Um buraco negro é uma região do espaço-tempo cuja gravidade é suficientemente intensa para que, a partir de uma determinada fronteira, denominada horizonte de eventos, nem mesmo a luz possa alcançar um observador externo. Para um buraco negro sem rotação e sem carga elétrica, a dimensão do horizonte é dada pelo raio de Schwarzschild: \( R_\mathrm{s} = \frac{2GM}{c^2} \).
Buracos negros de massa estelar podem se formar ao final da evolução de estrelas massivas, quando o núcleo remanescente sofre colapso gravitacional. A massa inicial necessária depende de diversos fatores, como perda de massa, composição química, rotação e evolução em sistemas binários, de modo que não existe um único limite de massa inicial aplicável a todas as estrelas.
O próprio buraco negro não possui uma superfície luminosa visível. Sua presença pode ser identificada por seus efeitos gravitacionais, pela radiação emitida pela matéria em suas proximidades, por ondas gravitacionais produzidas em fusões e, em alguns casos, pela observação da região correspondente à sua sombra.
Em sistemas binários, matéria proveniente da estrela companheira pode formar um disco de acreção ao redor do buraco negro. À medida que perde energia e se desloca para regiões internas do disco, essa matéria é fortemente aquecida e pode emitir principalmente no ultravioleta e em raios X. Jatos e outras regiões do sistema também podem produzir emissão em rádio, infravermelho, luz visível, raios X e raios gama.
O estudo de buracos negros utiliza observações em diversas regiões do espectro eletromagnético. Ao longo das últimas décadas, missões como ROSAT, Compton, Hubble, Chandra, XMM-Newton e NuSTAR contribuíram para esse campo. Em rádio, interferômetros terrestres como o VLA permitem estudar jatos relativísticos e outras estruturas associadas a sistemas contendo buracos negros.
Em sistemas binários, uma das principais maneiras de identificar um buraco negro é determinar dinamicamente a massa do objeto compacto. A espectroscopia da estrela companheira, combinada com o período orbital e outras propriedades do sistema, permite calcular uma função de massa e estabelecer limites para a massa do objeto invisível. Quando esses valores são incompatíveis com uma anã branca ou uma estrela de nêutrons, a interpretação como buraco negro torna-se fortemente favorecida.
*OAO (Orbiting Astronomical Observatory) foi uma série pioneira de observatórios espaciais norte-americanos lançados entre 1966 e 1972. O OAO-2 realizou importantes observações no ultravioleta. O OAO-3, posteriormente denominado Copernicus, transportava um telescópio de aproximadamente 80 cm destinado à espectroscopia ultravioleta de alta resolução.
**Raio de Schwarzschild:
\( R_\mathrm{s} = \frac{2GM}{c^2} \)
onde:
\( R_\mathrm{s} \) = raio do horizonte de eventos de um buraco negro de Schwarzschild;
\( c \) = velocidade da luz \( (3{,}00 \times 10^8 \, \text{m/s}) \);
\( G \) = constante gravitacional
\( (6{,}674 \times 10^{-11} \, \text{m}^3\,\text{kg}^{-1}\,\text{s}^{-2}) \);
\( M \) = massa do buraco negro.
Para uma massa igual à do Sol, o raio de Schwarzschild é de aproximadamente 2,95 km.
Obs.: 1 eV (elétron-volt) = \( 1{,}602 \times 10^{-19} \, \text{J} \). A energia de um fóton está relacionada à sua frequência pela relação de Planck, \( E = h\nu \), onde \( h = 6{,}626 \times 10^{-34} \, \text{J·s} \).
