BURACO NEGRO

O limite de um buraco negro, o horizonte de eventos, � formado pelas trajet�rias, no espa�o-tempo, dos raios de luz que n�o conseguem se afastar dele, flutuando para sempre em sua margem. O processo � semelhante � fuga da pol�cia, quando conseguimos manter alguns passos de vantagem sem sermos capazes de escapar de sua persegui��o! As trajet�rias destes raios de luz n�o podem jamais aproximar-se umas das outras. Se o fizerem, entram eventualmente em colis�o. Seria como chocar-se com algu�m que tamb�m fugisse da pol�cia, em dire��o oposta: seriam ambos presos! (Ou, no nosso caso, cairiam ambos no buraco negro.) Mas, se estes raios de luz fossem tragados pelo buraco negro, n�o poderiam estar em sua periferia. Assim, as trajet�rias dos raios de luz no horizonte de eventos teriam que cumprir sempre rotas paralelas, ou que os afastassem uns dos outros. Uma abordagem alternativa � que o horizonte de eventos, limite do buraco negro, comporta-se como a orla de uma sombra a sombra de um julgamento amea�ador. Ou se olharmos para a distribui��o da sombra por uma fonte a grande dist�ncia, tal como o Sol, ver-se-� que os raios de luz da beira n�o est�o se aproximando uns dos outros.

Se os raios de luz que formam o horizonte de eventos, limita��o do buraco negro, jamais se aproximam uns dos outros, sua �rea pode permanecer a mesma, ou aumentar com o tempo, mas jamais poder� diminuir, porque isto significaria que pelo menos alguns raios de luz da periferia teriam se aproximado uns dos outros. De fato, a �rea aumentaria sempre que mat�ria ou radia��o ca�sse no buraco negro. Se dois buracos negros colidissem e se fundissem num �nico, a �rea do horizonte de eventos do buraco negro final seria igual ou maior do que a soma das �reas dos horizontes de eventos dos buracos negros originais. Esta propriedade de n�o decr�scimo da �rea do horizonte de eventos apresenta uma importante restri��o no poss�vel comportamento do buraco negro.

O comportamento de n�o decr�scimo da �rea de um buraco negro seria muito semelhante ao de uma quantidade f�sica, chamada entropia, que mede o grau de desordem de um sistema. Faz parte da experi�ncia cotidiana o conhecimento de que a desordem tende a aumentar se as coisas s�o deixadas ao acaso. (Basta n�o se fazer pequenos reparos numa casa para se comprovar esta afirma��o!) Pode-se criar a ordem na desordem (por exemplo, pode-se pintar a casa), mas isto requer desgaste de esfor�o ou energia e a conseq�ente diminui��o da quantidade de energia ordenada dispon�vel.

Uma afirma��o adequada acerca desta id�ia � conhecida como a segunda lei da termodin�mica, que estabelece que a entropia de um sistema isolado sempre aumenta e que, quando dois sistemas s�o somados, a entropia do sistema combinado � maior do que a soma das entropias dos sistemas originais. Por exemplo, considere-se um sistema de mol�culas de g�s dentro de uma caixa. As mol�culas podem ser visualizadas como pequenas bolas de bilhar colidindo continuamente entre si e ressaltando das paredes da caixa. Quanto mais elevada a temperatura do g�s, mais rapidamente se mover�o as mol�culas; portanto, mais freq�ente e fortemente colidir�o com as paredes da caixa e maior ser� a press�o para fora que exercer�o sobre as paredes. Suponha-se que inicialmente as mol�culas estejam todas confinadas no lado esquerdo da caixa, por uma divis�ria. Se este obst�culo for removido, as mol�culas tender�o a se espalhar e a ocupar as duas metades da caixa. Em algum momento mais tarde elas poder�o, por acaso, estar todas no lado direito, ou de volta ao lado esquerdo, mas � bastante mais prov�vel que haver� simplesmente um n�mero igual nas duas metades. Este estado � menos ordenado, ou mais desordenado, do que o estado original, em que todas as mol�culas se encontravam em uma metade. Diz-se, portanto, que a entropia do g�s subiu. Similarmente, suponha-se que tenhamos duas caixas contendo mol�culas, uma de oxig�nio e a outra de nitrog�nio. Se juntarmos as caixas e removermos a parede divis�ria, as mol�culas de oxig�nio e de nitrog�nio come�ar�o a se misturar. Algum tempo depois o estado mais prov�vel ser� uma mistura bastante uniforme, de mol�culas de oxig�nio e de nitrog�nio, espalhadas pelas duas caixas. Tal estado seria menos ordenado, e conseq�entemente teria maior entropia, do que o estado inicial das duas caixas separadas.

