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Aula 14 - Objetos Compactos Ⅲ
Buracos Negros e Supernovas
Estrelas com massas altas (acima de 8 massas solares) formarão, ao final da
evolução estelar, supernovas (ou se forem muito energéticas podem ser
chamadas de hipernovas) e buracos negros.
Os buracos negros formados são tão compactos que nem mesmo a luz é
capaz de escapar deles. Para entendermos melhor esses objetos, precisamos de
algumas noções da Teoria da Relatividade.
Buracos Negros e Supernovas
Impressão artística do
colapso do núcleo de uma estrela
massiva para um buraco negro
que gera dois jatos opostos e de
longa duração de raios gama
movendo-se próximos à
velocidade da luz. Esse fenômeno
é denominado hipernova.
Fonte: http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept06/Loeb/Loe
b5.html
Buracos Negros e Supernovas
Na literatura é comum encontrar que estrelas possuem massas menores que 150
massas solares, um limite teórico “razoável” (visto que se a pressão de radiação no
interior de uma protoestrela for muito mais intensa que a gravidade local, ela acabará
prevenindo a acreção de grandes quantidades de material no disco de acreção e
portanto, não conseguirá se formar) corroborado pelas observações de estrelas na
nossa galáxia.
Entretanto, em 2010 o ESO (European Southen Observatory) publicou uma notícia
comunicando que havia encontrado uma estrela que foi formada com mais que o dobro
dessa massa limite.
O texto é bem interessante e até explica o que aconteceria se o Sol fosse substituído
por essa estrela.
Buracos Negros e Supernovas
Vale a leitura em casa: http://www.eso.org/public/brazil/news/eso1030/
Teoria da Relatividade Especial
A Teoria da Relatividade Especial foi proposta por Albert Einstein em 1905 e baseava-se em dois princípios simples e unificadores que modificaram a nossa forma de entender o mundo.
Surgiu graças a uma crise na física. A mecânica clássica não era compatível com o eletromagnetismo clássico e as tentativas de modificar o eletromagnetismo para ser compatível com a mecânica falharam, então Einstein pensou em modificar a mecânica para ser compatível com o eletromagnetismo e obteve sucesso.
Einstein em 1904, aos 25 anos
Fonte: https://pt.wikipedia.org/wiki/Albert_Einstein
Teoria da Relatividade Especial Outros cientistas também tiveram participação importante no desenvolvimento da teoria:
Hendrik Lorentz. Fonte:
http://pt.wikipedia.org/wiki/
Hendrik_Lorentz
Hermann Minkowski. Fonte:
http://pt.wikipedia.org/wiki/
Hermann_Minkowsk
Henri Poincaré. Fonte:
http://pt.wikipedia.org/wiki/
Henri_Poincar%C3%A9
Teoria da Relatividade Especial
Princípio da relatividade especial
As leis da física são as mesmas para todos os observadores não-acelerados.
Princípio da invariância da velocidade da luz - A velocidade da luz no vácuo é a mesma para todos os observadores, independente do movimento da fonte e do observador.
Teoria da Relatividade Especial
Esses dois princípios dão origem a resultados surpreendentes e muito
divertidos.
Só para dar um exemplo, é da teoria da relatividade especial que derivamos a
equivalência entre massa-energia consagrada pela equação mais famosa da física:
E = mc²
Que se aplica ao mecanismo responsável pela a fusão nuclear que ocorre no
interior das estrelas!
Teoria da Relatividade EspecialPodemos citar ainda resultados
fantásticos como o efeito Doppler relativístico,
a dilatação do tempo, a contração do espaço,
o conceito de simultaneidade para diferentes
observadores, o paradoxo dos gêmeos, o
limite Newtoniano, etc.
Mas neste momento devemos nos
concentrar em compreender a estrutura mais
fundamental da teoria: o espaço-tempo e
também como a matéria e a luz se comportam
nele. E usar isso para entender os buracos
negros!
Uma fonte de luz movendo-se para a direita, relativa a um observador estacionário, com velocidade 0,7c (70% da velocidade da luz).
