Os buracos negros são objetos tão extraordinariamente compactos que exigem uma teoria que envolva a relatividade geral (a teoria da gravitação) e a mecânica quântica (a teoria das partículas microscópicas), em suma, uma teoria da gravidade quântica .

Mas a ideia de um objeto material com tanta massa a ponto de poder aprisionar a luz foi concebida séculos antes da relatividade geral e da mecânica quântica. Foi proposta no século XVIII pelo astrônomo e clérigo inglês John Michell e, independentemente, pelo cientista francês Pierre-Simon Laplace. Ambos os estudiosos propuseram estrelas muito grandes, em contraste com o conceito moderno de um objeto extremamente denso. Michell chamou-a de "estrela escura" e Laplace de " étoile occlu" .

A definição popular de um buraco negro é a de uma região do espaço com um campo gravitacional tão intenso que nenhuma matéria ou radiação consegue escapar. Quando a atração gravitacional da massa no centro da singularidade é maior que a força centrífuga de uma partícula que tangencia o horizonte de eventos, a partícula será atraída para o buraco negro, de onde jamais conseguirá escapar.

A força centrífuga sobre uma partícula de massa m que se move em um círculo de raio r com velocidade v é ½(mv² ^/ r). A atração gravitacional de uma massa M no centro é GMm/ ^r² .

Igualando estes valores e assumindo v = c, a velocidade da luz, o raio de Schwarzscild R = 2GM/c ² .

Jacob Bekenstein demonstrou que a adição de um fóton de baixa energia com um comprimento de onda do tamanho de um buraco negro aumentaria a área do seu horizonte de eventos em um quadrado igual ao comprimento de Planck.^¹

Leonard Susskind argumentou que o fóton adiciona um bit de informação perdida (ou oculta) à entropia interna do buraco negro (ou seja, na singularidade em seu centro) e um bit de informação no horizonte de eventos. O "universo holográfico" de Susskind interpreta o horizonte de eventos como um holograma da informação perdida (ou oculta) dentro de um buraco negro.

Mas o horizonte de eventos não é uma estrutura material capaz de armazenar informações. Conforme calculado inicialmente por Karl Schwarzschild e Albert Einstein na década de 1920, o horizonte é simplesmente uma superfície matemática abstrata onde a força da gravidade da matéria condensada da singularidade no centro impede que qualquer coisa, inclusive a luz, cruze o horizonte e escape do buraco negro.

Stephen Hawking e Roger Penrose demonstraram que toda a matéria em um buraco negro seria comprimida em seu centro, em uma singularidade que, segundo eles, seria infinitesimal em tamanho, mas infinita em densidade. Não há nada além de espaço vazio em um buraco negro entre a singularidade no centro e o horizonte de eventos. Qualquer partícula que entrar no horizonte cairá muito rapidamente em direção ao centro.

John Wheeler demonstrou que o horizonte de eventos seria uniforme, sem "cabelos".
Isso está estritamente correto. Nenhuma radiação visível atravessa o horizonte de eventos , mas veremos que imensas quantidades de radiação são produzidas pela atividade extrema nas imediações do horizonte de eventos do buraco negro.

Hawking negou a ideia de que buracos negros "não têm cabelo", de que o horizonte de eventos é desprovido de características.

Ele disse que os buracos negros não são tão negros assim, afinal, porque irradiam informação. Isso requer uma explicação cuidadosa.

Sua ideia é que pares de "partículas virtuais" estão surgindo logo além do horizonte de eventos, com uma partícula entrando no buraco negro e a outra irradiando o que é conhecido como "radiação Hawking". Ora, existe uma vasta quantidade de atividade radiativa ao redor de todos os buracos negros observados; caso contrário, eles não seriam observáveis, sendo detectáveis apenas por seu efeito gravitacional sobre seus vizinhos luminosos.

No caso de buracos negros supermassivos no centro das galáxias, toda essa atividade é causada pelas vastas quantidades de material intergaláctico que caem em seu interior. Esses núcleos galácticos ativos foram detectados inicialmente como "quasares" ou fontes quase estelares. Os maiores são hoje chamados de "blazers". Eles são os objetos mais poderosos e brilhantes do universo.

A segunda ideia de Hawking era que sua radiação estaria evaporando um buraco negro. Isso requer uma análise muito cuidadosa. Primeiro, não há evidências de que buracos negros estejam evaporando em um futuro próximo. Todos os buracos negros observados parecem estar crescendo, alimentados pelo material intergaláctico que estão acumulando . Mesmo aquela única partícula virtual que Hawking viu caindo (enquanto sua companheira irradia para longe) não diminui, mas aumenta a massa do buraco negro. Podemos observar que a produção de pares de Hawking pode estar ocorrendo dentro do horizonte de eventos, a uma curta distância. Contanto que o desvio para o vermelho gravitacional não seja suficiente para reduzir a energia a zero, um fóton enfraquecido pode atravessar o horizonte de eventos.

A segunda lei da termodinâmica sugere que mesmo buracos negros atualmente inobserváveis estão crescendo e não evaporando. O material intergaláctico é muito rarefeito e muito frio, aquecido apenas pela radiação cósmica de fundo de 2,7 K. Mas acredita-se que a singularidade de um buraco negro seja muito, muito mais fria, talvez um milionésimo de grau Kelvin. O calor flui do quente para o frio, carregando os átomos do meio intergaláctico (talvez apenas alguns átomos de hidrogênio por metro cúbico) para dentro do buraco negro.

