como funciona a radiação hawking, e como os buracos negros evaporam?
como funciona a radiação hawking, e como os buracos negros evaporam?
leitura de 4 a 5 minutos
introdução: como buracos negros evaporam? como funciona a radiação hawking funciona? bom nesse post vamos aprender tudo sobre essa teoria incrível criada por Stephen Hawking.
Radiação Hawking é, em física, a radiação térmica que se acredita ser emitida por buracos negros devido a efeitos quânticos. Ela leva o nome do cientista inglês Stephen Hawking, que elaborou os argumentos teóricos de sua existência em 1974. Como a radiação Hawking permite aos buracos negros perder massa, supõe-se que os buracos negros que perdem mais matéria do que ganham por outros meios, venham a evaporar, encolher, e finalmente desaparecer.
Buracos negros são locais de grande atração gravitacional em torno do qual matéria é arrastada. Classicamente, a gravidade é tão forte que nada, nem sequer radiação (como é o caso da luz, onda eletromagnética) pode escapar de um buraco negro. Ainda não se sabe como a gravidade pode ser incorporada à mecânica quântica, no entanto, longe do buraco negro, seus efeitos gravitacionais podem ser fracos o suficiente para que possam ser realizados confiáveis cálculos no âmbito da teoria quântica de campo em curvas de espaço-tempo.
Hawking mostrou que efeitos quânticos permitem aos buracos negros emitir radiações exatamente como um corpo negro (a média da radiação térmica emitida por uma fonte idealizada), cuja temperatura está inversamente relacionada à massa do buraco negro.
Os miniburacos negros são previstos atualmente pela teoria como sendo, proporcionalmente, emissores de radiação mais poderosos do que buracos negros maiores, e diminuir e evaporar mais rapidamente.
A descoberta de Hawking foi o primeiro vislumbre convincente sobre a gravidade quântica. Entretanto, a existência da radiação Hawking continua controversa.
A radiação
Esta radiação foi prevista a partir de considerações teóricas tanto da teoria da Relatividade Geral quanto da Termodinâmica Clássica. A linha de raciocínio original foi traçada por um cientista israelense chamado Jacob Bekenstein, que tinha sugerido que os buracos negros poderiam ter uma entropia bem definida, o que, por sua vez, sugeriria que eles teriam também uma temperatura igualmente bem definida. Por mérito desta previsão, a radiação de Hawking é, às vezes, chamada de radiação de Bekestein-Hawking.
Isso, obviamente, leva à suposição que os buracos negros poderiam emitir radiação: em primeira aproximação, a potência emitida dada pela lei de Stefan-Boltzmann e os detalhes da distribuição espectral dados pela lei de Wien, assumindo um comportamento de corpo negro.
O que Stephen Hawking fez foi, depois de relutar um pouco em aceitar esse conceito, tentar descobrir como um buraco negro poderia emitir radiação.
Uma das consequências do Princípio da Incerteza de Heisenberg são as flutuações quânticas de vácuo. Estas consistem na produção, durante brevíssimos instantes, de pares de partículas e antipartículas a partir do vácuo. Tais pares se desintegram rapidamente entre si, anulando a energia necessária para sua formação, contribuindo assim para a energia do ponto zero.
No entanto, no limite da fronteira geométrica chamada horizonte de eventos, a probabilidade de que um dos membros do par se forme no interior, e o outro no exterior não é nula, portanto, um dos componentes do par poderia escapar do buraco negro. Este fenômeno tem por resultante uma emissão efetiva de radiação por parte do buraco negro, e a sua consequente diminuição de massa.
Tais partículas geralmente somem no espaço tão logo são formadas, de modo extremamente rápido. Entretanto, o que Hawking postulou foi de que no horizonte de eventos, a antipartícula cai para o buraco negro, por apresentar energia negativa e a partícula sai, por apresentar energia positiva. Essas que conseguem sair constituem a chamada radiação de Hawking.
