Buraco negro

Imagem direta de um buraco negro supermassivo no núcleo de Messier 87

Simulação animada de um buraco negro de Schwarzschild com uma galáxia passando para trás. Em torno do tempo de alinhamento, a lente gravitacional extrema da galáxia é observada.

Um buraco negro é uma região do espaço-tempo onde a gravidade é tão forte que nada, incluindo luz ou outras ondas eletromagnéticas, tem energia suficiente para escapar de seu horizonte de eventos. A teoria da relatividade geral prevê que uma massa suficientemente compacta pode deformar o espaço-tempo para formar um buraco negro. O limite sem escapatória é chamado de horizonte de eventos. Embora tenha um grande efeito sobre o destino e as circunstâncias de um objeto que o atravessa, não possui características detectáveis localmente de acordo com a relatividade geral. De muitas maneiras, um buraco negro age como um corpo negro ideal, pois não reflete luz. Além disso, a teoria quântica de campos no espaço-tempo curvo prevê que horizontes de eventos emitam radiação Hawking, com o mesmo espectro de um corpo negro de temperatura inversamente proporcional à sua massa. Essa temperatura é da ordem de bilionésimos de kelvin para buracos negros estelares, tornando praticamente impossível a observação direta.

Objetos cujos campos gravitacionais são fortes demais para a luz escapar foram considerados pela primeira vez no século 18 por John Michell e Pierre-Simon Laplace. 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 de "buraco negro" como uma região do espaço da qual nada pode escapar. Os buracos negros foram por muito tempo considerados uma curiosidade matemática; não foi até a década de 1960 que o trabalho teórico mostrou que eles eram uma previsão genérica da relatividade geral. A descoberta de estrelas de nêutrons por Jocelyn Bell Burnell em 1967 despertou o interesse em objetos compactos em colapso gravitacional como uma possível realidade astrofísica. O primeiro buraco negro conhecido foi Cygnus X-1, identificado por vários pesquisadores independentemente em 1971.

Buracos negros de massa estelar se formam quando estrelas massivas colapsam no final de seu ciclo de vida. Após a formação de um buraco negro, ele pode crescer absorvendo massa de seus arredores. Buracos negros supermassivos de milhões de massas solares (M_☉) podem se formar absorvendo outras estrelas e se fundindo com outros buracos negros. Há um 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 em um buraco negro pode formar um disco de acreção externo aquecido por fricção, formando quasares, alguns dos objetos mais brilhantes do universo. As estrelas que passam muito perto de um buraco negro supermassivo podem ser fragmentadas em flâmulas que brilham intensamente antes de serem "engolidas". Se outras estrelas estiverem orbitando um buraco negro, suas órbitas podem 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 astrônomos identificaram numerosos candidatos a buracos negros estelares em sistemas binários e estabeleceram que a fonte de rádio conhecida como Sagitário A*, no núcleo da Via Láctea, contém um buraco negro supermassivo de cerca de 4,3 milhões de massas solares.

História

Vista simulada de um buraco negro em frente à Grande Nuvem Magalhães. Observe o efeito de lente gravitacional, que produz duas visões ampliadas mas altamente distorcidas da Nuvem. No topo, o disco da Via Láctea aparece distorcido em um arco. Publicado em 2019.

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 presumiam que tal corpo poderia ter o mesmo densidade do Sol, e concluiu que um se formaria quando o diâmetro de uma estrela excedesse o do Sol por um fator de 500, e sua velocidade de escape superficial excedesse a velocidade normal da luz. Michell se referiu a esses corpos como estrelas escuras. Ele observou corretamente que tais corpos supermassivos, mas não radiantes, podem ser detectados por meio de seus efeitos gravitacionais em corpos visíveis próximos. Os estudiosos da época ficaram inicialmente entusiasmados com a proposta de que gigantes, mas invisíveis, 'estrelas negras' pode estar escondido à vista de todos, mas o entusiasmo diminuiu quando a natureza ondulatória da luz se tornou aparente no início do século XIX, como se a luz fosse uma onda em vez de uma partícula, não estava claro o que, se houver, influência da gravidade teria em escapar da luz ondas.

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 voltando para a estrela em queda livre 39;s superfície.

Relatividade geral

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 descrevem o campo gravitacional de uma massa pontual e uma massa esférica. Alguns 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. Essa 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 se tornaram infinitos. A natureza dessa 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 coordenada não física. Arthur Eddington, no entanto, comentou sobre a possibilidade de uma estrela com massa comprimida no 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 "um estrela de 250 milhões de km de raio não poderia ter uma densidade tão alta quanto o Sol. Em primeiro lugar, a força da gravidade 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 fora (isto é, em lugar nenhum)."

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 chamada 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. Eles estavam parcialmente corretos: uma anã branca ligeiramente mais massiva que o limite de Chandrasekhar entrará em colapso em uma estrela de nêutrons, que é 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 algumas estrelas do colapso para buracos negros. Seus cálculos originais, baseados no princípio de exclusão de Pauli, deram-no como 0,7 M_☉; a consideração subsequente da repulsão nêutron-nêutron mediada pela força forte elevou a estimativa para aproximadamente 1,5 M_☉ para 3,0 M_☉. 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_☉.

Oppenheimer e seus co-autores interpretaram a singularidade no limite do raio de Schwarzschild como indicando 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 infalíveis. Por causa dessa 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 seu colapso a leva ao raio de Schwarzschild.

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". Isso não contradiz estritamente os resultados de Oppenheimer, mas os estende para incluir o ponto de vista de observadores infalíveis. A solução de Finkelstein estendeu a solução de Schwarzschild para o futuro de observadores caindo em um buraco negro. Uma extensão completa já havia sido encontrada por Martin Kruskal, que foi instado a publicá-la.

