O pensamento científico às vezes constrói objetos com propriedades tão paradoxais que até mesmo os cientistas mais astutos se recusam a reconhecê-los. O exemplo mais óbvio na história da física moderna é a falta de interesse a longo prazo pelos buracos negros, estados extremos do campo gravitacional previstos há quase 90 anos. Por muito tempo eles foram considerados uma abstração puramente teórica, e somente nas décadas de 1960 e 1970 eles acreditaram em sua realidade. No entanto, a equação básica da teoria dos buracos negros foi derivada há mais de duzentos anos.

A visão de John Michell

O nome de John Michell, físico, astrônomo e geólogo, professor da Universidade de Cambridge e pastor da Igreja da Inglaterra, foi completamente imerecidamente perdido entre as estrelas da ciência inglesa no século XVIII. Michell lançou as bases da sismologia, a ciência dos terremotos, realizou um excelente estudo do magnetismo e muito antes de Coulomb inventar a balança de torção que ele usava para medições gravimétricas. Em 1783, ele tentou combinar as duas grandes criações de Newton, a mecânica e a ótica. Newton considerava a luz um fluxo de partículas minúsculas. Michell sugeriu que os corpúsculos leves, como a matéria comum, obedecem às leis da mecânica. A consequência dessa hipótese acabou sendo muito não trivial - corpos celestes podem se transformar em armadilhas para a luz.

Como Michell pensou? Uma bala de canhão disparada da superfície de um planeta superará completamente sua gravidade somente se sua velocidade inicial exceder o que agora é chamado de segunda velocidade espacial e velocidade de escape. Se a gravidade do planeta é tão forte que a velocidade de escape excede a velocidade da luz, os corpúsculos de luz disparados no zênite não podem escapar ao infinito. O mesmo acontecerá com a luz refletida. Portanto, para um observador muito distante, o planeta será invisível. Michell calculou o valor crítico do raio de tal planeta, Rcr, dependendo de sua massa, M, reduzida à massa do nosso Sol, Ms: Rcr = 3 km x M/Ms.

John Michell acreditou em suas fórmulas e assumiu que as profundezas do espaço escondem muitas estrelas que não podem ser vistas da Terra com nenhum telescópio. Mais tarde, o grande matemático, astrônomo e físico francês Pierre Simon Laplace chegou à mesma conclusão e a incluiu na primeira (1796) e na segunda (1799) edições de sua Exposição do Sistema do Mundo. Mas a terceira edição foi publicada em 1808, quando a maioria dos físicos já considerava a luz como vibrações do éter. A existência de estrelas "invisíveis" contradizia a teoria ondulatória da luz, e Laplace achou melhor simplesmente não mencioná-las. Em épocas posteriores, essa ideia foi considerada uma curiosidade, digna de exposição apenas em trabalhos sobre a história da física.

Modelo Schwarzschild

Em novembro de 1915, Albert Einstein publicou uma teoria da gravidade, que ele chamou de teoria da relatividade geral (GR). Este trabalho imediatamente encontrou um leitor agradecido na pessoa de seu colega da Academia de Ciências de Berlim Karl Schwarzschild. Foi Schwarzschild quem foi o primeiro no mundo a aplicar a relatividade geral para resolver um problema astrofísico específico, para calcular a métrica do espaço-tempo fora e dentro de um corpo esférico não giratório (para concretude, chamaremos de estrela).

Segue-se dos cálculos de Schwarzschild que a gravidade de uma estrela não distorce muito a estrutura newtoniana do espaço e do tempo apenas se seu raio for muito maior do que o próprio valor que John Michell calculou! Este parâmetro foi inicialmente chamado de raio de Schwarzschild, e agora é chamado de raio gravitacional. De acordo com a relatividade geral, a gravidade não afeta a velocidade da luz, mas reduz a frequência das vibrações da luz na mesma proporção em que diminui o tempo. Se o raio de uma estrela é 4 vezes maior que o raio gravitacional, o fluxo do tempo em sua superfície diminui em 15% e o espaço adquire uma curvatura perceptível. Com um excesso duplo, ele se dobra mais e o tempo diminui sua corrida em 41%. Quando o raio gravitacional é atingido, o tempo na superfície da estrela para completamente (todas as frequências são zeradas, a radiação é congelada e a estrela se apaga), mas a curvatura do espaço ainda é finita. Longe do sol, a geometria ainda permanece euclidiana, e o tempo não muda sua velocidade.

Apesar de os valores do raio gravitacional para Michell e Schwarzschild serem os mesmos, os próprios modelos não têm nada em comum. Para Michell, o espaço e o tempo não mudam, mas a luz desacelera. Uma estrela cujas dimensões são menores que seu raio gravitacional continua a brilhar, mas é visível apenas para um observador não muito distante. Para Schwarzschild, a velocidade da luz é absoluta, mas a estrutura do espaço e do tempo depende da gravidade. Uma estrela que caiu sob o raio gravitacional desaparece para qualquer observador, não importa onde ele esteja (mais precisamente, pode ser detectada por efeitos gravitacionais, mas não por radiação).

Da descrença à afirmação

Schwarzschild e seus contemporâneos acreditavam que esses estranhos objetos cósmicos não existem na natureza. O próprio Einstein não apenas aderiu a esse ponto de vista, mas também acreditou erroneamente que conseguiu fundamentar sua opinião matematicamente.

Na década de 1930, um jovem astrofísico indiano, Chandrasekhar, provou que uma estrela que gastou seu combustível nuclear perde sua casca e se transforma em uma anã branca de resfriamento lento apenas se sua massa for inferior a 1,4 massas solares. Logo, o americano Fritz Zwicky adivinhou que corpos extremamente densos de matéria de nêutrons surgem em explosões de supernovas; Mais tarde, Lev Landau chegou à mesma conclusão. Após o trabalho de Chandrasekhar, era óbvio que apenas estrelas com massa superior a 1,4 massas solares poderiam sofrer tal evolução. Portanto, surgiu uma questão natural - existe um limite de massa superior para supernovas que as estrelas de nêutrons deixam para trás?

No final da década de 1930, o futuro pai da bomba atômica americana, Robert Oppenheimer, estabeleceu que tal limite de fato existe e não excede várias massas solares. Não foi possível então fazer uma avaliação mais precisa; sabe-se agora que as massas das estrelas de nêutrons devem estar na faixa de 1,5-3 M s . Mas mesmo a partir dos cálculos aproximados de Oppenheimer e seu aluno de pós-graduação George Volkov, seguiu-se que os descendentes mais massivos de supernovas não se tornam estrelas de nêutrons, mas entram em algum outro estado. Em 1939, Oppenheimer e Hartland Snyder provaram em um modelo idealizado que uma estrela massiva em colapso se contrai ao seu raio gravitacional. De suas fórmulas, de fato, segue-se que a estrela não para por aí, mas os co-autores se abstiveram de uma conclusão tão radical.

A resposta final foi encontrada na segunda metade do século 20 pelos esforços de uma galáxia de físicos teóricos brilhantes, incluindo os soviéticos. Descobriu-se que tal colapso sempre comprime a estrela "até o fim", destruindo completamente sua substância. Como resultado, surge uma singularidade, um "superconcentrado" do campo gravitacional, fechado em um volume infinitamente pequeno. Para um furo fixo, este é um ponto, para um furo rotativo, é um anel. A curvatura do espaço-tempo e, consequentemente, a força da gravidade perto da singularidade tendem ao infinito. No final de 1967, o físico americano John Archibald Wheeler foi o primeiro a chamar esse colapso estelar final de buraco negro. O novo termo apaixonou-se pelos físicos e encantou os jornalistas que o espalharam pelo mundo (embora os franceses não gostassem no início, porque a expressão trou noir sugeria associações duvidosas).

Lá, além do horizonte

Um buraco negro não é matéria nem radiação. Com alguma figuratividade, podemos dizer que se trata de um campo gravitacional autossustentável, concentrado em uma região altamente curva do espaço-tempo. Seu limite externo é definido por uma superfície fechada, o horizonte de eventos. Se a estrela não girava antes do colapso, essa superfície acaba sendo uma esfera regular, cujo raio coincide com o raio de Schwarzschild.

O significado físico do horizonte é muito claro. Um sinal de luz enviado de sua vizinhança externa pode percorrer uma distância infinita. Mas os sinais enviados da região interna não apenas não cruzarão o horizonte, mas inevitavelmente “cairão” na singularidade. O horizonte é o limite espacial entre eventos que podem se tornar conhecidos pelos astrônomos terrestres (e quaisquer outros) e eventos cuja informação não será divulgada em nenhuma circunstância.

Como deveria ser "segundo Schwarzschild", longe do horizonte, a atração de um buraco é inversamente proporcional ao quadrado da distância, portanto, para um observador distante, ele se manifesta como um corpo pesado comum. Além da massa, o buraco herda o momento de inércia da estrela colapsada e sua carga elétrica. E todas as outras características da estrela predecessora (estrutura, composição, tipo espectral, etc.) caem no esquecimento.