Fonte: https://en.wikipedia.org/wiki/Relativistic_ Doppler_effect
Teoria da Relatividade Especial
Um resultado experimental que será muito
útil na nossa discussão é: a velocidade da
luz é uma velocidade limite para toda
comunicação e para todo movimento de
corpos massivos.
Fonte: Ellis, 2000, pág. 13
Teoria da Relatividade Especial
Espaço e tempo são noções familiares a qualquer um. Na teoria da relatividade eles
formam uma única entidade chamada espaço-tempo.
Considerando que o espaço tem 3 dimensões (largura, comprimento e altura) e o
tempo uma, o espaço-tempo é uma estrutura quadridimensional, da qual cada ponto é
dito um evento e cada trajetória de uma partícula ou raio de luz é dita uma linha de
mundo.
Como não conseguimos esboçar gráficos em 4D, precisamos usar nossa criatividade
para encontrar alguma forma de representar graficamente o espaço-tempo para os
problemas...
Teoria da Relatividade EspecialImagine que você joga uma pedra na superfície de um
lago, que pode ser visto como um plano, ou seja, uma
superfície 2D, e com uma câmera, tira uma série de
fotografias em intervalos de tempos iguais para
identificar a posição da crista da primeira onda gerada
pela perturbação que a pedra causou na água.
Em seguida você revela essas imagens e as sobrepõe
em ordem cronológica.
O gráfico (3D) obtido (permita-me chamá-lo de
diagrama de espaço-tempo) é o gráfico de um cone.
Guardem essa informação
Fonte: Ellis, 2000, pág. 10.
Teoria da Relatividade Especial
Fazendo uma analogia com o caso de uma lâmpada que é acesa num determinado
evento (um determinado ponto no espaço num determinado instante de tempo) que
chamaremos de O e que é fotografada a intervalos de tempo constantes para
montarmos novamente um diagrama de espaço-tempo, teremos novamente um
diagrama de espaço-tempo em forma de cone, um cone de luz!
Parece que não ganhamos
nada com isso não é?
Mas chamemos esse
gráfico de cone de luz do futuro
de O.
Guardem essa informação.
Fon
te: Ellis, 2000, pá
g. 19.
Teoria da Relatividade Especial - ExemploVocê é um consultor de defesa da NASA. Agora é meia-noite. O diretor da seção acaba
de lhe comunicar que às 3h00 um míssil nuclear será lançado contra a Terra de uma base
secreta em Tritão, lua de Netuno.
A agência dispõe de uma arma laser, mísseis nucleares, entre outros equipamentos
disponíveis para abater o míssil inimigo. Oito pessoas estão de prontidão para acatar suas
ordens, você só precisa tomar a sua decisão
Qual a melhor estratégia para resolver essa crise?
Dados: 1. Netuno está a 30,1 UA do Sol; 2. 1 UA é aprox. 150.000.000 km; 3. A velocidade da
luz no vácuo é aproximadamente 300.000 km/s.
Teoria da Relatividade Especial - ExemploVocê sabe que “a velocidade da luz é uma velocidade limite para toda comunicação e
para todo movimento de corpos massivos”.
Se Netuno está a cerca de 30,1 UA do Sol, a distância mínima entre ele e a Terra pode
ser aproximada por 29,1 UA.
Convertendo esse valor para metros e
dividindo pela velocidade da luz você
conclui que Netuno está a pelo menos 4
horas-luz da Terra!
Teoria da Relatividade Especial - Exemplo
Como o míssil sairá de uma base nessa região daqui a 3 horas, não faz sentido
tentar destruir a base para evitar que ele seja lançado, pois mesmo usando a arma
laser (que viajará pelo espaço na velocidade da luz), ela só atingirá a base uma
hora depois do míssil já ter partido.
A única escolha sensata a tomar é calcular a rota do míssil quando for possível
e interceptá-lo quando ele já estiver a caminho. Parece um pouco complicado.
Mas será que num diagrama de espaço-tempo fica mais fácil de visualizar?