A segunda lei da termodin�mica tem um status bastante diferente do de outras leis cient�ficas,tal como a lei de Newton sobre a gravidade, por exemplo, porque ela n�o se aplica a todos os casos, mas apenas � grande maioria deles. A probabilidade de todas as mol�culas de g�s na primeira caixa se encontrarem em uma metade da caixa num tempo posterior � uma em muitos trilh�es, mas pode acontecer. Entretanto, se se tem um buraco negro por perto, parece existir uma maneira mais f�cil de violar a segunda lei: basta atirar qualquer mat�ria com alguma entropia, tal como uma caixa com g�s, para centro do buraco negro. Toda a entropia da mat�ria do lado de fora dele cairia em seu interior. Pode-se, naturalmente, ainda afirmar que toda a entropia, incluindo aquela de dentro do buraco negro, n�o caiu mas, dado que n�o h� jeito de se olhar para dentro do buraco negro, n�o se pode ver quanta entropia tem a mat�ria ali contida. Seria interessante, ent�o, se houvesse alguma caracter�stica do buraco negro pela qual observadores, fora dele, pudessem avaliar sua entropia, que aumentaria sempre que alguma mat�ria carregada de entropia ca�sse. Acompanhando a descoberta, descrita acima, de que a �rea do horizonte de eventos aumenta sempre que a mat�ria cai dentro de um buraco negro, um estudante pesquisador de Princeton, chamado Jacob Bekenstein, sugeriu que a �rea do horizonte de eventos fosse uma medida de entropia do buraco negro. � medida que a mat�ria contendo entropia ca�sse no buraco negro, a �rea do seu horizonte de eventos aumentaria, de tal forma que a soma da entropia da mat�ria de fora dos buracos negros e a �rea dos horizontes jamais diminuiria.

Esta sugest�o parece prevenir a viola��o da segunda lei da termodin�mica na maioria das situa��es. Entretanto, houve uma falha fatal. Se um buraco negro tem entropia, deve, ent�o, ter tamb�m temperatura. Mas um corpo com determinada temperatura deve emitir radia��o a determinada raz�o. � do conhecimento popular que, se aquecermos uma agulha de pirogravura ao fogo, ela se tornar� vermelha e quente e emitir� radia��es; mas corpos com temperaturas mais baixas tamb�m emitem radia��es; simplesmente elas n�o s�o percebidas em circunst�ncias normais, porque sua quantidade � bastante pequena. Tal radia��o � necess�ria a fim de evitar a viola��o da segunda lei. Assim, os buracos negros devem emitir radia��o. Mas, por sua pr�pria defini��o, s�o corpos supostamente n�o emissores de coisa alguma. Parece, portanto, que a �rea do horizonte de eventos de um buraco negro n�o pode ser considerada como sua entropia. Embora existam muitas semelhan�as entre a entropia e a �rea do horizonte de eventos, existe tamb�m esta aparentemente fatal dificuldade. De acordo com o princ�pio da incerteza da mec�nica qu�ntica, buracos negros rotativos deveriam criar e emitir part�culas. Entretanto, verificou-se, que mesmo os buracos n�o rotativos devem, aparentemente, criar e emitir part�culas numa raz�o constante. O que finalmente convenceu que a emiss�o era real, foi que o espectro das part�culas emitidas era exatamente o que teria sido emitido por um corpo aquecido, e que o buraco negro estava emitindo part�culas exatamente na raz�o. Desde ent�o os c�lculos t�m sido repetidos sob in�meras formas diferentes por outras pessoas. Todas confirmam que um buraco negro deve emitir part�culas e radia��o, como se fosse um corpo aquecido e cuja temperatura depende apenas de sua massa; quanto maior ela for, mais baixa ser� a temperatura.

