Radiação Hawking - Hawking radiation

Relatividade geral
${\ displaystyle G _ {\ mu \ nu} + \ Lambda g _ {\ mu \ nu} = {8 \ pi G \ over c ^ {4}} T _ {\ mu \ nu}}$
Introdução História Formulação matemática Testes
Conceitos fundamentais Princípio de equivalência Relatividade especial Linha mundial Variedade pseudo-riemanniana
Fenômenos Problema Kepler Lente gravitacional Ondas gravitacionais Arrasto de quadro Efeito geodésico Horizonte de eventos Singularidade Buraco negro Espaço-tempo Diagramas de espaço-tempo Espaço-tempo de Minkowski Ponte Einstein-Rosen
Equações Formalismos Equações Gravidade linearizada Equações de campo de Einstein Friedmann Geodésica Mathisson – Papapetrou – Dixon Hamilton – Jacobi – Einstein Formalismos ADM BSSN Pós-newtoniana Teoria avançada Teoria de Kaluza-Klein Gravidade quântica
Soluções Schwarzschild ( interior ) Reissner – Nordström Gödel Kerr Kerr-Newman Kasner Lemaître – Tolman Taub-NUT Milne Robertson – Walker onda pp poeira van Stockum Weyl − Lewis − Papapetrou
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Hawking radiação é a radiação térmica que é teorizado para ser lançado fora de um buraco negro 's horizonte de eventos por causa dos efeitos quântica relativística. Recebeu o nome do físico Stephen Hawking , que desenvolveu um argumento teórico para sua existência em 1974. A radiação Hawking é um efeito puramente cinemático genérico para as geometrias Lorentzianas contendo horizontes de eventos ou horizontes aparentes locais.

A radiação Hawking reduz a massa e a energia rotacional dos buracos negros e, portanto, também é considerada a causa da evaporação dos buracos negros . Por causa disso, espera-se que os buracos negros que não ganham massa por outros meios encolham e, por fim, desapareçam. Para todos, exceto os menores buracos negros, isso aconteceria extremamente lentamente. A temperatura da radiação é inversamente proporcional à massa do buraco negro, portanto, prevê-se que os micro buracos negros sejam maiores emissores de radiação do que os buracos negros maiores e devem se dissipar mais rapidamente.

Visão geral

Os buracos negros são objetos astrofísicos de interesse principalmente por causa de seu tamanho compacto e imensa atração gravitacional . Eles foram inicialmente previsto por Einstein 1915 teoria do 's relatividade geral , antes evidências astrofísicos começaram a montar meio século mais tarde.

Um buraco negro pode se formar quando matéria e / ou energia suficiente é comprimida em um volume pequeno o suficiente para que a velocidade de escape seja maior do que a velocidade da luz. Nada pode viajar tão rápido, então nada dentro de uma distância, proporcional à massa do buraco negro, pode escapar além dessa distância. A região além da qual nem mesmo a luz pode escapar é o horizonte de eventos ; um observador fora dele não pode observar, se tornar ciente ou ser afetado por eventos dentro do horizonte de eventos. A essência de um buraco negro é seu horizonte de eventos, uma demarcação teórica entre os eventos e suas relações causais.

Imagem do espaço caindo em um buraco negro de Schwarzschild na velocidade de fuga newtoniana . Fora / dentro do horizonte (vermelho), a velocidade de queda é menor / maior que a velocidade da luz. No horizonte de eventos, a velocidade de queda é igual à velocidade da luz. Crédito: Andrew Hamilton, JILA

Alternativamente, usando um conjunto de coordenadas de queda na relatividade geral, pode-se conceituar o horizonte de eventos como a região além da qual o espaço está caindo mais rápido do que a velocidade da luz. (Embora nada possa viajar pelo espaço mais rápido do que a luz, o próprio espaço pode cair a qualquer velocidade.) Uma vez que a matéria está dentro do horizonte de eventos, toda a matéria dentro cai inexoravelmente em uma singularidade gravitacional , um lugar de curvatura infinita e tamanho zero, deixando atrás de um espaço-tempo distorcido desprovido de qualquer matéria. Um buraco negro clássico é puro espaço-tempo vazio , e o mais simples (sem rotação e sem carga) é caracterizado apenas por sua massa e horizonte de eventos.

