Os buracos negros geram uma das forças gravitacionais mais fortes do universo. É tão poderoso que pode fazer a luz orbitar ao seu redor.
Um buraco negro tem atração gravitacional extrema devido à sua densidade incrivelmente alta. Com seu horizonte de eventos sendo o ponto sem retorno e prendendo até mesmo a luz, ele atrai muita física extrema e de alta energia ao seu redor.
Agora, você provavelmente já sabe que a luz não consegue escapar das garras de um buraco negro depois de entrar no horizonte de eventos. Portanto, parece possível que a luz também caia em órbita em torno de um buraco negro. Os físicos até chamaram certas regiões esféricas em torno dos buracos negros de “esferas de fótons”.
Esta é provavelmente uma das regiões mais estranhas do universo, com os físicos especulando que, uma vez dentro da órbita do fóton, você poderá ver a parte de trás da sua cabeça!
Neste artigo, tentaremos entender como seriam essas órbitas e como a natureza de um buraco negro afetaria o caminho desses fótons em torno de um buraco negro. Para isso, precisamos observar as propriedades dos buracos negros.
Teorema sem cabelo e tipos de buraco negro
De uma perspectiva teórica, podemos representar buracos negros usando três quantidades: massa, rotação e carga. Esta propriedade de um buraco negro, onde o caracterizamos usando apenas três números, é comumente conhecida como teorema sem cabelo.
Os físicos desenvolveram modelos matemáticos que ajudariam a explicar as propriedades gravitacionais dos buracos negros com essas características. Por exemplo, o físico alemão Karl Schwarzschild desenvolveu equações que descrevem as regiões em torno de um buraco negro estacionário e não rotativo com carga zero. Schwarzschild conseguiu isso resolvendo as famosas equações de campo de Einstein na relatividade geral. Esses buracos negros (não rotativos e livres de carga) são agora chamados de buracos negros de Schwarzschild.
Da mesma forma, o matemático neozelandês Roy Kerr foi o primeiro a descrever a região do espaço (e do tempo) ao redor e o efeito gravitacional de um buraco negro em rotação sem qualquer carga. Esses tipos de buracos negros são chamados de buracos negros de Kerr.
Finalmente, os buracos negros que contêm cargas, mas sem rotação, são chamados de buracos negros de Reissner-Nordstrom, enquanto os buracos negros com carga elétrica e rotação são chamados de buracos negros de Kerr-Newman. Nós os nomeamos em homenagem aos físicos que resolveram as equações de campo de Einstein para esses buracos negros. As soluções obtidas podem descrever o efeito gravitacional dos buracos negros nos objetos ao seu redor.
Vale ressaltar que a formulação do teorema sem cabelo aconteceu após a descoberta e publicação dos buracos negros citados. Aqui, discutiremos as órbitas dos fótons no caso dos buracos negros de Schwarzschild, Kerr e Kerr-Newman.
Órbitas de fótons para buracos negros de Schwarzschild
Agora, nas esferas de fótons. Esta é uma região esférica com um raio de cerca de 3GM/c a 2 metros de distância do centro do buraco negro, onde G é a constante gravitacional universal, M é a massa do buraco negro e c é a velocidade da luz. É importante notar que isto se aplica apenas aos buracos negros de Schwarzschild e não aos outros tipos. Um fóton pode estar em qualquer uma das órbitas circulares presentes na esfera do fóton, que pode ter várias inclinações.
Num buraco negro de Schwarzschild, as órbitas circulares de luz formadas na esfera de fotões são relativamente instáveis. Isto significa que se perturbarmos um fotão em órbita em torno de um buraco negro de Schwarzschild, ele deixará de orbitá-lo. Os fótons que forem um pouco abaixo desta órbita cairão no buraco negro, ao passo que se forem um pouco acima, serão lançados para o espaço sideral.
Então, e os outros tipos de buracos negros? Bem, a matemática começa a ficar complicada a partir deste ponto. À medida que começamos a contabilizar cada propriedade (primeiro o spin, e depois o spin e a carga, etc.), fica cada vez mais difícil obter os raios das órbitas dos fótons, sua estabilidade e suas energias.
Órbitas de fótons para buracos negros de Kerr e Kerr-Newman
No caso dos buracos negros de Kerr, várias órbitas esféricas são possíveis. Destas órbitas, duas são apenas as órbitas circulares habituais situadas ao longo do equador do buraco negro em rotação, uma das quais estará na mesma direção em que o buraco negro gira, enquanto a outra estará na direção oposta.
No entanto, os outros tipos de órbitas não são exatamente circulares. Embora os seus caminhos estejam a uma distância fixa do buraco negro, a órbita existe numa superfície esférica, muitas vezes com uma aparência semelhante a uma hélice. Quando vistas do lado do buraco negro, algumas destas órbitas oscilam entre duas latitudes fixas centradas em torno do equador. Outras órbitas aparecem ao longo das longitudes, passando quase perto dos pólos do buraco negro.
Como essas órbitas estão ao longo da superfície de uma esfera que circunda o buraco negro, elas são chamadas de órbitas esféricas. Embora a órbita em si esteja a uma distância fixa do buraco negro, as diferentes órbitas estarão a diferentes distâncias radiais do buraco negro, dependendo das propriedades do buraco negro, como a sua massa e velocidade de rotação.
Quando se trata de buracos negros de Kerr-Newman, as órbitas também terão que levar em conta tanto a carga quanto a rotação do buraco negro. Teoricamente, os físicos descobriram que uma possível órbita esférica poderia passar pelos pólos do buraco negro. Existem também duas ou três órbitas circulares ao longo do seu equador, que dependem da carga e das taxas de rotação do buraco negro.
Em outros casos, onde as órbitas não estão nem ao longo do equador nem através dos pólos, geralmente há uma ou duas dessas órbitas esféricas. O número depende de quão inclinado está em relação ao equador. Se a sua inclinação estiver acima de um determinado valor (chamado ângulo de inclinação crítico), então pode haver duas órbitas esféricas possíveis. Se for menor que esse valor, então existe apenas uma dessas órbitas esféricas. O valor do ângulo de inclinação crítico depende fortemente da taxa de rotação do buraco negro.
Algumas advertências
Nos casos acima, consideramos os buracos negros como entidades autônomas. Na realidade, estas órbitas de fotões também podem depender de outros factores externos. Uma dessas situações é que os buracos negros supermassivos geralmente possuem discos de matéria e radiação ao seu redor. Parte disso ultrapassaria o horizonte de eventos e aumentaria a massa do buraco negro. Isso, por sua vez, afetaria as órbitas dos fótons.
Também não levamos em conta os efeitos quânticos na fronteira do horizonte de eventos, incluindo coisas como a radiação Hawking . Tudo o que este artigo apresentou acima é estritamente do ponto de vista da relatividade geral.
No entanto, na maioria dos casos, os físicos pensam (ou pelo menos assumem) que um buraco negro de Kerr descreveria facilmente um buraco negro real. Há pesquisas que tentam determinar as formas exatas dessas órbitas para verificar com possíveis observações de órbitas de fótons que possamos obter no futuro. Algumas previsões levam em conta desvios que ocorrem em outros efeitos no ambiente do buraco negro. Embora a sua deteção possa ser difícil, uma vez que um fotão em órbita em torno do buraco negro provavelmente nunca nos alcançaria, representa uma forma valiosa de testar as nossas teorias sobre os buracos negros e até de ajudar a descobrir novos domínios da física!
