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Pergunte a Ethan: Os buracos negros crescem mais rápido do que evaporam?

A massa de um buraco negro é o único fator determinante do raio do horizonte de eventos, para um buraco negro isolado e não rotativo, como ilustra esta simulação. Crédito da imagem: equipe SXS; Bohn et ai. 2015.

Quando a matéria cai, os buracos negros crescem. Mas a radiação Hawking diz que os buracos negros decaem. Quem ganha?

Talvez esse seja o nosso erro: talvez não haja posições e velocidades de partículas, mas apenas ondas. É só que tentamos ajustar as ondas às nossas ideias preconcebidas de posições e velocidades. A incompatibilidade resultante é a causa da aparente imprevisibilidade. – Stephen Hawking

Os buracos negros são os objetos únicos mais massivos do Universo conhecido. Mais massivos do que o Sol – às vezes milhões ou até bilhões de vezes mais massivos – eles são formados a partir do colapso de estrelas ultramassivas e seus remanescentes. Qualquer coisa que cruze o horizonte de eventos está destinada a chegar à singularidade central, aumentando a massa do buraco negro. Mas graças à combinação da relatividade geral, que nos diz como o espaço é curvado pela massa, e a teoria quântica de campos, que nos diz como o espaço vazio se comporta espontaneamente, aprendemos que os buracos negros não permanecem estáveis ​​para sempre, mas decaem. Qual deles vencerá: o crescimento ou a decadência? É isso que Steve Fitch quer saber:

Querendo saber por que os buracos negros não estariam crescendo mais rápido do que podem evaporar devido à radiação [Hawking]. Se pares de partículas estão entrando em erupção em todos os lugares do espaço, incluindo dentro de horizontes de eventos [buracos negros], e nem todos eles estão aniquilando uns aos outros logo em seguida, por que um [buraco negro] não incha lentamente devido a partículas sobreviventes que não são atingidas? aniquilado?

Há um equívoco aqui, no entanto. Vamos começar com isso.

Uma visualização do QCD ilustra como os pares partícula/antipartícula saem do vácuo quântico por períodos de tempo muito pequenos como consequência da incerteza de Heisenberg. Crédito da imagem: Derek B. Leinweber.

Sim, o espaço vazio é um lugar interessante. De muitas maneiras, não é muito vazio! Claro, você pode imaginar tirar toda a matéria, toda a radiação, todos os quanta de energia, até mesmo toda a curvatura completamente para fora de uma região do espaço, até que tudo o que resta seja o mais próximo do nada que podemos obter neste Universo. No entanto, mesmo assim, a energia do ponto zero desse espaço vazio não é zero. Mesmo com tudo o que você pode remover, ainda há uma quantidade diferente de zero de energia inerente ao próprio espaço. Uma maneira de visualizar isso é como pares partícula-antipartícula, surgindo e desaparecendo.

Agora, pegue essa mesma visualização e coloque um buraco negro nesse espaço.

Pares partículas-antipartículas surgem e desaparecem continuamente, tanto dentro quanto fora do horizonte de eventos de um buraco negro. Quando um par criado de fora tem um de seus membros, é aí que as coisas ficam interessantes. Crédito da imagem: Ulf Leonhardt da Universidade de St. Andrews.

Você terá três regiões onde esses pares partícula-antipartícula emergem:

1. Onde ambos os membros do par começam fora do buraco negro, existem e re-aniquilam do lado de fora.
2. Onde ambos os membros do par começam dentro do horizonte de eventos do buraco negro, existem e re-aniquilam dentro.
3. Onde ambos os membros começam do lado de fora, mas um cai enquanto o outro escapa.

Sim, isso é simplificado demais, mas é uma das visualizações mais diretas que obtém os recursos qualitativos corretos, mesmo que não descreva com precisão onde a radiação Hawking se origina ou qual é seu espectro de energia. Na realidade, o que você obtém é um espectro de radiação de corpo negro – principalmente na forma de fótons de energia extremamente baixa – que está relacionado ao tamanho do horizonte de eventos do seu buraco negro, onde buracos negros menores irradiam mais rápido.

A radiação Hawking é o que inevitavelmente resulta das previsões da física quântica no espaço-tempo curvo ao redor do horizonte de eventos de um buraco negro. Este diagrama mostra que é a energia de fora do horizonte de eventos que cria a radiação, o que significa que o buraco negro deve perder massa para compensar. Crédito da imagem: E. Siegel.

O que você precisa perceber é que esses pares não existem fisicamente; são apenas ferramentas de cálculo. Um par que surge dentro do buraco negro não pode adicionar massa ao próprio buraco negro, porque a energia total nele é a mesma o tempo todo. Afinal, a energia para os pares partícula-antipartícula veio do espaço ao seu redor! Mas se você tem energia que se origina do espaço externo e resulta em real radiação se afastando do buraco negro, essa energia deve vir do próprio buraco negro, diminuindo sua massa. É assim que a radiação Hawking funciona, e é por isso que os buracos negros acabam decaindo.