Nosso conhecimento atual da física quântica pode ser usado para investigar o que pode acontecer na região ao redor do horizonte de eventos. Em 1974, o físico britânico Stephen Hawking usou a teoria do campo quântico no espaço - tempo curvo para mostrar que, em teoria, a força da gravidade no horizonte de eventos era forte o suficiente para fazer com que a radiação térmica fosse emitida e a energia "vazasse" para o universo mais amplo de um distância minúscula ao redor e fora do horizonte de eventos. Na verdade, essa energia agia como se o próprio buraco negro estivesse evaporando lentamente (embora na verdade viesse de fora).

Uma diferença importante entre a radiação do buraco negro calculada por Hawking e a radiação térmica emitida por um corpo negro é que a última é de natureza estatística, e apenas sua média satisfaz o que é conhecido como lei de Planck da radiação do corpo negro , enquanto a primeira se ajusta os dados melhor. Assim, a radiação térmica contém informações sobre o corpo que a emitiu, enquanto a radiação de Hawking parece não conter essas informações e depende apenas da massa , do momento angular e da carga do buraco negro (o teorema sem cabelo ). Isso leva ao paradoxo da informação do buraco negro .

No entanto, de acordo com a conjecturada dualidade calibre-gravidade (também conhecida como correspondência AdS / CFT ), os buracos negros em certos casos (e talvez em geral) são equivalentes a soluções da teoria quântica de campos a uma temperatura diferente de zero . Isso significa que nenhuma perda de informação é esperada em buracos negros (já que a teoria não permite tal perda) e a radiação emitida por um buraco negro é provavelmente a radiação térmica usual. Se isso estiver correto, o cálculo original de Hawking deve ser corrigido, embora não se saiba como (veja abaixo ).

Um buraco negro de uma massa solar ( M _☉ ) tem uma temperatura de apenas 60 nanokelvins (60 bilionésimos de um Kelvin ); na verdade, tal buraco negro absorveria muito mais radiação cósmica de fundo em micro-ondas do que emite. Um buraco negro de4,5 × 10 ²²  kg (cerca da massa da Lua , ou cerca de133  μm de diâmetro) estaria em equilíbrio a 2,7 K, absorvendo tanta radiação quanto emite.

Descoberta

A descoberta de Hawking ocorreu após uma visita a Moscou em 1973, onde os cientistas soviéticos Yakov Zel'dovich e Alexei Starobinsky o convenceram de que buracos negros em rotação deveriam criar e emitir partículas. Quando Hawking fez o cálculo, descobriu, para sua surpresa, que mesmo os buracos negros não rotativos produzem radiação. Em 1972, Jacob Bekenstein conjeturou que os buracos negros deveriam ter uma entropia, onde no mesmo ano, ele propôs nenhum teorema de cabelo . A descoberta e os resultados de Bekenstein são elogiados por Stephen Hawking, o que também o levou a pensar sobre a radiação devido a esse formalismo.

Processo de emissão

A radiação Hawking é exigida pelo efeito Unruh e o princípio de equivalência aplicado a horizontes de buracos negros. Perto do horizonte de eventos de um buraco negro, um observador local deve acelerar para não cair nele. Um observador em aceleração vê um banho térmico de partículas que saltam do horizonte de aceleração local, dão meia-volta e caem em queda livre. A condição de equilíbrio térmico local implica que a extensão consistente deste banho térmico local tem uma temperatura finita no infinito, o que implica que algumas dessas partículas emitidas pelo horizonte não são reabsorvidas e se tornam radiação Hawking de saída.

Um buraco negro de Schwarzschild tem uma métrica:

${\ displaystyle \ left (\ mathrm {d} s \ right) ^ {2} = - \ left (1 - {\ tfrac {2M} {r}} \ right) \, \ left (\ mathrm {d} t \ right) ^ {2} + {\ frac {1} {\ left (1 - {\ frac {2M} {r}} \ right)}} \, \ left (\ mathrm {d} r \ right) ^ {2} + r ^ {2} \, \ left (\ mathrm {d} \ Omega \ right) ^ {2} \,}$.