Teoria da Relatividade Especial - Exemplo
Em termos técnicos, o evento ‘destruir a base inimiga antes do míssil ser lançado’ está
fora do cone de luz.
Esse problema nos mostra que os cones de luz determinam as regiões causais a partir de
um determinado evento.
Então eu posso determinar todas as regiões que eu posso atingir de um determinado
evento no espaço-tempo se eu souber como os cones de luz se comportam nesse
espaço-tempo.
É exatamente isso que precisamos para analisar o que impede as partículas massivas e
os raios de luz escaparem classicamente de um buraco negro.
Agora podemos partir para a Teoria da Relatividade Geral..
Teoria da Relatividade Especial exemplo
Teoria da Relatividade Geral
A Teoria da Relatividade Geral foi
proposta por Albert Einstein em 1915.
A grande ideia de Einstein foi modificar
o princípio da relatividade especial pela ideia
de que “As leis da física são as mesmas para
todos os observadores, não importa os seus
estados de movimento”.
Surgiu graças a um problema com a
teoria Newtoniana da gravitação. Nessa
teoria a força gravitacional age
instantaneamente, o que é incompatível com
a Teoria da Relatividade Especial.
Retrato oficial de Einstein em 1921 depois
de receber o prêmio Nobel de Física pela sua
descoberta da lei do efeito fotoelétrico.
Fon
te: http
://pt.w
ikiped
ia.o
rg/w
iki/Alb
ert_Einstein
Teoria da Relatividade GeralOutros cientistas também tiveram participação importante no desenvolvimento da
teoria:
David Hilbert.
Fonte: http://pt.wikipedia.org/wiki/ David_Hilbert
Bernhard Riemann.
Fonte: http://pt.wikipedia.org/wiki/ Bernhard_Riemann
Marcel Grossmann.
Fonte: https://en.wikipedia.org/wiki/ Marcel_Grossmann
Teoria da Relatividade Geral
Einstein havia proposto que as leis da física são as mesmas para todos os observadores, independentemente dos seus estados de movimento.
Então ele realizou uma experiência de pensamento (e elas são muito importantes em relatividade!) muito interessante com um par de observadores dentro de elevadores aqui na Terra e um outro par de observadores no espaço, longe de qualquer objeto com grande massa.
Fonte: Ellis, 2000, pág. 193.
Teoria da Relatividade GeralEinstein pensou que se o observador A, no
elevador parado em relação à Terra, soltar um objeto
qualquer, esse objeto será acelerado com módulo g em
direção ao chão. Já um observador B, num foguete se
movendo com aceleração constante g longe de corpos
massivos, experimentará o mesmo resultado.
E a situação entre um observador C, num elevador
em queda livre sobre a atração gravitacional da Terra,
e um observador D, num foguete não-acelerado longe
de corpos massivos, também é análoga: qualquer um
deles que solte qualquer objeto ao seu lado, verá esse
objeto flutuar ao seu lado.
Fonte: Ellis, 2000, pág. 193.
Teoria da Relatividade GeralA conclusão obtida por Einstein pode ser resumida na formulação do …
Princípio da equivalência
Não há nenhum jeito de distinguir os efeitos em um observador sujeito a um
campo gravitacional e de um sujeito a uma aceleração constante.
Teoria da Relatividade Geral
Essa ideia é um tanto profunda, pois modificando a aceleração em um espaço plano é possível “mimetizar” qualquer campo gravitacional. Então qual é a necessidade de termos espaços curvos?
Fon
te: E
llis,
200
0, p
ág
. 194
.
Imaginem que o observador D veja um raio de luz seguindo uma linha reta atravessando o foguete. Já que ele é equivalente ao observador C (em queda livre aqui na Terra), então o observador C também verá o raio de luz atravessar o elevador em linha reta.
Teoria da Relatividade Geral
Já o observador B está acelerado em relação ao observador D e portanto verá o
raio atravessar o foguete em uma linha curva e como ele é equivalente ao observador
A, assim também constatará o observador A.considerar espaços-tempos curvos.
