Buracos Negros

Buracos Negros

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Buracos Negros

Buracos Negros Uma viagem ao desconhecido

O assunto que veremos a seguir é um dos mais fascinantes fenômenos da Natureza. Longe, muito longe de nossas vistas, se descortina um grande mistério. Olharemos para as grandes estrelas do Universo. Veremos o que acontece com elas ao longo de suas vidas. Porque de forma semelhante aos seres vivos, elas nascem, evoluem e morrem. Mas será que realmente conseguiremos olhar para elas após a sua morte? E o que seria a morte de uma estrela?

Então vamos lá... Comecemos pelo começo...

A Ciência, como a conhecemos, investiga os fenômenos da Natureza e procura explicá-los de forma qualitativa e quantitativa. Explicar qualitativamente vem da compreensão dos processos sem se preocupar com valores sejam eles de que natureza for. Explicar quantitativamente é algo mais completo, pois consiste em avaliar tudo que acontece, de modo que passamos a ser capazes de dimensionar o que quer que seja, tal como a velocidade de um astro, a sua massa, ou mesmo sua temperatura. Avaliar significa aplicar a Matemática e todas as suas ferramentas para determinar os valores.

Até o fim do século XIX, a Matemática não dispunha de ferramentas muito evoluídas e o que se via era que primeiro se observava os fenômenos físicos e depois se os explicava. Dizemos que criamos um modelo matemático para o fenômeno quando arranjamos uma explicação quantitativa para ele.

Evolução científica

•Até o fim do século XIX: a matemática seguia a observação;

•A partir do século X: a matemática se antecipou à observação dos fenômenos físicos.

•Exemplo: as singularidades.

Assim foi com Newton, Kepler, e outros tantos expoentes da Ciência que criaram seus modelos matemáticos depois de observar os fenômenos. Newton chegou a criar ferramentas matemáticas para usar em seus modelos, ferramentas essas ainda hoje usadas exaustivamente, e que foram as bases da Matemática atual. Com a evolução da Matemática no começo do século X, houve uma inversão entre a observação e a avaliação e começaram a aparecer entidades matemáticas que não tinham correspondentes físicos conhecidos. Podemos citar como exemplo o aparecimento das singularidades, que apareceram em modelos matemáticos mas ninguém sabia o que poderia ser. Voltaremos às singularidades quando falarmos sobre Einstein.

E se vamos olhar para as estrelas, precisamos saber onde elas estão, como se movem, quanta massa possuem e de que são feitas. Então, como é que medimos a distância entre nós e uma estrela distante? Medimos em metros? Quilômetros? Jamais. As distâncias no meio interestelar são imensas e tem que ser medidas com unidades muito grandes, se quisermos obter valores razoáveis. Fora do Sistema Solar, usamos o ano-luz como unidade de medida. 1 ano-luz é a distância que a luz percorre em 1 ano.

Medindo distâncias

•Fora do sistema solar: em anos-luz.

•1 ano-luz é a distância que a luz percorre em 1 ano.

•A estrela mais próxima de nós é a Alfa da constelação do Centauro, que está a 4 anos-luz.

•O centro da Via Láctea está a 27.700 anos-luz.

Sabemos que a luz percorre 300.0 quilômetros em 1 segundo.

Imagine quantos quilômetros ela percorrerá em um ano. Pois essa distância é 1 ano-luz. Para dar uma idéia, o tempo que a luz leva para chegar do Sol à Terra é 8 minutos. Isto significa que a Terra está a 8 minutos-luz do Sol. O centro da Via Láctea, por exemplo, fica a 27700 anos-luz daqui. Se pudéssemos viajar na velocidade da luz, levaríamos 27700 anos para chegar lá, ou seja, mais de 27 milênios. Além disso, o que encontraríamos lá seria uma realidade diferente daquela que estamos vendo, pois o que estamos vendo é luz emitida há 27700 anos atrás. Por incrível que pareça, olhar para uma estrela distante é o mesmo que olhar para o seu passado.

