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
que 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 15Sge e a
sua companheira, a anã-castanha 15Sge 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 12Km de diâmetro.
Fig.12 – No centro da galáxia M87 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=3GM/c2 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 que 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 =__Mc2__
(1-v2/c2)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