24: Buracos negros e espaço-tempo curvo
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- 24.1: Introdução à Relatividade Geral
- Einstein propôs o princípio da equivalência como base da teoria da relatividade geral. De acordo com esse princípio, não há como alguém ou qualquer experimento em um ambiente selado distinguir entre queda livre e ausência de gravidade.
- 24.2: Espaço-tempo e gravidade
- Ao considerar as consequências do princípio da equivalência, Einstein concluiu que vivemos em um espaço-tempo curvo. A distribuição da matéria determina a curvatura do espaço-tempo; outros objetos (e até mesmo a luz) que entram em uma região do espaço-tempo devem seguir sua curvatura. A luz deve mudar seu caminho perto de um objeto massivo, não porque a luz é curvada pela gravidade, mas porque o espaço-tempo é.
- 24.3: Testes de relatividade geral
- Em campos gravitacionais fracos, as previsões da relatividade geral concordam com as previsões da lei da gravidade de Newton. No entanto, na gravidade mais forte do Sol, a relatividade geral faz previsões que diferem da física newtoniana e podem ser testadas. Por exemplo, a relatividade geral prevê que as ondas de luz ou rádio serão desviadas quando passarem perto do Sol e que a posição em que Mercúrio está no periélio mudaria em 43 arcos por século, mesmo que não houvesse outros planetas.
- 24.4: O tempo na relatividade geral
- A relatividade geral prevê que quanto mais forte a gravidade, mais lentamente o tempo deve correr. Experimentos na Terra e com naves espaciais confirmaram essa previsão com uma precisão notável. Quando a luz ou outra radiação emerge de um remanescente compacto menor, como uma anã branca ou estrela de nêutrons, ela mostra um desvio gravitacional para o vermelho devido à diminuição do tempo.
- 24.5: Buracos negros
- A teoria sugere que estrelas com núcleos estelares mais massivos do que três vezes a massa do Sol no momento em que esgotam seu combustível nuclear entrarão em colapso e se tornarão buracos negros. A superfície ao redor de um buraco negro, onde a velocidade de escape é igual à velocidade da luz, é chamada de horizonte de eventos, e o raio da superfície é chamado de raio de Schwarzschild. Nada, nem mesmo a luz, pode escapar do buraco negro pelo horizonte de eventos. No centro, acredita-se que cada buraco negro tenha um si
- 24.6: Evidências de buracos negros
- A melhor evidência de buracos negros de massa estelar vem de sistemas estelares binários nos quais (1) uma estrela do par não é visível, (2) a emissão cintilante de raios-X é característica de um disco de acreção em torno de um objeto compacto e (3) a órbita e as características da estrela visível indicam que a massa de sua O companheiro invisível é maior que 3 mSun. Vários sistemas com essas características foram encontrados. Buracos negros com massas de milhões a bilhões de massas solares são encontrados no
- 24.7: Astronomia de Ondas Gravitacionais
- Outra parte das ideias de Einstein sobre a gravidade pode ser testada como uma forma de verificar a teoria subjacente aos buracos negros. De acordo com a relatividade geral, a geometria do espaço-tempo depende de onde a matéria está localizada. Qualquer rearranjo da matéria — digamos, de uma esfera para uma forma de salsicha — cria uma perturbação no espaço-tempo. Esse distúrbio é chamado de onda gravitacional, e a relatividade prevê que ela se espalhe para fora na velocidade da luz.
Miniatura: A ilustração do artista à direita mostra o buraco negro afastando o material de uma enorme estrela azul companheira. Esse material forma um disco (mostrado em vermelho e laranja) que gira em torno do buraco negro antes de cair nele ou ser redirecionado para longe do buraco negro na forma de jatos poderosos. O material no disco (antes de cair no buraco negro) é tão quente que brilha com raios X, explicando por que esse objeto é uma fonte de raios-X (modificação de crédito do trabalho da NASA/CXC/M.Weiss).