O buraco negro é o espaço-tempo de fundo para uma teoria quântica de campos.

A teoria de campo é definida por uma integral de caminho local, portanto, se as condições de contorno no horizonte forem determinadas, o estado do campo externo será especificado. Para encontrar as condições de contorno adequadas, considere um observador estacionário fora do horizonte na posição

${\ displaystyle r = 2M + {\ frac {\ rho ^ {2}} {8M}} \,}$

A métrica local para a ordem mais baixa é

${\ displaystyle \ left (\ mathrm {d} s \ right) ^ {2} \; = \; - \ left ({\ frac {\ rho} {4M}} \ right) ^ {2} \, \ left (\ mathrm {d} t \ right) ^ {2} + \ left (\ mathrm {d} \ rho \ right) ^ {2} + \ left (\ mathrm {d} X _ {\ perp} \ right) ^ {2} \; = \; - \ rho ^ {2} \, \ left (\ mathrm {d} \ tau \ right) ^ {2} + \ left (\ mathrm {d} \ rho \ right) ^ { 2} + \ left (\ mathrm {d} X _ {\ perp} \ right) ^ {2}}$,

que é Rindler em termos de τ = t/4 mi. A métrica descreve um quadro que está acelerando para não cair no buraco negro. A aceleração local, α =1/ρ, diverge como ρ → 0 .

O horizonte não é uma fronteira especial, e os objetos podem cair. Portanto, o observador local deve se sentir acelerado no espaço de Minkowski comum pelo princípio da equivalência. O observador do horizonte próximo deve ver o campo excitado em uma temperatura local

${\ displaystyle T \; = \; {\ frac {\ alpha} {2 \ pi}} \; = \; {\ frac {1} {2 \ pi \ rho}} \; = \; {\ frac { 1} {4 \ pi {\ sqrt {2Mr \ left (1 - {\ frac {2M} {r}} \ right) \,}} \,}} \,}$;

que é o efeito Unruh .

O desvio para o vermelho gravitacional é dado pela raiz quadrada do componente de tempo da métrica. Portanto, para que o estado da teoria de campo se estenda de forma consistente, deve haver um fundo térmico em todos os lugares com o redshift da temperatura local correspondente à temperatura do horizonte próximo:

${\ displaystyle T (r ') \; = \; {\ frac {1} {\, 4 \ pi {\ sqrt {2Mr \ left (1 - {\ frac {2M} {r}} \ right) \, }} \,}} {\ sqrt {\ frac {1 - {\ frac {2M} {r}}} {\, 1 - {\ frac {2M} {r '}} \,}}} \; = \; {\ frac {1} {4 \ pi {\ sqrt {2Mr \ left (1 - {\ frac {2M} {r '}} \ right)}}}} \,}$.

A temperatura inversa deslocada para o vermelho para r ′ no infinito é

${\ displaystyle T (\ infty) = {\ frac {1} {4 \ pi {\ sqrt {2Mr}}}}}$

e r é a posição do horizonte próximo, perto de 2 M , então isso é realmente:

${\ displaystyle T (\ infty) = {\ frac {1} {8 \ pi M}}}$.

Portanto, uma teoria de campo definida em um fundo de buraco negro está em um estado térmico cuja temperatura no infinito é:

${\ displaystyle T _ {\ text {H}} = {\ frac {1} {8 \ pi M}}}$.

Isso pode ser expresso de uma forma mais limpa em termos da gravidade da superfície do buraco negro; este é o parâmetro que determina a aceleração de um observador de horizonte próximo. Em unidades de Planck ( G = c = ħ = k _B = 1 ), a temperatura é

${\ displaystyle T _ {\ text {H}} = {\ frac {\ kappa} {2 \ pi}}}$,

onde κ é a gravidade da superfície do horizonte (em unidades de velocidade da luz por tempo de Planck ao quadrado). Portanto, um buraco negro só pode estar em equilíbrio com um gás de radiação a uma temperatura finita. Como a radiação incidente no buraco negro é absorvida, o buraco negro deve emitir uma quantidade igual para manter o equilíbrio detalhado . O buraco negro atua como um corpo negro perfeito irradiando a essa temperatura.