Esses resultados surgiram no início da era de ouro da relatividade geral, que foi marcada pela relatividade geral e pelos buracos negros que se tornaram os principais temas de pesquisa. Este processo foi auxiliado pela descoberta de pulsares por Jocelyn Bell Burnell em 1967, que, em 1969, demonstrou ser estrelas de nêutrons em rápida rotação. Até então, as estrelas de nêutrons, assim como os buracos negros, eram consideradas apenas curiosidades teóricas; mas a descoberta dos pulsares mostrou sua relevância física e estimulou um maior interesse em todos os tipos de objetos compactos que podem ser formados por colapso gravitacional.

Nesse período, soluções mais gerais de buracos negros foram encontradas. 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 é eletricamente carregado. Através do trabalho de Werner Israel, Brandon Carter e David Robinson, surgiu o teorema sem cabelo, afirmando que uma solução estacionária de buraco negro é completamente descrita pelos três parâmetros da métrica de Kerr-Newman: massa, momento angular e carga elétrica.

A princípio, suspeitou-se que as características estranhas das soluções dos buracos negros fossem artefatos patológicos das condições de simetria impostas, e que as singularidades não apareceriam em situações genéricas. Essa visão foi defendida em particular por Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov e Evgeny Lifshitz, que tentaram provar que nenhuma singularidade aparece em soluções genéricas. No entanto, no final dos anos 1960, Roger Penrose e Stephen Hawking usaram técnicas globais para provar que as singularidades aparecem genericamente. Por este trabalho, Penrose recebeu metade do Prêmio Nobel de Física de 2020, Hawking tendo morrido em 2018. Com base em observações em Greenwich e Toronto no início dos anos 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.

O trabalho de James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter e Hawking no início dos anos 1970 levou à formulação da termodinâmica do buraco negro. 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 devem irradiar como um corpo negro com uma temperatura proporcional à gravidade da superfície do buraco negro, prevendo o efeito agora conhecido como radiação de Hawking.

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 buracos negros. Em 10 de abril de 2019, a primeira imagem direta de um buraco negro e sua vizinhança foi publicada, após observações feitas pelo Event Horizon Telescope (EHT) em 2017 do buraco negro supermassivo no centro galáctico de Messier 87. A partir de 2021, o corpo conhecido mais próximo que se pensa ser um buraco negro está 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, acredita-se que existam centenas de milhões, a maioria dos quais são solitários e não causam emissão de radiação. Portanto, eles só seriam detectáveis por lentes gravitacionais.

Etimologia

John Michell usou o termo "estrela negra" em uma carta de novembro de 1783 para Henry Cavendish, e no início do século 20, os físicos usaram o termo "objeto em colapso gravitacional". A escritora de ciência Marcia Bartusiak traça o termo "buraco negro" ao físico Robert H. Dicke, que no início dos anos 1960 supostamente comparou o fenômeno ao Buraco Negro de Calcutá, notório como uma prisão onde as pessoas entravam, mas nunca saíam com vida.

O termo "buraco negro" foi usado impresso pelas revistas Life e Science News em 1963, e pela jornalista científica Ann Ewing em seu artigo "'Buracos negros' in Space', datado de 18 de janeiro de 1964, que foi um relatório sobre uma reunião da Associação Americana para o Avanço da Ciência realizada em Cleveland, Ohio.

Em dezembro de 1967, um estudante supostamente sugeriu a frase "buraco negro" em uma palestra de John Wheeler; Wheeler adotou o termo por sua brevidade e "valor publicitário", e rapidamente pegou, levando alguns a creditar a Wheeler a criação da frase.

Propriedades e estrutura

Ilustração simples de um buraco negro não-spinning

Representação artística de um buraco negro e suas características

O teorema no-hair postula que, uma vez que atinge uma condição estável após a formação, um buraco negro tem apenas três propriedades físicas independentes: massa, carga elétrica e momento angular; o buraco negro é de outra forma sem características. Se a conjectura for verdadeira, quaisquer dois buracos negros que compartilham os mesmos valores para essas 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.

Essas propriedades são especiais porque são visíveis de fora de um buraco negro. Por exemplo, um buraco negro carregado repele outras cargas iguais 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. Da mesma forma, o momento angular (ou spin) pode ser medido de longe usando o arrasto de quadro pelo campo gravitomagnético, através, por exemplo, do efeito Lense-Thirring.

Quando um objeto cai em um buraco negro, qualquer informação sobre a forma do objeto ou 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 bastante análogo ao de uma membrana elástica condutora com fricção e resistência elétrica - o paradigma da membrana. Isso é diferente de outras teorias de campo, como o eletromagnetismo, que não possuem 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 aconteceu. inclui todas as quantidades que não podem ser medidas longe do horizonte do buraco negro, incluindo números quânticos aproximadamente conservados, como o número total de bárions e o número de léptons. Esse comportamento é tão intrigante que foi chamado de paradoxo da perda de informação do buraco negro.

Dilação de 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 freqüentemente chamados de buracos negros de Schwarzschild em homenagem a Karl Schwarzschild, que descobriu essa solução em 1916. De acordo com o teorema de Birkhoff, é a única solução de vácuo que é esfericamente simétrica. Isso significa que não há diferença observável à distância entre o campo gravitacional de tal buraco negro e o de qualquer outro objeto esférico da mesma massa. A noção popular de um buraco negro "sugando tudo" em seus arredores é, portanto, correto apenas perto do horizonte de um buraco negro; longe, o campo gravitacional externo é idêntico ao de qualquer outro corpo da mesma massa.

Também existem soluções que descrevem buracos negros mais gerais. Buracos negros carregados não rotativos são descritos pela métrica de Reissner-Nordström, enquanto a métrica de 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.

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

Q24D D ε ε 0+c2JJ2GM2≤ ≤ GM2{displaystyle {frac {Q^{2}}{4pi epsilon _{0}}}+{frac {c^{2}J^{2}}{GM^{2}}}leq GM^{2}}

para um buraco negro de massa M. Buracos negros com a massa mínima possível satisfazendo essa desigualdade são chamados de extremais. Existem soluções das equações de Einstein que violam essa desigualdade, mas não possuem um horizonte de eventos. Essas soluções têm as chamadas singularidades nuas que podem ser observadas de fora e, portanto, são consideradas não físicas. A hipótese da censura cósmica descarta a formação de tais singularidades, quando elas são criadas através do colapso gravitacional da matéria realista. Isso é suportado por simulações numéricas.

