30 Física na Escola, v. 10, n. 1, 2009Buracos nem tão negros assim

○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○

○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○ ○

Introdução - o céu é o limite

Em 1609, o holandês chamado HansLippershey inventou um instru-mento com o qual um italiano fez

registros sobre suas observações do céunoturno naquele mesmo ano. Este italianoera Galileu Galilei e o instrumento, o teles-cópio. A revolução na nossa visão do Uni-verso, da qual estasobservações fizeramparte, estava em ple-no desenvolvimento.Antes de Galileu,participaram dela Ni-colau Copérnico,Giordano Bruno eoutros corajosospensadores que desa-fiaram o conhecimento até então estabe-lecido, além de contemporâneos de Gali-leu, como Kepler e outros, culminando emuma nova geração de cientistas queherdaria as contribuições de todos estesgigantes, como Isaac Newton. Como re-sultado desta revolução, nosso planeta foideslocado do centro do Universo.Primeiro, foi para uma órbita que giravaem torno deste centro onde estaria o Sol;depois, para uma região que orbitava umaestrela na periferia de uma entre mais decem bilhões de galáxias; a Terra transfor-mava-se assim em quase nada em umlugar remoto. Ao longo de uma caminha-da de quase quinhentos anos, deixamosde ver o Universo de uma posição ego-cêntrica para adotarmos uma visão muitomodesta de nosso lugar no Universo.

Uma das contribuições das observa-ções de Galileu para esta revolução foiquando ele apontou o seu telescópio paraJúpiter (representado na Fig. 1 junto comum de seus satélites). Ele percebeu que,ao redor deste planeta, giravam outroscorpos celestes. Eram quatro estes objetos,os quais hoje são conhecidos como luasgalileanas: Io, Calisto, Europa e Ganime-

des, que têm suas imagens recentementeobtidas reproduzidas na Fig. 2.

Em comemoração aos 400 anos doinício dessa revolução, 2009 foi declaradopela UNESCO como o Ano Internacionalda Astronomia.

Os telescópios, que evoluíram muitodesde a época de Lippershey e Galileu, per-mitiram-nos que descobríssemos fatos

inimagináveis quandocomeçaram as obser-vações dos céus comeles, há quatro séculos.Hoje temos grandestelescópios e telescó-pios espaciais que nospermitem obter novasinformações sobre oUniverso quase que

diariamente, tais como o descobrimentode planetas gigantes e gasosos e até deoutros de tamanho comparável com o daTerra, de quasares e é claro dos buracosnegros. Parte deste conhecimento que

Felipe Damasio1 e Sabrina MoroVillela Pacheco2

Instituto Federal de Educação, Ciênciae Tecnologia de Santa Catarina,Araranguá, SC, Brasil

1E-mail: felipedamasio@ifsc.edu.br2E-mail: sabrinap@ifsc.edu.br

O presente trabalho aborda um dos assuntoscientíficos que mais desperta a curiosidade einteresse do público: os buracos negros. Esteartigo pretende oferecer uma alternativa queenvolva seus aspectos históricos em uma lin-guagem sem artifícios matemáticos. A abor-dagem começa com os primeiros registros deproposta de buracos negros indo até os quasa-res, a radiação Hawking e a possibilidade de serecuperar informações de dentro de um buraconegro.

Com a invenção do telescópio,em 1609, Galileu Galilei iniciouuma revolução na nossa visãodo universo. Em comemoraçãoaos 400 anos do início dessarevolução, 2009 foi declarado

pela UNESCO como o AnoInternacional da Astronomia

Figura 1 - Representação de Júpiter juntocom o seu satélite Io.

31Física na Escola, v. 10, n. 1, 2009 Buracos nem tão negros assim

temos através dos telescópios, do qualvamos tratar a partir de agora, foi possívelgraças àqueles pioneiros do século XVII;vamos nos ater aos buracos negros. Estesobjetos despertam curiosidade até mesmoem pessoas sem nenhum tipo de interesseem temas científicos. A visão popular des-tes corpos celestes é de que eles seriam umsorvedouro insaciável de matéria que al-gum dia poderia tragar a todo o Universo.Esta “má fama” dos buracos negros nãoé de toda merecida, e sua versão popularnão inclui as novas descobertas a seu res-peito, ocorridas nas últimas décadas, queserão nossos temas principais.

