Buraco Negro

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 na primeira e segunda edição do livro Exposition du système du Monde (que foi removido nas próximas edições).9 10 Mesmo as "estrelas negras (mecânica newtoniana)" foi muitas vezes ignorada no século XIV, pois não era compreendido como uma onda sem massa, como a luz poderia influenciar na gravidade.11

Relatividade[editar | editar código-fonte]

Em 1915, Albert Einstein desenvolveu a teoria da relatividade geral, tendo sempre apresentado que a gravidade pode influenciar no movimento da luz. Pouco tempo depois, Karl Schwarzschild fez um sistema de unidades: Sistema métrico de Schwarzschild para as equações de campo de Einstein , onde é descrito o campo gravitacional de um ponto de massa e a massa esférica.12 Poucos meses depois de Schwarzschild, Johannes Droste, um estudante de Hendrik Lorentz, independentemente deu a mesma solução para o ponto de massa e escreveu mais extensamente sobre suas propriedades.13 Esta solução tem um funcionamento que é chamado de raio de Schwarzschild, tornando-se singularidade matemática, o que significa que alguns dos termos nas equações de Einstein são infinitos. A natureza dessa superfície não era bem compreendida na época. Em 1924, Arthur Eddington mostrou que a singularidade desapareceu depois de uma mudança de coordenadas , embora tenha demorado até 1933 para que Georges Lemaître percebesse que isso significava a singularidade no raio de Schwarzschild, e,não era uma propriedade física, mas matemática, a partir da descoberta da singularidade matemática.14

Em 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculou, usando a relatividade restrita, que um corpo não-rotativo de elétron de matéria degenerada acima de uma certa massa limite (hoje chamada de limite de Chandrasekhar de 1,4 massas solares) não tem soluções estáveis​​.15 Seus argumentos sofreram a oposição de muitos de seus contemporâneos como Eddington e Lev Landau, que argumentaram que algum mecanismo ainda desconhecido iria parar o colapso.16 Eles estavam parcialmente corretos: uma anã branca com massa ligeiramente superior ao limite de Chandrasekhar entrará em colapso em uma estrela de nêutrons,17 que é ela própria estável por causa do princípio de exclusão de Pauli. Mas em 1939 Robert Oppenheimer e outros previram que estrelas de nêutrons acima de aproximadamente

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