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Essa temperatura é da ordem dos bilionésimos de um kelvin para buracos negros de massa estelar , o que a torna praticamente impossível de observar. A descoberta de estrelas de nêutrons por Jocelyn Bell Burnell em despertou o interesse em objetos compactos em colapso gravitacional como uma possível realidade astrofísica. Tais observações podem ser usadas para excluir possíveis alternativas, como estrelas de nêutrons. Em , Albert Einstein desenvolveu sua teoria da relatividade geral , tendo demonstrado anteriormente que a gravidade influencia o movimento da luz.

Em terceiro lugar, a massa produziria tanta curvatura da métrica espaço-tempo que o espaço se fecharia ao redor da estrela, deixando-nos do lado de fora isto é, nenhum lugar. Mas em , Robert Oppenheimer e outros previram que as estrelas de nêutrons acima de outro limite o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff entrariam em colapso ainda mais pelas razões apresentadas por Chandrasekhar e concluíram que nenhuma lei da física provavelmente interviria e interromperia pelo menos algumas estrelas do colapsarem em um buracos negros.

Oppenheimer e seus coautores interpretaram a singularidade na fronteira do raio de Schwarzschild como indicador de que essa era a fronteira de uma bolha na qual o tempo parou. Por causa dessa propriedade, as estrelas colapsadas eram chamadas de "estrelas congeladas", porque um observador externo veria a superfície da estrela congelada no tempo no instante em que seu colapso a levasse ao raio de Schwarzschild. Esses resultados surgiram no início da era de ouro da relatividade geral, marcada pela relatividade geral e pelos buracos negros, tornando-se os principais objetos de pesquisa.

Nesse período, foram encontradas soluções mais gerais de buraco negro. No entanto, no final da década de , Roger Penrose [ 50 ] e Stephen Hawking usaram técnicas globais para provar que as singularidades aparecem genericamente.

John Michell usou o termo "estrela negra" [ 54 ] e, no início do século XX, os físicos usaram o termo "objeto gravitacionalmente colapsado". A escritora científica Marcia Bartusiak relacionou o termo "buraco negro" ao físico Robert H.

Por exemplo, um buraco negro carregado repele outras cargas iguais, como qualquer outro objeto carregado. Também existem soluções que descrevem buracos negros mais gerais. Nas unidades de Planck , a carga elétrica total Q e o momento angular total J devem satisfazer.

Devido à força relativamente grande do eletromagnetismo , espera-se que os buracos negros formados pelo colapso das estrelas retenham a carga quase neutra da estrela.

Esse limite sem carga é [ 69 ]. O tamanho de um buraco negro, conforme determinado pelo raio do horizonte de eventos, ou raio de Schwarzschild , é proporcional à massa M , através de.

Nada, nem mesmo a luz, pode escapar de dentro do horizonte de eventos. Normalmente, esse processo acontece muito rapidamente, com um objeto desaparecendo da vista em menos de um segundo. A topologia do horizonte de eventos de um buraco negro é sempre aproximadamente esférica. Eles podem prolongar a experiência acelerando para desacelerar sua descida, mas apenas até um limite. No caso de um buraco negro carregado Reissner—Nordström ou rotativo Kerr , é possível evitar a singularidade.

O aparecimento de singularidades na relatividade geral é geralmente percebido como sinalizador do colapso da teoria. A esfera de fótons é um limite esférico de espessura zero, na qual os fótons que se movem tangentes a essa esfera ficam presos em uma órbita circular em torno do buraco negro.

Portanto, qualquer luz que alcance um observador externo da esfera de fótons deve ter sido emitida por objetos entre a esfera de fótons e o horizonte de eventos. A ergosfera de um buraco negro é um volume cujo limite interno é o horizonte de eventos esferoide do buraco negro e um limite externo em forma de abóbora, que coincide com o horizonte de eventos nos polos, mas notavelmente mais amplo ao redor do equador.

O limite externo às vezes é chamado de ergossuperfície. Através do processo Penrose , os objetos podem emergir da ergosfera com mais energia do que entraram.

No entanto, uma minoria de relativistas continuou a afirmar que os buracos negros eram objetos físicos. Penrose demonstrou que, uma vez que um horizonte de eventos se forme, a relatividade geral sem a mecânica quântica exige que uma singularidade se forme dentro.

Quais tipos formam isso depende da massa remanescente da estrela original, deixada depois que as camadas externas foram removidas. O colapso gravitacional requer grande densidade. Diferentes modelos para o universo primitivo variam amplamente em suas previsões da escala dessas flutuações. Em princípio, buracos negros podem ser formados em colisões de alta energia que atingem densidade suficiente.

A partir de , nenhum desses eventos foi detectado, direta ou indiretamente, como uma deficiência do balanço de massa em experimentos com aceleradores de partículas. Teoricamente, espera-se que esse limite esteja ao redor da massa de Planck , onde se espera que efeitos quânticos invalidem as previsões da relatividade geral.

