Remoto-Buracos Negros PDF-1a

Buracos Negros

Uma concepção artística de um buraco negro. A matéria caindo em um buraco negro.

Definição:

Um Buraco Negro é um objeto que tem a gravitação

tão intensa que nem mesmo a luz escapa do seu

campo gravitacional.

O Buraco Negro mais simples pela Teoria da

Relatividade Geral de Einstein, é o buraco negro

de Schwarzschild, definido implicitamente

Esta métrica pode ser encontrada, como solução

exterior das equações de Einstein relativas a uma

massa M com simetria esférica, ou seja,

Onde R

é o tensor de Ricci, R é o traço de R

T

é o tensor energia-momentum,

G

e

c

são

constantes fundamentais, a de Newton e a

velocidade da luz.

Não se assustem

com as fórmulas,

são apenas

as

equações de

Einstein

,

que em

1916

irão

completar

100

anos.

Ah ! Desculpem, estas equações

têm muitas ferramentas que

vocês ainda não viram.

Era brincadeira,

a palestra para vocês,

A nossa palestra tem poucas fórmulas,

porém todas de fácil entendimento.

Tem ainda um pouco da história

da evolução dos conceitos

relacionados.

Caso alguma parte esteja mais difícil

tenham paciência ...., faz parte ...

Vamos lá !

Definição:

Um Buraco Negro é um objeto que tem a gravitação

tão intensa que nem mesmo a luz escapa do seu

campo gravitacional.

“Beyond Einstein: From the Big Bang to Black Holes”, NASA 2003

BN = Buraco Negro (“Black Hole = BH)

Buracos Negros é um tema fascinante, vasto,

interdisciplinar,

abrangendo várias áreas

tanto da Física quanto da Astrofísica, p. ex.,

Relatividade Geral, Termodinâmica,

Estatística Quântica, Teoria Quântica de Campos,

Supercordas, Evolução Estelar,

Colapso Gravitacional,

Cinemática e Dinâmica dos Objetos Cósmicos,

Simulações Computacionais, etc.

Albert Einstein 1879-1955

A Relatividade Geral de

Einstein e a Mecânica Quântica

foram fundamentais para ser

elaborada uma teoria para

os buracos negros. Einstein

forneceu uma ferramenta

teórica fundamental.

Teoria da

Relatividade

Geral de

Einstein com a

sua maquinaria

Teoria da Relatividade Geral:

Curvatura do Espaço/tempo

Existe uma metodologia chamada

de “DIRETA” para tentar

observá-los. Entretanto, rigorosamente são

indícios ...

Da parte observacional temos o fato que até hoje

não se conseguiram obter informações

observacionais

inequívocas

dos buracos negros.

As informações que temos na maior parte são em

sua maioria

INDIRETAS

.

Veremos Nesta Palestra :

(1) - Um Pouco da História Inicial do Conceito

(3 A) - Quais São os Tipos de Buracos Negros Previstos (2) - Generalidades Sobre os Buracos Negros

(4) – Sobre os Métodos Observacionais de Detecção

(5) – Algumas Imagens de candidatos a Buracos Negros

(6) = (3 B) – Os Tipos de Buracos Negros ainda não acabaram !

(1) - Um Pouco

da História

Inicial do

Conceito

John Michell (1724 - 1793), reverendo inglês, filósofo, geólogo com

trabalhos em astronomia, geologia, óptica, e gravitação, tanto um teórico quanto experimental, afirmou

“ Exploring Black Holes Introduction to General Relativity“ E. F. Taylor (MIT), J. A. Wheeler (Princeton), 2000

Publicado em Philosophical Transactions, 1784, London

“ a luz deve ser atraída da mesma forma

que todos os outros corpos, se o centro de atração for suficientemente massivo e

suficientemente compacto, toda a luz emitida pelo corpo irá retornar em direção a ele próprio “

Pierre Simon de Laplace (1749 - 1827), matemático e astrônomo francês, cujo trabalho foi fundamental para o

desenvolvimento da mecânica mecânica clássica pós-Newton.

Laplace chegou à mesma conclusão de Michell em 1795, aparentemente de forma independente:

”é possível que os corpos mais luminosos do universo sejam

invisíveis.”