Vamos enviar uma sonda para o buraco com uma estação de rádio que envia um sinal uma vez por segundo de acordo com o tempo de bordo. Para um observador distante, à medida que a sonda se aproxima do horizonte, os intervalos de tempo entre os sinais aumentam - em princípio, indefinidamente. Assim que o navio cruzar o horizonte invisível, ficará completamente silencioso para o mundo "sobre o buraco". No entanto, esse desaparecimento não será sem vestígios, pois a sonda dará ao buraco sua massa, carga e torque.

radiação do buraco negro

Todos os modelos anteriores foram construídos exclusivamente com base na relatividade geral. No entanto, nosso mundo é governado pelas leis da mecânica quântica, que não ignora os buracos negros. Essas leis não nos permitem considerar a singularidade central como um ponto matemático. Em um contexto quântico, seu diâmetro é dado pelo comprimento de Planck-Wheeler, aproximadamente igual a 10 -33 centímetros. Nesta região, o espaço comum deixa de existir. É geralmente aceito que o centro do buraco é preenchido com várias estruturas topológicas que aparecem e morrem de acordo com as leis probabilísticas quânticas. As propriedades desse quase-espaço borbulhante, que Wheeler chamou de espuma quântica, ainda são pouco compreendidas.

A presença de uma singularidade quântica está diretamente relacionada ao destino dos corpos materiais que caem profundamente em um buraco negro. Ao se aproximar do centro do buraco, qualquer objeto feito de materiais atualmente conhecidos será esmagado e dilacerado pelas forças das marés. No entanto, mesmo que futuros engenheiros e tecnólogos criem algum tipo de liga e compósito super-resistentes com propriedades que não são vistas hoje, todos eles estão fadados a desaparecer de qualquer maneira: afinal, não há tempo nem espaço usual na zona de singularidade.

Agora vamos olhar para o horizonte do buraco através de uma lente da mecânica quântica. O espaço vazio - o vácuo físico - de fato não é vazio. Devido às flutuações quânticas de vários campos no vácuo, muitas partículas virtuais nascem e morrem continuamente. Como a gravidade perto do horizonte é muito forte, suas flutuações criam explosões gravitacionais extremamente fortes. Quando acelerados nesses campos, os "virtuais" recém-nascidos adquirem energia adicional e às vezes se tornam partículas normais de vida longa.

As partículas virtuais sempre nascem em pares que se movem em direções opostas (isso é exigido pela lei da conservação do momento). Se uma flutuação gravitacional extrai um par de partículas do vácuo, pode acontecer que uma delas se materialize fora do horizonte e a segunda (a antipartícula da primeira) dentro. A partícula "interna" cairá no buraco, mas a partícula "externa" pode escapar sob condições favoráveis. Como resultado, o buraco se transforma em uma fonte de radiação e, portanto, perde energia e, consequentemente, massa. Portanto, os buracos negros são fundamentalmente instáveis.

Esse fenômeno é chamado de efeito Hawking, em homenagem ao notável físico teórico inglês que o descobriu em meados da década de 1970. Stephen Hawking, em particular, provou que o horizonte de um buraco negro emite fótons exatamente da mesma maneira que um corpo absolutamente preto aquecido a uma temperatura T = 0,5 x 10 -7 x M s /M. Segue-se que, à medida que o buraco se torna mais fino, sua temperatura aumenta e a "evaporação", é claro, aumenta. Este processo é extremamente lento e o tempo de vida de um buraco de massa M é de cerca de 10 65 x (M/M s) 3 anos. Quando seu tamanho se torna igual ao comprimento de Planck-Wheeler, o buraco perde estabilidade e explode, liberando a mesma energia que a explosão simultânea de um milhão de bombas de hidrogênio de dez megatons. Curiosamente, a massa do buraco no momento do seu desaparecimento ainda é bastante grande, 22 microgramas. De acordo com alguns modelos, o buraco não desaparece sem deixar vestígios, mas deixa para trás uma relíquia estável da mesma massa, o chamado maximon.

Máximo nasceu há 40 anos - como termo e como ideia física. Em 1965, o acadêmico M. A. Markov sugeriu que existe um limite superior para a massa das partículas elementares. Ele sugeriu que esse valor limite fosse considerado a dimensão da massa, que pode ser combinada a partir de três constantes físicas fundamentais - a constante h de Planck, a velocidade da luz C e a constante gravitacional G (para os amantes de detalhes: para fazer isso, você precisa multiplique h e C, divida o resultado por G e extraia a raiz quadrada). Esses são os mesmos 22 microgramas mencionados no artigo, esse valor é chamado de massa de Planck. A partir das mesmas constantes é possível construir um valor com a dimensão do comprimento (o comprimento Planck-Wheeler sairá, 10 -33 cm) e com a dimensão do tempo (10 -43 seg).
Markov foi mais longe em seu raciocínio. De acordo com sua hipótese, a evaporação de um buraco negro leva à formação de um "resíduo seco" - um maximon. Markov chamou essas estruturas de buracos negros elementares. Até que ponto essa teoria corresponde à realidade ainda é uma questão em aberto. De qualquer forma, análogos dos máximos de Markov foram revividos em alguns modelos de buracos negros baseados na teoria das supercordas.

Profundidades do espaço

Os buracos negros não são proibidos pelas leis da física, mas eles existem na natureza? Evidência absolutamente estrita da presença no espaço de pelo menos um desses objetos ainda não foi encontrada. No entanto, é altamente provável que em alguns sistemas binários as fontes de raios X sejam buracos negros de origem estelar. Essa radiação deve surgir como resultado da sucção da atmosfera de uma estrela comum pelo campo gravitacional de um buraco vizinho. O gás durante seu movimento para o horizonte de eventos é fortemente aquecido e emite quanta de raios X. Pelo menos duas dúzias de fontes de raios-X são agora consideradas candidatas adequadas para o papel dos buracos negros. Além disso, as estatísticas estelares sugerem que existem cerca de dez milhões de buracos de origem estelar somente em nossa galáxia.

Os buracos negros também podem se formar no processo de condensação gravitacional da matéria nos núcleos galácticos. É assim que surgem buracos gigantescos com uma massa de milhões e bilhões de massas solares, que, com toda a probabilidade, são encontrados em muitas galáxias. Aparentemente, no centro da Via Láctea, coberto de nuvens de poeira, existe um buraco com uma massa de 3-4 milhões de massas solares.

Stephen Hawking chegou à conclusão de que buracos negros de massa arbitrária poderiam nascer imediatamente após o Big Bang, que deu origem ao nosso Universo. Buracos primários pesando até um bilhão de toneladas já evaporaram, mas os mais pesados ​​ainda podem se esconder nas profundezas do espaço e, no devido tempo, criar fogos de artifício cósmicos na forma de poderosos flashes de radiação gama. No entanto, tais explosões nunca foram observadas até agora.

fábrica de buracos negros

É possível acelerar as partículas no acelerador a uma energia tão alta que sua colisão daria origem a um buraco negro? À primeira vista, essa ideia é simplesmente louca - a explosão do buraco destruirá toda a vida na Terra. Além disso, é tecnicamente inviável. Se a massa mínima de um buraco é de fato 22 microgramas, então em unidades de energia é 10 28 elétron-volts. Este limite é 15 ordens de magnitude superior à capacidade do acelerador mais poderoso do mundo, o Large Hadron Collider (LHC), que será lançado no CERN em 2007.

No entanto, é possível que a estimativa padrão da massa mínima de um furo seja significativamente superestimada. De qualquer forma, é o que dizem os físicos que desenvolvem a teoria das supercordas, que inclui a teoria quântica da gravidade (embora longe de ser completa). De acordo com essa teoria, o espaço não tem menos de três dimensões, mas pelo menos nove. Não notamos dimensões extras, porque elas são enroladas em uma escala tão pequena que nossos instrumentos não as percebem. No entanto, a gravidade é onipresente, penetra em dimensões ocultas. Em três dimensões, a força da gravidade é inversamente proporcional ao quadrado da distância, e em nove dimensões é a oitava potência. Portanto, em um mundo multidimensional, a intensidade do campo gravitacional aumenta muito mais rápido com a diminuição da distância do que em um tridimensional. Nesse caso, o comprimento de Planck aumenta muitas vezes e a massa mínima do furo cai drasticamente.

A teoria das cordas prevê que um buraco negro com uma massa de apenas 10 -20 g pode nascer no espaço de nove dimensões.A massa relativística calculada de prótons acelerados no superacelerador zern é aproximadamente a mesma. De acordo com o cenário mais otimista, ele será capaz de produzir um buraco a cada segundo, que durará cerca de 10 a 26 segundos. No processo de sua evaporação, nascerão todos os tipos de partículas elementares, que serão fáceis de registrar. O desaparecimento do buraco levará à liberação de energia, que não é suficiente nem para aquecer um micrograma de água por milésimo de grau. Portanto, há esperança de que o LHC se transforme em uma fábrica de buracos negros inofensivos. Se esses modelos estiverem corretos, os detectores de raios cósmicos orbitais de nova geração também serão capazes de detectar esses buracos.

Todos os itens acima se aplicam a buracos negros estacionários. Enquanto isso, existem furos rotativos que possuem várias propriedades interessantes. Os resultados da análise teórica da radiação dos buracos negros também levaram a um sério repensar do conceito de entropia, que também merece uma discussão à parte. Mais sobre isso na próxima edição.

