Horizonte de Eventos - IFT - Unesp
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CARROSSEL IRRESISTÍVEL<br />
Re<strong>de</strong>moinho Relativístico<br />
EM UM BURACO NEGRO <strong>de</strong> Kerr, que possui rotação, o horizonte<br />
<strong>de</strong> eventos está ro<strong>de</strong>ado por uma região chamada <strong>de</strong><br />
ergosfera, on<strong>de</strong> tudo, até mesmo a luz, é obrigado a girar no<br />
mesmo sentido do buraco negro.<br />
Ergosfera<br />
que cai para <strong>de</strong>ntro do horizonte <strong>de</strong> um buraco negro, segundo<br />
a teoria clássica, ficará permanentemente inacessível<br />
para um observador no meio externo.<br />
Ao contrário do horizonte <strong>de</strong> eventos, cuja existência esperamos<br />
comprovar diretamente, não sabemos como testar<br />
a região interna dos buracos negros, a não ser teoricamente.<br />
Nesse sentido, uma gran<strong>de</strong> contribuição foi dada em 1965<br />
pelo matemático britânico Roger Penrose, quando verificou<br />
que a singularida<strong>de</strong> existente na solução <strong>de</strong> Oppenheimer e<br />
Sny<strong>de</strong>r reflete uma proprieda<strong>de</strong> genérica dos buracos negros.<br />
Ele mostrou que buracos negros originados classicamente<br />
por colapso estelar sempre possuem uma singularida<strong>de</strong> em<br />
seu interior. Tudo aquilo que penetra no horizonte <strong>de</strong> eventos<br />
é, então, continuamente comprimido ao longo <strong>de</strong> sua trajetória<br />
rumo à <strong>de</strong>struição, acabando como parte indistinguível<br />
da própria singularida<strong>de</strong>.<br />
Já o colapso estelar em si <strong>de</strong>ve ser tipicamente oscilatório,<br />
como sugerem os trabalhos <strong>de</strong>senvolvidos na década <strong>de</strong><br />
1960 pelos soviéticos Vladimir Belinsky, Isaac Khalatnikov<br />
54 SCIENTIFIC AMERICAN BRASIL<br />
O limite limite limite estático estático é<br />
a fronteira externa<br />
da ergosfera.<br />
Se um corpo, raio <strong>de</strong> luz<br />
ou outro sinal clássico<br />
tiver o azar <strong>de</strong><br />
ultrapassar a ergosfera e<br />
chegar ao horizonte horizonte horizonte <strong>de</strong><br />
<strong>de</strong><br />
eventos eventos eventos, eventos eventos será engolido<br />
pelo buraco negro<br />
e Evgeny Lifshitz. Assim, a estrela seria compactada, não <strong>de</strong><br />
uma forma homogênea, mas distendida em uma direção e<br />
contraída nas outras duas <strong>de</strong> maneira caótica e alternada até<br />
finalmente seu volume ser reduzido a zero.<br />
Os métodos usados por Penrose, no entanto, pouco po<strong>de</strong>m<br />
dizer sobre as singularida<strong>de</strong>s além do fato <strong>de</strong> serem verda<strong>de</strong>iros<br />
abismos, on<strong>de</strong> até mesmo o espaço e o tempo <strong>de</strong>ixam<br />
<strong>de</strong> existir. Ainda temos muito a avançar na compreensão<br />
<strong>de</strong>ssas regiões extremas. Há fortes indícios <strong>de</strong> que apenas uma<br />
teoria <strong>de</strong> gravitação quântica, que consiga combinar a relativida<strong>de</strong><br />
geral com a mecânica quântica, possibilitará o entendimento<br />
<strong>de</strong>ssas estruturas.<br />
Até o início dos anos 1970, acreditava-se que pelo menos<br />
as proprieda<strong>de</strong>s macroscópicas dos buracos negros não<br />
seriam influenciadas <strong>de</strong> maneira relevante por efeitos quânticos.<br />
Por exemplo, não havia por que acreditar que efeitos quânticos<br />
pu<strong>de</strong>ssem <strong>de</strong>safiar o resultado seminal, <strong>de</strong>scoberto pelo<br />
físico britânico Stephen Hawking em 1971, que estabelecia<br />
que a área do horizonte <strong>de</strong> eventos <strong>de</strong> um buraco negro nunca<br />
po<strong>de</strong>ria <strong>de</strong>crescer por meio <strong>de</strong> nenhum processo físico.<br />
Mas, em 1974, o próprio Hawking fez uma <strong>de</strong>scoberta<br />
surpreen<strong>de</strong>nte. Ao reestudar a formação <strong>de</strong> buracos negros<br />
por colapso estelar, levando em conta princípios da mecâ-<br />
Para que um buraco negro do tamanho do Sol<br />
evaporasse completamente, seria preciso mais tempo<br />
que a ida<strong>de</strong> do Universo<br />
nica quântica, ele concluiu que observadores distantes veriam<br />
um fluxo <strong>de</strong> partículas elementares provenientes do<br />
buraco negro, com temperatura bem <strong>de</strong>finida. Para a materialização<br />
<strong>de</strong>ssas partículas, a energia seria extraída do<br />
próprio buraco negro, que, como conseqüência, evaporaria.<br />
Afinal, buracos negros não seriam tão in<strong>de</strong>strutíveis<br />
como se acreditava a princípio.<br />
Buracos negros típicos emitiriam um fluxo <strong>de</strong> partículas<br />
com temperatura muito baixa para que pu<strong>de</strong>ssem ser observadas<br />
com a tecnologia atual. A título <strong>de</strong> ilustração, um buraco<br />
negro com massa equivalente à do nosso Sol teria uma<br />
temperatura da or<strong>de</strong>m <strong>de</strong> 60 bilionésimos acima do zero absoluto.<br />
Para que ele evaporasse completamente à custa <strong>de</strong>sse<br />
efeito, necessitaria <strong>de</strong> muito mais tempo do que a própria<br />
ida<strong>de</strong> do Universo. Buracos negros pequenos, por outro lado,<br />
precisariam <strong>de</strong> muito menos tempo para evaporar completamente,<br />
mas ainda não está claro se o Universo já possuiu, ao<br />
longo <strong>de</strong> sua vida, algum mecanismo eficiente <strong>de</strong> formação<br />
<strong>de</strong> miniburacos negros.<br />
OUTUBRO 2004