”a luz deve ser atraída como os demais corpos. ”

Como eles podem ser tão luminosos ?

Simulação da matéria caindo em um

buraco negro e a emissão de radiação

ocasionada no processo.

Newton previu algo sobre

Buracos Negros ?

Sim, na seu cálculo da velocidade

Newton previu algo sobre

Buracos Negros ?

Uma pequena massa m sujeita ao potencial gravitacional de um corpo esférico grande de massa M, só escapará do campo

gravitacional de M se tiver velocidades

v ≥ ( 2 G M / r )1/2 _{, onde}

(Taylor and Wheeler p. 2-22)

G - constante gravitacional de Newton

r - distância radial da superfície esférica, onde está localizada a massa m, ao centro da massa M

v – velocidade mínima para a pequena massa m

escapar do campo gravitacional de M, e é denominada velocidade de escape.

Sir Isaac Newton

1642- 1727

se v for a velocidade da luz c,

somente um corpo com velocidade maior de c poderia escapar do campo gravitacional de M. Neste caso temos

v = c ► ► ( 2 G M / r )1/2 _{= c .}

c = 2.99792458 x 108 _m/s

... mas veja que

Temos ainda que

r = 2 G M / c2 _.

Resultado compatível com o atual da Relatividade Geral, e é denominado raio de Schwarzschild (para uma massa esférica M ).

Concepção Moderna do Conceito

O termo

“buraco negro"

foi

adotado em 1967 por John

Wheeler (1911-2008) em uma

conferência, mas já estava

sendo utilizado entre os

físicos.

Ver em “Introduction to the Black Holes” - Gerard ‘t Hooft

... história do conceito

John A. Wheeler

1958 - David Finkelstein introduziu o

conceito de horizonte de eventos. uma superfície unidirecional, de onde “nada sai” (?).

... história do conceito

1963 – Roy P. Kerr propôs a solução das equações de Einstein para um

buraco negro em rotação, sem carga. 1965 – Ezra T. Newman propôs a solução

das equações de Einstein para um

1960-1970

Bekenstein, Bardeen, Carter, Penrose , Hawking

investigaram as propriedades dos buracos negros,

principalmente as termodinâmicas. P. ex. , a entropia, e concluiram que a entropia do buraco negro é

proporcional a área da superfície do horizonte de

eventos. Generalizaram a 2a. Lei da Termodinâmica

... história do conceito

1974

Hawking cria o seu modelo para a evaporação dos buracos negros. Mas a idéia da evaporação já

existia …. 1995

Strominger, Vafa, Maldacena e outros, descobrem

como descrever os microestados dos buracos negros no contexto da teoria de super-cordas.

Como surgiu a teoria da

“evaporação dos buracos

negros”

Buracos negros realistas

não são eternos.

“a evaporação buraco negro descoberta por Hawking em 1974 mostra que os buracos

negros primordiais com uma massa de menor que 1010 _{g poderiam de fato ter}

Yakov Borisovich Zel’dovich

1914- 1987

Zel’dovich foi quem primeiro conjecturou sobre a evaporação do buracos negros

Em 1971, Kip Thorne foi a Moscou e lá

conversando com Zel’dovich este lhe disse:

“Um buraco negro ao girar deve irradiar. A radiação vai diminuir gradualmente a sua

rotação, e em seguida, com o giro a radiação vai parar, e o buraco vai viver para sempre em estado perfeitamente esférico e sem rotação. "

Thorne nesta época pensou: "Isso é uma das coisas

mais loucas que eu já ouvi”

Em 1973, Kip Thorne e Hawking em Moscou - Foi quando Hawking tomou conhecimento das idéias de Zel’dovich da radiação do buraco negro.

Zel’dovich desenvolvia a teoria baseado em uma abordagem de Relatividade Geral com Mecânica Quântica.

Esta abordagem não satisfez Hawking que

resolveu criar uma outra. Além dele, vários outros físicos, nos Estados Unidos, também trabalhariam no assunto.

A influência das idéias de Zel’dovich

Hawking publicou em 1975, no Commun. Math. Phys., a sua teoria, e que seria a mais utilizada.

William Unruh (estudante de Wheeler), Don Page

(estudante de Thorne), confirmaram a previsão de Zel’dovich.