Depois que um buraco negro se forma, ele pode continuar a crescer absorvendo matéria adicional. Esse é o processo principal pelo qual os buracos negros supermassivos parecem ter crescido. A temperatura desse espectro térmico temperatura de Hawking é proporcional à gravidade na superfície do buraco negro, que, para um buraco negro de Schwarzschild, é inversamente proporcional à massa.

Um buraco negro estelar de 1 massa solar tem uma temperatura Hawking de 62 nanokelvins. Tal buraco negro teria um diâmetro menor que um décimo de milímetro. Mesmo estes evaporariam em uma escala de tempo de até 10 anos. Por exemplo, a existência de um buraco negro às vezes pode ser inferida observando sua influência gravitacional sobre o ambiente ao redor dele. Pensa-se que o brilho deste material na metade 'inferior' da imagem EHT processada é causado pelo efeito Doppler , pelo qual o material que se aproxima do espectador a velocidades relativísticas é percebido como mais brilhante do que o material que se afasta.

A existência de campos magnéticos havia sido prevista por estudos teóricos de buracos negros. Indiscutivelmente, o toque é a maneira mais direta de observar um buraco negro. Além disso, é a primeira evidência observacional de buracos negros de massa estelar pesando 25 massas solares ou mais. Ao encaixar seus movimentos em órbitas keplerianas , os astrônomos foram capazes de inferir, em , que um objeto de 2,6 milhões de massas solares deve ser contido num volume com um raio de 0,02 anos-luz para fazer os movimentos das referidas estrelas.

Além disso, existem algumas evidências observacionais de que esse objeto pode possuir um horizonte de eventos, um recurso exclusivo dos buracos negros. Essas fontes brilhantes de raios-X podem ser detectadas por telescópios. Pensa-se que essas emissões de raios-X resultem quando uma das estrelas objeto compacto acumula matéria de outra estrela regular. A presença de uma estrela comum em tal sistema oferece uma oportunidade para estudar o objeto central e determinar se ele pode ser um buraco negro.

Ao estudar a estrela companheira, muitas vezes é possível obter os parâmetros orbitais do sistema e uma estimativa da massa do objeto compacto. Nesta classe de sistema, a estrela companheira é de massa relativamente baixa, permitindo estimativas mais precisas da massa do buraco negro. Além disso, esses sistemas emitem ativamente raios X por apenas alguns meses, uma vez a cada 10 a 50 anos.

Um dos melhores candidatos é o V Cygni. Nesse modo, quase toda a energia gerada pelo atrito no disco é varrida junto com o fluxo, em vez de ser irradiada. Assim, eles podem ser usados como uma maneira alternativa de determinar a massa de buracos negros candidatos.

No entanto, nunca foi observado diretamente para um buraco negro. Uma possibilidade para observar as lentes gravitacionais por um buraco negro seria observar estrelas em órbita ao redor do buraco negro. A evidência para buracos negros estelares depende fortemente da existência de um limite superior para a massa de uma estrela de nêutrons. O tamanho desse limite depende muito das suposições feitas sobre as propriedades da matéria densa.

Novas fases exóticas da matéria poderiam elevar esse limite. Por exemplo, um buraco negro supermassivo pode ser modelado por um grande aglomerado de objetos muito escuros.

Alguns objetos teóricos foram conjecturados para corresponder às observações de candidatos astronômicos a buracos negros de forma idêntica ou quase idêntica, mas que funcionam por meio de um mecanismo diferente.

Isso inclui a gravastar , a estrela negra [ ] e a estrela de energia escura. Em , Andrew Strominger e Cumrun Vafa mostraram que a contagem dos microestados de um buraco negro supersimétrico específico na teoria das cordas reproduzia a entropia de Bekenstein-Hawking.

Como um buraco negro possui apenas alguns parâmetros internos, a maioria das informações sobre a matéria que foi usada para formar o buraco negro é perdida. Suponha que um buraco negro formou um tempo finito no passado e evapore completamente em algum tempo finito no futuro.

Para resolver o paradoxo, os físicos podem eventualmente ser forçados a desistir de uma das três teorias testadas pelo tempo: princípio da equivalência de Einstein, unitariedade ou teoria quântica de campos existente.

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre. Conceitos fundamentais. Equações e teorias. Ver artigo principal: Horizonte de eventos. É restrita apenas pela velocidade da luz. Mais perto do buraco negro, o espaço-tempo começa a se deformar.

Dentro do horizonte de eventos, todos os caminhos aproximam a partícula do centro do buraco negro. Ver artigo principal: Singularidade gravitacional. Ver artigo principal: Esfera de fótons. Ver artigo principal: Ergosfera. Ver artigo principal: Colapso gravitacional. Ver artigo principal: Estrela exótica. Ver artigo principal: Termodinâmica do buraco negro.

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. The New York Times. The Astrophysical Journal. Bibcode : ApJ BBC News. In: Iyer, B. Black Holes, Gravitational Radiation and the Universe. Gravity from the ground up. Cambridge University Press. Reports on Progress in Physics. Bibcode : RPPh Journal of Astronomical History and Heritage. Bibcode : JAHH Bibcode : PhRvL.

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