Kapitel 8: contagem de palavras (não e um capítulo)
Descrever um buraco negro de forma simples é um grande desafio, visto que ele envolve uma série de conceitos e teorias da física. Mas, em poucas palavras, ele é uma consequência da evolução estelar, ou seja, "é o resultado da morte de uma estrela supermassiva", explica o astrofísico José Dias do Nascimento Júnior, professor do departamento de física da Universidade Federal do Rio Grande do Norte (UFRN) e pesquisador associado do Centro de Astrofísica (CfA) de Harvard.
Para entender melhor esses objetos, é importante entender como eles são formados, em primeiro lugar. Imagine uma estrela muito maior que o Sol. Em seu interior, estão ocorrendo fusões nucleares que criam uma pressão para fora, ao mesmo tempo em que a força da gravidade puxa tudo para dentro. Mas, um dia esse combustível nuclear começa a se esgotar, e a força atuante que resta é a da gravidade. Assim, essa estrela começa a se contrair – caso ela consiga se sustentar, ela se torna uma "anã branca". Mas se ela tiver uma massa muito maior que o Sol e a sua força gravitacional for suficiente para ela entrar em colapso por completo, ela se torna um buraco negro.
Lia Medeiros, astrofísica e pesquisadora na Universidade do Arizona que participou do projeto que capturou a primeira imagem do buraco negro, descreve esse objeto como sendo uma região do espaço em que o campo gravitacional é extremamente forte. Segundo ela, o que define um buraco negro não é a massa, mas a sua densidade. Para se ter uma ideia do quão denso ele é, a pesquisadora dá o seguinte exemplo: "Se você quisesse fazer um buraco negro da Terra, você teria que pegar a Terra toda e espremê-la ao tamanho de uma uva".
Com uma densidade dessas, resultado da força gravitacional absurda que comprime tudo, dá para se imaginar por que os buracos negros têm essa fama de estar sugando tudo. Nem mesmo a luz consegue escapar dele, o que o torna invisível. "Então, se a luz, que praticamente não tem massa, não consegue escapar, é claro que tudo o que é matéria vai ser engolido por esse buraco negro devido ao intenso campo gravitacional, incluindo átomos e corpos celestes", explica Nascimento ao Gizmodo Brasil.
Mas, onde estão esses buracos negros? O professor da UFRN conta que os centros das galáxias são lugares que abrigam frequentemente esses objetos e é o que faz a galáxia ficar ali, conectada ao seu centro. E é aí que entra uma questão interessante. Diferentemente do que muita gente pensa, e do que é muitas vezes retratado nos filmes de ficção científica, os buracos negros não são necessariamente um objeto maligno e misterioso que vai sugando tudo impiedosamente.
"Se você tirasse o Sol e no lugar dele colocasse um buraco negro que tivesse a mesma massa que ele, os planetas poderiam estar em órbita em volta desse buraco negro da mesma forma. Se você tiver distância suficiente de um objeto, um buraco negro vai ter o mesmo campo gravitacional que uma estrela da mesma massa", explica Medeiros. Outro exemplo descrito pela astrofísica é que, neste exato momento, estamos sentindo o campo gravitacional da Terra de forma muito mais intensa do que o do Sol, mesmo a nossa estrela tendo uma massa muito maior que o nosso planeta. Isso mostra que as distâncias também são muito importantes.
Diante disso tudo, considerando que eles são invisíveis e que não podemos nos aproximar de um e voltar para contar a história, como os buracos negros foram descobertos e como os cientistas conseguem detectá-los e estudá-los?
completa e, segundo ela, é possível que a física quântica consiga mudar essa explicação, mas ainda é uma área da ciência muito precoce. "Essa imagem recente foi o mais próximo que conseguimos chegar a um buraco negro porque observamos como a luz se mexe bem próximo do buraco negro – e isso é muito importante porque se a gente consegue saber o que está acontecendo bem na borda dele, talvez isso nos ajude a entender o que está acontecendo lá dentro".
Mas, e no caso do nosso planeta? É possível a Terra inteira ser sugada por um buraco negro?
A resposta é simples: não. Além de estarmos a uma distância impossível de um buraco negro se aproximar o suficiente para sugar a Terra, se isso acontecesse, ela não seria "engolida" como uma esfera inteira e intacta, mas seria destruída antes.
"Quando as pessoas fazem essa pergunta, elas não têm ideia de quão grande são essas estruturas. Claro que um buraco negro estando próximo pode sugar tudo o que existe, mas se você pensar que o mais próximo a nós é o que está no centro da Via Láctea, seria impossível sermos sugados porque ele ainda está muito distante. Ou seja, mesmo que acontecesse, isso demoraria uma escala de tempo que é maior que a própria existência da Terra. A Terra seria destruída antes de isso acontecer. As escalas de tempo são totalmente diferentes para esses processos ocorrerem. E a Terra tem uma vida limitada que é menor que essa escala. Se fosse ocorrer, o próprio Sol e a Terra seriam destruídos antes por outras razões", diz Nascimento
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Transmigrado: livro de aventuras Marvel de Patrick
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Transmigrado: a aventura Marvel de Patrick
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5 capítulos
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Sinopse
Depois de ser misteriosamente transmigrado para o mundo da Marvel, Patrick se encontra em meio ao caos da batalha entre os Vingadores e o Exército Chitauri, liderado pelo ameaçador Loki. Enquanto luta para entender sua nova realidade, ele descobre três cartas em sua posse, cada uma contendo habilidades de personagens poderosos de diferentes filmes e animes. No meio de batalhas épicas e confrontos devastadores, Patrick deve navegar pelos conflitos e desafios do universo Marvel, ao mesmo tempo em que aceita suas novas habilidades e o impacto que pode ter no mundo ao seu redor. Com o destino do universo em jogo, as escolhas de Patrick moldarão o curso da história e determinarão o resultado final da batalha entre o bem e o mal. Além disso, ele também tem a oportunidade de viajar para vários mundos, cada um com seus próprios desafios e adversidades. -------------------------------------------------- -------------------------------------------------- --------- Este será um MCU da UA. Além disso, a história não mudará muito até o enredo do filme 'A Era de Ultron'. Considere-se avisado. -------------------------------------------------- -------------------------------------------------- --------- Não possuo nada, exceto o personagem principal do livro. O Universo Marvel e os próximos mundos para os quais o MC viajaria pertenceriam aos seus respectivos criadores. Além disso, a capa não é minha. Se o proprietário da página de rosto quiser que ela seja removida, isso pode ser feito. -------------------------------------------------- -------------------------------------------------- ---------- Para mais de 5 capítulos avançados, visite meu patreon. patreon.com/StoryTeller229
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Capítulo 1
Contagem de palavras (não é um capítulo)
Um buraco negro é uma região do espaço-tempo onde a gravidade é tão forte que nada, incluindo a luz ou outras ondas eletromagnéticas, tem energia suficiente para escapar dela.[2] A teoria da relatividade geral prevê que uma massa suficientemente compacta pode deformar o espaço-tempo para formar um buraco negro.[3][4] O limite sem fuga é chamado de horizonte de eventos. Embora tenha um grande efeito no destino e nas circunstâncias de um objeto que o atravessa, não possui características localmente detectáveis de acordo com a relatividade geral.[5] Em muitos aspectos, um buraco negro age como um corpo negro ideal, pois não reflete luz.[6][7] Além disso, a teoria quântica de campos no espaço-tempo curvo prevê que os horizontes de eventos emitem radiação Hawking, com o mesmo espectro de um corpo negro com temperatura inversamente proporcional à sua massa. Esta temperatura é da ordem de bilionésimos de Kelvin para buracos negros estelares, tornando essencialmente impossível observá-la diretamente.
Objetos cujos campos gravitacionais são fortes demais para a luz escapar foram considerados pela primeira vez no século XVIII por John Michell e Pierre-Simon Laplace.[8] Em 1916, Karl Schwarzschild encontrou a primeira solução moderna da relatividade geral que caracterizaria um buraco negro. David Finkelstein, em 1958, publicou pela primeira vez a interpretação do "buraco negro" como uma região do espaço da qual nada pode escapar. Os buracos negros foram durante muito tempo considerados uma curiosidade matemática; foi só na década de 1960 que o trabalho teórico mostrou que se tratava de uma previsão genérica da relatividade geral. A descoberta de estrelas de nêutrons por Jocelyn Bell Burnell em 1967 despertou interesse em objetos compactos colapsados gravitacionalmente como uma possível realidade astrofísica. O primeiro buraco negro conhecido foi Cygnus X-1, identificado por vários pesquisadores de forma independente em 1971.[9][10]
Buracos negros de massa estelar se formam quando estrelas massivas entram em colapso no final do seu ciclo de vida. Após a formação de um buraco negro, ele pode crescer absorvendo massa do seu entorno. Buracos negros supermassivos com milhões de massas solares (M☉) podem se formar absorvendo outras estrelas e fundindo-se com outros buracos negros. Há consenso de que existem buracos negros supermassivos nos centros da maioria das galáxias.