Cabe mencionar que a diminuição de massa do buraco negro por radiação de Hawking seria unicamente perceptível em escalas de tempo compatíveis com a idade do Universo, e somente para os buracos negros de tamanho microscópico remanescentes, talvez, da época imediatamente posterior ao Big Bang.
Conclusão
Uma compreensão básica do processo pode ser conseguida ao se imaginar que a radiação do par partícula-antipartícula é emitida na superfície do horizonte de eventos. Esta radiação não vem diretamente do buraco negro em si, mas, antes, é o resultado de partículas virtuais sendo "induzidas" pela gravidade do buraco negro a se tornar reais.
Numa visão mais precisa, mas ainda muito simplificada do processo, flutuações quânticas de vácuo causam um par de partícula-antipartícula a aparecer próximo ao horizonte de eventos de um buraco negro. Uma do par cai no buraco negro, enquanto a outra escapa. A fim de preservar o total de energia, a partícula que caiu no buraco negro assume uma energia negativa (em relação a um observador fora do buraco negro). Através deste processo o buraco negro perde massa, bem como, a um observador externo, parece que o buraco negro acaba de emitir uma partícula.
Uma diferença importante entre a radiação de buraco negro como calculada por Hawking e a radiação térmica emitida a partir de um corpo negro é que, esta última é de natureza estatística, e só a sua média convém ao que é conhecido como a Lei de Planck da Radiação , enquanto a primeira satisfaz esta lei exatamente. Assim, a radiação térmica contém informações sobre o corpo que a emitiu, enquanto a radiação Hawking parece não conter esse tipo de informação, e depende apenas de massa, momentum angular e carga do buraco negro. Isto leva ao Paradoxo da informação em buracos negros.
No entanto, de acordo com a Teoria de gauge (gauge-gravity duality), também conhecida como correspondência AdS/CFT, buracos negros, em certos casos (e talvez no geral) são equivalentes às soluções da Teoria quântica de campos em uma temperatura diferente de zero. Isso significa que nenhuma perda de informação é esperada em buracos negros (uma vez que não existe essa perda na teoria quântica de campo), e a radiação emitida por um buraco negro é provavelmente uma radiação térmica comum. Se isso for correto, então os cálculos originais de Hawking devem ser corrigidos, embora não se saiba como (ver exemplos abaixo).
Exemplos:
- a) Um buraco negro de 1 massa solar (1,9891 x 1030 kg) tem uma temperatura de apenas 60 nanokelvin; nesse caso, tal buraco negro iria absorver muito mais radiação cósmica de fundo do que emite.
- b) Um buraco negro de 4,5 x 1022 kg (aproximadamente da massa da Lua), estaria em equilíbrio a 2,7 kelvins, absorvendo tanta radiação quanto emite.
- c) O ainda menor Buraco negro primordial emitiria mais energia (térmica) do que absorve, e assim perderia massa.
Stephen Hawking (1942-2018) foi um cientista, professor e autor de diversos livros sobre Cosmologia. Seus estudos sobre buracos negros lhe renderam notoriedade e reconhecimento.
Contribuiu significativamente para a ampliação do conhecimento da criação, evolução e estrutura atual do universo.
Além de suas pesquisas, a publicação de livros sobre ciências com uma linguagem mais acessível para o grande público, tornaram-no o astrofísico mais conhecido atualmente..
fim do post!
créditos:
introdução: adriel rhavick criador do blog
fontes:https://pt.wikipedia.org/wiki/Radia%C3%A7%C3%A3o_Hawking
"O maior inimigo do conhecimento não é a ignorância, é a ilusão do conhecimento." "Meu objetivo é simples: É um entendimento completo do universo, por que ele é como ele é e por que ele existe afinal." "Estamos em risco de nos destruir por conta de nossa cobiça e estupidez.
-Stephen hawking
Comentários
Postar um comentário