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 que a rotação seja uma característica universal de objetos astrofísicos compactos. A fonte binária de raios-X candidata a buraco negro GRS 1915+105 parece ter um momento angular próximo ao valor máximo permitido. Esse limite não cobrado é

JJ≤ ≤ GM2c,Não. Jleq {GM^{2}}{c}},}

permitindo a definição de um parâmetro de rotação adimensional tal que

0≤ ≤ cJJGM2≤ ≤ 1.{displaystyle 0leq {frac} {cJ}{GM^{2}}}leq 1.

Os buracos negros são comumente classificados de acordo com sua massa, independente do momento angular, J. O tamanho de um buraco negro, conforme determinado pelo raio do horizonte de eventos, ou raio de Schwarzschild, é proporcional à massa, M, através

RS= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =2GMc2? ? 2.95MM⊙ ⊙ km,{displaystyle r_{mathrm {s} }={frac {2GM}{c^{2}}}approx 2.95,{frac {M}{M_{odot }}}~mathrm {km,} }

onde r_s é o raio de Schwarzschild e M_☉ é a massa do Sol. Para um buraco negro com rotação diferente de zero e/ou carga elétrica, o raio é menor, até que um buraco negro extremo possa ter um horizonte de eventos próximo a

R+= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =GMc2.O que é isso? {+}={frac {GM}{c^{2}}}}}

Horizonte de eventos

Longe do buraco negro, uma partícula pode mover-se em qualquer direção, como ilustrado pelo conjunto de flechas. É restrito apenas pela velocidade da luz.

Mais perto do buraco negro, o espaço-tempo começa a deformar. Há mais caminhos que vão para o buraco negro do que caminhos que se afastam.

Dentro do horizonte de eventos, todos os caminhos aproximam a partícula do centro do buraco negro. Já não é possível que a partícula escape.

A característica definidora de um buraco negro é a aparência de um horizonte de eventos - um limite no espaço-tempo através do qual a matéria e a luz podem passar apenas para dentro em direção à massa do buraco negro. Nada, nem mesmo a luz, pode escapar de dentro do horizonte de eventos. O horizonte de eventos é referido como tal porque se um evento ocorrer dentro do limite, as informações desse evento não podem chegar a um observador externo, tornando impossível determinar se tal evento ocorreu.

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. No horizonte de eventos de um buraco negro, essa deformação se torna tão forte que não há caminhos que se afastem do buraco negro.

Para um observador distante, os relógios perto de um buraco negro parecem funcionar mais lentamente do que aqueles mais distantes do buraco negro. Devido a esse efeito, conhecido como dilatação gravitacional do tempo, um objeto caindo em um buraco negro parece desacelerar à medida que se aproxima do horizonte de eventos, levando um tempo infinito para alcançá-lo. Ao mesmo tempo, todos os processos neste objeto desaceleram, 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. Eventualmente, o objeto caindo desaparece até que não possa mais ser visto. Normalmente, esse processo acontece muito rapidamente com um objeto desaparecendo de vista em menos de um segundo.

Por outro lado, observadores indestrutíveis caindo em um buraco negro não percebem nenhum desses efeitos ao cruzarem o horizonte de eventos. De acordo com seus próprios relógios, que lhes parecem funcionar normalmente, eles cruzam o horizonte de eventos após um tempo finito sem notar nenhum 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.

A topologia do horizonte de eventos de um buraco negro em equilíbrio é sempre esférica. 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.

Singularidade

No centro de um buraco negro, conforme descrito pela relatividade geral, pode estar uma singularidade gravitacional, uma região onde a curvatura do espaço-tempo se torna infinita. 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 de anel que se encontra no plano de rotação. 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. A região singular pode, portanto, ser considerada como tendo densidade infinita.

Os observadores que caem em um buraco negro de Schwarzschild (ou seja, sem rotação e sem carga) não podem evitar ser carregados para a singularidade quando cruzam o horizonte de eventos. Eles podem prolongar a experiência acelerando para desacelerar a descida, mas apenas até um limite. Quando atingem a singularidade, são esmagados até a densidade infinita e sua massa é adicionada ao total do buraco negro. Antes que isso aconteça, eles terão sido dilacerados pelas crescentes forças das marés em um processo às vezes chamado de espaguetificação ou "efeito macarrão".

No caso de um buraco negro carregado (Reissner–Nordström) ou rotativo (Kerr), é possível evitar a singularidade. Estender essas soluções o máximo 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. A possibilidade de viajar para outro universo é, no entanto, apenas teórica, pois qualquer perturbação destruiria essa possibilidade. Também parece ser possível seguir curvas temporais fechadas (retornando ao próprio passado) em torno da singularidade de Kerr, o que leva a problemas de causalidade como o paradoxo do avô. Espera-se que nenhum desses efeitos peculiares sobreviva em um tratamento quântico adequado de buracos negros rotativos e carregados.

O aparecimento de singularidades na relatividade geral é comumente percebido como um sinal do colapso da teoria. Essa quebra, 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 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 nenhuma singularidade.

Esfera de fótons

A esfera de fótons é um limite esférico de espessura zero em que os fótons que se movem tangente a essa esfera seriam presos em uma órbita circular ao redor 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 uma partícula de matéria em queda, causaria uma instabilidade que aumentaria com o tempo, colocando o fóton em uma trajetória externa, fazendo com que ele escapasse do buraco negro, ou em uma trajetória interna. espiral onde acabaria cruzando o horizonte de eventos.

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 atinja um observador externo da esfera de fótons deve ter sido emitida por objetos entre a esfera de fótons e o horizonte de eventos. 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 prograda (o fóton gira no mesmo sentido da rotação do buraco negro) ou retrógrada.

Ergosfera

A ergosfera é uma região fora do horizonte de eventos, onde os objetos não podem permanecer no lugar.

