Durante o colapso gravitacional de uma estrela para formar um buraco negro, os movimentos seriam muito mais rápidos, pelo que a taxa de perda de energia seria muito mais elevada. Por conseguinte, não seria preciso muito tempo para atingir um estado de equilíbrio. Qual seria o aspecto desse estado final? Poderíamos supor que dependeria de todas as características complexas a partir das :, quais a estrela se formou: não só a sua massa e velocidade de rotação, mas também as diferentes densidades de várias partes da estrela e os complicados movimentos dos gases no seu interior. E, se os buracos negros fossem tão variados quanto os objectos que entraram em colapso para lhes dar origem, poderia ser muito difícil elaborar quaisquer prognósticos sobre buracos negros em geral.
Em 1967, contudo, o estudo dos buracos negros foi revolucionado por Werner Israel, cientista canadiano (nascido em Berlim, criado na África do Sul e doutorado na Irlanda). Israel mostrou que, de acordo com a relatividade geral, buracos negros sem rotação deviam ser muito simples: perfeitamente esféricos, o tamanho dependeria apenas das suas massas, e quaisquer dois buracos negros com a mesma massa seriam idênticos. Podiam, de facto, ser descritos por uma solução particular das equações de Einstein conhecida desde 1917 e descoberta por Karl Schwarzschild logo após a descoberta da relatividade geral. Ao princípio, muitos, incluindo o próprio Israel, argumentaram que, uma vez que os buracos negros tinham de ser perfeitamente esféricos, um buraco negro apenas poderia formar-se a partir do colapso de um objecto perfeitamente esférico. Qualquer estrela real, que nunca seria *perfeitamente* esférica, só podia, portanto, entrar em colapso para formar uma singularidade nua.
Havia, no entanto, uma interpretação diferente do resultado de Israel, que foi advogada por Penrose e John Wheeler, em particular. Argumentavam que os movimentos rápidos inerentes ao colapso de uma estrela significariam que as ondas gravitacionais que emitiria a tornariam cada vez mais esférica e, quando acabasse por atingir um estado estacionário, seria precisamente esférica. Segundo esta opinião, qualquer estrela não rotativa, por mais complicadas que fossem a sua forma e a sua estrutura interna, acabaria, depois do colapso gravitacional, num buraco :, negro perfeitamente esférico, cujo tamanho dependeria apenas da sua massa. Cálculos posteriores confirmaram esta opinião que depressa foi adoptada.
O resultado de Israel arrumava o caso de buracos negros formados apenas a partir de corpos não rotativos. Em 1963, o neozelandês Roy Kerr descobriu um conjunto de soluções das equações da relatividade geral que descreviam buracos negros com rotação. Estes buracos negros de Kerr rodam a uma velocidade constante, dependendo o seu tamanho e a sua forma apenas da sua massa e da velocidade de rotação. Se esta for nula, o buraco negro é perfeitamente redondo e a solução é idêntica à de Schwarzschild. Se for diferente de zero, o buraco negro é bojudo perto do seu equador (tal como a Terra ou o Sol, devido às suas rotações) e, quanto mais depressa rodar, mais bojudo se torna. Portanto, para alargar o resultado de Israel de modo a incluir corpos com rotação, conjecturou-se que qualquer corpo rotativo que entrasse em colapso para formar um buraco negro acabaria eventualmente por atingir um estado estacionário descrito pela solução de Kerr.
Em 1970, um colega e meu aluno de investigação em Cambridge, Brandon Carter, deu o primeiro passo para provar esta conjectura. Mostrou que, desde que um buraco negro com rotação estacionária tivesse um eixo de simetria, como o de um pião a girar, o seu tamanho e forma dependeriam apenas da sua massa e da velocidade de rotação. Depois, em 1971, eu provei que qualquer buraco negro estacionário com rotação teria realmente esse eixo de simetria. Finalmente, em 1973, David Robinson, do Kings College, em Londres, usou os resultados de Carter e os meus para mostrar que a conjectura estava correcta: um buraco negro com essas características tinha mesmo de ser a solução de Kerr. Portanto, depois do colapso gravitacional, um buraco negro devia fixar-se num estado em que podia :, rodar, mas não pulsar. Além disso, o seu tamanho e forma dependeriam apenas da sua massa e velocidade de rotação e não da natureza do corpo que entrou em colapso para lhe dar origem. O resultado tornou-se conhecido pela máxima: "Um buraco negro não tem cabeleira". O teorema "sem cabelo" é de grande importância prática, por restringir muito os tipos possíveis de buracos negros. Podemos, pois, elaborar modelos pormenorizados de objectos que podem conter buracos negros e comparar os prognósticos dos modelos com as observações. Significa também que uma grande quantidade de informação sobre o corpo que entrou em colapso deve ter-se perdido quando se formou um buraco negro, porque depois tudo 0 que pode medir-se é a massa do corpo e a velocidade de rotação. O significado disto será explicado no próximo capítulo.
Os buracos negros são apenas um de um pequeno número de casos na história da ciência em que uma teoria foi desenvolvida com todo o pormenor com um modelo matemático (6), antes de haver qualquer evidência a partir de observações, de que estava certa.
(6) A teoria dos buracos negros desenvolveu-se tanto e está de tal forma enraizada na relatividade geral que levou um certo cientista a concluir que "ou há buracos negros no espaço ou buracos na teoria da relatividade" (*N. do R.*).
Na realidade, este costumava ser o argumento principal dos que se opunham aos buracos negros: como é que podia acreditar-se em objectos de cuja existência a única prova eram cálculos baseados na duvidosa teoria da relatividade geral? Em 1963, porém, Maarten Schmidt, um astrónomo do Observatório de Palomar, na Califórnia, mediu o desvio para o vermelho de um ténue objecto parecido com uma estrela na direcção da fonte de ondas de rádio chamada 3C273 (ou seja, a fonte número 273 do terceiro catálogo de fontes de rádio de Cambridge). Descobriu que era demasiado :, grande para ser causado por um campo gravitacionaclass="underline" se se tratasse de um desvio gravitacional para o vermelho, o objecto teria de ser tão maciço e de estar tão próximo de nós que perturbaria as órbitas dos planetas do sistema solar. Isto sugeria que o desvio para o vermelho era então causado pela expansão do Universo, o que, por sua vez, significava que o objecto estava a uma distância muito grande. E, para ser visível a uma distância tão grande, o objecto tinha de ser muito brilhante, ou, por outras palavras, tinha de emitir uma enorme quantidade de energia. O único mecanismo em que se conseguiu pensar capaz de produzir tão grandes quantidades de energia parecia ser o colapso gravitacional não apenas de uma estrela mas de toda a região central de uma galáxia. Foram descobertos vários outros objectos "quase estelares" ou *quasares* todos com grandes desvios para o vermelho. Mas estão todos demasiado afastados e, portanto, são demasiado difíceis de observar, de modo a fornecerem provas conclusivas de buracos negros.