Apresentação do artigo Buraco negro questionável Tradução francesa: D

Apresentação do artigo****Buraco negro questionável

Tradução para o francês:

Dúvidas sobre a existência dos buracos negros.

Autores:

Jean-Pierre Petit, Observatório de Marselha

Pierre Midy, CRI de Orsay.

Para ir diretamente ao artigo científico.

Este trabalho representa os resultados de dez anos de esforço. Nos últimos 30 anos, os astrofísicos só tinham um termo na ponta da língua: "buracos negros". O assunto fascina o público e vários livros já lhe foram dedicados. No entanto, a confirmação observacional ainda é insuficiente: os buracos negros "brilham pela sua ausência". E, no entanto, o cosmos é vasto. A nossa galáxia, sozinha, contém pelo menos 100 a 200 mil milhões de estrelas.

A existência de certos objetos foi demonstrada por observação, como os quasares, por exemplo. Agora conhecemos mais de quatro mil deles. Isso não significa que compreendamos completamente esses objetos, como se formam, como evoluem e qual a sua duração de vida. Na verdade, não sabemos nada sobre eles. Eles são apenas catalogados da mesma forma que as "nebulosas" eram no tempo do astrônomo Messier.

Aparentemente, certos quasares residem no centro de formações do tipo galáxia. Essas galáxias têm um "núcleo ativo", o que pode significar tudo e nada ao mesmo tempo; não sabemos nada sobre a natureza dessa atividade, nem qual é a sua fonte de energia, por exemplo.

A astrofísica contemporânea parece satisfazer-se com pouco. À pergunta:

- O que é um quasar?

O astrofísico responde:

- É o núcleo de uma galáxia ativa.

E à pergunta:

- O que é uma galáxia ativa?

Ele responderá:

- É uma galáxia com um quasar no seu centro...

Recentemente, há alguns anos, descobrimos "erupções gama", uma por dia. A capa da revista francesa Ciel et Espace *(Céu e Espaço)* já teve a manchete "Erupções gama: um mistério finalmente resolvido". Resposta, nas colunas da revista: um pequeno ponto brilhante acabou de ser observado na posição de uma erupção gama detectada. Significando: resolver um mistério significa saber que áreas do céu que emitem erupções também emitem luz....

Isso não é um pouco... pobre?

Por outro lado, existem outros objetos cuja existência foi adivinhada, muitas vezes com boa precisão, antes da sua observação. O exemplo típico é a supernova, descrita em 1931 pelo astrofísico americano (de origem suíça) Fritz Zwicky durante uma famosa conferência no Caltech, EUA. Zwicky explicou na época que estrelas suficientemente massivas, digamos com massas superiores a vinte massas solares, deveriam ter um fim paroxístico com um aumento de potência no espaço de alguns dias, sendo todo o fenômeno realizado em cerca de vinte dias. Foi uma previsão notável, embora não tenha sido levada a sério na época. No entanto, Zwicky, tenaz, descobriu as primeiras supernovas. Hoje conhecemos várias centenas delas. O mesmo acontece com as estrelas de nêutrons, identificadas subsequentemente com os pulsares (estrelas de nêutrons em rotação) e as anãs brancas. Esta espécie também tem várias centenas de indivíduos identificados.

O buraco negro foi proposto como uma resposta a um problema: o que acontece com uma estrela de nêutrons que excede uma certa "massa crítica". Essas estrelas de nêutrons, claramente identificadas, assemelham-se a enormes núcleos de átomos, sem prótons. Por que esses objetos são compostos exclusivamente de nêutrons?