Os buracos negros em rotação estão rodeados por uma região do espaço-tempo em que é impossível ficar parado, chamada ergosfera. Este é o resultado de um processo conhecido como frame-dragging; a relatividade geral prevê que qualquer massa em rotação tenderá a "arrastar" ao longo do espaço-tempo imediatamente ao seu redor. Qualquer objeto próximo à massa em rotação tenderá a começar a se mover na direção da rotação. Para um buraco negro em rotação, esse efeito é tão forte perto do horizonte de eventos que um objeto teria que se mover mais rápido que a velocidade da luz na direção oposta para ficar parado.

A ergosfera de um buraco negro é um volume limitado pelo horizonte de eventos do buraco negro e a ergosuperfície, que coincide com o horizonte de eventos nos pólos, mas está a uma distância muito maior ao redor do equador.

Os objetos e a radiação podem escapar normalmente da ergosfera. Através do processo de Penrose, os objetos podem emergir da ergosfera com mais energia do que quando entraram. A energia extra é retirada da energia rotacional do buraco negro. Assim, a rotação do buraco negro diminui. Uma variação do processo Penrose na presença de fortes campos magnéticos, o processo Blandford-Znajek é considerado um mecanismo provável para a enorme luminosidade e jatos relativísticos de quasares e outros núcleos galácticos ativos.

Órbita circular estável mais interna (ISCO)

Na gravidade newtoniana, as partículas de teste podem orbitar de forma estável a distâncias arbitrárias de um objeto central. Na relatividade geral, no entanto, existe uma órbita circular estável mais interna (muitas vezes chamada de ISCO), para a qual qualquer perturbação infinitesimal para dentro de uma órbita circular levará à espiral no buraco negro, e quaisquer perturbações externas, dependendo da energia, resultar em espiralar, orbitar de forma estável entre apastron e periastro, ou escapar para o infinito. A localização do ISCO depende do spin do buraco negro, no caso de um buraco negro de Schwarzschild (spin zero) é:

REu...SCO= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =3RS= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =6GMc2,{displaystyle r_{rm {ISCO}}=3,r_{s}={frac {6,GM}{c^{2}}},}

e diminui com o aumento da rotação do buraco negro para partículas que orbitam na mesma direção que a rotação.

Formação e evolução

Dado o caráter bizarro dos buracos negros, por muito tempo se questionou se tais objetos poderiam realmente existir na natureza ou se eram apenas soluções patológicas para as equações de Einstein. O próprio Einstein pensou erroneamente que os buracos negros não se formariam, porque ele sustentava que o momento angular das partículas em colapso estabilizaria seu movimento em algum raio. Isso levou a comunidade da relatividade geral a rejeitar todos os resultados em contrário por muitos anos. No entanto, uma minoria de relativistas continuou a afirmar que os buracos negros eram objetos físicos e, no final da década de 1960, eles persuadiram a maioria dos pesquisadores da área de que não há obstáculo para a formação de um horizonte de eventos.

Penrose demonstrou que uma vez que um horizonte de eventos se forma, a relatividade geral sem a mecânica quântica requer que uma singularidade se forme dentro dele. Pouco tempo depois, Hawking mostrou que muitas soluções cosmológicas que descrevem o Big Bang possuem singularidades sem campos escalares ou outra matéria exótica. A solução de Kerr, o teorema sem cabelo e as leis da termodinâmica dos buracos negros mostraram que as propriedades físicas dos buracos negros eram simples e compreensíveis, tornando-os assuntos respeitáveis para pesquisa. Os buracos negros convencionais são formados pelo colapso gravitacional de objetos pesados, como estrelas, mas também podem, em teoria, ser formados por outros processos.

Colapso gravitacional

A nuvem de gás a ser rasgada por buraco negro no centro da Via Láctea (observações de 2006, 2010 e 2013 são mostradas em azul, verde e vermelho, respectivamente).

O colapso gravitacional ocorre quando a pressão interna de um objeto é insuficiente para resistir à própria gravidade do objeto. Para estrelas, isso geralmente ocorre porque uma estrela tem muito pouco "combustível" deixou de manter sua temperatura por meio da nucleossíntese estelar, ou porque uma estrela que seria estável recebe matéria extra de uma maneira que não aumenta sua temperatura central. Em ambos os casos, a temperatura da estrela não é mais alta o suficiente para evitar que ela desmorone sob seu próprio peso. O colapso pode ser interrompido pela pressão de degeneração dos constituintes da estrela, permitindo a condensação da matéria em um estado exótico mais denso. O resultado é um dos vários tipos de estrela compacta. O tipo que se forma depende da massa do remanescente da estrela original deixada se as camadas externas forem expelidas (por exemplo, em uma supernova Tipo II). A massa do remanescente, o objeto colapsado que sobrevive à explosão, pode ser substancialmente menor que a da estrela original. Os remanescentes que excedem 5 M_☉ são produzidos por estrelas que tinham mais de 20 M_☉ antes do colapso.

Se a massa do remanescente exceder cerca de 3–4 M_☉ (o limite de Tolman–Oppenheimer–Volkoff), seja porque a estrela original era muito pesada ou porque o remanescente coletou massa adicional por meio da acreção de matéria, mesmo a pressão de degeneração dos nêutrons é insuficiente para impedir o colapso. Nenhum mecanismo conhecido (exceto possivelmente a pressão de degeneração do quark) é poderoso o suficiente para parar a implosão e o objeto irá inevitavelmente entrar em colapso para formar um buraco negro.

A impressão do artista de semente de buraco negro supermassivo

O colapso gravitacional de estrelas pesadas é considerado responsável pela formação de buracos negros de massa estelar. A formação de estrelas no universo inicial pode ter resultado em estrelas muito massivas, que em seu colapso teria produzido buracos negros de até 10³M_?. Estes buracos negros podem ser as sementes dos buracos negros supermassivos encontrados nos centros da maioria das galáxias. Foi sugerido ainda que enormes buracos negros com massas típicas de ~10⁵M_? poderia ter formado a partir do colapso direto das nuvens de gás no jovem universo. Estes objetos maciços foram propostos como as sementes que eventualmente formaram os primeiros quasars observados já em redshift zangão.∼ ∼ 7{displaystyle zsim 7}. Alguns candidatos a tais objetos foram encontrados em observações do jovem universo.