Em unidades SI , a radiação de um buraco negro de Schwarzschild é a radiação do corpo negro com a temperatura

${\ displaystyle T = {\ frac {\ hbar \, c ^ {3}} {8 \ pi Gk _ {\ text {B}} M}} \; \ aprox \; 1,2 \ vezes 10 ^ {23} {\ texto {K}} \, \ times {\ frac {1 \, {\ text {kg}}} {M}} \; = \; 6 \ vezes 10 ^ {- 8} {\ text {K}} \ , \ times {\ frac {M _ {\ odot}} {M}} \,}$,

onde ħ é a constante de Planck reduzida , c é a velocidade da luz , k _B é a constante de Boltzmann , G é a constante gravitacional , M _☉ é a massa solar e M é a massa do buraco negro.

A partir da temperatura do buraco negro, é simples calcular a entropia do buraco negro. A mudança na entropia quando uma quantidade de calor dQ é adicionada é:

${\ displaystyle \ mathrm {d} S \; = \; {\ frac {\ mathrm {d} Q} {T}} \; = \; 8 \ pi M \, \ mathrm {d} Q \,}$.

A energia térmica que entra serve para aumentar a massa total, então:

${\ displaystyle \ mathrm {d} S \; = \; 8 \ pi M \, \ mathrm {d} M \; = \; \ mathrm {d} \ left (4 \ pi M ^ {2} \ right) \,}$.

O raio de um buraco negro tem o dobro de sua massa em unidades de Planck , então a entropia de um buraco negro é proporcional à sua área de superfície:

${\ displaystyle S = \ pi R ^ {2} = {\ frac {A} {4}}}$.

Supondo que um pequeno buraco negro tenha entropia zero, a constante de integração é zero. Formar um buraco negro é a maneira mais eficiente de comprimir a massa em uma região, e essa entropia também é um limite no conteúdo de informação de qualquer esfera no espaço-tempo. A forma do resultado sugere fortemente que a descrição física de uma teoria da gravitação pode ser de alguma forma codificada em uma superfície delimitadora.

Evaporação de buraco negro

Quando as partículas escapam, o buraco negro perde uma pequena quantidade de sua energia e, portanto, parte de sua massa (massa e energia são relacionadas pela equação de Einstein E = mc ² ). Conseqüentemente, um buraco negro em evaporação terá uma vida útil finita. Por análise dimensional , o tempo de vida de um buraco negro pode ser mostrado em escala como o cubo de sua massa inicial, e Hawking estimou que qualquer buraco negro formado no início do universo com uma massa inferior a aproximadamente 10 ¹⁵  g teria evaporado completamente até os dias atuais.

Em 1976, Don Página refinado esta estimativa, calculando a energia produzida, e o tempo de evaporação, para um não rotativo, não-carregada de Schwarzschild buraco negro de massa M . O tempo para o horizonte de eventos ou entropia de um buraco negro reduzir pela metade é conhecido como tempo da página. Os cálculos são complicados pelo fato de que um buraco negro, sendo de tamanho finito, não é um corpo negro perfeito; a seção transversal de absorção diminui de maneira complicada e dependente do spin conforme a frequência diminui, especialmente quando o comprimento de onda se torna comparável ao tamanho do horizonte de eventos. Page concluiu que os buracos negros primordiais só poderiam sobreviver até os dias atuais se sua massa inicial fosse aproximadamente4 × 10 ¹¹  kg ou maior. Escrevendo em 1976, Page usando o entendimento dos neutrinos da época erroneamente trabalhou na suposição de que os neutrinos não têm massa e que apenas dois sabores de neutrinos existem e, portanto, seus resultados de vidas em buracos negros não correspondem aos resultados modernos que levam em consideração 3 sabores de neutrinos com massas diferentes de zero . Um cálculo de 2008 usando o conteúdo de partículas do Modelo Padrão e a figura WMAP para a idade do universo produziu um limite de massa de(5,00 ± 0,04) × 10 ¹¹  kg .

