comparando duas imagens obtidas com o telescópio espacial, uma das quais apresentava um núcleo muito mais brilhante do que a outra. A interpretação proposta pelos autores do trabalho foi justamente a captura de uma estrela por um BN central quiescente dando origem a um disco de acresção luminoso no ultravioleta.

A outra observação que sugere uma captura estelar mostra um perfil de duplo pico transiente nas linhas de Balmer do espectro nuclear da galáxia NGC 1097.