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Revista online do Demac www2.uerj.br/~demac |
v. 1, no I, p. R6-R8, (2006) |
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BURACOS NEGROS |
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1. INTRODUÇÃO O conceito de buracos negros é bastante antigo e foi primeiramente introduzido por Laplace em 1798. Para entendemos esse conceito vamos analisar a proposta de Laplace, que se restringe ao âmbito da teoria Newtoniana da Gravitação. Ele começou supondo que a luz é uma partícula massiva de massa m, e se afasta radialmente de uma distribuição de matéria, esférico-simétrica, de raio R, densidade uniforme ρ, e massa total M. Ele calculou então a velocidade de escape para essa situação,
Assim, se a partícula tem uma velocidade radial, menor que ve na superfície, ela será eventualmente puxada de volta pela atração gravitacional da distribuição. Se a luz tem uma velocidade c, a equação (1) fica dada por,
Logo, se a massa M for aumentada (mantendo o raio constante) ou, se o raio R diminuir (mantendo a massa constante) suficientemente a luz não conseguirá escapar. O objeto não será visível, ou seja, parecerá negro. Um buraco negro pode ser entendido então como sendo uma distribuição de matéria ou energia em que a interação gravitacional é tão intensa que nem a luz consegue escapar. Se resolvermos a equação (2), obtemos,
que em unidades tais que G = c² = 1, fica : R = 2M. Hoje em dia a teoria Newtoniana não é mais considerada como a teoria correta para descrever a interação gravitacional, a teoria mais aceita é a relatividade geral de Einstein. No que
se segue tentaremos descrever os buracos negros através da relatividade
geral, começando por descrever o mecanismo de formação dos buracos
negros. |
2. COLAPSO GRAVITACIONAL Os buracos negros são formados em colapsos gravitacionais de estrelas, núcleos e aglomerados globulares, núcleos de galáxias, etc. De todos esses colapsos o mais bem entendido é o colapso estrelar. Como veremos a seguir os buracos negros não são os únicos resultados possíveis para esse colapso. As estrelas passam a maior parte das suas vidas na chamada seqüência principal. Nesse período a fusão nuclear em seus núcleos produz pressão suficiente (radiação, partículas) para conter o colapso gravitacional da massa que a forma. Quando a matéria prima da fusão se esgota o processo de colapso, que se iniciou quando a matéria interestrelar coalesceu para formar a estrela, é reiniciado. O ponto de equilíbrio final do colapso vai depender da massa da estrela ou do material restante da estrela que entrou no processo de colapso. Se a massa da matéria que colapsa é da ordem de ≤1,2 Mo o colapso encontra um ponto de equilíbrio pois a matéria chegará a densidades da ordem de ρ~10 g/cm³. A essas densidades os elétrons dos átomos estão em sua maioria livres formando um gás de Fermi degenerado. As forças repulsiva entre os elétrons devido ao princípio da exclusão de Pauli conseguem parar o colapso. Esse estado é conhecido como estrelas anãs brancas, as quais são observados em abundância. Elas tem raios da ordem de 5.000 Kms. Se a massa inicial é maior que o limite das anãs brancas e ≤ 3 Mo, a matéria encontra um outro ponto de equilíbrio. A densidades da ordem de ρ~10¹4 g/cm³ os elétrons foram empurrados em direção aos prótons formando um gás de neutrons degenerado. Como os neutrons são férmions a força repulsiva entre eles devido ao princípio de Pauli começa a atuar e segura o colapso. Esse estado de equilíbrio é chamado de estrela de neutrons e tem raios da ordem de 10 km. Elas são observadas sobretudo na situação em que apresentam uma enorme velocidade angular de rotação e nessas situações são chamadas de pulsar.
Quando a massa da matéria que colapsa ultrapassa o limite de ~3Mo,
não existe nenhuma força conhecida que consiga parar o colapso e esse
prossegue indefinidamente, dando origem aos buracos negros. |
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E-mail: gilneto@fat.uerj.br
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