À procura dos buracos negros

O problema principal nas pesquisas dos buracos negros é saber se eles realmente existem. Como eles retêm a própria emissão luminosa, observá-los por processos normais é praticamente impossível – são invisíveis. Os físicos teóricos propuseram dois modos para registrar sua presença. O primeiro aproveita a interação do buraco negro com a matéria interestelar que o envolve.

Os gases interestelares, ao caírem no interior de um buraco negro, são intensamente comprimidos, provocando aquecimento e, em conseqüência, emissão de radiações. Assim, o buraco negro seria registrado por essa emissão. No entanto, a densidade de matéria interestelar não é suficiente para que uma radiação in-tensa venha a ser produzida. Por esse processo será difícil localizar o buraco negro.

O segundo método possível para registrar um buraco negro isolado é a utilização das denominadas “lentes gravitacionais”. Em virtude da densidade, a massa muito elevada dos buracos negros deformaria o espaço em seu redor, de tal modo que os raios luminosos, provenientes de objetos afastados, ao passar perto deles, seriam desviados e focalizados em direção à Terra. Assim, para um observador terrestre, a imagem de uma galáxia afastada, ao sofrer os efeitos do campo gravitacional do buraco negro, apareceria muito brilhante e deformada. A grande dificuldade desse processo é a ocorrência de tais alinhamentos: galáxia – buraco negro – Terra.

Se o buraco negro vier a constituir o componente de um sistema duplo, a possibilidade de registrar sua existência é muito maior. Como membro de um sistema binário, o buraco negro deverá perturbar o movimento do seu companheiro. Tal processo será tanto mais promissor quanto mais próximos estiverem os dois componentes do sis-tema. No caso de um par muito cerrado, o forte campo gravitacional resultante da massa elevadíssima do buraco negro poderá provocar uma transfe-rência de matéria das camadas externas da estrela primária.

Como a matéria retirada da primária atinge as vizinhanças do buraco negro quando este já se encontra em outra posição em sua órbita, não cai sobre ele, mas permanece a seu redor. Satelitizada em volta do buraco negro, ela forma um cinturão de matéria denominado disco de acresção. Os gases desse disco, intensamente comprimidos pelo campo gravitacional do buraco negro, se aquecem muito rapidamente. Por outro lado, como as camadas internas do disco de acresção giram mais depressa que as camadas externas, as fricções resultantes contribuem ainda mais para aquecer os gases até temperaturas da ordem de milhões de graus. Uma enorme quan-tidade de gases (mais de 40 por cento) cai em espiral no buraco negro, dando, origem à emissão de raios X. Com o lançamento, em dezembro de 1970, do satélite americano Uhuru, com detectores de raios X, cerca de 160 fontes de raios X foram descobertas, a maior parte em nossa galáxia e algumas nas Nuvens de Magalhães.

O que poderia ser o primeiro buraco negro encontrado foi Cygnus X-1. Tal designação significa que esta foi a primeira fonte de raios X descoberta na constelação de Cygnus (Cisne). Pelo estudo de sua radiação I em 1971, foi possível identificá-la como associada à estrela supergigante MDE 226868. As variações de velocidade radial dessa estrela permitiram deduzir que a massa de Cygnus X-I era de cerca de 6 a 10 massas solares. Um objeto com tal massa só pode ser um buraco negro. Foi estudando as fontes de raios X na Pequena Nuvem I de Magalhães que se descobriu o que pode ser um segundo buraco negro. Esta nuvem é na realidade uma galáxia do tipo irregular, situada na constelação de Tucana (Tucano), facilmente visível à vista desarmada, próxima ao pólo celeste sul. A emissão de rádio recebeu a denominação LMC-X3. Ali também existe um sistema duplo, e a massa da componente invisí-vel foi estimada em 6, ou mais, massas solares.

Na realidade, os astrônomos não ousam afirmar que se descobriu um buraco negro. Eles preferem dizer que nessas duas fontes de raios X, Cygnus X-I e LMC-X3, encontram-se os mais prováveis candidatos a buracos negros.