Buraco Negro- Parte 1


Um desenho artístico de um disco de acreção de plasma quente orbitando umburaco negro (fonte: NASA).
Relatividade geral
G_{\mu \nu} + \Lambda g_{\mu \nu}= {8\pi G\over c^4} T_{\mu \nu}
Equações de campo de Einstein
Introdução
Formulação matemárica
Material
[Esconder]Fenomenologia
O problema de Kepler · Lentes gravitacionais · Ondas gravitacionais
Arraste de referencial · Efeito geodético
Horizonte de eventos · Singularidade gravitacional
Buraco negro
De acordo com a Teoria Geral da Relatividade, um buraco negro é uma região do espaço da qual nada, nem mesmo objetos que se movam na velocidade da luz, podem escapar. Este é o resultado da deformação do espaço-tempo causada por uma matéria maciça e altamente compacta. Um buraco negro é limitado pela superfície denominada horizonte de eventos, que marca a região a partir da qual não se pode mais voltar[1]. O adjetivo negro em buraco negro se deve ao fato deste não refletir a nenhuma parte da luz que atinja seu horizonte de eventos, atuando assim, como se fosse um corpo negro perfeito em termodinâmica[2]. Acredita-se, também, com base na mecânica quântica, que buracos negros emitam radiação térmica, da mesma forma que os corpos negros da termodinâmica a temperaturas finitas. Esta temperatura, entretanto, é inversamente proporcional à massa do buraco negro, de modo que observar-se a radiação térmica proveniente destes objetos torna-se difícil quando estes possuem massas comparáveis às das estrelas.[3]
Apesar de os buracos negros serem praticamente invisíveis, estes podem ser detectados por meio de sua interação com a matéria em sua vizinhança.[4] Um buraco negro pode, por exemplo, ser localizado por meio da observação do movimento de estrelas em uma dada região do espaço. Outra possibilidade da localização de buracos negros diz respeito a detecção da grande quantidade de radiação emitida quando matéria proveniente de uma estrela companheira espirala para dentro do buraco negro, aquecendo-se a altas temperaturas.[5]
Embora o conceito de buraco negro tenha surgido em bases teóricas, astrônomos têm identificado inúmeros candidatos a buracos negros estelares e também indícios da existência de buracos negros super maciços no centro de galáxias maciças.[6] Há indícios de que no centro da própria Via Lactea, nas vizinhanças de Sagitário A*, deve haver um buraco negro com mais de 2 milhões de massas solares.[7]

Índice

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[editar]História

Schwarzschild black hole
Uma simulação de uma lente gravitacional por um buraco negro, o que distorce a imagem de um galáxia em segundo plano(aumentar o tamanho)
A ideia de um corpo maciço que iguala não pode fugir foi formado primeiro pelo geólogo John Michell em uma carta escrita para Henry Cavendish em 1783 para a Royal Society:
Se um semi-diâmetro de uma esfera da mesma densidade do sol estava além do sol em uma proporção de 500 vezes, um corpo caindo de uma altura infinita para ele teria adquirido em sua superfície maior velocidade que a da luz e, consequentemente, supondo que a luz seja atraído pela mesma força em proporção ao sua inércia com outros organismos, toda a luz emitida por um corpo como este ser feito para retornar em direção a ele por sua própria gravidade adequada.
John Michell[8]
Em 1796, o matemático Pierre-Simon Laplace promoveu a ideia mesmo na primeira e segunda edição do livro Exposition du système du Monde (que foi removido nas próximas edições).[9][10]Mesmo as "estrelas negras (mecânica newtoniana)" foi muitas vezes ignorada no século XIV, pois não era compreendido como uma onda sem massa, como a luz poderia influenciar na gravidade.[11]

[editar]Relatividade

Em 1915, Albert Einstein desenvolveu a teoria da relatividade geral, tendo sempre apresentando que a gravidade pode influenciar no movimento da luz. Pouco tempo depois, Karl Schwarzschild fez um sistema de unidade: Sistema métrico de Schwarzschild para as equações de campo de Einstein , onde é descrito o campo gravitacional de um ponto de massa e a massa esférica.[12] Poucos meses depois de Schwarzschild, Johannes Droste, um estudante de Hendrik Lorentz, independentemente deu a mesma solução para o ponto de massa e escreveu mais extensamente sobre suas propriedades.[13] Esta solução tem um funcionamento de que é chamado de raio de Schwarzschild , onde tornou-se singularidade matemática, o que significa que alguns dos termos nas equações de Einstein tornou-se infinito. A natureza dessa superfície não era bem compreendida na época. Em 1924, Arthur Eddington mostrou que a singularidade desapareceu depois de uma mudança de coordenadas , embora tenha demorado até 1933 para a Georges Lemaître percebesse que isso significava a singularidade no raio de Schwarzschild não era uma propriedade física, mas matemática, a partir da descoberta da singularidade matemática[14]

