Buracos Negros A Histria num relance 1783 Jonh

Buracos Negros

A História num relance. . . 1783 – Jonh Michell, previu que se uma estrela possui-se uma massa 20 a 30 vezes maior que o Sol originaria um Buraco Negro; Início do séc. XIX – Pierre Simon (Marquês de Laplace), formulou a mesma hipótese de Michell, de forma independente; Início do séc. XX – Karl Schwarzschild defendeu a hipótese de quando uma estrela se contrai, atinge um ponto em que a sua gravidade é tão elevada que a luz não lhe consegue escapar; 1928 – Chandrasekhar, calculou que uma estrela com cerca de uma vez e meia a massa do Sol não seria capaz de se sustentar contra a sua própria gravidade – massa limite de Chandrasekhar (1, 2 massas solares);

1928 – Landau, descobriu que estrelas acima da massa limite de Chandrasekhar, livrar-se-iam de parte da sua massa até estarem abaixo da massa limite, ou então colapsariam num ponto de densidade infinita; 1939 – Oppenheimer, estudou o que aconteceria com as estrelas, hipótese de Landau, sob o ponto de vista da Relatividade Geral. O limite Oppenheimer – Volkoff conhecido hoje mostra que um objecto com cerca de 3 massas solares poderia dar origem a uma estrela de neutrões estável; se o objecto tivesse mais de 3 massas solares poderia colapsar na forma de um buraco negro. 1967 – Wheeler, usou pela primeira vez o nome de “buraco negro”, é por isso considerado o “pai “dos buracos negros, foi este astrónomo que enunciou o teorema “os buracos negros não têm cabelo”. Demonstrou que as únicas propriedades de um buraco negro são a sua massa, rotação e carga;

Como se descobriu o primeiro Buraco Negro? O primeiro Observatório de Raio-X, foi colocado em órbita pelos EUA, de uma plataforma italiana no Oceano Índico, tendo recebido o nome de Uhuru; Em 1971, descobriu uma fonte brilhante de Raio-X na constelação de Cygnus (Cisne), a que se deu o nome de Cygnus X-1; A Cygnus X-1 tinha o tamanho de um asteróide e era visível a distâncias interestelares e encontrava-se no mesmo lugar de uma estrela supergigante azul quente;

A fonte de Raio-X só poderia ser um objecto invisível, que pesando dez vezes mais que a massa solar, entrou em colapso até atingir o volume de um asteróide. Este objecto só poderia ser um Buraco Negro.

A Geometria Euclidiana e os Buracos Negros O primeiro homem a falar de uma geometria que descrevia o espaço -tempo na ausência de um campo gravítico foi Euclides – Geometria Euclidiana; Actualmente a Geometria Euclidiana não é aceite no estudo dos Buracos Negros, usando-se duas novas geometrias, a de Schwarschild e de Kerr.

A Evolução Estelar Fig. 1 – Imagem do Sol. As estrelas durante a sua vida passam por várias fases de evolução, tal como o nosso Sol está a passar, dependendo da sua massa. Esta evolução apresenta uma primeira fase que é comum a todas as estrelas, onde se despreza a sua massa:

Fig. 2 – Fases da evolução de uma estrela. 1 – Nuvem de gás; 2 – Estrela embrionária; 3 – Combustão Solar; 4 – Maturidade; 5 – Gigante Vermelha;

Fig. 3 – Fases da evolução de uma estrela (massa superior a 10 massas solares). 6 – Supernova; 7 – Após a explosão da Supernova; 8 – Estrela de Neutrões;

Fig. 4 – Fases da evolução de uma estrela (massa igual ou inferior à massa do Sol). 9 – Nuvem em contracção; 11 – Sistema embrionário; 13 – A estrela em expansão; 15 – Nebulosa Anelar; 10 – Disco giratório; 12 – Fase semelhante à actual do Sistema Solar; 14 – Clarão de Hélio; 16 – Anã-Branca/Anã-Preta;

Fig. 5 – Explosão de uma estrela em forma de supernova.

As estrelas no fim da sua evolução “morrem”. Este fenómeno pode ocorrer de várias formas: Anã Branca: corresponde à fase final da vida de uma estrela de pequena massa, na qual a fonte de energia termonuclear se esgotou. Uma anã branca não é mais do que uma estrela fóssil. Fig. 6 - O gás de uma estrela cai na anã branca seguindo as suas linhas de campo magnético.

Anã castanha: Objecto mais “leve” que as outras estrelas, tendo uma massa muito reduzida, não sendo assim suficiente para aumentar a sua temperatura, não conseguindo por isso desencadear reacções de fusão nuclear; Fig. 7 - À esquerda temos uma imagem da estrela 15 Sge e a sua companheira, a anã-castanha 15 Sge B. À direita temos uma imagem obtida, removendo da imagem a luz da estrela principal, cujo centro se encontra circulado.

