A partir dos anos 60 os astrónomos passaram a ter à sua disposição a tecnologia necessária para poder observar o céu na banda dos raios-X. Até então não se conhecia a existência de nenhuma fonte emissora nesta banda no Universo para além do nosso Sol. A radiação X não consegue ultrapassar a nossa atmosfera pelo que somente sondas colocadas acima desta permitem o estudo do Universo nessa banda. A primeira sonda que teve sucesso na detecção de fontes de raios-X foi lançada em 1962 por uma equipa de cientistas norte americanos entre os quais se encontrava o italiano Ricardo Giacconi, prémio Nobel da Física no ano 2002, precisamente pelos seus contributos em prol da Astronomia em raios-X. A fonte então descoberta, que foi baptizada Sco X-1 por ser a primeira e por estar na constelação do Escorpião ou “Scorpius”, tornou-se logo um mistério para os astrónomos: emitia alguns milhares de vezes mais energia em raios-X do que em luz visível, e nessa banda do espectro electromagnético apresentava uma luminosidade um bilião de vezes superior à do Sol! Os mistérios começaram a ser desvendados a partir do lançamento da sonda UHURU, que quer dizer liberdade em Swahili. Este acontecimento marcou o início de uma nova era de importantes descobertas quando um Universo completamente diferente daquele que os nossos olhos podem detectar, ou seja, na banda do visível, começou a ser revelado. Actualmente existem vários satélites no activo para a observação do céu em raios-X: Chandra (NASA), XMM-Newton (ESA), RXTE (NASA), ALEXIS (LANL).







Até ao momento já foram detectadas centenas de fontes emissoras de raios-X, concentradas no plano da nossa galáxia. Muitas destas fontes são sistemas binários compostos por uma estrela de tipo espectral conhecido e um objecto compacto. Como já foi mencionado, o intenso campo gravítico do objecto compacto atrai o material da estrela companheira. Nas regiões próximas ao objecto compacto produzem-se fenómenos tão energéticos que podemos observar a emissão de radiação na banda dos raios-X. Os sistemas em que a componente não visível é uma estrela de neutrões ou um buraco negro recebem o nome de binários de raios-X. No entanto, se o objecto compacto for uma anã branca, e apesar de também serem fontes de raios-X, recebem o nome de variáveis cataclísmicas. A confusão torna-se algo menor porque é razoavelmente simples identificar estes últimos sistemas pois a sua emissão em raios-X não é tão intensa quanto a emissão de sistemas que contenham objectos mais compactos.

Num paradoxo interessante, estes objectos extremamente compactos e quase impossíveis de detectar quando isolados são descobertos por protagonizarem fenómenos extremamente energéticos que os transformam por um curto período de tempo ou de forma permanente em fortíssimos emissores de raios-X. Estrelas de neutrões e buracos negros, as primeiras de difícil visibilidade e os segundos autênticas prisões de luz, são protagonistas dos fenómenos mais energéticos do Universo, não de maneira directa, mas de forma indirecta através da sua interacção com o meio circundante.

O primeiro destes sistemas a ser detectado, em que o objecto compacto é um forte candidato a buraco negro estelar, foi Cygnus X-1, em 1972 pelo satélite UHURU. Estima-se que o objecto compacto tenha uma massa de cerca de cinco vezes a massa do Sol concentrada em apenas alguns quilómetros. A sua luminosidade deve-se à acreção de matéria originária da estrela companheira, uma supergigante azul. As estrelas supergigantes estão continuamente a perder massa por ventos estelares. Parte de este gás pode então ser atraído pelo objecto compacto e produzir raios-X.

A estrela companheira de grande massa poderá ser também de tipo Be. As estrelas B são estrelas de grande massa muito mais quentes e umas dez vezes maiores do que o nosso Sol. As Be são um subtipo dentro destas que se caracteriza por possuir um disco circunstelar formado, provavelmente, pela massa que a estrela perde nas zonas equatoriais devido à sua rápida rotação. Os binários formados por uma estrela Be e uma estrela de neutrões vão produzir também raios-X se a estrela de neutrões, num certo ponto da sua órbita em torno a estrela, penetra no disco e acreta parte do gás.