Sabendo que a luz se propaga em
linha reta num espaço-tempo plano, o
observador A concluirá que o
espaço-tempo não pode ser plano.
Então para podermos descrever as
experiências de todos observadores, nós
precisamos considerar espaços-tempos
curvos.
No nosso breve estudo da Teoria da Relatividade Especial lidamos, mesmo que sem perceber, com uma solução para um espaço-tempo plano, que recebe o nome de espaço-tempo de Minkowski.
Teoria da Relatividade Geral
Um fato interessante sobre a natureza do espaço-tempo é que a sua geometria dependerá da forma como a matéria e a energia estarão distribuídas nele. Então se quisermos saber como se comportaria o espaço-tempo na presença de um buraco negro, devemos saber como será a geometria do espaço-tempo dada por um objeto massivo de simetria esférica.
Fon
te: http
s://en.w
ikiped
ia.o
rg/w
iki/Gen
eral_rela
tivity
Buraco Negro de Schwarzschild Ainda em 1915 (mesmo ano em que Einstein publicou a sua teoria da relatividade
geral) Karl Schwarzschild encontrou tal solução.
Apesar de Einstein ter ficado maravilhado ao
saber que Schwarzschild encontrou tal solução,
por muito tempo (se não por toda a vida)
acreditou que buracos negros não podiam existir
na natureza.
Pergunta: Pode uma solução matemática
não ter significado físico? Pode não vir a existir na
natureza?
Fonte:http://www.aip.org/commentary/ aip-launches-centennial-exhibit-theorygeneral-relativity
Buraco Negro de Schwarzschild
Um fato que muitas pessoas não comentam mas é muito importante é que a
solução de Schwarzschild é uma solução de vácuo da equação de Einstein. E descreve o
exterior de um buraco negro sem rotação e sem carga elétrica.
Vocês podem querer saber: Por que tanta preocupação com esses detalhes
técnicos?
Porque falar de buracos negros, muitas vezes, será falar das soluções matemáticas
de buracos negros, e a solução de Schwarzschild é a mais simples, porém há outras.
Buraco Negro de Schwarzschild
A solução obtida por Schwarzschild –
relembrando mais uma vez: das equações de
Einstein da Relatividade Geral – apresentava duas
regiões singulares.
Uma singularidade real no “centro” da estrela
massiva simetricamente esférica e uma outra região
singular que ficou conhecida como raio de
Schwarzschild (que depende exclusivamente da
massa do buraco negro) onde efeitos interessantes
ocorrem.
Fonte: Hartle, 2003, pág. 264.
Buraco Negro de Schwarzschild O raio de Schwarzschild é uma singularidade da solução de
Schwarzschild mas não é uma singularidade real.
O espaço-tempo se comporta bem nessa região, porém os
cones de luz nesses eventos estão completamente “tombados”
para dentro do buraco negro impedindo classicamente que
qualquer objeto que adentre o buraco negro, consiga sair.
Por nada conseguir escapar dessa região ela é também
dita delimitadora do horizonte de eventos, pois qualquer
partícula ou raio de luz que o adentra, não consegue sair.
Fonte: Hartle, 2003, pág. 263.
Buraco Negro de Schwarzschild
Os cones de luz na presença de um buraco negro não serão
idênticos aos cones de luz no espaço-tempo plano de Minkowski,
pois agora o espaço-tempo é curvo e a luz não se propagará em
linha reta.
Mas com um pouco de matemática, os formatos dos cones de
luz na presença de um buraco negro podem ser determinados –
vejam a figura ao lado.
E como são os cones de luz que determinam quais regiões do
espaço-tempo estão causalmente conectadas, temos uma
justificativa geométrica mais forte do porquê nada que entra num
buraco negro, pelo menos classicamente, consegue escapar dele.
Fonte: Hartle, 2003, pág. 260.
Buraco Negro de Schwarzschild
Por exemplo, dois deles são a dilatação
gravitacional do tempo e o redshift
gravitacional.
A dilatação gravitacional do tempo é um
fenômeno que ocorre nas proximidades de um
objeto massivo.