Hawking

Sir Roger Penrose

Juan M. Maldacena argentino Karl Schwarzschild 1873-1916 Mais Fotos Jacob Bekenstein Israelense S. Chandrasekhar 1910-1995

(2) -

Generalidades

Sobre os Buracos

◊ "No caso de uma estrela, o gás que a compõe espirala até cair no buraco negro, como água indo pelo ralo. Nesse processo, o gás se aquece muito e emite fótons. É essa emissão que

detectamos“.

● “ Se você colocar um buraco negro com a mesma massa do nosso Sol no lugar deste, a Terra continuaria a girar em

torno dele exatamente como faz hoje, embora sem receber luz. Para sugar nosso planeta, seria necessário um buraco negro muito mais pesado que o próprio Sol ",

( Eduardo S. Cypriano, professor do IAG-USP) ◊ Emissões de um gás ao espiralar no BN

Acredita-se que as galáxias tenha ao menos um buraco negro em seu centro. Como eles se

formaram, ainda não é possível afirmar com toda segurança, mas dentre as teorias

possíveis, temos:

- seriam oriundos do material da

formação do próprio universo.

- teriam se formado a partir da

desintegração de estrelas.

T. Padmanabhan, “After the first ….” p.79

Evolução

Estelar

(a) Estrelas cuja a massa é maior que o limite de Chandrasekhar, M > 1.2 M_ʘ no ponto final da sua evolução explodem como supernovas. (b) Ao explodir a supernova forma duas

partes:

1 - uma nuvem de gás remanescente,

ou seja a parte externa da estrela

2 - uma parte remanescente da

própria estrela, que pode ser um

buraco negro se M > ≈ 2 M_ʘ

Fenomenologia da Formação

dos Buracos Negros

Ver Novikov and Thorne, “Les Houches”, Ed. C. DeWitt, 1973, p. 388 (Djvu)

O que restará da estrela

propriamente dita depende da

massa M da estrela:

Se o remanescente da própria

estrela tiver M < 2,0 M

será

uma estrela de nêutrons

, e se

tiver M ≥ 2,0 M

será um

buraco

negro

.

BLACK HOLES - LES ASTRES OCCLUS , Les Houches, Aout 1972 edited by C. DeWitt p.388 , DJVU

Os Buracos Negros são formados em

intervalo de tempo finito pela acumulação

de grandes quantidades de matéria através

da atração gravitacional;

Estes limites de massa ainda são

controversos. Encontramos pequenas

variações dependendo do pesquisador.

gravitacional de uma distribuição perfeitamente esférica da matéria. Se a massa total M é

suficientemente grande, a pressão interna será

incapaz de parar o colapso e um buraco negro se

Quantos tipos

diferentes tipos

de Buracos

Desavisadamente poderíamos dizer que a

teoria prevê somente dois tipos de buracos

Negros:

1. Buracos Negros estelares – último

estágio da evolução estelar para estrelas com massa M ≥ 2 M_ʘ

2. Buracos Negros Supermassivos –

previstos nos núcleos ativos de galáxias, com massas entre 106 _M

ʘ - 1010 Mʘ .

Depois retornaremos

aos diferentes

Vejamos mais

questões gerais

relacionadas ...

A Teoria da Relatividade

Especial introduziu na Física

o “

CONE DE LUZ

”.

Esta estrutura geométrica

ajuda a entender melhor os

buracos negros.

Mas ...

“Cone de Luz”

??

O QUÊ É ISTO ?

Aproveitemos para

entendê-lo através de

um caso bem simples:

Veremos o cone de luz de

forma apenas geométrica,

sem fórmulas. Mas esta

geometria decorre da

física e da matemática da

Teoria da Relatividade

Especial

de Einstein

Seja o movimento em

apenas uma dimensão,

por exemplo, um pequeno

anel,

que chamaremos de

partícula

, deslizando em

um arame.

O

P

Δ x

A partícula no “arame” se desloca Δ x em um intervalo de tempo Δ t , logo a sua velocidade é v = Δ x / Δ t .

Representaremos este movimento em um

NOVO diagrama, “dinâmico” , com o tempo t, e a coordenada espacial x, ou seja (t, x).

