Buracos Negros

Imagem do satélite ROSAT do candidato a buraco negro LMC X-1, localizado na Grande Nuvem de Magalhães (~160.000 anos-luz). A emissão em raios X se deve à recombinação de elétrons com átomos ionizados.

Um buraco negro é um objeto astronômico extremamente denso, cuja composição e estrutura ainda não são completamente compreendidas. O raio de um buraco negro é descrito pela equação de Schwarzschild: \( R = \frac{2GM}{c^2} \), sendo essa fronteira chamada de horizonte de eventos. Buracos negros podem se formar a partir do colapso de estrelas com mais de 20 massas solares. Por não emitirem radiação, sua observação direta é impossível, sendo identificados pelos efeitos gravitacionais sobre objetos vizinhos.

Em sistemas binários, a transferência de massa da estrela companheira pode formar um disco de acreção ao redor do buraco negro. A matéria, ao se mover pelo disco, aquece e emite radiação em uma ampla faixa do espectro eletromagnético, de raios gama a ondas de rádio. A emissão visível costuma ser fraca, tornando a observação por telescópios amadores impraticável.

O espectro eletromagnético em escala logarítmica de frequência (\( \nu = \frac{c}{\lambda} \)).

As observações de candidatos a buracos negros são realizadas por telescópios espaciais como IRAS, OAO, Hubble, Compton, Ariel, Chandra e Granat. Esses instrumentos operam nas faixas do infravermelho, ultravioleta, raios X e raios gama. Observações terrestres ocorrem principalmente na faixa de rádio, em instalações como Arecibo e o VLA (Very Large Array), famoso pelo filme Contato.

Imagem do VLA na frequência de 4835,1 MHz do candidato a buraco negro V4641 Sgr. Com jatos de matéria e variações espectrais intensas, está a cerca de 1500 anos-luz e é classificado como microquasar.

Para diferenciar buracos negros de anãs brancas ou estrelas de nêutrons em sistemas binários, estima-se a massa do objeto invisível usando espectroscopia e o período orbital. Se essa massa excede os limites conhecidos para anãs brancas ou estrelas de nêutrons, considera-se a presença de um buraco negro.

OAO (Orbital Astronomical Observatory) foi uma série de satélites com telescópios UV totalmente orientáveis, lançados a partir de 1966. O OAO-II detectou uma supernova em 1972 e emissão ultravioleta proveniente da galáxia de Andrômeda (M31). O último da série, Copernicus, utilizou um telescópio de 80 cm. Informações sobre as missões OAO estão disponíveis no site Heavens Above.

Equação de Schwarzschild:
\( R = \frac{2GM}{c^2} \)
Onde:
\( R \) = raio do buraco negro
\( c \) = velocidade da luz (3 × 10⁸ m/s)
\( G \) = constante gravitacional (6,67 × 10^-11 N·m²/kg²)
\( M \) = massa do buraco negro
Um buraco negro com 1 massa solar tem \( R \approx 3 \) km.

O satélite ROSAT possuía um telescópio de raios X com 83 cm de abertura, sensível a energias entre 0,1 e 2,0 keV.

Obs.: 1 eV (elétron-volt) = \( 1{,}60 \times 10^{-19} \) J. Para converter energia em frequência, usa-se a relação de Planck: \( E = h\nu \), com \( h = 6{,}63 \times 10^{-34} \) J·s.

Referências

Kodama, T. (1998). Introdução à Astrofísica Nuclear. UFRJ/Instituto de Física, Rio de Janeiro, p.121.

Novas e Supernovas

Algumas estrelas apresentam um aumento abrupto de luminosidade devido ao início de reações termonucleares descontroladas: são as novas e as supernovas. Há registros históricos de supernovas desde aproximadamente 1300 a.C., mas as mais conhecidas são a associada à Nebulosa do Caranguejo (SN 1054), a SN 1572, a SN 1604 e a SN 1987A.

A SN 1054 foi registrada por astrônomos chineses e por povos nativos da América do Norte. A SN 1572, observada por Tycho Brahe, atingiu magnitude aparente –4. Já a SN 1604, acompanhada por Johannes Kepler, chegou a –3. A SN 1987A, detectada na Grande Nuvem de Magalhães, foi a primeira supernova visível a olho nu desde 1604 e também a primeira cuja emissão de neutrinos foi detectada na Terra, confirmando modelos teóricos de colapso estelar.