A presença de um buraco negro pode ser inferida através da sua interação com outra matéria e com radiação eletromagnética, como a luz visível. Qualquer matéria que caia sobre um buraco negro pode formar um disco de acreção externo aquecido por fricção, formando quasares, alguns dos objetos mais brilhantes do universo. Estrelas que passam demasiado perto de um buraco negro supermassivo podem ser fragmentadas em serpentinas que brilham intensamente antes de serem "engolidas".[11] Se outras estrelas orbitam um buraco negro, as suas órbitas podem ser usadas para determinar a massa e a localização do buraco negro. Tais observações podem ser usadas para excluir possíveis alternativas, como estrelas de nêutrons. Desta forma, os astrónomos identificaram numerosos candidatos a buracos negros estelares em sistemas binários e estabeleceram que a fonte de rádio conhecida como Sagitário A*, no centro da Via Láctea, contém um buraco negro supermassivo com cerca de 4,3 milhões de massas solares.
História
Vista simulada de um buraco negro em frente à Grande Nuvem de Magalhães. Observe o efeito de lente gravitacional, que produz duas visões ampliadas, mas altamente distorcidas, da Nuvem. Na parte superior, o disco da Via Láctea parece distorcido em um arco. Publicado em 2019.[12]
A ideia de um corpo tão grande que nem mesmo a luz poderia escapar foi brevemente proposta pelo pioneiro astronômico e clérigo inglês John Michell em uma carta publicada em novembro de 1784. Os cálculos simplistas de Michell presumiram que tal corpo poderia ter a mesma densidade que o Sol, e concluiu que se formaria quando o diâmetro de uma estrela excedesse o do Sol por um fator de 500, e sua velocidade de escape na superfície excedesse a velocidade normal da luz. Michell referiu-se a esses corpos como estrelas escuras.[13] Ele observou corretamente que tais corpos supermassivos, mas não irradiantes, podem ser detectáveis através de seus efeitos gravitacionais em corpos visíveis próximos.[8][14][15] Os estudiosos da época ficaram inicialmente entusiasmados com a proposta de que 'estrelas escuras' gigantes, mas invisíveis, pudessem estar escondidas à vista de todos, mas o entusiasmo diminuiu quando a natureza ondulatória da luz se tornou aparente no início do século XIX,[16] como se a luz fosse um onda em vez de uma partícula, não estava claro qual influência a gravidade teria no escape das ondas de luz, se houvesse alguma.
A física moderna desacredita a noção de Michell de um raio de luz disparado diretamente da superfície de uma estrela supermassiva, sendo desacelerado pela gravidade da estrela, parando e depois caindo em queda livre de volta à superfície da estrela.[17]
Relatividade geral
Veja também: História da relatividade geral
Relatividade geral
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Em 1915, Albert Einstein desenvolveu sua teoria da relatividade geral, tendo mostrado anteriormente que a gravidade influencia o movimento da luz. Apenas alguns meses depois, Karl Schwarzschild encontrou uma solução para as equações de campo de Einstein que descreve o campo gravitacional de uma massa pontual e de uma massa esférica.[18][19] Poucos meses depois de Schwarzschild, Johannes Droste, aluno de Hendrik Lorentz, deu independentemente a mesma solução para a massa pontual e escreveu mais extensivamente sobre suas propriedades.[20][21] Esta solução teve um comportamento peculiar no que hoje é chamado de raio de Schwarzschild, onde se tornou singular, o que significa que alguns dos termos das equações de Einstein tornaram-se infinitos. A natureza desta superfície não era bem compreendida na época. Em 1924, Arthur Eddington mostrou que a singularidade desapareceu após uma mudança de coordenadas, embora tenha demorado até 1933 para Georges Lemaître perceber que isso significava que a singularidade no raio de Schwarzschild era uma singularidade de coordenadas não físicas. Arthur Eddington, entretanto, comentou sobre a possibilidade de uma estrela com massa comprimida ao raio de Schwarzschild em um livro de 1926, observando que a teoria de Einstein nos permite descartar densidades excessivamente grandes para estrelas visíveis como Betelgeuse porque "uma estrela de 250 milhões de km de raio poderia possivelmente não teria uma densidade tão alta quanto a do Sol. Em primeiro lugar, a força da gravitação seria tão grande que a luz seria incapaz de escapar dela, os raios caindo de volta para a estrela como uma pedra para a Terra. Em segundo lugar, o desvio para o vermelho das linhas espectrais seria tão grande que o espectro desapareceria. Em terceiro lugar, a massa produziria tanta curvatura da métrica do espaço-tempo que o espaço se fecharia em torno da estrela, deixando-nos do lado de fora (ou seja, em lugar nenhum)." [23][24]
Em 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculou, usando a relatividade especial, que um corpo não rotativo de matéria degenerada por elétrons acima de uma certa massa limite (agora chamado de limite de Chandrasekhar em 1,4 M☉) não tem soluções estáveis. Seus argumentos foram contestados por muitos de seus contemporâneos, como Eddington e Lev Landau, que argumentaram que algum mecanismo ainda desconhecido impediria o colapso.[26] Eles estavam parcialmente corretos: uma anã branca ligeiramente mais massiva que o limite de Chandrasekhar entrará em colapso e se transformará em uma estrela de nêutrons,[27] que é ela própria estável. Mas em 1939, Robert Oppenheimer e outros previram que as estrelas de nêutrons acima de outro limite (o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) entrariam em colapso ainda mais pelas razões apresentadas por Chandrasekhar, e concluíram que nenhuma lei da física provavelmente interviria e impediria pelo menos alguns estrelas do colapso em buracos negros.[28] Seus cálculos originais, baseados no princípio de exclusão de Pauli, deram 0,7 M☉; a consideração subsequente da repulsão nêutron-nêutron mediada pela força forte aumentou a estimativa para aproximadamente 1,5 M☉ a 3,0 M☉.[29] As observações da fusão da estrela de nêutrons GW170817, que se acredita ter gerado um buraco negro logo depois, refinaram a estimativa do limite TOV para ~2,17 M☉.[30][31][32][33][34]
Oppenheimer e os seus co-autores interpretaram a singularidade no limite do raio de Schwarzschild como uma indicação de que este era o limite de uma bolha na qual o tempo parou. Este é um ponto de vista válido para observadores externos, mas não para observadores em queda. Devido a esta propriedade, as estrelas colapsadas foram chamadas de "estrelas congeladas", porque um observador externo veria a superfície da estrela congelada no tempo no instante em que o seu colapso a leva ao raio de Schwarzschild.[35]
era de ouro
Em 1958, David Finkelstein identificou a superfície de Schwarzschild como um horizonte de eventos, "uma membrana unidirecional perfeita: influências causais podem atravessá-la em apenas uma direção".[36] Isto não contradiz estritamente os resultados de Oppenheimer, mas estende-os para incluir o ponto de vista dos observadores em queda. A solução de Finkelstein estendeu a solução de Schwarzschild para o futuro dos observadores que caíssem num buraco negro. Uma extensão completa já havia sido encontrada por Martin Kruskal, que foi instado a publicá-la.[37]
Estes resultados surgiram no início da era de ouro da relatividade geral, que foi marcada pela relatividade geral e pelos buracos negros que se tornaram temas principais de investigação. Este processo foi ajudado pela descoberta de pulsares por Jocelyn Bell Burnell em 1967,[38][39] que, em 1969, mostraram ser estrelas de nêutrons em rotação rápida.[40] Até então, as estrelas de nêutrons, assim como os buracos negros, eram consideradas apenas curiosidades teóricas; mas a descoberta dos pulsares mostrou a sua relevância física e estimulou um maior interesse em todos os tipos de objetos compactos que possam ser formados por colapso gravitacional.
Neste período foram encontradas soluções mais gerais para buracos negros. Em 1963, Roy Kerr encontrou a solução exata para um buraco negro em rotação. Dois anos depois, Ezra Newman encontrou a solução axissimétrica para um buraco negro que gira e tem carga elétrica.[41] Através do trabalho de Werner Israel,[42] Brandon Carter,[43][44] e David Robinson[45] surgiu o teorema sem cabelo, afirmando que uma solução de buraco negro estacionário é completamente descrita pelos três parâmetros do Kerr– Métrica de Newman: massa, momento angular e carga elétrica.[46]
A princípio, suspeitou-se que as estranhas características das soluções dos buracos negros eram artefatos patológicos das condições de simetria impostas, e que as singularidades não apareceriam em situações genéricas. Esta opinião foi defendida em particular por Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov e Evgeny Lifshitz, que tentaram provar que não aparecem singularidades em soluções genéricas. No entanto, no final da década de 1960, Roger Penrose[47] e Stephen Hawking usaram técnicas globais para provar que as singularidades aparecem genericamente.[48] Por este trabalho, Penrose recebeu metade do Prêmio Nobel de Física de 2020, tendo Hawking morrido em 2018.[49] Com base em observações em Greenwich e Toronto no início da década de 1970, Cygnus X-1, uma fonte galáctica de raios X descoberta em 1964, tornou-se o primeiro objeto astronômico comumente aceito como um buraco negro.[50][51]
O trabalho de James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter e Hawking no início dos anos 1970 levou à formulação da termodinâmica dos buracos negros.[52] Essas leis descrevem o comportamento de um buraco negro em estreita analogia com as leis da termodinâmica, relacionando massa com energia, área com entropia e gravidade superficial com temperatura. A analogia foi completada quando Hawking, em 1974, mostrou que a teoria quântica de campos implica que os buracos negros deveriam irradiar como um corpo negro com uma temperatura proporcional à gravidade superficial do buraco negro, prevendo o efeito agora conhecido como radiação Hawking.[53]
Observação
Em 11 de fevereiro de 2016, a Colaboração Científica LIGO e a colaboração Virgo anunciaram a primeira detecção direta de ondas gravitacionais, representando a primeira observação de uma fusão de buraco negro.[54] Em 10 de abril de 2019, foi publicada a primeira imagem direta de um buraco negro e sua vizinhança, após observações feitas pelo Event Horizon Telescope (EHT) em 2017 do buraco negro supermassivo no centro galáctico de Messier 87. 57] Em 2021, o corpo conhecido mais próximo que se pensava ser um buraco negro estava a cerca de 1.500 anos-luz (460 parsecs) de distância. Embora apenas algumas dezenas de buracos negros tenham sido encontrados até agora na Via Láctea, pensa-se que existam centenas de milhões, a maioria dos quais são solitários e não causam emissão de radiação.[58] Portanto, eles só seriam detectáveis por lentes gravitacionais.
