Buraco Negro?

Um buraco negro se origina quando a velocidade de escape de um corpo equivale à velocidade da luz. Um corpo com a massa do Sol e com um raio de 2,5 quilômetros. Os buracos negros são possíveis pontos finais na evolução de uma estrela: é interessante notar que, enquanto as estrelas são grandes fontes energéticas do Universo, os buracos negros constituem verdadeiros redemoinhos energéticos, pois suas atrações gravitacionais são incomensuráveis, podendo até atrair e desviar raios luminosos.

A formação dos corpos celestes, aos quais dá-se a denominação de buracos negros, é resultada a partir da perda do equilíbrio do núcleo das estrelas. Desta forma, uma grande compressão gravitacional é gerada, constituindo o fator responsável pelo esmagamento da matéria destes corpos celestes. Um grande desafio para a ciência reside no fato do total "desaparecimento" da matéria atraída pelos buracos negros. Tais corpos celestes possuem a maior atração gravitacional entre todos os corpos celestes encontrados no Universo. A atração gravitacional dos buracos negros é de tal magnitude que até os feixes luminosos incididos nas suas proximidades são obrigados à propagação curvilínea. Portanto, sabendo-se que os raios luminosos propagam-se em linha reta, os buracos negros são responsáveis pela "quebra" de uma das leis da Física que regem nosso Universo.

É importante lembrar que ainda não foi confirmada a existência de Buracos Negros.

As leis de Kepler

Alguns anos após a morte de Copérnico, o astrônomo dinamarquês, Tycho Brahe, começou a desenvolver um importante trabalho no sentido de obter medidas mais precisas das posições dos corpos celestes. Os dados colhidos por Tycho Brahe, cuidadosamente tabelados, constituíram a base do trabalho que foi desenvolvido, após sua morte, por seu discípulo, o astrônomo alemão Johannes Kepler. O trabalho de Kepler teve êxito, tendo descoberto as três leis do movimento dos planetas.
Primeira lei: Um planeta se move descrevendo uma órbita elíptica tendo o Sol como um dos focos.
Segunda lei: A linha que liga o Sol ao planeta varre áreas iguais em intervalos de tempo iguais.
Terceira lei: É constante para todos os planetas a razão entre o tempo (T) que o planeta leva para dar uma volta completa em torno do Sol elevado ao quadrado e o raio médio (r) de sua órbita elevado ao cubo. T²/r³ = constante.
As leis de Kepler aplicam-se a quaisquer corpos que gravitem em órbita de uma grande massa central. Por isso, elas são aplicáveis não apenas ao nosso Sistema Solar, como também a outros sistemas do Universo. Elas podem ser também ser aplicadas, por exemplo, para um satélite que gravite em órbita de um planeta qualquer.

Relação Kepler e Copérnico

No começo de 1597, Kepler publicou seu primeiro livro, Perídromos dissertationum cosmographicarum continens mysterium cosmographicum de admirabili proportione orbium celestium de que causis coelorum numeri, magnitudinis, motuumque periodicorum genuinis et propiis, demonstratum per quinque regularia corpora geométrica, que o título abreviado era Mysterium Cosmographicum (Mistérios do Universo). Neste livro defendia o heliocentrismo de Copérnico, e propunha que o tamanho de cada órbita planetária é estabelecido por um sólido geométrico (poliedro) circunscrito à órbita anterior. Este modelo matemático poderia prever os tamanhos relativos das órbitas. Kepler enviou um exemplar para Tycho Brahe, que respondeu que existiam diferenças entre as previsões do modelo e suas medidas. Um exemplar enviado a Galileu, 8 anos mais velho que Kepler, fez este enviar uma pequena carta a Kepler agradecendo mas dizendo que ainda não havia lido, e dizendo que acreditava na teoria de Copérnico.

Gravitação Universal

Obviamente a Terra exerce uma atração sobre os objetos que estão sobre sua superfície. Newton se deu conta de que esta força se estendia até a Lua e produzia a aceleração centrípeta necessária para manter a Lua em órbita. O mesmo acontece com o Sol e os planetas. Então Newton levantou a hipótese da existência de uma força de atração universal entre os corpos em qualquer parte do Universo.

A força centrípeta que o Sol exerce sobre um planeta de massa m, que se move com velocidade v à uma distância r do Sol, é dada por:
                                                       (F_c)

Assumindo neste instante uma órbita circular, que mais tarde será generalizada para qualquer tipo de órbita, o período P   do planeta é dado por:

Pela 3^a Lei de Kepler,

onde a constante k depende das unidades de P e r. Temos então que

Seja m a massa do planeta e M a massa do Sol. Substituindo-se esta velocidade na expressão da força centrípeta exercida pelo Sol (F_c) no planeta, a força pode então ser escrita como:

e, de acordo com a 3^a. lei de Newton, o planeta exerce uma força igual e contrária sobre o Sol. A força centrípeta exercida pelo planeta sobre o Sol, de massa M é dada por:

Newton deduziu então que:

Newton então concluiu que para que a atração universal seja correta, deve existir uma força atrativa entre pares de objetos em qualquer região do universo, e esta força deve ser proporcional a suas massas e inversamente proporcional ao quadrado de suas distâncias. A constante de proporcionalidade G depende das unidades das massas e da distância.