As idéias pioneiras

Podemos dizer que as primeiras espe-culações sobre buracos negros remontamhá mais de dois séculos, como parte deuma das maiores controvérsias da históriada ciência, que, por incrível que pareça,não está até hoje bem esclarecida: a luz éonda ou partícula? Com o advento da me-cânica quântica, sabemos que a naturezada luz é uma complementaridade entreonda e partícula - talsituação é conhecidacomo dualidade onda-partícula. No entanto,muito antes de qual-quer especulação so-bre a natureza quân-tica, em 1704, New-ton publicou seu cé-lebre livro intituladoOptiks, onde sugereque a luz seja forma-da de partículas, cujomovimento poderiaser explicado pela mecânica newtoniana.Nem todo mundo concordava com New-ton em relação à luz ser formada por par-tículas, como já havia deixado registrado,ainda no século XVII, o holandês Chris-tian Huygens. Para ele, a luz seria umaonda da mesma forma que o som.

Na proposta de Newton, seria justo

pensar que, uma vez a luz sendo formadade partículas, estas partículas seriam atraí-das por um campo gravitacional. Nestecaso, a luz teria que ter uma velocidademínima para “fugir” de um determinadocampo gravitacional como todos os outroscorpos - tal velocidade é conhecida comovelocidade de escape. Por exemplo, avelocidade de escape da Terra é de 11 km/s; assim, se alguém sacar uma bola de vôleina vertical com uma velocidade superior aeste valor é melhor comprar outra, pois aque foi sacada não volta mais.

No século XVII, o cientista Roemer de-monstrou que a luz viaja a uma velocidadefinita. O valor a que ele chegou foi o de225.000 km/s (longe dos 300.000 km/saceitos atualmente), e seu mérito foi de nosavisar que a luz viaja a velocidade finita,possibilitando-nos prever alguns fenômenosinteressantes. Um destes diz respeito a cor-pos extremamente maciços e densos. Seexistisse no Universo um objeto celeste emque sua densidade provocasse uma velo-cidade de escape maior que a da luz, seriaimpossível que ela saísse da atração

gravitacional desteobjeto. Se ele fosseuma estrela, a luz ge-rada voltaria a ela,devido à velocidade daluz ser menor que avelocidade de escapedo campo gravita-cional desta estrela. Seolhássemos da Terrapara esta região, nãoveríamos ali uma es-trela, pois toda a luzgerada por ela não

chegaria até nós; veríamos apenas umaregião negra no espaço e poderíamos atéimaginar que nada existiria por lá.

A primeira descrição explícita de talproposta pode ser creditada a JohnMichell, em um artigo publicado em1783. O marquês de Laplace, de maneiraindependente, descreveu tal fenômeno nas

duas primeiras edições de seu livro OSistema do Mundo. Nas edições seguintes,no entanto, deixou de fora esta proposta.Isso aconteceu muito provavelmente de-vido à bem sucedida experiência do inglêsThomas Young, na qual ele demonstrouo caráter ondulatório da luz, e a teoriasegundo a qual a luz era formada de partí-culas, caiu em descrédito.

A ideia de que a luz pode ter sua traje-tória alterada por um campo gravitacio-nal teria que esperar até o século XX e porAlbert Einstein. Mais precisamente pelo anode 1915 e a publicação da teoria darelatividade geral, em que uma de suas pre-visões era a de que a luz deveria sofrerdesvios ao se aproximar de campos gravi-tacionais intensos, como o provocado peloSol. A suposta comprovação desta hipó-tese deu fama mundial a Einstein e contoucom a valorosa contribuição de brasileirosquando, em 1919, fotografias tiradas emum eclipse solar visível com nitidez na ci-dade cearense de Sobral, teriam compro-vado as ideias do cientista alemão.

Apenas um ano depois da publicaçãoda teoria da relatividade geral, em plenofront da I Guerra Mundial, Karl Schwarz-schild, poucos meses antes de morrer, uti-lizou a recém publicada teoria da relati-vidade geral para obter algumas soluçõesmatemáticas. Estas soluções apontampara uma peculiar consequência, que podeser hoje apontada como os buracos ne-gros. Inicialmente este resultado matemá-tico obtido por Schwarzschild não con-vencia o próprio Einstein; pare ele, a solu-ção obtida não tinha uma realidade física.