E como se percebe se uma estrela está em movimento? Como medir a velocidade de algo tão distante?

Mede-se através do efeito Doppler. E o que é o efeito Doppler?

Imaginemos a seguinte situação: estamos parados junto a uma ferrovia. Um trem se aproxima ao longe e vai passar por nós. Quando ele se aproxima, o som que ouvimos é mais agudo, e depois que ele passa, o som que ouvimos é mais grave. Só que este fenômeno ocorre com qulaquer tipo de onda. No caso do som, a onda é uma vibração do ar, portanto, mecânica. E o trem, a fonte sonora. O som que o trem emite é sempre o mesmo. Esta variação de timbre só é perceptível pela pessoa que está parada junto à ferrovia. Mas a luz também é uma onda, só que eletromagnética. No caso da luz, quando a fonte luminosa se aproxima, percebemos um tom mais azulado, e quando ela se afasta, um tom mais avermelhado.

Medindo velocidades

•Usa-se o quilômetro por segundo.

•Exemplo: para se escapar da atração gravitacional da Terra, é necessário estar animado com uma velocidade de 11km/s.

•Como se mede: através do efeito doppler: desvio para o vermelho ou para o azul.

Através da medição do tanto que a luz ficou azulada ou avermelhada, obtemos a velocidade, pois ela é proporcional ao desvio para o azul (blue shift) ou para o vermelho (red shift). Essa é a única maneira de medir velocidades a uma distância tão grande. A velocidade dos corpos celestes é medida em quilômetros por segundo (km/s) e não em quilômetros por hora e nem em metros por segundo. Por exemplo, a Terra, se desloca em torno do Sol a cerca de 30 km/s, as sondas espaciais se deslocam com velocidades da ordem de 40 km/s, e a velocidade de escape da Terra é de 1 km/s.

Resumindo, as distâncias fora do Sistema Solar são medidas em anosluz, as velocidades em quilômetros por segundo e o método usado para medir a velocidade de estrelas distantes é o efeito Doppler.

Mas devido a tão grandes distâncias, as melhores observações são feitas fora da atmosfera da Terra. Foram construídos três telescópios espaciais, que permanecem em órbita e cada um deles tem um objetivo principal (veja figura abaixo):

As ferramentas: os telescópios espaciais

•ChandraX-Ray observatory: Raios X e Raios Gama

•HubbleSpaceTelescope: Luz visível

• Spitzer Space Telescope: Infravermelho

O Chandra é dedicado a observações na faixa de raios X e raios Gama; o Hubble é mais adequado para observações na faixa da luz visível, e o Spitzer, na região do infravermelho.

Mas buracos negros estão associados a estrelas, essas mesmas que nós vemos no céu e tanto romantismo inspiraram a muitos poetas. O que eles jamais imaginariam é que tanta beleza poderia estar associada a fenômenos naturais extremamente violentos capazes até de modificar a própria estrutura da matéria.

Vamos então examinar como as estrelas evoluem, desde que nascem e até a sua morte. Estrelas são corpos celestes de vida muito longa. Duram bilhões de anos, em geral. E como é que elas nascem? Tudo começa com uma nuvem de gás no espaço, em lugares onde os átomos de hidrogênio poderiam ser contados, se pudéssemos vê-los. São tão distantes um do outro que o vácuo nessas imensidões é melhor que o melhor vácuo produzido em laboratório na Terra. Esses átomos em dado momento, graças à passagem de algum corpo maior que os empurra uns contra os outros, inicia uma lenta aproximação entre eles. Essa aproximação se deve à gravidade, a força que, segundo Newton, faz com que matéria atraia matéria. Um agrupamento de átomos vai atraindo outros até que se forma uma esfera gasosa com uma quantidade imensa de átomos e uma força gravitacional gigantesca. A pressão no núcleo aumenta gradualmente a temperatura e em conseqüência inicia-se uma reação termonuclear que transforma cada 4 átomos de hidrogênio em um átomo de hélio. E libera uma grande quantidade de energia. Parte dessa energia empurra para fora a massa de hidrogênio que comprime o núcleo com o seu peso. Esse fenômeno perdura durante milhões de anos enquanto existir hidrogênio para ser consumido.