Nova Velorum 1999 (seta). Magnitude ~3 em 29/05/1999. Foto: Alberto Betzler, Zenit 12XS, filme ASA 100, exposição de 15 s.

As novas ocorrem em anãs brancas que fazem parte de sistemas binários com transferência de massa. A matéria retirada da estrela companheira forma um disco de acreção devido à conservação do momento angular. O atrito no disco faz com que parte do material caia sobre a anã branca. Quando a massa acumulada atinge temperaturas e pressões suficientes, o hidrogênio se funde numa camada superficial por meio do ciclo CNO, que é proporcional a T²⁰ — muito mais eficiente que o ciclo pp (T⁴).

Sistema binário com transferência de massa. O disco de acreção surge pela conservação do momento angular.

As supernovas são eventos muito mais energéticos. Emitem até 10⁵¹ erg no total (1 foe). A SN1987A teve luminosidade de pico de aproximadamente 10³⁸ erg/s. São classificadas como Tipo I (sem hidrogênio no espectro) e Tipo II (com hidrogênio). As SN Ia ocorrem em anãs brancas com massa próxima ao limite de Chandrasekhar (~1,4 M_☉), enquanto as SN II ocorrem por colapso de núcleo em estrelas massivas.

Comparação entre curvas de luz de supernovas do Tipo I (verde) e Tipo II (azul). As Tipo I atingem maior pico de brilho.

A curva de luz das SN Ia segue um padrão observacional conhecido como relação de Phillips, que permite utilizá-las como velas padrão para estimar distâncias cósmicas. Já as SN Ib e Ic, descobertas posteriormente, ocorrem em estrelas Wolf–Rayet com pouco ou nenhum hidrogênio, também por colapso de núcleo.

Glossário

• Magnitude aparente: Brilho observado da Terra.
• Magnitude absoluta: Brilho a uma distância padrão de 10 parsecs.
• Foe: Unidade de energia para supernovas (10⁵¹ erg).
• Espectro: Distribuição de intensidade da luz em função do comprimento de onda.
• Momento angular (L): Conservado nos sistemas binários. L = massa × velocidade × raio.

Bioassinatura em K2-18b? Vamos com calma.

Figura 1 – Representação hipotética do exoplaneta K2-18b em comparação com a Terra.
Fonte: NASA Exoplanet Catalog. 

A mídia comercial de diversos países noticiou com entusiasmo a suposta detecção das linhas espectrais das moléculas metano (CH₄) e dióxido de carbono (CO₂), além de uma possível assinatura de dimetilsulfeto (DMS), na atmosfera do exoplaneta K2-18b. A análise baseou-se em dados espectrográficos no infravermelho obtidos pelo Telescópio Espacial James Webb. Segundo os autores do estudo, essas moléculas poderiam estar associadas à atividade biológica, como o metabolismo de fitoplâncton terrestre. O planeta, classificado como um sub-Netuno (Figura 1), apresenta indícios de água líquida sob uma atmosfera rica em hidrogênio e orbita uma estrela anã vermelha. A hipótese de habitabilidade é levantada pelo fato de K2-18b situar-se próximo ao limite interno da zona habitável de sua estrela, onde a água, teoricamente, poderia permanecer em estado líquido (Figura 2).

Ainda assim, é necessário manter cautela diante de anúncios com implicações extraordinárias, especialmente quando amplificados pela imprensa generalista. Moléculas como as mencionadas podem ter origens abióticas plausíveis. Além disso, há a questão da robustez estatística da detecção, frequentemente negligenciada nessas discussões. Convém lembrar que jornalistas não têm a obrigação de dominar os fundamentos da inferência estatística. No entanto, chama atenção a recorrente veiculação de frases como “há 99,7% de confiança na detecção”, implicando que resta apenas 0,3% de chance de erro.

Essa interpretação é conceitualmente equivocada. Em termos estatísticos, o que se tem nesse tipo de análise é, geralmente, uma medida de razão sinal/ruído (S/N), que, quando igual a 3, é informalmente descrita como uma detecção “a três sigmas”. Isso significa apenas que a amplitude do sinal supera três vezes a estimativa local do desvio padrão do ruído — um critério operacional, mas não necessariamente um teste estatístico clássico com hipótese nula formal, correções para comparações múltiplas ou consideração de incertezas sistemáticas.

