Como nascem os buracos negros

Como o núcleo de uma estrela gigante desaba sobre si mesmo e se fecha para o universo

Passo a passo

Uma gigante condenada

Estrelas com mais de umas 20 vezes a massa do Sol terminam a vida com núcleos tão grandes e densos que a supernova de costume pode ter dificuldade para começar. Modelos de computador sugerem que boa parte delas nem chega a explodir.

Esta é inspirada em N6946-BH1, uma supergigante vermelha de cerca de 25 sóis na galáxia NGC 6946, a 22 milhões de anos-luz. Astrônomos que vigiavam milhares de estrelas assim à procura de desaparecimentos a flagraram em 2009.

Vista de fora, parece uma supergigante inchada e fria como qualquer outra: nada anuncia o que o seu núcleo está prestes a fazer.

O núcleo cede

Como numa supernova, o núcleo de ferro desaba em um quarto de segundo e rebate, formando uma estrela de nêutrons de uns 30 km de diâmetro. Uma onda de choque parte, e para.

Tudo começa como numa supernova comum: o núcleo de ferro, pesado demais para os seus elétrons o sustentarem, desaba sobre si mesmo e endurece ao atingir a densidade de um núcleo atômico. A nova estrela de nêutrons ainda está inchada e quente, e despeja neutrinos.

A onda de choque do rebote fica sem energia em poucos centésimos de segundo e para a cerca de 150 km, como em todo colapso desse tipo. O que acontece depois decide se a estrela explode.

Pesado demais

Aqui os neutrinos não conseguem reanimar o choque. O gás continua chovendo sobre a estrela de nêutrons, que passa de 1,8 para 2,3 vezes a massa do Sol em cerca de um segundo.

Nos núcleos mais densos, o gás cai tão depressa que o aquecimento dos neutrinos não consegue empurrar o choque de novo para fora. O choque recua, e as camadas internas da estrela despencam sobre a estrela de nêutrons a quase metade da velocidade da luz.

Uma estrela de nêutrons se sustenta pela pressão dos seus nêutrons, apertados tanto quanto os núcleos dos átomos. Essa pressão tem limite: a estrela de nêutrons mais pesada conhecida, PSR J0952-0607, tem 2,35 vezes a massa do Sol, e não se espera nenhuma muito mais pesada.

Cada décimo de segundo acrescenta mais massa. O tempo da estrela de nêutrons está acabando.

Além do limite

Nenhuma força consegue mais sustentá-la: ela desaba em cerca de um décimo de milésimo de segundo. Um horizonte aparece no seu centro e cresce para fora, alcançando a superfície que cai exatamente quando esta passa pelo tamanho final do horizonte.

É o colapso mais simples que a relatividade geral descreve com exatidão, calculado por Robert Oppenheimer e Hartland Snyder em 1939. O horizonte não é algo que a matéria da estrela forma na sua superfície: é a borda da região da qual a luz não consegue mais sair, e começa como um ponto no centro.

Quando a superfície fica lá dentro, nada da estrela poderá ser visto de novo. A sua matéria continua caindo em direção ao centro, onde a relatividade geral prevê uma singularidade: um ponto onde as nossas leis atuais da física deixam de funcionar.

Para uma estrela de nêutrons de 2,3 sóis, o horizonte acaba com uns 14 km de diâmetro.

Congelada, avermelhada, desaparecida

Vista de longe, a superfície parece desacelerar ao se aproximar do horizonte e nunca chegar a ele de fato. A sua luz fica mais vermelha e mais fraca, e em um milésimo de segundo não resta nada para ver.

Perto do horizonte, o tempo visto de longe se estica sem limite, e a luz que escapa perde cada vez mais energia. Por isso um observador distante vê o colapso desacelerar quase até parar, a estrela congelada logo acima do horizonte. Mas essa estrela congelada é invisível: a sua luz enfraquece cerca de três vezes a cada sessenta milionésimos de segundo.

Esta é a verdade por trás de uma ideia popular: a de que alguém que caísse num buraco negro veria todo o futuro do universo passar voando. Não veria: quem cai atravessa o horizonte num instante do seu próprio tempo e não vê nada de especial ali. Só observadores distantes nunca o veem atravessar.