Evolução estelar

•Acumulação de gases e poeira: protoestrela

•Ignição termonuclear do hidrogênio;

•Explosão e emissão de matéria.

•Colapso gravitacional: formação de matéria degenerada; equilíbrio entre a gravidade e a pressão degenerada de eletrons.

Quando ele acaba, desaparece a energia que compensava a gravidade.

Lembremos que o hidrogênio foi transformado em hélio, que é quatro vezes mais pesado e que continua lá fazendo peso sobre o núcleo da estrela. Em seguida, por não haver oposição, a gravidade comprime o núcleo que explode e lança ao espaço grande quantidade de matéria. E assim começa um violento colapso gravitacional que acaba por destruir a estrela. Dependendo do seu tamanho inicial, há três possibilidades para o seu fim.

Se a estrela é pequena, após a explosão, o que resta de matéria comprime o núcleo com um esforço tão grande que destrói a estrutura atômica dele, empurrando os elétrons para órbitas inferiores e transformando o núcleo da estrela numa espécie de sopa de elétrons na qual os núcleos dos átomos flutuariam. Esses elétrons seriam os responsáveis pelo equilíbrio da força de gravidade.

Matéria degenerada

•Estrutura atômica destruída pela gravidade.

•Redução dos espaços interatômicos.

•Quanto maior a massa, menor é o volume.

•Governada pela Mecânica Quântica.

•Aumento brutal da densidade da matéria.

A esse tipo de consistência da matéria chamamos de matéria degenerada, pois a sua nova estrutura é anormal, a enorme pressão gravitacional é suportada pela pressão dos elétrons da “sopa” e se chama pressão degenerada de elétrons. O comportamento desse material é completamente diferente do que conhecemos. Em primeiro lugar, devido à redução dos espaços interatômicos, esse material ocupa menos espaço do que a matéria original antes do colapso gravitacional. E quanto mais massa, mais compressão e menos volume. E também devido à redução dos espaços interatômicos, a densidade aumenta para cerca de 400 toneladas por centímetro cúbico. A água, por exemplo, tem a densidade de 1 grama por centímetro cúbico. As leis da Física comum não se aplicam a essa estrutura. Só as leis da Mecânica Quântica.

Quando a estrela é pequena, ao terminar de consumir o hidrogênio, antes de explodir, a estrela se expande e se torna uma gigante vermelha. Na explosão, ejeta grande quantidade de matéria e a estrela se transforma numa nébula planetária. As nébulas planetárias têm esse nome porque no passado os astrônomos as confundiam com planetas. Para ela ser considerada pequena, o núcleo que resta deverá ter no máximo 1,4 vezes a massa do nosso Sol. O colapso acaba por aí e os elétrons passam a suportar a pressão gravitacional. O corpo celeste que permanece dentro da nébula planetária se chama estrela “Anã branca”.

Características das anãs brancas

•Núcleo formado por núcleos atômicos embebidos numa “sopa” de eletrons

•Degeneração eletrônica: eletronsgirando em órbitas baixas mantêm a estrutura atômica compactada.

•Densidade de 400 toneladas/cm cúbico

O termo anã por causa do tamanho reduzido, e o branca porque logo após o colapso ela se torna um corpo de intenso brilho. A tendência das anãs brancas é esfriarem e deixarem de ser brancas. Vão passando a ter cores mais escuras até enegrecerem por completo.

Exemplo de anã branca: a estrela Sirius B: durante muito tempo pensava-se que a estrela Sirius, a mais brilhante do firmamento, fosse uma estrela única. Com o passar do tempo, a evolução tecnológica permitiu visualizar um movimento oscilatório de Sirius. Mas só em 1862 percebeu-se que havia uma estrela companheira. Assim, a estrela principal ficou chamada Sirius A e a companheira, Sirius B. Só que havia mais alguns detalhes: Sirius B era brilhante, tinha a massa do Sol e o tamanho da Terra. Tão grande compressão só seria possível se ela for uma Anã Branca.