Consideramos as estrelas de nêutrons como o que resta do núcleo de ferro de uma estrela massiva depois que ela explode. Uma estrela massiva é uma estrela na qual vários tipos de fusão ocorrem durante sua vida. Ela termina produzindo ferro, que não pode participar de nenhuma outra reação de fusão exoenergética. Esse ferro, pesado, cai para o centro da estrela, portanto, como cinzas em uma lareira. Quando a estrela subitamente fica sem combustível (como Zwicky entendeu), ela colapsa sobre si mesma a 80.000 quilômetros por segundo (mais ou menos um quilômetro por segundo, é claro). Ao cair sobre o núcleo de ferro, esse gás é fortemente comprimido. Não apenas ele ricocheteia, mas várias reações de fusão são produzidas e que não precisam mais ser exoenergéticas, pois a energia vem da contração brutal da estrela sobre si mesma. Todos os tipos de espécies nucleares são criados, incluindo muitos átomos radioativos de vidas extremamente variáveis. Em 1987, a explosão da estrela Sanduleak, na Nuvem de Magalhães, deu confirmação definitiva da existência de tais fenômenos (apenas 150.000 anos-luz de distância).

O fenômeno esmaga completamente o núcleo de ferro, deslocando seus átomos. Ele se torna tão comprimido sobre si mesmo que os elétrons não têm mais espaço suficiente para se mover entre os núcleons. Presos, eles então se combinam com os prótons para dar nêutrons e neutrinos.

Normalmente, quando comprimimos um gás, o fenômeno conhecido como pressão contraria a compressão. Isso também é verdade para um líquido ou um sólido (tudo é compressível). É o que acontece quando uma estrela jovem nasce. A protoestrela é uma massa de gás que se assenta sobre si mesma. Mas, ao fazer isso, ela aquece e a força da pressão limita a contração. É um mau radiador, mas deve perder energia por radiação (infravermelho) antes de poder contrair-se o suficiente para se tornar uma estrela real. No entanto, se sua massa for insuficiente, ela se tornará um "grande Júpiter" (este gigante planetário continua a irradiar mais energia do que recebe do Sol, mas nunca se tornará uma estrela).

Quando a explosão de uma supernova comprime o núcleo de ferro, este evacua sua energia emitindo uma quantidade fantástica de... neutrinos. Aqui, o cenário muda completamente: o resfriamento radiativo é instantâneo porque os neutrinos podem escapar sem dificuldade. Portanto, nenhuma contrapressão. O bloco de ferro é lamentavelmente esmagado. Apenas uma pilha de nêutrons permanece, pressionados uns contra os outros como japoneses no metrô durante a hora do rush.

Por que uma massa crítica? Porque os nêutrons não podem suportar uma pressão maior que um valor máximo. Como lâmpadas elétricas empilhadas em um poço de mina. Depois de certo nível de lâmpadas, o vidro quebrará e uma pilha de cacos de vidro cairá no fundo do poço.

Quando uma estrela de nêutrons tem uma massa um pouco maior que o dobro da massa do Sol, a pressão em seu núcleo torna-se muito grande. Os nêutrons não conseguem mais suportá-la. Supõe-se então que ela colapse sobre si mesma e nenhum fenômeno físico conhecido é capaz de se opor a este "colapso gravitacional". Uma perspectiva angustiante para um astrofísico.

Mesmo antes de explodir, uma estrela de nêutrons é "relativista", em oposição a um objeto "newtoniano". Isso é mostrado pelo aspecto das trajetórias das "partículas de referência" perto de uma massa m (um átomo, por exemplo). Sabemos que o fenômeno da curvatura do espaço-tempo provoca uma precessão da órbita elíptica de Mercúrio. Mas a precessão é mínima. No entanto, a figura a seguir, desenvolvida a partir de cálculos computacionais, mostra a importante precessão de uma trajetória quase elíptica ao redor de uma estrela de nêutrons.

Então, não há questão de descrever uma estrela de nêutrons com "material newtoniano".

O programa de cálculo é relativamente simples e um dia, quando eu tiver tempo, vou colocá-lo no site para que vocês possam brincar com ele, e mostrar o fenômeno da lente gravitacional (muito exagerado no seguinte):

Então, como se trata de descrever o destino de uma estrela de nêutrons atingindo a criticidade, é necessário usar uma "equação de campo", a de Einstein.