A hipótese da existência de buracos negros foi apresentada pela primeira vez pelo astrônomo inglês J. Michell em 1783 com base na teoria corpuscular da luz e na teoria newtoniana da gravidade. Naquela época, a teoria ondulatória de Huygens e seu famoso princípio ondulatório foram simplesmente esquecidos. A teoria das ondas não foi ajudada pelo apoio de alguns cientistas veneráveis, em particular, os famosos acadêmicos de São Petersburgo M.V. Lomonosov e L. Euler. A lógica do raciocínio que levou Michell ao conceito de buraco negro é muito simples: se a luz consiste em partículas-corpúsculos do éter luminífero, então essas partículas, como outros corpos, devem sofrer atração do campo gravitacional. Consequentemente, quanto mais massiva a estrela (ou planeta), maior a atração de seu lado pelos corpúsculos e mais difícil é para a luz deixar a superfície de tal corpo.

Uma lógica adicional sugere que tais estrelas massivas podem existir na natureza, cuja atração os corpúsculos não podem mais superar, e elas sempre parecerão pretas para um observador externo, embora elas mesmas possam brilhar com um brilho deslumbrante, como o Sol. Fisicamente, isso significa que a segunda velocidade cósmica na superfície de tal estrela não deve ser menor que a velocidade da luz. Os cálculos de Michell mostram que a luz nunca deixará uma estrela se seu raio na densidade solar média for 500 solar. Tal estrela já pode ser chamada de buraco negro.

Após 13 anos, o matemático e astrônomo francês P.S. Laplace expressou, provavelmente, independentemente de Michell, uma hipótese semelhante sobre a existência de tais objetos exóticos. Usando um método de cálculo complicado, Laplace encontrou o raio de uma esfera para uma determinada densidade, na superfície da qual a velocidade parabólica é igual à velocidade da luz. Segundo Laplace, os corpúsculos de luz, sendo partículas gravitantes, deveriam ser retardados por estrelas massivas emitindo luz, que têm densidade igual à da Terra e raio 250 vezes maior que o solar.

Esta teoria de Laplace foi incluída apenas nas duas primeiras edições vitalícias de seu famoso livro "Exposição do Sistema do Mundo", publicado em 1796 e 1799. Sim, talvez até o astrônomo austríaco F.K. von Zach tenha se interessado pela teoria de Laplace, publicando-a em 1798 sob o título "Prova do teorema de que a força de atração de um corpo pesado pode ser tão grande que a luz não pode fluir dele".

Neste ponto, a história do estudo dos buracos negros parou por mais de 100 anos. Parece que o próprio Laplace abandonou silenciosamente uma hipótese tão extravagante, uma vez que a excluiu de todas as outras edições vitalícias de seu livro, que apareceram em 1808, 1813 e 1824. Talvez Laplace não quisesse replicar a quase fantástica hipótese de estrelas colossais que não emitem mais luz. Talvez ele tenha sido interrompido por novos dados astronômicos sobre a invariabilidade da magnitude da aberração da luz em diferentes estrelas, que contradiziam algumas das conclusões de sua teoria, com base nas quais baseou seus cálculos. Mas a razão mais provável pela qual todos esqueceram os misteriosos objetos hipotéticos de Michell-Laplace é o triunfo da teoria ondulatória da luz, cuja procissão triunfal começou nos primeiros anos do século XIX.

O início deste triunfo foi estabelecido pela palestra Booker do físico inglês T. Jung "The Theory of Light and Color", publicada em 1801, onde Jung corajosamente, ao contrário de Newton e outros famosos defensores da teoria corpuscular (incluindo Laplace) , delineou a essência da teoria ondulatória da luz, dizendo que a luz emitida consiste em movimentos ondulatórios do éter luminífero. Inspirado pela descoberta da polarização da luz, Laplace começou a "salvar" os corpúsculos ao construir uma teoria da dupla refração da luz em cristais baseada na dupla ação das moléculas de cristal sobre os corpúsculos de luz. Mas os trabalhos subsequentes dos físicos O.Zh. Fresnel, F. D. Aragon, J. Fraunhofer e outros não deixaram pedra sobre pedra da teoria corpuscular, que foi seriamente lembrada apenas um século depois, após a descoberta dos quanta. Todo o raciocínio sobre buracos negros na estrutura da teoria ondulatória da luz naquela época parecia ridículo.

Os buracos negros não foram imediatamente lembrados após a "reabilitação" da teoria corpuscular da luz, quando começaram a falar sobre isso em um novo nível qualitativo graças à hipótese dos quanta (1900) e dos fótons (1905). Os buracos negros foram redescobertos pela segunda vez somente após a criação da relatividade geral em 1916, quando o físico teórico e astrônomo alemão K. Schwarzschild, alguns meses após a publicação das equações de Einstein, os usou para investigar a estrutura do espaço-tempo curvo nas proximidades do Sol. Como resultado, ele redescobriu o fenômeno dos buracos negros, mas em um nível mais profundo.

A descoberta teórica final dos buracos negros ocorreu em 1939, quando Oppenheimer e Snyder realizaram a primeira solução explícita das equações de Einstein ao descrever a formação de um buraco negro a partir de uma nuvem de poeira em colapso. O próprio termo "buraco negro" foi introduzido pela primeira vez na ciência pelo físico americano J. Wheeler em 1968, durante os anos de um rápido renascimento do interesse pela relatividade geral, cosmologia e astrofísica, causado pelas conquistas da extra-atmosférica (em particular , raios-x) astronomia, a descoberta da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, pulsares e quasares.

Devido ao aumento relativamente recente do interesse em fazer filmes científicos populares sobre exploração espacial, o espectador moderno ouviu muito sobre fenômenos como a singularidade ou buraco negro. No entanto, os filmes obviamente não revelam a natureza completa desses fenômenos e, às vezes, até distorcem as teorias científicas construídas para maior efeito. Por esse motivo, a ideia de muitas pessoas modernas sobre esses fenômenos é completamente superficial ou completamente errônea. Uma das soluções para o problema que surgiu é este artigo, no qual tentaremos entender os resultados da pesquisa existente e responder à pergunta - o que é um buraco negro?

Em 1784, o padre e naturalista inglês John Michell mencionou pela primeira vez em uma carta à Royal Society um corpo massivo hipotético que tem uma atração gravitacional tão forte que a segunda velocidade cósmica para ele excederia a velocidade da luz. A segunda velocidade de escape é a velocidade que um objeto relativamente pequeno precisaria para superar a atração gravitacional de um corpo celeste e deixar a órbita fechada em torno desse corpo. Segundo seus cálculos, um corpo com a densidade do Sol e com um raio de 500 raios solares terá em sua superfície uma segunda velocidade cósmica igual à velocidade da luz. Nesse caso, mesmo a luz não sairá da superfície de tal corpo e, portanto, esse corpo apenas absorverá a luz que entra e permanecerá invisível para o observador - uma espécie de mancha preta contra o fundo do espaço escuro.

No entanto, o conceito de corpo supermassivo proposto por Michell não atraiu muito interesse até o trabalho de Einstein. Lembre-se de que este último definiu a velocidade da luz como a velocidade limite da transferência de informações. Além disso, Einstein expandiu a teoria da gravidade para velocidades próximas à velocidade da luz (). Como resultado, não era mais relevante aplicar a teoria newtoniana aos buracos negros.

equação de Einstein

Como resultado da aplicação da relatividade geral aos buracos negros e da resolução das equações de Einstein, foram revelados os principais parâmetros de um buraco negro, dos quais existem apenas três: massa, carga elétrica e momento angular. Cabe destacar a significativa contribuição do astrofísico indiano Subramanyan Chandrasekhar, que criou uma monografia fundamental: "A Teoria Matemática dos Buracos Negros".

Assim, a solução das equações de Einstein é representada por quatro opções para quatro tipos possíveis de buracos negros:

• Buraco negro sem rotação e sem carga - a solução de Schwarzschild. Uma das primeiras descrições de um buraco negro (1916) usando as equações de Einstein, mas sem levar em conta dois dos três parâmetros do corpo. A solução do físico alemão Karl Schwarzschild permite calcular o campo gravitacional externo de um corpo maciço esférico. Uma característica do conceito de buracos negros do cientista alemão é a presença de um horizonte de eventos e o que está por trás dele. Schwarzschild também calculou primeiro o raio gravitacional, que recebeu seu nome, que determina o raio da esfera na qual o horizonte de eventos estaria localizado para um corpo com uma determinada massa.
• Um buraco negro sem rotação com carga - a solução Reisner-Nordström. Uma solução apresentada em 1916-1918, levando em consideração a possível carga elétrica de um buraco negro. Esta carga não pode ser arbitrariamente grande e é limitada devido à repulsão elétrica resultante. Este último deve ser compensado pela atração gravitacional.
• Um buraco negro com rotação e sem carga - solução de Kerr (1963). Um buraco negro de Kerr em rotação difere de um estático pela presença da chamada ergosfera (leia mais sobre este e outros componentes de um buraco negro).
• BH com rotação e carga - solução Kerr-Newman. Esta solução foi calculada em 1965 e atualmente é a mais completa, pois leva em consideração os três parâmetros de BH. No entanto, ainda se assume que os buracos negros na natureza têm uma carga insignificante.

