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Teriam os buracos negros cinquenta tons de cinza?

Ol√°! Minha vida est√° quase um buraco negro – ou n√£o, dependendo da defini√ß√£o de buraco negro que voc√™ escolher. Estou para postar aqui informa√ß√Ķes incr√≠veis que obtive com dois especialistas (e com muuuuita leitura) para escrever a mat√©ria “Buracos nem t√£o negros assim”, publicada na revista √Čpoca¬†– leia! leia! leia na √≠ntegra! – e que n√£o couberam na revista. Antes tarde do que nunca, devolvo as informa√ß√Ķes sobre o que √© o temido corpo celeste (pegou a piada infame? leia a mat√©ria e as informa√ß√Ķes abaixo para entender o trocadilho)!

buraconegro

Imagem: ESO

O que s√£o buracos negros (Entrevista: T√Ęnia Dominici, Museu de Astronomia e Ci√™ncias Afins (MAST), Rio de Janeiro)

Os buracos negros s√£o estruturas celestes em regi√Ķes do espa√ßo-tempo (o espa√ßo √© formado¬†pelas tr√™s dimens√Ķes, altura, largura e comprimento) com a gravidade t√£o intensa que, a partir¬†de um limite em seu entorno, nada pode escapar, segundo a teoria da relatividade geral. O¬†que passa esse limite √© ‚Äúsugado‚ÄĚ para dentro dele em uma viagem sem volta. Quer dizer, s√≥ √©¬†poss√≠vel sair de dentro de um buraco negro se o tempo andar para tr√°s. E, dentro dele, n√£o h√°¬†nada. Tudo o que entra no fen√īmeno segue cada vez mais para o centro para, afinal, tornar-se¬†parte integrante da singularidade onde as no√ß√Ķes de tempo e espa√ßo perdem o sentido ‚Äď algo¬†dif√≠cil de imaginar.

Quando foram descobertos¬†(Entrevista:¬†T√Ęnia Dominici)

John Michell, da Inglaterra, e Pierre-Simon, da Fran√ßa, usando as Leis de Newton sugeriram¬†de maneira independente a exist√™ncia de uma estrela invis√≠vel no final de 1790. Em 1915, a¬†teoria da relatividade geral de Albert Einstein previa a exist√™ncia de buracos negros. Em 1967,¬†o f√≠sico te√≥rico americano John Wheeler aplicou pela primeira vez o termo ‚Äúburaco negro‚Ä̬†para denominar esses corpos. Os primeiros ind√≠cios observacionais s√£o da d√©cada de 1960.¬†Atualmente, acredita-se que a maioria das gal√°xias tem um buraco negro no centro delas,¬†como √© o caso da nossa Via L√°ctea. Os astr√īnomos internacionais, utilizando os telesc√≥pios¬†do European Southern Observatory (ESO) para monitorar o centro da Via L√°ctea, conseguiram¬†provas conclusivas da exist√™ncia do fen√īmeno. As trajet√≥rias das estrelas orbitando¬†aparentemente o vazio (veja v√≠deo impressionante) mostram que elas devem estar sujeitas √† imensa atra√ß√£o gravitacional¬†de um buraco negro, com uma massa de quase tr√™s milh√Ķes de vezes a do Sol. At√© hoje, todas¬†essas evid√™ncias s√£o indiretas. Mas, em breve, deve ser poss√≠vel (como pode ler na mat√©ria ou saber mais aqui, em ingl√™s).

Como nasce um buraco negro estelar¬†(Entrevista:¬†T√Ęnia Dominici)

Existem três tipos de buracos negros com origens e papéis distintos na constituição do universo: os estelares, os supermaciços e os primordiais (ou miniburacos negros).

‚ÄĘ Os supermaci√ßos s√£o encontrados no centro da maioria das gal√°xias e podem possuir¬†massas equivalentes a bilh√Ķes de estrelas como o Sol. Ainda n√£o se sabe ao certo¬†como s√£o gerados, mas possuem papel fundamental na forma√ß√£o de estruturas e na¬†evolu√ß√£o do universo.

‚ÄĘ Os buracos negros primordiais s√£o propostas te√≥ricas. Eles teriam surgido no universo¬†primordial, criados com o Big Bang a partir de flutua√ß√Ķes na densidade da mat√©ria.¬†Esses buracos negros poderiam ter tamanhos subat√īmicos. Propostas mais recentes¬†apontam que, se uma parcela deles n√£o tiver evaporado, podem ser uma componente¬†da misteriosa mat√©ria escura.

‚ÄĘ Os buracos negros estelares s√£o os mais comuns e resultam dos est√°gios finais da vida¬†de estrelas.

 

Buracos negros estelares¬†(Entrevista:¬†T√Ęnia Dominici)

Nem todas as estrelas terminarão a sua vida como buracos negros. Apenas as de maior massa, que iniciaram sua vida com massas entre 25 e 100 vezes a massa do Sol (a massa do Sol é 1.98 x 1030 kg), devem se tornar um buraco negro. Entenda como uma estrela pode, curiosamente, vir a ser um buraco negro (em etapas):

1. A estrela nasce da contra√ß√£o de nuvens de poeira e g√°s no meio interestelar, a partir do¬†momento em que a for√ßa gravitacional da mat√©ria em dire√ß√£o ao n√ļcleo √© equilibrada pela¬†for√ßa da radia√ß√£o, gerada pela fus√£o de √°tomos de hidrog√™nio no seu centro.

2. Quando o hidrogênio no centro da estrela é todo consumido na formação de hélio, esses átomos começam a se fundir formando carbono e assim, sucessivamente, vão sendo criados elementos mais pesados. Durante essa evolução, as camadas mais externas da estrela sofrem processos de expansão.

3. Em certo momento, a estrela entra em uma fase evolutiva chamada de Wolf-Rayet, que se caracteriza pela variabilidade de brilho e deficiência em hidrogênio. A estrela é envolta por poeira e gás ejetados por ela própria devida à forte pressão de radiação.

4. A forma√ß√£o de elementos cada vez pesados continua no n√ļcleo at√© que este chega ao ferro.¬†Nesse ponto o n√ļcleo da estrela sofre um colapso, no fen√īmeno conhecido como supernova.

5. Após a explosão da supernova, permanece um remanescente com grande massa. Sem o combustível que mantém a estrela gerando radiação para equilibrar a força gravitacional, a estrela implode sobre si mesma, dando origem ao buraco negro.

 

E o Hawking com isso?

Com o artigo rec√©m publicado, o cientista brit√Ęnico Stephen Hawking¬†procura resolver o chamado por alguns pesquisadores ‚Äúparadoxo da informa√ß√£o‚ÄĚ ‚Äď outros acreditam que n√£o h√° ‚Äúparadoxo‚ÄĚ algum.¬†Segundo¬†George Matsas,¬†Instituto de F√≠sica Te√≥rica da Universidade Estadual Paulista ‚ÄúJ√ļlio de Mesquita Filho‚ÄĚ (Unesp):¬†‚ÄúUsar a palavra paradoxo para descrever a perda de informa√ß√£o em buracos negros √© totalmente impr√≥pria, pois a perda de informa√ß√£o em buracos predita pelo efeito Hawking √© totalmente compat√≠vel com a mec√Ęnica qu√Ęntica e com a relatividade geral‚ÄĚ. Saiba mais na mat√©ria.