(“arame” ou eixo x , com origem O)

A Relatividade Especial considera a

t

x(t) Δ x

Δ t

α

Diagrama espaço-tempo (t, x) para o movimento unidimensional

Deslocamento x(t) da partícula que se move com velocidade constante v

O

P

EVENTO

: é algo que ocorreu em

um certo ponto do espaço (x,y,z) e

em um certo instante de tempo (t).

Um Conceito Relativista

No

espaço-tempo, cada ponto é um

evento,

pois representa um ponto no

Espaço-tempo

(t, x)

Se a partícula hipotética se movesse com a

velocidade da luz, temos

α v = c Velocidades e deslocamentos proibidos, v > c, ou Partículas Superluminais t x(t) O

A Relatividade Especial supõe que as partículas se movem com v menor ou igual a c

Velocidades e deslocamentos permitidos v < c Velocidade Máxima Permitida Região Superluminal

Para o caso de movimento de uma partícula em duas dimensões, teríamos um gráfico espaço-temporal com três eixos (t, x, y)

t

x y

A velocidade da luz c formaria um cone, o “cone de luz”, vejamos :

Cone de Luz para o caso de 2 dimensões espaciais Interior sólido do Cone Superfície do Cone

No movimento usual, em 3

dimensões espaciais, temos um

hipercone. Neste caso não

conseguimos desenhar no papel

Por isto, costuma-se suprimir

uma das dimensões espaciais

Podemos portanto definir o cone

de luz de um evento P:

“O cone de luz de um evento P é

o lugar geométrico de todos os

eventos correspondentes a luz

emitida a partir de P em todas as

direções”.

O cone de luz fornece uma estrutura de

causalidade ao espaço-tempo. Revela quais são os movimentos permitidos e quais são os “proibidos”.

Perg. : O quê isto tem a ver com buracos negros ?

Resumidamente : com o diagrama espaço-temporal podemos avaliar os eventos do futuro e do passado de cada observador.

Resp. : O buraco negro, na concepção da relatividade geral, modifica a

R. Penrose: “The Road to Reality”, p.402

Caso (1) Neste caso temos o puro espaço. Nele o cone de luz (do futuro) é uma esfera em expansão para o exterior de P, são as

frentes de ondas da luz;

História dos fótons através do espaço-tempo em um evento P Puro espaço

(3) (2)

(1)

Espaço-tempo Espaço-tempo curvo

P P

P

Caso (2) No caso do no espaço-tempo, as histórias dos fótons em P vão para fora de P, no caso do futuro, e os do passado chegam todos a P.

Caso (3) no caso de espaços-tempo curvos, o cone de luz, ou cone nulo de P é uma estrutura local no espaço-tempo, varia de evento para evento.

O cone nulo do passado refere-se à luz implodindo em P e o cone nulo do futuro refere-se à luz que tem origem em P e segue rumo ao futuro.

A linha de universo de qualquer partícula massiva em p tem um vetor tangente que é do tipo-tempo (para o futuro) e situa-se assim no (dentro do) cone nulo do futuro em p.

Ao fazermos uma observação astronômica uma galáxia, estamos vendo o nosso cone de luz do passado.

Passado Futuro

P

Ao enviarmos um sinal por um telefone celular, o estamos enviando para o nosso cone de luz

Linha de Universo de uma partícula

Lembremos que as

velocidades das partículas são sempre menores que c, logo as tangentes à linha do universo representam estas velocidades possíveis para as partículas.

Do livro do Taylor e Wheeler: “Spacetime Physics”

Diagrama Ilustrando o Colapso Gravitacional – espaço-tempo

Do livro do Wald:

“Space Time and Gravity”, p.90

Uma dimensão espacial foi suprimida

Colapso Para um Buraco Negro

Diagrama de espaço-tempo do colapso de um buraco negro. (Uma dimensão espacial está suprimida.) Matéria colapsa para dentro, através da tri-superfície que se torna o horizonte de eventos (absoluto).

Nenhuma matéria ou informação pode escapar do buraco, uma vez que ele tenha se formado. Os cones nulos são tangente ao horizonte e permitem que a matéria ou sinais passem para o interior, mas não para o exterior.