A formação de um buraco negro

Existem várias teorias sobre como um buraco negro é formado e aparece, sendo a mais famosa delas o surgimento de uma estrela com massa suficiente como resultado do colapso gravitacional. Tal compressão pode acabar com a evolução de estrelas com massa de mais de três massas solares. Após a conclusão das reações termonucleares dentro dessas estrelas, elas começam a encolher rapidamente para uma superdensa. Se a pressão do gás de uma estrela de nêutrons não pode compensar as forças gravitacionais, ou seja, a massa da estrela supera a chamada. Limite de Oppenheimer-Volkov, então o colapso continua, como resultado do qual a matéria é comprimida em um buraco negro.

O segundo cenário que descreve o nascimento de um buraco negro é a compressão do gás protogaláctico, ou seja, gás interestelar que está em fase de transformação em uma galáxia ou algum tipo de aglomerado. No caso de pressão interna insuficiente para compensar as mesmas forças gravitacionais, pode surgir um buraco negro.

Dois outros cenários permanecem hipotéticos:

• A ocorrência de um buraco negro como resultado - o chamado. buracos negros primordiais.
• Ocorrência como resultado de reações nucleares em altas energias. Um exemplo de tais reações são os experimentos em colisores.

Estrutura e física dos buracos negros

A estrutura de um buraco negro de acordo com Schwarzschild inclui apenas dois elementos que foram mencionados anteriormente: a singularidade e o horizonte de eventos de um buraco negro. Falando brevemente sobre a singularidade, pode-se notar que é impossível traçar uma linha reta através dela, e também que a maioria das teorias físicas existentes não funcionam dentro dela. Assim, a física da singularidade permanece um mistério para os cientistas de hoje. buraco negro - esta é uma espécie de fronteira, cruzando a qual, um objeto físico perde a capacidade de retornar além dele e inequivocamente "cair" na singularidade de um buraco negro.

A estrutura de um buraco negro torna-se um pouco mais complicada no caso da solução de Kerr, ou seja, na presença de rotação BH. A solução de Kerr implica que o buraco tem uma ergosfera. Ergosfera - uma certa área localizada fora do horizonte de eventos, dentro da qual todos os corpos se movem na direção de rotação do buraco negro. Esta área ainda não é emocionante e é possível sair dela, ao contrário do horizonte de eventos. A ergosfera é provavelmente uma espécie de análogo de um disco de acreção, que representa uma substância rotativa em torno de corpos massivos. Se um buraco negro de Schwarzschild estático é representado como uma esfera negra, então o buraco negro de Kerry, devido à presença de uma ergosfera, tem a forma de um elipsóide oblato, na forma do qual muitas vezes vimos buracos negros em desenhos, em antigos filmes ou videogames.

• Quanto pesa um buraco negro? - O maior material teórico sobre o aparecimento de um buraco negro está disponível para o cenário de seu aparecimento como resultado do colapso de uma estrela. Nesse caso, a massa máxima de uma estrela de nêutrons e a massa mínima de um buraco negro são determinadas pelo limite de Oppenheimer-Volkov, segundo o qual o limite inferior da massa de BH é de 2,5 a 3 massas solares. O buraco negro mais pesado já descoberto (na galáxia NGC 4889) tem uma massa de 21 bilhões de massas solares. No entanto, não se deve esquecer dos buracos negros, hipoteticamente resultantes de reações nucleares em altas energias, como as dos colisores. A massa de tais buracos negros quânticos, em outras palavras, "buracos negros de Planck" é da ordem de , ou seja, 2 10 −5 g.
• Tamanho do buraco negro. O raio mínimo de BH pode ser calculado a partir da massa mínima (2,5 - 3 massas solares). Se o raio gravitacional do Sol, ou seja, a área onde estaria o horizonte de eventos, for de cerca de 2,95 km, então o raio mínimo de um BH de 3 massas solares será de cerca de nove quilômetros. Esses tamanhos relativamente pequenos não cabem na cabeça quando se trata de objetos maciços que atraem tudo ao redor. No entanto, para buracos negros quânticos, o raio é -10 −35 m.
• A densidade média de um buraco negro depende de dois parâmetros: massa e raio. A densidade de um buraco negro com uma massa de cerca de três massas solares é de cerca de 6 10 26 kg/m³, enquanto a densidade da água é de 1000 kg/m³. No entanto, esses pequenos buracos negros não foram encontrados pelos cientistas. A maioria das BHs detectadas tem massas superiores a 105 massas solares. Existe um padrão interessante segundo o qual quanto mais massivo o buraco negro, menor sua densidade. Neste caso, uma mudança na massa em 11 ordens de magnitude implica uma mudança na densidade em 22 ordens de magnitude. Assim, um buraco negro com uma massa de 1 ·10 9 massas solares tem uma densidade de 18,5 kg/m³, que é um a menos que a densidade do ouro. E buracos negros com massa superior a 10 10 massas solares podem ter uma densidade média menor que a densidade do ar. Com base nesses cálculos, é lógico supor que a formação de um buraco negro ocorra não devido à compressão da matéria, mas como resultado do acúmulo de uma grande quantidade de matéria em um determinado volume. No caso dos buracos negros quânticos, sua densidade pode ser de cerca de 10 94 kg/m³.
• A temperatura de um buraco negro também é inversamente proporcional à sua massa. Esta temperatura está diretamente relacionada com . O espectro dessa radiação coincide com o espectro de um corpo completamente negro, ou seja, um corpo que absorve toda a radiação incidente. O espectro de radiação de um corpo negro depende apenas de sua temperatura, então a temperatura de um buraco negro pode ser determinada a partir do espectro de radiação de Hawking. Como mencionado acima, esta radiação é mais poderosa, quanto menor o buraco negro. Ao mesmo tempo, a radiação Hawking permanece hipotética, pois ainda não foi observada pelos astrônomos. Segue-se disso que se existe radiação Hawking, então a temperatura dos BHs observados é tão baixa que não permite detectar a radiação indicada. De acordo com os cálculos, mesmo a temperatura de um buraco com massa da ordem da massa do Sol é insignificantemente pequena (1 ·10 -7 K ou -272°C). A temperatura dos buracos negros quânticos pode atingir cerca de 10 12 K e, com sua rápida evaporação (cerca de 1,5 min.), esses buracos negros podem emitir energia da ordem de dez milhões de bombas atômicas. Mas, felizmente, a criação de tais objetos hipotéticos exigirá energia 10 14 vezes maior do que a alcançada hoje no Grande Colisor de Hádrons. Além disso, tais fenômenos nunca foram observados pelos astrônomos.

Do que é feito um CHD?

Outra questão preocupa tanto os cientistas quanto aqueles que simplesmente gostam de astrofísica - em que consiste um buraco negro? Não há uma resposta única para essa pergunta, pois não é possível olhar além do horizonte de eventos que cerca qualquer buraco negro. Além disso, como mencionado anteriormente, os modelos teóricos de um buraco negro fornecem apenas 3 de seus componentes: a ergosfera, o horizonte de eventos e a singularidade. É lógico supor que na ergosfera existam apenas aqueles objetos que foram atraídos pelo buraco negro e que agora giram em torno dele - vários tipos de corpos cósmicos e gás cósmico. O horizonte de eventos é apenas uma fina fronteira implícita, uma vez além da qual, os mesmos corpos cósmicos são irrevogavelmente atraídos para o último componente principal do buraco negro - a singularidade. A natureza da singularidade não foi estudada hoje e é muito cedo para falar sobre sua composição.

De acordo com algumas suposições, um buraco negro pode consistir em nêutrons. Se seguirmos o cenário da ocorrência de um buraco negro como resultado da compressão de uma estrela em uma estrela de nêutrons com sua subsequente compressão, então, provavelmente, a parte principal do buraco negro consiste em nêutrons, dos quais a estrela de nêutrons em si também consiste. Em palavras simples: quando uma estrela colapsa, seus átomos são comprimidos de tal forma que os elétrons se combinam com os prótons, formando assim nêutrons. Tal reação de fato ocorre na natureza, com a formação de um nêutron, ocorre a emissão de neutrinos. No entanto, são apenas suposições.

O que acontece se você cair em um buraco negro?

Cair em um buraco negro astrofísico leva ao alongamento do corpo. Considere um astronauta suicida hipotético entrando em um buraco negro vestindo nada além de um traje espacial, com os pés primeiro. Atravessando o horizonte de eventos, o astronauta não notará nenhuma mudança, apesar de não ter mais a oportunidade de voltar. Em algum momento, o astronauta chegará a um ponto (um pouco atrás do horizonte de eventos) onde a deformação de seu corpo começará a ocorrer. Como o campo gravitacional de um buraco negro não é uniforme e é representado por um gradiente de força crescente em direção ao centro, as pernas do astronauta estarão sujeitas a um efeito gravitacional notavelmente maior do que, por exemplo, a cabeça. Então, devido à gravidade, ou melhor, às forças das marés, as pernas “cairão” mais rapidamente. Assim, o corpo começa a se esticar gradualmente em comprimento. Para descrever esse fenômeno, os astrofísicos criaram um termo bastante criativo - espaguetificação. O alongamento posterior do corpo provavelmente o decomporá em átomos, que, mais cedo ou mais tarde, atingirão uma singularidade. Pode-se apenas adivinhar o que uma pessoa sentirá nessa situação. Vale a pena notar que o efeito de esticar o corpo é inversamente proporcional à massa do buraco negro. Ou seja, se um BH com a massa de três sóis instantaneamente estica/quebra o corpo, então o buraco negro supermassivo terá forças de maré mais baixas e, há sugestões de que alguns materiais físicos poderiam “tolerar” tal deformação sem perder sua estrutura.

