Disco de acreção são ferramentas cruciais para o nosso estudo dos buracos negros. Quase tudo o que aprendemos sobre os buracos negros aprendemos graças aos discos de acreção. Porquê? Uma coisa que tinha mudado a astronomia do solo foi quando as pessoas perceberam que havia mais para ver no universo do que o que os telescópios ópticos tinham até então permitido ver. Eles descobriram que a luz visível era apenas uma pequena fração de todo o espectro eletromagnético e que a informação viajava pelo Universo em muitos comprimentos de onda desde rádio, passando por microondas, infravermelho, óptico, ultravioleta, raio X, até raios gama. Desde então, tudo o que sabemos sobre o universo, aprendemos com a radiação electromagnética. Os buracos negros, porém, não produzem nenhuma radiação e isso os tornaria impossíveis de estudar se não tivessem discos de acreção ao seu redor. Esses discos são o que realmente observamos e do que inferimos propriedades de seus objetos gravitantes centrais.

Discos de acreção e acreção

Acreção é um processo de crescimento de um objeto maciço por atração gravitacional e coleta de material adicional. Tipicamente, isto acontece através de uma estrutura em forma de disco de material difuso ou gás que está em movimento orbital em torno do objecto de acreção central. Os discos de acreção são características ubíquas no universo e podem ser encontrados ao redor de estrelas menores ou restos estelares, em estrelas binárias próximas, nos centros de galáxias espirais, em quasares, eles se formam também em rajadas de raios gama.

Acreção pode ter muitas formas. Pode ser esférica, ou planar. Pode ser persistente ou episódica. O cenário usual para acreção é que o material flui de um objeto celestial para outro. Então existe uma direção preferencial dada pelo plano orbital dos dois corpos. O fluxo também mantém esse plano, mas não se estende diretamente de um objeto para o outro, já que tem algum momento angular do movimento orbital dos dois. Ele é empurrado um pouco para o lado pela força de Corriolis e forma um disco ao redor do objeto alvo.

Desta forma o material se acumula em um disco de acreção de giro denso orbitando um buraco negro, estrela ou outro objeto gravitante. A fricção entre camadas adjacentes faz com que o gás no disco aqueça à medida que a sua energia potencial é lentamente dissipada em calor. O gás também perde o momento angular, o que lhe permite aproximar-se do objecto central e orbitar mais rapidamente. O movimento mais rápido resulta em mais fricção e à medida que o gás fica muito quente, irradia energia. Depende da massa do objeto central que temperatura o disco pode atingir, a massa é a temperatura mais baixa que o disco tem. Os discos em torno de buracos negros de massa estelar têm temperaturas em torno de milhões de Kelvins e irradiam em raios X, os discos em torno de buracos negros supermassivos têm temperaturas em torno de milhares de Kelvins e irradiam em luz óptica ou ultravioleta.

Como imaginar um disco de acreção

Nós podemos imaginar um disco de acreção como um velho bom disco de gramofone. Surpreendentemente ele tem muitas características de um disco de acreção. Quando começamos a tocar o disco, posicionamos a agulha na borda externa do disco. É também aí que a matéria entra no disco de acreção – na sua periferia. A agulha que segue um sulco em espiral muito apertado enquanto a placa de vinil corre por baixo e a música está a ser tocada. Você pode ver a agulha a flutuar muito lentamente em direção ao centro da placa enquanto ela contorna a placa muitas vezes. O mesmo acontece com o disco de acreção. Uma partícula de matéria que tenha entrado no disco deve perder o seu momento angular. Enquanto o faz trocando-o com outras partículas ao redor, ele continua correndo muitas vezes ao longo de uma órbita Keplerian como um planeta ao redor do Sol.

O disco gramofone pode tocar por 45 minutos, ele leva semanas ou anos (dependendo do tamanho do disco) para derivar de fora para a sua borda interna. Uma vez terminado o disco e a agulha chegando ao fim da pista, a ranhura em espiral desenrola-se rapidamente, o que coloca a tónera-braço numa posição para parar. Nos discos de acreção de buracos negros, uma coisa semelhante acontece. Aqui, enfatizamos que devem ser discos de acreção em torno de buracos negros, porque este efeito é relativista e só se manifesta em um campo gravitacional suficientemente forte em torno de objetos compactos como buracos negros ou talvez estrelas de nêutrons. O que acontece é que num determinado raio, já bastante próximo do buraco negro central, partículas de matéria já não podem orbitar ao longo de trajectórias Keplerian circulares. Tais trajectórias deixam de ser estáveis devido a efeitos de relatividade geral e a partir desse momento, a partícula está numa espiral aberta em queda livre que a vai conduzir através do resto do caminho até ao horizonte de eventos dentro de poucas órbitas a uma velocidade próxima da velocidade da luz, onde termina o seu longo caminho.

A existência dessa característica especial no disco onde não existem trajectórias Keplerianas estáveis revela-se de um significado muito elevado. Como a matéria pode orbitar pacificamente no disco em qualquer lugar fora deste lugar especial, mas não dentro, isso significa que o disco acaba por ter ‘buraco’ em si mesmo. O tamanho deste buraco depende apenas das propriedades do buraco negro central (sua massa e rotação). Portanto, se conseguíssemos medir o tamanho do buraco, poderíamos inferir as propriedades do próprio buraco negro. Que emocionante! E, de fato, os astrônomos têm saído com uma mão cheia de idéias de como fazer exatamente isso.