Como � poss�vel que um buraco negro pare�a emitir part�culas, quando se sabe que nada pode escapar dos limites de seu horizonte de eventos? A resposta, dada pela teoria qu�ntica, � que as part�culas n�o v�m de dentro do buraco negro, mas do espa�o �vazio� exatamente al�m do seu horizonte de eventos! Pode-se compreender o fato da seguinte maneira: o que pensamos que � um espa�o �vazio� pode n�o ser completamente vazio, porque isto implicaria que todos os campos, tais como o gravitacional e o eletromagn�tico, teriam que ser exatamente zero. Entretanto, o valor �de um campo e sua taxa de troca com o tempo s�o semelhantes � posi��o e velocidade de uma part�cula: o princ�pio da incerteza implica que quanto mais precisamente se conhece uma destas quantidades, menos precisamente se pode conhecer a outra. Assim, no espa�o vazio, o campo n�o pode ser fixado em exatamente zero, ou haveria tanto um valor preciso (zero) quanto uma raz�o de troca precisa (tamb�m zero). � necess�rio haver uma certa quantidade m�nima de incerteza, ou flutua��es qu�nticas, no valor do campo. Pode-se pensar nestas flutua��es como pares de part�culas de luz ou gravidade, que aparecem juntas em algum momento, se separam, depois se re�nem novamente e se aniquilam uma � outra. Tais part�culas s�o virtuais como as que carregam a for�a gravitacional do Sol: diferentes das part�culas reais, elas n�o podem ser observadas diretamente atrav�s de um detetor de part�culas. Entretanto, seus efeitos indiretos, tais como pequenas mudan�as na energia de el�trons nas �rbitas dos �tomos, podem ser medidos e comprovar previs�es te�ricas com not�vel grau de precis�o. O princ�pio da incerteza tamb�m prev� a exist�ncia de pares virtuais semelhantes de part�culas de mat�ria, como el�trons ou quarks. Neste caso, entretanto, um elemento do par ser� a part�cula e o outro a antipart�cula (as antipart�culas da luz e da gravidade s�o as mesmas das part�culas).

Uma vez que a energia n�o pode ser criada do nada, num par composto por part�cula e antipart�cula, um dos elementos ter� energia positiva e o outro negativa. O que tiver energia negativa est� condenado a ser uma part�cula virtual de vida curta porque as part�culas reais sempre apresentam energia positiva em situa��es normais. Deve, portanto, procurar seu par e se anular com ele. Entretanto, uma part�cula real, pr�xima de um corpo maci�o, tem menos energia do que se estivesse afastada dele, porque gastaria energia para sustent�-lo contra sua pr�pria atra��o gravitacional. Normalmente a energia da part�cula � sempre positiva, mas o campo gravitacional dentro de um buraco negro � t�o forte, que mesmo uma part�cula real pode apresentar energia negativa dentro dele. �, portanto, poss�vel, na presen�a de um buraco negro, que a part�cula virtual com energia negativa, caia dentro dele e se tome uma part�cula ou antipart�cula real. Neste caso j� n�o precisar� mais se anular com seu par, que, abandonado, pode, da mesma forma, cair dentro do buraco negro, ou, tendo energia positiva, escapar de sua vizinhan�a como uma part�cula ou antipart�cula real Um observador a dist�ncia pode pensar que ela foi emitida de dentro do buraco negro. Quanto menor o buraco negro, menor a dist�ncia que a part�cula com energia negativa ter� que percorrer at� se transformar numa part�cula real e, ent�o, maior ser� a raz�o de emiss�o e a temperatura aparente do buraco negro.