Etimologia
John Michell usou o termo "estrela negra" em uma carta de novembro de 1783 a Henry Cavendish,[59] e no início do século 20, os físicos usaram o termo "objeto em colapso gravitacional". A escritora científica Marcia Bartusiak atribui o termo "buraco negro" ao físico Robert H. Dicke, que no início dos anos 1960 comparou o fenômeno ao Buraco Negro de Calcutá, conhecido como uma prisão onde as pessoas entravam, mas nunca saíam com vida.
O termo "buraco negro" foi usado impresso pelas revistas Life and Science News em 1963,[60] e pela jornalista científica Ann Ewing em seu artigo "'Black Holes' in Space", datado de 18 de janeiro de 1964, que era uma reportagem sobre uma reunião da Associação Americana para o Avanço da Ciência realizada em Cleveland, Ohio.[61][62]
Em dezembro de 1967, um estudante supostamente sugeriu a frase "buraco negro" em uma palestra de John Wheeler;[61] Wheeler adotou o termo por sua brevidade e "valor publicitário", e rapidamente pegou,[63] levando alguns a creditar Wheeler com a criação da frase.
Propriedades e estrutura
Ilustração simples de um buraco negro que não gira
Representação artística de um buraco negro e suas características
O teorema sem cabelo postula que, uma vez atingida uma condição estável após a formação, um buraco negro tem apenas três propriedades físicas independentes: massa, carga elétrica e momento angular; o buraco negro não tem outras características. Se a conjectura for verdadeira, quaisquer dois buracos negros que partilhem os mesmos valores para estas propriedades, ou parâmetros, são indistinguíveis um do outro. O grau em que a conjectura é verdadeira para buracos negros reais sob as leis da física moderna é atualmente um problema não resolvido.[46]
Essas propriedades são especiais porque são visíveis de fora de um buraco negro. Por exemplo, um buraco negro carregado repele outras cargas semelhantes como qualquer outro objeto carregado. Da mesma forma, a massa total dentro de uma esfera contendo um buraco negro pode ser encontrada usando o análogo gravitacional da lei de Gauss (através da massa ADM), longe do buraco negro.[65] Da mesma forma, o momento angular (ou spin) pode ser medido de longe usando o arrasto do quadro pelo campo gravitomagnético, por meio, por exemplo, do efeito Lense-Thirring.[66]
Quando um objeto cai em um buraco negro, qualquer informação sobre a forma do objeto ou a distribuição de carga nele é distribuída uniformemente ao longo do horizonte do buraco negro e é perdida para observadores externos. O comportamento do horizonte nesta situação é um sistema dissipativo que é intimamente análogo ao de uma membrana condutora elástica com fricção e resistência elétrica – o paradigma da membrana.[67] Isso é diferente de outras teorias de campo, como o eletromagnetismo, que não apresentam nenhum atrito ou resistividade no nível microscópico, porque são reversíveis no tempo. Como um buraco negro eventualmente atinge um estado estável com apenas três parâmetros, não há como evitar a perda de informações sobre as condições iniciais: os campos gravitacional e elétrico de um buraco negro fornecem muito pouca informação sobre o que entrou. inclui todas as quantidades que não podem ser medidas longe do horizonte do buraco negro, incluindo números quânticos aproximadamente conservados, como o número bariônico total e o número leptônico. Este comportamento é tão intrigante que foi chamado de paradoxo da perda de informação do buraco negro.[68][69]
Dilatação do tempo gravitacional em torno de um buraco negro
Propriedades físicas
Os buracos negros estáticos mais simples têm massa, mas não têm carga elétrica nem momento angular. Esses buracos negros são frequentemente chamados de buracos negros de Schwarzschild, em homenagem a Karl Schwarzschild, que descobriu esta solução em 1916.[19] De acordo com o teorema de Birkhoff, é a única solução de vácuo que é esfericamente simétrica.[70] Isto significa que não há diferença observável à distância entre o campo gravitacional de tal buraco negro e o de qualquer outro objeto esférico com a mesma massa. A noção popular de um buraco negro "sugando tudo" ao seu redor é, portanto, correta apenas perto do horizonte de um buraco negro; longe, o campo gravitacional externo é idêntico ao de qualquer outro corpo da mesma massa.[71]
Também existem soluções que descrevem buracos negros mais gerais. Buracos negros carregados e não rotativos são descritos pela métrica Reissner-Nordström, enquanto a métrica Kerr descreve um buraco negro rotativo não carregado. A solução de buraco negro estacionário mais geral conhecida é a métrica de Kerr-Newman, que descreve um buraco negro com carga e momento angular.[72]
Embora a massa de um buraco negro possa assumir qualquer valor positivo, a carga e o momento angular são limitados pela massa. Espera-se que a carga elétrica total Q e o momento angular total J satisfaçam a desigualdade
�24��0+�2�2��2≤��2
para um buraco negro de massa M. Os buracos negros com a massa mínima possível que satisfaz esta desigualdade são chamados extremos. Existem soluções das equações de Einstein que violam esta desigualdade, mas não possuem um horizonte de eventos. Estas soluções têm as chamadas singularidades nuas que podem ser observadas de fora e, portanto, são consideradas não físicas. A hipótese da censura cósmica exclui a formação de tais singularidades, quando elas são criadas através do colapso gravitacional da matéria realista.[3] Isto é apoiado por simulações numéricas.[73]
Devido à força relativamente grande da força eletromagnética, espera-se que os buracos negros formados a partir do colapso das estrelas retenham a carga quase neutra da estrela. Espera-se, no entanto, que a rotação seja uma característica universal dos objetos astrofísicos compactos. A fonte de raios X binária candidata a buraco negro GRS 1915+105[74] parece ter um momento angular próximo do valor máximo permitido. Esse limite não cobrado é[75]
�≤��2�,
permitindo a definição de um parâmetro de spin adimensional tal que[75]
0≤����2≤1. [75][Nota 1]
Classificações de buracos negros
Aula
Aproximadamente.
massa
Aproximadamente.
raio
Buraco negro supermassivo
105–1010 M☉
0,001–400 UA
Buraco negro de massa intermediária
103M☉
103 km ≈ Terra
Buraco negro estelar
10 milhões☉
30 km
Micro buraco negro
até MMoon
até 0,1 mm
Os buracos negros são comumente classificados de acordo com sua massa, independente do momento angular, J. O tamanho de um buraco negro, determinado pelo raio do horizonte de eventos, ou raio de Schwarzschild, é proporcional à massa, M, através
�s=2���2≈2,95��⊙ km,
onde rs é o raio de Schwarzschild e M☉ é a massa do Sol.[77] Para um buraco negro com spin diferente de zero e/ou carga elétrica, o raio é menor,[Nota 2] até que um buraco negro extremo possa ter um horizonte de eventos próximo de[78]
�+=���2.
Horizonte de eventos
Artigo principal: Horizonte de eventos
Longe do buraco negro, uma partícula pode mover-se em qualquer direção, conforme ilustrado pelo conjunto de setas. É restringido apenas pela velocidade da luz.
Mais perto do buraco negro, o espaço-tempo começa a deformar-se. Existem mais caminhos indo em direção ao buraco negro do que caminhos se afastando.[Nota 3]
Dentro do horizonte de eventos, todos os caminhos aproximam a partícula do centro do buraco negro. Não é mais possível que a partícula escape.