Embora a maior parte da energia liberada durante o colapso gravitacional seja emitida muito rapidamente, um observador externo não consegue ver o fim desse processo. Mesmo que o colapso leve uma quantidade finita de tempo a partir do referencial da matéria em queda, um observador distante veria o material em queda desacelerar e parar logo acima do horizonte de eventos, devido à dilatação gravitacional do tempo. A luz do material em colapso leva cada vez mais tempo para chegar ao observador, com a luz emitida pouco antes das formas do horizonte de eventos atrasadas por uma quantidade infinita de tempo. Assim, o observador externo nunca vê a formação do horizonte de eventos; em vez disso, o material em colapso parece ficar mais escuro e cada vez mais deslocado para o vermelho, eventualmente desaparecendo.

Buracos negros primordiais e o Big Bang

O colapso gravitacional requer grande densidade. Na época atual do universo, essas altas densidades são encontradas apenas em estrelas, mas no universo inicial logo após as densidades do Big Bang serem muito maiores, possivelmente permitindo a criação de buracos negros. Só a alta densidade não é suficiente para permitir a formação de buracos negros, uma vez que uma distribuição de massa uniforme não permitirá que a massa se acumule. Para que buracos negros primordiais tenham se formado em um meio tão denso, deve haver perturbações de densidade inicial que poderiam então crescer sob sua própria gravidade. Diferentes modelos para o universo inicial variam amplamente em suas previsões da escala dessas flutuações. Vários modelos predizem a criação de buracos negros primordiais que variam em tamanho de uma massa Planck (mP= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =? ? c/GNão. m_{P}={sqrt {hbar c/G}}} ? 1.2.×10.¹⁹GeV/c2 ? 2.2×10.^-8kg) a centenas de milhares de massas solares.

Apesar do universo primitivo ser extremamente denso, ele não voltou a colapsar em um buraco negro durante o Big Bang, pois a taxa de expansão foi maior que a atração. Seguindo a teoria da inflação, houve uma gravitação repulsiva líquida no início até o final da inflação. Desde então, o fluxo do Hubble foi retardado pela densidade de energia do universo.

Modelos para o colapso gravitacional de objetos de tamanho relativamente constante, como estrelas, não se aplicam necessariamente da mesma maneira ao espaço em rápida expansão, como o Big Bang.

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 podem ser formados em colisões de alta energia que atingem densidade suficiente. A partir de 2002, nenhum desses eventos foi detectado, direta ou indiretamente como uma deficiência do balanço de massa em experimentos de aceleradores de partículas. Isso sugere que deve haver um limite inferior para a massa dos buracos negros. Teoricamente, espera-se que esse limite esteja em torno da massa de Planck, onde se espera que os efeitos quânticos invalidem as previsões da relatividade geral. Isso colocaria a criação de buracos negros fora do alcance de qualquer processo de alta energia ocorrendo na Terra ou perto dela. No entanto, certos desenvolvimentos na gravidade quântica sugerem que a massa mínima do buraco negro pode ser muito menor: alguns cenários de braneworld, por exemplo, colocam o limite tão baixo quanto 1 TeV/c². Isso 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. Essas teorias são muito especulativas, e a criação de buracos negros nesses processos é considerada improvável por muitos especialistas. Mesmo que microburacos negros possam ser formados, espera-se que eles evaporem em cerca de 10⁻²⁵ segundos, não representando nenhuma ameaça para a Terra.

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 de seus arredores. Este processo de crescimento é uma possível maneira pela qual alguns buracos negros supermassivos podem ter sido formados, embora a formação de buracos negros supermassivos ainda seja um campo aberto de pesquisa. Um processo semelhante foi sugerido para a formação de buracos negros de massa intermediária encontrados em aglomerados globulares. Os buracos negros também podem se fundir com outros objetos, como estrelas ou até outros buracos negros. Acredita-se que isso tenha sido importante, especialmente no crescimento inicial de buracos negros supermassivos, que podem ter se formado a partir da agregação de muitos objetos menores. O processo também foi proposto como a origem de alguns buracos negros de massa intermediária.

Evaporação

Em 1974, Hawking previu que os buracos negros não são totalmente negros, mas emitem pequenas quantidades de radiação térmica a uma temperatura ℏc³/(8πGMkB); esse efeito ficou conhecido como radiação Hawking. Aplicando a teoria quântica de campos a um fundo estático de 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 por meio de várias abordagens. Se a teoria de Hawking sobre a radiação dos buracos negros estiver correta, espera-se que os buracos negros encolham e evaporem com o tempo, à medida que perdem massa pela emissão de fótons e outras partículas. A temperatura deste espectro térmico (temperatura de Hawking) é proporcional à gravidade da superfície do buraco negro, que, para um buraco negro de Schwarzschild, é inversamente proporcional à massa. Portanto, grandes buracos negros emitem menos radiação do que pequenos buracos negros.

Um buraco negro estelar de 1 M_☉ tem uma temperatura Hawking de 62 nanokelvins. Isso é muito menor que a temperatura de 2,7 K da radiação cósmica de fundo em micro-ondas. Os 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. Para ter uma temperatura de Hawking maior que 2,7 K (e poder evaporar), um buraco negro precisaria de uma massa menor que a Lua. Tal buraco negro teria um diâmetro inferior a um décimo de milímetro.

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, durante o qual teria brevemente uma luminosidade de mais de 200 vezes a do buraco negro Sol. Espera-se que buracos negros de massa menor 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 possam hipoteticamente tornar um buraco negro tão pequeno estável, embora os desenvolvimentos atuais na gravidade quântica não indiquem que esse seja o caso.

Prevê-se que a radiação Hawking para um buraco negro astrofísico seja muito fraca e, portanto, seria extremamente difícil de detectar da Terra. Uma possível exceção, no entanto, é a explosão de raios gama emitida no último estágio da evaporação dos buracos negros primordiais. As buscas por tais flashes não tiveram sucesso e fornecem limites rigorosos sobre a possibilidade da existência de buracos negros primordiais de baixa massa. O Telescópio Espacial de Raios Gama Fermi da NASA, lançado em 2008, continuará a busca por esses flashes.