Em 1939, o norte-americano RobertOppenheimer usou a teoria da relatividadegeral para descrever o que aconteceria coma luz em um campo gravitacional intensoo suficiente para provocar seu desvio. Senão houvesse corpo celeste algum que ge-rasse tal campo, a luz seguiria sua traje-tória normalmente. Quando passasseperto de uma estrela de densidade com-parável com a do Sol, seria pouco desvia-da. Ao passar por uma estrela bem maisdensa que o Sol, a luz seria encurvada emdireção à estrela. Quando a densidade daestrela fosse suficiente, a trajetória da luzseria tão perturbada em direção à estrelaque ela não conseguiria mais escapar destecampo gravitacional, ficando desta forma“aprisionada” dentro dele ao atravessaruma espécie de fronteira. Este limite deaproximação de um corpo celeste antesde ser “sugado” para dentro é conhecidocomo horizonte de eventos, termo cunhadoem 1950 pelo austríaco Wolfgang Rindler.

Como, de acordo com a teoria da rela-tividade, nada pode viajar mais rápido quea luz, para nenhum corpo existia a possi-

Figura 2 - Luas galileanas: os quatro primeiros satélites de Júpiter observados daTerra.

Schwarzschild utilizou a recémpublicada teoria da relatividade

geral para obter algumassoluções matemáticas que

apontam para uma peculiarconsequência, que pode ser

hoje apontada como os buracosnegros. Inicialmente este

resultado não convencia opróprio Einstein; pare ele, a

solução obtida não tinha umarealidade física

32 Física na Escola, v. 10, n. 1, 2009Buracos nem tão negros assim

bilidade de fugir deste tipo de campo gravi-tacional; tudo que passasse pela vizinhan-ça da estrela, seria tragado para dentropor seu incrível poder de curvar o espaço-tempo. Este termo inclui o tempo no espa-ço, pois de acordo com a teoria da relati-vidade restrita de Einstein, publicada em1905, existem quatro dimensões, trêsespaciais e uma temporal. Como nada po-deria sair de dentro do campo gravi-tacional, quando a região em questãofosse observada da Terra, nós veríamosapenas um espaço escuro, sem termos apossibilidade de saber que por lá existeuma estrela supermaciça.

O termo buraco negro só seria cunhadoem 1969 pelo norte-americano JohnWheeler. Muito se aprendeu sobre estesobjetos celestes desde o artigo de Michell,inclusive que eles são mais comuns do queos pioneiros em sua proposta de existênciapoderiam imaginar. Recentemente, umsatélite mapeou uma pequena região docéu e identificou nesta pequena regiãomais de 1.500 candidatos a buracos ne-gros.

A origem dos buracos negros

Obviamente nem todos os buracosnegros são iguais, mas podem ser dividi-dos em dois grupos, dependendo de suaorigem e massa: os buracos negros este-lares - com massas de até sete vezes a mas-sa do nosso Sol - e os supermaciços, quese acredita hoje estarem no centro de galá-xias e possuírem massa na ordem de mi-lhões de vezes a massa do Sol.

Para entender a origem dos buracosnegros estelares, temos que retornar àdécada de 1930. No fim desta década, oalemão Hans Bethe propôs um possívelmecanismo para a grande quantidade deenergia liberada pelo Sol e outras estrelas- tal proposta hoje é conhecida como fusãonuclear. A grosso modo, consistiria nafusão de átomos menores (como os de hi-drogênio) em átomos maiores (como osde hélio). Como resultado desta fusão,seria liberada a energia que recebemos doSol e das outras estrelas todos os dias. Namaior parte da vida da estrela, o seucombustível é o hidrogênio, mas um diao “reservatório” de hidrogênio diminui demodo que inviabiliza este tipo de meca-nismo a continuar funcionando damesma maneira, e um fim trágico esperapela estrela. As estrelas se mantêm estáveisdurante um bom tempo, apesar de toda asua massa tender a se colapsar devido àatração gravitacional. Este colapso só nãoocorre porque a energia liberada pelasreações de fusão equilibra a força gravi-tacional. Porém, quando o nível de hidro-gênio diminui além de um limite mínimo,

começa a haver um desequilíbrio entre asduas forças.

