«O nosso buraco negro tem em volta muitas estrelas»

A propósito da existência de um buraco negro no centro da Via Láctea, o físico Paulo Crawford explica o que são estas regiões do espaço onde a atracção gravitacional é tão forte, que nada escapa.

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Os buracos negros, são uma consequência inevitável da teoria da relatividade geral de Einstein e da evolução estelar e galáctica, e têm massas que variam entre os 3 e os 10 biliões de massas solares, sendo os últimos muito frequentes no centro das galáxias.

As  massas e momentos angulares destes buracos negros determinam a forma como controlam os objectos mais luminosos do universo e influenciam o espaço ao redor.

Em 1916, algumas semanas depois de Albert Einstein ter publicado a sua Teoria Geral da Relatividade, Karl Schwarzschild, obteve uma solução esfericamente simétrica das equações do campo gravitacional de Einstein.

Embora este resultado não tenha sido entendido senão na década de 1960, esta solução descreve uma buraco negro, sem rotação, apenas descrito pela sua massa. Verifica-se a existência de um horizonte de acontecimentos, que pode ser visto como uma superfície esférica, limite, por detrás da qual, a luz e as partículas materiais não se podem escapar e prosseguem em direcção à singularidade onde o espaço e o tempo chegam a um fim, como demonstrou o laureado com o Prémio Nobel da Física, o físico-matemático Roger Penrose, um dos físicos matemáticos que mais contribuiu para a descrição dos buracos negros.

O raio do horizonte de acontecimentos, medido por esta circunferência, tem só 3 km por cada massa solar contida na massa total.

Compreende-se que os astrónomos tenham percebido que as estrelas com massas elevadas dificilmente escapavam a transformar-se em buracos negros. Descobriram também que os núcleos das galáxias podiam ter um brilho que ultrapassava as dezenas de biliões das estrelas que as rodeavam. Uma das primeiras interpretações destas fontes, chamadas quasares, foi que elas eram resultantes de estrelas com milhões ou biliões de massas solares, buracos negros que libertavam energia gravitacional sobre a forma de calor e radiação, o que se tem verificado ser correcto.

Por essa altura, Roy Kerr generalizou a solução de Schwarzschild introduzindo um segundo parâmetro, o spin (momento angular), e isso foi quanto bastou para descrever todos os buracos negros astrofísicos. Além disso, Penrose demonstrou que a energia rotacional podia ser extraída de um buraco negro de Kerr de forma a fornecer uma fonte potencial de acreção.

Para além dos buracos negros estelares, há que ter em conta os buracos negros de grande massa. Na verdade, sabemos hoje que a maioria das galáxias tem um buraco negro de grande massa no seu núcleo.

Isto é verdade para a nossa galáxia que hospeda um buraco negro de 4 milhões de massas solares. Contudo, é um buraco negro quase dormente, emitindo radiação muito fraca, no comprimento de onda do rádio aos raios-X, por ser mal alimentado. Mas isso é até bom, pois não gostaríamos de viver perto de um quasar, isto é, um núcleo galáctico activo, muito maior do que uma estrela.

O nosso buraco negro tem em órbita muitas estrelas, tal como o nosso Sol tem em órbita muitos planetas. Ora, estas órbitas têm sido seguidas usando cuidadosamente observações de infra-vermelho pela equipa dos laureados com o Nobel, Reinhard Genzel e Andrea Ghez que estudaram o comportamento do buraco negro existente no interior da Via Láctea.

Um outro exemplo importante é fornecido pelo buraco negro de grande massa (seis biliões de massas solares) na vizinhança da galáxia, M87. O fornecimento relativamente moderado de gás não está de acordo com o apetite do buraco negro, nem com o que devia ser no passado quando o M87 era um dos objectos mais brilhantes do céu. Recentemente, o telescópio conhecido por Event Horizon (Horizonte de Acontecimentos) obteve imagens de gás em órbita desse buraco negro, confirmando as dimensões previstas pela teoria da relatividade geral.

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