A característica definidora de um buraco negro é a aparência de um horizonte de eventos – uma fronteira no espaço-tempo através da qual a matéria e a luz só podem passar para dentro, em direção à massa do buraco negro. Nada, nem mesmo a luz, pode escapar de dentro do horizonte de eventos.[80][81] O horizonte de eventos é referido como tal porque se um evento ocorrer dentro da fronteira, as informações desse evento não podem chegar a um observador externo, tornando impossível determinar se tal evento ocorreu.[82]
Conforme previsto pela relatividade geral, a presença de uma massa deforma o espaço-tempo de tal forma que os caminhos percorridos pelas partículas se curvam em direção à massa.[83] No horizonte de eventos de um buraco negro, esta deformação torna-se tão forte que não há caminhos que se afastem do buraco negro.[84]
Para um observador distante, os relógios próximos de um buraco negro pareceriam funcionar mais lentamente do que aqueles mais distantes do buraco negro.[85] Devido a este efeito, conhecido como dilatação do tempo gravitacional, um objeto que cai num buraco negro parece desacelerar à medida que se aproxima do horizonte de eventos, demorando um tempo infinito para alcançá-lo.[86] Ao mesmo tempo, todos os processos neste objeto ficam mais lentos, do ponto de vista de um observador externo fixo, fazendo com que qualquer luz emitida pelo objeto pareça mais vermelha e mais escura, um efeito conhecido como redshift gravitacional.[87] Eventualmente, o objeto em queda desaparece até não poder mais ser visto. Normalmente, esse processo acontece muito rapidamente, com um objeto desaparecendo de vista em menos de um segundo.[88]
Por outro lado, observadores indestrutíveis que caem num buraco negro não percebem nenhum desses efeitos ao cruzarem o horizonte de eventos. De acordo com os seus próprios relógios, que lhes parecem funcionar normalmente, eles atravessam o horizonte de eventos após um tempo finito sem notar qualquer comportamento singular; na relatividade geral clássica, é impossível determinar a localização do horizonte de eventos a partir de observações locais, devido ao princípio de equivalência de Einstein.[89][90]
A topologia do horizonte de eventos de um buraco negro em equilíbrio é sempre esférica. [Nota 4] [93] Para buracos negros não rotativos (estáticos), a geometria do horizonte de eventos é precisamente esférica, enquanto para buracos negros rotativos o horizonte de eventos é oblato.[94][95][96]
Singularidade
Artigo principal: Singularidade gravitacional
No centro de um buraco negro, conforme descrito pela relatividade geral, pode existir uma singularidade gravitacional, uma região onde a curvatura do espaço-tempo se torna infinita.[97] Para um buraco negro não rotativo, esta região assume a forma de um único ponto; para um buraco negro em rotação, ele é espalhado para formar uma singularidade em anel que fica no plano de rotação.[98] Em ambos os casos, a região singular tem volume zero. Também pode ser mostrado que a região singular contém toda a massa da solução do buraco negro.[99] A região singular pode, portanto, ser considerada como tendo densidade infinita.[100]
Os observadores que caem num buraco negro de Schwarzschild (isto é, não rotativo e não carregado) não podem evitar ser transportados para a singularidade quando cruzam o horizonte de eventos. Eles podem prolongar a experiência acelerando para diminuir a velocidade de descida, mas apenas até um limite.[101] Quando atingem a singularidade, são esmagados até uma densidade infinita e sua massa é somada ao total do buraco negro. Antes que isso aconteça, eles terão sido dilacerados pelas crescentes forças das marés, num processo por vezes referido como espaguetificação ou "efeito macarrão".[102]
No caso de um buraco negro carregado (Reissner–Nordström) ou giratório (Kerr), é possível evitar a singularidade. Estender estas soluções tanto quanto possível revela a possibilidade hipotética de sair do buraco negro para um espaço-tempo diferente, com o buraco negro agindo como um buraco de minhoca.[103] A possibilidade de viajar para outro universo é, no entanto, apenas teórica, uma vez que qualquer perturbação destruiria esta possibilidade.[104] Também parece ser possível seguir curvas fechadas semelhantes ao tempo (retornando ao próprio passado) em torno da singularidade de Kerr, o que leva a problemas de causalidade como o paradoxo do avô.[105] Espera-se que nenhum destes efeitos peculiares sobreviveria num tratamento quântico adequado de buracos negros em rotação e carregados.[106]
O aparecimento de singularidades na relatividade geral é comumente percebido como um sinal do colapso da teoria.[107] Esta repartição, no entanto, é esperada; ocorre em uma situação em que os efeitos quânticos deveriam descrever essas ações, devido à densidade extremamente alta e, portanto, às interações das partículas. Até o momento, não foi possível combinar os efeitos quânticos e gravitacionais em uma única teoria, embora existam tentativas de formular tal teoria da gravidade quântica. Geralmente, espera-se que tal teoria não apresente quaisquer singularidades.[108][109]
Esfera de fótons
Artigo principal: Esfera de fótons
A esfera de fótons é um limite esférico de espessura zero no qual os fótons que se movem tangencialmente a essa esfera ficariam presos em uma órbita circular em torno do buraco negro. Para buracos negros não rotativos, a esfera de fótons tem um raio 1,5 vezes o raio de Schwarzschild. Suas órbitas seriam dinamicamente instáveis, portanto, qualquer pequena perturbação, como a queda de uma partícula de matéria, causaria uma instabilidade que cresceria com o tempo, seja colocando o fóton em uma trajetória para fora, fazendo com que ele escape do buraco negro, ou em uma trajetória para dentro. espiral onde eventualmente cruzaria o horizonte de eventos.[110]
Embora a luz ainda possa escapar da esfera de fótons, qualquer luz que atravesse a esfera de fótons em uma trajetória de entrada será capturada pelo buraco negro. Portanto, qualquer luz que chegue a um observador externo vinda da esfera de fótons deve ter sido emitida por objetos entre a esfera de fótons e o horizonte de eventos.[110] Para um buraco negro de Kerr, o raio da esfera do fóton depende do parâmetro de rotação e dos detalhes da órbita do fóton, que pode ser prógrada (o fóton gira no mesmo sentido do giro do buraco negro) ou retrógrada. 112]
Ergosfera
Artigo principal: Ergosfera
A ergosfera é uma região fora do horizonte de eventos, onde os objetos não podem permanecer no lugar.[113]
Rotating black holes are surrounded by a region of spacetime in which it is impossible to stand still, called the ergosphere. This is the result of a process known as frame-dragging; general relativity predicts that any rotating mass will tend to slightly "drag" along the spacetime immediately surrounding it. Any object near the rotating mass will tend to start moving in the direction of rotation. For a rotating black hole, this effect is so strong near the event horizon that an object would have to move faster than the speed of light in the opposite direction to just stand still.[114]
The ergosphere of a black hole is a volume bounded by the black hole's event horizon and the ergosurface, which coincides with the event horizon at the poles but is at a much greater distance around the equator.[113]
Objects and radiation can escape normally from the ergosphere. Through the Penrose process, objects can emerge from the ergosphere with more energy than they entered with. The extra energy is taken from the rotational energy of the black hole. Thereby the rotation of the black hole slows down.[115] A variation of the Penrose process in the presence of strong magnetic fields, the Blandford–Znajek process is considered a likely mechanism for the enormous luminosity and relativistic jets of quasars and other active galactic nuclei.
Innermost stable circular orbit (ISCO)
Main article: Innermost stable circular orbit
In Newtonian gravity, test particles can stably orbit at arbitrary distances from a central object. In general relativity, however, there exists an innermost stable circular orbit (often called the ISCO), for which any infinitesimal inward perturbations to a circular orbit will lead to spiraling into the black hole, and any outward perturbations will, depending on the energy, result in spiraling in, stably orbiting between apastron and periastron, or escaping to infinity.[116] The location of the ISCO depends on the spin of the black hole, in the case of a Schwarzschild black hole (spin zero) is:
�ISCO=3��=6���2,
and decreases with increasing black hole spin for particles orbiting in the same direction as the spin.[117]
Formation and evolution
Given the bizarre character of black holes, it was long questioned whether such objects could actually exist in nature or whether they were merely pathological solutions to Einstein's equations. Einstein himself wrongly thought black holes would not form, because he held that the angular momentum of collapsing particles would stabilize their motion at some radius.[118] This led the general relativity community to dismiss all results to the contrary for many years. However, a minority of relativists continued to contend that black holes were physical objects,[119] and by the end of the 1960s, they had persuaded the majority of researchers in the field that there is no obstacle to the formation of an event horizon.[120]
Simulation of two black holes colliding
Penrose demonstrated that once an event horizon forms, general relativity without quantum mechanics requires that a singularity will form within.[47] Shortly afterwards, Hawking showed that many cosmological solutions that describe the Big Bang have singularities without scalar fields or other exotic matter.[clarification needed] The Kerr solution, the no-hair theorem, and the laws of black hole thermodynamics showed that the physical properties of black holes were simple and comprehensible, making them respectable subjects for research.[121] Conventional black holes are formed by gravitational collapse of heavy objects such as stars, but they can also in theory be formed by other processes.[122][123]
Gravitational collapse
Main article: Gravitational collapse
Gas cloud being ripped apart by black hole at the centre of the Milky Way (observations from 2006, 2010 and 2013 are shown in blue, green and red, respectively).[124]
Gravitational collapse occurs when an object's internal pressure is insufficient to resist the object's own gravity. For stars this usually occurs either because a star has too little "fuel" left to maintain its temperature through stellar nucleosynthesis, or because a star that would have been stable receives extra matter in a way that does not raise its core temperature. In either case the star's temperature is no longer high enough to prevent it from collapsing under its own weight.[125] The collapse may be stopped by the degeneracy pressure of the star's constituents, allowing the condensation of matter into an exotic denser state. The result is one of the various types of compact star. Which type forms depends on the mass of the remnant of the original star left if the outer layers have been blown away (for example, in a Type II supernova). The mass of the remnant, the collapsed object that survives the explosion, can be substantially less than that of the original star. Remnants exceeding 5 M☉ are produced by stars that were over 20 M☉ before the collapse.[125]
If the mass of the remnant exceeds about 3–4 M☉ (the Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit[28]), either because the original star was very heavy or because the remnant collected additional mass through accretion of matter, even the degeneracy pressure of neutrons is insufficient to stop the collapse. No known mechanism (except possibly quark degeneracy pressure) is powerful enough to stop the implosion and the object will inevitably collapse to form a black hole.[125]
Artist's impression of supermassive black hole seed[126]
The gravitational collapse of heavy stars is assumed to be responsible for the formation of stellar mass black holes. Star formation in the early universe may have resulted in very massive stars, which upon their collapse would have produced black holes of up to 103 M☉. These black holes could be the seeds of the supermassive black holes found in the centres of most galaxies.[127] It has further been suggested that massive black holes with typical masses of ~105 M☉ could have formed from the direct collapse of gas clouds in the young universe.[122] These massive objects have been proposed as the seeds that eventually formed the earliest quasars observed already at redshift �∼7 .[128] Some candidates for such objects have been found in observations of the young universe.[122]
While most of the energy released during gravitational collapse is emitted very quickly, an outside observer does not actually see the end of this process. Even though the collapse takes a finite amount of time from the reference frame of infalling matter, a distant observer would see the infalling material slow and halt just above the event horizon, due to gravitational time dilation. Light from the collapsing material takes longer and longer to reach the observer, with the light emitted just before the event horizon forms delayed an infinite amount of time. Thus the external observer never sees the formation of the event horizon; instead, the collapsing material seems to become dimmer and increasingly red-shifted, eventually fading away.[129]
Primordial black holes and the Big Bang
Gravitational collapse requires great density. In the current epoch of the universe these high densities are found only in stars, but in the early universe shortly after the Big Bang densities were much greater, possibly allowing for the creation of black holes. High density alone is not enough to allow black hole formation since a uniform mass distribution will not allow the mass to bunch up. In order for primordial black holes to have formed in such a dense medium, there must have been initial density perturbations that could then grow under their own gravity. Different models for the early universe vary widely in their predictions of the scale of these fluctuations. Various models predict the creation of primordial black holes ranging in size from a Planck mass (��=ℏ�/� ≈ 1.2×1019 GeV/c2 ≈ 2.2×10−8 kg) to hundreds of thousands of solar masses.[123]
Despite the early universe being extremely dense, it did not re-collapse into a black hole during the Big Bang, since the expansion rate was greater than the attraction. Following inflation theory there was a net repulsive gravitation in the beginning until the end of inflation. Since then the Hubble flow was slowed by the energy density of the universe.