A energia positiva de uma radia��o para fora ser� equilibrada por um fluxo de part�culas de energia negativa para dentro do buraco negro. Segundo a equa��o de Einstein E = mc2 (onde E significa energia, m massa e c a velocidade da luz), a energia � proporcional � massa. Um fluxo de energia negativa para dentro do buraco negro, portanto, reduz sua massa. � medida que o buraco negro perde massa, a �rea de seu horizonte de eventos diminui, mas este decr�scimo na sua entropia � mais do que compensado pela entropia da radia��o emitida, de forma que a segunda lei n�o � nunca violada.

Al�m disso, quanto menor a massa do buraco negro, mais elevada sua temperatura. Assim, � medida que ele perde massa, sua temperatura e raz�o de emiss�o aumentam, e, portanto, ele perde massa mais rapidamente. N�o se sabe o que acontece quando a massa de um buraco negro eventualmente se torna muito pequena, mas o mais racional a se pensar � que ele desapare�a completamente numa tremenda queima final de emiss�o, equivalente � explos�o de milh�es de bombas H.

Um buraco negro com massa equivalente a poucas vezes a do Sol teria temperatura de apenas um d�cimo milion�simo de grau acima do zero absoluto. Isto � muito menos do que a temperatura da radia��o de microonda que enche o universo e, portanto, este buraco negro emitiria menos ainda do que absorveria. Se o universo est� destinado a se expandir para sempre, a temperatura da radia��o da microonda diminuir� eventualmente a grau inferior ao deste buraco negro, que come�ar� ent�o a perder massa. Mas, mesmo assim, sua temperatura ser� t�o baixa que necessitar� de aproximadamente um milh�o de milh�o de milh�o de milh�o de milh�o de milh�o de milh�o de milh�o de milh�o de milh�o de milh�o de anos (1 segundo de sessenta e seis zeros) para evaporar completamente. Esta quantidade de anos � muito mais do que a idade do universo, que � apenas de dez ou vinte bilh�es de anos. Por outro lado devem existir buracos negros primordiais com massa muito menor, formados pelo colapso de irregularidades nos est�gios iniciais do universo. Tais buracos negros teriam uma temperatura muito mais elevada e emitiriam radia��es a raz�o muito maior. Um buraco negro primordial com massa inicial de 1 bilh�o de toneladas teria um tempo de vida aproximadamente igual � idade do universo. Buracos negros primordiais com massas iniciais inferiores a esta j� teriam se evaporado completamente; mas aqueles com massas um pouco maiores ainda estariam emitindo radia��es sob a forma de raios X e raios gama, que s�o como ondas de luz, com comprimento de onda muito menor. Estes buracos dificilmente merecem o ep�teto de negro: eles s�o, na verdade, brancos, quentes, e est�o emitindo energia a taxas de aproximadamente 10.000 mega watts.

Um buraco negro assim moveria dez grandes esta��es el�tricas, se pud�ssemos utilizar sua pot�ncia, o que se prova, entretanto, bastante dif�cil: o buraco negro teria a massa de uma montanha comprimida em menos do que um trilion�simo de uma polegada, o tamanho do n�cleo de um �tomo! Se tiv�ssemos um destes buracos na superf�cie da Terra, n�o haveria forma de impedir sua queda at� o centro da Terra. Ele oscilaria para baixo e para cima at� eventualmente se estabelecer no centro. Assim, o �nico lugar para colocar tal buraco negro, de forma a se utilizar a energia que ele emite, seria numa �rbita em torno da Terra; e a �nica maneira pela qual se poderia conseguir fazer com que ele girasse em volta da Terra seria atra�-lo para esta �rbita rebocando uma grande massa para sua frente, exatamente como uma cenoura na frente de um burro, o que n�o soa como uma proposta muito pr�tica, pelo menos n�o no futuro imediato.