Anã Preta: representa a forma final de uma anã castanha ou anã branca. É um objecto frio e denso que deixa de irradiar energia tornando-se invisível; Estrela de Neutrões: formam-se quando uma supernova explode. Têm poucos quilómetros de diâmetro e são inteiramente constituídas por neutrões. São cobertas por rígidas crostas, e constituídas por elementos como o ferro. Os neutrões que constituem estas estrelas poderão decompor-se em quarks. Esta é a última fase antes de se tornar num buraco negro. Estas estrelas são dotadas de rápida rotação e fortemente magnetizadas, produzindo feixes de ondas de rádio.

Fig. 8 – Anatomia de uma estrela de neutrões.

Fig. 9 – Esquema da evolução estelar. Fig. 10 – Representação de um buraco negro, estrela de neutrões e de uma anã-branca.

Fig. 11 – Imagem Raios-X da Puppis A, onde existe uma estrela de neutrões com 12 Km de diâmetro. Fig. 12 – No centro da galáxia M 87 onde se pensa existir um candidato a buraco negro. Fig. 13 – Nesta imagem, temos uma provável representação de anãs-brancas, que se encontram circuladas.

Anatomia dos Buracos Negros O que é um Buraco Negro? Surge através da morte de uma estrela super massiva; São uma região no espaço em que existe muita massa concentrada, onde é impossível a qualquer objecto escapar ao seu campo gravitacional; São objectos massivos que distorcem o espaço-tempo.

É delimitado por algo a que se chama horizonte de acontecimentos, que funciona como fronteira; Ao contrário do que parece, não se encontra estático mas sim girando a uma velocidade igual ou maior à da luz. Fig. 14 – Concepção artística de um Buraco Negro.

Algumas galáxias onde se pensa existir buracos negros. . . Fig. 15 – Galáxia de Andrómeda.

Fig. 16 – Nebulosa de Caranguejo.

Fig. 17 – Nebulosa de Cisne.

Fig. 18 – Nebulosa Carina.

A Família dos Buracos Negros Agrupam-se em 3 tipos: 1. O buraco negro de Schwarzschild: não tem rotação e carga eléctrica; singularidade rodeada por um horizonte de acontecimentos. Fig. 19 – Constituição de um Buraco Negro de Schwarzschild.

2. O buraco negro de Reisner-Nordstrom: tem carga eléctrica; não tem rotação; tem dois horizontes de acontecimentos. Fig. 20 – Constituição de um Buraco Negro de Reisner-Nordstrom.

3. O buraco negro de Kerr: Tem rotação; A singularidade é alongada em forma de anel; Tem dois horizontes de acontecimentos. Fig. 21 – Constituição de um Buraco Negro de Kerr.

A Esfera de Fotões É nesta esfera que os fotões orbitam o Buraco Negro. Fig. 22 – Esfera de Fotões de um Buraco Negro.

Força Centrífuga Invertida A força centrífuga é uma força imaginária, que nos leva a continuar um movimento em linha recta. Ao aproximarmo-nos de um buraco negro seriamos puxados por esta força, mas de forma invertida, para o seu interior. Numa região contida entre r=3 GM/c 2 no horizonte as forças centrífugas levam os objectos a descreverem movimentos circulares.

Discos de Acreção A matéria ao aproximar-se do campo gravitacional de um buraco negro acaba por formar um disco que gira em torno do próprio buraco – disco de acreção; A matéria que constitui o disco é formada principalmente por núcleos de hidrogénio e electrões; Ao mesmo tempo que parte da matéria é puxada para dentro do buraco outra parte é ejectada formando jactos de luz. Fig. 23 – Disco de acreção.

Fig. 24 – Discos de acreção

O Campo Gravitacional de um Buraco Negro É o campo de acção do Buraco Negro (do centro ao horizonte de acontecimentos), tem várias consequências: 1. A Força de Atracção dos Buracos Negros não deixa escapar nada, nem mesmo a luz; Fig. 25 – Buraco Negro sugando uma estrela.

2. O efeito que provoca sobre a radiação: o desvio para o vermelho (redshift) causado pelo campo gravitacional; Z é o redshift; M é a massa do objecto que está provocando o redshift; R é a distância que separa a fonte emissora da massa Me; G é a constante gravitacional;

Qual o tamanho de um buraco negro? Não existe um limite de massa; Para formar um buraco negro basta que uma entidade se comprima a uma densidade suficientemente elevada. Fig. 26 - Imagem obtida pela Chandra, mostra um buraco negro de elevada massa, no centro de Perseus A.

Fig. 27 – Neste esquema podemos ver a relação que parece existir entre a massa de um buraco negro e a massa da região onde este se encontra.

Radiação de um Buraco Negro Stephen Hawking previu que os buracos negros possam emitir uma leve radiação: formam-se no espaço pares de partículas/antipartículas (uma com energia positiva outra com energia negativa); um dos pares pode ser puxado para dentro do Buraco Negro enquanto o outro consegue escapar. parecerá que o buraco negro emitiu uma partícula de radiação. A partícula sugada pelo Buraco tem energia negativa, fazendo diminuir a temperatura e a massa.