[editar]Era aúrea

Em 1958, David Finkelstein identificou a superfície de Schwarzschild como um horizonte de eventos, "uma membrana um perfeito unidirecional": as influências causais podem atravessá-lo em uma única direção".[15] Isto não estritamente contradizem os resultados de Oppenheimer, mas estendeu-os a incluir o ponto de vista de observadores. A Solução Finkelsteinestenderam a solução de Schwarzschild para o futuro de observadores cair em um buraco negro. A extensão completa já haviam sido encontrados por Martin Kruskal, que foi publicador desta descoberta.[16]

[editar]Formação e estrutura

[editar]Formação

imagem de uma hypernova.
Um buraco negro forma-se quando uma estrela super maciça fica sem combustível, o que faz seu núcleo diminuir até ficar reduzido a uma fração de seu tamanho original. Quando isso acontece, a gravidade produzida por ele sai do controle e começa a sugar tudo que encontra. Ele começa a sugar a massa da estrela, fazendo isso tão rapido que se engasga e expele enormes torrentes de energia. Ela é tão forte que acaba furando a estrela e lançando mais jatos de energia. A gravidade não suporta essa energia e a estrela finalmente explode (esta explosão é chamada de supernova). Em apenas um segundo a explosão é capaz de gerar 100 vezes mais energia que o nosso Sol produzirá em toda sua existência. O que resta no centro é o buraco negro.
Esta explosão também é conhecida como Erupção de raios gama ou explosão de raios gama. A maioria das estrelas de classe W(Wolf-Rayet stars ou, em português, estrelas Wolf-Rayet) morrem nestas explosões mortais que teriam o efeito de 100.000 vezes o arsenal atômico de todo o mundo.

Colapso de Oppenheimer-Snyder

O modelo deste colapso descreve uma esfera "de" pó (o conceito de poeira usado na relatividade) que inexoravelmente colide para formar um buraco negro. Esta é uma solução exata para as equações de campo relativísticasgerais. Os estágios do colapso são:
I) Fase estacionária antes do colapso. A estrela poderia estar imersa em uma esfera de fluido de simetria esférica perfeita. O tensor de momentum:
T=( \rho +p)uiuk+pgik
onde  \rho , p, e gik são a densidade, pressão e métrica, respectivamente.
II) Fim da "queima" nuclear (reações de fusão nuclear) e começo do colapso, a pressão se quebra (p=0). Então:
T= \rho uiuk
A bola fica por um momento em repouso.
III) Fase de colapso. Desde que não haja pressão a esfera começará a encolher. Para poeira espera-se a contração e posterior colapso resultando em um buraco negro.
Obviamente poeira não reflete a complexidade química do material das estrelas que formam o buraco negro.

[editar]Colapso não-esférico

Os primeiros estudos sobre colapsos não-esféricos começou nos anos 60[1] Estes estudos mostraram que perturbações em torno da simetria esféricas não previnem a formação de um buraco negro. [2] [3] E que, quando atingido o estado estacionário, existe uma simetria esférica exata do horizonte. O problema para grandes desvios da simetria esférica foi respondido de maneira completamente diferente por Werner Israel em 1967 [4]. Sem aparelhos muito modernos conseguiu estabelecer um teorema:
"Um buraco negro estático, e no vácuo, com um horizonte de evento regular deve ser a solução de Schwarzschild."
Esta foi um base sólida para a elaboração de muitos teoremas posteriores que culminaram no teorema da calvície:
"Buracos negros podem ser caracterizados apenas pela massamomento angular e carga elétrica."

[editar]O Buraco negro de Schwarzschild

Karl Schwarzschild, no ano de 1916, encontrou a solução para a teoria da relatividade que representa o buraco negro como tendo uma forma esférica. Ele demonstrou que, se a massa de uma estrela estiver concentrada em uma região suficientemente pequena, ela gerará um campo gravitacional tão grande na superfície da estrela que nem mesmo a luz conseguirá escapar dele. Este é o chamado buraco negro. Einstein e muitos físicos não acreditavam que tal fenômeno pudesse acontecer no universo real. Porém, provou-se que esse fenômeno de fato acontece.
Considerando um campo gravitacional esférico no vácuo, a solução para a Equação de Einstein tem a seguinte forma:
ds^2=-(1-\frac{2GM}{c^2r})c^2dt^2+(1/(1-\frac{2GM}{c^2r}))dr^2+r^2(d \theta ^2+sen^2 \phi d \omega ^2) - (1.1)
G é a constante de Gravitação Universal.
Uma propriedade importante desta solução é que ela é independente do tempo t. A solução é determinada simplesmente pelo parâmetro M, que é a massa total da fonte que produz o campo. A interpretação deste parâmetro surge imediatamente da forma assintótica da métrica. Longe do centro de gravidade, o espaço-tempo aproxima-se do espaço-tempo plano de Minkowski com a métrica:
ds^2=-c^2dt^2+dl^2=-c^2dt^2+dr^2+r^2(d \theta ^2+sen^2d \omega ^2) - (1.2)
E o campo gravitacional pode ser descrito usando a aproximação do campo fraco. Comprando esta aproximação e a métrica (1.1) temos que M é a massa do sistema que está gravitando.

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