Mas, mesmo que n�o possamos aproveitar a emiss�o destes buracos negros primordiais, quais s�o nossas chances de observ�-los? Podemos procurar os raios gama que os buracos negros primordiais emitem durante a maior parte de seu tempo de vida. Ainda que a radia��o da maioria fosse muito fraca, devido a este afastamento, o total das radia��es de todos eles poderia ser detetado. Observemos essa radia��o gama de fundo. Pode-se dizer que as observa��es da radia��o de fundo n�o prov�em qualquer evid�ncia positiva para os buracos negros primordiais, mas ela nos informa que, em m�dia, n�o poder� haver mais do que trezentos em cada ano-luz c�bico no universo. Este limite significa que os buracos negros primordiais podem compor no m�ximo um milion�simo da mat�ria no universo.

Sendo os buracos negros primordiais t�o raros, pode parecer estranho que houvesse algum pr�ximo o suficiente para que pud�ssemos observ�-lo como uma fonte particular de raios gama. Mas, uma vez que a gravidade puxa os buracos negros primordiais na dire��o de qualquer mat�ria, eles devem ser muito mais comuns nas gal�xias e em torno delas. Assim, ainda que a radia��o gama de fundo nos informe que n�o pode haver mais do que trezentos buracos negros primordiais em m�dia por ano-luz c�bico, n�o nos diz nada sobre o qu�o comuns eles podem estar em nossa gal�xia. Se eles fossem, digamos, um milh�o de vezes mais comuns do que isto, ent�o o mais pr�ximo de n�s estaria provavelmente a uma dist�ncia de cerca de 1 bilh�o de quil�metros, ou t�o longe quanto Plut�o, o planeta conhecido mais afastado. A esta dist�ncia ainda seria muito dif�cil detetar a emiss�o constante de um buraco negro, mesmo que ela fosse da ordem de 10.000 mega watts. A fim de observar um buraco negro primordial seria necess�rio detetar muitos raios gama qu�nticos vindos da mesma dire��o dentro de um razo�vel espa�o de tempo, tal tomo uma semana. Do contr�rio, eles poderiam ser simplesmente parte da radia��o de fundo. Mas o princ�pio de Planck determina que cada raio gama qu�ntico tenha energia muito elevada devido � sua alta freq��ncia e, portanto, n�o precisaria de muitos quanta para irradiar mesmo 10.000 mega watts. E para observar estes poucos, vindos de uma dist�ncia equivalente � de Plut�o, seria necess�rio um detetor de raios gama muito maior do que qualquer um j� constru�do at� ent�o. Al�m disso, o detetor teria que estar no espa�o, porque os raios gama n�o penetram a atmosfera.

Naturalmente, se um buraco negro t�o pr�ximo quanto Plut�o completasse seu ciclo de vida e entrasse em colapso, seria f�cil detetar a explos�o final de sua emiss�o. Mas se o buraco negro viesse emitindo durante os �ltimos dez ou vinte bilh�es de anos, a probabilidade de alcan�ar o final de sua vida dentro dos pr�ximos poucos anos, ao inv�s de muitos milh�es de anos no passado ou futuro, ser� realmente muito pequena! Ent�o, a fim de se ter uma oportunidade razo�vel de ver uma explos�o antes que a pesquisa chegasse a termo, ter-se-ia que encontrar um meio de detetar quaisquer explos�es dentro de uma dist�ncia de aproximadamente um ano-luz. Ainda permaneceria o problema da necessidade de um grande detetor para observar muitos raios gama qu�nticos da explos�o. Entretanto, neste caso, n�o seria necess�rio determinar que todos os quanta viessem da mesma dire��o: bastaria observar que eles todos chegaram dentro de um intervalo muito pequeno de tempo, para se ter razo�vel confian�a de que viriam todos da mesma explos�o.