Como você sabe, perto de objetos massivos, o tempo flui mais lentamente, o que significa que o tempo para um astronauta suicida fluirá muito mais lentamente do que para os terráqueos. Nesse caso, talvez ele sobreviva não apenas a seus amigos, mas à própria Terra. Cálculos serão necessários para determinar quanto tempo vai desacelerar para um astronauta, mas pelo que foi dito acima, pode-se supor que o astronauta cairá no buraco negro muito lentamente e pode simplesmente não viver para ver o momento em que seu corpo começa a se deformar. .

Vale ressaltar que para um observador externo, todos os corpos que voaram até o horizonte de eventos permanecerão na borda desse horizonte até que sua imagem desapareça. A razão para este fenômeno é o redshift gravitacional. Simplificando um pouco, podemos dizer que a luz que incide sobre o corpo de um astronauta suicida "congelado" no horizonte de eventos mudará sua frequência devido ao seu tempo de desaceleração. À medida que o tempo passa mais lentamente, a frequência da luz diminui e o comprimento de onda aumenta. Como resultado desse fenômeno, na saída, ou seja, para um observador externo, a luz mudará gradualmente para a baixa frequência - vermelha. Ocorrerá uma mudança de luz ao longo do espectro, à medida que o astronauta suicida se afasta cada vez mais do observador, embora quase imperceptivelmente, e seu tempo flui cada vez mais devagar. Assim, a luz refletida por seu corpo logo ultrapassará o espectro visível (a imagem desaparecerá), e no futuro o corpo do astronauta só poderá ser detectado na região do infravermelho, posteriormente na região de radiofrequência, e como resultado, a radiação será completamente indescritível.

Apesar do que foi escrito acima, supõe-se que em buracos negros supermassivos muito grandes, as forças de maré não mudam tanto com a distância e agem quase uniformemente sobre o corpo em queda. Nesse caso, a espaçonave em queda manteria sua estrutura. Surge uma pergunta razoável - para onde leva um buraco negro? Esta pergunta pode ser respondida pelo trabalho de alguns cientistas, ligando dois fenômenos como buracos de minhoca e buracos negros.

Em 1935, Albert Einstein e Nathan Rosen, levando em consideração, apresentaram uma hipótese sobre a existência dos chamados buracos de minhoca, conectando dois pontos do espaço-tempo por meio de locais de curvatura significativa deste último - a ponte Einstein-Rosen ou buraco de minhoca. Para uma curvatura tão poderosa do espaço, serão necessários corpos com uma massa gigantesca, com o papel dos quais os buracos negros lidariam perfeitamente.

A Ponte Einstein-Rosen é considerada um buraco de minhoca impenetrável, pois é pequena e instável.

Um buraco de minhoca atravessável é possível dentro da teoria dos buracos pretos e brancos. Onde o buraco branco é a saída da informação que caiu no buraco negro. O buraco branco é descrito no quadro da relatividade geral, mas hoje permanece hipotético e não foi descoberto. Outro modelo de buraco de minhoca foi proposto pelos cientistas americanos Kip Thorne e seu aluno de pós-graduação Mike Morris, o que pode ser aceitável. No entanto, como no caso do buraco de minhoca de Morris-Thorne, também no caso dos buracos preto e branco, a possibilidade de viajar exige a existência da chamada matéria exótica, que possui energia negativa e também permanece hipotética.

Buracos negros no universo

A existência de buracos negros foi confirmada há relativamente pouco tempo (setembro de 2015), mas antes disso já havia muito material teórico sobre a natureza dos buracos negros, bem como muitos objetos candidatos ao papel de um buraco negro. Em primeiro lugar, deve-se levar em conta as dimensões do buraco negro, pois a própria natureza do fenômeno depende delas:

• buraco negro de massa estelar. Tais objetos são formados como resultado do colapso de uma estrela. Como mencionado anteriormente, a massa mínima de um corpo capaz de formar um buraco negro é de 2,5 a 3 massas solares.
• Buracos negros de massa intermediária. Um tipo intermediário condicional de buracos negros que aumentaram devido à absorção de objetos próximos, como acumulações de gás, uma estrela vizinha (em sistemas de duas estrelas) e outros corpos cósmicos.
• Buraco negro supermassivo. Objetos compactos com 10 5 -10 10 massas solares. Propriedades distintivas de tais BHs são paradoxalmente baixa densidade, bem como forças de maré fracas, que foram discutidas anteriormente. É este buraco negro supermassivo no centro da nossa galáxia Via Láctea (Sagitário A*, Sgr A*), assim como a maioria das outras galáxias.

Candidatos ao CHD

O buraco negro mais próximo, ou melhor, um candidato ao papel de um buraco negro, é um objeto (V616 Unicorn), localizado a uma distância de 3000 anos-luz do Sol (em nossa galáxia). Consiste em dois componentes: uma estrela com massa de metade da massa solar, bem como um pequeno corpo invisível, cuja massa é de 3 a 5 massas solares. Se este objeto for um pequeno buraco negro de massa estelar, então, por certo, será o buraco negro mais próximo.

Seguindo este objeto, o segundo buraco negro mais próximo é Cyg X-1 (Cyg X-1), que foi o primeiro candidato ao papel de um buraco negro. A distância até ele é de aproximadamente 6070 anos-luz. Bastante bem estudado: tem uma massa de 14,8 massas solares e um raio de horizonte de eventos de cerca de 26 km.

Segundo algumas fontes, outro candidato mais próximo ao papel de um buraco negro pode ser um corpo no sistema estelar V4641 Sagittari (V4641 Sgr), que, segundo estimativas de 1999, estava localizado a uma distância de 1600 anos-luz. No entanto, estudos subsequentes aumentaram essa distância em pelo menos 15 vezes.

Quantos buracos negros existem em nossa galáxia?

Não há uma resposta exata para essa pergunta, pois é bastante difícil observá-los e, durante todo o estudo do céu, os cientistas conseguiram detectar cerca de uma dúzia de buracos negros na Via Láctea. Sem entrar em cálculos, notamos que em nossa galáxia existem cerca de 100 a 400 bilhões de estrelas, e cada milésima estrela tem massa suficiente para formar um buraco negro. É provável que milhões de buracos negros possam ter se formado durante a existência da Via Láctea. Como é mais fácil registrar buracos negros enormes, é lógico supor que a maioria dos BHs em nossa galáxia não são supermassivos. Vale ressaltar que a pesquisa da NASA em 2005 sugere a presença de todo um enxame de buracos negros (10-20 mil) orbitando o centro da galáxia. Além disso, em 2016, astrofísicos japoneses descobriram um satélite massivo perto do objeto * - um buraco negro, o núcleo da Via Láctea. Devido ao pequeno raio (0,15 anos-luz) deste corpo, bem como à sua enorme massa (100.000 massas solares), os cientistas sugerem que este objeto também é um buraco negro supermassivo.

O núcleo da nossa galáxia, o buraco negro da Via Láctea (Sagitário A *, Sgr A * ou Sagitário A *) é supermassivo e tem uma massa de 4,31 10 6 massas solares e um raio de 0,00071 anos-luz (6,25 horas-luz ou 6,75 bilhões de km). A temperatura de Sagitário A* junto com o aglomerado ao seu redor é de cerca de 1 10 7 K.

O maior buraco negro

O maior buraco negro do universo que os cientistas conseguiram detectar é um buraco negro supermassivo, o FSRQ blazar, no centro da galáxia S5 0014+81, a uma distância de 1,2·10 10 anos-luz da Terra. De acordo com resultados preliminares de observação, usando o observatório espacial Swift, a massa do buraco negro era de 40 bilhões (40 10 9) de massas solares, e o raio de Schwarzschild desse buraco era de 118,35 bilhões de quilômetros (0,013 anos-luz). Além disso, segundo cálculos, surgiu há 12,1 bilhões de anos (1,6 bilhão de anos após o Big Bang). Se esse buraco negro gigante não absorver a matéria ao seu redor, viverá para ver a era dos buracos negros - uma das eras do desenvolvimento do Universo, durante a qual os buracos negros dominarão. Se o núcleo da galáxia S5 0014+81 continuar a crescer, então se tornará um dos últimos buracos negros que existirão no universo.

Os outros dois buracos negros conhecidos, embora sem nome, são da maior importância para o estudo dos buracos negros, pois confirmaram sua existência experimentalmente, e também deram resultados importantes para o estudo da gravidade. Estamos falando do evento GW150914, que é chamado de colisão de dois buracos negros em um. Este evento permitiu registrar .

