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, com composição e estrutura ainda não completamente compreendidas. Alguns modelos propõem que estrelas de nêutrons possam conter um núcleo de quarks. O raio do buraco negro é descrito pela equação de Schwarzschild: R = 2GM/c². 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 diferença de massa pode gerar um disco de acreção ao redor do buraco negro. A matéria da estrela companheira, 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 da frequência (ν = c/λ).

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 nêtron 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 nêtron, 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 emissões ultravioleta na galáxia de Andrômeda (M31). O último da série, Copernicus, utilizou um telescópio de 80 cm. A visibilidade dos OAO pode ser verificada no site Heavens Above.

Equação de Schwarzschild:
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 ≈ 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 × 10^-19 J. Para converter energia em frequência, usa-se a relação de Planck: E = hν, com h = 6,63 × 10^-34 J.s.

Referências

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