O tempo medido por um relógio passará
mais devagar tanto mais próximo ele esteja
desse objeto.
A Teoria da Relatividade Geral também possui resultados tão surpreendentes quanto os
resultados da Teoria da Relatividade Especial.
Fonte: http://torahtimes.org/articles/ starlight/grav-time-dialation.gif
Buraco Negro de Schwarzschild
O redshift gravitacional é um fenômeno que muda
a frequência de um determinado sinal de luz quando ele
interage com um campo gravitacional intenso,
realizando um aumento da frequência caso a luz esteja
sendo atraída pelo campo gravitacional (desvio para o
azul) ou uma diminuição da frequência caso a luz esteja
tentando escapar do campo gravitacional (desvio para o
vermelho).
Fonte: https://www.ualberta.ca/~pogosyan/ teaching/ASTRO_122/lect20/figure24-07b.jpg
Buraco Negro de Schwarzschild
Esses efeitos são mais significativos
tanto mais próximo da região do horizonte
de eventos, pois tanto a dilatação
gravitacional do tempo quanto o redshift
gravitacional aumentam rapidamente.
Imaginem um observador caindo de pé
num buraco negro. Ele carrega consigo um
relógio.
Fonte: https://www.ualberta.ca/~pogosyan/ teaching/ASTRO_122/lect20/figure24-07b.jpg
Buraco Negro de Schwarzschild
A medida que o observador se aproxima do horizonte
de eventos, você o observa cada vez mais vermelho e o seu
relógio cada vez mais lento, até o momento em que ele
atinge a região de horizonte de eventos, onde a imagem
dele literalmente “congela”.
Para esse observador, nada de especial acontece
quando ele atravessa o horizonte de eventos, ele apenas
perceberá os efeitos de maré ficando cada vez mais fortes
conforme ele se aproxima da singularidade central, onde ele
encontrará o seu próprio fim.
Buraco Negro de Schwarzschild
Uma observação: durante a queda esse
observador será alongado verticalmente (na
direção da queda) e comprimido horizontalmente
(na direção ortogonal a queda) graças às forças de
maré como se fosse um espaguete, fenômeno
chamado de espaguetificação.
Efeito maré o força de maré ocorre quando a
aceleração gravitacional não é constante sobre todo o
diâmetro do corpo.Fonte: http://pt.wikipedia.org/wiki/ Espaguetifica%C3%A7%C3%A3o
Buraco Negro de Schwarzschild
Em relação à singularidade real no “centro” do buraco negro, não é possível
removê-la realizando uma transformação de coordenadas.
E não temos acesso a essa região pois ela está “escondida” atrás do horizonte de
eventos.
Todo objeto que atravessa o horizonte de eventos atinge a singularidade num
tempo finito.
Calcula-se que nessa região, a curvatura do espaço-tempo é infinita e os materiais
que a atingem são destruídos devido às extremas forças de maré, e por isso alguns
pesquisadores da área de relatividade a chamam de o fim do espaço-tempo.
Buraco Negro
É bom reforçar que falar de buracos negros, muitas vezes, é falar de
soluções matemáticas de buracos negros.
Até agora nos preocupamos em descrever a solução mais simples de
buracos negros.
Mas há como observá-los experimentalmente? Eles já foram observados?
Binárias com Buracos Negros
Como não conseguimos visualizá-los, podemos detectá-los por meio de sistemas
binários semelhantes aos com anãs brancas ou estrelas de nêutrons.
Podemos calcular a presença desses objetos por meio dos efeitos gravitacionais
causados no outro componente do sistema binário, como no caso do buraco negro
Cygnus X-1, um buraco negro com cerca de 14,8 massas solares, orbitado por uma
supergigante azul (denominada HDE 226868) com cerca de 19,2 massas solares.
A órbita tem cerca de 0,2 UA e período orbital de 5,599829 dias.
Binárias com Buracos Negros
Impressão artística do sistema
binário formado pela HDE 226868 e o
buraco negro chamado Cygnus X-1.