O destino da estrela depende de doisfatores: de sua massa e se ela faz parte ounão de um sistema binário ou múltiplo,do qual em torno de 60% das estrelasfazem parte. Quando isto ocorre, o fimde uma estrela depende, além da sua mas-sa inicial, também da distância de sepa-ração entre as estrelas do sistema binárioou múltiplo. Quando a estrela não fazparte de um sistema desta natureza, seudestino só depende de sua massa inicial,conforme mostra a Fig. 3. Se a massainicial da estrela estiver entre 0,8 e 10 ve-zes a massa do nosso Sol (massa solar),quando o combustível diminui até umponto crítico, a estrela se expandirá na for-ma de uma super gigante ejetando grandeparte de sua massa em uma nebulosa pla-netária, e o que restará é conhecido comoanã branca. O final deste tipo de estrelatem massa na ordem de 0,6 massas sola-res e raio em torno de 10.000 km. Esteserá o fim de nosso Sol, mas não se preo-cupe: isto ocorrerá só daqui a uns cincobilhões de anos. Quando a massa inicialda estrela for de 10 a 25 massas solares,após o seu hidrogênio diminuir até oponto crítico, a estrela explodirá em umasupernova. O que ficará no seu lugar échamado de estrela de nêutrons, que temmassa de aproximadamente 1,4 vezes amassa do Sol e raio na ordem de 20 km.Finalmente, quando a massa da estrelainicial for maior que 25 vezes a massa doSol, após explodir em uma supernova, oque restará no lugar da estrela é umburaco negro. Este tipo de buraco negro éconhecido como estrelar, pois tem em suaorigem uma estrela muito maciça. Estetipo de buraco negro tem massa de até

sete vezes a massa do Sol e seu horizontede eventos é da ordem de 1 km.

Mas existe outro tipo de buraco negromuitíssimo mais maciço que os estelares.Este tipo de buraco negro é observado ape-nas de maneira indireta e acredita-se queesteja no centro de galáxias - são os bura-cos negros supermaciços. Uma galáxia emcujo centro se acredita que exista um bu-raco negro supermaciço está representadana Fig. 4. Trata-se da galáxia NGC 4261,e o buraco negro central deve ter umamassa equivalente a meio bilhão de mas-sas solares.

O processo de formação do buraconegro supermaciço é alvo de contro-vérsia, mas existem três versões que sãoas mais fortes candidatas a fornecer aexplicação de sua origem. Em uma delas,eles seriam tão velhos quanto as maisantigas galáxias: teriam sido formadosa partir do colapso de uma enormequantidade de matéria formando o centrodas galáxias. Em outra explicaçãopossível, estes buracos negros teriam sidoformados com uma massa muito menorque a observada atualmente, mastiveram sua massa aumentada à medidaque foram “capturando” poeira e estrelasatravés de seu intenso campo gravi-tacional. Ainda existe a possibilidade deterem sido formados quando duas galá-xias se fundiram, e os buracos negros nocentro destas galáxias - com massa bemmenor que os supermaciços - tambémse fundiram dando origem a este tipo deburaco negro.

Mesmo que Einstein duvidasse

De maneira fria, podemos chamar osburacos negros de uma previsão da teoriada relatividade geral, onde a massa de um

Figura 3 - Evolução final das estrelas de acordo com sua massa inicial.

33Física na Escola, v. 10, n. 1, 2009 Buracos nem tão negros assim

corpo (uma estrela, por exemplo) colapsaaté se concentrar em um único ponto. Esteponto tem densidade infinita e é chamadode singularidade do espaço-tempo, ondeas leis da física que conhecemos não têmvalidade, incluindo-se nesta lista a própriarelatividade geral. Sob certo ponto de vista,podemos dizer que a teoria de Einsteincontinha as sementes de sua própriadestruição ao preverum fenômeno quenão podia explicar.Talvez isso possa nosfazer entender o mo-tivo que levou Eins-tein a desacreditar naexistência física dasingularidade. No en-tanto, hoje grandeparte da comunidadecientífica acredita queela deva existir, con-forme a previsão da teoria da relatividadegeral.

De acordo com Einstein, a gravidadenão é mais uma força misteriosa causadapor uma massa, capaz de influenciarobjetos distantes através do espaço, comona teoria de Newton. Para Einstein, agravidade é apenas uma consequência dascaracterísticas do espaço-tempo. Umamassa pode “deformar” o espaço-tempoprovocando sua curvatura. Existe umaespécie de “princípio da preguiça cósmica”,no qual os corpos sempre procuram mo-vimentar-se seguindo a menor distânciaentre dois pontos. Se não existe nenhumamassa para encurvar o espaço-tempo, estecaminho seria uma linha reta. Mas,quanto maior for a massa de um corpo,mais ele deformará o espaço-tempo e maiscurvo será este menor caminho entre doispontos. Eis o mistério da gravidade: paraEinstein, é tudo uma questão de preguiçados corpos em seguir o menor caminhono espaço-tempo curvo.