Existem outros sistemas nos quais a estrela companheira possui uma massa inferior à do Sol e são por isso chamados binários de raios-X de pequena massa. Nestes sistemas a acreção produz-se a partir do material que transborda do lóbulo de Roche. O lóbulo de Roche é o volume em torno da estrela, dentro da qual o material está gravitacionalmente preso a esta. Num sistema binário, há um ponto em comum entre os lóbulos de Roche das duas componentes: o ponto de Lagrange. Este é um ponto de equilíbrio entre as forças gravíticas das duas componentes do sistema, ou seja, um ponto onde qualquer objecto sentir-se-ia igualmente atraído pela estrela e pelo objecto compacto.

O ponto de Lagrange é particularmente importante porque é a rota mais simples para que o gás possa fluir de uma estrela para a outra. Em certas fases da evolução estelar, a estrela pode preencher o seu lóbulo de Roche. Isto é o que acontece nos binários de pequena massa onde a estrela vai-se deformar até adquirir a forma de uma pêra. O gás existente nas regiões mais externas, próximo do ponto de Lagrange, é então atraído pelo objecto compacto. Como o sistema está em rotação, o material assim transferido “cai” em forma espiral na direcção da componente compacta até que se forma em torno desta um disco de acreção. O processo de acreção produz raios-X e por reprocessamento no disco, radiação visível. Eventualmente o mecanismo de acreção por transbordo do lóbulo de Roche pode também actuar nos binários de grande massa junto com a acreção por ventos estelares.

Mas o facto de observarmos raios-X não é uma evidência da existência dos buracos negros. Evidencia sim a existência de um objecto compacto, mas este poderá ser uma anã branca, uma estrela de neutrões ou um buraco negro. O caso das anãs brancas fica logo resolvido porque, entre os binários com objectos compactos, estes são os emissores mais fracos de raios-X. No entanto, se o objecto compacto for uma estrela de neutrões ou um buraco negro, então a distinção é muito mais complicada pois o potencial gravitacional dum buraco negro e duma estrela de neutrões é muito similar e portanto as suas propriedades observacionais são muito semelhantes. Contudo se o sistema binário contiver uma estrela de neutrões, como já vimos anteriormente, poderá emitir pulsos regulares. Como o campo magnético das estrelas de neutrões é muito intenso, o gás pode ser acretado pelos pólos magnéticos produzindo o mesmo efeito de farol que também actua nos pulsares de rádio (ver primeira parte de tema). Estes sistemas são por isso chamados pulsares de raios-X. Às vezes os campos magnéticos não são tão fortes, como acontece nos binários de baixa massa, e os pulsos não são tão regulares mas mais erráticos e instáveis. Então diz-se que apresentam QPOs ou oscilações quasi-periódicas. Para além disso podem-se produzir “flashes” termonucleares na superfície da estrela de neutrões. Estes produzem-se quando o gás (principalmente hidrogénio) acretado se acumula na superfície até que se dão as condições para começarem as reacções nucleares que primeiro consomem o hidrogénio e depois o hélio resultante. Como a fusão do hélio é explosiva observar-se-ão “flashes” mais ou menos regulares. Em resumo, se forem observados pulsos ou “flashes” num binário de raios-X, pode ter-se a certeza que contém uma estrela de neutrões.

Contudo, não se detectam pulsos ou flashes em todas as estrelas de neutrões. Nesse caso uma forma de tentarmos diferenciar entre uma estrela de neutrões e um buraco negro é através da determinação da massa do objecto compacto invisível. Se a massa for superior a três massas solares então teremos um forte candidato a buraco negro. E passamos assim ao próximo tópico: Como se pode determinar a massa de um buraco negro estelar?