Fonte: http://www.constellation- guide.com/cygnusx-1/
Binárias com Buracos Negros
Buraco negro Cygnus X-1 localizado a cerca de 6.070 anos-luz da Terra (ainda na Via
Láctea!). Acredita-se que ele possui cerca de 14,8 massas solares, rotacione 800 vezes por
segundo e não possua carga elétrica.
Parte do gás que escapa da supergigante azul ao seu lado é atraído
gravitacionalmente e forma um disco de acreção ao redor do buraco negro. A liberação de
energia gravitacional por este gás absorvido potencializa a emissão de raios-X do buraco
negro.
Foi descoberto em 1964 e na década seguinte, graças a observações no visível e em
raios-X, foi o primeiro buraco negro identificado.
Binárias com Buracos Negros
Fonte: http://chandra.harvard.edu/photo/2011/cygx1/
Binárias com Buracos Negros
Impressão
artística da
formação de
dois jatos
relativísticos
opostos de raios
gama gerados
pelo
transbordament
o do Lóbulo de
Roche de uma
estrela ao redor
do buraco
negro.
Buracos Negros Supermassivos
Buracos Negros
supermassivos são
encontrados no centro de
galáxias, têm massas que
variam de milhões a bilhões de
massas solares.
Impressão artística de um
BN supermassivo
Buracos Negros Supermassivos Os BNs supermassivos podem ter sido
originados do colapso gravitacional de imensas
nuvens de gás ou de aglomerados de milhões de
estrelas no centro das galáxias, que se formaram
quando o universo era mais jovem e bem mais
denso.
Estimativas atuais, obtidas de observações de
Quasares, indicam que os primeiros BNs
supermassivos se formaram quando o Universo
tinha menos do que 1 bilhão de anos de idade (a
idade atual do Universo é de cerca de 13,7 bilhões
de anos). Órbita da estrela S0-2 próxima ao BN supermassivo S0-102
Buracos Negros Supermassivos
A acreção de matéria ao BN
supermassivo no centro das galáxias
produz fenômenos de "feedback",
como por exemplo emissão de
radiação e jatos relativísticos a
partir do disco de acreção, como
ilustrado na figura ao lado para a
galáxia ativa Centaurus A.
Imagem composta da galáxia ativa
Centaurus A, formada por imagens: em
raios-X, no óptico e em rádio.
Buracos Negros Primordiais
Preditos teoricamente, esses buracos negros podem ter se formado nos primórdios do
universo quando, devido a um ambiente favorável com pressões e temperaturas
extremamente altas, flutuações na densidade da matéria teriam dando origem a regiões de
densidades extremas, onde esses buracos negros poderiam ter se formado.
É possível que devido à expansão do universo essas regiões tenham se dispersado, mas
algumas podem ter se mantido estáveis dando origem a buracos negros que duram até hoje.
Esse tipo de buraco negro poderia ter qualquer massa. Assim, podem ter surgido o que
os pesquisadores chamam de mini buracos negros, que teriam tamanhos micrométricos.
Também se considera a possibilidade da formação de BNs primordiais maiores, que através
de sua evaporação poderiam também dar origem a mini buracos negros.
Buracos Negros - Quasares
Os Quasares ou Quasi-stellar radio sources são AGN (uma sigla em inglês para
Active Galatic Nuclei, ou núcleo galáctico ativo). Os núcleos destas galáxias emitem
uma energia que não pode ser explicada como sendo gerada unicamente por estrelas.
A energia emitida por um AGN é gerada a partir da transformação da energia
potencial gravitacional da matéria acretada a um BN, através do disco de acreção.
Buracos Negros - Quasares
Os Quasares são os AGNs mais luminosos do Universo. São objetos luminosos em
qualquer comprimento de onda, conferindo-lhes uma distribuição de energia bem
“larga”.
Os Quasares foram detectados primeiramente em ondas de rádios mas quando os
astrônomos procuraram as fontes ópticas correspondentes, viram que essas fontes
tinham aparência estelar
Um dos aspectos mais importantes dos Quasares são seus altos valores de redshift
(1<Z<7), e estão entre os maiores valores de redshift observados, indicando que são
objetos muito distantes.