Se os buracos negros evaporarem através da radiação de Hawking, um buraco negro de massa solar irá evaporar (começando quando a temperatura da micro-ondas cósmica de fundo cair abaixo da temperatura do buraco negro) durante um período de 10⁶⁴ anos. Um buraco negro supermassivo com massa de 10¹¹ M _☉ evaporará em cerca de 2×10¹⁰⁰ anos. 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 em uma escala de tempo de até 10¹⁰⁶ anos.

Evidências observacionais

Por natureza, os buracos negros não emitem nenhuma radiação eletromagnética além da hipotética radiação de Hawking, então os astrofísicos que procuram por buracos negros geralmente devem confiar em observações indiretas. Por exemplo, a existência de um buraco negro às vezes pode ser inferida observando sua influência gravitacional em seus arredores.

Em 10 de abril de 2019, foi divulgada uma imagem de um buraco negro, que é ampliado porque os caminhos de luz perto do horizonte de eventos são altamente curvados. A sombra escura no meio resulta de caminhos de luz absorvidos pelo buraco negro. A imagem está em cores falsas, pois o halo de luz detectado nesta imagem não está no espectro visível, mas sim nas ondas de rádio.

A impressão do artista do buraco negro mais próximo da Terra e sua estrela companheira do Sol

A impressão deste artista retrata os caminhos dos fótons nas proximidades de um buraco negro. A flexão gravitacional e a captura da luz pelo horizonte de eventos é a causa da sombra capturada pelo Telescópio Event Horizon.

O Event Horizon Telescope (EHT) é um programa ativo que observa diretamente o ambiente imediato dos buracos negros. horizontes de eventos, 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. "Ao todo, oito observatórios de rádio em seis montanhas e quatro continentes observaram a galáxia em Virgem durante 10 dias em abril de 2017" para fornecer os dados que produziram a imagem em abril de 2019. 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 acima mencionada. O que é visível não é o buraco negro - que aparece como preto devido à perda de toda a luz nessa região escura. Em vez disso, são os gases na borda do horizonte de eventos (exibidos em laranja ou vermelho) que definem o buraco negro.

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 geração de imagens para Sagittarius A*, que é mais de mil vezes menor e menos massivo que M87*, foi significativamente mais complexo devido à instabilidade de seus arredores. 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.

O brilho deste material no 'fundo' Acredita-se que metade da imagem EHT processada seja causada por radiação Doppler, em que 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, esse 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 centrífugamente a imensa atração gravitacional do 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. 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 do EHT foi criada quando a luz emitida pelo lado mais distante do disco de acreção se curvou em torno da gravidade do buraco negro e escapou, o que significa que a maioria das perspectivas possíveis em M87 * pode veja 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 de suas propriedades. As linhas de campo que passam pelo disco de acreção eram uma mistura complexa de ordenadas e emaranhadas. Estudos teóricos de buracos negros previram a existência de campos magnéticos.

Aparência predicada de um buraco negro não-rotante com anel toroidal de matéria ionizada, como foi proposto como um modelo para Sagitário A*. A assimetria é devido ao efeito Doppler resultante da enorme velocidade orbital necessária para o equilíbrio centrífugo da poderosa atração gravitacional do buraco.

Detecção de ondas gravitacionais de 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 era 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. Esta observação fornece a evidência mais concreta da existência de buracos negros até o momento. Por exemplo, o sinal da onda gravitacional sugere que a separação dos dois objetos antes da fusão era de apenas 350 km (ou aproximadamente 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.

Mais importante, 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 maneira mais direta de observar um buraco negro. Do sinal do LIGO é possível extrair a frequência e o tempo de amortecimento do modo dominante do ringdown. A partir deles, é possível inferir a massa e o momento angular do objeto final, que correspondem a previsões independentes de simulações numéricas da fusão. A frequência e o tempo de decaimento do modo dominante são determinados pela geometria da esfera de fótons. Assim, a observação deste modo confirma a presença de uma esfera de fótons; no entanto, não pode excluir possíveis alternativas exóticas para buracos negros que são compactos o suficiente para ter uma esfera de fótons.

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.

Desde então, muitos outros eventos de ondas gravitacionais foram observados.

Movimentos próprios das estrelas orbitando Sagitário A*

Os movimentos próprios das estrelas perto do centro da nossa própria Via Láctea fornecem fortes evidências observacionais de que essas estrelas estão orbitando um buraco negro supermassivo. Desde 1995, os astrônomos têm rastreado os movimentos de 90 estrelas orbitando um objeto invisível coincidente com a fonte de rádio Sagitário A*. Ajustando seus movimentos às órbitas Keplerianas, os astrônomos conseguiram inferir, em 1998, que um 2,6×10⁶ M_☉ o objeto deve estar contido em um volume com um raio de 0,02 anos-luz para causar os movimentos dessas estrelas. Desde então, uma das estrelas – chamada S2 – completou uma órbita completa. A partir dos dados orbitais, os astrônomos conseguiram refinar os cálculos da massa para 4,3×10⁶ M_☉ e um raio de menos de 0,002 anos-luz para o objeto que causa o movimento orbital dessas estrelas. O limite superior do tamanho do objeto ainda é muito grande para testar se ele é menor que o raio de Schwarzschild; no entanto, essas observações sugerem fortemente que o objeto central é um buraco negro supermassivo, pois não há outros cenários plausíveis para confinar tanta massa invisível em um volume tão pequeno. Além disso, há algumas evidências observacionais de que esse objeto pode possuir um horizonte de eventos, uma característica exclusiva dos buracos negros.

Acreção de matéria

Buraco preto com corona, fonte de raio-X (conceito do artista)

Devido à conservação do momento angular, o gás que cai no poço gravitacional criado por um objeto massivo normalmente forma uma estrutura semelhante a um disco ao redor do objeto. Artistas' impressões como a representação acompanhante de um buraco negro com corona geralmente retratam o buraco negro como se fosse um corpo de espaço plano escondendo a parte do disco logo atrás dele, mas na realidade as lentes gravitacionais distorceriam muito a imagem do disco de acreção.