Models for the gravitational collapse of objects of relatively constant size, such as stars, do not necessarily apply in the same way to rapidly expanding space such as the Big Bang.[130]
Colisões de alta energia
Evento simulado no detector CMS: uma colisão na qual um micro buraco negro pode ser criado
O colapso gravitacional não é o único processo que pode criar buracos negros. Em princípio, os buracos negros poderiam ser formados em colisões de alta energia que alcançassem densidade suficiente. Até 2002, nenhum desses eventos foi detectado, direta ou indiretamente, como uma deficiência do balanço de massa em experimentos com aceleradores de partículas.[131] Isto sugere que deve haver um limite inferior para a massa dos buracos negros. Teoricamente, espera-se que esta fronteira fique em torno da massa de Planck, onde se espera que os efeitos quânticos invalidem as previsões da relatividade geral.[132] Isto colocaria a criação de buracos negros firmemente fora do alcance de qualquer processo de alta energia que ocorresse na Terra ou perto dela. No entanto, certos desenvolvimentos na gravidade quântica sugerem que a massa mínima do buraco negro poderia ser muito menor: alguns cenários de mundo-brana, por exemplo, colocam o limite tão baixo quanto 1 TeV/c2.[133] Isto tornaria concebível a criação de microburacos negros nas colisões de alta energia que ocorrem quando os raios cósmicos atingem a atmosfera da Terra, ou possivelmente no Grande Colisor de Hádrons do CERN. Estas teorias são muito especulativas, e a criação de buracos negros nestes processos é considerada improvável por muitos especialistas.[134] Mesmo que microburacos negros pudessem ser formados, espera-se que eles evaporassem em cerca de 10 a 25 segundos, não representando nenhuma ameaça para a Terra.[135]
Crescimento
Depois que um buraco negro se forma, ele pode continuar a crescer absorvendo matéria adicional. Qualquer buraco negro absorverá continuamente gás e poeira interestelar do seu entorno. Este processo de crescimento é uma forma possível através da qual alguns buracos negros supermassivos podem ter sido formados, embora a formação de buracos negros supermassivos ainda seja um campo aberto de investigação.[127] Um processo semelhante foi sugerido para a formação de buracos negros de massa intermediária encontrados em aglomerados globulares.[136] Os buracos negros também podem se fundir com outros objetos, como estrelas ou até mesmo outros buracos negros. Acredita-se que isto tenha sido importante, especialmente no crescimento inicial de buracos negros supermassivos, que poderiam ter se formado a partir da agregação de muitos objetos menores.[127] O processo também foi proposto como a origem de alguns buracos negros de massa intermediária.[137][138]
Evaporação
Artigo principal: Radiação Hawking
Em 1974, Hawking previu que os buracos negros não são inteiramente negros, mas emitem pequenas quantidades de radiação térmica a uma temperatura ℏc3/(8πGMkB);[53] este efeito ficou conhecido como radiação Hawking. Ao aplicar a teoria quântica de campos a um fundo estático de um buraco negro, ele determinou que um buraco negro deveria emitir partículas que exibissem um espectro de corpo negro perfeito. Desde a publicação de Hawking, muitos outros verificaram o resultado através de várias abordagens.[139] Se a teoria de Hawking sobre a radiação dos buracos negros estiver correta, então espera-se que os buracos negros encolham e evaporem com o tempo, à medida que perdem massa pela emissão de fótons e outras partículas.[53] A temperatura deste espectro térmico (temperatura de Hawking) é proporcional à gravidade superficial do buraco negro, que, para um buraco negro de Schwarzschild, é inversamente proporcional à massa. Conseqüentemente, buracos negros grandes emitem menos radiação do que buracos negros pequenos.[140]
Um buraco negro estelar de 1 M☉ tem uma temperatura Hawking de 62 nanokelvins.[141] Isto é muito menor do que a temperatura de 2,7 K da radiação cósmica de fundo em micro-ondas. Buracos negros de massa estelar ou maiores recebem mais massa da radiação cósmica de fundo do que emitem através da radiação Hawking e, portanto, crescerão em vez de encolher.[142] Para ter uma temperatura de Hawking superior a 2,7 K (e ser capaz de evaporar), um buraco negro precisaria de uma massa menor que a da Lua. Tal buraco negro teria um diâmetro inferior a um décimo de milímetro.[143]
Se um buraco negro for muito pequeno, espera-se que os efeitos da radiação se tornem muito fortes. Um buraco negro com a massa de um carro teria um diâmetro de cerca de 10-24 m e levaria um nanossegundo para evaporar, período durante o qual teria brevemente uma luminosidade superior a 200 vezes a do Sol. Espera-se que os buracos negros de menor massa evaporem ainda mais rápido; por exemplo, um buraco negro de massa 1 TeV/c2 levaria menos de 10-88 segundos para evaporar completamente. Para um buraco negro tão pequeno, espera-se que os efeitos da gravidade quântica desempenhem um papel importante e poderiam, hipoteticamente, tornar um buraco negro tão pequeno estável, embora os desenvolvimentos atuais na gravidade quântica não indiquem que este seja o caso.
Prevê-se que a radiação Hawking para um buraco negro astrofísico seja muito fraca e, portanto, seria extremamente difícil de detectar na Terra. Uma possível exceção, porém, é a explosão de raios gama emitida no último estágio da evaporação dos buracos negros primordiais. As pesquisas por tais flashes revelaram-se infrutíferas e fornecem limites rigorosos sobre a possibilidade de existência de buracos negros primordiais de baixa massa.[146] O Telescópio Espacial de Raios Gama Fermi da NASA, lançado em 2008, continuará a busca por esses flashes.[147]
Se os buracos negros evaporarem através da radiação Hawking, um buraco negro de massa solar irá evaporar (começando quando a temperatura da radiação cósmica de fundo em micro-ondas cair abaixo da do buraco negro) durante um período de 1.064 anos. Um buraco negro supermassivo com massa de 1011 M☉ evaporará em cerca de 2×10100 anos.[149] Prevê-se que alguns buracos negros monstruosos no universo continuem a crescer até talvez 1014 M☉ durante o colapso de superaglomerados de galáxias. Mesmo estes evaporariam ao longo de uma escala de tempo de até 10.106 anos.[148]
Alguns modelos de gravidade quântica prevêem modificações na descrição de Hawking dos buracos negros. Em particular, as equações de evolução que descrevem a taxa de perda de massa e a taxa de perda de carga são modificadas.[150]
Evidência observacional
Por natureza, os próprios buracos negros não emitem qualquer radiação electromagnética para além da hipotética radiação Hawking, pelo que os astrofísicos que procuram buracos negros devem geralmente basear-se em observações indirectas. Por exemplo, a existência de um buraco negro pode por vezes ser inferida pela observação da sua influência gravitacional nos seus arredores.[151]
Em 10 de abril de 2019, foi divulgada a imagem de um buraco negro, que é visto ampliado porque os caminhos da luz perto do horizonte de eventos são altamente curvados. A sombra escura no meio resulta de caminhos de luz absorvidos pelo buraco negro.[152] A imagem está em cor falsa, pois o halo de luz detectado nesta imagem não está no espectro visível, mas sim em ondas de rádio.