S = c T

T é um "tensor" que descreve o conteúdo local em "matéria-energia". O tensor é nulo no exterior e não nulo no interior. A solução geométrica deve, portanto, ser deduzida de duas equações.
Para o interior:

S = c T

para o interior

S = 0

As soluções para este tipo de equação são chamadas de "métricas". No entanto, não importa que forma os objetos tomam. Além disso, eles são "tensores", e para entender o que é um tensor, boa sorte... Levei bastante tempo.

O Sol está associado a uma "geometria" local, que é a solução para as duas equações. A primeira descreve o interior do Sol e a segunda o vazio ao seu redor. No entanto, só podemos descrever uma espécie de "Sol ideal" que consiste em uma esfera preenchida com matéria de densidade constante. Mas isso é melhor do que nada. Essas soluções têm expressões matemáticas que não abordaremos aqui. Elas não significarão nada para vocês. Cada uma tem sua própria "patologia pessoal". Chamemos rn o raio da estrela, de densidade constante r. A partir dessa densidade r, e do valor c da velocidade da luz, podemos calcular um primeiro raio característico, "R circunflexo":

A solução geométrica interior é "não patológica" se, e somente se, o valor do raio rn for inferior a este valor crítico.

Com os mesmos dados, podemos calcular o segundo raio característico:

que chamamos de "raio de Schwarzschild" Rs. A solução exterior, que faz referência ao "vazio" circundando nossa estrela de densidade constante r e raio constante, será não patológica se, e somente se, o valor do raio da estrela rn for superior a este comprimento característico. Ao agrupar ambos, é necessário que:

A quantidade à direita depende da densidade da estrela (entre 10^15 e 10^16 gramas por centímetro cúbico). A densidade constante, a quantidade à esquerda aumenta com o cubo do raio Rn da estrela.

Isso é válido para o Sol, considerado uma estrela de densidade constante em primeira aproximação. O que queremos dizer com "patologias"? Tudo: quantidades abaixo das raízes que se tornam negativas, denominadores que se tornam nulos. Portanto, podemos ver que uma estrela de densidade constante não pode ser descrita pelo seguinte tipo de solução estacionária:

O "raio de Schwarzschild" do Sol é de 3,7 km: bem dentro (rn). Vocês podem se divertir calculando-o, dado que seu raio é de 695.000 km, o valor do segundo raio crítico "R circunflexo" é maior.

Se fosse uma questão do Sol, na escala da figura, o raio de Schwarzschild (3,7 km) seria apenas um ponto e o raio "R circunflexo" sairia muito além da folha. A figura acima refere-se mais a uma "estrela de nêutrons subcrítica".

Como ocorre a "escalada para a criticidade"? Basta adicionar camadas de nêutrons, aumentando a densidade constante (comparamos a estrela de nêutrons a, se não um sólido, pelo menos uma gota de fluido praticamente incompressível).

Obtém-se as curvas acima simplesmente usando a fórmula mostrada. O raio da estrela aumenta, mas o "raio de Schwarzschild" o alcança. E os dois se encontram quando rn atinge o valor "R circunflexo". Então, na superfície da estrela, a quantidade das sub-raízes torna-se negativa, os denominadores tornam-se nulos etc. Esta é a tradução matemática, geométrica da criticidade. O que simplesmente significa que é impossível descrever a estrela usando uma ou ambas as soluções geométricas combinadas obtidas da equação de Einstein com o segundo membro não nulo (interior) ou nulo (exterior). O valor máximo característico deste raio é de cerca de 20 quilômetros. A densidade da estrela de nêutrons pode ser calculada a partir disso.

Mas há algo pouco conhecido, inclusive entre os "homens cósmicos", embora provenha de trabalhos realizados durante os anos 40: há outra criticidade, desta vez de natureza física, que aparece pouco antes do raio da estrela atingir esse valor. É um valor extremamente próximo, sendo inferior em apenas 5%. Mas quando o raio da estrela o atinge ou, o que dá no mesmo, a massa atinge um valor duplo ao da massa do Sol, a pressão no centro da estrela torna-se infinita, por virtude de um modelo "TOV" desenvolvido nos anos 40 por Tolman, Oppenheimer e Volkov (o Oppenheimer da bomba).