Um observador externo não pode ver o interior do buraco, mas a matéria entra no buraco.

Seta do tempo

Aponta para o crescimento do tempo t Seta do tempo

Schwarzschild (1916) – buraco negro para o caso de uma massa esférica sem rotação.

Kerr (1963) – buraco negro para uma massa

esférica, sem carga, com rotação. Deve ser o caso mais comum.

Ergoesfera :

é uma região que existe em

buracos negros com rotação. Foi

elaborado por R. Penrose um processo,

que ficou sendo chamado de

“Processo de

Penrose”

, de onde pode ser extraída

energia do BN a partir da ergoesfera.

Longe do horizonte, os buracos

negros exercem uma influência

gravitacional como qualquer

Ao entrar no horizonte de eventos (r =r_s), a coordenada r desempenha o papel de coordenada “temporal” e a coordenada “t” passa a desempenhar o papel da coordenada radial “r”.

Cones de Luz do

Buraco Negro

de Schwarzschild

Cones de Luz em Buraco Negro de Kerr (massa em rotação)

Neste caso há dois horizontes de eventos, em r₊ em r

-Do livro “Astronomy” , Chaisson & McMillan, p.365.

Os fótons para se libertar do forte

campo gravitacional, gasta sua energia mudando o seu comprimento de onda ( λ),

aumentando-o.

Veja que um fóton de Raio-X aumenta λ até o comprimento visível da luz, e

assim por diante.

Deslocamento para o vermelho de causa gravitacional (“redshift”)

Evaporação de Buracos Negros, ou

“Efeito Hawking”

Por efeitos quânticos, buracos negros

com massa da ordem

10

g

podem ter

se “evaporado” ao longo da idade do

Universo, ou seja, em cerca de

10

s

.

Lembre que M_ʘ = massa do Sol ~ 1033 _g

Algumas Fórmulas

Para Irem

se Acostumando

Temperatura de um Buraco negro

de massa M

Constantes Significado

2 π ħ Constante de Planck M Massa do Buraco Negro

G Constante Gravitacional de Newton c Velocidade da Luz T_H Temperatura de Hawking k Constante de Boltzmann Menor a Temperatura T_H Maior a Massa M

*

O Buraco Negro irradia da

mesma forma que um

corpo negro com a

temperatura

T

_H

,

Temperatura de Hawking

Entropia do Buraco Negro

-A entropia do buraco negro é

uma função da sua massa M

(3 A) - Quais São

os Tipos de

Buracos Negros

Previstos

São bem mais do

que dois tipos ...

Alguns tipos de Buracos Negros Previstos

pelas Teorias

(1) Mini-Buracos Negros► ou TeV BN, com M_BN ~ 1 Tev ~ 10 -21 _g

M_ʘ - massa do Sol - 1,989 x 1033 _g

1 Tev ~ 10 -21 _g

(2) Buracos Negros Primordiais ► M_BN ~ 10 15 _{g (massa}

de uma montanha)

(3) Buracos Negros Estelares ► M_BN entre 1 e 100 M_ʘ (4) Buracos Negros Intermediários - com massa entre

103 _M

ʘ e 105 Mʘ

(5) Supermassivos - 106 _M

Será que acabaram ???

Por enquanto fica esta

dúvida..., mas vejamos

(2) Buracos Negros Primordiais

–

Teriam se formado nas fases primitivas do Universo, pós-inflação. Entretanto pela teoria da evaporação dos BN de Hawking eles

teriam desaparecido.

(1) Mini-Buracos Negros

–

dimensões extra desapareceriam muito rápidamente, pois durariam entre 10-24 _{s e}

10-22 s. Admite-se que poderiam se formar em aceleradores de partículas.

(3) Buracos Negros Estelares

–

formados pelo colapso gravitacional em

estrelas massivas. Apesar de haver uma certa controvérsia sobre os limites exatos para sua formação, consideraremos que eles se

formam em estrelas com massas superiores a 2 vêzes a massa Solar M_ʘ até 100 M_{ʘ .}

Para massas menores que 1 M_ʘ a pressão da

degenerescência de nêutrons ou de elétrons

não permite que se formem buracos negros;

Space Time and Gravity, Wald, p.115

(4) Buracos Negros Intermediários

ʘ e 105 Mʘ , isto é, têm

a sua massa entre os buracos negros

estelares e os supermassivos. Sugere-se que estes buracos negros sejam os responsáveis pelas modificações nas curvas de rotação de galáxias anãs e de aglomerados globulares.

