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.