Pressão dentro de uma estrela de nêutrons de acordo com a distância do centro para diferentes valores de massa do objeto.

Esta é uma peça fundamental de dados para nós.

A seguir, a evolução da pressão, dentro da estrela de nêutrons, versus a distância ao seu centro, para diferentes massas:

...Talvez os cientistas, como outros, não façam perguntas às quais acham que não podem dar resposta. Como se responde à pergunta:

- O que acontece em um meio onde, em certo ponto, a pressão subitamente se torna infinita?

Mas ninguém fez a pergunta, pelo menos não dessa forma. Aparentemente, isso não chamou a atenção de ninguém. Muitos especialistas em cosmologia com quem conversei desconheciam esse aspecto.

Vamos voltar à "história do buraco negro". Poderíamos dizer: O fenômeno de implosão de uma estrela de nêutrons desestabilizada é um fenômeno não estacionário. Vamos, portanto, construir uma solução não estacionária para o conjunto das duas equações acima. No entanto, não sabemos como fazê-lo, de maneira crível. Então, os teóricos voltaram-se para a "solução exterior" (aquela que descreve, por exemplo, a geometria no exterior do Sol e que se torna "patológica" no raio de Schwarzschild de 3,7 km).

- Em outras palavras, "tirem o Sol" e vamos explorar as propriedades desta geometria. Assim...

- Mas é uma solução que se refere a um universo vazio?!

• Não liguem, vamos ver o que obtemos...

  Começou-se o estudo das trajetórias radiais de objetos em queda livre em direção ao que seria, sob essas condições, "um buraco negro de massa solar" de 3,7 km de diâmetro. A variável t foi mantida, destinava-se a referir-se ao tempo experimentado por um "observador exterior", um bom terrestre olhando para o Sol que acabaram de conjurar. Descobriu-se que o tempo de queda livre de cada partícula de teste, medido de acordo com esse tempo, tornava-se infinito. No entanto, se anexássemos um relógio à dita partícula, ela chegaria ao centro geométrico do objeto em um período de tempo finito.

  Os teóricos propuseram, portanto, a seguinte visão:

• Esta solução estacionária, exterior, encontra um novo emprego providencial. De fato, o colapso gravitacional ocorre em um período muito breve (cerca de um décimo de milésimo de segundo para uma estrela de nêutrons desestabilizada). No entanto, como o fenômeno parece durar um tempo infinito para um "observador exterior", uma solução estacionária pode ser usada para descrever um fenômeno eminentemente não estacionário.

  Se não houver Tordos, comeremos Melros....

  Partindo dessa ideia, os teóricos começaram a perguntar-se o que aconteceria com a matéria quando ela cruzasse a superfície de Schwarzschild. E lá encontraram todos os horrores mencionados anteriormente. O tempo da partícula tornou-se... pura imaginação. A velocidade da partícula excedeu a velocidade da luz. Ela se torna um táquion, cuja massa é... imaginária etc., etc.

  Alguns até sugeriram (e vocês podem encontrar isso em muitos livros) que no interior da esfera, a variável r se transformava em tempo e a variável t em... distância radial.

Como Jean Heidmann, cosmologista em Meudon, agora aposentado, costumava dizer:

- *Quando se fala de buracos negros, você tem que deixar o bom senso no guarda-roupa...*

Nessas condições, se decidirmos esquecer o bom senso, onde está o limite da irracionalidade? Como decidimos construir uma "física do inobservável". Este é o caso da "matéria escura" sobre a qual qualquer coisa e tudo é dito e escrito, muitas vezes à razão de várias dezenas de artigos por dia. Ninguém parece ter investigado o modelo gemelar, abundantemente desenvolvido no meu site. No entanto, alguns pesquisadores estrangeiros (China, Japão) parecem tê-lo captado bem.