As previsões de Newton e Einstein são

muitíssimo parecidas para campos gravi-tacionais como o que o Sol provoca naTerra. Se você quiser prever a trajetóriada Terra não faz muita diferença usar umateoria ou outra. Mas, quanto mais pertodo Sol, maiores são as diferenças entre asteorias, devido ao campo gravitacional sermais intenso. Quanto mais intenso for umcampo gravitacional, maiores serão asdiferenças entre as previsões das duas teo-rias. É o caso da órbita errante de Mercú-rio. A teoria de Newton não a prevê e nãofornece uma explicação consistente coma realidade física para esta característicada órbita do planeta mais próximo do Sol.No entanto, tal órbita está em total acordocom a teoria da relatividade geral. Estadiferença entre as teorias fica cada vezmaior à medida que se aumenta o campogravitacional.

Nas proximidades de um buraco ne-gro, o campo gravitacional é tão forte quenão é possível dispensar o uso da teoriada relatividade geral. De acordo com ela,quando mais intenso for um campogravitacional, menor será o intervalo de

tempo medido porquem sente este cam-po intenso em relaçãoà outra pessoa quesente um campo demenor intensidade.Isto causa algumasconsequências muitoestranhas.

Imagine que vocêe seu irmão gêmeo es-tivessem passeandoem uma nave espacial

a uma distância segura do horizonte deeventos de um buraco negro. Continueimaginando que você convidou seu irmãopara ir dar uma “olhadinha” no horizontede eventos sem ultrapassá-lo. Porém, elepreferiu dar uma soneca, e você se apro-ximou sozinho do horizonte, enquantoseu irmão ficou afastado dele, dentro danave. De acordo com a relatividade geral,quanto mais próximo do horizonte deeventos (com o consequente aumento docampo gravitacional), mais devagar otempo passa para você em relação ao seuirmão. Quando você voltar, terão sepassado apenas algumas horas no seurelógio mecânico e biológico, mas para seuirmão, o tempo (biológico e de um relógio)terá sido de séculos; ele estará morto hácentenas de anos e você apenas algumashoras mais velho.

A crença popular de que buracos ne-gros são insaciáveis, sugando tudo queestá em seu entorno não passa de crençapopular mesmo. Imagine por um instanteque o Sol fosse comprimido até virar um

buraco negro. O que você acha que mu-daria na órbita da Terra? A resposta é:absolutamente nada!! Para corpos que nãoestejam muito próximos do horizonte deeventos de um buraco negro, ele se com-porta como qualquer outro corpo de mes-ma massa. Ele deformará o espaço-tempo,modificando a trajetória dos corpos quese movam neste espaço-tempo por elemodificado, mas pouco importa para oscorpos que o orbitam. Se quem provocaa curvatura do espaço-tempo é um bu-raco negro ou uma estrela de mesma mas-sa, não faz a menor diferença para a traje-tória do corpo orbitante. Há mudança, noentanto, se este corpo resolver se aproxi-mar do buraco negro ultrapassando seuhorizonte de eventos. No caso da Terravirar um buraco negro, a trajetória da Luacontinuaria a mesma no espaço-tempocurvado pela massa da Terra. No entanto,para a Terra virar este buraco negro, elateria que ser comprimida até um raio daordem de dois centímetros, algo poucoprovável que aconteça com você aqui parase preocupar com isto.

Nem tudo está perdido, sómesmo a aposta de Hawking

Stephen Hawking é o cientista inglêsque hoje ocupa a mesma cátedra da Uni-versidade de Cambrigde que já teve ocu-pantes ilustres como Isaac Newton e PaulDirac. Algumas pessoas só conhecemStephen devido a sua moléstia, diagnos-ticada em 1962, a esclerose lateral amio-trófica, que lhe dava inicialmente umaexpectativa de vida de dois anos. Sua dis-função confere-lhe uma aparência pecu-liar que está reproduzida na Fig. 5.

Os trabalhos de Hawking contribuí-ram enormemente para nossa maiorcompreensão do Universo. Em 1974 ele

Figura 4 - Galáxia NGC 4261.

Figura 5 - Stephen Hawking.

A crença popular de queburacos negros são insaciáveis,sugando tudo que está em seuentorno não passa de crença

popular. Imagine por uminstante que o Sol fossecomprimido até virar um

buraco negro. O que você achaque mudaria na órbita da

Terra? A resposta é:absolutamente nada!!