Impressão artística do buraco negro mais próximo da Terra e da sua estrela companheira semelhante ao Sol
Esta impressão artística retrata os caminhos dos fótons nas proximidades de um buraco negro. A curvatura gravitacional e a captura da luz pelo horizonte de eventos é a causa da sombra capturada pelo Event Horizon Telescope.
O Event Horizon Telescope (EHT) é um programa ativo que observa diretamente o ambiente imediato dos horizontes de eventos dos buracos negros, como o buraco negro no centro da Via Láctea. Em abril de 2017, o EHT começou a observar o buraco negro no centro de Messier 87.[153] "Ao todo, oito observatórios de rádio em seis montanhas e quatro continentes observaram a galáxia de Virgem intermitentemente durante 10 dias em abril de 2017" para fornecer os dados que produziram a imagem em abril de 2019.[154] Após dois anos de processamento de dados, o EHT divulgou a primeira imagem direta de um buraco negro; especificamente, o buraco negro supermassivo que fica no centro da galáxia mencionada.[155][156] O que é visível não é o buraco negro – que aparece como preto devido à perda de toda a luz nesta região escura. Em vez disso, são os gases na borda do horizonte de eventos (exibidos em laranja ou vermelho) que definem o buraco negro.[157]
Em 12 de maio de 2022, o EHT divulgou a primeira imagem de Sagitário A*, o buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea. A imagem publicada exibia a mesma estrutura em forma de anel e sombra circular vista no buraco negro M87*, e a imagem foi criada usando as mesmas técnicas do buraco negro M87. No entanto, o processo de imagem do Sagitário A*, que é mais de mil vezes menor e menos massivo que o M87*, foi significativamente mais complexo devido à instabilidade do seu entorno.[158] A imagem de Sagitário A* também foi parcialmente desfocada pelo plasma turbulento a caminho do centro galáctico, um efeito que impede a resolução da imagem em comprimentos de onda mais longos.[159]
Acredita-se que o brilho deste material na metade "inferior" da imagem EHT processada seja causado pelo feixe Doppler, pelo qual o material que se aproxima do observador em velocidades relativísticas é percebido como mais brilhante do que o material que se afasta. No caso de um buraco negro, este fenômeno implica que o material visível está girando a velocidades relativísticas (>1.000 km/s [2.200.000 mph]), as únicas velocidades nas quais é possível equilibrar centrifugamente a imensa atração gravitacional da singularidade. , e assim permanecer em órbita acima do horizonte de eventos. Esta configuração de material brilhante implica que o EHT observou M87* de uma perspectiva, capturando o disco de acreção do buraco negro quase de lado, enquanto todo o sistema girava no sentido horário.[160][161] No entanto, as lentes gravitacionais extremas associadas aos buracos negros produzem a ilusão de uma perspectiva que vê o disco de acreção de cima. Na realidade, a maior parte do anel na imagem EHT foi criada quando a luz emitida pelo outro lado do disco de acreção dobrou-se em torno do poço gravitacional do buraco negro e escapou, o que significa que a maioria das perspectivas possíveis no M87* pode ver o disco inteiro. , mesmo que diretamente atrás da "sombra".
Em 2015, o EHT detectou campos magnéticos fora do horizonte de eventos de Sagitário A* e até discerniu algumas das suas propriedades. As linhas de campo que passam pelo disco de acreção eram uma mistura complexa de ordem e emaranhado. Estudos teóricos de buracos negros previram a existência de campos magnéticos.[162][163]
Aparecimento previsto de um buraco negro não giratório com anel toroidal de matéria ionizada, tal como foi proposto[164] como modelo para Sagitário A*. A assimetria se deve ao efeito Doppler resultante da enorme velocidade orbital necessária para o equilíbrio centrífugo da poderosa atração gravitacional do buraco.
Em abril de 2023, foi apresentada uma imagem da sombra do buraco negro Messier 87 e do jato de alta energia relacionado, vistos juntos pela primeira vez.
Detecção de ondas gravitacionais provenientes da fusão de buracos negros
Em 14 de setembro de 2015, o observatório de ondas gravitacionais LIGO fez a primeira observação direta bem-sucedida de ondas gravitacionais. O sinal foi consistente com as previsões teóricas para as ondas gravitacionais produzidas pela fusão de dois buracos negros: um com cerca de 36 massas solares e outro com cerca de 29 massas solares.[54][168] Esta observação fornece a evidência mais concreta da existência de buracos negros até à data. Por exemplo, o sinal da onda gravitacional sugere que a separação dos dois objetos antes da fusão era de apenas 350 km (ou cerca de quatro vezes o raio de Schwarzschild correspondente às massas inferidas). Os objetos devem, portanto, ser extremamente compactos, deixando os buracos negros como a interpretação mais plausível.[54]
Mais importante ainda, o sinal observado pelo LIGO também incluiu o início do ringdown pós-fusão, o sinal produzido quando o objeto compacto recém-formado se estabelece em um estado estacionário. Indiscutivelmente, o ringdown é a forma mais direta de observar um buraco negro.[169] A partir do sinal LIGO é possível extrair a frequência e o tempo de amortecimento do modo dominante do ringdown. A partir destes, é possível inferir a massa e o momento angular do objeto final, que correspondem às previsões independentes das simulações numéricas da fusão.[170] A frequência e o tempo de decaimento do modo dominante são determinados pela geometria da esfera de fótons. Conseqüentemente, a observação deste modo confirma a presença de uma esfera de fótons; no entanto, não pode excluir possíveis alternativas exóticas aos buracos negros que são suficientemente compactos para terem uma esfera de fotões.[169]
A observação também fornece a primeira evidência observacional da existência de binários de buracos negros de massa estelar. Além disso, é a primeira evidência observacional de buracos negros de massa estelar pesando 25 massas solares ou mais.[171]
Desde então, muitos outros eventos de ondas gravitacionais foram observados.[172]
Movimentos próprios de estrelas orbitando Sagitário A*
Os movimentos próprios das estrelas perto do centro da nossa Via Láctea fornecem fortes evidências observacionais de que estas estrelas estão orbitando um buraco negro supermassivo.[173] Desde 1995, os astrónomos têm monitorizado os movimentos de 90 estrelas que orbitam um objeto invisível coincidente com a fonte de rádio Sagitário A*. Ao ajustar os seus movimentos às órbitas Keplerianas, os astrónomos conseguiram inferir, em 1998, que um objecto de 2,6×106 M☉ deve estar contido num volume com um raio de 0,02 anos-luz para causar os movimentos dessas estrelas.[174 ] Desde então, uma das estrelas – chamada S2 – completou uma órbita completa. A partir dos dados orbitais, os astrônomos foram capazes de refinar os cálculos da massa para 4,3×106 M☉ e um raio inferior a 0,002 anos-luz para o objeto que causa o movimento orbital dessas estrelas.[173] O limite superior do tamanho do objeto ainda é muito grande para testar se ele é menor que o raio de Schwarzschild; no entanto, estas observações sugerem fortemente que o objeto central é um buraco negro supermassivo, uma vez que não existem outros cenários plausíveis para confinar tanta massa invisível num volume tão pequeno.[174] Além disso, existem algumas evidências observacionais de que este objeto pode possuir um horizonte de eventos, uma característica única dos buracos negros.[175]
Acreção de matéria
Veja também: Disco de acréscimo
Buraco negro com corona, fonte de raios X (conceito do artista)[176]
Devido à conservação do momento angular,[177] o gás que cai no poço gravitacional criado por um objeto massivo normalmente formará uma estrutura semelhante a um disco ao redor do objeto. As impressões artísticas, como a representação que acompanha um buraco negro com coroa, geralmente retratam o buraco negro como se fosse um corpo plano que esconde a parte do disco logo atrás dele, mas na realidade as lentes gravitacionais distorceriam muito a imagem do disco de acréscimo.[178]
A NASA simulou a visão fora do horizonte de um buraco negro de Schwarzschild iluminado por um fino disco de acreção.
Dentro de tal disco, o atrito faria com que o momento angular fosse transportado para fora, permitindo que a matéria caísse mais para dentro, liberando assim energia potencial e aumentando a temperatura do gás.[179]
Desfoque de raios X perto do buraco negro (NuSTAR; 12 de agosto de 2014)[176]
Quando o objeto de acreção é uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, o gás no disco de acreção interno orbita a velocidades muito altas devido à sua proximidade com o objeto compacto. O atrito resultante é tão significativo que aquece o disco interno a temperaturas nas quais emite grandes quantidades de radiação eletromagnética (principalmente raios X). Estas fontes brilhantes de raios X podem ser detectadas por telescópios. Este processo de acréscimo é um dos processos de produção de energia mais eficientes conhecidos; até 40% da massa restante do material acumulado pode ser emitida como radiação.[179] (Na fusão nuclear, apenas cerca de 0,7% da massa restante será emitida como energia.) Em muitos casos, os discos de acreção são acompanhados por jactos relativísticos que são emitidos ao longo dos pólos, que transportam grande parte da energia. O mecanismo para a criação destes jatos não é atualmente bem compreendido, em parte devido a dados insuficientes.[180]
Como tal, muitos dos fenómenos mais energéticos do Universo foram atribuídos à acumulação de matéria nos buracos negros. Em particular, acredita-se que os núcleos galácticos ativos e os quasares sejam discos de acreção de buracos negros supermassivos.[181] Da mesma forma, os binários de raios X são geralmente aceitos como sistemas estelares binários nos quais uma das duas estrelas é um objeto compacto que agrega matéria de sua companheira.[181] Também foi sugerido que algumas fontes ultraluminosas de raios X podem ser discos de acreção de buracos negros de massa intermediária.[182]
Em novembro de 2011, foi relatada a primeira observação direta de um disco de acreção de quasar em torno de um buraco negro supermassivo.[183][184]
Binários de raios X
Veja também: binário de raios X
Simulação computacional de uma estrela sendo consumida por um buraco negro. O ponto azul indica a localização do buraco negro.