Sirius-B

Descoberta em 1862;

Tem 1MS e 90% do volume da Terra.

Sua gravidade na superfície é 400.0 vezes maior que a da Terra.

E se a estrela, após sua formação, tiver um tamanho intermediário? A quantidade de matéria que pressiona o núcleo da estrela será bem maior. Quando acaba o combustível, que no caso é o hidrogênio, a estrela se expande até se transformar numa Gigante vermelha, começa a pulsar e explode. Esta explosão se chama explosão de Supernova, e espalha pelas vizinhanças grande quantidade de matéria constituída de diversos elementos químicos forjados num verdadeiro inferno. Esses elementos espalhados vão mais tarde fazer parte de diversos corpos celestes, como planetas, por exemplo. A explosão de Supernova é um dos maiores cataclismas do Universo, e produz uma luminosidade que chega mesmo a eclipsar a de uma galáxia. Ao término da explosão, permanece no centro da nuvem um núcleo denso que é o resultado do colapso gravitacional. A degeneração desse núcleo é inevitável. Porém, após essa explosão, os elétrons da matéria degenerada não conseguem suportar a pressão gravitacional.

Estágios finais das estrelas

Buraco negro

Mais de 3Possivelmenteuma supernova

Supergigante vermelha Grande

Estrela neutrônica

Até 3SupernovaSupergigante vermelha Média

Anã brancaAté 1,4Nébula planetária

Gigante vermelha Pequena

FinalO que sobra (em massas solares)

Durante o colapso, a estrela forma:

Ao final do combustível, a estrela se torna:

Tamanho inicial da estrela

Um novo tipo de colapso ocorre e desta vez os elétrons são empurrados para dentro dos núcleos atômicos. Eles se combinam com os prótons, formando novos nêutrons, liberam energia no processo e o núcleo estelar se transforma numa gigantesca bola líquida de nêutrons. Os espaços interatômicos são praticamente eliminados, de modo que os nêutrons se encostam uns nos outros e a densidade desse novo tipo de matéria degenerada salta para a faixa de 1 bilhão de toneladas por centímetro cúbico. Esses corpos celestes são chamados de estrelas neutrônicas. O colapso gravitacional que forma a estrela neutrônica destrói o núcleo estelar de forma assimétrica, isto é, em pontos não necessariamente opostos e com uma seqüência de cataclismas imprevisível. A ejeção de matéria devido a essa compressão final provoca um impulso no núcleo estelar que o lança para fora da nébula planetária que se forma. Por isso muitas estrelas neutrônicas são encontradas fora de sua nébula.

Características das estrelas neutrônicas:

•Degeneração eletrônica rompida pela gravidade. A degeneração é assimétrica.

•Novo ponto de equilíbrio: degeneração neutrônica: eletronsforçados a penetrar o núcleo combinando-se com os protons.

•Densidade de 1 bilhão de toneladas/cm cúbico

As estrelas neutrônicas que se conhece são as pulsares. Pulsares são corpos celestes que emitem ondas de rádio com incrível regularidade, como se fossem faróis de navegação espaciais. A história das pulsares é bastante interessante. Quando se descobriram essas fontes de ondas de rádio, chegou-se a pensar que se tratava de sinais de comunicação provenientes de civilizações extraterrestres. Mas ao analisar esses sinais, constatou-se que não havia nenhuma informação embutida neles. Investigando mais a fundo o que seriam então os sinais, descobriu-se que provinham de corpos celestes relativamente pequenos, com cerca de 30km de diâmetro, gravidade gigantesca, imenso campo magnético e giravam rapidamente. Ora, onde há campo magnético em movimento, o que aparece? Ondas eletromagnéticas. Essas ondas interceptam a Terra com a regularidade da rotação do corpo celeste.

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