Detecção de buracos negros

Antes de considerar métodos para detectar buracos negros, a pergunta deve ser respondida - por que um buraco negro é negro? - a resposta para isso não requer profundo conhecimento em astrofísica e cosmologia. O fato é que um buraco negro absorve toda a radiação que incide sobre ele e não irradia nada, se você não levar em conta o hipotético. Se considerarmos esse fenômeno com mais detalhes, podemos supor que não há processos dentro de buracos negros que levem à liberação de energia na forma de radiação eletromagnética. Então, se o buraco negro irradia, então está no espectro Hawking (que coincide com o espectro de um corpo aquecido e absolutamente preto). No entanto, como mencionado anteriormente, essa radiação não foi detectada, o que sugere uma temperatura completamente baixa dos buracos negros.

Outra teoria geralmente aceita diz que a radiação eletromagnética não é capaz de deixar o horizonte de eventos. É mais provável que os fótons (partículas de luz) não sejam atraídos por objetos massivos, pois, de acordo com a teoria, eles próprios não têm massa. No entanto, o buraco negro ainda "atrai" os fótons de luz através da distorção do espaço-tempo. Se imaginarmos um buraco negro no espaço como uma espécie de depressão na superfície lisa do espaço-tempo, então há uma certa distância do centro do buraco negro, aproximando-se da qual a luz não poderá mais se afastar dele . Ou seja, grosso modo, a luz começa a “cair” no “poço”, que nem tem “fundo”.

Além disso, dado o efeito do redshift gravitacional, é possível que a luz em um buraco negro perca sua frequência, deslocando-se ao longo do espectro para a região de radiação de onda longa de baixa frequência, até perder energia completamente.

Então, um buraco negro é preto e, portanto, difícil de detectar no espaço.

Métodos de detecção

Considere os métodos que os astrônomos usam para detectar um buraco negro:

Além dos métodos mencionados acima, os cientistas costumam associar objetos como buracos negros e. Quasares são algumas acumulações de corpos cósmicos e gás, que estão entre os objetos astronômicos mais brilhantes do Universo. Como eles têm uma alta intensidade de luminescência em tamanhos relativamente pequenos, há razões para acreditar que o centro desses objetos é um buraco negro supermassivo, que atrai a matéria circundante para si. Devido a uma atração gravitacional tão poderosa, a matéria atraída é tão aquecida que irradia intensamente. A detecção de tais objetos é geralmente comparada com a detecção de um buraco negro. Às vezes, os quasares podem irradiar jatos de plasma aquecido em duas direções - jatos relativísticos. As razões para o surgimento de tais jatos (jato) não são completamente claras, mas provavelmente são causadas pela interação dos campos magnéticos do BH e do disco de acreção, e não são emitidos por um buraco negro direto.

Um jato na galáxia M87 atingindo o centro de um buraco negro

Resumindo o exposto, pode-se imaginar, de perto: é um objeto esférico preto, em torno do qual gira matéria fortemente aquecida, formando um disco de acreção luminoso.

Fusão e colisão de buracos negros

Um dos fenômenos mais interessantes da astrofísica é a colisão de buracos negros, que também possibilita a detecção de corpos astronômicos tão massivos. Tais processos interessam não apenas aos astrofísicos, pois resultam em fenômenos pouco estudados pelos físicos. O exemplo mais claro é o evento mencionado anteriormente chamado GW150914, quando dois buracos negros se aproximaram tanto que, como resultado da atração gravitacional mútua, eles se fundiram em um. Uma consequência importante dessa colisão foi o surgimento de ondas gravitacionais.

De acordo com a definição de ondas gravitacionais, estas são mudanças no campo gravitacional que se propagam de maneira ondulatória a partir de objetos em movimento massivos. Quando dois desses objetos se aproximam, eles começam a girar em torno de um centro de gravidade comum. À medida que se aproximam, sua rotação em torno de seu próprio eixo aumenta. Tais oscilações variáveis ​​do campo gravitacional em algum ponto podem formar uma poderosa onda gravitacional que pode se propagar no espaço por milhões de anos-luz. Assim, a uma distância de 1,3 bilhão de anos-luz, ocorreu a colisão de dois buracos negros, que formaram uma poderosa onda gravitacional que atingiu a Terra em 14 de setembro de 2015 e foi registrada pelos detectores LIGO e VIRGO.

Como os buracos negros morrem?

Obviamente, para um buraco negro deixar de existir, ele precisaria perder toda a sua massa. No entanto, de acordo com sua definição, nada pode deixar o buraco negro se ele cruzou seu horizonte de eventos. Sabe-se que pela primeira vez o físico teórico soviético Vladimir Gribov mencionou a possibilidade de emissão de partículas por um buraco negro em sua discussão com outro cientista soviético Yakov Zeldovich. Ele argumentou que, do ponto de vista da mecânica quântica, um buraco negro é capaz de emitir partículas através de um efeito de túnel. Mais tarde, com a ajuda da mecânica quântica, ele construiu sua própria teoria, um tanto diferente, a do físico teórico inglês Stephen Hawking. Você pode ler mais sobre esse fenômeno. Em suma, existem as chamadas partículas virtuais no vácuo, que nascem constantemente em pares e se aniquilam, sem interagir com o mundo circundante. Mas se esses pares surgem no horizonte de eventos do buraco negro, então a forte gravidade é hipoteticamente capaz de separá-los, com uma partícula caindo no buraco negro e a outra se afastando do buraco negro. E como uma partícula que voou para longe de um buraco pode ser observada e, portanto, tem energia positiva, uma partícula que caiu em um buraco deve ter energia negativa. Assim, o buraco negro perderá sua energia e haverá um efeito chamado evaporação do buraco negro.

De acordo com os modelos disponíveis de um buraco negro, como mencionado anteriormente, à medida que sua massa diminui, sua radiação se torna mais intensa. Então, na fase final da existência de um buraco negro, quando ele puder ser reduzido ao tamanho de um buraco negro quântico, ele liberará uma enorme quantidade de energia na forma de radiação, que pode ser equivalente a milhares ou até milhões de bombas atômicas. Este evento lembra um pouco a explosão de um buraco negro, como a mesma bomba. Segundo cálculos, buracos negros primordiais poderiam ter nascido como resultado do Big Bang, e aqueles deles, cuja massa é da ordem de 10 12 kg, deveriam ter evaporado e explodido em nossa época. Seja como for, tais explosões nunca foram vistas pelos astrônomos.

Apesar do mecanismo proposto por Hawking para a destruição dos buracos negros, as propriedades da radiação de Hawking causam um paradoxo no âmbito da mecânica quântica. Se um buraco negro absorve algum corpo e depois perde a massa resultante da absorção desse corpo, então, independentemente da natureza do corpo, o buraco negro não será diferente do que era antes da absorção do corpo. Nesse caso, as informações sobre o corpo são perdidas para sempre. Do ponto de vista dos cálculos teóricos, a transformação do estado puro inicial no estado misto (“térmico”) resultante não corresponde à teoria atual da mecânica quântica. Esse paradoxo às vezes é chamado de desaparecimento de informações em um buraco negro. Uma solução real para este paradoxo nunca foi encontrada. Opções conhecidas para resolver o paradoxo:

• Inconsistência da teoria de Hawking. Isso implica a impossibilidade de destruir o buraco negro e seu constante crescimento.
• A presença de buracos brancos. Nesse caso, a informação absorvida não desaparece, mas é simplesmente jogada em outro Universo.
• Inconsistência da teoria geralmente aceita da mecânica quântica.

Problema não resolvido da física dos buracos negros

A julgar por tudo o que foi descrito anteriormente, os buracos negros, embora tenham sido estudados por um tempo relativamente longo, ainda possuem muitas características, cujos mecanismos ainda não são conhecidos pelos cientistas.

• Em 1970, um cientista inglês formulou o chamado. "princípio da censura cósmica" - "A natureza abomina a simples singularidade". Isso significa que a singularidade é formada apenas em locais ocultos, como o centro de um buraco negro. No entanto, este princípio ainda não foi comprovado. Existem também cálculos teóricos segundo os quais uma singularidade "nua" pode ocorrer.
• O “teorema sem cabelo”, segundo o qual os buracos negros têm apenas três parâmetros, também não foi comprovado.
• Uma teoria completa da magnetosfera do buraco negro não foi desenvolvida.
• A natureza e a física da singularidade gravitacional não foram estudadas.
• Não se sabe ao certo o que acontece no estágio final da existência de um buraco negro e o que permanece após seu decaimento quântico.

Fatos interessantes sobre buracos negros

Resumindo o exposto, podemos destacar várias características interessantes e incomuns da natureza dos buracos negros:

• Os buracos negros têm apenas três parâmetros: massa, carga elétrica e momento angular. Como resultado de um número tão pequeno de características desse corpo, o teorema que afirma isso é chamado de "teorema sem cabelo". É também daí que vem a frase “um buraco negro não tem cabelo”, o que significa que dois buracos negros são absolutamente idênticos, seus três parâmetros mencionados são os mesmos.
• A densidade dos buracos negros pode ser menor que a densidade do ar e a temperatura é próxima do zero absoluto. A partir disso, podemos supor que a formação de um buraco negro ocorre não devido à compressão da matéria, mas como resultado do acúmulo de uma grande quantidade de matéria em um determinado volume.
• O tempo para corpos absorvidos por buracos negros é muito mais lento do que para um observador externo. Além disso, os corpos absorvidos são significativamente esticados dentro do buraco negro, o que foi chamado de espaguetificação pelos cientistas.
• Pode haver cerca de um milhão de buracos negros em nossa galáxia.
• Provavelmente existe um buraco negro supermassivo no centro de cada galáxia.
• No futuro, de acordo com o modelo teórico, o Universo atingirá a chamada era dos buracos negros, quando os buracos negros se tornarão os corpos dominantes no Universo.