Uma estrela desaparece

O resto do núcleo cai em menos de uma hora, e o buraco cresce até cerca de dez sóis. As camadas externas da estrela, mal presas, se afastam brilhando fraco por meses; depois não resta nada para ver.

Os neutrinos levam tanta energia que a estrela de repente pesa menos, alguns décimos de sol. As suas camadas externas, mal presas pela gravidade, sentem a atração afrouxar e se afastam brilhando fraco: o único sinal, visto de fora, de que algo aconteceu.

Foi isso que os astrônomos viram em 2009: N6946-BH1 brilhou como cerca de um milhão de sóis por alguns meses e depois se apagou. Em 2015 o Hubble não a encontrava mais em luz visível, onde antes havia uma estrela de 25 sóis. Resta só um brilho infravermelho fraco de poeira morna.

É o melhor caso até agora de uma estrela que desaba direto num buraco negro, embora os astrônomos ainda verifiquem se nada mais poderia explicá-lo.

Um buraco negro

O disco negro é a sua sombra, cerca de duas vezes e meia mais larga que o horizonte, porque a luz que chega perto demais é capturada. Logo ao redor, a luz das estrelas de trás é curvada em anéis; o anel fino e brilhante colado à sombra é luz que deu a volta no buraco antes de escapar.

Da estrela só restam a sua massa, a sua rotação e alguma carga elétrica: um buraco negro não tem superfície nem nada mais que o diferencie. Dois buracos negros com a mesma massa e a mesma rotação são exatamente iguais.

A nossa galáxia deve abrigar uns cem milhões de buracos negros nascidos assim. A maioria está sozinha e às escuras, quase impossível de encontrar.

Alimentando-se de uma vizinha

Um buraco negro com uma companheira próxima pode arrancar gás dela e formar um disco. Aquecido a milhões de graus, o disco brilha em raios X: foi assim que Cygnus X-1, o primeiro buraco negro descoberto, se denunciou.

Cygnus X-1 é um buraco negro de 21 sóis que orbita uma supergigante azul de cerca de 41, a 7.200 anos-luz. Os seus raios X foram descobertos em 1964, e no início dos anos 1970 a órbita da companheira mostrou que o parceiro invisível era pesado demais para ser outra coisa que não um buraco negro.

O gás que desce em espiral se aquece ao roçar em si mesmo, e perto do buraco se move a uma boa fração da velocidade da luz. O lado do disco que vem em nossa direção parece mais brilhante que o que se afasta, e a gravidade do buraco curva o lado de trás do disco até ele ficar visível.

Em 2024 a sonda Gaia descobriu Gaia BH3, um buraco negro de 33 sóis a apenas 1.926 anos-luz, pelo modo como ele faz a sua estrela companheira girar. Não se alimenta de nada, e está às escuras.

De cidades a gigantes

Os buracos negros feitos por estrelas pesam de alguns a algumas dezenas de sóis. No centro das galáxias há gigantes: Sagitário A* tem quatro milhões de sóis, M87* seis bilhões e meio, com um horizonte mais largo que o nosso sistema planetário.

Um horizonte cresce no mesmo ritmo que a sua massa: cerca de 6 km de diâmetro por sol. O de Sagitário A* tem cerca de 25 milhões de km; o de M87*, cerca de 38 bilhões de km, várias vezes a largura da órbita de Netuno.

Qualquer coisa comprimida o suficiente se tornaria um buraco negro. O Sol teria de ser esmagado numa bola de 6 km de diâmetro; a Terra, numa de apenas 18 mm, do tamanho de uma bolinha de gude.

Como os gigantes ficaram tão grandes ainda está sendo estudado. Eles crescem engolindo gás e se fundindo uns com os outros, mas o telescópio espacial James Webb encontrou buracos negros de milhões de sóis menos de 500 milhões de anos depois do Big Bang, que talvez já tenham nascido grandes: do colapso de nuvens de gás, sem estrela nenhuma.

Quando dois buracos negros se fundem, eles sacodem o próprio espaço e emitem ondas gravitacionais. Desde 2015, detectores na Terra captaram centenas dessas fusões.