Esta animação compara as "batidas cardíacas" de raios X do GRS 1915 e do IGR J17091, dois buracos negros que ingerem gás de estrelas companheiras.
Uma imagem do Observatório de Raios-X Chandra de Cygnus X-1, que foi o primeiro candidato a buraco negro forte descoberto
Binários de raios X são sistemas estelares binários que emitem a maior parte de sua radiação na parte de raios X do espectro. Acredita-se geralmente que essas emissões de raios X resultam quando uma das estrelas (objeto compacto) agrega matéria de outra estrela (regular). A presença de uma estrela comum em tal sistema oferece uma oportunidade para estudar o objeto central e determinar se pode ser um buraco negro.[181]
Se tal sistema emitir sinais que possam ser rastreados diretamente até o objeto compacto, não poderá ser um buraco negro. A ausência de tal sinal, contudo, não exclui a possibilidade de o objeto compacto ser uma estrela de nêutrons. Ao estudar a estrela companheira é muitas vezes possível obter os parâmetros orbitais do sistema e obter uma estimativa da massa do objeto compacto. Se este valor for muito maior do que o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (a massa máxima que uma estrela pode ter sem entrar em colapso), então o objeto não pode ser uma estrela de nêutrons e geralmente espera-se que seja um buraco negro.[181]
The first strong candidate for a black hole, Cygnus X-1, was discovered in this way by Charles Thomas Bolton,[185] Louise Webster, and Paul Murdin[186] in 1972.[187][188] Some doubt, however, remained due to the uncertainties that result from the companion star being much heavier than the candidate black hole. Currently, better candidates for black holes are found in a class of X-ray binaries called soft X-ray transients. In this class of system, the companion star is of relatively low mass allowing for more accurate estimates of the black hole mass. Moreover, these systems actively emit X-rays for only several months once every 10–50 years. During the period of low X-ray emission (called quiescence), the accretion disk is extremely faint allowing detailed observation of the companion star during this period. One of the best such candidates is V404 Cygni.[181]
Quasi-periodic oscillations
Main article: Quasi-periodic oscillation
The X-ray emissions from accretion disks sometimes flicker at certain frequencies. These signals are called quasi-periodic oscillations and are thought to be caused by material moving along the inner edge of the accretion disk (the innermost stable circular orbit). As such their frequency is linked to the mass of the compact object. They can thus be used as an alternative way to determine the mass of candidate black holes.[189]
Galactic nuclei
See also: Active galactic nucleus
Magnetic waves, called Alfvén S-waves, flow from the base of black hole jets.
Astronomers use the term "active galaxy" to describe galaxies with unusual characteristics, such as unusual spectral line emission and very strong radio emission. Theoretical and observational studies have shown that the activity in these active galactic nuclei (AGN) may be explained by the presence of supermassive black holes, which can be millions of times more massive than stellar ones. The models of these AGN consist of a central black hole that may be millions or billions of times more massive than the Sun; a disk of interstellar gas and dust called an accretion disk; and two jets perpendicular to the accretion disk.[190][191]
Detection of unusually bright X-ray flare from Sagittarius A*, a black hole in the centre of the Milky Way galaxy on 5 January 2015[192]
Although supermassive black holes are expected to be found in most AGN, only some galaxies' nuclei have been more carefully studied in attempts to both identify and measure the actual masses of the central supermassive black hole candidates. Some of the most notable galaxies with supermassive black hole candidates include the Andromeda Galaxy, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, NGC 4889, NGC 1277, OJ 287, APM 08279+5255 and the Sombrero Galaxy.[193]
Agora é amplamente aceito que o centro de quase todas as galáxias, não apenas das ativas, contém um buraco negro supermassivo.[194] A estreita correlação observacional entre a massa deste buraco e a dispersão da velocidade do bojo da galáxia hospedeira, conhecida como relação M-sigma, sugere fortemente uma conexão entre a formação do buraco negro e a da própria galáxia.[195]
Simulação de nuvem de gás após aproximação do buraco negro no centro da Via Láctea.[196]
Microlente
Outra forma de testar a natureza do buraco negro de um objeto é através da observação dos efeitos causados por um forte campo gravitacional na sua vizinhança. Um desses efeitos são as lentes gravitacionais: a deformação do espaço-tempo em torno de um objeto massivo faz com que os raios de luz sejam desviados, como a luz que passa através de uma lente óptica. Foram feitas observações de lentes gravitacionais fracas, nas quais os raios de luz são desviados por apenas alguns segundos de arco. A microlente ocorre quando as fontes não são resolvidas e o observador vê um pequeno brilho. Em janeiro de 2022, os astrônomos relataram a primeira detecção possível de um evento de microlente de um buraco negro isolado.[197]
Outra possibilidade de observar lentes gravitacionais de um buraco negro seria observar estrelas orbitando o buraco negro. Existem vários candidatos para tal observação em órbita ao redor de Sagitário A*.[198]
Alternativas
Veja também: Estrela exótica
A evidência de buracos negros estelares depende fortemente da existência de um limite superior para a massa de uma estrela de nêutrons. O tamanho deste limite depende fortemente das suposições feitas sobre as propriedades da matéria densa. Novas fases exóticas da matéria poderiam aumentar esse limite.[181] Uma fase de quarks livres em alta densidade pode permitir a existência de estrelas de quarks densas,[199] e alguns modelos supersimétricos prevêem a existência de estrelas Q.[200] Algumas extensões do modelo padrão postulam a existência de preons como blocos de construção fundamentais de quarks e léptons, que poderiam hipoteticamente formar estrelas de preons.[201] Estes modelos hipotéticos poderiam explicar uma série de observações de candidatos a buracos negros estelares. No entanto, pode ser demonstrado a partir de argumentos da relatividade geral que qualquer objeto desse tipo terá uma massa máxima.[181]
Como a densidade média de um buraco negro dentro do seu raio de Schwarzschild é inversamente proporcional ao quadrado da sua massa, os buracos negros supermassivos são muito menos densos que os buracos negros estelares (a densidade média de um buraco negro de 108 M☉ é comparável à da água ).[181] Consequentemente, a física da matéria que forma um buraco negro supermassivo é muito melhor compreendida e as possíveis explicações alternativas para as observações de buracos negros supermassivos são muito mais mundanas. Por exemplo, um buraco negro supermassivo poderia ser modelado por um grande aglomerado de objetos muito escuros. No entanto, tais alternativas normalmente não são suficientemente estáveis para explicar os candidatos a buracos negros supermassivos.[181]
A evidência da existência de buracos negros estelares e supermassivos implica que, para que os buracos negros não se formem, a relatividade geral deve falhar como teoria da gravidade, talvez devido ao início das correções da mecânica quântica. Uma característica muito esperada de uma teoria da gravidade quântica é que ela não apresentará singularidades ou horizontes de eventos e, portanto, os buracos negros não seriam artefatos reais.[202] Por exemplo, no modelo fuzzball baseado na teoria das cordas, os estados individuais de uma solução de buraco negro geralmente não têm um horizonte de eventos ou singularidade, mas para um observador clássico/semiclássico a média estatística de tais estados aparece apenas como um valor normal. buraco negro deduzido da relatividade geral.[203]
Alguns objetos teóricos foram conjecturados para corresponder às observações de candidatos a buracos negros astronômicos de forma idêntica ou quase idêntica, mas que funcionam através de um mecanismo diferente. Estes incluem a gravastar, a estrela negra,[204] e a estrela de energia escura.[205]
Perguntas abertas
Entropia e termodinâmica
Mais informações: Termodinâmica do buraco negro e limite de Bekenstein
S = 1/4 c3k/Għ A
A fórmula para a entropia de Bekenstein-Hawking (S) de um buraco negro, que depende da área do buraco negro (A). As constantes são a velocidade da luz (c), a constante de Boltzmann (k), a constante de Newton (G) e a constante de Planck reduzida (ħ). Nas unidades Planck, isso se reduz a S = A/4.
