Nas proximidades de um campo gravitacional forte, o espaço-tempo sofre uma distorção que provoca um aumento das distâncias à medida que nos aproximamos da massa central. Para campos gravitacionais fracos esta distorção é desprezível. Portanto seu estudo e aplicação restringe-se a objetos com campo gravitacional muito forte, como é o caso de estrelas compactas (anãs brancas, estrelas de nêutrons), buracos negros ou galáxias massivas. A distorção acontece ao longo da direção radial, de forma que podemos determinar o comprimento de uma circunferência ao redor do buraco negro e calcular a área da esfera à qual ela pertence mas não podemos determinar com o mesmo tipo de geometria (Euclidiana), o raio da circunferência.
Por exemplo: Você está a bordo de um foguete orbitando (circulando) um buraco negro com RSch=3 km e dessa forma você mede a circunferência da órbita e então calcula (usando a geometria euclidiana) a distância (o raio da circunferência) até o buraco negro como sendo 30 km (distância suficiente para negligenciar a distorção do espaço). Então você anda 21,92 km em direção ao buraco negro e mede o raio da órbita. Você determina, dessa forma, que sua distância ao buraco negro é de 10 km e não 8,08 km (30 - 21,92) como a geometria Euclidiana prevê. Agora vá em direção ao buraco negro 28,52 km a partir da posição original. Pode parecer que você ultrapassará o horizonte de eventos (3 km) mas isso não acontece. Então você determina o raio novamente e verifica que você ainda está a 5 km do buraco negro e não 1,68 km (30 - 28,52) como a geometria Euclidiana prevê. Conclui-se claramente que o forte campo gravitacional distorceu o espaço.
A figura abaixo ilustra a distorção do espaço. O fenômeno ilustrado é chamado de lente gravitacional.
Fig.3: Uma fonte emissora S que esteja localizada na direção
de um corpo supermassivo porém mais distante do que ele, terá
sua radiação desviada de um ângulo e parecerá estar
posicionada em S'.
Os Buraco Negros são considerados entidades físicas relativamente simples pelo fato de podermos descrevê-los e classificá-los conhecendo somente três características suas: massa, momentum angular (medida da sua rotação) e carga elétrica.
De acordo com a massa, podemos classificar os buracos negros em dois tipos principais:
Buracos Negros Estelares
Originados a partir da evolução de estrelas massivas e portanto com massa da ordem das massas estelares.
Buracos negros Supermassivos
Encontrados nos centros das galáxias, com massas de milhões a um bilhão de vezes a massa solar, provavelmente formados quando o Universo era bem mais jovem a partir do colapso de gigantescas nuvens de gás ou de aglomerados com milhões de estrelas.
As estrelas nascem, evoluem e morrem. A fase final da evolução estelar vai depender da massa inicial das estrelas e se elas evoluem isoladas ou em um sistema binário fechado (em que as estrelas estão bem próximas entre si).
Três finais possíveis são os seguintes:
Se a massa inicial é < 3 M, durante e depois da fase de gigante vermelha a estrela perde massa e forma uma Anã Branca, com M < 1.4 M. Neste caso ocorre a degenerescência eletrônica (os átomos perdem seus elétrons);
Se a massa inicial é M > 3 M, a estrela, após a fase de gigante vermelha, explode como supernova, podendo ou não restar um "caroço" no centro. Se a massa deste caroço é M < 2 M ele se transforma em uma Estrela de Nêutrons, onde teremos degenerescência nuclear (elétrons e prótons se fundem em nêutrons)
Se a massa do caroço após a explosão de supernova tem massa M > 2 M, este colapsa a um buraco negro.
Não é possível observar um buraco negro
diretamente porque ele não emite radiação. Entretanto,
um buraco negro exerce força gravitacional sobre os corpos ao seu redor
e graças a isso podemos detectá-lo. Um modo de detectar um candidato
a buraco negro é procurá-lo em sistemas binários (duas
estrelas que orbitam uma ao redor da outra) onde uma das componentes do sistema
parece ser invisível e tenha massa maior do que 3-6 M.
Disco de acresção
Fig. 5: Disco de acresção orbitando um Buraco Negro.
Através do estudo da deflexão da órbita da estrela visível do sistema duplo pode-se descobrir a massa do objeto invisível e assim confrontar o resultado encontrado com o limite mínimo de massa para a existência de um buraco negro.
Outro indício de que o sistema possa conter um buraco negro é a presença de um disco de acresção. Este se forma porque o buraco negro captura matéria da companheira através de um disco no qual a matéria pode perder o excesso de momentum angular via um processo de fricção que aquece a matéria capturada a 107 K. Este aquecimento provoca uma forte emissão de raios-X.
As emissões fortes de raios-X podem vir de outras fontes. Assim devem existir evidências mais específicas de que esta radiação seja mesmo originada em um disco de acresção. Para que um candidato seja realmente um disco de acresção ele deve ter dimensões pequenas (da ordem de milisegundos-luz para os estelares e dias-luz para os supermassivos no centro das galáxias) para que seja coerente com o modelo proposto. Deste modo deve-se procurar fontes de raios-X com período de variação da emissão da ordem de segundos ou dias-luz (como está explicado na figura 6).
Fig. 6: Diagrama de espaço e tempo da variação
da luz no núcleo de uma galáxia. A luz (linhas tracejadas) viaja
a 45o em relação aos eixos do espaço e tempo. Suponha
que uma região x (estacionária em relação ao observador
por simplicidade) varia a sua emissão de radiação. Imagine
que a variação acontece primeiro no centro do intervalo x no
instante t = 0. A informação desta variação atinge
primeiro o observador no instante t1. Enquanto isso, a causa da variação
se propaga para os pontos extremos A e B com velocidades menores ou iguais
a da luz (a propagação é indicada pelas linhas sólidas).
Quando a causa da variação atinge os pontos A e B, estes também
começam a variar sua emissão de radiação. A informação
destas variações atinge o observador nos instantes t2 e t3.
Já que a luz nesse diagrama se propaga a 45o, o intervalo c(t3-t2)
é igual a x. O tamanho da região que está variando (x)
é, entretanto, menor do que c(t3-t1) = ct, onde t é o intervalo
de tempo total no qual as variações são vistas pelo observador.
Assim sabemos que variações percebidas num intervalo t só
podem ter se originado numa região de dimensões x menores do
que ct.