Basear a inferência unicamente nesse procedimento compromete a confiabilidade da conclusão. Considero a alegada “detecção” estatisticamente controversa por duas razões principais. Primeiro, nota-se, em muitos trabalhos recentes, uma fragilidade conceitual na aplicação rigorosa dos métodos probabilísticos. Segundo, há uma pressão estrutural crescente no meio acadêmico que favorece a divulgação apressada de resultados ainda incertos, seja por motivações institucionais, busca de financiamento ou necessidade de manter produtividade científica. Isso se agrava em sistemas como o norte-americano, onde a permanência de pesquisadores em universidades está frequentemente vinculada a métricas de impacto e publicação.

Figura 2 – Posição do planeta no sistema K2-18.
K2-18b encontra-se próximo da chamada zona de habitabilidade, onde, em princípio, a água poderia existir no estado líquido.

Astrofotografias de grande campo na Ponta de Humaitá

Registro de algumas regiões do céu feitas a partir da Ponta de Humaitá, em Salvador, no dia 20 de janeiro de 2025. As imagens foram obtidas entre 22h12 e 22h16 UT com uma câmera Canon Rebel T100. As imagens 1 e 2, apresentadas a seguir, resultam do alinhamento e da soma de cinco sequências, processadas com correção de poluição luminosa no software Sequator. As especificações técnicas da primeira imagem de cada sequência estão detalhadas nas respectivas legendas. O campo visual das imagens é de 45,7 × 30,5 graus, com escala de placa de 63,4 segundos de arco por pixel.

Na imagem registrada às 22h12 UT, é possível identificar uma trilha tênue e descontínua associada a fragmentos do estágio superior de um foguete Ariane I, lançado em 22 de fevereiro de 1986. Esse veículo colocou em órbita os satélites SPOT-1 (França) e Viking (Suécia). Cerca de nove meses após o lançamento, o estágio explodiu em órbita devido à pressurização residual de propelentes, gerando centenas de fragmentos que ainda circulam a Terra em órbita baixa polar e podem ser registrados em exposições fotográficas de longa duração.

1) 22:12 UT, 10 s de exposição, distância focal de 28 mm, obturador f/4.5 e ISO 400. Região das constelações de Orion, Eridanus, Monoceros, Lepus e Touro.

2) 22:16 UT, 10 s de exposição, distância focal de 28 mm, obturador f/4.5 e ISO 160. Marte é o ponto vermelho ao lado de Pollux, na constelação de Gêmeos.

C/2024 G3 (ATLAS)

O cometa ATLAS foi registrado na Ponta de Humaitá, em Salvador, no dia 20 de janeiro de 2025. As imagens foram obtidas entre 21h51min e 22h16min UT utilizando uma câmera Canon Rebel T100. As imagens 2 a 6, apresentadas a seguir, são o resultado do alinhamento e soma de cinco sequências corrigidas para poluição luminosa com o software Sequator. As especificações técnicas da primeira imagem de cada sequência estão detalhadas nas respectivas legendas.

De acordo com o COBS, a magnitude visual total do cometa foi estimada em 3,0, o que o tornava fracamente visível a olho nu em áreas urbanas com altos níveis de poluição luminosa.

O núcleo do cometa possui um raio mínimo estimado em 3,2 km, considerando que não seja hiperativo.

1) Primeira detecção do cometa. Imagem única obtida às 21:51 UT, com 2 s de exposição, distância focal 55 mm, obturador f/5.6 e ISO 500.

2) 21:58 UT, 2 s de exposição, distância focal de 55 mm, obturador f/4.5 e ISO 640. Imagens ligeiramente fora de foco.

3) 22:01 UT, 2 s de exposição, 32 mm de distância focal, obturador f4.5 e ISO 1250.

4) 22:02 UT, 2 s de exposição, 32 mm de distância focal, obturador f/5 e ISO 800.

5) 22:05 UT, 10 s de exposição, 18 mm de distância focal, obturador f/4 e ISO 125.

6) 22:06 UT, 10 s de exposição, 18 mm de distância focal, obturador f/4 e ISO 250.