Se os buracos negros evaporam sob a radiação Hawking, um buraco negro de massa solar evapora ao longo de 10 ⁶⁴ anos, o que é muito mais do que a idade do universo. Um buraco negro supermassivo com uma massa de 10 ¹¹ (100 bilhões) M _☉ irá evaporar em torno2 × 10 ¹⁰⁰  anos . Prevê-se que alguns buracos negros monstruosos no universo continuem a crescer até talvez 10 ¹⁴ M _☉ durante o colapso de superaglomerados de galáxias. Mesmo estes evaporariam em uma escala de tempo de até 10 ¹⁰⁶ anos.

A energia emitida por um buraco negro sob a forma de radiação de Hawking pode ser facilmente estimado para o caso mais simples de um não rotativo, não-carregada de Schwarzschild buraco negro de massa M . Combinando as fórmulas para o raio de Schwarzschild do buraco negro, a lei de Stefan-Boltzmann da radiação do corpo negro, a fórmula acima para a temperatura da radiação e a fórmula para a área de superfície de uma esfera (o horizonte de eventos do buraco negro), vários equações podem ser derivadas.

A temperatura de radiação Hawking é:

${\ displaystyle T _ {\ mathrm {H}} = {\ frac {\ hbar c ^ {3}} {8 \ pi GMk _ {\ mathrm {B}}}}}$

A luminosidade Bekenstein-Hawking de um buraco negro, sob a suposição de emissão de fóton pura (ou seja, que nenhuma outra partícula é emitida) e sob a suposição de que o horizonte é a superfície radiante é:

${\ displaystyle P = {\ frac {\ hbar c ^ {6}} {15360 \ pi G ^ {2} M ^ {2}}}}$

onde P é a luminosidade, ou seja, a potência irradiada, ħ é a constante de Planck reduzida , c é a velocidade da luz , G é a constante gravitacional e M é a massa do buraco negro. Vale a pena mencionar que a fórmula acima ainda não foi derivada na estrutura da gravidade semiclássica .

O tempo que o buraco negro leva para se dissipar é:

${\ displaystyle t _ {\ mathrm {ev}} = {\ frac {5120 \ pi G ^ {2} M ^ {3}} {\ hbar c ^ {4}}} = {\ frac {480c ^ {2} V} {\ hbar G}} \ approx 2.1 \ times 10 ^ {67} \, {\ text {years}} \ \ left ({\ frac {M} {M _ {\ odot}}} \ right) ^ { 3},}$

onde M e V são a massa e o volume (Schwarzschild) do buraco negro. Um buraco negro de uma massa solar ( M _☉ =2,0 × 10 ³⁰  kg ) leva mais do que10 ⁶⁷  anos para evaporar - muito mais do que a idade atual do universo em14 × 10 ⁹  anos . Mas para um buraco negro de10 ¹¹  kg , o tempo de evaporação é2,6 × 10 ⁹  anos . É por isso que alguns astrônomos estão procurando por sinais de explosão de buracos negros primordiais .

No entanto, uma vez que o universo contém a radiação cósmica de fundo em micro-ondas , para que o buraco negro se dissipe, o buraco negro deve ter uma temperatura maior do que a radiação atual do corpo negro do universo de 2,7 K. Em 2020, Chou propôs uma teoria se um buraco negro primordial de rotação de massa de Plutão , a temperatura de radiação de Hawking será de 9,42 K, superior a 2,7 K CMB. Outro estudo sugere que M deve ser inferior a 0,8% da massa da Terra - aproximadamente a massa da Lua.