A NASA simulava visão de fora do horizonte de um buraco negro Schwarzschild iluminado por um disco de acreção fina.

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 energia potencial e aumentando a temperatura do gás.

Blurring de raios-X perto de buraco negro (NuSTAR; 12 de agosto de 2014)

Quando o objeto de acreção é uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, o gás no disco de acreção interno orbita em 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). Essas fontes brilhantes de raios-X podem ser detectadas por telescópios. Este processo de acreção é um dos processos de produção de energia mais eficientes conhecidos; até 40% da massa restante do material acretado pode ser emitida como radiação. (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 jatos relativísticos emitidos ao longo dos pólos, que transportam grande parte da energia. O mecanismo para a criação desses jatos não é bem compreendido, em parte devido a dados insuficientes.

Como tal, muitos dos fenômenos mais energéticos do universo foram atribuídos ao acúmulo de matéria em buracos negros. Em particular, acredita-se que núcleos galácticos ativos e quasares sejam os discos de acreção de buracos negros supermassivos. 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 acumulando matéria de sua companheira. Também foi sugerido que algumas fontes ultraluminosas de raios X podem ser discos de acreção de buracos negros de massa intermediária.

Em novembro de 2011, foi relatada a primeira observação direta de um disco de acreção quasar em torno de um buraco negro supermassivo.

Binários de raios X

Uma imagem do Observatório Chandra X-Ray de Cygnus X-1, que foi o primeiro candidato de buraco negro forte descoberto

Os 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 que essas emissões de raios-X resultem geralmente quando uma das estrelas (objeto compacto) acumula 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.

Se tal sistema emite sinais que podem ser rastreados diretamente até o objeto compacto, não pode ser um buraco negro. A ausência de tal sinal, no entanto, não exclui a possibilidade de que o objeto compacto seja uma estrela de nêutrons. Ao estudar a estrela companheira, muitas vezes é possível obter os parâmetros orbitais do sistema e obter uma estimativa da massa do objeto compacto. Se for muito maior que o limite 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 é esperado que seja um buraco negro.

O primeiro forte candidato a um buraco negro, Cygnus X-1, foi descoberto desta forma por Charles Thomas Bolton, Louise Webster e Paul Murdin em 1972. Algumas dúvidas, no entanto, permaneceram devido às incertezas que resultam do estrela companheira sendo muito mais pesada que o candidato a buraco negro. Atualmente, os melhores candidatos a buracos negros são encontrados em uma classe de binários de raios-X chamados transientes de raios-X suaves. Nesta classe de sistema, a estrela companheira é de massa relativamente baixa, permitindo estimativas mais precisas da massa do buraco negro. Além disso, esses sistemas emitem raios-X ativamente por apenas alguns meses, uma vez a cada 10 a 50 anos. Durante o período de baixa emissão de raios-X (chamado quiescência), o disco de acreção é extremamente fraco, permitindo a observação detalhada da estrela companheira durante este período. Um dos melhores candidatos é o V404 Cygni.

Oscilações quase periódicas

As emissões de raios-X dos discos de acreção às vezes piscam em certas frequências. Esses sinais são chamados de oscilações quase periódicas e acredita-se que sejam causados pelo movimento do material ao longo da borda interna do disco de acreção (a órbita circular estável mais interna). Como tal, sua frequência está ligada à massa do objeto compacto. Eles podem, portanto, ser usados como uma forma alternativa de determinar a massa de buracos negros candidatos.

Núcleos galácticos

Ondas magnéticas, chamadas ondas Alfvén S, fluxo da base de jatos de buraco negro.

Os astrônomos usam o termo "galáxia ativa" para descrever galáxias com características incomuns, como emissão de linha espectral incomum e emissão de rádio muito forte. Estudos teóricos e observacionais mostraram que a atividade nesses núcleos galácticos ativos (AGN) pode ser explicada pela presença de buracos negros supermassivos, que podem ser milhões de vezes mais massivos que os estelares. Os modelos desses AGN consistem em um buraco negro central que pode ser milhões ou bilhões de vezes mais massivo que o Sol; um disco de gás e poeira interestelar chamado disco de acreção; e dois jatos perpendiculares ao disco de acreção.

Detecção de raios X invulgarmente brilhantes de Sagitário A*, um buraco negro no centro da galáxia Via Láctea em 5Janeiro 2015

Embora se espere que buracos negros supermassivos sejam encontrados na maioria dos AGN, apenas algumas galáxias podem ser encontradas. os núcleos foram estudados com mais cuidado nas tentativas de identificar e medir as massas reais dos candidatos a buracos negros supermassivos centrais. Algumas das galáxias mais notáveis com candidatos a buracos negros supermassivos incluem a Galáxia de Andrômeda, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, NGC 4889, NGC 1277, OJ 287, APM 08279+5255 e a Galáxia do Sombrero.

Agora é amplamente aceito que o centro de quase todas as galáxias, não apenas as ativas, contém um buraco negro supermassivo. 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.

Simulação da nuvem de gás após aproximação próxima ao buraco negro no centro da Via Láctea.

Microlentes

Outra maneira de testar a natureza do buraco negro de um objeto é através da observação dos efeitos causados por um forte campo gravitacional em sua vizinhança. Um desses efeitos é a lente gravitacional: 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 por uma lente óptica. Observações foram feitas 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.

Outra possibilidade de observar lentes gravitacionais por um buraco negro seria observar estrelas orbitando o buraco negro. Existem vários candidatos para tal observação em órbita ao redor de Sagitário A*.