O conceito de buraco negro é conhecido por todos - de crianças em idade escolar a idosos, é usado na literatura científica e de ficção, na mídia amarela e em conferências científicas. Mas nem todo mundo sabe exatamente o que são esses buracos.

Da história dos buracos negros

1783 A primeira hipótese para a existência de um fenômeno como um buraco negro foi apresentada em 1783 pelo cientista inglês John Michell. Em sua teoria, ele combinou duas criações de Newton - óptica e mecânica. A ideia de Michell era esta: se a luz é um fluxo de partículas minúsculas, então, como todos os outros corpos, as partículas deveriam experimentar a atração de um campo gravitacional. Acontece que quanto mais massiva a estrela, mais difícil é para a luz resistir à sua atração. 13 anos depois de Michell, o astrônomo e matemático francês Laplace apresentou (provavelmente independentemente de seu colega britânico) uma teoria semelhante.

1915 No entanto, todas as suas obras permaneceram não reclamadas até o início do século 20. Em 1915, Albert Einstein publicou a Teoria Geral da Relatividade e mostrou que a gravidade é uma curvatura do espaço-tempo causada pela matéria e, alguns meses depois, o astrônomo e físico teórico alemão Karl Schwarzschild a usou para resolver um problema astronômico específico. Ele explorou a estrutura do espaço-tempo curvo ao redor do Sol e redescobriu o fenômeno dos buracos negros.

(John Wheeler cunhou o termo "buracos negros")

1967 O físico americano John Wheeler esboçou um espaço que pode ser amassado, como um pedaço de papel, em um ponto infinitesimal e designou o termo "Buraco Negro".

1974 O físico britânico Stephen Hawking provou que os buracos negros, embora engulam matéria sem retorno, podem emitir radiação e eventualmente evaporar. Este fenômeno é chamado de "radiação Hawking".

2013 As últimas pesquisas sobre pulsares e quasares, bem como a descoberta da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, finalmente tornaram possível descrever o próprio conceito de buracos negros. Em 2013, a nuvem de gás G2 chegou muito perto do buraco negro e provavelmente será absorvida por ele, observar o processo único oferece grandes oportunidades para novas descobertas das características dos buracos negros.

(Objeto massivo Sagitário A *, sua massa é 4 milhões de vezes maior que a do Sol, o que implica um aglomerado de estrelas e a formação de um buraco negro)

2017. Um grupo de cientistas da colaboração do Event Horizon Telescope de vários países, ligando oito telescópios de diferentes pontos dos continentes da Terra, realizou observações de um buraco negro, que é um objeto supermassivo e está localizado na galáxia M87, a constelação de Virgem. A massa do objeto é de 6,5 bilhões (!) de massas solares, gigantescas vezes maior que o objeto massivo Sagitário A *, para comparação, o diâmetro é um pouco menor que a distância do Sol a Plutão.

As observações foram realizadas em várias etapas, a partir da primavera de 2017 e durante os períodos de 2018. A quantidade de informação foi calculada em petabytes, que então tiveram que ser decifrados e obtida uma imagem genuína de um objeto ultradistante. Portanto, levou mais dois anos inteiros para pré-digitalizar todos os dados e combiná-los em um todo.

2019 Os dados foram decodificados com sucesso e trazidos à vista, produzindo a primeira imagem de um buraco negro.

(A primeira imagem de um buraco negro na galáxia M87 na constelação de Virgem)

A resolução da imagem permite que você veja a sombra do ponto sem retorno no centro do objeto. A imagem foi obtida como resultado de observações interferométricas com uma linha de base extra longa. São as chamadas observações síncronas de um objeto de vários radiotelescópios, interligados por uma rede e localizados em diferentes partes do globo, direcionados em uma direção.

O que são realmente os buracos negros?

Uma explicação lacônica do fenômeno soa assim.

Um buraco negro é uma região do espaço-tempo cuja atração gravitacional é tão forte que nenhum objeto, incluindo quanta de luz, pode deixá-la.

Um buraco negro já foi uma estrela massiva. Enquanto as reações termonucleares mantiverem alta pressão em suas entranhas, tudo permanecerá normal. Mas com o tempo, o suprimento de energia se esgota e o corpo celeste, sob a influência de sua própria gravidade, começa a encolher. O estágio final desse processo é o colapso do núcleo estelar e a formação de um buraco negro.

• 1. Ejeção de um jato de buraco negro em alta velocidade


• 2. Um disco de matéria cresce em um buraco negro


• 3. Buraco negro


• 4. Esquema detalhado da região do buraco negro


• 5. Tamanho das novas observações encontradas

A teoria mais comum diz que existem fenômenos semelhantes em todas as galáxias, inclusive no centro da nossa Via Láctea. A enorme gravidade do buraco é capaz de conter várias galáxias ao seu redor, impedindo que elas se afastem umas das outras. A "área de cobertura" pode ser diferente, tudo depende da massa da estrela que se transformou em um buraco negro, podendo ser milhares de anos-luz.

Raio de Schwarzschild

A principal propriedade de um buraco negro é que qualquer matéria que entra nele nunca pode retornar. O mesmo se aplica à luz. Em seu núcleo, os buracos são corpos que absorvem completamente toda a luz que incide sobre eles e não emitem a sua própria. Tais objetos podem aparecer visualmente como coágulos de escuridão absoluta.

• 1. Matéria em movimento a metade da velocidade da luz


• 2. Anel de fótons


• 3. Anel de fóton interno


• 4. O horizonte de eventos em um buraco negro

Com base na Teoria Geral da Relatividade de Einstein, se um corpo se aproxima de uma distância crítica do centro do buraco, ele não pode mais retornar. Essa distância é chamada de raio de Schwarzschild. O que exatamente acontece dentro desse raio não é conhecido com certeza, mas existe a teoria mais comum. Acredita-se que toda a matéria de um buraco negro esteja concentrada em um ponto infinitamente pequeno, e em seu centro haja um objeto de densidade infinita, que os cientistas chamam de perturbação singular.

Como ele cai em um buraco negro

(Na foto, o buraco negro de Sagitário A* parece um aglomerado de luz extremamente brilhante)

Não faz muito tempo, em 2011, os cientistas descobriram uma nuvem de gás, dando-lhe o nome simples de G2, que emite uma luz incomum. Tal brilho pode dar atrito no gás e na poeira, causados ​​pela ação do buraco negro Sagitário A* e que giram em torno dele na forma de um disco de acreção. Assim, tornamo-nos observadores do espantoso fenómeno da absorção de uma nuvem de gás por um buraco negro supermassivo.

De acordo com estudos recentes, a aproximação mais próxima de um buraco negro ocorrerá em março de 2014. Podemos recriar uma imagem de como esse emocionante espetáculo se desenrolará.

• 1. Quando aparece pela primeira vez nos dados, uma nuvem de gás se assemelha a uma enorme bola de gás e poeira.


• 2. Agora, em junho de 2013, a nuvem está a dezenas de bilhões de quilômetros de distância do buraco negro. Ele cai nele a uma velocidade de 2500 km / s.


• 3. Espera-se que a nuvem passe pelo buraco negro, mas as forças de maré causadas pela diferença de atração atuando nas bordas dianteira e traseira da nuvem farão com que ela se torne cada vez mais alongada.


• 4. Depois que a nuvem é quebrada, a maior parte dela provavelmente se juntará ao disco de acreção ao redor de Sagitário A*, gerando ondas de choque nele. A temperatura vai subir para vários milhões de graus.


• 5. Parte da nuvem cairá diretamente no buraco negro. Ninguém sabe exatamente o que acontecerá com essa substância, mas espera-se que, no processo de queda, ela emita poderosos fluxos de raios-X, e ninguém mais a verá.

Vídeo: buraco negro engole uma nuvem de gás

(Simulação de computador de quanto da nuvem de gás G2 será destruída e consumida pelo buraco negro Sagitário A*)

O que há dentro de um buraco negro

Existe uma teoria que afirma que um buraco negro em seu interior está praticamente vazio, e toda a sua massa está concentrada em um ponto incrivelmente pequeno localizado em seu centro - uma singularidade.

De acordo com outra teoria que existe há meio século, tudo o que cai em um buraco negro vai para outro universo localizado no próprio buraco negro. Agora esta teoria não é a principal.

E há uma terceira teoria, mais moderna e tenaz, segundo a qual tudo o que cai em um buraco negro se dissolve nas vibrações das cordas em sua superfície, que é designada como horizonte de eventos.