Um detetor de raios gama capaz de focalizar buracos negros primordiais � a atmosfera da Terra em seu todo. (Somos, de qualquer jeito, incapazes de construir um detetor t�o grande!) Quando um quantum de radia��o gama de elevada energia se choca com os �tomos na nossa atmosfera, ele cria pares de el�trons e p�sitrons (antiel�trons). Quando estes se chocam com outros �tomos, por sua vez, criam mais pares de el�trons e p�sitrons e assim se obt�m o que se chama de tempestade eletr�nica. O resultado � uma forma de luz chamada radia��o Cerenkov. Pode-se, portanto, detetar explos�es de raios gama observando o c�u � noite, procurando lampejos de luz. Naturalmente existem in�meros outros fen�menos, tais como rel�mpagos e reflexos da luz do Sol sobre sat�lites rotativos e escombros girando, que tamb�m podem produzir lampejos no c�u. Pode-se distinguir as explos�es dos raios gama destes efeitos atrav�s da observa��o dos lampejos simultaneamente em dois ou mais lugares muito amplamente separados. Uma pesquisa como esta foi efetuada por dois cientistas de Dublin, Neil Porter e Trevor Weekes, usando telesc�pios no Arizona. Encontraram in�meros lampejos mas nenhum que pudesse ser definitivamente considerado explos�o de raios gama de buracos negros primordiais.

Mesmo que a procura de buracos negros primordiais se mostre in�til, como parece que pode acontecer, ainda assim nos dar� informa��es importantes acerca dos prim�rdios do universo. Se este in�cio tiver sido ca�tico ou irregular, ou se a press�o da mat�ria tiver sido baixa, poder-se-� esperar que tenham sido produzidos muito mais buracos negros do que o limite j� estabelecido por nossas observa��es da radia��o gama de fundo. Apenas se o universo primordial era muito liso e uniforme, com alta press�o, seria poss�vel explicar a aus�ncia de uma quantidade observ�vel de buracos negros primordiais.

A id�ia da radia��o dos buracos negros foi o primeiro exemplo de uma previs�o que depende, de maneira essencial, das duas grandes teorias deste s�culo, a relatividade geral e a mec�nica qu�ntica.

Mas, ainda que n�o tenhamos conseguido encontrar um buraco negro primordial, existe concord�ncia geral significativa quanto ao fato de que, se o encontrarmos, ele dever� estar emitindo uma determinada quantidade de raios gama e raios X.

A exist�ncia da radia��o dos buracos negros parece significar que o colapso gravitacional n�o � t�o final e irrevers�vel como pens�vamos. Se um astronauta cair num buraco negro, sua massa aumentar�, mas eventualmente a energia correspondente a esta massa extra voltar� ao universo sob a forma de radia��o. Ent�o, num certo sentido, o astronauta ser� �reciclado�. Seria um triste tipo de imortalidade, entretanto, porque qualquer conceito particular de tempo para o astronauta j� teria certamente chegado ao fim quando ele fosse destru�do dentro do buraco negro! Mesmo os tipos de part�culas que forem eventualmente emitidos pelo buraco negro seriam em geral diferentes daqueles que teriam composto o astronauta: a �nica caracter�stica do astronauta que sobreviveria seria sua massa ou energia.

O resultado mais adequado parece ser que o buraco negro ir� apenas desaparecer, pelo menos da nossa regi�o do universo, levando com ele o astronauta e qualquer singularidade que possa conter, se � que existe alguma. Esta foi a primeira indica��o de que a mec�nica qu�ntica podia remover as singularidades previstas pela relatividade geral.