Em 1971, Hawking mostrou sob condições gerais[Nota 5] que a área total dos horizontes de eventos de qualquer conjunto de buracos negros clássicos nunca pode diminuir, mesmo que colidam e se fundam.[206] Este resultado, agora conhecido como segunda lei da mecânica dos buracos negros, é notavelmente semelhante à segunda lei da termodinâmica, que afirma que a entropia total de um sistema isolado nunca pode diminuir. Tal como acontece com os objetos clássicos à temperatura zero absoluto, presumia-se que os buracos negros tinham entropia zero. Se fosse esse o caso, a segunda lei da termodinâmica seria violada pela entrada de matéria carregada de entropia num buraco negro, resultando numa diminuição da entropia total do universo. Portanto, Bekenstein propôs que um buraco negro deveria ter entropia e que deveria ser proporcional à sua área de horizonte.[207]
A ligação com as leis da termodinâmica foi ainda mais fortalecida pela descoberta de Hawking em 1974 de que a teoria quântica de campos prediz que um buraco negro irradia radiação de corpo negro a uma temperatura constante. Isto aparentemente causa uma violação da segunda lei da mecânica dos buracos negros, uma vez que a radiação irá transportar energia do buraco negro, fazendo-o encolher. A radiação, no entanto, também elimina a entropia, e pode ser provado sob suposições gerais que a soma da entropia da matéria que rodeia um buraco negro e um quarto da área do horizonte medida em unidades de Planck está de facto sempre a aumentar. Isto permite a formulação da primeira lei da mecânica dos buracos negros como um análogo da primeira lei da termodinâmica, com a massa atuando como energia, a gravidade superficial como temperatura e a área como entropia.[207]
Uma característica intrigante é que a entropia de um buraco negro aumenta com a sua área e não com o seu volume, uma vez que a entropia é normalmente uma quantidade extensa que aumenta linearmente com o volume do sistema. Esta estranha propriedade levou Gerard 't Hooft e Leonard Susskind a propor o princípio holográfico, que sugere que qualquer coisa que aconteça num volume do espaço-tempo pode ser descrita por dados na fronteira desse volume.[208]
Embora a relatividade geral possa ser usada para realizar um cálculo semiclássico da entropia do buraco negro, esta situação é teoricamente insatisfatória. Na mecânica estatística, entropia é entendida como a contagem do número de configurações microscópicas de um sistema que possuem as mesmas qualidades macroscópicas (como massa, carga, pressão, etc.). Sem uma teoria satisfatória da gravidade quântica, não se pode realizar tal cálculo para buracos negros. Algum progresso foi feito em várias abordagens da gravidade quântica. Em 1995, Andrew Strominger e Cumrun Vafa mostraram que a contagem dos microestados de um buraco negro supersimétrico específico na teoria das cordas reproduzia a entropia de Bekenstein-Hawking.[209] Desde então, resultados semelhantes foram relatados para diferentes buracos negros, tanto na teoria das cordas quanto em outras abordagens da gravidade quântica, como a gravidade quântica em loop.[210]
Outra abordagem promissora consiste em tratar a gravidade como uma teoria de campo eficaz. Primeiro calcula-se as correções gravitacionais quânticas para o raio do horizonte de eventos do buraco negro e, em seguida, integra-se sobre ele para encontrar as correções gravitacionais quânticas para a entropia, conforme dado pela fórmula de Wald. O método foi aplicado para buracos negros de Schwarzschild por Calmet e Kuipers,[211] e depois generalizado com sucesso para buracos negros carregados por Campos Delgado.[212]
Paradoxo da perda de informação
Artigo principal: Paradoxo da informação do buraco negro
Problema não resolvido em física:
A informação física é perdida em buracos negros?
(mais problemas não resolvidos em física)
Como um buraco negro tem apenas alguns parâmetros internos, a maior parte da informação sobre a matéria que formou o buraco negro é perdida. Independentemente do tipo de matéria que entra num buraco negro, parece que apenas as informações relativas à massa total, carga e momento angular são conservadas. Enquanto se pensava que os buracos negros persistiam para sempre, esta perda de informação não era tão problemática, uma vez que a informação pode ser pensada como existindo dentro do buraco negro, inacessível do exterior, mas representada no horizonte de eventos de acordo com o princípio holográfico. No entanto, os buracos negros evaporam lentamente ao emitir radiação Hawking. Esta radiação não parece transportar qualquer informação adicional sobre a matéria que formou o buraco negro, o que significa que esta informação parece ter desaparecido para sempre.[213]
A questão de saber se a informação está realmente perdida nos buracos negros (o paradoxo da informação do buraco negro) dividiu a comunidade da física teórica. Na mecânica quântica, a perda de informação corresponde à violação de uma propriedade chamada unitariedade, e tem sido argumentado que a perda de unitariedade também implicaria violação da conservação da energia,[214] embora isto também tenha sido contestado.[215] Nos últimos anos, têm surgido evidências de que, de fato, a informação e a unitariedade são preservadas em um tratamento gravitacional quântico completo do problema.[216]
Uma tentativa de resolver o paradoxo da informação do buraco negro é conhecida como complementaridade do buraco negro. Em 2012, o "paradoxo do firewall" foi introduzido com o objetivo de demonstrar que a complementaridade dos buracos negros não consegue resolver o paradoxo da informação. De acordo com a teoria quântica de campos no espaço-tempo curvo, uma única emissão de radiação Hawking envolve duas partículas mutuamente emaranhadas. A partícula escapa e é emitida como um quantum de radiação Hawking; a partícula que cai é engolida pelo buraco negro. Suponha que um buraco negro se formou em um tempo finito no passado e irá evaporar completamente em algum tempo finito no futuro. Então, emitirá apenas uma quantidade finita de informação codificada na sua radiação Hawking. De acordo com pesquisas de físicos como Don Page[217][218] e Leonard Susskind, eventualmente chegará um momento em que uma partícula que sai deverá estar emaranhada com toda a radiação Hawking que o buraco negro emitiu anteriormente. Isto aparentemente cria um paradoxo: um princípio chamado "monogamia de emaranhamento" exige que, como qualquer sistema quântico, a partícula que sai não possa ser totalmente emaranhada com dois outros sistemas ao mesmo tempo; no entanto, aqui a partícula que sai parece estar emaranhada tanto com a partícula que cai como, independentemente, com a radiação Hawking passada.[219] Para resolver esta contradição, os físicos podem eventualmente ser forçados a abandonar um dos três princípios testados pelo tempo: o princípio da equivalência de Einstein, a unitariedade ou a teoria quântica de campos locais. Uma solução possível, que viola o princípio da equivalência, é que um "firewall" destrua as partículas que chegam no horizonte de eventos.[220] Em geral, qual destas suposições – se alguma – deveria ser abandonada continua a ser um tema de debate.
Um buraco negro binário (BBH) é um sistema que consiste em dois buracos negros em órbita próxima um do outro. Tal como os próprios buracos negros, os buracos negros binários são frequentemente divididos em buracos negros binários estelares, formados como remanescentes de sistemas estelares binários de grande massa ou por processos dinâmicos e captura mútua; e buracos negros supermassivos binários, que se acredita serem resultado de fusões galácticas.
Durante muitos anos, provar a existência de buracos negros binários foi difícil devido à natureza dos próprios buracos negros e aos meios limitados de detecção disponíveis. No entanto, no caso de um par de buracos negros se fundir, uma imensa quantidade de energia deveria ser emitida como ondas gravitacionais, com formas de onda distintas que podem ser calculadas usando a relatividade geral.[2][3][4] Portanto, durante o final do século 20 e início do século 21, os buracos negros binários tornaram-se de grande interesse científico como uma fonte potencial de tais ondas e um meio pelo qual a existência de ondas gravitacionais poderia ser comprovada. As fusões de buracos negros binários seriam uma das fontes mais fortes conhecidas de ondas gravitacionais no universo e, portanto, ofereceriam uma boa chance de detectar diretamente tais ondas. À medida que os buracos negros em órbita emitem estas ondas, a órbita decai e o período orbital diminui. Este estágio é chamado de buraco negro binário inspirador. Os buracos negros se fundirão quando estiverem próximos o suficiente. Uma vez fundido, o único buraco se estabelece em uma forma estável, através de um estágio chamado ringdown, onde qualquer distorção na forma é dissipada na forma de mais ondas gravitacionais.[5] Na fração final de segundo, os buracos negros podem atingir velocidades extremamente altas e a amplitude da onda gravitacional atinge o seu pico.
A existência de buracos negros binários de massa estelar (e das próprias ondas gravitacionais) foi finalmente confirmada quando o LIGO detectou GW150914 (detectado em setembro de 2015, anunciado em fevereiro de 2016), uma assinatura de onda gravitacional distinta de dois buracos negros de massa estelar em fusão com cerca de 30 massas solares. cada um, ocorrendo a cerca de 1,3 bilhão de anos-luz de distância. Nos seus 20 ms finais de espiral para dentro e fusão, GW150914 liberou cerca de 3 massas solares como energia gravitacional, atingindo um pico de 3,6×1049 watts – mais do que a potência combinada de toda a luz irradiada por todas as estrelas do universo observável juntas. .[6][7][8] Candidatos a buracos negros binários supermassivos foram encontrados, mas ainda não foram categoricamente comprovados.[9]
Ocorrência
0:01
Nesta visualização, um sistema binário contendo dois buracos negros supermassivos e seus discos de acreção é inicialmente visto de cima. Após cerca de 25 segundos, a câmara aproxima-se do plano orbital para revelar as distorções mais dramáticas produzidas pela sua gravidade. As diferentes cores dos discos de acreção facilitam o rastreamento de onde a luz de cada buraco negro surge.[10]
Acredita-se que binários de buracos negros supermassivos (SMBH) se formem durante fusões de galáxias. Alguns prováveis candidatos a buracos negros binários são galáxias com núcleos duplos ainda distantes. Um exemplo de núcleo duplo ativo é NGC 6240.[11] Binários de buracos negros muito mais próximos provavelmente estão em galáxias de núcleo único com linhas de emissão duplas. Os exemplos incluem SDSS J104807.74+005543.5[12] e EGSD2 J142033.66 525917.5.[13] Outros núcleos galácticos têm emissões
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