34 Física na Escola, v. 10, n. 1, 2009Buracos nem tão negros assim

surpreendeu a si e ao mundo quando apli-cou a mecânica quântica no estudo dos bu-racos negros. Sua conclusão foi que eles“evaporavam” emitindo partículas elemen-tares, e esta evaporação ocorreria até pos-sivelmente eles desaparecerem. Para chegara esta conclusão, Hawking usou o conceitode vácuo quântico: para a mecânicaquântica, o vácuo (temperatura de zeroabsoluto que equivale aproximadamente a-273 °C) tem uma energia residual que éconhecida como energia de ponto zero. Estevácuo seria povoado com partículasvirtuais, assim chamadas por serem for-madas e aniquiladasaos pares tão rapi-damente a ponto denão poderem ser detec-tadas. Este frenesi decriação e aniquilaçãode partículas no vácuoé conhecido como flu-tuação quântica.Quando a criação des-tas partículas ocorrenas proximidades deum buraco negro, o intenso campo gravi-tacional pode capturar uma das duas partí-culas, deixando a outra livre e, desta forma,constituindo-se em uma partícula real. Navisão de um observador distante (na Terra,por exemplo), o buraco negro está irradian-do esta partícula criada pela flutuaçãoquântica. Esta radiação é conhecida comoradiação Hawking. É interessante notar quequanto maior a massa do buraco negro,menos radiação ele emite. No caso de mini-buracos negros, a quantidade de radiaçãoHawking seria enorme, sendo estes muitomais fáceis de serem detectados através desua irradiação. Voltaremos aos minibu-racos negros mais adiante.

Para que o evento da radiação Hawk-ing possa ocorrer é necessária grande quan-tidade de energia, que seria fornecida pelopróprio buraco negro. Ao ceder esta energiapara separar as partículas virtuais, o buraconegro diminui sua energia até possi-velmente desaparecer. Com a descoberta deHawking, a nossa compreensão dos bura-cos negros mudou drasticamente: deixa-mos de compreendê-los como fadadoseternamente a aumentar de tamanho paraadmitirmos a possibilidade do seu desapa-recimento com o tempo, emitindo radiaçãoe podendo ser detectados através desta. Emvalores aproximados, um suposto buraconegro de “apenas” 100 milhões de toneladaslevaria 14 bilhões de anos (aproximada-mente a idade do Universo) para evaporarcompletamente.

Em 1997, Stephen e seu colega norte-americano Kip Thorne fizeram uma apos-ta contra outro norte-americano, chamado

John Preskill. Hawking e Thorne venceriama aposta se toda a informação que atra-vessasse o horizonte de eventos de umburaco negro estivesse perdida para todo osempre, e a vitória seria de Preskill se dealguma forma houvesse a possibilidade derecuperar uma informação de dentro doburaco negro. A aposta teve que esperarsete anos por um vencedor, que foianunciado por Hawking em uma con-ferência em 2004. O anúncio de Hawkingfoi para declarar que havia perdido aaposta, e que era possível recuperar infor-mação de dentro de um buraco negro de-

vido às flutuaçõesquânticas. Hawkingfez uma grande desco-berta, mas teve queadmitir sua derrota naaposta. Como bomperdedor, ofereceu oprêmio a Preskill, umaenciclopédia de base-ball, mas teve que pa-gar a conta sozinho,pois Thorne se negou

a contribuir para o prêmio por não admitirque a conclusão de Hawking, de que épossível resgatar informações de dentro deum buraco negro, pudesse estar certa. Noentanto, não só Thorne discorda da con-clusão de Hawking: uma boa parte dacomunidade científica continua reticenteem aceitar tal posição.

Como resgatar alguém de umburaco negro

Uma fábula, proposta por LucyHawking e seu famoso pai, ilustra comoseria possível resgatar alguém de um bu-raco negro, já adiantando que se você esti-vesse nesta situação precisaria de muita,mas muita paciência. Vamos à história: umcosmólogo construiu um supercomputa-dor que, entre muitas outras, teria a funçãode promover viagens a qualquer parte doUniverso conhecido e de adiantar o tempo.O objetivo do cientista era de encontrar pla-netas habitáveis no Universo, além danossa Terra. Certo dia, ele recebe uma cartaanônima que fornecia coordenadas de ondepoderia existir tal planeta. A carta anônimafora enviada por um cientista rival e ascoordenadas que nela continha levavamdireto a um buraco negro. Quando o cien-tista pediu para seu supercomputador levá-lo ao ponto em que a carta anônima indi-cava, ele foi tragado pelo buraco negro.Antes, porém, ele teve tempo para deixarum livro para sua filha e seu colega de colé-gio, onde explicava como resgatar alguémde dentro de um buraco negro. Os dois ga-rotos encontraram o livro e não restavaalternativa a eles senão seguir as suas