Tipos de Buracos Negros:

Os Buraco Negros s�o considerados entidades f�sicas relativamente simples pelo fato de podermos descrev�-los e classific�-los conhecendo somente tr�s caracteristicas suas: massa, momentum angular (medida da sua rota��o) e carga el�trica. De acordo com a massa, podemos classificar os buracos negros em dois tipos principais:

Buracos Negros Estelares: originados a partir da evolu��o de estrelas massivas e portanto com massa da ordem das massas estelares. Buracos negros Supermassivos: encontrados nos centros das gal�xias, com massas de milh�es a um bilh�o de vezes a massa solar, provavelmente formados quando o Universo era bem mais jovem a partir do colapso de gigantescas nuvens de g�s ou de aglomerados com milh�es de estrelas.

Evid�ncias Observacionais de Buracos Negros:

Evid�ncias da presen�a de discos de g�s em rota��o nos n�cleos ativos t�m sido encontradas em diferentes bandas espectrais e a diferentes dist�ncias ao buraco negro. Podemos citar, em ordem crescente de dist�ncia:

Em raios-X (observa��es por sat�lite) tem sido observada a linha de emiss�o Ka do Fe em 6.4eV, com duplo pico, indicando velocidades de rota��o da ordem de 100 000 km/s, que se originaria na parte interna do disco de acres��o, entre 6 e 20 RSch; Na faixa �tica do espectro, observam-se linhas de recombina��o do Hidrog�nio tamb�m com duplo pico, correspondendo a velocidades de rota��o de 10 000 km/s, que seriam formadas entre 102 e 104 RSch;

Na gal�xia ativa NGC 4258, resolveu-se com interferometria r�dio (VLBA) nuvens individuais emissoras de megamasers de H2O, a dist�ncias entre 0.13 e 0.26 parsecs (104 - 106 RSch), movendo-se a velocidades da ordem de 1000 km/s. Esta observa��o constitui-se numa evid�ncia mais forte da presen�a de um buraco negro central porque n�o � somente cinem�tica, como as acima (onde somente se observa o perfil de velocidades mas n�o se resolve espacialmente a regi�o emissora), permitindo separar espacialmente as diferentes nuvens em rota��o. Entretanto, somente em outros 3 casos foram encontrados resultados semelhantes ao desta gal�xia; Discos de g�s observados no �tico pelo telesc�pio espacial Hubble, que t�m dimens�es t�picas de 100 pc; nos casos em que foi poss�vel medir a cinem�tica destes discos, a mesma � consistente com movimento Kepleriano em torno de uma grande concentra��o central de massa. Um exemplo � o famoso caso de M87.

M87 � uma gal�xia el�ptica gigante no centro do aglomerado de Virgo. Ela � uma r�dio-gal�xia que possui um jato de g�s ionizado (plasma) partindo do n�cleo com velocidades relativ�sticas e que emite radia��o sincrotr�nica (radia��o gerada por el�trons relativ�siticos espiralando em torno de linhas de campo magn�tico).

Uma imagem obtida com o telesc�pio espacial Hubble atrav�s de um filtro centrado na linha de emiss�o Ha mostra uma espiral de g�s em torno do n�cleo. Esta imagem � apresentada na figura abaixo.

Evid�ncias Observacionais:

Um par de observa��es realizadas nesta �ltima d�cada do s�culo 20 parecem apoiar o cen�rio acima. Uma delas consistiu na observa��o de um flare numa imagem ultravioleta da gal�xia NGC4552 (Renzini et al. 1995), que foi encontrado comparando duas imagens obtidas com o telesc�pio espacial, uma das quais apresentava um n�cleo muito mais brilhante do que a outra. A interpreta��o proposta pelos autores do trabalho foi justamente a captura de uma estrela por um BN central quiescente dando origem a um disco de acres��o luminoso no ultravioleta.

A outra observa��o que sugere uma captura estelar mostra um perfil de duplo pico transiente nas linhas de Balmer do espectro nuclear da gal�xia NGC 1097.