Buracos Negros - Quasares
A luz vinda de alguns Quasares observada hoje
poderia ser emitida quando o Universo tinha
apenas 0,7 Bilhões de anos.
Imagens de Quasares obtidas pelo telescópio
Hubble.
Curiosidade - Buraco Negro de Kerr
A teoria foi desenvolvida pelo matemático Roy
Patrick Kerr, a partir de uma solução para a teoria da
Relatividade Geral.
A diferença em relação ao BN de Schwarschild é
o fato de apresentar rotação. Como a rotação deve
ser algo comum na matéria que colapsa para formar
um BN, pela conservação de momento angular, é
provável que a maioria dos BNs apresentem rotação.
Esse tipo de BN é caracterizado pela presença de
ergosfera, região que circunda o horizonte de
eventos, em que o espaço é arrastado pela rotação do
Buraco Negro.Fonte: https://i0.wp.com/www.if.ufrgs.br/~thaisa/wp-content/uploads/2016/10/kerrbn.jpg
Curiosidade - Radiação Hawking
Em 1974, Stephen Hawking apresentou uma hipótese que sugere que a radiação
pode escapar de um buraco negro.
Recentemente, e mais de quarenta anos mais tarde, a investigação
recém-publicada afirma ter observado ”radiação Hawking” em laboratório.
Como podemos observar um buraco negro em um laboratório? Ele não iria devorar
todo o laboratório?
Simples: com um buraco negro sônico, um análogo comumente usado.
Curiosidade - Radiação Hawking
Os experimentos foram conduzidos por Jeff Steinhauer do Instituto
Technion-Israel de Tecnologia.
Através de um buraco negro analógico em um “condensado atômico de
Bose-Einstein” – um estado onde os bósons de gás são resfriados perto do zero
absoluto.
Steinhauer foi então capaz de observar fônons (partículas de som) no
horizonte de eventos do buraco negro – e esses fótons se comportaram de acordo
com a teoria de Hawking sugere.
Curiosidade - Radiação Hawking
Radiação Hawking sugere que um par de fótons na borda de um buraco negro iria
se dividir, o fóton negativo seria engolido, e o fóton positivo seria emitido para fora
como radiação (quebrando a tese de que nada consegue escapar do buraco negro).
Isto significa que um buraco negro não ganha massa para sempre, e quando não
tiver mais nada que consumir ( devido a queda da matéria sob sua superfície) por
bilhões de anos ele vai simplesmente evaporar.
Os resultados dos experimentos de Steinhauer são a evidência mais forte de apoio
a radiação Hawking até agora, mas até os físicos poderem medir a radiação Hawking
em um buraco negro real (nada fácil), é como vamos ter que nos contentar.
Curiosidade - Ondas Gravitacionais
Simulação de ondas geradas pela união de Buracos Negros.
Curiosidade - Ondas Gravitacionais
Como mencionado na aula anterior, essa seria a representação da forma como as ondas foram detectadas.
Observe que, com a variação das ondas luminosas recebidas no detector, há variação da interferência entre elas. Este foi o indício das ondas gravitacionais.
Referências
OLIVEIRA, Kepler de; SARAIVA, Maria de Fátima. Astronomia e Astrofísica. 4. ed. São Paulo: Livraria da Física,
2017. 640p. ( livro - http://astro.if.ufrgs.br/ )
RIDPATH, Ian. Astronomia: Guia Ilustrado Zahar. 3. ed. São Paulo: Zahar, 2008. 300p.
Prof. Dr. Pieter Westera, Disciplina: Noções de Astronomia e Cosmologia;
Ensino de astronomia no ABC, aulas anos anteriores;
BERGMANN,Thaisa Storchi; Buraco Negro
Universe Roger A. Freedman and William J. Kaufmann III W. H. Freeman and Company, 2008, Eighth edition
Flat and curved space-times George F. R. Ellis and R. M. Williams Oxford University Press, 2001, Second edition
Gravity – An introduction to Einstein’s general relativity James B. Hartle Addison Wesley, 2003
