Black Hole

Buraco negro

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Um desenho artístico de um disco de acreção de plasma quente orbitando um buraco negro (fonte: NASA).

Relatividade geral

G_{\mu \nu} + \Lambda g_{\mu \nu}= {8\pi G\over c^4} T_{\mu \nu}

Equações de campo de Einstein

Introdução

Formulação matemárica

Material

[Expandir]Conceitos fundamentais

[Esconder]Fenomenologia

O problema de Kepler · Lentes gravitacionais · Ondas gravitacionais

Arraste de referencial · Efeito geodético

Horizonte de eventos · Singularidade gravitacional

Buraco negro

[Expandir]Equações

[Expandir]Teorias avançadas

[Expandir]Soluções exatas em relatividade geral

[Expandir]Cientistas

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De acordo com a Teoria Geral da Relatividade, um buraco negro é uma região do espaço da qual nada, nem mesmo objetos que se movam na velocidade da luz, podem escapar. Este é o resultado da deformação do espaço-tempo, causada após o colapso gravitacional de uma estrela, por uma matéria astronomicamente maciça e, ao mesmo tempo, infinitamente compacta e que, logo depois, desaparecerá dando lugar ao que a Física chama de Singularidade, o coração de um buraco negro, onde o tempo para e o espaço deixa de existir. Um buraco negro começa a partir de uma superfície denominada horizonte de eventos, que marca a região a partir da qual não se pode mais voltar.1 O adjetivo negro em buraco negro se deve ao fato deste não refletir a nenhuma parte da luz que venha atingir seu horizonte de eventos, atuando assim como se fosse um corpo negro perfeito em termodinâmica.2 Acredita-se, também, com base na mecânica quântica, que buracos negros emitam radiação térmica, da mesma forma que os corpos negros da termodinâmica a temperaturas finitas. Esta temperatura, entretanto, é inversamente proporcional à massa do buraco negro, de modo que observar a radiação térmica proveniente destes objetos torna-se difícil quando estes possuem massas comparáveis às das estrelas.3

Apesar de os buracos negros serem praticamente invisíveis, estes podem ser detectados por meio da interação com a matéria em sua vizinhança.4 Um buraco negro pode, por exemplo, ser localizado por meio da observação do movimento de estrelas em uma dada região do espaço. Outra possibilidade da localização de buracos negros diz respeito à detecção da grande quantidade de radiação emitida quando a matéria proveniente de uma estrela companheira é espirala para dentro do buraco negro, aquecendo-se a altas temperaturas.5

Embora o conceito de buraco negro tenha surgido em bases teóricas, astrônomos têm identificado inúmeros candidatos a buracos negros estelares e também indícios da existência de buracos negros super maciços no centro de galáxias maciças.6 Há indícios de que no centro da própria Via Lactea, nas vizinhanças de Sagitário A*, deve haver um buraco negro com mais de 2 milhões de massas solares.7

Índice [esconder]

1 História

1.1 Relatividade

1.2 Era áurea

2 Formação e estrutura

2.1 Formação

2.2 Colapso de Oppenheimer-Snyder

2.3 Colapso não-esférico

2.4 O Buraco negro de Schwarzschild

2.5 A queda no buraco negro e a natureza quântica

2.5.1 A luz e a singularidade

2.6 Simulação computadorizada

3 Termodinâmica

3.1 Termodinâmica de um buraco negro clássico

3.2 Entropia

3.3 Evaporação do Buraco Negro

3.4 Informação no Buraco Negro

4 Referências

5 Ver também

6 Ligações externas

História[editar | editar código-fonte]

Schwarzschild black hole

Uma simulação de uma lente gravitacional por um buraco negro, distorcendo a imagem de fundo da Via Láctea (aumentar o tamanho)

A ideia de um corpo maciço do qual nada pode escapar foi formada primeiro pelo geólogo John Michell em uma carta escrita para Henry Cavendish em 1783 para a Royal Society:

Se um semidiâmetro de uma esfera da mesma densidade do sol esta além do sol em uma proporção de 500 vezes, um corpo caindo de uma altura infinita para ele teria adquirido em sua superfície maior velocidade que a da luz e, consequentemente, supondo-se que a luz seja atraída pela mesma força em proporção ao sua inércia com outros organismos, toda a luz emitida por um corpo como este retorna em direção a ele por sua própria gravidade adequada.

—John Michell8

Em 1796, o matemático Pierre-Simon Laplace promoveu a ideia mesmo