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A existência (ou não) de um objeto teórico ou fenômeno não impede os físicos de estudá-los. Antes de mais nada, isso fundamenta a tese para explicar diferentes eventos conhecidos e é possível que ele ocorra graças à matemática e ao Universo.
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Nessa categoria, portanto, encaixam-se os buracos negros. Por décadas, eles foram apenas coisas estranhas, causando problemas na teoria geral da relatividade até serem finalmente descobertos, mostrando que a teoria da gravidade tem limites.
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E o que Oppenheimer tem a ver com isso?
- Muitos físicos trabalharam nessas teorias antes de o primeiro buraco negro ser descoberto;
- Ele se chama Cygnus X-1 e foi encontrado em 1971;
- Entre esses físicos, estava J. Robert Oppenheimer, o pai da bomba nuclear;
- Ele teve importante papel estimando quão denso um objeto pode ser antes de se tornar um buraco negro;
- Esse é um cálculo que possui importantes implicações em algumas das mais inovadoras observações de hoje em dia.
Teoria geral da relatividade
A teoria geral da relatividade foi publicada em 1915 e 1916. O físico alemão Karl Schwarzschild encontrou solução para as equações de campo de Einstein, onde as coisas não avançaram.
Sua solução se tornou singular em determinado raio, o que significa que os termos da equação se tornaram infinitos.
Agora, a partir dessas primeiras descrições, usamos o termo “singularidade” para descrever o buraco negro e, também, o raio de Schwarzschild, onde o horizonte de eventos de um buraco negro está localizado.
Nas décadas seguintes, os cientistas discutiram o quão “físico” essa solução era. Assumia-se que as coisas não colapsavam nelas mesmas, mas que as forças internas poderiam puxá-las de volta.
Um planeta não colapsa em si apenas porque as forças entre átomos são fortes o bastante para manter estável. Uma estrela pode ser mais pesada, mas a energia liberada pela fusão nuclear em seu núcleo equilibra o efeito da gravidade.
Mas o que acontece quando uma estrela, como o Sol, não está mais fundindo? Ela colapsa. Ainda assim, não foi pensado na época para ser imparável. Efeitos mecânicos quânticos poderiam transformar o objeto em densa esfera feita de matéria eletrônica degenerada. O material interno não está mais em plasma clássico, mas, sim, em novo estado, no qual elétrons, prótons e nêutrons (que são tipos de férmions) interagem.
Os férmions (partículas que possuem propriedade quântica chamada spin [momento angular quântico]) não podem estar todos no mesmo estado de energia ao mesmo tempo (isso é conhecido como princípio de exclusão de Pauli) e sua propriedade é o que cria a pressão que neutraliza a atração gravitacional para um colapso.
Chamamos objetos como esse de anãs brancas, e o Sol é destinado a ser uma delas. Essa pressão quântica não era um limite rígido, contudo.
De volta à 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculou que não pode haver uma grande anã branca indiscriminadamente. Um objeto não classificado feito de matéria eletrônica degenerada com massa maior que 1,4 vezes que a do Sol (chamado agora de limite de Chandrasekha) não tem solução estável. Isso é parcialmente correto.
O limite agora é visto como quanto as anãs brancas ladras de material podem roubar de um companheiro antes de se tornar uma supernova. Isso é conhecido como supernova Tipo Ia e eles têm a mesma luminosidade, tornando-os grande vela padrão para medir a distância das galáxias. Sendo assim, a solução estável que é ainda mais densa que uma anã branca é uma estrela de nêutrons.
Enquanto as anãs brancas estavam se tornando conhecidas da ciência ao passo em que essas discussões teóricas ocorriam, as estrelas de nêutrons ainda não haviam sido descobertas.
Já em 1967, Joycelyn Bell Burnell com a descoberta do primeiro pulsar (estrelas de nêutrons pulsantes) para trazê-los da teoria para a realidade.
As estrelas de nêutrons permitem massas e densidades maiores, e esse limite é agora conhecido como limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, em homenagem a Oppenheimer e George Volkoff, que o calcularam em 1939, graças à pesquisa de Richard Tolman.
Para massas inferiores a esse limite, a repulsão de curto alcance entre os nêutrons é suficiente para equilibrar a gravidade. Mas, para massas maiores, a estrela de nêutrons entrará em colapso em buraco negro. O limite diz como estrelas massivas que se tornam supernovas podem se transformar em estrelas de nêutrons ou em buracos negros, dependendo de sua massa original.
Mas, recentemente, também tivemos maneira de testar o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff com alguns dos experimentos mais avançados que temos: observatórios de ondas gravitacionais.
As primeiras observações históricas de uma colisão entre estrelas de nêutrons (com os dois objetos se transformando em buraco negro) nos permitiram estimar o limite em cenário real.
Embora Oppenheimer tenha trabalhado nesse problema teórico muito antes de sabermos das estrelas de nêutrons e dos buracos negros como objetos reais, saber que eles existem não resolveu todos os mistérios que os cercam.
A colisão da estrela de nêutrons coloca o limite entre 2,01 e 2,17 massas solares. No entanto, o pulsar mais massivo conhecido é 2,35 vezes a massa do Sol.
O caminho para entender os objetos mais densos do universo provavelmente ainda é longo, mas alguns dos físicos mais famosos do século XX desempenharam papel importante no que sabemos e entendemos até agora.
Com informações de IFL Science
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