Então, qual é o horizonte de eventos? É impossível olhar dentro de um buraco negro mesmo com um telescópio superpoderoso, pois mesmo a luz, entrando em um funil cósmico gigante, não tem chance de emergir de volta. Tudo o que pode ser considerado de alguma forma está em sua vizinhança imediata.

O horizonte de eventos é uma linha condicional da superfície sob a qual nada (nem gás, nem poeira, nem estrelas, nem luz) pode escapar. E este é o ponto de não retorno muito misterioso nos buracos negros do Universo.

Os astrônomos da Universidade de Ohio anunciaram recentemente que o incomum núcleo duplo na galáxia de Andrômeda se deve a um aglomerado de estrelas que orbitam em órbitas elípticas em torno de algum objeto massivo, provavelmente um buraco negro. Tais conclusões foram feitas com base em dados obtidos usando o Telescópio Espacial Hubble. O núcleo duplo de Andrômeda foi descoberto pela primeira vez nos anos 70, mas não foi até meados dos anos 90 que a teoria dos buracos negros foi apresentada.

A ideia de que existem buracos negros nos núcleos das galáxias não é nova.

Há até mesmo todas as razões para acreditar que a Via Láctea - a galáxia à qual a Terra pertence - tem um grande buraco negro em seu núcleo, cuja massa é 3 milhões de vezes a massa do Sol. No entanto, é mais fácil explorar o núcleo da galáxia de Andrômeda, localizado a uma distância de 2 milhões de anos-luz de nós, do que o núcleo de nossa galáxia, para o qual a luz viaja apenas 30 mil anos - você não pode ver a floresta por as árvores.

Cientistas simulam colisões de buracos negros

Aplicação de simulação numérica em supercomputadores para elucidar a natureza e o comportamento dos buracos negros, o estudo das ondas gravitacionais.

Pela primeira vez, cientistas do Instituto de Física Gravitacional (Max-Planck-Institut fur Gravitationsphysik), também conhecido como "Instituto Albert Einstein" e localizado em Holm, subúrbio de Potsdam (Alemanha), simularam a fusão de duas furos. A detecção planejada de ondas gravitacionais emitidas pelos dois buracos negros em fusão requer simulações 3D completas em supercomputadores.

Os buracos negros são tão densos que não refletem nem emitem luz, e é por isso que são tão difíceis de detectar. No entanto, em alguns anos, os cientistas esperam uma mudança significativa nessa área.

As ondas gravitacionais, que literalmente enchem o espaço sideral, no início do próximo século podem ser detectadas com a ajuda de novos meios.

Cientistas liderados pelo professor Ed Seidel (Dr. Ed Seidel) estão preparando simulações numéricas para esses estudos, que serão uma maneira confiável para os observadores detectarem ondas produzidas por buracos negros. "As colisões de buracos negros são uma das principais fontes de ondas gravitacionais", disse o professor Seidel, que nos últimos anos tem feito pesquisas bem-sucedidas na modelagem de ondas gravitacionais que aparecem quando buracos negros se rompem em colisões diretas.

No entanto, a interação de dois buracos negros em espiral e sua fusão é mais comum do que uma colisão direta e é de maior importância na astronomia. Tais colisões tangenciais foram calculadas pela primeira vez por Bernd Brugmann no Instituto Albert Einstein.

No entanto, naquela época, devido à falta de poder computacional, ele não conseguia calcular detalhes tão fundamentalmente importantes como o traço exato das ondas gravitacionais emitidas, que contém informações importantes sobre o comportamento dos buracos negros durante uma colisão. Brugman publicou os resultados mais recentes no International Journal of Modern Physics.

Em seus primeiros cálculos, Brugman usou o servidor Origin 2000 do instituto. Ele inclui 32 processadores separados rodando em paralelo com um desempenho máximo total de 3 bilhões de operações por segundo. E em junho deste ano, uma equipe internacional de Brugmann, Seidel e outros já estava trabalhando no supercomputador Origin 2000 de 256 processadores muito mais poderoso no National Center for Supercomputing Applications (NCSA). O grupo também incluiu cientistas de

Louis University (EUA) e do centro de pesquisa Konrad-Zuse-Zentrum em Berlim. Este supercomputador forneceu a primeira simulação detalhada das colisões tangenciais de buracos negros de massa desigual, bem como suas rotações, que Brugmann havia explorado anteriormente. Werner Benger, da Konrad-Zuse-Zentrum, conseguiu até reproduzir uma imagem impressionante do processo de colisão. Foi demonstrado como "monstros negros" com massas de uma a várias centenas de milhões de massas solares se fundiram, criando flashes de ondas gravitacionais, que em breve poderiam ser registrados por meios especiais.

Um dos resultados mais importantes deste trabalho de pesquisa foi a descoberta da enorme energia emitida pela colisão de buracos negros na forma de ondas gravitacionais. Se dois objetos com massas equivalentes a 10 e 15 massas solares se aproximam a menos de 30 milhas e colidem, então a quantidade de energia gravitacional corresponde a 1% de sua massa. "Isso é mil vezes mais do que toda a energia liberada pelo nosso Sol nos últimos cinco bilhões de anos." Brugman observou. Como a maioria das grandes colisões no universo ocorre muito longe da Terra, os sinais devem se tornar muito fracos no momento em que atingem o solo.

A construção de vários detectores de alta precisão começou em todo o mundo.

Um deles, construído pelo Instituto Max Planck no âmbito do projeto germano-britânico "Geo 600", é um interferômetro a laser com um comprimento de 0,7 milhas. Os cientistas esperam medir os parâmetros das pequenas perturbações gravitacionais que ocorrem quando os buracos negros colidem, mas esperam apenas uma dessas colisões por ano e a uma distância de cerca de 600 milhões de anos-luz. Modelos de computador são necessários para fornecer aos observadores informações confiáveis ​​sobre a detecção de ondas produzidas por buracos negros. Graças a melhorias nos recursos de simulação de supercomputadores, os cientistas estão à beira de um novo tipo de física experimental.

Os astrônomos dizem que sabem a localização de muitos milhares de buracos negros, mas não estamos em condições de fazer nenhum experimento com eles na Terra. "Somente em um caso poderemos estudar os detalhes e construir seu modelo numérico em nossos computadores e observá-lo", explicou o professor Bernard Schutz, diretor do Instituto Albert Einstein. "Acredito que o estudo dos buracos negros será um tema chave de pesquisa para os astrônomos na primeira década do próximo século."

A estrela satélite permite que você veja a poeira da supernova.

Os buracos negros não podem ser vistos diretamente, mas os astrônomos podem ver evidências de sua existência quando gases entram em erupção em uma estrela companheira.

Se a dinamite for detonada, pequenos fragmentos do explosivo penetrarão profundamente em objetos próximos, deixando evidências indeléveis de uma explosão.

Os astrônomos encontraram uma impressão semelhante em uma estrela orbitando um buraco negro, não sem razão acreditando que esse buraco negro - uma antiga estrela que entrou em colapso tão grave que nem a luz pode superar sua força gravitacional - foi o resultado de uma explosão de supernova.

A luz na escuridão.

A essa altura, os astrônomos observaram explosões de supernovas e encontraram objetos manchados em seu lugar, que, na opinião deles, são buracos negros. A nova descoberta é a primeira prova real de uma conexão entre um evento e outro. (Os buracos negros não podem ser vistos diretamente, mas sua presença às vezes pode ser inferida pelo efeito de seu campo gravitacional em objetos próximos.

O sistema de estrelas e buracos negros, designado GRO J1655-40, fica a aproximadamente 10.000 anos-luz de distância dentro de nossa galáxia Via Láctea. Descoberto em 1994, chamou a atenção dos astrônomos com intensas rajadas de raios-X e uma enxurrada de ondas de rádio enquanto o buraco negro expelia gases em direção à sua estrela companheira a 11,4 milhões de quilômetros de distância.

Pesquisadores da Espanha e da América começaram a observar atentamente a estrela companheira, acreditando que ela pudesse reter algum tipo de traço, indicando o processo de formação de um buraco negro.

Acredita-se que os buracos negros do tamanho de estrelas sejam os corpos de grandes estrelas que simplesmente encolheram para esse tamanho depois de terem usado todo o seu combustível de hidrogênio. Mas por razões ainda não compreendidas, a estrela desvanecida se transforma em uma supernova antes de explodir.

Observações do sistema GRO J1655-40 em agosto e setembro de 1994 permitiram constatar que os fluxos de gás ejetado tinham uma velocidade de até 92% da velocidade da luz, o que comprovava parcialmente a presença de um buraco negro ali.

Poeira estelar.

Se os cientistas não estiverem enganados, parte das estrelas explodidas, que provavelmente são 25 a 40 vezes maiores que o nosso Sol, se transformaram em satélites sobreviventes.

Estes são exatamente os dados que os astrônomos encontraram.

A atmosfera da estrela companheira continha concentrações mais altas do que o normal de oxigênio, magnésio, silício e enxofre - elementos pesados ​​que só podem ser criados em abundância na temperatura de vários bilhões de graus que é atingida durante uma explosão de supernova. Esta foi a primeira evidência que realmente confirmou a validade da teoria de que alguns buracos negros apareceram pela primeira vez como supernovas, já que o que eles viram não poderia nascer da estrela que os astrônomos observaram.