A evaporação do buraco negro tem várias consequências significativas:

• A evaporação do buraco negro produz uma visão mais consistente da termodinâmica dos buracos negros , mostrando como os buracos negros interagem termicamente com o resto do universo.
• Ao contrário da maioria dos objetos, a temperatura de um buraco negro aumenta à medida que ele irradia massa. A taxa de aumento da temperatura é exponencial, com o ponto final mais provável sendo a dissolução do buraco negro em uma violenta explosão de raios gama . Uma descrição completa dessa dissolução requer um modelo de gravidade quântica , no entanto, como ocorre quando a massa do buraco negro se aproxima de 1 massa de Planck , quando seu raio também se aproxima de dois comprimentos de Planck .
• Os modelos mais simples de evaporação do buraco negro levam ao paradoxo da informação do buraco negro . O conteúdo de informação de um buraco negro parece se perder quando ele se dissipa, já que nesses modelos a radiação de Hawking é aleatória (não tem relação com a informação original). Uma série de soluções para este problema foram propostas, incluindo sugestões de que a radiação Hawking é perturbada para conter a informação faltante, que a evaporação Hawking deixa alguma forma de partícula remanescente contendo a informação faltante, e que a informação pode ser perdida sob essas condições .

Problemas e extensões

Problema Trans-Planckiano

O problema trans-Planckiano é a questão de que o cálculo original de Hawking inclui partículas quânticas onde o comprimento de onda se torna mais curto do que o comprimento de Planck próximo ao horizonte do buraco negro. Isso se deve ao comportamento peculiar ali, onde o tempo para quando medido de longe. Uma partícula emitida por um buraco negro com uma frequência finita , se rastreada de volta ao horizonte, deve ter uma frequência infinita e, portanto, um comprimento de onda transplanckiano.

O efeito Unruh e o efeito Hawking falam sobre modos de campo no espaço-tempo superficialmente estacionário que mudam de frequência em relação a outras coordenadas que são regulares ao longo do horizonte. Isso é necessariamente assim, uma vez que ficar fora de um horizonte requer aceleração que constantemente muda os modos Doppler .

Um fóton de saída de radiação de Hawking, se o modo for rastreado no tempo, tem uma frequência que diverge daquela que tem a grande distância, à medida que se aproxima do horizonte, o que requer o comprimento de onda do fóton para "amassar" infinitamente no horizonte do buraco negro. Em uma solução Schwarzschild externa estendida ao máximo , a frequência desse fóton permanece regular apenas se o modo for estendido de volta para a região anterior, onde nenhum observador pode ir. Essa região parece ser inobservável e é fisicamente suspeita, então Hawking usou uma solução de buraco negro sem uma região passada que se forma em um tempo finito no passado. Nesse caso, a fonte de todos os fótons que saem pode ser identificada: um ponto microscópico bem no momento em que o buraco negro se formou pela primeira vez.

As flutuações quânticas naquele ponto minúsculo, no cálculo original de Hawking, contêm toda a radiação que sai. Os modos que eventualmente contêm a radiação emitida em tempos longos são desviados para o vermelho por uma quantidade tão grande por sua longa permanência próximo ao horizonte de eventos que começam como modos com um comprimento de onda muito menor do que o comprimento de Planck. Como as leis da física em distâncias tão curtas são desconhecidas, alguns acham o cálculo original de Hawking pouco convincente.

O problema trans-Planckiano é hoje em dia considerado principalmente um artefato matemático de cálculos de horizonte. O mesmo efeito ocorre para matéria regular caindo em uma solução de buraco branco . A matéria que cai no buraco branco se acumula nele, mas não tem região futura para onde possa ir. Traçando o futuro desta matéria, é comprimido no ponto final singular da evolução do buraco branco, em uma região trans-Planckiana. A razão para esses tipos de divergências é que os modos que terminam no horizonte do ponto de vista das coordenadas externas são singulares em frequência lá. A única maneira de determinar o que acontece classicamente é estender algumas outras coordenadas que cruzam o horizonte.

Existem imagens físicas alternativas que fornecem a radiação Hawking nas quais o problema trans-Planckiano é abordado. O ponto chave é que problemas trans-Planckianos semelhantes ocorrem quando os modos ocupados com a radiação Unruh são rastreados no tempo. No efeito Unruh, a magnitude da temperatura pode ser calculada a partir da teoria de campo de Minkowski comum e não é controversa.