A terceira ideia de Hawking, e talvez a mais importante, era a de que informações estão sendo perdidas para o buraco negro. Isso provavelmente está correto.

Mas vários físicos afirmaram que Hawking estava errado. Alguns até fizeram apostas.

Susskind descreveu isso como a "guerra dos buracos negros", que, segundo ele, foi travada para "tornar o mundo seguro para a mecânica quântica". Seu argumento baseava-se na ideia de que "a informação nunca morre". Esta é uma "lei da física que pode ser ainda mais fundamental do que a conservação de energia. Às vezes é chamada de reversibilidade , mas vamos chamá-la simplesmente de conservação da informação". ² .

Como vimos, Roger Penrose e Stephen Hawking pensavam assim. Mas a análise matemática que fizeram das curvas geodésicas unidimensionais na relatividade geral não dizia nada sobre a distribuição da matéria colapsada em torno do seu ponto singular.

A massa de objetos colapsados gravitacionalmente varia de uma fração da massa solar a 100 bilhões de massas solares. Podemos estimar o raio de Phoenix A, cuja massa é de 100 bilhões de massas solares ou aproximadamente 10⁴¹ ^kg / ^m³ .

Na densidade do universo logo após a origem, seu raio seria de 10⁻⁹ ^metros , um pouco maior que um átomo de hidrogênio. Na densidade de Planck, seria de 10⁻¹⁹ ^metros , ou um bilionésimo de Angstrom.

As temperaturas centrais dos planetas terrestres nunca atingem níveis que permitam reações termonucleares. As forças químicas sustentam os planetas, impedindo um colapso gravitacional adicional.

As estrelas menores e mais tênues são anãs vermelhas, com apenas 0,08 da massa solar. Elas queimam seu combustível de hidrogênio tão lentamente que podem viver por bilhões de anos. As estrelas maiores são mil vezes mais massivas e têm uma vida muito curta.

Quando o Sol consumir o hidrogênio de seu núcleo, um colapso subsequente começará a queimar hidrogênio em uma camada ao redor do núcleo esgotado, expandindo a superfície solar como uma estrela gigante vermelha que, ao longo de cinco bilhões de anos, engolirá Mercúrio e Vênus e se aproximará da órbita da Terra. Um colapso final e explosão do núcleo gerador de energia podem expelir o restante do Sol como uma nebulosa planetária, deixando o núcleo resfriando lentamente como uma anã branca. O colapso adicional da anã branca é impedido pela pressão de um gás de elétrons degenerado.

Estrelas ligeiramente maiores explodem como supernovas. O colapso gravitacional do núcleo força seus elétrons a se combinarem com prótons, convertendo-os em nêutrons, cuja degenerescência impede um colapso adicional em um buraco negro. A estrela de nêutrons resultante pode girar rapidamente e aparecer como um pulsar intermitente.

E quanto à matéria nos maiores buracos negros, que podem conter milhões de massas solares Nem a degenerescência de elétrons nem a de nêutrons podem impedir que seus núcleos colapsem até que todos os nucleons se combinem em quarks. Matéria quark extremamente densa e de alta temperatura se assemelharia à origem do universo, embora agora se contraindo em vez de se expandir. Muitas pequenas contrações.

Elas poderiam ser chamadas de "estrelas de quarks", exceto pelo fato de que sua radiação não consegue escapar além do horizonte de eventos distante (John Michell originalmente propôs o termo "estrelas escuras"). Essa radiação e a massa dos quarks provavelmente ocupariam um volume maior do que o volume zero da suposta singularidade infinitesimal, embora, de fora do horizonte de eventos, seu tamanho real jamais possa ser observado.

Em abril de 1988, Stephen Hawking proferiu uma palestra na Universidade da Califórnia, Berkeley, intitulada "Buracos Negros e Universos Bebês". Ele questionou o que aconteceria com objetos que caíssem em um buraco negro. Então, ele sugeriu...

De acordo com um trabalho recente meu, a resposta é que eles irão para um pequeno universo próprio. Um pequeno universo autossuficiente se ramifica da nossa região do universo. Esse universo bebê pode se reconectar à nossa região do espaço-tempo. Se isso acontecer, ele nos parecerá outro buraco negro que se formou e depois evaporou. Partículas que caíssem em um buraco negro apareceriam como partículas emitidas pelo outro buraco negro, e vice-versa.

Buracos Negros e Universos Bebês: E Outros Ensaios (pp. 113-114).

Notas

1. O raio de Schwarzschild é o raio de um limite esférico ao redor de um objeto massivo; se toda a massa do objeto colapsar dentro desse raio, ele se torna um buraco negro. Esse limite, também conhecido como horizonte de eventos, é o ponto sem retorno, onde a velocidade de escape se iguala à velocidade da luz. A fórmula para o raio de Schwarzschild é
   R = 2GM/c ²
   onde G é a constante gravitacional, M a massa do objeto e c a velocidade da luz.  
2. Susskind, A Guerra dos Buracos Negros , p. 87

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