orientações. No livro, o cientista explicavao que acontecia com uma pessoa ao cairdentro do buraco negro. Se a pessoa esti-vesse na horizontal, os pés estariam maispróximos do buraco negro que a cabeça.Como o campo gravitacional nesta regiãoé gigante, esta pequena diferença de distân-cia seria suficiente para atrair os pés commais força que a cabeça, fazendo a pessoaser esticada, “despedaçando-a” ao entrar noburaco negro. No livro, o cientista explicaaos garotos que, devido à radiação Hawk-ing, o buraco negro “evapora” tanto maisrápido quanto menor for a sua massa. Osobjetos que caíssem dentro do buraco ne-gro, explica o cientista à filha e ao seu cole-ga, são rearranjados na forma de partículase energia. Ao se examinar as partículas quesaem do buraco negro durante a sua eva-poração, poder-se-ia reconstituir um objetoque estava dentro dele.

De posse destas informações e dosupercomputador, a filha do cosmólogo eseu colega de escola resolvem resgatar odesafortunado cientista de dentro do buraconegro. Para tanto, o supercomputadorcapturou todas as partículas que saíramdo buraco negro quando ele evaporava.Para reconstituir o pai da garota, a má-quina teve que “filtrar” as partículas queeram oriundas do cientista. Tal reconsti-tuição deveria ser feita partícula por partí-cula. À medida que o buraco negro eva-pora, sua massa diminui e a quantidade deradiação aumenta. Assim, o ritmo de re-constituição da pessoa é aumentado à me-dida que o tempo passa. Porém, a evapo-ração do buraco negro pode levar bilhões ebilhões de anos, mas como o supercompu-tador podia adiantar o tempo, assim ele ofez, filtrando entre todas as partículas emi-tidas aquelas que eram originárias do cos-mólogo. Ao final, quando o buraco negroevaporou por completo e o supercompu-tador capturou todas as partículas que eleemitiu filtrando as do cientista, ele pôde re-construir o pai da menina, que ao ser res-gatado de dentro do buraco negro abraçouos dois e agradeceu-os, feliz por revê-los.Como o processo de resgate de uma pessoade dentro de um buraco negro é demorado,fica aqui a recomendação para que se evitecair dentro de um.

Nada brilha tanto quanto osburacos negros

Paradoxalmente, nada no Universoemite tanta radiação quanto um buraconegro. Esta afirmação se explica pela exis-tência de objetos celestes muito pequenos,mas que brilham mais que galáxiasinteiras: estamos tratando das quase-es-trelas, ou como ficaram conhecidos,quasares. Na década de 1960, os astrôno-

Para que o evento da radiaçãoHawking possa ocorrer é

necessária grande quantidadede energia, que seria fornecidapelo próprio buraco negro. Ao

ceder esta energia paraseparar as partículas virtuais, o

buraco negro diminui suaenergia até possivelmente

desaparecer

35Física na Escola, v. 10, n. 1, 2009 Buracos nem tão negros assim

Leia mais

J.T. Arantes, (ed) Stephen Hawking em Buscado Segredo do Cosmos (Duetto Editorial,São Paulo, 2005).

L. Hawking e S. Hawking, George e o Segredodo Universo (Ediouro, Rio de Janeiro,2007).

S. Hawking e L. Mlodinow Uma Nova His-tória do Tempo (Ediouro, Rio de Janeiro,2005).

G.E.A. Matsas e D.A.T. Vanzella, Ciência Ho-je 3131313131(182), 28 (2002).

K.S. Oliveira Filho e M.F.O. Saraiva, Astro-nomia e Astrofísica (Editora Livraria daFísica, São Paulo, 2004).

D. Sobel, Os Planetas (Companhia das Le-tras, São Paulo, 2006).

A.A.P. Videira, A Física na Escola 66666(1), 83(2005).

R. Wolfson, Simplesmente Einstein (EditoraGlobo, São Paulo, 2005).

mos se depararam com objetos celestesque tinham aparência estelar mas comcaracterísticas distintas das estrelas conhe-cidas, tais como grande emissão deultravioleta e de ondas de rádio. Um destesobjetos, 3C 273, identificado em 1962,está representado na Fig. 6.

