Buracos negros

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Buracos Negros
Já vimos que estrelas cuja massa inicial é maior do que 10 massas solares ao alcançarem os estágios finais de sua evolução passam por processos bastante violentos. A região central dessas estrelas gigantes sofre um fortíssimo colapso gravitacional que irá levá-las a sofrerem uma enorme explosão. Quando isso acontece essas estrelas gigantes lançam toda a sua matéria no espaçointerestelar e podem ser completamente destruidas ou deixar uma estrela residual, uma estrela compacta que é chamada de estrela de nêutrons. No entanto, se a estrela inicial é muito grande, pode ocorrer que após a sua explosão o objeto residual deixado para trás ainda tenha muita massa. Nesse caso pode acontecer que o colapso gravitacional continue a agir nesse objeto residual de modo tão intenso que apressão da matéria ali existente não consiga suportar esse esmagamento. Nesse caso a estrela residual continua a colapsar, de modo contínuo, e termina formando aquilo que os astrônomos chamam de buraco negro. Formando buracos negros Vamos supor que a estrela residual do processo de formação de uma supernova tenha uma massa superior a 3 massas solares. Essa massa está bem acima do limite superiorestabelecido pelo físico indiano Chandrasekhar para as estrelas anãs brancas, que sabemos ser de apenas 1,4 massas solares. Pode ser mostrado que a pressão de elétrons degenerados que caracteriza uma estrela anã branca é incapaz de estabilizar um objeto como esse e impedir a continuação de seu colapso gravitacional. Também vimos anteriormente que uma estrela anã branca não é formada a partir deexplosões de supernovas e sim a partir da formação de nebulosas planetárias. Portanto esse objeto residual não pode ser uma estrela anã branca. Por outro lado quando uma estrela gigante explode e forma uma supernova , se ela deixar para trás uma estrela residual com massa superior a 1,4 massas solares teremos a formação de uma estrela de nêutrons. A estrela de nêutrons é um objeto surpreendentementecompacto. Uma estrela de nêutrons típica tem aproximadamente uma massa solar comprimida a densidades superiores à densidade nuclear dentro de uma esfera que atinge no máximo 30 quilômetros de diâmetro. No entanto, a física nuclear nos mostra que a pressão de degeneração de nêutrons que caracteriza a matéria de uma estrela de nêutrons também não consegue impedir o colapso gravitacional continuadode um objeto com massa superior a 3 massas solares , ou seja , há um limite superior de massa para a formação de uma estrela de nêutrons. Bem , se essa estrela residual com massa superior a 3 massas solares não pode ser uma estrela anã branca nem uma estrela de nêutrons então o que ela é? Para entender melhor o que está acontecendo precisamos verificar o conceito de velocidade de escape. Oconceito de velocidade de escape A velocidade de escape é a velocidade que um corpo material precisa para escapar da ação do campo gravitacional de um objeto. Dado um corpo de massa M e raio R, a velocidade de escape V que um objeto material precisa atingir para conseguir escapar do campo gravitacional desse corpo é dada por:

Nessa equação a massa M é dada em quilogramas, o raio R em metros, e avelocidade de escape V é dada em metros por segundo. Isso faz com que a constante gravitacional, representada na equação pela letra G, tenha o valor 6,67 x 10-11.

A equação apresentada acima nos mostra que, dada uma mesma massa, a velocidade de escape será maior se o objeto tiver um raio menor. Isso ocorre porque a mesma massa colocada em um raio menor cria uma força da gravidade maior econseqüentemente os objetos materiais terão mais dificuldade de escapar da sua superfície. A tabela abaixo mostra a velocidade de escape para alguns componentes do Sistema Solar. Ela está calculada em relação à gravidade exercida por cada um dos objetos citados. Objeto do Sistema Solar Sol Mercúrio Vênus Terra Lua Marte Júpiter Saturno Urano Netuno Plutão velocidade de escape (km/seg) 617,50 4,25 10,36...
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