O que são Buracos Negros Supermassivos?

O primeiro espectro de uma galáxia ativa foi obtido por E. A. Fath em 1908 no Observatório Lick nos Estados Unidos em seu trabalho de tese. O que ele notou foi a presença de fortes linhas de emissão no núcleo da galáxia NGC1068. Em 1943, Carl Seyfert identificou que haviam muitas galáxias com espectros nucleares semelhantes, e assim estas galáxias ficaram conhecidas como galáxias Seyfert. A proporção de galáxias Seyfert é de cerca de 1 em cada 100 galáxias, na maioria de tipo espiral. Mais tarde foram descobertos os Quasares, que, hoje em dia, sabemos que são também núcleos ativos de galáxias, só que muito mais luminosos do que um núcleo Seyfert: enquanto um núcleo Seyfert pode ter uma luminosidade que é da ordem de todas as estrelas da Via Láctea, num Quasar esta luminosidade atinge 100 a 1000 vezes a da Via Láctea.

A alta luminosidade destes núcleos mostrava que não poderia ser devida a estrelas, exigindo uma explicação alternativa. Mesmo com a máxima resolução espacial obtida com os maiores telescópios não era possível resolver espacialmente a região emissora, indicando somente limites superiories entre 1 e 100pc. Considerando estas dimensões e as velocidades típicas das estrelas no centro das galaxias, o teorema do virial indicava uma massa central entre entre 1 milhão e 1 bilhão de massas solares, o que significava que uma região com raio menor do que 100 pc continha toda esta massa e produzia energia a uma taxa nunca antes vista. A explicação encontrada foi a presença de um buraco negro supermassivo, sendo a energia emitida resultado da liberação da energia gravitacional de matéria capturada pelo Buraco Negro (BN) e que cai em direção ao mesmo. Isto se dá através de um disco de acreção que permite a conservação de momentum angular e sua transferência para fora, de forma que a matéria possa cair no BN. À medida que a matéria vai se transferindo para dentro, vai aumentando sua temperatura, por fricção, e o disco começa então a emitir radiação.

Este modelo parecia pertinente para galáxias ativas, mas para galáxias não-ativas, como a Via Láctea, ele era considerado desnecessário. Entretanto, nos últimos 25 anos, aperfeiçoaram-se detectores na faixa infravermelha do espectro, que permitem observar através da poeira. Tornou-se possível, então, medir velocidades e mapear as posições de estrelas individuais no centro da Via Láctea através de imagens (que revelam os chamados movimentos próprios) e espectroscopia (que permite a determinação das velocidades radiais). Assim como o movimento dos planetas permite o cálculo da massa do Sol, o movimento das estrelas permite calcular a massa existente da região nuclear da Via Láctea. Os astrônomos alemães Eckart & Genzel (1996-presente) têm acumulado medidas das velocidades das estrelas orbitando em torno do centro da galáxia. Já publicaram o resultado obtido ao juntar os dados de cerca de 200 estrelas observadas: as velocidades das estrelas crescem em direção ao núcleo da Via-Láctea de acordo com a Lei de Kepler (para o movimento de corpos em torno de uma massa central), até a mínima distância ao centro possível de ser resolvida (cerca de uma semana-luz). As velocidades observadas indicaram uma densidade central maior do que 2x10¹² massas solares por parsec cúbico, que é muito mais alta do que a que permite a existência de um aglomerado estelar estável. A única conclusão possível é que existe no centro da Via Lácta um BN de massa 2.6x10⁶ M.

Com a descoberta de evidências tão fortes da presença de um BN supermassivo na nossa galáxia, começou-se a questionar se outras galáxias inativas não teriam um BN central. Entretanto, era impossível verificar o movimento de estrelas individualmente a distâncias tão grandes como o núcleo de outras galáxias. Então, passou-se a observar a dispersão de velocidades das estrelas, uma medida da velocidade combinada de muitas estrelas, a partir do alargamento das linhas espectrais da galáxia (que é devido ao conjunto das diferentes velocidades das estrelas). Verificar a presença de um BN supermassivo só foi possível quando se pôde medir a dispersão de velocidades das estrelas em função da distância ao centro da galáxia com excelente resolução espacial, pois, mesmo para as galáxias mais próximas, o efeito de um BN central só pode ser observado dentro de uma distância de 1 a 2 segundos de arco. Tais observações puderam ser feitas com o telescópio espacial, que permite uma resolução angular melhor do que 0.1 segundo de arco ou com observatórios na Terra que utilizem ótica adaptativa. Estas observações indicaram que a dispersão de velocidades crescia fortemente dentro do raio de influência do BN, o que só poderia ser explicado com a presença do mesmo. Embora estas medidas constituam uma evidência mais indireta do que a medida do movimento individual das estrelas ao redor do núcleo, deram suporte à ideia de que existe um BN central em todas galáxias, o que tem sido comprovado desde então e amplamente aceito atualmente.

Com o Telescópio Espacial Hubble foi possível resolver p raio de influência de BN supermassivos para cerca de 30 galáxias próximas. Os astrônomos então verificaram que em todas elas a velocidade das estrelas não para de crescer à medida que nos aproximamos do centro da galáxia e modelos dinâmicos demonstram a necessidade de duas componentes para compor o campo gravitacional observado: uma componente estelar que chamamos bojo mais uma componente compacta que seria o BNS (buraco negro supermassivo). O bojo é a componente esférica que é característica das galáxias elípticas, que têm somente esta componente, e é a componente mais interna das galáxias espirais, as quais têm também uma outra componente, o disco.

Eq. 11

Fig. 8.2 - Painel da esquerda: Relação entre a Massa do BN e a luminosidade do bojo. Painel da direita: Relação entre a Massa do BN e a dispersão de velocidade das estrelas do bojo.	Fig. 8.3 - Representação gráfica da relação entre a Massa do BN e a dispersão de velocidades das estrelas do bojo (Fig. 8.2), o que indica uma proporcionalidade entre a Massa do BN e a Massa do bojo da galáxia.