A grande surpresa veio quando os as-trônomos conseguiram calcular a distân-cia de 3C 273: 2,2 bilhões de anos-luz!Estava instaurado um grande desafio atodos os cientistas: como um objeto tãodistante pode brilhar tanto? Para se teruma ideia, o brilho deste único objeto é oequivalente a 100 vezes o brilho da ViaLáctea inteira. Não se tinha notícia de nadaque brilhasse tanto no Universo. Descar-tou-se a hipótese de que a origem fossemas fusões nucleares, como no caso das es-

trelas, por este tipo de fonte não poderfornecer toda a energia emitida pelos qua-sares. Deveria haver outro mecanismo.Em 1963, em uma conferência em Dal-las, alguns físicos propuseram que a fonteda energia dos quasares poderia estarrelacionada com os buracos negros.

Um mecanismo que consolidava apossibilidade de emissão de grandes quan-tidades de energia foi publicado por Mar-tin Rees, na década de 1980. Tal mecanis-mo propunha que quando buracos negrossupermaciços absorvessem gás e estrelas,eles emitiriam estas grandes quantidadesde energia.

Os quasares são, acredita-se hoje, nú-cleos de galáxias onde existe um buraconegro supermaciço que absorve grandequantidade de gás e estrelas, emitindoenergia de acordo com o mecanismo deRees. Inicialmente acreditou-se que osquasares não faziam parte de galáxiaalguma, devido a seu intenso brilho ofus-car o da galáxia. Em um exemplo exage-rado, seria o mesmo que querer observaruma lâmpada no lado do Sol.

O céu não é o limite

O CERN é um conhecido produtor deciência e tecnologia. Entre suas contribui-ções, pode ser creditada a invenção da redemundial de computadores, hoje indispen-sável em nossa sociedade. Uma visão geraldo CERN está reproduzida na Fig. 7; é com-posto por um aglomerado de construçõesque se estende por 27 km na fronteira en-tre a Suíça e a França.

Dentro do CERN está o LHC, sigla eminglês para Grande Colisor de Hádrons. Suainauguração se deu em 2008, mas suas

operações tiveram de serinterrompidas em razãode um vazamento dehélio ocasionado por umproblema de conexão en-tre seus imãs. Seu fun-cionamento em regimemáximo deve demorarainda alguns anos, mas2008 marca, sem dúvida,um divisor para a físicacom o início de suasoperações.

Dentro do LHC exis-te a possibilidade deserem detectados mini-buracos negros que se-riam gerados a partir dechoque de partículasaltamente energéticas. Ascondições para a criaçãodestes miniburacos ne-gros são muito especí-ficas; sendo assim, uma

boa parte da comunidade científica nãoacredita que isto possa vir a acontecer. Masque existe a possibilidade, existe. Devido asua pequena massa, os miniburacos negros“evaporariam” rapidamente emitindogrande quantidade de radiação Hawking.A análise do comportamento destes mini-buracos negros pode nos auxiliar a entenderos buracos negros estelares e supermaciços,além dos quasares.

Alguns cálculos, no início dos anos2000, chegaram a apontar que quando oLHC operar com sua energia máxima, eleproduzirá 100 milhões de buracos negrosa cada ano. A massa de cada um destesburacos negros seria na ordem de 22 mi-crogramas e sua vida duraria em torno de10-26 segundos.

É possível que nossos descendentestambém declarem 2408 como ano daastronomia. O motivo é que 400 anos an-tes, em 2008, entrara em operação umlaboratório que mudou nossa visão doUniverso, desta vez até sem necessaria-mente o auxílio de telescópios, mesmo queestes instrumentos continuem muitoúteis para o progresso da ciência. Atéentão, antes de sua operação iniciar, nossoentendimento do Universo passavanecessariamente pela observação celesteatravés de telescópios. Tudo mudou quan-do ele começou suas atividades, permi-tindo-nos entender melhor o funciona-mento do Universo dentro de nosso pró-prio minúsculo planeta. Quem viver veráse tal previsão irá se confirmar!

Agradecimentos

Agradecemos à colega FrancieliSocoloski Rodrigues, do IF-SC, pela leituracrítica e ao CNPq.

Figura 7 - Vista área do CERN.

Figura 6 - Quasar 3C 273.