(SuperBooks) #1

A expressão buraco negro tem uma origem muito recente. Foi forjada em 1969 pelo cientista americano John
Wheeler, como descrição gráfica de uma ideia que data pelo menos de há duzentos anos, do tempo em que havia
duas teorias sobre a luz: uma, que Newton preferia, era ser composta por partículas; a outra era ser de natureza
ondulatória. Sabemos agora que, na realidade, ambas as teorias estão correctas. Pela dualidade onda/partícula da
mecânica quântica, a luz pode ser considerada como uma onda ou como uma partícula. Segundo a teoria ondulatória
não era claro como a luz reagia à gravidade. Mas, se for composta por partículas, pode esperar-se que sejam
afectadas pela gravidade do mesmo modo que as balas de canhão, os foguetões e os planetas. Ao princípio, as
pessoas pensavam que as partículas de luz se deslocavam com uma velocidade infinita, de maneira que a gravidade
não seria capaz de as retardar, mas a descoberta de Roemer de que a luz se propaga com velocidade finita
significava que a gravidade podia ter um efeito importante.


Partindo desta suposição, um catedrático de Cambridge, John Michell, escreveu em 1783 um artigo que foi publicado
nos Philosophical Transactions of the Royal Society of London, em que chamava a atenção para o facto de :, uma
estrela, que fosse suficientemente maciça e compacta, poder ter um campo gravitacional tão forte que a sua luz não
poderia escapar: qualquer luz emitida da superfície seria puxada para trás pela atracção gravitacional da estrela,
antes de poder afastar-se. Michell sugeriu que poderia haver um grande número de estrelas como essa. Embora não
pudéssemos vê-las, porque a sua luz não nos alcançaria, não deixaríamos de sentir a sua atracção gravitacional.
Esses objectos são aquilo a que agora chamamos buracos negros, porque é isso mesmo que são: vazios negros no
espaço. Alguns anos mais tarde, o cientista francês Marquês de Laplace apresentava uma sugestão semelhante,
segundo tudo indica independentemente de Michell. É interessante o facto de Laplace a ter incluído apenas nas duas
primeiras edições do seu livro *Sistema do Mundo (1) nada referindo nas edições seguintes, talvez por ter decidido
que era uma ideia disparatada. (Também a teoria da partícula de luz caíu em desagrado durante o século XIX.
Parecia que tudo podia ser explicado com a teoria ondulatória e, segundo esta, não era claro se a luz seria ou não
afectada pela gravidade).


(1) Houve pelo menos dez edições diferentes do Exposition du Système du Monde, publicadas entre 1796 e 1835.
Nas primeiras edições, Laplace apresentou o seu argumento sem demonstração, algumas páginas antes do fim do
Livro V, Capítulo 6 (N. do R.).


De facto, não é realmente consistente tratar a luz como balas de canhão na teoria da gravitação de Newton, porque a
velocidade da luz é constante. (Uma bala de canhão disparada da Terra verticalmente para cima, será desacelerada
pela gravidade até que acaba por parar e cair. Um fotão, porém, continua para cima, a uma velocidade constante.
Como é então que a gravidade pode afectar a luz?) Uma teoria consistente sobre a maneira como a gravidade afecta
a luz só surgiu quando Einstein propôs a relatividade :, geral, em 1915. E mesmo então ainda foi preciso mais tempo
até que fossem compreendidas as implicações da teoria para as estrelas maciças.


Para se compreender como pode formar-se um buraco negro, precisamos primeiro de compreender o ciclo de vida
de uma estrela. Uma estrela forma-se quando uma grande porção de gás (sobretudo hidrogénio) se contrai por
causa da atracção gravitacional das suas partes. À medida que a estrela se contrai, os átomos do gás colidem uns
com os outros, cada vez com mais frequência e a velocidades cada vez maiores, e o gás aquece. A certa altura, o
gás estará tão quente que, quando os átomos de hidrogénio (2) colidem já não ressaltam, mas juntam-se para formar
hélio. O calor libertado nesta reacção, que é como a explosão controlada de uma bomba de hidrogénio, faz a estrela
brilhar.


(2) Em rigor os protões. Às temperaturas que reinam nos interiores das estrelas, os núcleos dissociam-se dos
respectivos electrões e as estruturas atómicas dissolvem-se no plasma (*N. do R.).


O calor adicional aumenta também a pressão do gás até esta ser suficiente para equilibrar a atracção gravitacional e
o gás deixa de se contrair. É parecido com um balão: há um equilíbrio entre a pressão do ar dentro dele, que tenta
dilatar o balão e a tensão da borracha, que tenta tornar o balão mais pequeno. As estrelas permanecem estáveis
durante muito tempo, com o calor das reacções nucleares equilibrando a atracção gravitacional. A certa altura,
porém, a estrela esgotará o seu hidrogénio e outros combustíveis nucleares. Paradoxalmente, quanto maior for a
porção de combustível com que a estrela começa, mais depressa este se esgota. Isto sucede porque, quanto mais
maciça for a estrela, mais quente precisa de estar para equilibrar a sua atracção gravitacional. E, quanto mais quente
estiver, mais depressa gastará o seu combustível. O nosso Sol tem provavelmente combustível suficiente para mais
cinco mil milhões de anos, mas estrelas mais maciças :, podem esgotar o seu combustível em tão pouco tempo como
cem milhões de anos, muito menos do que a idade do Universo. Quando uma estrela esgota o combustível, começa
a arrefecer e portanto a contrair-se. O que pode acontecer-lhe só foi compreendido pela primeira vez no fim dos anos
20.


Em 1928, um estudante finalista indiano, Subrahmanyan Chandrasekhar, foi para Inglaterra para estudar em
Cambridge com o astrónomo britânico Sir Arthur Eddington, especialista em relatividade geral. (Segundo alguns
relatos, um jornalista disse a Eddington, no princípio dos anos 20, que tinha ouvido dizer que só havia três pessoas
no mundo que compreendiam a relatividade geral. Eddington fez uma pausa e depois respondeu: "Estou a tentar ver
se me lembro quem é a terceira pessoa"). Durante a viagem desde a Índia, Chandrasekhar descobriu qual poderia