Há novidades nesta área. Em 88-89, publiquei três artigos em Modern Physics Letters A (reproduzidos no site) que lançaram a ideia, inédita, de uma cosmologia na qual as constantes físicas poderiam variar, incluindo a sacrossanta velocidade da luz c. A ideia foi "redescoberta" em 1993. Numerosos artigos foram publicados desde então em revistas muito seletivas, como Physical Review, Classical and Quantum Gravity. Já existe um grupo bastante grande de "variadores de constantes". Alguns deles descobriram meu trabalho no site da Internet. Muitos deles ficaram estupefatos, ainda mais pelo fato de o trabalho emanar da França, um país que nunca se destacou por uma inovação importante em cosmologia, ou mesmo em astrofísica (campos que são tipicamente alemães, russos, americanos ou britânicos). O contato foi estabelecido de maneira muito cordial. Os chineses, não sem humor, disseram que tiveram que pegar seu atlas para descobrir onde ficava Marselha e tiveram "a impressão de descobrir uma região desconhecida do globo".

Por que essa digressão? Porque, na nossa opinião, o aumento vertiginoso da pressão no núcleo da estrela de nêutrons deveria alterar as constantes da física e criar uma "ponte hipertórica" entre o universo e o seu gêmeo. É uma ideia que precisa de mais estudo. Dito isto, se ajuda for necessária nesta empresa, ela provavelmente virá dos "variadores de constantes" que já cruzaram a linha. Por enquanto, somos os únicos "gemelistas", mas as coisas podem não permanecer assim para sempre.

Na nossa opinião, portanto, o contexto gemelar deveria mudar completamente o cenário para uma estrela de nêutrons desestabilizada. No entanto, antes de podermos propor um modelo desafiador, devemos estudar o modelo clássico do buraco negro. É isso que está sendo feito neste longo artigo. As coisas não são tratadas "na ordem". Em uma seção, examinamos cuidadosamente o trabalho de Kruskal, mostrando as falhas em sua abordagem.

Tudo é motivado. Em 1960, Kruskal notou que no modelo inicial (a "métrica de Schwarzschild") a velocidade da luz era nula na esfera em questão, a "esfera do horizonte", também conhecida como Esfera de Schwarzschild, e começou a curar essa "doença".

Mas como trabalhar com soluções geométricas? Podem outras ser inventadas? A resposta é não. Acredito que o artigo mostra claramente o caráter arbitrário da escolha das coordenadas. Por sua essência, uma solução geométrica é de "coordenadas invariantes", não depende das coordenadas escolhidas. Imaginem uma bolha de sabão. É uma superfície. Em certo sentido, é uma solução para uma equação de campo que corresponde ao fato de que a energia usada na tensão, para equilibrar uma pressão constante dentro da bolha, é constante em toda a sua superfície. À pergunta:

- Qual é a superfície que reage mecanicamente de maneira a suportar a sobrepressão interna?

A resposta é:

- É uma esfera.

Mas esta esfera, *um objeto geométrico,* existe independentemente do sistema de coordenadas usado para identificar seus pontos. Agora sabemos que, ao usar um sistema de meridianos e paralelos, criamos singularidades polares, pontos *aparentemente singulares*, quando na verdade não são. São singularidades induzidas pela escolha das coordenadas. No caso da esfera, aliás, essas singularidades são inevitáveis. A figura abaixo mostra uma esfera e seu sistema de marcação de coordenadas de latitude e longitude.

Observação: Podemos mapear uma esfera, dar-lhe um sistema de marcação com dois parâmetros usando apenas um polo. Vejam as figuras seguintes:

Primeira marca, primeira família de curvas de um parâmetro a obtida cortando a esfera em planos através de uma linha reta tangente a um de seus pontos.

Isso é combinado com a segunda família de curvas obtida cortando a mesma esfera ao longo de outra linha reta tangente à esfera no mesmo ponto, por exemplo, ortogonal à primeira.

A esfera, assim mapeada, vista de outro ângulo que esconde sua única singularidade.