O horizonte de eventos de um buraco negro é uma região esférica ou esferoidal da qual nada, nem mesmo a luz, pode escapar. Mas fora do horizonte de eventos, prevê-se que o buraco negro emita radiação. Crédito da imagem: NASA; Jörn Wilms (Tübingen) et ai.; ESA.

Podemos quantificar essa taxa de decaimento e a temperatura da radiação e descobrir que os buracos negros perdem massa a uma taxa tremendamente lenta! Para um buraco negro com a massa do Sol, a temperatura atual de sua radiação Hawking será de 62 nanoKelvin e levará 10⁶⁷ anos para evaporar. Para aquele no centro da nossa galáxia, ele irradia a 15 femtokelvin e leva 10⁸⁷ anos para evaporar. Os maiores buracos negros de todos levarão 10¹⁰⁰ anos para evaporar! No entanto, durante todo esse tempo, também há matéria que é sugada para o buraco negro em questão.

Os buracos negros não são objetos isolados no espaço, mas existem entre a matéria e a energia no Universo, galáxia e sistemas estelares onde residem. Eles crescem acumulando e devorando matéria e energia mais rápido, atualmente, do que perdem energia da radiação Hawking. Crédito da imagem: Colaboração do Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA.

O material de outras estrelas, da poeira cósmica, da matéria interestelar, nuvens de gás ou mesmo a radiação e os neutrinos que sobraram do Big Bang podem contribuir. A matéria escura interveniente colidirá com o buraco negro, aumentando também a sua massa. O equivalente em massa da perda de radiação é muitas ordens de magnitude menor do que a quantidade de matéria absorvida por qualquer buraco negro. Mas há um limite para a matéria que pode ser absorvida.

Com o tempo, o gás é queimado em estrelas, objetos colapsados ​​são ejetados no meio intergaláctico e a dissociação gravitacional separa os objetos. Pode levar algo em torno de 10²⁰ anos - dez bilhões de vezes a idade atual do Universo - para a taxa de absorção de matéria cair abaixo da taxa de radiação Hawking, mas isso acontecerá eventualmente. E quando isso acontecer, a decadência do buraco negro começará a vencer. Todos os buracos negros que conhecemos no Universo hoje ainda estão crescendo, mas esse crescimento atingirá um máximo finito. Depois disso, a radiação Hawking triunfará.

À medida que um buraco negro encolhe em massa e raio, a radiação Hawking que emana dele se torna cada vez maior em temperatura e potência. Uma vez que a taxa de decaimento excede a taxa de crescimento, a radiação Hawking só aumenta em temperatura e potência. Crédito da imagem: NASA.

Começa devagar, mas a radiação Hawking aumentará com o tempo, principalmente quando a massa do buraco negro começar a encolher sensivelmente. Uma vez que você forma uma singularidade, você permanece uma singularidade – e retém um horizonte de eventos – até o momento em que sua massa chega a zero. Esse segundo final da vida de um buraco negro, no entanto, resultará em uma liberação de energia muito específica e muito grande. Quando a massa cai para 228 toneladas métricas, esse é o sinal de que resta exatamente um segundo. O tamanho do horizonte de eventos na época será de 340 yoctômetros, ou 3,4 × 10^-22 metros: o tamanho de um comprimento de onda de um fóton com uma energia maior do que qualquer partícula que o LHC já produziu. Mas nesse segundo final, um total de 2,05 × 10²² Joules de energia, o equivalente a cinco milhões de megatons de TNT, será liberado. É como se um milhão de bombas de fusão nuclear explodissem de uma só vez em uma pequena região do espaço; esse é o estágio final da evaporação do buraco negro.

Contra um pano de fundo aparentemente eterno de escuridão eterna, um único flash de luz emergirá: a evaporação do buraco negro final no Universo. Crédito da imagem: ortega-pictures/pixabay.

Isso ocorrerá tão longe no futuro que tal flash de luz será a única coisa visível em todo o Universo quando ocorrer. Todas as estrelas e resquícios estelares terão escureceu há muito tempo. Mesmo que os buracos negros hoje está crescendo mais rápido do que podem decair, essa é uma situação que não vai durar para sempre. Uma vez que ficamos sem matéria em queda, ou a taxa cai abaixo da taxa de radiação Hawking, o decaimento é a única coisa que resta, e é terrivelmente persistente. Então anime-se! Os buracos negros crescerão e crescerão e crescerão por bilhões de anos antes de começarem a decair mais rápido do que estão crescendo, e mesmo quando o fazem, eles têm períodos de tempo incríveis antes de desaparecerem. Mas espere o tempo necessário, e até mesmo o buraco negro mais massivo do Universo irá evaporar. A radiação Hawking é o destino inevitável de todos os buracos negros do Universo.

Envie suas perguntas Ask Ethan para beginwithabang no gmail ponto com !

Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium graças aos nossos apoiadores do Patreon . Ethan é autor de dois livros, Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .

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