Grandes dimensões extras

As fórmulas da seção anterior são aplicáveis ​​apenas se as leis da gravidade forem aproximadamente válidas até a escala de Planck. Em particular, para buracos negros com massas abaixo da massa de Planck (~10 ^-8  kg ), eles resultam em vidas impossíveis abaixo do tempo de Planck (~10 ⁻⁴³  s ). Isso normalmente é visto como uma indicação de que a massa de Planck é o limite inferior da massa de um buraco negro.

Em um modelo com grandes dimensões extras (10 ou 11), os valores das constantes de Planck podem ser radicalmente diferentes, e as fórmulas para a radiação de Hawking também devem ser modificadas. Em particular, o tempo de vida de um micro buraco negro com um raio abaixo da escala das dimensões extras é dado pela equação 9 em Cheung (2002) e equações 25 e 26 em Carr (2005).

${\ displaystyle \ tau \ sim {\ frac {1} {M _ {*}}} \ left ({\ frac {M _ {\ mathrm {BH}}} {M _ {*}}} \ right) ^ {\ frac {n + 3} {n + 1}} \ ,,}$

em que H _* é a escala de baixa energia, que pode ser tão baixa quanto alguns TeV, e n é o número de grandes dimensões adicionais. Esta fórmula agora é consistente com buracos negros tão leves quanto alguns TeV, com vidas na ordem do "novo tempo de Planck" ~10 ⁻²⁶  s .

Gravidade quântica em loop

Um estudo detalhado da geometria quântica do horizonte de eventos de um buraco negro foi feito usando a gravidade quântica em loop . A quantização em loop reproduz o resultado da entropia do buraco negro originalmente descoberta por Bekenstein e Hawking . Além disso, levou ao cálculo de correções de gravidade quântica para a entropia e radiação dos buracos negros.

Com base nas flutuações da área do horizonte, um buraco negro quântico exibe desvios do espectro de Hawking que seriam observáveis ​​se os raios X da radiação Hawking de buracos negros primordiais em evaporação fossem observados. Os efeitos quânticos são centrados em um conjunto de frequências discretas e não combinadas altamente pronunciadas no topo do espectro de radiação de Hawking.

Observação experimental

Pesquisa astronômica

Em junho de 2008, a NASA lançou o telescópio espacial Fermi , que busca os flashes terminais de raios gama esperados dos buracos negros primordiais em evaporação .

Física do colisor de íons pesados

Se especulativos dimensão extra grandes teorias estiverem corretas, então CERN 's Large Hadron Collider pode ser capaz de criar buracos negros micro e observar a sua evaporação. Nenhum desses micro buracos negros foi observado no CERN.

Experimental

Sob condições experimentalmente alcançáveis ​​para sistemas gravitacionais, este efeito é muito pequeno para ser observado diretamente. No entanto, os sinais podem ser simulados em um experimento de laboratório envolvendo pulsos de luz óptica sob condições que estão intimamente relacionadas à radiação Hawking do buraco negro (consulte Modelos analógicos de gravidade ).

Em setembro de 2010, uma configuração experimental criou um laboratório "horizonte de eventos do buraco branco" que os pesquisadores afirmam ter sido mostrado para irradiar um análogo óptico da radiação de Hawking. No entanto, os resultados permanecem não verificados e discutíveis, e seu status como uma confirmação genuína permanece em dúvida. Alguns cientistas prevêem que a radiação Hawking poderia ser estudada por analogia usando buracos negros sônicos , nos quais as perturbações sonoras são análogas à luz em um buraco negro gravitacional e o fluxo de um fluido aproximadamente perfeito é análogo à gravidade.

Outros projetos foram lançados para buscar essa radiação no âmbito de modelos analógicos de gravidade .

Veja também

• Termodinâmica de buraco negro
• Nave estelar buraco negro
• Processo Blandford-Znajek e processo Penrose , outras extrações de energia do buraco negro
• Efeito Gibbons-Hawking
• Aposta Thorne-Hawking-Preskill
• Efeito Unruh

Referências

Leitura adicional

links externos

• Ferramenta calculadora de radiação Hawking
• O caso dos mini buracos negros A. Barrau & J. Grain explicam como a radiação Hawking pode ser detectada em colisões