Fig. 28– Libertação de energia de um Buraco Negro. Fig. 29 - Um buraco negro faz com que o material que o circunda gire à sua volta. Ao mesmo tempo liberta energia sob a forma de raios-X.

Raio Crítico e o Horizonte de Acontecimentos Schwarzschild usou a teoria da relatividade de Einstein para explicar a forma como o espaço tempo é distorcido à volta de uma porção de matéria; Schwarzschild, induziu a ideia de quando uma estrela se contrai, atinge um ponto em que a gravidade é tão elevada que nem a luz escapa. Fig. 30 – Karl Schwarzschild (1873 – 1916)

Rsch – raio de Schwarzschild; G – constante gravitacional; m – massa do corpo; c – velocidade da luz; O raio crítico delimita uma zona que é chamada de “horizonte de eventos” ou “horizonte de acontecimentos”. O raio crítico de um buraco negro é a zona que se encontra entre o limite do horizonte, até ao ponto onde se atinge a Singularidade.

Fig. 31 – Raio Crítico e o Horizonte de Acontecimentos.

Tipos de Buracos Negros Podem-se classificar, conhecendo: momentum angular (medida da sua rotação) carga eléctrica massa Buracos Negros Estelares Buracos Negros Supermassivos

Velocidade de Escape Gráf. 1 e 2 - Representação da trajectória de uma bola lançada da superfície de um planeta.

A velocidade de escape depende de: Massa do planeta; Distância a que o corpo se encontra do centro do planeta. m – massa dos corpos G – constante gravitacional R – raio do planeta Ve – velocidade de escape

Como é que evaporam? Em 1970, Stephen Hawking afirmou que os Buracos Negros não eram totalmente negros, sendo assim emitem radiação. À medida que a percentagem de radiação aumenta a massa diminui. O Buraco Negro continua a irradiar energia, até desaparecer.

Explosão de um Buraco Negro Stephen Hawking, previu em 1974, que os Buracos Negros podem brilhar intensamente diminuindo de tamanho até à sua explosão. Descobriu que o campo gravitacional de um Buraco Negro emite energia, diminuindo a massa do buraco. A “radiação de Hawking” é desprezável para a maioria dos buracos, mas os muito pequenos emitem energia rapidamente até explodirem violentamente;

Como descobrir um Buraco Negro? Para se descobrir um buraco negro procuram-se pistas, tais como: correntes de gás quente arrancada a uma estrela; actividade no núcleo das galáxias; quasares; explosões de raios gama; procura de miragens cósmicas; pesquisa de “rugas” no espaço – ondas gravitacionais;

Quasares Descobertos em 1963 por Maarten Schidt; Contêm os maiores buracos negros do Universo; Encontram-se a distâncias interestelares; A existência de uma grande quantidade de energia numa região tão pequena deve-se à gravidade exercida por um buraco negro supermassivo; Fig. 32 – Quasar no coração de uma nebulosa.

Buracos Brancos Com a versão “tempo – invertida” de um buraco negro, obtemos uma região do espaço tempo onde nada pode entrar – Buraco Branco; Não existem equações viáveis para explicar o facto da sua existência;

Buracos de Minhoca Foram descobertos através de equações do campo de Flamm, em 1916; Jonh Wheeler estudou-os exaustivamente; Surge da junção de um Buraco Negro com um Buraco Branco Pensa-se que permitam viagens interestelares entre dois universos diferentes – wormholes transitáveis; Para as viagens interestelares pensa-se que também existam os túneis de Krasnikov e os modelos de Alcubierre;

Fig. 33 – Buraco negro que dá origem a um "wormhole transitável”. Fig. 34 – Forças de maré na superfície de um buraco negro estelar.

Relatividade Newton foi o primeiro físico a descrever a deformação do espaço tempo gerada pelos corpos na ausência de um campo gravitacional – teoria newtoniana. Einstein reformulou esta teoria dizendo que as Leis da Física são iguais para todos os corpos do Universo; Einstein demonstrou que: E =__Mc 2__ (1 -v 2/c 2)1/2 E = energia M = massa c = velocidade da luz v = velocidade do objecto que se move

Um dos grandes princípios da teoria da relatividade é o princípio da equivalência. Fig. 35 – Objectos deformando o espaço-tempo. Fig. 36 – Representação de alguns corpos como o Sol, uma anã branca, uma estrela de neutrões e um buraco negro, e a respectiva deformação no espaço-tempo.

“ Os Buracos Negros são objectos que de buraco não têm nada mas de negro têm tudo. ” Autores do trabalho: Joana Rua Sérgio Batista Silvia Lopes Alunos do 10º ano de Científico-Natural da Escola Secundária do Entroncamento.

Fim