Buraco Negro

Um buraco negro clássico é um objeto com campo gravitacional tão intenso que a velocidade de escape excede a velocidade da luz (299.792.458 m/s, equivalente a 1.079.252.848,8 km/h). Nem mesmo a luz pode escapar do seu interior, por isso o termo "negro" (cor aparente de um objeto que não emite nem reflete luz, tornando-o de fato invisível). A expressão "buraco negro", para designar tal fenômeno, foi cunhada pela primeira vez em 1968 pelo físico americano John Archibald Wheeler, em um artigo científico histórico chamado The Known and the Unknown, publicado no American Scholar e no American Scientist. O termo "buraco" não tem o sentido usual, mas traduz a propriedade de que os eventos em seu interior não são vistos por observadores externos.

Teoricamente, o "buraco negro" pode ter qualquer tamanho, de microscópico a astronômico (alguns com dias-luz de diâmetro, formados por fusões de vários outros), e com apenas três características: massa, momento angular (spin) e carga elétrica, ou seja, buracos negros com essas três grandezas iguais são indistinguíveis (diz-se por isso que "um buraco negro não tem cabelos"). Uma vez que, depois de formado, o seu tamanho tende para zero, isso implica que a "densidade tenda para infinito".
Os buracos negros, assim como outros objetos cuja atração gravitacional é extrema, retardam o tempo significativamente devido aos efeitos gravitacionais

As estrelas de nêutrons e buracos negros causam de fato distorção espaço-temporal notável, relacionada com o efeito de lente gravitacional.

As precessões dos corpos celestes orbitando tais corpos, similarmente a precessão do periélio de Mercúrio no nosso sistema solar, são muito mais notáveis e significativas e envolvem inclusive estrelas de sistemas binários, ou mesmo múltiplos.Colapso de Oppenheimer-Snyder

O modelo deste colapso descreve uma bola de pó que inexoravelmente colide para formar buraco negro. Esta é uma solução exata para as equações de campo relativísticas gerais.


Os estágios do colapso são:

I) Fase estacionária antes do colapso. A estrela poderia estar imersa em uma bola de fluido de simetria esférica perfeita. O tensor de momentum:

T = (ρ + p)uiuk + pgik

onde ρ, p, e gik são a densidade, pressão e métrica, respectivamente.

II) Fim da queima nuclear e começo do colapso, a pressão se quebra (p=0). Então:

T = ρuiuk

A bola fica por um momento em repouso.

III)Fase de colapso. Desde que não haja pressão a bola começará a encolher. Para poeira espera-se a contração e posterior colapso resultando em um buraco negro.

Obviamente poeira não reflete a complexidade química do material das estrelas que formam o buraco negro.