Space Time and Gravity, Wald, p.115

(5) Buracos Negros Supermassivos

ʘ - 1010 Mʘ , são os de

maior massa previstos. Devem estar localizados nos centros da maioria das galáxias. Sua existência é vital para os núcleos ativos (AGN) das galáxias.

Supondo-se a solução de Schwarzschild, ocupariam um raio entre 0,01 UA e 100 UA. Que é um raio muito pequeno em relação ao tamanho de uma galáxia (ao redor de 1010 _UA

= 105 _anos-luz).

Space Time and Gravity, Wald, p.115

(4) – Sobre os

Métodos

Observacionais

de Detecção

Há diferentes métodos para a

identificação dos candidatos a

buracos negros.

Buscam determinar certos

parâmetros, por exemplo,

a sua massa M

o seu spin α

a inclinação relativa do seu

eixo de rotação

Alguns Métodos

1. Verificação Cinemática

2. Verificação Espectral Relativista 3. Verificações Eruptivas

4. Verificação de Acreção 5. Verificação de Aberração 6. Verificação direta dos BN

1. Verificação Cinemática – é um dos métodos mais importantes e bastante utilizado . Os objetos do ambiente do BN são estudados e servem como indicadores da massa do BN. A forma mais simples usam as leis de Kepler.

2. Verificação Espectral Relativista – estuda os

espectros modificados devido a influência da proximidade do BN, por seu forte campo gravitacional. Um dos exemplo é a modificação das linhas de emissão de Raios-X do Fe Kα (que ocorre quando os elétrons da camada K (i.e. n = 1) são

ejetados após a absorção de fótons de raios-X).

Ver detalhes em:

3. Verificações Eruptivas – este método se associa com verificações associadas com fenômenos de

explosão, por ex., de supernovas. Entretanto, como nem todas as supernovas levam aos BN, são necessários

outros métodos em conjunto. Nesta verificação as hipernovas são muito importantes, pois têm

luminosidade 100 vêzes maior do que as supernovas.

4. Verificações de Acreção – este método decorre do processo da matéria sofre uma acreção, ou seja, ela vai se acumulando, vai “mergulhando” rumo ao BN.

Com isto a matéria na sua aceleração vai emitindo radiação. Um exemplo típico é a alta atividade dos núcleos galáticos.

5. Verificações de Aberração – este método é proveniente de que massa-energia defletem a luz. Um dos fenômenos associados é o de lente

gravitacional.

6. Verificações diretas dos BN – este método é baseado no fato que o buraco negro é NEGRO.

Investiga as regiões negras, sem luz, como elas se

comportam. Busca-se ver se estas regiões podem ser horizonte de eventos de algum buraco negro.

7. Verificação de Ondas Gravitacionais– este seria um método perfeito se já tivéssemos detectores de ondas gravitacionais. As ondas gravitacionais são ondulações do espaço-tempo que são

produzido quando as massas são aceleradas. Logo a queda de matéria no BN deve produzir as ondas.

Os desenvolvimentos atuais em física das ondas gravitacionais sugerem que no futuro possamos ter a detecção de buracos negros

por uma assinatura característica nestas ondas podem tornar-se possível no futuro próximo.

(5) Vejamos Algumas

Imagens

de Candidatos a

Buracos Negros

A primeira fonte de raios X

descoberta na constelação de

Cygnus (Cisne, Hem. Norte), com

massa 6-10 M

. Associado com

uma estrela supergigante MDE

226868

“The black hole pulls gas of the star orbiting around it. The gas heats up and emits X-rays (yellow) as it falls into the black hole.”

http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/encyc_mod1_q8.html

OBJETO : Cygnus X-1 (Raio - X-Ray, binário) DISTÂNCIA : 8,100 anos-luz

BUIRACO NEGRO ? Sim (massa estelar)

Candidato Cygnus X-1

Cygnus X-1

“The brightest star in this image is orbiting around a black hole every 5.6 days. The black hole itself cannot be seen.”