Alternativas

A evidência de buracos negros estelares depende fortemente da existência de um limite superior para a massa de uma estrela de nêutrons. O tamanho desse limite depende muito das suposições feitas sobre as propriedades da matéria densa. Novas fases exóticas da matéria podem aumentar esse limite. Uma fase de quarks livres em alta densidade pode permitir a existência de estrelas de quarks densas, e alguns modelos supersimétricos prevêem a existência de estrelas Q. Algumas extensões do modelo padrão postulam a existência de préons como blocos de construção fundamentais de quarks e léptons, que poderiam hipoteticamente formar estrelas de préons. Esses modelos hipotéticos poderiam potencialmente 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 terá uma massa máxima.

Como a densidade média de um buraco negro dentro de seu raio de Schwarzschild é inversamente proporcional ao quadrado de sua massa, os buracos negros supermassivos são muito menos densos que os buracos negros estelares (a densidade média de uma classe de 10⁸ M_☉ buraco negro é comparável ao da água). Consequentemente, a física da matéria que forma um buraco negro supermassivo é muito melhor compreendida e as possíveis explicações alternativas para observações de buracos negros supermassivos são muito mais mundanas. Por exemplo, um buraco negro supermassivo pode ser modelado por um grande aglomerado de objetos muito escuros. No entanto, essas alternativas normalmente não são estáveis o suficiente para explicar os candidatos a buracos negros supermassivos.

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. 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/semi-clássico a média estatística de tais estados aparece apenas como um normal buraco negro como deduzido da relatividade geral.

Alguns objetos teóricos foram conjecturados para corresponder às observações de candidatos a buracos negros astronômicos de forma idêntica ou quase idêntica, mas que funcionam por meio de um mecanismo diferente. Estes incluem o gravastar, a estrela negra e a estrela de energia escura.

Perguntas abertas

Entropia e termodinâmica

Em 1971, Hawking mostrou sob condições gerais que a área total dos horizontes de eventos de qualquer coleção de buracos negros clássicos nunca pode diminuir, mesmo que eles colidam e se fundam. Este resultado, agora conhecido como a segunda lei da mecânica do buraco negro, 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 do zero absoluto, assumiu-se que os buracos negros tinham entropia zero. Se fosse esse o caso, a segunda lei da termodinâmica seria violada pela matéria carregada de entropia entrando em um buraco negro, resultando em uma diminuição na entropia total do universo. Portanto, Bekenstein propôs que um buraco negro deveria ter uma entropia e que deveria ser proporcional à sua área de horizonte.

A ligação com as leis da termodinâmica foi reforçada 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. Isso aparentemente causa uma violação da segunda lei da mecânica do buraco negro, uma vez que a radiação irá levar a energia do buraco negro, fazendo-o encolher. A radiação, no entanto, também carrega entropia, e pode ser provado sob suposições gerais que a soma da entropia da matéria ao redor de um buraco negro e um quarto da área do horizonte medida em unidades de Planck está de fato sempre aumentando. Isso permite a formulação da primeira lei da mecânica do buraco negro como um análogo da primeira lei da termodinâmica, com a massa atuando como energia, a gravidade superficial como temperatura e a área como entropia.

Uma característica intrigante é que a entropia de um buraco negro escala com sua área e não com seu volume, já que a entropia é normalmente uma quantidade extensa que escala linearmente com o volume do sistema. Essa estranha propriedade levou Gerard 't Hooft e Leonard Susskind a propor o princípio holográfico, que sugere que qualquer coisa que aconteça em um volume de espaço-tempo pode ser descrita por dados no limite desse volume.

Embora a relatividade geral possa ser usada para realizar um cálculo semi-clássico da entropia do buraco negro, esta situação é teoricamente insatisfatória. Na mecânica estatística, a 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 contar os microestados de um buraco negro supersimétrico específico na teoria das cordas reproduzia a entropia de Bekenstein-Hawking. 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.

Outra abordagem promissora consiste em tratar a gravidade como uma teoria de campo efetiva. Um primeiro calcula as correções gravitacionais quânticas para o raio do horizonte de eventos do buraco negro, então integra 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, depois generalizado com sucesso para buracos negros carregados por Campos Delgado.

Paradoxo da perda de informação

Como um buraco negro tem apenas alguns parâmetros internos, a maioria das informações sobre a matéria que formou o buraco negro é perdida. Independentemente do tipo de matéria que entra em um 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, essa perda de informação não é tão problemática, pois a informação pode ser considerada como existente dentro do buraco negro, inacessível de fora, mas representada no horizonte de eventos de acordo com o princípio holográfico. No entanto, os buracos negros evaporam lentamente emitindo radiação Hawking. Essa radiação não parece carregar nenhuma informação adicional sobre a matéria que formou o buraco negro, o que significa que essa informação parece ter desaparecido para sempre.

A questão de saber se a informação é realmente perdida em 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 unitaridade, e tem-se argumentado que a perda de unitariedade também implicaria violação da conservação de energia, embora isso também tenha sido contestado. Ao longo dos últimos anos, a evidência tem sido construída de que, de fato, a informação e a unitaridade são preservadas em um tratamento gravitacional quântico completo do problema.

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 do buraco negro não resolve 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 que sai escapa e é emitida como um quantum de radiação Hawking; a partícula em queda 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, ele emitirá apenas uma quantidade finita de informações codificadas em sua radiação Hawking. De acordo com a pesquisa de físicos como Don Page e Leonard Susskind, eventualmente chegará um momento em que uma partícula de saída deve ser emaranhada com toda a radiação Hawking que o buraco negro emitiu anteriormente. Isso aparentemente cria um paradoxo: um princípio chamado "monogamia de emaranhamento" exige que, como qualquer sistema quântico, a partícula de saída não possa ser totalmente emaranhada com dois outros sistemas ao mesmo tempo; ainda assim, a partícula que sai parece estar emaranhada com a partícula que está caindo e, independentemente, com a radiação Hawking passada. Para resolver essa contradição, os físicos podem eventualmente ser forçados a desistir de um dos três princípios testados pelo tempo: princípio de equivalência de Einstein, unitaridade ou teoria quântica de campo local. Uma solução possível, que viola o princípio da equivalência, é que um "firewall" destrói as partículas que chegam no horizonte de eventos. Em geral, qual desses pressupostos - se houver - deve ser abandonado permanece um tópico de debate.