Sua descoberta inicial foi em 1964 Através de satélites acima da

atmosfera da Terra

(devido ao bloqueio dos Raios-X pela atmosfera).

Em 1970 com o satélite Uhuru foram confirmadas as previsões das

2- Candidato a Buraco Negro

Extra-galático

LMC-X3

Localizado na Grande Nuvem de Magalhães,

Constitui, com uma estrela, um sistema binário. A estrela tem massa 5.9 M_ʘ , já o Buraco Negro tem massa 4-11 M_ʘ . Distancia de nós :

165. 000 anos-luz ≈ 50 mil pc. Tamanho: de uma pequena cidade.

LMC-X3

A estrela luminosa do

centro é a “companheira” do Buraco Negro.

M 82 é uma galáxia starburst, que são

galáxias que atravessam processos

intensos e contínuos de formação

estelar.

Ela forma 10 vezes mais estrelas no seu

centro que toda a Via-láctea.

Acreditava-se Acreditava-ser uma galáxia irregular, mas

foram descobertos braços espirais nela.

3- O Próximo Candidato a Buraco Negro

M 82 é “Irregular” e do tipo

“Starburst”

M82, hospeda um (ou dois) buraco(s) negro(s) de massa(s) ao redor de alguns milhares de massas solares, 12.000-43.000 M_ʘ (o outro de 200-800 M_ʘ ). Fica na Constelação de Ursa Maior a 12 milhões de anos-luz.

Candidato a Buraco Negro

de Massa Intermediária

Galaxia M82

Parece ter um buraco negro supermassivo no seu centro.

Localizado na Constelação de Sagittarius. É a fonte mais forte de emissão na

faixa de rádio, descoberto em 1974. Fica no centro da nossa Galáxia.

Estima-se que seu raio de Schwarzshild ≈ 17 vêzes maior que o Sol.

Massa: 3.7 milhões M_ʘ

4- Candidato a Buraco Negro

Supermassivo Sgr A* (1974)

Name of Binary System Companion Star Spectral Type Orbital Period (days)

Black Hole Mass (Solar Units, M_ʘ)

Cygnus X-1 B supergiant 5.6 6-15 LMC X-3 B main sequence 1.7 4-11 A0620-00 (V616 Mon) K main sequence 7.8 4-9 GS2023+338 (V404 Cyg) K main sequence 6.5 > 6 GS2000+25 (QZ Vul) K main sequence 0.35 5-14 GS1124-683 (Nova Mus

1991) K main sequence 0.43 4-6 GRO J1655-40 (Nova

Sco 1994) F main sequence 2.4 4-5 H1705-250 (Nova Oph

1977) K main sequence 0.52 > 4

Apenas alguns candidatos a buracos negros Em Sistemas Binários

E ....

Vimos até agora que são

previstos 5 tipos os buracos

negros.

Por enquanto fica esta

dúvida...

Será que existem mais outros

tipos ???

(6) = (3 B)

-Realmente, ainda

não acabaram !

Restam mais alguns tipos

previstos recentemente...

(6) Gravastar

(“ Gravitational Vacuum

Star)

–

Padrão tem assumido ultimamente.

Externamente as diferenças para um BN de Schwarzschild são tão sutis, que fica difícil distinguir um do outro.

(7) Holostar

–

pressão interna é anisotrópica. Assim como o Gravastar, é estático . Seu interior é

preenchido por “strings” que obedecem a equação de estado. Não tem horizonte de eventos.

Ainda não se encontraram soluções tipo

gravastar ou Holostar que sejam com rotação, mas a pesquisa continua.

Muller p.54

Ambos externamente são do tipo de Schwarzschild.

Muller p.56

Por enquanto

iremos parar

- Entropia do BN

-

Relações termodinâmicas entre

entropia, massa, temperatura, etc.

O que vimos é apenas o início.

Alguns exemplos de tópicos que

não vimos:

- E ainda vários outros temas

pertinentes.

- Fora as questões observacionais

que os astrônomos poderão lhes

falar muito melhor.

Espero que tenham

gostado desta

primeira abordagem

sobre buracos negros,

e tenham aprendido

algo.